Izquierda: Imagen relacionada de ALMA de GSS30 IRS3 a 1,3 mm. Las líneas blancas son 5, 10, 20, 40, 60, 80, 100, 130, 160, 190 y 220 veces el valor eficaz (1σ = 18,5 µJy haz´1). Medio: imagen del modelo ajustado gaussiano. Derecha: restos de una imagen de modelo de ajuste gaussiano. Las líneas blancas son -20, -10, 5, 10, 20, 40, 60, 80, 100, 130, 160, 190 y 220 veces la raíz cuadrática media. Las líneas discontinuas representan líneas negativas. El tamaño del haz está representado por la elipse rellena en la esquina inferior izquierda de las tres imágenes. — astro-ph.SR
Presentamos resultados del Programa ALMA Large para observar la formación planetaria temprana en los CD de la protoestrella clase 0 GSS30 IRS3. Nuestras observaciones incluyeron el continuo de 1,3 mm con una resolución de 0,05 (7,8 AU) y varias especies moleculares, incluidas 12monóxido de carbono, 13Monóxido de carbono, c18Oh2CO y C3h2.
El análisis de la continuidad del polvo reveló una estructura en forma de disco con un tamaño de eje mayor de aproximadamente 200 AU. Observamos una asimetría en el eje secundario de la emisión continua, lo que indica que la emisión es ópticamente espesa y que el disco está brillando. Por otro lado, identificamos dos protuberancias prominentes a lo largo del eje mayor ubicadas a distancias de 26 y 50 AU de la protoestrella central.
El origen de las protuberancias sigue siendo incierto y puede deberse a una subestructura compacta dentro del disco o al resultado de la distribución de temperatura en lugar de la densidad de la superficie debido a una emisión continua ópticamente espesa. 12La emisión de monóxido de carbono revela un flujo molecular que consta de tres componentes distintos: un componente paralelo, un componente de velocidad media caracterizado por una forma de reloj de arena y un componente de baja velocidad con un ángulo más amplio.
Asociamos estos componentes con la coexistencia del chorro y el disco de viento.18La emisión de oxígeno sigue tanto al disco estelar kepleriano en rotación como a la caída de la capa en rotación. Medimos una masa dinámica estelar de 0,35±0,09 m⊙.
Alejandro Santamaría Miranda, Itziar de Gregorio Monsalvo, Nagayoshi Ohashi, John J. Tobin, Jinshi Sai, Jess K. Jorgensen, Yusuke Aso, Zhi Yu Daniel Lin, Christian Flores, Mio Kido, Patrick M. Koch, Woojin Kwon, Chang-Won Lee, Chi-Yun Lee, Leslie W. Looney, Adele L. Plunkett, Shigesa Takakowa, Merrill L. R. van t. Hoff, Jonathan B. Williams, Hsi-Wei Yin.
Comentarios: 25 páginas, 19 figuras. Aceptado para publicación en A&A Journal
Temas: Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR); Astrofísica terrestre y planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA)
Cite lo siguiente: arXiv:2407.20885 [astro-ph.SR] (O arXiv:2407.20885v1 [astro-ph.SR] (para esta versión)
Fecha de publicación
Por: Alejandro Santamaría Miranda
[v1] Martes 30 de julio de 2024 15:00:04 UTC (32.412 KB)
https://arxiv.org/abs/2407.20885
astrobiología, exoplanetas,
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