20 Myr y evidencia espectroscópica de acreción de . [1] [2] K s − Yo 4 > 2 {\displaystyle Ks-W4>2} ">
stringtranslate.com

Disco de Peter Pan

Un disco de Peter Pan es un disco circunestelar que rodea a una estrella o enana marrón y que parece haber retenido suficiente gas para formar un planeta gigante gaseoso durante mucho más tiempo que la escala de tiempo de dispersión de gas que se supone normalmente de aproximadamente 5 millones de años. Se han observado varios ejemplos de estos discos en órbita alrededor de estrellas con tipos espectrales de M o posteriores. La presencia de gas alrededor de estos discos generalmente se ha inferido a partir de la cantidad total de radiación emitida desde el disco en longitudes de onda infrarrojas y/o firmas espectroscópicas de hidrógeno que se acumula en la estrella. Para ajustarse a una definición específica de un disco de Peter Pan, la fuente debe tener un "color" infrarrojo de , una edad de >20 Myr y evidencia espectroscópica de acreción de . [1] [2]

En 2016, los voluntarios del proyecto Disk Detective descubrieron WISE J080822.18-644357.3 (o J0808). Esta estrella de baja masa mostraba signos de juventud, por ejemplo, un fuerte exceso de infrarrojos y una acreción activa de material gaseoso. Forma parte de la 45+11
−7Grupo móvil joven Myr old Carina , más antiguo de lo esperado para estas características de una enana M. [3] [4] Se descubrió que otras estrellas y enanas marrones eran similares a J0808, con signos de juventud mientras estaban en un grupo móvil más antiguo. [4] [2] Junto con J0808, estos acretores de baja masa más antiguos en grupos móviles cercanos se han llamado discos de Peter Pan en un artículo científico publicado a principios de 2020. [5] [2] Desde entonces, el término fue utilizado por otros grupos de investigación independientes. [6] [7] [8]

Nombre

Los discos de Peter Pan reciben su nombre del personaje principal Peter Pan en la obra de teatro y el libro Peter Pan, o el niño que no quería crecer , escrito por J. M. Barrie en 1904. Los discos de Peter Pan tienen una apariencia juvenil, a pesar de ser viejos en años. En otras palabras: los discos de Peter Pan "se niegan a crecer", una característica que comparten con los niños perdidos y el personaje principal de Peter Pan. [2] [1]

Características

Los discos de Peter Pan conocidos tienen la línea espectroscópica H-alfa como signo de acreción. J0808 muestra variaciones en las líneas Paschen-β y Brackett-γ , lo que es un claro signo de acreción. [1] [2] También se identificó como rico en litio , lo que es un signo de juventud. [4] Dos discos de Peter Pan (J0808 y J0632) muestran variación debido al material del disco que bloquea la luz de la estrella. [1] [9] J0808 y J0501 también mostraron llamaradas . [1] [2] Algunos de los discos de Peter Pan (J0446, J0949, LDS 5606 y J1915) son binarios o sospechosos de serlo. [2] [10] [11] J0226 es un candidato a enano marrón [2] y Delorme 1 (AB)b es un objeto de masa planetaria en una órbita circumbinaria . [7] [12] [13]

Se ha sugerido que los discos de Peter Pan tardan más en disiparse debido a la menor fotoevaporación causada por la menor emisión de rayos X y ultravioleta lejano proveniente de la enana M. [2] Los modelos han demostrado que el disco puede sobrevivir durante 50 millones de años alrededor de estrellas con una masa inferior a 0,6 M☉ y en entornos de baja radiación. A masas superiores de 0,6 a 0,8 M☉ las estrellas forman un hueco interior antes de los 50 millones de años, lo que impide la acreción. [14] Las observaciones con el Observatorio de rayos X Chandra mostraron que los discos de Peter Pan tienen una luminosidad de rayos X similar a la de las enanas M de campo, con propiedades similares a las estrellas T Tauri de líneas débiles. Los investigadores de este estudio concluyeron que la luminosidad de rayos X actual del disco de Peter Pan no puede explicar su vejez. La vejez del disco podría ser el resultado de un flujo ultravioleta lejano más débil incidente en el disco, debido a una acreción más débil en la etapa previa a la secuencia principal . [15] Se propuso que los discos se forman con una distribución de vida útil, con algunos discos existiendo solo por unos pocos millones de años y otros por docenas de millones de años. Esto explicaría por qué algunas enanas M de más de 20 millones de años muestran acreción debido a un disco, pero no todas las enanas M de esta edad. El equipo de investigación encontró una fracción de disco inicial del 65% para las enanas M (M3.7-M6) y la distribución de vida útil del disco coincide con una distribución gaussiana o de Weibull . [16]

Discos de Peter Pan conocidos

El prototipo del disco de Peter Pan es WISE J080822.18-644357.3. [2] Fue descubierto por el proyecto de ciencia ciudadana dirigido por la NASA Disk Detective . [17]

Murphy et al. encontraron discos de Peter Pan adicionales en la literatura, que fueron identificados como parte de las asociaciones Columba y Tucana-Horologium . La Disk Detective Collaboration identificó dos discos de Peter Pan adicionales en las asociaciones Columba y Carina. [2] El artículo también menciona que los miembros de NGC 2547 fueron identificados previamente por tener un exceso de 22 μm y podrían ser similares a los discos de Peter Pan. [2] [18] 2MASS 08093547-4913033, que es una de las enanas M con un disco de escombros en NGC 2547, fue observada con el espectrógrafo infrarrojo Spitzer . En este sistema, la primera detección de silicato se realizó a partir de un disco de escombros alrededor de una estrella de tipo M. Si bien el sistema muestra la línea H-alfa , se interpretó que estaba desprovista de gas y no acumulaba. [19]

En los años siguientes se descubrieron objetos adicionales. [7] [9] [10] [11] Algunos objetos no encajan exactamente en la definición de discos de Peter Pan, pero son lo suficientemente similares como para ser análogos: se descubrió que el objeto 2MASS J06195260-2903592 era un31+22
−10Análogo de los discos de Peter Pan de hace miles de años. Sin embargo, este objeto no muestra acreción. [20] La estrella PDS 111 se interpreta como un análogo de mayor masa de los discos de Peter Pan, con una edad de15.9+1,7
-3,7Myrs, una masa de1,2 ± 0,1 M ☉ , acreción activa y un disco con imágenes directas. [21] Un equipo también encontró estrellas antiguas en acreción en la Gran Nube de Magallanes en la Nebulosa de la Tarántula . [22] Esto podría explicarse con una baja metalicidad en la LMC, que puede conducir a discos más masivos que son menos opacos. [14]

Lista de candidatos para discos de Peter Pan

2MASS J0041353-562112 fue descartado ya que pertenece al grupo móvil Beta Pictoris y no muestra exceso. [2]

Implicaciones para la formación de planetas alrededor de estrellas M

Existen diferentes modelos para explicar la existencia de los discos de Peter Pan, como planetesimales desestructurados [4] o colisiones recientes de cuerpos planetarios. [28] Una explicación es que los discos de Peter Pan son discos primordiales de larga vida. [6] Esto seguiría la tendencia de las estrellas de menor masa que requieren más tiempo para disipar sus discos. Los exoplanetas alrededor de estrellas M tendrían más tiempo para formarse, lo que afectaría significativamente a las atmósferas de estos planetas. [1] [2]

Los discos de Peter Pan que forman sistemas multiplanetarios podrían obligar a los planetas a seguir órbitas resonantes muy cercanas . El sistema de siete planetas TRAPPIST-1 podría ser el resultado final de un disco de Peter Pan de este tipo. [9]

Un disco de Peter Pan también podría ayudar a explicar la existencia de planetas joviales alrededor de enanas M, como TOI-5205b . Una vida útil más larga para un disco daría más tiempo para que se formara un núcleo sólido, lo que podría iniciar una acreción descontrolada del núcleo . [29]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcdef silverbergastro (17 de enero de 2020). «Nuestro nuevo artículo: «Discos de Peter Pan»». Detective de discos . Consultado el 22 de enero de 2020 .
  2. ^ abcdefghijklmnopqr Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton KD; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru; Hamilton, Joshua; Holden, Jonathan; Hyogo, Michiharu; the Disk Detective Collaboration (14 de enero de 2020). "Discos de Peter Pan: discos de acreción de larga duración alrededor de estrellas jóvenes M". The Astrophysical Journal . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Código Bibliográfico :2020ApJ...890..106S. doi : 10.3847/1538-4357/ab68e6 . S2CID  210718358.
  3. ^ ab Silverberg, Steven M.; Kuchner, Marc J.; Wisniewski, John P.; Gagné, Jonathan; Bans, Alissa S.; Bhattacharjee, Shambo; Currie, Thayne R.; Debes, John R.; Biggs, Joseph R. (14 de octubre de 2016). "Un nuevo candidato a disco de escombros enano M en un grupo joven en movimiento descubierto con Disk Detective". The Astrophysical Journal . 830 (2): L28. arXiv : 1610.05293 . Bibcode :2016ApJ...830L..28S. doi : 10.3847/2041-8205/830/2/L28 . ISSN  2041-8205. S2CID  119183849.
  4. ^ abcde Murphy, Simon J.; Mamajek, Eric E.; Bell, Cameron PM (21 de mayo de 2018). "WISE J080822.18−644357.3 – un enano M de 45 millones de años que alberga un disco primordial". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 476 (3): 3290–3302. arXiv : 1703.04544 . Bibcode :2018MNRAS.476.3290M. doi : 10.1093/mnras/sty471 . ISSN  0035-8711. S2CID  119341475.
  5. ^ "Estrellas de baja masa | Steven M. Silverberg". www.nhn.ou.edu . Consultado el 25 de julio de 2019 .
  6. ^ ab Coleman, Gavin; Haworth, Thomas J. (junio de 2020). «Discos de Peter Pan: en busca de los parámetros de Nunca Jamás». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 496 (1): 111. arXiv : 2006.06115 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.496L.111C. doi : 10.1093/mnrasl/slaa098 . S2CID  219573224.
  7. ^ abcd Eriksson, Simon C.; Asensio Torres, Rubén; Janson, Markus; Aoyama, Yuhiko; Marleau, Gabriel-Dominique; Bonnefoy, Mickael; Petrus, Simon (2020-06-01). "Fuerte emisión Halpha y signos de acreción en un planeta compañero circumbinario de masa de MUSE". Astronomía y Astrofísica . 638 : L6. arXiv : 2005.11725 . Bibcode :2020A&A...638L...6E. doi :10.1051/0004-6361/202038131. ISSN  0004-6361. S2CID  218870278.
  8. ^ Dai, Fei; Winn, Joshua N.; Schlaufman, Kevin; Wang, Songhu; Weiss, Lauren; Petigura, Erik A.; Howard, Andrew W.; Fang, Min (1 de junio de 2020). "Sondeo California-Kepler. IX. Revisando la nebulosa extrasolar de masa mínima con parámetros estelares precisos". The Astronomical Journal . 159 (6): 247. arXiv : 2004.04847 . Código Bibliográfico :2020AJ....159..247D. doi : 10.3847/1538-3881/ab88b8 . S2CID  215736954.
  9. ^ abcd Gaidos, Eric; Mann, Andrew W.; Rojas-Ayala, Bárbara; Feiden, Gregory A.; Wood, Mackenna L.; Narayanan, Suchitra; Ansdell, Megan; Jacobs, Tom; LaCourse, Daryll (1 de julio de 2022). "Planetesimales alrededor de estrellas con TESS (PAST) - II. Una estrella enana M 'dipper' con un disco de larga vida en la zona de observación continua de TESS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 514 (1): 1386–1402. arXiv : 2204.14163 . Código Bibliográfico :2022MNRAS.514.1386G. doi : 10.1093/mnras/stac1433 . ISSN  0035-8711.
  10. ^ abcde Lee, Jinhee; Song, Inseok; Murphy, Simon (1 de mayo de 2020). «2MASS J15460752-6258042: un enano de media luna que alberga un disco de acreción prolongado». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 494 (1): 62–68. arXiv : 2002.12600 . Bibcode :2020MNRAS.494...62L. doi : 10.1093/mnras/staa689 . ISSN  0035-8711.
  11. ^ abc Stahl, Asa G.; Johns-Krull, Christopher M.; Flagg, L. (1 de diciembre de 2022). "Seguimiento de estrellas jóvenes identificadas con BANYAN Σ: nuevos miembros de baja masa de grupos móviles cercanos". The Astrophysical Journal . 941 (1): 101. Bibcode :2022ApJ...941..101S. doi : 10.3847/1538-4357/ac8b78 . ISSN  0004-637X.
  12. ^ ab Betti, SK; Follette, KB; Ward-Duong, K.; Aoyama, Y.; Marleau, G. -D.; Bary, J.; Robinson, C.; Janson, M.; Balmer, W.; Chauvin, G.; Palma-Bifani, P. (1 de agosto de 2022). "Firmas de acreción en el infrarrojo cercano del compañero de masa planetaria circumbinaria Delorme 1 (AB)b". The Astrophysical Journal . 935 (1): L18. arXiv : 2208.05016 . Código Bibliográfico :2022ApJ...935L..18B. doi : 10.3847/2041-8213/ac85ef . ISSN  0004-637X.
  13. ^ ab Ringqvist, Simon C.; Viswanath, Gayathri; Aoyama, Yuhiko; Janson, Markus; Marleau, Gabriel-Dominique; Brandeker, Alexis (1 de enero de 2023). "Líneas de emisión de hidrógeno resueltas en el ultravioleta cercano en el protoplaneta superjoviano de 40 millones de años Delorme 1 (AB)b. Indicaciones de acreción magnetosférica". Astronomía y Astrofísica . 669 : L12. arXiv : 2212.03207 . Código Bibliográfico :2023A&A...669L..12R. doi :10.1051/0004-6361/202245424. ISSN  0004-6361.
  14. ^ ab Wilhelm, Martijn JC; Portegies Zwart, Simon (1 de enero de 2022). "Explorando la posibilidad de discos de Peter Pan a través de la masa estelar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 509 (1): 44–51. arXiv : 2109.01456 . Código Bibliográfico :2022MNRAS.509...44W. doi : 10.1093/mnras/stab2523 . ISSN  0035-8711.
  15. ^ Laos, Stefan; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Silverberg, Steven M.; Günther, Hans Moritz; Principe, David A.; Bonine, Brett; Kounkel, Marina; The Disk Detective Collaboration (2022-08-01). "Observaciones de Chandra de seis discos de Peter Pan: la diversidad de tasas de fotoevaporación interna impulsadas por rayos X no explica su rara longevidad". The Astrophysical Journal . 935 (2): 111. arXiv : 2207.07140 . Código Bibliográfico :2022ApJ...935..111L. doi : 10.3847/1538-4357/ac8156 . ISSN  0004-637X.
  16. ^ Pfalzner, Susanne; Dincer, Furkan (1 de marzo de 2024). "Estrellas de baja masa: distribución de su vida útil en discos protoplanetarios". The Astrophysical Journal . 963 (2): 122. arXiv : 2401.03775 . Código Bibliográfico :2024ApJ...963..122P. doi : 10.3847/1538-4357/ad1bef . ISSN  0004-637X.
  17. ^ Ramsey, Sarah (21 de octubre de 2016). "Científicos ciudadanos descubren un posible nuevo territorio para cazar exoplanetas". NASA . Consultado el 22 de enero de 2020 .
  18. ^ Forbrich, Jan; Lada, Charles J.; Muench, August A.; Teixeira, Paula S. (noviembre de 2008). "Nuevos candidatos a discos de escombros enanos M en NGC 2547". The Astrophysical Journal . 687 (2): 1107. arXiv : 0807.3597 . Bibcode :2008ApJ...687.1107F. doi :10.1086/592035. ISSN  0004-637X. S2CID  119215678.
  19. ^ Teixeira, Paula S.; Lada, Charles J.; Wood, Kenneth; Robitaille, Thomas P.; Luhman, Kevin L. (julio de 2009). "Caracterización mediante espectrógrafo infrarrojo de un disco de escombros alrededor de una estrella de tipo M en NGC 2547". The Astrophysical Journal . 700 (1): 454–459. arXiv : 0905.2469 . Código Bibliográfico :2009ApJ...700..454T. doi :10.1088/0004-637X/700/1/454. ISSN  0004-637X. S2CID  8231130.
  20. ^ Liu, Michael C.; Magnier, Eugene A.; Zhang, Zhoujian; Gaidos, Eric; Dupuy, Trent J.; Liu, Pengyu; Biller, Beth A.; Vos, Johanna M.; Allers, Katelyn N.; Hinkle, Jason T.; Shappee, Benjamin J.; Constantinou, Sage NL; Dennis, Mitchell T.; Emerson, Kenji S. (1 de octubre de 2022). "Sobre la variabilidad inusual de 2MASS J06195260-2903592: un disco de larga duración alrededor de una enana ultrafría joven". The Astronomical Journal . 164 (4): 165. arXiv : 2208.14551 . Código Bibliográfico :2022AJ....164..165L. doi : 10.3847/1538-3881/ac8cee . ISSN  0004-6256.
  21. ^ Derkink, Annelotte; Ginski, Christian; Pinilla, Paola; Kurtovic, Nicolas; Kaper, Lex; de Koter, Alex; Valegård, Per-Gunnar; Mamajek, Eric; Backs, Frank; Benisty, Myriam; Birnstiel, Til; Columba, Gabriele; Dominik, Carsten; Garufi, Antonio; Hogerheijde, Michiel (1 de agosto de 2024). "Estudio de la evolución del disco mediante imágenes de estrellas jóvenes cercanas (DESTINYS): PDS 111, una vieja estrella T Tauri con un disco de aspecto joven". Astronomía y Astrofísica . 688 : A149. arXiv : 2406.04160 . Código Bibliográfico :2024A&A...688A.149D. doi :10.1051/0004-6361/202348555. ISSN  0004-6361.
  22. ^ De Marchi, Guido; Panagia, Nino; Beccari, Giacomo (1 de septiembre de 2017). "Determinación fotométrica de las tasas de acreción de masa de estrellas anteriores a la secuencia principal. V. Formación estelar reciente en la nebulosa 30 Dor". The Astrophysical Journal . 846 (2): 110. arXiv : 1708.03631 . Bibcode :2017ApJ...846..110D. doi : 10.3847/1538-4357/aa85e9 . ISSN  0004-637X.
  23. ^ ab Boucher, Anne; Lafrenière, David; Gagné, Jonathan; Malo, Lison; Faherty, Jacqueline K.; Doyon, René; Chen, Christine H. (15 de noviembre de 2016). "Banyan. Viii. Nuevas estrellas de baja masa y enanas marrones con discos circunestelares candidatos". The Astrophysical Journal . 832 (1): 50. arXiv : 1608.08259 . Bibcode :2016ApJ...832...50B. doi : 10.3847/0004-637X/832/1/50 . ISSN  0004-637X. S2CID  119017727.
  24. ^ abc Luhman, KL (1 de octubre de 2024). "Un censo del grupo móvil β Pic y otras asociaciones cercanas con Gaia". The Astronomical Journal . 168 (4): 159. arXiv : 2409.06092 . Código Bibliográfico :2024AJ....168..159L. doi : 10.3847/1538-3881/ad697d . ISSN  0004-6256.
  25. ^ Rodriguez, David R.; Zuckerman, Ben; Faherty, Jacqueline K.; Vican, Laura (1 de julio de 2014). "Un binario polvoriento M5 en el grupo móvil β Pictoris". Astronomía y Astrofísica . 567 : A20. arXiv : 1404.2543 . Bibcode :2014A&A...567A..20R. doi :10.1051/0004-6361/201423604. ISSN  0004-6361.
  26. ^ White, Russel J.; Hillenbrand, Lynne A. (1 de marzo de 2005). "Un disco de acreción de larga duración alrededor de una estrella binaria T Tauri con escasez de litio". The Astrophysical Journal . 621 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0501307 . Bibcode :2005ApJ...621L..65W. doi :10.1086/428752. ISSN  0004-637X.
  27. ^ Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Watson, Dan M.; D'Alessio, P.; Furlan, E.; Sargent, B.; Forrest, WJ; Uchida, KI; Green, JD; Sloan, GC; Chen, CH; Najita, J.; Kemper, F.; Herter, TL; Morris, P. (1 de agosto de 2005). "El disco de acreción del sistema binario joven St 34, empobrecido en litio". The Astrophysical Journal . 628 (2): L147–L150. Bibcode :2005ApJ...628L.147H. doi :10.1086/432756. ISSN  0004-637X.
  28. ^ Flaherty, Kevin M.; Hughes, A. Meredith; Mamajek, Eric E.; Murphy, Simon J. (13 de febrero de 2019). "El potencial de formación de planetas alrededor de una enana M en acreción de 45 millones de años". The Astrophysical Journal . 872 (1): 92. arXiv : 1812.04124 . Código Bibliográfico :2019ApJ...872...92F. doi : 10.3847/1538-4357/aaf794 . ISSN  1538-4357. S2CID  119251811.
  29. ^ Kanodia, Shubham; Mahadevan, Suvrath ; Libby-Roberts, Jessica; Stefansson, Gudmundur; Cañas, Caleb I.; Piette, Anjali AA; Boss, Alan; Teske, Johanna; Chambers, John; Zeimann, Greg; Monson, Andrew; Robertson, Paul; Ninan, Joe P.; Lin, Andrea SJ; Bender, Chad F. (1 de marzo de 2023). "TOI-5205b: Un planeta joviano de período corto en tránsito por una enana de media M". The Astronomical Journal . 165 (3): 120. arXiv : 2209.11160 . Código Bibliográfico :2023AJ....165..120K. doi : 10.3847/1538-3881/acabce . hdl : 20.500.11850/601567 . ISSN  0004-6256.

Enlaces externos