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HL Tauri

HL Tauri (abreviada como HL Tau ) es una estrella joven T Tauri [5] en la constelación de Tauro , aproximadamente a 450 años luz (140 pc) de la Tierra [1] en la Nube Molecular de Tauro . [6] La luminosidad y la temperatura efectiva de HL Tauri implican que su edad es menor a 100.000 años. [7] Con una magnitud aparente de 15,1, [3] es demasiado débil para ser vista a simple vista. Está rodeada por un disco protoplanetario marcado por bandas oscuras visibles en radiación submilimétrica que pueden indicar una serie de planetas en proceso de formación . [2] Está acompañada por el objeto Herbig-Haro HH 150 , un chorro de gas emitido a lo largo del eje de rotación del disco que está colisionando con polvo y gas interestelares cercanos. [8]

Disco protoplanetario

Las primeras indicaciones de un disco protoplanetario se presentaron en 1975 [5] con observaciones espectrales infrarrojas en longitudes de onda entre 2 y 4 micrones , que fueron posibles gracias a la reciente invención del detector fotovoltaico de antimoniuro de indio . De 29 estrellas muy jóvenes examinadas, solo HL Tauri mostró una fuerte característica de absorción centrada en la absorción esperada de 3,07 micrones de partículas de hielo, que los autores atribuyeron a las frecuencias vibracionales ν 1 , ν 3 y 2ν 2 del enlace O – H. [9] Un estudio de 1982 identificó a HL Tauri como una de las estrellas T Tauri más altamente polarizadas conocidas, junto con DG Tauri y V536 Aquilae. [10]

En 1986 se descubrió un disco de gas mediante la observación interferométrica de emisiones de monóxido de carbono (CO) . [11] Con base en datos de observación de 1985 y 1986 del interferómetro de ondas milimétricas del radioobservatorio Owens Valley , se estimó que el disco circunestelar tenía una masa entre 0,01  M ☉ y 0,5  M ☉ , con un mejor ajuste de 0,1  M ☉ , y un radio de aproximadamente 200 UA . La temperatura del gas y los granos del disco son probablemente del orden de unas pocas decenas de kelvin . Se descubrió que el gas estaba ligado y en rotación kepleriana alrededor de una estrella con una masa de aproximadamente 1  M ☉ . [12] Se ha observado un flujo de salida bipolar de moléculas como el monóxido de carbono (CO) y el hidrógeno diatómico (H 2 ). El elemento hierro también se ha observado en el flujo de salida en su estado de oxidación Fe(II), también llamado Fe 2+ o hierro ferroso . [13]

En 2014 se hizo pública una imagen del disco protoplanetario en longitudes de onda submilimétricas obtenida por el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), que muestra una serie de anillos brillantes concéntricos separados por huecos. El disco parecía mucho más evolucionado de lo que se hubiera esperado a partir de la edad del sistema, lo que sugiere que el proceso de formación planetaria puede ser más rápido de lo que se creía anteriormente. [14] Catherine Vlahakis, de ALMA, dijo: "Cuando vimos esta imagen por primera vez, nos quedamos atónitos por el espectacular nivel de detalle. HL Tauri no tiene más de un millón de años, pero su disco ya parece estar lleno de planetas en formación. Esta imagen por sí sola revolucionará las teorías sobre la formación planetaria ". [14]

Stephens et al. (2014) sugieren que la tasa de acreción más rápida podría deberse al complejo campo magnético del disco protoplanetario. [6]

En 2024, se encontró agua dentro del disco protoplanetario utilizando el Atacama Large Millimeter Array (ALMA), que contiene vapor de agua equivalente a 3,7 océanos terrestres. [15] [16]

Galería

Referencias

  1. ^ abc Webb, Johnathan (6 de noviembre de 2014). "Formación planetaria captada en fotografía". BBC News . Consultado el 6 de noviembre de 2014 .
  2. ^ ab Blue, Charles E. (6 de noviembre de 2014). «El nacimiento de planetas se revela con asombroso detalle en la «mejor imagen jamás obtenida» de ALMA» (nota de prensa). Observatorio Nacional de Radioastronomía . Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2014. Consultado el 6 de noviembre de 2014 .
  3. ^ a b "HL Tauri". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 6 de noviembre de 2014 .
  4. ^ ab Kwon, Woojin; Looney, Leslie W.; Mundy, Lee G. (noviembre de 2011). "Resolución del disco circunestelar de HL Tauri en longitudes de onda milimétricas". The Astrophysical Journal . 741 (1). 3. arXiv : 1107.5275 . Código Bibliográfico :2011ApJ...741....3K. doi :10.1088/0004-637X/741/1/3. S2CID  118525138.
  5. ^ ab Weintraub, David A.; Kastner, Joel H.; Whitney, Barbara A. (octubre de 1995). "En busca de HL Tauri". The Astrophysical Journal Letters . 452 (2): L141–L145. Código Bibliográfico :1995ApJ...452L.141W. doi :10.1086/309720. S2CID  122562823.
  6. ^ ab Stephens, Ian W.; Looney, Leslie W.; Kwon, Woojin; Fernández-López, Manuel; Hughes, A. Meredith; et al. (octubre de 2014). "Estructura del campo magnético resuelta espacialmente en el disco de una estrella T Tauri". Nature . 514 (7524): 597–599. arXiv : 1409.2878 . Código Bibliográfico :2014Natur.514..597S. doi :10.1038/nature13850. PMID  25337883. S2CID  4396150.
  7. ^ Boss, AP; Morfill, GE; Tscharnuter, WM (1989). "Modelos de la formación y evolución de la nebulosa solar". En Atreya, SK; Pollack, JB; Matthews, MS (eds.). Origen y evolución de las atmósferas planetarias y satelitales . The University of Arizona Press. p. 45. Bibcode :1989oeps.book.....A. ISBN 978-0-8165-1105-1.
  8. ^ "Chorros, burbujas y ráfagas de luz en Tauro". Agencia Espacial Europea . 6 de noviembre de 2014. Foto cortesía de Heic1424 . Consultado el 7 de noviembre de 2014 .
  9. ^ Cohen, Martin (noviembre de 1975). "Observaciones infrarrojas de estrellas jóvenes—VI: Una búsqueda de características moleculares de 2 a 4 micrones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 173 (2): 279–293. Bibcode :1975MNRAS.173..279C. doi : 10.1093/mnras/173.2.279 .
  10. ^ Bastien, Pierre (abril de 1982). "Un estudio de polarización lineal de estrellas T Tauri". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 48 : 153–164. Código Bibliográfico :1982A&AS...48..153B.
  11. ^ Beckwith, S.; Sargent, AI; Scoville, NZ; Masson, CR; Zuckerman, B.; et al. (octubre de 1986). "Estructura a pequeña escala del gas circunestelar de HL Tauri y R Monocerotis". The Astrophysical Journal . 309 : 755–761. Bibcode :1986ApJ...309..755B. doi : 10.1086/164645 .
  12. ^ Sargento, Anneila I.; Beckwith, Steven (diciembre de 1987). "Cinemática del gas circunestelar de HL Tauri y R Monocerotis". La revista astrofísica . 323 : 294–305. Código bibliográfico : 1987ApJ...323..294S. doi :10.1086/165827.
  13. ^ Takami, Michihiro; Beck, Tracy L.; Pyo, Tae-Soo; McGregor, Peter; Davis, Christopher (noviembre de 2011). "Un flujo bipolar micromolecular de HL Tauri". The Astrophysical Journal . 670 (1): L33–L36. arXiv : 0710.1148 . Código Bibliográfico :2007ApJ...670L..33T. doi :10.1086/524138. S2CID  17086864.
  14. ^ ab Vlahakis, Catherine; Rubens, Valeria Foncea; Hook, Richard (6 de noviembre de 2014). «Revolutionary ALMA Image Reveals Planetary Genesis». Observatorio Europeo Austral . Consultado el 7 de noviembre de 2014 .
  15. ^ Facchini, Stefano; Testi, Leonardo; Humphreys, Elizabeth; Donckt, Mathieu Vander; Isella, Andrea; Wrzosek, Ramon; Baudry, Alain; Gray, Malcom D.; Richards, Anita MS; Vlemmings, Wouter (29 de febrero de 2024). "Observaciones resueltas de agua en las unidades astronómicas internas del disco HL Tau realizadas con ALMA". Astronomía de la naturaleza . 8 (5): 587–595. arXiv : 2403.00647 . doi : 10.1038/s41550-024-02207-w . PMC 11399093 . PMID  39282476. 
  16. ^ de Lazaro, Enrico (29 de febrero de 2024). «ALMA detecta vapor de agua en un disco protoplanetario alrededor de una estrella joven». Noticias de ciencia . Consultado el 29 de febrero de 2024 .
  17. ^ "Un chorro brillante de una estrella joven". Agencia Espacial Europea. 18 de febrero de 2013. Fotografía: Potw1307a.
  18. ^ "Base de datos de estrellas variables ASAS-SN". Base de datos de estrellas variables ASAS-SN . ASAS-SN . Consultado el 6 de enero de 2022 .

Enlaces externos