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HD 163296

HD 163296 es una estrella Herbig Ae joven rodeada por un disco protoplanetario . [ 7 ] El disco es un objetivo popular para estudiar su composición, [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] y varios ...

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HD 163296 es una estrella Herbig Ae joven rodeada por un disco protoplanetario . [ 7 ] El disco es un objetivo popular para estudiar su composición, [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] y varios trabajos sugirieron la presencia de protoplanetas dentro de los huecos del disco. [ 11 ] [ 12 ]

La estrella

Curva de luz ASAS de HD 163296, que muestra los eventos de atenuación en 2001, 2002 y 2005.

HD 163296 fue identificada por primera vez en el Catálogo Henry Draper . La estrella fue identificada por primera vez por tener líneas de emisión de hidrógeno peculiares en 1925, basándose en observaciones con el Observatorio Mount Wilson por Paul W. Merrill , Milton L. Humason y Cora G. Burwell . La estrella fue clasificada como con un tipo espectral A2e. [ 13 ] En 1984, se consideró por primera vez que HD 163296 es una estrella Herbig Ae debido a que las líneas H-alfa y NaD tienen un perfil P Cygni . [ 14 ] El estatus como estrella Herbig Ae fue cuestionado en ese momento. Sin embargo, se concluyó que está rodeada por una envoltura de polvo de exceso de infrarrojo cercano . [ 15 ] Más tarde en 1989, se encontró que las líneas de magnesio y calcio tienen variabilidad a corto plazo a partir de observaciones con el Explorador Ultravioleta Internacional , mostrando que es similar a la estrella Herbig Ae AB Aurigae . [ 16 ] Las observaciones con el Hubble STIS mostraron la nebulosidad de Herbig-Haro que a menudo se asocia con las estrellas Herbig Ae. Estas nebulosas se llaman HH 409 A/B/C. [ 17 ] Además, se detectó un chorro con STIS en emisión de Lyman alfa y silicio , que tenía una velocidad de 335-380 km/s. [ 18 ] Las observaciones con rayos X de Chandra mostraron que la emisión de rayos X está dominada por la acreción de material del disco sobre la superficie de la estrella. También se detectó emisión de rayos X junto al chorro Ly-alfa. [ 19 ] Un equipo que analizó datos de XMM-Newton concluyó que la emisión de rayos X no se origina en el choque de acreción, y el equipo propuso que la emisión proviene del choque en la base del chorro y la corona de la estrella . [ 20 ] El chorro también fue fotografiado directamente con VLT/ MUSE en líneas de emisión de H-alfa y azufre . [ 21 ]

La edad de la estrella se determinó inicialmente en 5 Myrs, [ 22 ] [ 23 ] pero algunos trabajos recientes encuentran una edad de 10 Myrs. [ 24 ] [ 25 ] Otros trabajos recientes encuentran edades entre 6-7 Myrs. [ 26 ] [ 6 ] Se sospecha que la estrella se mueve conjuntamente con el candidato a objeto estelar joven 2MASS J17564004-2159530 , con una separación de 30 600 UA. [ 27 ] [ 28 ] También se sospecha que la estrella podría pertenecer a un pequeño grupo en movimiento de 13 estrellas, llamado HSC 103. Este grupo tendría a HD 163296 y HD 166191 como sus miembros más brillantes. [ 29 ] Sin embargo, no está claro si estas estrellas pertenecen al mismo grupo. [ 30 ]

La estrella experimentó un evento de atenuación en 2001, en el que la magnitud en la banda V disminuyó en 0,8 [ 31 ] y se iluminó en 2002 en el infrarrojo cercano. [ 32 ] Esto se reprodujo modelando una característica similar a un chorro y un viento de disco . Un viento de disco se produce por la interacción de la estrella con el borde interior del disco, que expulsa polvo y gas lejos del disco. La disminución del brillo fue causada por un cúmulo de polvo que fue expulsado al viento de disco y bloqueó la luz en la banda V, pero aumentó el brillo en el infrarrojo cercano. [ 25 ]

El sistema estelar

Disco protoplanetario

Imagen ALMA del disco alrededor de HD 163296 de DSHARP

Un disco circunestelar resuelto fue identificado por primera vez en 1997 con el Observatorio de Radio de Owens Valley . El semieje mayor se estimó inicialmente en 110 UA . [ 33 ] Las observaciones con STIS revelaron que el disco es mucho más grande, con un radio de 450 UA, tiene una inclinación de aproximadamente60 ± 5 °, y tiene una zona central despejada. [ 17 ] Se descubrió un anillo exterior en luz dispersa con el instrumento NACO del Very Large Telescope (VLT). Inicialmente se vio el anillo roto. [ 34 ] Posteriormente, las observaciones con el Gemini Planet Imager mostraron el anillo completo. Cabe destacar que existe un desplazamiento entre la posición de la estrella y el contorno del anillo. Esto probablemente se deba a la luz dispersa en la superficie del disco. Un disco ensanchado e inclinado hará que el anillo parezca estar desplazado. Las imágenes de luz dispersa trazan pequeños granos de polvo. [ 35 ] Las observaciones de polvo del Atacama Large Millimeter Array (ALMA) mostraron múltiples anillos. Las observaciones de polvo de ALMA trazan granos de polvo más grandes en el plano medio del disco. [ 36 ] El equipo DSHARP presentó en 2018 imágenes de polvo y CO de alta resolución de ALMA. Esta nueva imagen mostró los anillos previamente conocidos, un anillo interior con un hueco y una media luna de polvo cerca del anillo B67. [ 7 ] El disco exterior muestra una iluminación variable en el tiempo entre 2011 ( Subaru ) y 2016 (VLT/SPHERE). Este cambio dependiente del tiempo probablemente se deba a las sombras proyectadas por el disco interior. [ 37 ] Nuevas observaciones con STIS encontraron un anillo exterior a 330 UA y también encontraron cambios variables en el tiempo. [ 38 ] El disco tiene una masa total (gas+polvo) de menos de 0,35 M ☉ , [ 39 ] o entre 0,01 y 0,15 M ☉ . [ 7 ] El anillo B67 tiene una masa de polvo de 81 ±13 M 🜨 , y el anillo B100 tiene una masa de polvo de82 +26 −16 M 🜨 . [ 40 ]

Composición del disco

En 1999, se publicaron observaciones entre 3 y 15 μm del Telescopio Infrarrojo de la NASA . El espectro mostró emisión de silicatos , consistente con una mezcla de olivino y piroxeno . El estudio sugirió que esto es evidencia de granos que se incorporarán a exocometas más tarde. [ 8 ] Las observaciones con el Observatorio Espacial Infrarrojo se publicaron en 2000. El equipo encontró silicatos amorfos , hielo de agua , óxido de hierro y una pequeña fracción de silicatos cristalinos muy grandes ( de mm a cm de tamaño) . [ 41 ] [ 42 ] Las observaciones de Herschel /PACS detectaron agua caliente y la molécula de hidroxilo . [ 9 ] Las observaciones con el Submillimeter Array mostraron que la línea de hielo de monóxido de carbono comienza alrededor de 155 UA. [ 43 ] Más tarde, ALMA observó monóxido de carbono (CO) [ 44 ] y otras moléculas con mayor resolución. La línea de nieve de CO se detectó con la ayuda de DCO + ( aldehído deuterado ). [ 45 ] Otro análisis de datos de ALMA encontró que la emisión de N2H + es un mejor trazador de la línea de nieve de CO, y esta línea se encuentra a 90 UA (a 25 Kelvin ). [ 46 ] Se detectó formaldehído en todo el disco, pero se encontró que estaba enriquecido en el disco exterior. Esto podría deberse a la hidrogenación de hielos de CO en granos de polvo y a la sublimación de formaldehído por radiación UV . Alternativamente, el formaldehído se produce de manera más eficiente en la fase gaseosa. [ 10 ] No se detectó metanol en el disco alrededor de HD 163296. La abundancia de metanol es menor en comparación con TW Hydrae , probablemente debido a una diferencia en la radiación estelar. [ 47 ] La ​​línea de nieve de agua tiene un límite superior de 8-20 UA a partir de observaciones de ALMA. [ 48 ]

Posibles exoplanetas

Un mapa de CO del disco a cierta velocidad muestra una "torsión" causada por un planeta sospechoso.

Se cree que los huecos en el disco alrededor de HD 163296 fueron creados por planetas recién formados. [ 12 ] [ 11 ] Hasta 2023, se habían propuesto cuatro planetas en el disco. [ 49 ] A continuación se muestran los huecos y una explicación de los planetas candidatos en esos huecos:

Brecha D10: Un trabajo sugiere que un planeta crea la brecha con una masa de 0,35-0,71 M J . [ 11 ]

Brecha D45: La media luna a 55 UA puede ser recreada por un planeta de 0,15 M J a 54 UA. [ 7 ] Otro trabajo estimó la masa en 1,07-2,18 M J a partir del tamaño de la brecha. [ 11 ] Las simulaciones hidrodinámicas sugieren una masa de 0,46 M J . [ 12 ] Un modelado posterior encontró que un planeta de masa de Júpiter puede explicar la asimetría en forma de media luna a 48 UA. La media luna representa polvo con una masa entre 10 y 15 M 🜨 , atrapado en el punto de Lagrange L5 del planeta. [ 50 ] La emisión de carbono localizada en la posición del planeta propuesto en la brecha D45 podría representar flujo de entrada/salida de protoplanetas o vientos de disco. [ 51 ] Otro trabajo sugiere que dos planetas sub-Saturno están dentro de la brecha D45 y en una resonancia orbital 4:3 . La media luna se observa como polvo atrapado en el punto L5 del planeta exterior. [ 49 ]

D86 gap: Las perturbaciones del gas CO podrían explicarse por un planeta de masa similar a la de Júpiter a 83 UA. [ 52 ] Un trabajo sugiere que este planeta podría tener una masa de 0,07-0,14 M J . [ 11 ] Una fuente puntual a 67 UA fue identificada a partir de observaciones de Keck como un posible protoplaneta con una masa de 6-7 M J . Podría ser menos masivo si un disco circumplanetario rodea al planeta. [ 53 ] La fuente puntual de Keck no fue detectada por imágenes de SPHERE , lo que la excluye como un planeta masivo. Aún podría ser un planeta de menor masa si el espectro es muy rojo. [ 54 ] Un cambio de velocidad en el gas CO sugiere la presencia de un planeta a 94 ±6 UA con una masa de 1 M J . [ 55 ]

Brecha D141: Se infirieron dos exoplanetas con masa de Saturno a partir del agotamiento de gas y polvo de los anillos de polvo medio y exterior observados por ALMA. Estos planetas residirían a 100 y 160 UA. Sin embargo, es posible que no haya exoplanetas presentes y que otros efectos causen esta observación. [ 36 ] Las perturbaciones del gas CO podrían explicarse por planetas con masa de Júpiter a 137 UA. [ 52 ] Otro trabajo sugiere una masa de 0,46 M J , una distancia de 105 UA y otro planeta a 160 UA con una masa de 0,58 M J. [ 12 ] Se detectó un candidato puntual con NIRCam a 111 UA fuera del anillo B100. Sin embargo , este candidato se encuentra en una posición diferente en comparación con el punto de inflexión de velocidad. Se sugiere una masa de 2-4 M J. Se necesitan observaciones de seguimiento para confirmar este candidato. [ 56 ]

Brecha D270: Se propuso otro candidato a partir de la perturbación del gas del disco, sugiriendo un planeta de 2 M J a unas 260 UA. [ 57 ] Este candidato no fue detectado con SPHERE, pero no se pudo descartar. [ 54 ] La estructura espiral del gas CO se explica por el planeta, que produce una estela planetaria generada por resonancias de Lindblad . [ 58 ]

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