Diagrama de continuidad FO Tau 1,3 mm. Se detectó polvo orbital hacia cada uno de los componentes binarios de FO Tau, pero no se resolvió claramente. La solución orbital más probable está superpuesta en azul. La viga compilada se presenta en la esquina inferior izquierda y la escala de 10 AU se muestra en la esquina inferior derecha. – astro-ph.E
Los sistemas binarios cercanos presentan desafíos para la formación de planetas. A medida que disminuye la separación binaria, aumentan las tasas de incidencia de discos protoplanetarios en sistemas jóvenes e incluso planetas en sistemas maduros. Para los sistemas que retienen discos, la masa y el tamaño de sus discos se modifican por la presencia del compañero binario.
A través del estudio de discos protoplanetarios en sistemas binarios con parámetros orbitales conocidos, buscamos determinar las propiedades que promueven la retención de discos y, por tanto, la formación de planetas. En este trabajo, consideramos el joven sistema de discos binarios, FO Tau. Determinamos la primera solución orbital completa para el sistema, encontrando masas 0,35+0,06−0,05 M.⊙ y 0,34±0,05m⊙ Para la componente estelar, un semieje mayor de 22(+2−1) AU y una excentricidad de 0,21 (+0,04−0,03). Con la interferometría de línea de base larga de ALMA, detectamos el continuo de 1,3 mm y la línea de emisión de 12CO (J=2−1) de cada componente binario; No se detecta ninguna emisión periférica.
Los discos protoplanetarios son compactos, similares a los desgarrados por órbitas binarias. Los discos de polvo no están resueltos en el plano de la imagen y los discos de gas extendidos sólo están parcialmente resueltos. Al hacer coincidir las visibilidades del continuo y del CO, determinamos la inclinación de cada disco, encontrando evidencia de la alineación del disco y los planos orbitales binarios.
Este estudio es el primero de su tipo en vincular las propiedades de los discos protoplanetarios circunestelares con una órbita binaria conocida con precisión. En el caso de FO Tau, vemos un entorno dinámicamente inactivo (coplanar, de baja excentricidad), que puede fomentar su potencial para la formación de planetas.
Benjamín m. Tofflemeier, Lisa Prado, Adam L. Cruz, Dominique Segura-Cox, G.H. Schaefer, Rachel Akesson, Sean Andrews, Eric L.N. Jensen, Cristóbal M. Johns-Krull, JJ. Janazi, M. Simón
Comentarios: AJ aceptado, 29 páginas, 14 figuras
Materias: Astrofísica de la Tierra y Planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica Solar y Estelar (astro-ph.SR)
Cita: arXiv:2403.13045 [astro-ph.EP] (o arXiv:2403.13045v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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Publicado por: Benjamín Tofflemeyer
[v1] Martes 19 de marzo de 2024 18:00:00 UTC (12.192 KB)
https://arxiv.org/abs/2403.13045
Astronomía
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