I grumi di polvere si sono mossi nel disco di detriti di Beta Pictoris?

I grumi di polvere si sono mossi nel disco di detriti di Beta Pictoris?

Le immagini della massa di polvere sono state isolate da ciascuna osservazione sottraendo l’emissione dall’altro lato del disco. Il contorno viene calcolato utilizzando immagini agglomerate convoluzionali con un kernel gaussiano con una deviazione standard di 0,09 arcsec (1,7 au, 1 pixel T-ReCS o 2 pixel VISIR) per mitigare il rumore e tracciato a 0,005, 0,010, 0,019 e 0,037 g/arcsec 2. Il FWHM della PSF è indicato nell’angolo in basso a destra di ogni pannello. Il pannello a destra di ciascuna immagine mostra il profilo di flusso verticale normalizzato del blocco combinato da 35 UA a 104 UA lungo il braccio SW. Il profilo di flusso integrato verticalmente standard di PSF è mostrato da una linea tratteggiata. – AstroGirl EP

Il disco di detriti di bordo della vicina giovane stella Beta Pictoris mostra un’insolita asimmetria di luminosità in forma di ammasso.

L’agglomerazione è stata rilevata sia nel medio infrarosso che nell’anidride carbonica e la sua origine rimane finora incerta. Qui presentiamo nuove osservazioni nel medio infrarosso per Beta Pic per tracciare qualsiasi movimento di grumi di polvere. In combinazione con le osservazioni precedenti, i dati coprono un periodo di 12 anni.

Abbiamo misurato qualsiasi spostamento previsto dell’ammasso di polvere su un periodo di 12 anni a 0,2 + 1,3−1,4 au dalla stella in base alla mediana e all’incertezza di 1σ, e abbiamo limitato questo spostamento a <11 au al livello 3°. Ciò significa che il moto osservato non è compatibile con il moto di Keplero a 2,8 gradi.

È stato ipotizzato che un pianeta che migra verso l’esterno potrebbe intrappolare i planetesimi in una risonanza 2:1, portando al raggruppamento osservato al centro delle loro orbite di tracciamento del pianeta. Anche il movimento osservato non è compatibile con un tale movimento risonante a 2,6°.

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Mentre il moto di Keplero e il moto di risonanza sono ancora possibili, i dati indicano che è probabile che la massa di polvere sia stazionaria. Una tale massa di polvere stazionaria potrebbe derivare dalla collisione o dal disturbo di marea di un corpo delle dimensioni di un pianeta, o da disturbi secolari dovuti a un pianeta che crea regioni di maggiore densità nel disco.

Yino Han, Mark C. White, William RF Dent

Commenti: 14 pagine, 8 figure, 5 tavole. Pubblicato su MNRAS
Materie: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP); Astrofisica solare e stellare (astro-ph.SR)
Citato come segue: arXiv:2301.06891 [astro-ph.EP] (o arXiv: 2301.06891v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
Riferimento rivista: MNRAS 519(3), 3257-3270 (2023)
DOI correlato:
https://doi.org/10.1093/mnras/stac3769
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Data di presentazione
Da: Yinuo Han
[v1] mar 17 gen 2023 13:57:31 UTC (5.182 KB)
https://arxiv.org/abs/2301.06891
Astrobiologia

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