Variaciones azimutales de C/O en un planeta - Fusible Co., Ltd de Hangzhou PV

Astronomía de la naturaleza (2023)Citar este artículo

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La proporción elemental de carbono a oxígeno (C/O) en la atmósfera de un planeta gigante es un diagnóstico prometedor de la historia de formación de ese planeta en un disco protoplanetario. Junto con los esfuerzos de la comunidad de exoplanetas para medir la relación C/O en atmósferas planetarias, los estudios teóricos y de observación de los discos se centran cada vez más en comprender cómo varía la relación C/O en fase gaseosa tanto con la ubicación radial como entre discos. Esto está relacionado principalmente con las líneas de hielo de los principales portadores volátiles como el CO y el H2O. Usando observaciones de ALMA de CS y SO, hemos encontrado evidencia de un tipo completamente inesperado de variación C/O en el disco protoplanetario alrededor de HD 100546: una variación azimutal de una relación típica dominada por oxígeno (C/O ≈ 0.5) a una relación dominada por carbono (C/O ≳ 1,0). Mostramos que la distribución espacial y la cinemática lineal peculiar de las moléculas CS y SO pueden explicarse bien mediante variaciones azimutales en la relación C/O. Proponemos un mecanismo de sombreado que podría conducir a tal dicotomía química. Nuestros resultados implican que rastrear la historia de formación de exoplanetas gigantes utilizando sus proporciones C/O atmosféricas deberá tener en cuenta las variaciones C/O azimutales dependientes del tiempo en la zona de acreción de un planeta.

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Los datos presentados aquí son del programa Ciclo 4 de ALMA 2016.1.01339.S (investigador principal M. Kama). Los datos sin procesar están disponibles públicamente en el archivo de ALMA. Los datos reducidos y los productos de imágenes finales están disponibles previa solicitud razonable del autor correspondiente.

Los datos de ALMA se redujeron utilizando CASA versión 5.6.1-8, que está disponible en https://casa.nrao.edu/. Los resultados de los modelos de disco físico-químico DALI están disponibles en https://doi.org/10.5281/zenodo.7734194.

Se ha publicado una corrección de este artículo: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01984-0

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Agradecemos a D. Fedele por compartir los datos continuos de ALMA de 870 μm. LK reconoce la financiación a través de una beca del Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología (STFC). EFvD cuenta con el apoyo del acuerdo de subvención A-ERC no. 101019751 MOLDISCO. MND reconoce la subvención Ambizione de la Fundación Nacional de Ciencias de Suiza (SNSF) no. 180079, la beca del Centro para el Espacio y la Habitabilidad (CSH) y la beca de la Fundación Gruber de la IAU. CW reconoce el apoyo financiero de la Universidad de Leeds, el Consejo de Instalaciones de Ciencia y Tecnología y la Investigación e Innovación del Reino Unido (números de concesión ST/T000287/1 y MR/T040726/1).

Departamento de Física y Astronomía, University College London, Londres, Reino Unido

Luke Keyte, Mihkel Kama y Jonathan Rawlings

Observatorio de Tartu, Tõravere, Estonia

miguel kama

Observatorio de Leiden, Universidad de Leiden, Leiden, Países Bajos

Alice S. Booth y Ewine F. van Dishoeck

Departamento de Astronomía, Universidad de Michigan, Ann Arbor, MI, EE. UU.

Edwin A. Bergín

Departamento de Astronomía, Universidad de Virginia, Charlottesville, VA, EE. UU.

L. Ilsedore Cleeves

Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE), Garching, Alemania

Ewine F. van Dishoeck

Centro para el Espacio y la Habitabilidad, Universität Bern, Berna, Suiza

María N. Drozdovskaya

Observatorio Astronómico Nacional de Japón, Mitaka, Japón

kenji furuya

Departamento de Ciencias de la Tierra e Instituto de Astronomía, Universidad de Cambridge, Cambridge, Reino Unido

Oliver Shorttle

Facultad de Física y Astronomía, Universidad de Leeds, Leeds, Reino Unido

catalina walsh

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LK redujo los datos de ACA CS, ejecutó los modelos químicos, realizó análisis tanto de los datos como de los modelos, y escribió el manuscrito. MK contribuyó al análisis tanto de los datos como de los modelos, los conceptos de investigación originales y la redacción del manuscrito, y lideró la propuesta de los datos de ACA. ASB proporcionó los datos de ALMA SO y contribuyó a la redacción del manuscrito. EAB, LIC, EFvD, MND, KF, JR, OS y CW contribuyeron a la redacción del manuscrito.

Correspondencia a Luke Keyte.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature Astronomy agradece a Zhaohuan Zhu, Rebecca Nealon y Alison Young por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a los reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

Cada panel muestra un mapa de abundancia superpuesto con contornos que representan el 25 % y el 75 % de emisión lineal (blanco). Fila superior: emisión CS 7-6 de la región C/O=0.5 (izquierda) y la región C/O>1 (derecha). Fila inferior: emisión de SO 77 − 66 + 78 − 67 de la región C/O=0.5 (izquierda) y la región C/O>1 (derecha).

Fila superior: espectros SO 77 − 66 + 78 − 67 (izquierda) y CS 7-6 (derecha) para variaciones en el tamaño de cuña (θ), centrado en la posición ϕ = 0. Panel inferior: SO 77 − 66 + 78 − 67 (izquierda y CS 7-6 (derecha) espectros para variaciones en la posición de la cuña (ϕ), para un tamaño angular fijo θ = 60∘.

Arriba a la izquierda: Densidad numérica del gas. Abajo a la izquierda: Densidad numérica del polvo. Arriba a la derecha: temperatura del gas. Abajo a la derecha: temperatura del polvo.

Figs suplementarias. 1–4, Tablas 1–4 y Discusiones 1 y 2.

Reimpresiones y permisos

Keyte, L., Kama, M., Booth, AS y col. Variaciones azimutales de C/O en un disco formador de planetas. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-01951-9

Descargar cita

Recibido: 31 de octubre de 2022

Aceptado: 21 de marzo de 2023

Publicado: 20 abril 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01951-9

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