Resumen Unos de los principales mecanismos de dispersión de los discos de gas y polvo alrededor de estrellas nacientes (protoestrellas) consiste en luz de altas energías (Ultravioleta y Rayos X provenientes de la misma protoestrella) que incide sobre la superficie del disco haciendo que las partículas que lo componen (principalmente hidrógeno) escapen de su gravedad, evaporándolo poco a poco. Este fenómeno es conocido como fotoevaporación y los modelos teóricos que tratan de explicarlo muestran que es posible observar estas partículas que escapan como un flujo que emite luz en longitudes de onda muy largas (del orden de centímetros, detectables en radio). Esta emisión en radio es posible relacionarla con la emisión en ultravioleta responsable de la fotoevaporación. Nuestro objetivo principal fue estudiar la emisión en radio en una imagen hecha con varias observaciones (24 en total) con el radiotelescopio JVLA (“Jansky Very Large Array”) en la región de formación de estrellas de la Corona Australis. Se pretendió detectar 10 objetos estelares jóvenes con edades entre 1-3 millones de años, conocidos también como discos transicionales (discos ya definidos alrededor de la protoestrella pero aun compuestos de gran cantidad de gas y polvo); en este estado evolutivo la fotoevaporación puede jugar un papel importante en la dispersión de sus discos. Por otra parte, la emisión en radio de 17 objetos mucho más jóvenes, con edades menores a 1 millón de años (objetos muy envueltos en gas y polvo donde aún no es posible definir un disco), también fue estudiada, restringida y brevemente descrita. 3 discos transicionales y 11 objetos estelares más jóvenes (sin discos definidos) fueron detectados y se propuso límites superiores de hasta 4 y 5 veces el ruido en la imagen (respectivamente) para la emisión de los objetos no detectados de cada clase. Límites superiores para los flujos de radiación ultravioleta responsable de la fotoevaporación fueron calculados sólo para discos transicionales; dado que no se detectó emisión en radio de 7 de estos discos protoplanetarios, es cuestionable que la fotoevaporación por efectos de radiación ultravioleta sea un mecanismo importante de dispersión en estos objetos. Se sugieren otros mecanismos con posible mayor importancia como la fotoevaporación por rayos X y la formación planetaria.

1. Restricciones a modelos fotoevaporativos de
Discos Protoplanetarios:
Nuevos Resultados en Corona Australis.
Restricciones a modelos fotoevaporativos de
Discos Protoplanetarios:
Nuevos Resultados en Corona Australis.
Yennifer Angarita
Estudiante de Astronomía
Universidad de Antioquia
Yennifer Angarita
Estudiante de Astronomía
Universidad de Antioquia
Asesores: Dr. Roberto Galván-Madrid
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica,
UNAM campus Morelia.
Dr. Pablo Cuartas
Instituto de Física, FCEN, UdeA.
Asesores: Dr. Roberto Galván-Madrid
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica,
UNAM campus Morelia.
Dr. Pablo Cuartas
Instituto de Física, FCEN, UdeA.

2. 2
● El material circunstelar, con
opacidades dominadas por el
polvo, absorbe radiación de alta
energía y la re-emite en
longitudes de onda más largas,
produciendo una distribución
espectral de energía (SED) con
un máximo de emisión en el
infrarrojo.
● La etapa evolutiva de un objeto
estelar joven (YSO) se define y
diferencia principalmente por la
pendiente (indice espectral) del
SED.
● Lada & Wilking (1984)
● Fig. 1. Esquema de la clasificación de los
objetos estelares jóvenes.
2

3. 3
● Hay un disco protoplanetario definido alrededor de la estrella naciente.
● La pendiente del SED (i.e. el índice espectral αIR
) comienza a ser negativa.
● El exceso en infrarrojo comienza a disminuir.
● La fotoevaporación comienza a jugar un papel importante en la dispersión del disco a
partir de esta etapa.
● Fig. 2. Esquema de objetos estelares jóvenes de Clase II y su SED.
3

4. 4
Modelos de dispersión de discos por fotoevaporación
● Radiación en el Ultravioleta Extremo (EUV)
(E > 13.6 eV)
● Radiación en el Ultravioleta lejano (FUV)
(6 eV < E < 13.6 eV)
● Radiación de rayos X (X-Rays)
(E ~ 0.1 keV - 10 keV)
4

5. 5
● Atmósfera de HII con T ~ 104
K.
● Fotones de EUV difusos re-ionizan el H.
● Siempre está presente en la evolución
del disco.
Radiación de Extremo UV (EUV)
● Fig. 3. Esquema del modelo de
fotoevaporación por radiación de
EUV
● Dominante en las etapas tardías,
cuando decae la acreción.
(Hollenbach et.al 1994,2000; Clarke et.al 2011;
Alexander R. et.al 2014)
5

6. 6
● Fig. 4. Esquema de la fotoevaporación de un disco protoplanetario.
● (PPVI resumen de Alexander, Pascucci, Andrews, Armitage & Cieza, 2014)
6

7. 7
Fig. 5. Línea de hielos de CO en TW Hya
tomada por ALMA
(Qi, Öberg et.al 2013)
Fig. 6. Viento ionizado del disco (visto de cara)
alrededor de TW Hya
(Pascucci, 2011)
Evidencia de flujos fotoevaporativos.
7

8. 8
Emisiones libre-libre en radio.
Pascucci et. al (2012): exceso de
emisión en radio a λ = 3.5 cm
observados en TW Hya, se debe a
fotoevaporación.
Fff
linealmente dependiente de la
cantidad de fotones EUV ionizantes
(ФEUV
)
8

9. 9
Fig. 7. Imagen obtenida de CrA con
el VLA a 3.5cm (8.5GHz).
●
● (Galván-Madrid, 2014)
Trabajo previo: Galván-Madrid R. & Baobab L. (2014)
Objetos estelares jóvenes de
Clase II.
● 3 detecciones en radio a 3.5 cm
● 7 no detecciones: se estableció
límite superior de emisión de
radio continuo a 3.5 cm
10

10. 10
Nuestro proyecto en la restricción de la
fotoevaporación por EUV en
YSOs de Clase II
Nuestro proyecto en la restricción de la
fotoevaporación por EUV en
YSOs de Clase II
Fig. 8. Imagen en el visible de la nube molecular de la
Corona Australis.
● (APOD)
Fig. 8. Imagen en el visible de la nube molecular de
Corona Australis.
● (APOD)

11. 11
Trabajos previos vs Nuevas observaciones:
Pascucci et. al 2014 Galván-Madrid et. al
2014
Y. Angarita et. al 2017
No. Observaciones 24 14 24
Período 2012 2012 Mar. 2012 – Feb. 2015
Instrumento ATCA JVLA JVLA
Arreglos (Config.) Híbrido: H214 C A, BnA, B y C
Bandas
33+35 GHz (8.8 mm)
17+19 GHz (17 mm)
9+5.5 GHz (3.3 y 5.5 cm)
X: 8.5 GHz (3.5 cm)
Ku: 12 GHz (2 cm)
X: 8.5 GHz (3.5 cm)
Objetos
6 YSOs de nubes
moleculares diferentes
10 YSOs de Clase II en
Corona Australis
17 YSOs de Clase I en
Corona Australis.
10 YSOs de Clase II en
Corona Australis.
Distancia ≤ 160 pc ~ 130 pc ~ 130 pc
Beam sintetizado
A 3.3 cm está entre:
28” x 19” y 35” x 24”
A 3.5 cm es:
4.6” x 2.1”
A 3.5 cm es:
1.02” x 0.39”
Ruido de la imagen ~ 0.1 – 0.2 mJy beam-1
~ 8 µJy beam-1
~ 4.6 µJy beam-1
Tabla 1. Comparación de las características de las observaciones en trabajos
previos de otros autores
12

12. 12
Nuevas observaciones en Corona Australis (CrA).
● Fig. 9. Imagen obtenida a 3.5 cm con el
JVLA del campo de visión con los arreglos
A, B, BnA y C. Objetos de Clase II están
señalados.
Objetos estelares jóvenes de
Clase I y II. (algunos Clase0/I y III)
YSOs de Clase II:
● 3 detecciones.
● 7 no detecciones.
YSOs de Clase I:
● 11 detecciones.
● 6 no detecciones.
13

13. 13Sobre YSOs de Clase IISobre YSOs de Clase II

14. 14
Fig. 13. Campos de visión de cada uno de los discos protoplanetarios de Clase II
DETECTADOS a 3.5 cm en la observación con los arreglos A, B, C y BnA.
Nuestras detecciones en radio, a λ=3.5 cm, en Corona Australis (CrA).
R CrA T CrA V709
20

15. 15
● Fig. 14. Flujo EUV de fotones
ionizantes que alcanzan el disco
en función de las luminosidades
en Rayos X.
Resultados observaciones de discos de Clase II en Corona Australis.
23

16. 16
● En las observaciones del radio continuo a 3.5 cm más sensibles y de mayor
resolución que se pueden obtener con el JVLA, sólo se detectaron 3 de 10
objetos Clase II en CrA.
● Gracias a la resolución de la imagen se pudo proponer tamaños para los
discos protoplanetarios detectados por primera vez.
● Se restringió fuertemente los límites superiores tanto del flujo en radio
continuo centimétrico como del flujo EUV ionizante establecidos por
Galván-Madrid et. al 2014 para las NO detecciones, por lo menos, en un factor
de 2.
● El flujo EUV ionizante calculado para las NO detecciones (~1040
s-1
) está por
debajo del límite de los valores utilizados por la mayoría de los modelos de
fotoevaporación.
● Al parecer la fotoevaporación EUV no puede ser el mecanismo principal
de dispersión de los discos de Clase II de CrA. La fotoevaporación por rayos X
puede jugar un papel más importante, al igual que otros mecanismos de
dispersión como la formación de planetas (Gigantes).
RESUMEN: Resultados observaciones para los discos de Clase II en CrA.
25

17. 17
Gracias.Gracias.