Resumen de Evolution of gas and dust in circumstellar environments: from protoplanetary discs to the formation of planets
Pablo Rivière Marichalar 
Comprender la evolución del gas y el polvo en discos circumestelares es uno de los temas más importantes de la astronomía moderna, conectado con uno de sus mayores desafíos: comprender la formación de sistemas planetarios. Los discos circumestelares se pueden encontrar en alrededor de estrellas de práctivamente todas las edades, y la propia materia circumestelar sigue un camino evolutivo que conecta los diferentes tipos de discos conocidos. Las estrellas más jóvenes poseen a su alrededor discos protoplanetarios ricos en gas y polvo, con un ratio típico de gas a polvo de en torno a 100. Los diversos procesos de limpieza del polvo y el gas producen rápidamente huecos interiores en la estructura del disco, dando lugar a sistemas más evolucionados, conocidos como de transición. Finalmente, los discos de debris son discos ricos en polvo pero pobres en gas, en los cuales el polvo procede de la destrucción por colisiones de cuerpos de mayor tamaño, precursores de los planetas, denominados planetesimales.
Las propiedades de los discos circumestelares han sido extensamente estudiadas durante los últimos 30 años. Gracias a observaciones en el infrarrojo cercano, medio y lejano, tanto desde tierra como desde el espacio, así como a observaciones desde tierra en el submilimétrico, se pueden estimar las propiedades del polvo.
Comparando las distribuciones espectrales de energía (SED, por sus siglas en inglés) con modelos de disco se puede profundizar en el conocimiento de los parámetros físicos del disco, especialmente de la masa de polvo y radio interior. A su vez, el uso de imágenes resueltas a distintas longitudes de onda nos permite estudiar mejor su extensión y otros parámetros que no pueden ser delimitados mediante el simple uso de modelos de SED. En el sigo XXI, el instrumento Multiband Imaging Photometer for Spitzer (MIPS), a bordo del telescopio espacial Spizter ha sido extensamente usado para estudiar las propiedades del polvo frío en discos circumestelares. Así mismo, el Spitzer Infrared Spectrograph (IRS) fue extensamente empleado para caracterizar la composición mineralógica de los granos de polvo, tanto en sistemas protoplanetarios como en los más evolucionados discos de debris, en aquellos casos en los que una población de granos calientes había sobrevivido a los mecanismos de limpieza, permitiendo la aparición de líneas de emisión de diversos silicatos.
Aunque el gas domina la masa del disco en los sistemas protoplanetarios, es más difícil de estudiar que el polvo, dado que la molécula de H2 (que es la especie gasesosa más abundante) carece de momento dipolar eléctrico, provocando que las líneas de transición rotacionales sean especialmente débiles. De este modo, la observación de emisión de gas en discos circumestelares se ha visto en cierto modo impedida por la carencia de una instrumentación adecuada para observar espectroscópicamente en el infrarrojo lejano, donde se produce la mayoría de la emisión. El telescopio espacial Herschel Space Observatory (de ahora en adelante HSO) ha abierto por fin esta ventana observacional con gran sensibilidad.
El instrumento Photodetector Array Camera & Spectrometer (PACS), con su sensibilidad y resolución angular sin precedentes en el infrarrojo lejano, permite la detección de gas y polvo en discos poco intensos. Además, su menor tamaño de haz resulta en un menor índice de contaminación por fuentes de fondo. El programa GASPS es un Open Time Key Program del telescopio HSO que ha observado fotométrica y espectroscópicamente más de 250 estrellas, con el objetivo de hacer un seguimiento de la evolución del polvo y el gas en sistemas circumestelares. La muestra incluye estrellas en diversas asociaciones estelares jóvenes (< 30 Myr) y cercanas al sol (20¿140 pc). Las observaciones espectroscópicas se centraron en la detección de la línea de [OI] en 63.18 ¿m, que es la línea de emisión más intensa en el infrarrojo lejano en discos circumestelares. Las observaciones fotométricas se obtuvieron en las longitudes de onda propias de PACS, 70, 100 y 160 ¿m, donde se produce el pico de emisión del polvo frío.
En la presente Tesis se exponen algunos de los resultados más destacados del programa GASPS en las regiones de Taurus, TW Hydrae Association (TWA) y ß Pictoris Moving Group (BPMG), tres asociaciones estelares en distintos estados evolutivos: Taurus, que con una edad de 1¿3 Myr y a tan solo 140 pc es una de las localizaciones más observadas para el estudio de discos protoplanetarios; TWA, que con una edad de 7-10 Myr posee tanto discos de transición o incluso protoplanetarios, como discos de debris; y BPMG, que con una edad de 12-20 Myr tan solo posee ya discos de debris, pero con gran diversidad de características.
Los principales objetivos de la investigación son: 1. Estudiar la evolución del gas en sistemas circumestelares, en concreto en las asociaciones jóvenes de Taurus, TWA y BPMG. Determinar la presencia de gas en discos con distintas edades, así como las estadísticas de discos con detecciones de gas frente al total de discos, nos permitirá mejorar nuestro conocimiento sobre las escalas de tiempos implicadas en los procesos de limpieza del gas primigenio. Así mismo, estudiaremos la presencia de gas en algunos sistemas peculiares, como HD 172555, donde el gas no puede tener un origen primigenio. Por otro lado, la detección de diversas especies atómicas y moleculares, como [OI] y H2O, y el estudio comparativo de la frecuencia de detección de las distintas especies nos permitirá mejorar nuestro conocimiento de la química de estos sistemas; química que a su vez se encuentra íntimamente ligada a los procesos de formación planetaria.
2. Estudiar la evolución del polvo en sistemas circumestelares. Si bien el polvo circumestelar ha sido más ampliamente estudiado hasta el presente, nunca se ha hecho con la sensibilidad que nos brinda el Telescopio Espacial Herschel en el infrarrojo lejano. Mediante el modelado de las poblaciones de polvo en asociaciones a distintas edades podremos mejorar nuestra comprensión de la física implicada. Por otro lado, los tiempos medios de vida derivados hasta el presente para discos protoplanterios se han basado fundamentalmente en el infrarrojo medio y cercano. Sin embargo, el infrarrojo lejano traza el polvo frío en el disco, por lo que es de esperar que las escalas de tiempo sean distintas en diferentes regiones del espectro.
0.2 Planteamiento y metodología Para abordar nuestros objetivos de investigación, se redujeron y analizaron diversas observaciones del HSO en las mencionadas asociaciones. Tras compilar fotometría en otras longitudes de onda, se construyeron SED¿s para las diversas fuentes, con el objetivo de comparar dichas SED¿s con espectros sintéticos producidos con diversas aproximaciones y profundizar en el conocimiento de las propiedades del polvo. Los espectros sintéticos se generarán empleando diversos códigos. La fase polvo se puede modelar usando MCFOST o GRaTeR; el grueso de objetos en BPMG se modelaron empleando este códio, si bien en el caso de HD 181327 se empleó un modelo más detallado hecho con GRaTeR, por las complicaciones asociadas a una mineralogía peculiar. Por otro lado, en los casos en los que se pudo también realizar un modelado del gas, se empleó el códio ProDiMo. Por otro lado, en el caso de TWA se emplearon tan solo modelos sencillos de cuerpo negro modificado dada la gran diversidad de propiedades en los discos de la muestra.
Así mismo, las observaciones espetroscópicas se emplearon para estimar las masas de gas, así como para comparar los flujos derivados con las predicciones de diversos modelos, permitiendo así establecer las regiones y mecanismos de emisión de las especies gaseosas en distintos casos evolutivos.
La comparación de las tendencias entre las diversas asociaciones permite comprender mejor la evolución de las distintas fases que conforman la materia circumestelar.
0.3 Aportaciones originales A continuación se exponen los principales resultados de la investigación desarrollada en las distintas asociaciones estelares estudiadas.
En la región de Taurus: ¿ Detección de vapor de agua caliente por primera vez en sistemas protoplanetarios, demostrando que aproximadamente el 24 % de los discos ricos en gas poseen además una importante reserva de agua. Hemos mostrado que la emisión procede de una región a aproximadamente 1 unidad astronómica (UA) de la estrella central, región que contiene en su interior la conocida como "línea de nieve", distancia a partir de la cual el agua pasa de encontrarse en estado vapor a encontrarse en estado hielo, con las consiguientes implicaciones para las modernas teorías de formación de planetas telúricos.
En el grupo de movimiento de TW Hydrae: ¿ Detección por primera vez del flujo a 100 y 160 ¿m de TWA 07 y a 100 ¿m de TWA 03A. Empleando modelos de cuerpo negro modificado, hemos estimado la presencia de dos poblaciones de polvo distintas en torno a TWA 07, y derivamos una temperatura de 20 K para la más lejana, entre las más frías detectadas hasta la fecha.
¿ Detección por primera vez de emisión de oxígeno atómico en el disco de TWA 04B (HD 98800 B), un sistema cuadruple que no presenta signos de acreción magnetosférica. Usando modelos de emisión simples, estimamos una masa de gas en el rango 9.5 ×10¿3 ¿6.0 ×10¿2 M¿. Esta es la primera detección de gas en torno a TWA 04B.
¿ Detección por primera emisión de oxígeno atómico en TWA 01. Un modelado detallado, empleando otras líneas de emisión detectadas previamente, permite estimar una masa de gas de entre 160 y 1600 M¿.
En el grupo de movimiento de ß Pictoris: ¿ Detección por primera vez del flujo fotosférico a 70 ¿m en AT Mic y HD 146624. Detección por primera vez del flujo a 70 ¿m en HD 29391, con un valor tan sólo 22 mJy, pero en exceso sobre el valor fotosférico, resultando en una de las luminosidades fraccionales infrarrojas más pequeñas detectadas hasta la fecha: LIR/L¿ = 4.6 × 10¿6 ¿ Detección por primera vez del flujo a 100 ¿m en HD 203, HD 164249, HD 172555, HD 181296, HD 35850, HIP 10679 y HIP 11437.
¿ Detección por primera vez del flujo a 160 ¿m en HD 172555, HD 35850, HIP 10679 y HIP 11437.
¿ Hemos modelado en detalle las SEDs de las estrellas con disco de debris de estos objetos usando el código MCFOST y realizando un análisis bayesiano de los resultados para estudiar la distribución estadística de los distintos parámetros físicos.
¿ Detección por primera vez de emisión de oxígeno atómico en HD 172555.
Se trata de una detección especialmente importante por tratarse HD 172555 de un disco de debris, donde no se espera, en condiciones normales, detectar líneas de emisión de gas, dada su escasa cantidad. En consonancia con el trabajo previo de Lisse et al. (2009) relativo al espectro IRS del objeto, donde se encontraba emisión por silicatos en torno a 10 ¿m y una detección tentativa de SiO, consideramos que el origen más probable para el gas es un evento estocástico, parecido a la colisión violenta que originó la Luna 0.4 Conclusiones A continuación se resumen las principales conclusiones del presente trabajo de tesis.
1. Las estrellas T Tauri en la región de formación estelar de Taurus con discos ricos en gas poseen todavía a la edad de 1¿3 Myr una considerable reserva de vapor de agua en torno a 1 AU. La desaparición de dicha reserva de agua puede estar ligada a la formación de planetas telúricos.
2. Los discos presentes en TWA muestran una gran variedad de propiedades, tanto en su contenido de polvo como en su contenido de gas y geometría.
Esto demuestra que debe haber muchos y variados factores, y no solo la edad, influyendo en la evolución de los discos circumestelares.
3. La temperatura calculada para el anillo exterior en el disco de TWA 07 (20 K) indica cómo es posible la existencia de anillos considerablemente más fríos que nuestro Cinturón de Kuiper. Comprender la física asociada a este tipo de discos tan fríos es un importante desafío para futuras líneas de investigación.
4. Si bien hemos detectado [OI] en dos discos en TWA, en ningún caso detectamos agua. Esto parece indicar que la reserva de agua caliente, que puede ser considerada como un fenómeno común a la edad de Taurus, desaparece antes de ~ 7 Myr.
5. La emisión del gas en discos particularmente planos puede ser difícil de detectar, pese a poder poseer cantidades importantes de gas.
6. A la edad de 12¿20 Myr hemos detectado emisión de oxígeno atómico en HD 172555, demostrando que los eventos estocásticos pueden jugar un importante papel en la evolución del gas en los discos de debris desde edades muy tempranas.
0.5 Futuras líneas de investigación El programa GASPS ha producido un conjunto de observaciones de gran interés para el estudio de discos circumestelares. Una tarea de gran importancia es por tanto la elaboración de un catálogo final que pueda ser empleado por la comunidad astronómica. Para ello, emplearemos la última versión disponible del software de reducción de datos (HIPE), así como de los archivos de calibración. Dicho catálogo final constará no sólo de los productos finales de la reducción (imágenes fotométricas a 70/100/160 ¿m y espectros finales de los 5 × 5 spaxels), sino que se proveerá al usuario con los correspondientes flujos fotométricos y espectrosópicos, resultando en el más extenso catálogo de flujos espectroscópicos en discos circumestelares hasta la fecha.
Si bien el consorcio de investigadores de GASPS ha producido una considerable cantidad de artículos hasta la fecha, estos se han dedicado al análisis de los resultados para las distintas asociaciones de forma individual o al modelado detallado de fuentes concretas. Una tarea pendiente de gran importancia es el estudio estadístico comparativo de las detecciones de gas y polvo en las distintas asociaciones, como medio de estudiar la evolución de ambos componentes con la edad.
A un nivel más concreto, el origen de la emisión del agua a 63 ¿m, y por extensión de otras líneas de emisión, sigue siendo incierto. El uso de observaciones complementaria a las realizadas con PACS es fundamental para este cometido. Concretamente, hemos solicitado tiempo de telescopio con el Espectrógrafo Criogénico Echelle de Alta Resolución (CRIRES, por sus siglas en inglés), con el objetivo de observar líneas de emisión de agua en infrarrojo cercano (alrededor de 3 ¿m). Dichas líneas de agua se originarían en una reserva similar (si no la misma) a la que origina la emisión detectada con PACS. La elevada resolución espacial de CRIRES (0.2 arcsec) así como espectral (3 km/s) nos permitirá distinguir si la emisión se origina en el disco o en el outflow. Si se origina en el disco, esperamos detectar la línea centrada en la longitud de onda de reposo y con un perfil de doble pico debido a la rotación kepleriana. Si se origina en el outflow, esperamos detectar un fuerte desplazamiento hacia el rojo o el azul producido por el movimiento de caída del gas.
El uso del Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) será de vital importancia en los próximos años para el estudio de los discos circumestelares y la formación planetaria. Gracias a su gran resolución espacial, podremos obtener información detallada de la distribución del polvo y el gas y su geometría, lo que permitirá, por ejemplo, detectar de forma sistemática estructuras resultantes de la interacción entre el disco y posibles planetas o planetesimales ya existentes, como torsiones, grumos, asimetrías y brazos de espiral. Además, su gran sensibilidad permitirá la detección de gas (mediante, p. ej., observaciones de CO) en sistemas pobres donde la emisión haya escapado los límites de detección existentes hasta el presente. En ese sentido, la participación en diversas campañas de observación con ALMA de objetos previamente observados con Herschel es el complemento perfecto para la investigación desarrollada hasta el presente. Beneficiarse de los resultados de ALMA no requiere tan sólo la implicación en proyectos científicos afines, sino que es fundamental adquirir la destreza necesario en el tratamiento de los datos. La participación en diversos workshops y congresos permitirá la adquisición de dichas habilidades.
Finalmente, el modelado del gas en los discos de debris requiere de un código capaz de tratar las dinámicas del gas y el polvo de forma separada, que no asuma una misma distribución espacial para ambas fases, que sea capaz de trabajar en ambientes a muy baja densidad, con composiciones distintas de la solar y con una dependencia temporal para la química del sistema. El programa GASPS hace uso de los códigos MCFOST/GRATER para modelar la fase polvo y de PRoDiMo para modelar la fase gas, si bien PRoDiMo también es capaz de modelar la fase polvo. En los próximos meses, trabajaremos en la adaptación del último a las necesidades descritas.
