Acumulación de masa y actividad de chorro en DG Tau
Un estudio revela conexiones entre la acumulación masiva, la velocidad de los chorros y el brillo en DG Tau.
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Tabla de contenidos
El estudio se centra en DG Tau, una estrella joven conocida por sus chorros y variabilidad en el Brillo. Nuestro objetivo es entender cómo la acreción de masa de la estrella afecta su actividad de chorro y los cambios de brillo a lo largo del tiempo.
En los últimos 40 años, hemos recopilado un montón de datos de observación sobre el chorro de DG Tau. Estas observaciones incluyen mediciones tomadas desde varios telescopios, lo que nos permite analizar el comportamiento del chorro de la estrella y sus cambios de brillo de 1983 a 2015.
Observaciones y Datos
Los datos sobre el chorro de DG Tau provienen de imágenes capturadas en luz óptica y en el cercano infrarrojo. Detectamos 51 Nudos distintos, que son puntos brillantes en el flujo del chorro. Estos nudos se agruparon en 17 categorías según sus movimientos y velocidades. De estos, 12 grupos se movían con movimientos propios claros.
De 1983 a 1995, notamos que a medida que aumentaba la velocidad del chorro, DG Tau también se volvía más brillante. Sin embargo, un evento notable ocurrió alrededor de 1998, cuando el brillo de la estrella cayó significativamente. Esta caída probablemente se debió a que se formó una barrera de polvo en las cercanías de la estrella, obstruyendo nuestra vista y afectando las mediciones.
Variaciones de Brillo en Estrellas Jóvenes
Las estrellas jóvenes como DG Tau suelen mostrar fluctuaciones en el brillo. Estos cambios pueden ser causados por diversos factores, como explosiones de actividad o cambios en la cantidad de material que se está absorbiendo de los discos circundantes. Por ejemplo, otro tipo de estrella joven, conocida como FUor, puede brillar de repente, a menudo debido a picos en cómo se absorbe material en la estrella.
Muchos estudios anteriores han mostrado vínculos entre la actividad de los chorros en estrellas jóvenes y su brillo. Algunos investigadores descubrieron que cuando se expulsan nudos específicos en el chorro de la estrella, el brillo de la estrella cambia al mismo tiempo.
Se han observado diferentes nudos en el chorro de DG Tau a lo largo de los años, y podemos ver que las fases más brillantes de la estrella suelen coincidir con alta actividad en el chorro.
La Naturaleza del Chorro de DG Tau
El chorro de DG Tau, conocido como HH 158, fue uno de los primeros detectados en estrellas jóvenes. Las observaciones muestran que el chorro tiene una estructura bien definida y se extiende significativamente desde la estrella. Trabajos anteriores han identificado dos tipos principales de chorros: un componente de alta velocidad y un componente de baja velocidad.
El componente de alta velocidad se asocia con gas en rápido movimiento, mientras que el componente de baja velocidad se mueve más lentamente y parece dispersarse más. Esta diferencia sugiere que el componente rápido proviene de las regiones internas del disco circundante de la estrella, mientras que el más lento proviene de áreas externas.
Observaciones alrededor de 2005 mostraron una diferencia notable en las características del chorro en comparación con datos anteriores. El flujo de alta velocidad fue prominente entre 1988 y 2005, pero ha disminuido desde entonces.
Comportamiento de los Nudos y Expulsión
Las estructuras de nudos en los chorros pueden formarse debido a interacciones internas entre diferentes flujos de gas. Se piensa que la expulsión de estos nudos ocurre en ciclos. Algunos investigadores sugirieron que la duración del ciclo es de aproximadamente 5 años, mientras que otros argumentaron que podría ser más corta o más variable.
Nuestro análisis de los nudos de DG Tau a lo largo de los años muestra que el comportamiento de estas características no siempre es consistente. En particular, la presencia de algunos nudos no se ha observado en mediciones posteriores, lo que indica que podrían haberse fusionado con otros o haberse dispersado.
Examinamos 12 de los grupos de nudos más identificables y medimos sus características a lo largo del tiempo. Este trabajo nos ayuda a entender cómo la acreción de masa de la estrella se conecta con la actividad del chorro.
Acreción de Masa y Lanzamiento de Chorros
La acreción de masa se refiere al proceso donde el material de un disco circundante cae sobre la estrella. Varios modelos predicen que la velocidad de un chorro está relacionada con el lugar en el disco desde donde se lanza el chorro. Esto significa que los chorros más rápidos probablemente se expulsan desde regiones cercanas a la estrella.
Para DG Tau, estimamos que los puntos de lanzamiento de estos chorros se han movido más cerca de la estrella a lo largo de los años y luego, posteriormente, más lejos. Las distancias variaron de aproximadamente 0.06 Unidades Astronómicas (UA) a 0.45 UA a lo largo del tiempo.
Este ciclo de movimiento puede reflejar cambios en cómo se está acrecionando masa sobre la estrella. Una mayor actividad en el disco podría llevar a variaciones tanto en la velocidad del chorro como en la cantidad de masa capturada por la estrella.
Conectando Brillo y Actividad de Chorros
El brillo de DG Tau varía en un patrón que parece conectado al flujo del chorro. Durante los períodos en que la velocidad del chorro aumentó, también lo hizo el brillo. Hubo un pico significativo en el brillo durante los años 90, probablemente debido a un aumento en la acreción de masa.
Sin embargo, después de un pico en el brillo alrededor de 1997, ocurrió una caída brusca en el brillo. Esto sugiere que en ese momento, algo cambió en el ambiente de la estrella, afectando tanto la tasa de acreción como la actividad del chorro.
Cuando el brillo cayó, también notamos un aumento correspondiente en el polvo circundante de la estrella, que podría bloquear la luz. Observamos que mientras la estrella estaba brillante, su color se desplazó hacia tonos más azules, lo que indica más energía y regiones más calientes debido a los procesos de acreción.
Conclusión
En resumen, nuestro estudio de DG Tau ha llevado a varios hallazgos importantes:
- La relación entre la expulsión de masa y los cambios en el brillo es clara. A medida que el chorro se acelera, DG Tau también se vuelve más brillante.
- Las caídas de brillo, especialmente en 1998, probablemente se debieron a obstrucciones, como polvo, que afectaron las observaciones.
- Se han producido variaciones notables en las características del chorro, especialmente la disminución de los flujos de alta velocidad después de 2006.
- Estrellas jóvenes como DG Tau ofrecen información sobre cómo la acreción de masa afecta los chorros, lo que impacta en los cambios de brillo y color.
En última instancia, los hallazgos sobre DG Tau proporcionan una mejor comprensión de las intrincadas relaciones entre los procesos de acreción, el comportamiento del chorro y las variaciones de brillo en objetos estelares jóvenes. Esto contribuye a un marco más amplio de conocimiento sobre la formación de estrellas y el desarrollo estelar temprano.
Título: Ejection Patterns in the DG Tau Jet Over the Last 40 Years: Insights into Mass Accretion Variability
Resumen: We aim to clarify the link between mass accretion and ejection by analyzing DG Tau's jet observations from optical and near-infrared data spanning 1984 to 2019, alongside photometric variations between 1983 and 2015. We classified 12 moving knot groups among 17 total knot groups based on their constant proper motions and comparable radial velocities. A strong correlation emerges between deprojected flow velocities of the knots and the photometric magnitudes of DG Tau. From 1983 to 1995, as the deprojected ejection velocities surged from $\sim$ 273 $\pm$ 15 km s$^{-1}$ to $\sim$ 427 $\pm$ 16 km s$^{-1}$, the photometric magnitudes ($V$) concurrently brightened from 12.3 to 11.4. Notably, when DG Tau became brighter than 12.2 in the $V$ band, its ($B-V$) color shifted bluer than its intrinsic color range of K5 to M0. During this period, the launching point of the jet in the protoplanetary disk moved closer to 0.06 AU from the star in 1995. Following a $V$ magnitude drop from 11.7 to 13.4 in 1998, the star may have experienced significant extinction due to a dust wall created by the disk wind during the ejection of the high-velocity knot in 1999. Since then, the magnitude became fainter than 12.2, the ($B-V$) and ($V-R$) colors became redder, and the deprojected velocities consistently remained below 200 km s$^{-1}$. The launching point of the jet then moved away to $\sim$ 0.45 AU by 2008. The prevailing factor influencing photometric magnitude appears to be the active mass accretion causing the variable mass ejection velocities.
Autores: Tae-Soo Pyo, Masahiko Hayashi, Michihiro Takami, Tracy L. Beck
Última actualización: 2024-01-16 00:00:00
Idioma: English
Fuente URL: https://arxiv.org/abs/2401.08509
Fuente PDF: https://arxiv.org/pdf/2401.08509
Licencia: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
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