Hydrodynamical simulations of dust traps in protoplanetary disks

Abstract

Las teorías actuales de formación planetaria concuerdan que los planetas se forman dentro de discos de gas y polvo alrededor de una estrella jóven. Sin embargo, no es claro cuál es el mecanismo detrás de la formación planetaria. Entre los mecanismos propuestos podemos encontrar que se podrían formar debido al colapso gravitacional, y de un núcleo masivo el cual acreta material. En el escenario de acreción de núcleo el polvo debe crecer varios ordenes de magnitud de manera eficiente. Un lugar en el disco en que el polvo logra concentrarse por un largo tiempo y crecer rápidamente son las llamadas 'trampas de polvo'. De manera interesante, los planetas podrían interactuar con el disco generando cavidades en él, la cual da el paso a la formación de una trampa de polvo debido a un máximo local de presión. Esto abre la posibilidad a la creación de una nueva generación de planetas. En el presente trabajo se estudia el escenario de formación de trampas de polvo debido a interacciones entre el disco y planetas para el disco protoplanetario alrededor de la estrella jóven MWC 758, el cual presenta indicios de la presencia de trampas de polvo. Nuevas observaciones realizadas con los radiotelescopios ALMA y VLA apoyan la existencia de dos 'trampas de polvo' en MWC 758. Por medio de simulaciones hidrodinámicas en dos dimensiones, las cuales incluyen el gas y polvo del disco, post-procesadas con cálculos de transferencia radiativa, se demuestra que las espirales observadas en luz de scattering y las dos concentraciones de emisión observadas en el rango (sub)milimétrico pueden ser causadas por dos planetas gigantes: un planeta de la masa de Júpiter a ~ 33 au (interior a las espirales) y un planeta de 5 masas de Júpiter a ~ 33 au de la estrella central (exterior a las espirales). El planeta externo desencadena la formación de varios brazos espirales que logran dar cuenta de algunas de las espirales observadas. Además forma un vórtice al borde interior de la cavidad que genera en la densidad del gas (a ~ 80 au), cuya emisión en el continuo termal encaja con las observaciones previas de ALMA y VLA, esto si se asume que el polvo está compuesto por granos porosos (con una densidad interna de ~ 0.1 g cm^-3 y de tamaños de hasta 1 cm. El planeta interno menos masivo forma un vórtice al borde externo de la cavidad que genera en el gas (a ~ 47 au), el que decae más rápido que el vórtice inducido por el planeta externo, como resultado de la viscosidad turbulenta del disco. La pérdida de eficiencia en atrapar el polvo de manera azimutal que se produce en el vórtice decayendo puede reproducir la baja señal y mayor extensión observadas en las imágenes VLA de esta trampa de polvo. Para poder confirmar el escenario propuesto en el presente trabajo aún es necesario encontrar de manera directa los posibles planetas, por ejemplo, encontrando su emisión termal o efectos en la cinemática del gas.