Characterizing substructures and interactions in the disks around multiple stellar systems

Abstract

Para caracterizar las subestructuras inducidas en discos protoplanetarios por la interacción entre estrellas en sistemas multiples, estudiamos la emisión de continuo en $1.25\,$mm y la linea de emisión molecular $^{12}$CO(J:2-1) de los sitemas triples HT\,Lup y AS\,205, y la emisión en $0.87\,$mm con la línea $^{12}$CO(J:3-2) de la binaria CS\,Cha. Nuestras observaciones a alta resolución con ALMA nos permiten resolver escalas espaciales entre $5$ a $8\,$au en polvo, y $8$ a $14\,$au en gas. En el sistema AS\,205, encontramos dos brazos espirales simétricos en la emisión de continuo del polvo de AS\,205\,N, extendiéndose aproximadamente desde los $20$ hasta los $55\,$au en distancia radial, desvaneciéndose cuando el disco deja de ser detectado sobre el nivel del ruido. En el disco circumbinario de AS\,205\,S detectamos una cavidad central de aproximadamente $2.8\,$au y un anillo brillante ubicado a $34\,$au. El gas en el sistema AS\,205 muestra claros signos de interacciones de marea, con brazos espirales, emisión extendida en forma de arcos, gas a altas velocidades, y discos con cinemática perturbada, posible evidencia de un encuentro reciente entre los discos N y S, dado que estas características son predichas por simulaciones hidrodinámicas para encuentros cercanos. En la emisión de polvo del sistema HT\,Lup resolvemos brazos espirales con ángulo de apertura bajo ($4^\circ$) en el disco principal HT\,Lup\,A, mientras que los discos de HT\,Lup\,B y C están apenas resueltos, con tama\~nos deconvolucionados de aproximadamente $5$ y $9\,au$. La cinemática del gas en el sistema HT\,Lup indica que los discos más cercanos (A y B) están rotando en sentidos diferentes, lo que podría ser explicado ya sea por dos discos rotando en direcciones contrarias en planos casi paralelos, o por un efecto de proyección de estos discos con planos casi perpendiculares. En CS\,Cha, detectamos una cavidad central tanto en la emisión de continuo del polvo como en la emisión del $^{12}$CO, tal como se esperaba para un disco circumbinario. Un anillo circumbinario es la única subestructura que podemos resolver en el disco, y no es bien descrita por un perfil de anillo gaussiano. No detectamos emisión de polvo o gas del compañero externo CS\,Cha\,C, que fue previamente observado en longitudes de onda de óptico e infrarrojo. Su no detección en nuestras observaciones profundas podría ser explicada por una combinación de baja acreción por parte del planeta, baja temperatura del planeta, y agotamiento de los granos de polvo milimétricos, acotando las propiedades de su disco circumplanetario y su mecanismo de formación. Encontramos señales de efectos de marea en todos nuestros sistemas con multiples discos. La truncación del radio externo, las cavidades centrales sin material, la redistribución e intercambio de material entre discos podrían tener un efecto en la población planetaria en sistemas múltiples, sin embargo son necesarias simulaciones numéricas dedicadas y más observaciones para describir completamente la naturaleza de las interacciones y su impacto en la formación planetaria. Aun asi, estas observaciones son el laboratorio natural perfecto para estudiar interacciones entre disco y compañeros.