Las abundancias de NH3 y CH3OH en relación con H2O son menores que en el medio interestelar, pero son consistentes con observaciones de cometas, lo que puede indicar diferencias en los procesos de formación de planetas y sus atmósferas.
Los discos protoplanetarios que rodean estrellas jóvenes son objetos clave para estudiar la formación de planetas y sus atmósferas. Uno de los componentes más importantes de estos discos son las partículas de polvo cubiertas de hielo, que sirven como depósito de sustancias volátiles.
Sin embargo, hasta ahora la distribución de la abundancia de hielo en los discos protoplanetarios no se había entendido bien debido a dificultades de observación.
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Nuevas observaciones del Telescopio Espacial James Webb (JWST) y su instrumento MIRI proporcionan información más detallada sobre la distribución del hielo en el disco protoplanetario de HH 48 NE. Como resultado de estas observaciones, se descubrieron sustancias volátiles como CO2, NH3, H2O y presumiblemente, CH4 y NH+4.
Los modelos de transferencia radiativa indican que las características de absorción del hielo se producen predominantemente en la región del disco a una distancia de 50 a 100 unidades astronómicas (AU) de la estrella central.
La característica de CO2 a 15 micrones explora un área más cercana al plano medio del disco (z/r = 0,1-0,15) que la característica correspondiente a 4,3 micrones (z/r = 0,2-0,6). Sin embargo, todas las observaciones rastrean áreas muy por encima de los depósitos del plano medio, donde se espera que se encuentre la mayor parte de la masa de hielo.
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Los hielos deben alcanzar alturas de gran escala (z/r ~ 0,6; correspondiente a la absorción de polvo modelada Av ~ 0,1) para coincidir con la distribución vertical observada de los espesores ópticos máximos del hielo. La debilidad de la característica de CO2 de 15 micrones en relación con la característica de 4,3 micrones y el ala de emisión roja de la característica de CO2 de 4,3 micrones son consistentes con el hielo ubicado en lo alto del disco.
La abundancia resultante de NH3 y el límite superior de CH3OH en relación con H2O son significativamente más bajos que los del medio interestelar (ISM), pero son consistentes con las observaciones de los cometas. Esto puede indicar que los procesos de formación de planetas y sus atmósferas en los discos protoplanetarios difieren de los procesos que ocurren en el medio interestelar.
Para comprender completamente la distribución del contenido de hielo en los discos protoplanetarios, se requiere una cobertura completa de las longitudes de onda. Sin embargo, ya se pueden proponer dos escenarios posibles para explicar la presencia de hielo en altitudes elevadas del disco.
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El primer escenario supone la presencia de un disco de viento que arrastra una cantidad suficiente de polvo, bloqueando así parte de la radiación ultravioleta estelar. El segundo escenario implica una mezcla vertical que hace circular suficiente hielo hacia las capas superiores del disco para equilibrar la fotodesorción del hielo.
Estos resultados resaltan la importancia de realizar más estudios sobre el hielo en los discos protoplanetarios para comprender la formación de los planetas y sus atmósferas. JWST y sus instrumentos brindan una oportunidad única para realizar este tipo de estudios, proporcionando información más detallada sobre la distribución del hielo y otros volátiles en los discos protoplanetarios.
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