Un disco Kepleriano con cuatro

Sep 11, 2023

Nature Astronomy volumen 7, páginas 557–568 (2023)Citar este artículo

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Una corrección del autor de este artículo se publicó el 16 de marzo de 2023

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Se cree que las protoestrellas de gran masa (M⋆ > 8M⊙) ganan la mayor parte de su masa a través de breves e intensos estallidos de crecimiento. Se cree que esta acreción episódica es facilitada por discos de acreción gravitacionalmente inestables y posteriormente no homogéneos. Las limitaciones de las capacidades de observación, junto con la falta de eventos de explosión de acreción observados, han impedido la confirmación afirmativa de la asociación entre la acreción del disco, la inestabilidad y el fenómeno de explosión de acreción en protoestrellas de gran masa. Después de su estallido de acreción de 2019, una ola de calor impulsada por un estallido de radiación se propagó hacia el exterior desde la protoestrella de gran masa G358.93-0.03-MM1. Durante este período, se realizaron seis observaciones de interferometría de línea de base muy larga del máser de metanol de 6,7 GHz bombeado por radiación, rastreando radios de disco cada vez mayores a medida que la ola de calor se propagaba hacia afuera. La concatenación de los mapas de interferometría de línea de base muy largos proporcionó una vista de milisegundos de arco escasamente muestreada de la cinemática espacial del disco de acreción que cubre un rango físico de ~ 50–900 AU. Llamamos a este enfoque observacional 'mapeo de olas de calor'. Reportamos el descubrimiento de un disco de acreción Kepleriano con un patrón espiral de cuatro brazos espacialmente resuelto alrededor de G358.93-0.03-MM1. Este resultado implica positivamente la acreción de discos y las inestabilidades de los brazos espirales en el paradigma de formación de estrellas de alta masa de acreción episódica.

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Se puede acceder a los datos utilizados en este trabajo buscando códigos de experimento (Tabla 1) en los siguientes archivos de datos: datos LBA (https://atoa.atnf.csiro.au), datos EVN (http://archive.jive.nl /scripts/portal.php) y datos VLBA (https://data.nrao.edu/portal/#/). Los mapas de puntos máser utilizados en este trabajo, además de los datos calibrados de las seis épocas en formato FITS, están disponibles en el siguiente enlace: https://www.masermonitoring.com/g358-mm1-data-availability.

El algoritmo correlate2d está disponible en el paquete SciPy de Python (versión 1.10.0). El algoritmo MCMC está disponible en el paquete de maestro de ceremonias de Python (versión 3.1.3). El algoritmo RANSAC está disponible en el paquete scikit-learn de Python (versión 0.19.2).

Se ha publicado una corrección de este artículo: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01944-8

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Observatorio Mizusawa VLBI, Observatorio Astronómico Nacional de Japón, Mitaka, Japón

RA Burns y T. Hirota

Departamento de Ciencias, Observatorio Astronómico Nacional de Japón, Mitaka, Japón

AR quemaduras

Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea, Daejeon, República de Corea

RA Burns, N. Sakai y Kee-Tae Kim

Departamento de Física, Universidad Nacional Chung Hsing, Taichung, Taiwán

Y. Uno

Instituto Nacional de Investigación Astronómica de Tailandia (Organización Pública), Chiangmai, Tailandia

N. Sakai y K. Sugiyama

NRAO, Socorro, Nuevo México, EE. UU.

J. Blanchard

Departamento de Física, Facultad de Ciencias, Universidad de Malaya, Kuala Lumpur, Malasia

Z.Rosli

Instituto Conjunto para VLBI ERIC, Dwingeloo, Países Bajos

G ruso

Centro de Astronomía, Universidad de Ibaraki, Mito, Japón

Y. Yonekura & Y. Tanabe

Departamento de Ciencias Astronómicas, SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies), Mitaka, Japón

T.Hirota

Universidad de Ciencia y Tecnología, Daejeon, República de Corea

Kee Tae Kim

Centro Internacional de Radioastronomía de Ventspils, Universidad de Ciencias Aplicadas de Ventspils, Ventspils, Letonia

A. Aberfelds

Departamento de Radioastronomía y Geodinámica del Observatorio Astrofísico de Crimea, Katsiveli, Ucrania

AE Volvach

Instituto de Astronomía, Facultad de Física, Astronomía e Informática, Universidad Nicolaus Copernicus, Torun, Polonia

A. Bartkiewicz y M. Durjasz

INAF Capodimonte Astronomical Observatory Nápoles, Nápoles, Italia

A. Caratti o Garatti

Observatorio Astronómico, Universidad Federal de los Urales, Ekaterimburgo, Rusia

AM Sobolev y DA Ladeyschikov

Observatorio Estatal de Turingia, Tautenburg, Alemania

B. Stecklum y J. Eislöffel

NRAO, Charlottesville, VA, EE. UU.

C. Brogan y TR Hunter

Instalación Nacional del Telescopio de Australia, CSIRO, Epping, Nueva Gales del Sur, Australia

c phillips

NRC Herzberg Astronomía y Astrofísica, Victoria, Columbia Británica, Canadá

D. Johnstone

INAF Observatorio Astronómico de Cagliari, Selargius, Italia

G. Surcis

Departamento de Ciencias Físicas, Universidad Abierta de Tanzania, Dar-es-Salaam, Tanzania

GC MacLeod

Observatorio de radioastronomía Hartebeesthoek, Krugersdorp, Sudáfrica

GC MacLeod y SP van den Heever

Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania

H. Linz

Unidad de Investigación Espacial, Departamento de Física, Universidad North West, Potchefstroom, Sudáfrica

JO Chibueze

Departamento de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad de Nigeria, Nsukka, Nigeria

JO Chibueze

INAF - Instituto de Radioastronomía y Centro Regional Italiano ALMA, Bolonia, Italia

J marca

Escuela de Ciencias Naturales, Universidad de Tasmania, Hobart, Tasmania, Australia

L. Hyland y SP Ellingsen

Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato, Guanajuato, Mexico

L. Uscanga

Centro de Investigación de Radiodiagnóstico Espacial, Facultad de Geoingeniería, Universidad de Warmia y Mazury Oczapowskiego 2, Olsztyn, Polonia

M. Olech

INAF - Observatorio Astrofísico Arcetri, Florencia, Italia

O. Bayandina

Observatorio SKA, Jodrell Bank, Macclesfield, Reino Unido

s.breen

Centro de Astrofísica, Universidad de Guangzhou, Guangzhou, China

X Chen

Observatorio Astronómico de Shanghái, Academia de Ciencias de China, Shanghái, China

X Chen

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RAB dirigió el proyecto como investigador principal de las observaciones, procesó los datos de VLBI y escribió el artículo. YU realizó el modelado kepleriano de los datos máser. NS realizó los procedimientos de identificación del brazo espiral usando RANSAC y MCMC. J. Blanchard realizó la correlación cruzada bidimensional para la identificación de brazos espirales adicionales. ZR realizó la medición de la inclinación del disco. KS e YY seleccionaron la fuente de máser de destino. AEV, J. Brand, SPvdH, YY, YT, AA, GCM, MO y MD realizaron un monitoreo de un solo plato de másers hacia G358.93-0.03. GO, SPE, LH y CP realizaron las observaciones LBA. Todos los autores contribuyeron a la discusión científica y ayudaron con la autoría y el proceso de revisión del artículo.

Correspondencia a RA Burns.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

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Burns, RA, Uno, Y., Sakai, N. et al. Un disco kepleriano con una espiral de cuatro brazos que da a luz a una protoestrella de gran masa que se acumula episódicamente. Nat Astron 7, 557–568 (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-01899-w

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Recibido: 16 Septiembre 2022

Aceptado: 18 de enero de 2023

Publicado: 27 febrero 2023

Fecha de emisión: mayo de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01899-w

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