GG Tauri
Estrella en la constelación de Tauro
GG Tauri

Impresión artística del disco que rodea a GG Tauri A
Crédito : ESO/L. Calçada
Datos de observación
Época J2000       Equinoccio J2000
ConstelaciónTauro
GG Tauri A
Ascensión recta04 horas 32 minutos 30,31 segundos [1]
Declinación+17° 31′ 41.0″ [1]
Magnitud aparente  (V)12,25 ± 0,03 / 14,70 ± 0,06 [2]
GG Tauri Ba
Ascensión recta04 horas 32 minutos 30,25 segundos [3]
Declinación+17° 31′ 30.9″ [3]
Magnitud aparente  (V)17,11 ± 0,07 [2]
GG Tauri Si bemol
Ascensión recta04 horas 32 minutos 30,31 segundos [4]
Declinación+17° 31′ 29.9″ [4]
Magnitud aparente  (V)19,94 ± 0,08 [2]
Características
Tipo espectralK7 / M2 / M3 / M5 / M7 [5] [6]
Índice de color U−B+0,06 [7]
Índice de color B−V+1,38 [7]
Tipo de variableT Tauri
Astrometria
Velocidad radial (R v )12,0 [8]  kilómetros por segundo
Movimiento propio (μ) RA:  15,6 [9]  mas / año
Dic.:  -21,1 [9]  mas / año
Distancia450  años luz
(140 [10]  años luz )
Órbita [11] [12]
PrimarioGG Tau Aa
CompañeroGG Tau Ab
Periodo (P)162+62
−15 año
Semieje mayor (a)243 mas
(34 UA )
Excentricidad (e)0,28+0,05
-0,14
Inclinación (i)143°
Longitud del nodo (Ω)277+2
−2°
Época del periastrón (T)2 463 400+1470
−5420
Argumento del periastrón (ω)
(secundario)		91+4
−13°
Detalles
GG Tau Aa
Masa0,78 ± 0,09 [13]  M ☉
Radio1.63 [14]  R ☉
Luminosidad0,38 [15]  L ☉
Temperatura3700 [15]  K
Edad1,5 [5]  millones
GG Tau Ab
Luminosidad0,133 + 0,067 [15]  L ☉
Temperatura3300 + 3100 [15]  K
Edad1,5 [5]  millones
GG Tau Ba
Masa0,12 ± 0,02 [13]  M ☉
Radio1.45 [16]  R ☉
Luminosidad0,096 [5]  L ☉
Edad1,5 [5]  millones
GG Tauri Si bemol
Masa0,04 ± 0,003 [13]  M ☉
Radio0,497 [17]  R ☉
Luminosidad0,015 [5]  L ☉
Edad1,5 [5]  millones
Otras denominaciones
GG Tau, WDS J04325+1732, TYC 1270-897-1 [18]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

GG Tauri , a menudo abreviado como GG Tau , es un sistema estelar quíntuple en la constelación de Tauro . A una distancia de unos 450 años luz (140 parsecs ), se encuentra dentro de la región de formación estelar de Tauro-Auriga. El sistema comprende tres estrellas que orbitan entre sí en un sistema triple jerárquico, conocido como GG Tauri A, y otro sistema estelar binario más distante del sistema central, conocido como GG Tauri B. [19]

El sistema es inusual porque contiene dos discos circunestelares distintos : uno que rodea la totalidad de GG Tauri A y otro que rodea la estrella más brillante de GG Tauri A. [19] Su gran tamaño y su corta distancia lo hacen ideal para estudiar cómo se forman los exoplanetas dentro de sistemas estelares múltiples. [20]

Propiedades

Curva de luz de banda visual para GG Tauri, adaptada de Bouvier et al. (1993) [21]

GG Tauri está formada por cinco estrellas, que son estrellas T Tauri , una clase de estrellas variables que muestran cambios irregulares en el brillo. [22] Estas estrellas son extremadamente jóvenes y más luminosas que sus contrapartes de la secuencia principal , porque aún no se han condensado hasta alcanzar el tamaño normal. Los cuatro componentes de las estrellas GG Tauri son estrellas de tipo K o tipo M relativamente frías , con estos tipos espectrales: K7 para GG Tauri Aa, M0.5 para GG Tauri Ab, M5 para GG Tauri Ba y M7 para GG Tauri Bb; [5] se estima que la edad del sistema es de 1,5 millones de años. [10]

Un estudio dinámico del sistema encontró que las masas de los cuatro componentes eran: 0,78  M ☉ para GG Tauri Aa, 0,68  M ☉ para GG Tauri Ab, 0,12  M ☉ para GG Tauri Ba y 0,12  M ☉ para GG Tauri Bb. Con 0,04  M ☉ , GG Tauri Bb tiene una masa subestelar y es una enana marrón . [13] Se ha detectado movimiento orbital en el sistema central (Aa y Ab), pero no en el par exterior Ba y Bb (ya que su período orbital es demasiado largo). [11]

Se ha calculado una órbita preliminar para GG Tauri Aa y Ab, [11] pero no está muy bien delimitada. La órbita es moderadamente excéntrica; [23] Algunos estudios han determinado que su órbita tiene un semieje mayor de aproximadamente 34 ua y está desalineada con el disco circumbinario en aproximadamente 25 grados. [23] Sin embargo, otros estudios han descubierto que la órbita es coplanar con el disco circumbinario, con un semieje mayor más grande de aproximadamente 60 ua. [12]

Se han utilizado técnicas interferométricas para observar GG Tauri Ab, el componente de menor masa del sistema central. Se descubrió que GG Tauri Ab es un sistema binario de estrellas que comprende dos enanas rojas (Ab1 = M2V, Ab2 = M3V), con una separación de aproximadamente 4,5 UA. Su período orbital se estima actualmente en alrededor de 16 años . Esto explicaría por qué el espectro de GG Tauri Ab sugiere una estrella de masa inusualmente baja en lugar de la masa más alta que se midió. [6]

Debido a las interacciones con GG Tauri A, el par externo GG Tauri Ba y Bb no es muy estable. La órbita interna de GG Tauri Ba y Bb debe ser retrógrada en relación con su órbita completa alrededor de GG Tauri A para ser estable. [24]

Discos circunestelares

Impresión artística del disco circunestelar que rodea a GG Tauri A

Las estrellas T Tauri suelen estar rodeadas de discos circunestelares de gas y polvo. Estos discos se fusionan para formar protoplanetas y luego planetas . [22]

El subsistema GG Tauri A tiene un gran disco circumbinario (técnicamente, circumtrinario). Dentro del disco, GG Tauri Aa también tiene un disco y, además, al menos una de las estrellas Ab también debe tener un disco. [15] Esto último se deduce de la presencia de un "hueco" en el disco más grande, detectado en la posición de las tres en punto, en un ángulo de posición de aproximadamente 268°. [25] Visto por primera vez en 2002, [2] se interpreta como una sombra porque no gira con el disco. [15] El material interestelar bloquea la luz de parte del disco, lo que causa esta sombra. [25] Los anillos Aa y Ab son coplanares entre sí. [15]

El disco alrededor de GG Tauri Aa tiene una masa de aproximadamente 0,1  M ☉ , o aproximadamente la masa de Júpiter , [26] a una temperatura de aproximadamente 20 a 30 K . [27] GG Tauri Aa parece tener un chorro que sale de los polos, como lo evidencian las líneas prohibidas de Fe II. [20]

Actualmente, la masa se está acumulando desde los discos internos hacia las propias estrellas. Debido a que los discos aún no se han consumido, el disco circumbinario más grande debe estar suministrando masa a los discos más pequeños. [19] Varias líneas de evidencia apuntan a esto. En primer lugar, se pudo encontrar una búsqueda de gas hidrógeno diatómico (H 2 ) hasta 100 UA de distancia del centro del sistema, pero también se detectó una emisión significativa a 30 UA de distancia. Esta emisión se detectó donde un estudio anterior encontró gas fluyendo desde el disco externo al disco interno, por lo que se asumió que la emisión era resultado de la masa que caía desde el disco interno al disco externo. [28] Las observaciones tomadas en 2014 mostraron resultados similares. [19] En segundo lugar, la polarimetría de infrarrojo cercano del área mostró la misma estructura que conecta los discos interno y externo. Las estrellas de GG Tauri A están más cerca del anillo en el lado norte (donde está la serpentina) que en el lado sur. [29] Finalmente, aunque no cae mucho gas en los discos internos, se ha medido que la tasa de acreción de gas es ~6 × 10 −8  M ☉ año −1 , que es al menos la tasa de acreción desde los discos internos hacia las propias estrellas. Por lo tanto, el disco externo proporciona suficiente masa para reponer los discos internos. [30]

Posibles protoplanetas

En el borde del disco exterior hay un "punto caliente" con gas adicional y a una temperatura más alta, de unos 40 K. También hay formaciones en forma de espiral dentro del disco. [31] En el centro de este "punto caliente" puede haber un protoplaneta llamado GG Tauri Ac, que todavía está acumulando masa. [20] Esto explicaría la mayor densidad y temperatura del gas, así como las formaciones en espiral. [31] Si existe, probablemente tendría una masa similar a la de Neptuno o menor, dado que no ha despejado un hueco en su ubicación. Otros planetas podrían explicar otras características espirales dentro del disco. [31]


Química

La química de los discos circunestelares es importante para comprender la formación planetaria. El disco interior, al igual que otros discos protoplanetarios, es rico en moléculas simples que contienen elementos como carbono y azufre . En 2018, se descubrió sulfuro de hidrógeno ( H
2Se informó sobre la existencia de S ), [32] y en 2021, se informó sobre la existencia de tioxoetenilideno (CCS) dentro del disco. [33] Ambos son los primeros casos de esas especies conocidos en un disco protoplanetario. [32] [33] Los mecanismos químicos relacionados con su formación no se comprenden muy bien. [33]

Véase también

Referencias

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