Las estrellas jóvenes están rodeadas de discos de gas y polvo en cuyo interior nacen planetas. Las imágenes directas de estas protoplanetas son raras: hasta ahora solo se han logrado ver con seguridad unos pocos objetos, entre ellos PDS 70 b y c. AB Aur b, descubierta en 2022 con datos del telescopio Subaru, destaca por encontrarse a unas 100 UA de la estrella y posiblemente aún esté creciendo, acumulando gas del disco. Sin embargo, observaciones previas con filtros estrechos no podían distinguir el brillo propio de la planeta de la luz dispersada por el disco. Este trabajo se inscribe en la línea de investigación de discos protoplanetarios y acreción, pero se distingue por intentar ver precisamente la firma espectral del material en caída.
Las observaciones se realizaron con el VLT y el instrumento MUSE en modo de campo estrecho, que proporciona imagen y espectro simultáneamente. Se obtuvieron cuatro bloques de datos entre octubre y noviembre de 2022; el mejor de ellos (OB4) tenía una anchura de imagen puntual de unas 0,1 segundos de arco. Para eliminar la brillante luz de la estrella se aplicaron dos métodos independientes: sustracción de un espectro de referencia construido a partir de un anillo alrededor de la estrella, e imagen diferencial espectral clásica. La posición y forma de la fuente se reconstruyeron mediante cadenas de Markov Monte Carlo, ajustando una mancha gaussiana con seis parámetros.
AB Aur b se ve claramente en los canales 6558,88 y 6560,13 Å, lo que corresponde a un desplazamiento de aproximadamente −100 km/s respecto al centro de la línea Hα. En el ala roja de la línea (6563,88–6565,13 Å) la fuente se detecta en absorción con una significancia de unas 45σ. El perfil obtenido no se parece ni al espectro de la estrella ni al espectro medio del disco: la estrella muestra un pico único y estrecho, mientras que AB Aur b presenta una emisión ancha desplazada al azul y absorción en el rojo. El flujo en emisión fue de 8,19±0,93×10⁻¹⁵ erg/s/cm², y en absorción, de −13,59±0,90×10⁻¹⁵ erg/s/cm². La forma de la línea recuerda a un perfil P Cygni invertido, que en estrellas jóvenes se explica por la caída de gas frío sobre la superficie.
El trabajo muestra por primera vez que el espectro de AB Aur b en Hα no se reduce a luz dispersada del disco. Esto la distingue de estudios fotométricos anteriores, donde la señal se explicaba precisamente por dispersión. La similitud con un perfil P Cygni invertido apunta a una posible caída de gas, pero no descarta peculiaridades locales de dispersión. Así, AB Aur b se convierte en el segundo sistema, después de PDS 70, con una protoplaneta estudiada espectroscópicamente en Hα, y el primero con este perfil.
Para entender qué produce exactamente este perfil, se necesitan modelos de acreción sobre la protoplaneta y de transferencia radiativa en el disco. Nuevas observaciones con HST/STIS en modo coronográfico permitirán medir el continuo de Balmer y comprobar si la señal varía con el tiempo. La polarimetría con SCExAO/VAMPIRES ayudará a distinguir la emisión propia de la luz dispersada. Si el perfil se confirma como indicio de acreción, sería la primera evidencia directa de crecimiento planetario por caída de gas.
El resultado influirá en los modelos de formación de planetas gigantes y en la interpretación de las observaciones de discos protoplanetarios.
Realizar nuevas observaciones espectroscópicas de AB Aur b en Hα y Hβ, así como construir modelos detallados de acreción y dispersión.
Para la astrofísica de protoplanetas sigue abierta la cuestión de cómo los planetas gigantes ganan masa: mediante acreción magnetosférica, como en estrellas T Tauri, o mediante ondas de choque en el disco circumplanetario. El perfil de AB Aur b no encaja en los modelos simples, lo que subraya lo incompleto de nuestra comprensión de la acreción en planetas.
Esta sección está dirigida al autor del trabajo y a sus colegas. Los trabajos vecinos los encontró la búsqueda por significado en nuestro archivo, no por coincidencia de palabras. No evaluamos: mostramos el campo alrededor.
Qué hace el trabajo
En este trabajo se obtuvo el espectro de la protoplaneta AB Aurigae b en la línea Hα con MUSE en el VLT. Tras restar la estrella con dos métodos y ajustar la fuente, esta se detecta claramente en emisión con corrimiento al azul y en absorción al rojo. El perfil recuerda al de P Cygni invertido, lo que se interpreta como una posible caída de gas frío.
Dónde está su fuerza
Este es el segundo sistema con una protoplaneta estudiado espectroscópicamente en Hα y el primero con este perfil, lo que brinda una oportunidad única para investigar directamente la acreción sobre el planeta.
Hacia dónde puede avanzar
Vale la pena probar
Por qué puede importar
Observaciones como esta abren el camino al estudio directo del crecimiento de los planetas en tiempo real, algo fundamental para entender la formación de los gigantes gaseosos.
Trabajos cercanos en nuestro archivo
El archivo está vacío alrededor de este trabajo: el análisis más cercano queda en 0.54, frente a un 0.64 habitual. Parece que aquí al lado casi nadie ha perforado.
La luz de la estrella AB Aurigae tarda unas 12–13 horas en llegar al punto donde se encuentra la planeta: la radiación dispersada de las regiones internas del disco nos llega con retraso, y esto se tuvo en cuenta en el procesamiento.
En la novela 'Solaris' de Stanisław Lem, el océano del planeta muestra estructuras que podrían confundirse con inteligentes; aquí, las estructuras en el disco alrededor de AB Aurigae durante mucho tiempo impidieron distinguir dónde está la planeta y dónde simplemente un patrón de gas y polvo.