Espectro sintético de OH (rojo, morado) y HO (azul) para el modelo fiduciario, con resolución espectral típica de JWST-MIRI (R = 2500) con (arriba) y sin (abajo, desplazada en 0,2 Jy) emisión rápida de OH. El OH es catalizado principalmente por la fotodisociación del H2O produciendo líneas altamente excitadas de hasta 9 μm. Las líneas OH aparecen en la parte superior de la cadena y están incrustadas en el fuerte bosque de líneas HO. Tenga en cuenta que la emisión instantánea de OH produce OH en estados A simétricos que conducen a un defecto en los cuatro componentes de cada transición rotacional. Con una longitud de ≃ 13,5 μm, esperamos que el bombeo químico de OH por O + H afecte las líneas de OH, un proceso no incluido en esta versión de nuestro modelo. — Doctorado en Astronomía EP
JWST proporciona acceso único a la estructura fisicoquímica de los discos internos (fotodisociación de HO). Incluimos la emisión instantánea de OH en el modelo de disco DALI después de la fotodisociación de H.2O en su estado electrónico B̃ (
Este modelo permite el cálculo de la estructura térmica y química del disco de manera autoconsistente y la densidad de línea infrarroja media resultante para OH y H.2O. La intensidad de la línea OH en el rango de 9 a 13 μm es proporcional a la cantidad total de agua separada ópticamente. Como tal, estas líneas son un rastro de la cantidad de agua expuesta al campo FUV, que depende de la temperatura, densidad y fuerza del campo FUV que llega a las capas moleculares superiores.
En particular, la línea OH fluye esencialmente con el campo FUV emitido por la estrella a diferencia de la línea H.2Líneas O en el rango de 10-20 µm que escalan con la luminiscencia polimérica. Por lo tanto, el OH es un diagnóstico clave para explorar el efecto de Lyα y restringir la opacidad del polvo FUV en capas moleculares superiores. También se espera una fuerte asimetría entre los componentes A’ y A’ de cada cuadrupolo rotacional. La emisión de OH en el infrarrojo medio es una herramienta poderosa para sondear H.2O Fotodisociación y deducción de las condiciones físicas en la atmósfera del disco.
Como tal, la inclusión de líneas OH del infrarrojo medio en el análisis de los espectros JWST-MIRI será clave para inferir con precisión la composición de los discos de formación de planetas. La interpretación de las líneas de OH menos interesantes requiere cálculos cuantitativos adicionales para bombear la formación de niveles de OH por O+H2 y coeficientes de tasa de colisión.
Benoit Tabone, Ewen F. Van Dyschock, John H. Negro
Comentarios: Aceptado para publicación en Astronomía y Astrofísica.
Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2406.14560 [astro-ph.EP] (o arXiv:2406.14560v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2406.14560
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Día de entrega
Escrito por: Benoit Tabon
[v1] Jueves 20 de junio de 2024, 17:59:28 UTC (7447 KB)
https://arxiv.org/abs/2406.14560
Astrobiología, Astroquímica,
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