ALMA High-resolution Observation of the HH46/47 Outflow/disk/envelope System

Resumo Técnico: Observação de Alta Resolução ALMA do Sistema de Outflow/Disco/Envelope HH46/47

Problema e Motivação
A formação de estrelas de baixa massa envolve o colapso de núcleos de nuvens moleculares em sistemas que compreendem um disco protostelar, um envelope em queda e rotação, e outflows bipolares. Embora a origem dos jatos colimados de alta velocidade seja amplamente atribuída a processos magnetohidrodinâmicos (MHD) no sistema estrela-disco interno, a origem dos outflows moleculares mais lentos e de ângulo amplo permanece debatida. Dois cenários primários existem: o modelo clássico de arrasto (entrainment), onde o gás ambiente é varrido por um jato ou vento de ângulo amplo, e o modelo de vento de disco, onde o material é lançado diretamente do disco. Distinguir entre estes é desafiador porque a emissão de linhas moleculares frequentemente rastreia o material arrastado em vez do vento primário. Além disso, a influência da binariedade na estrutura do disco e na morfologia do outflow não é totalmente compreendida. O sistema HH 46/47, uma protoestrela de Classe I de baixa massa conhecida por ser um binário, oferece um estudo de caso crítico, embora seu sistema interno de disco-envelope tenha sido estudado anteriormente apenas em resoluções mais baixas (~1″).

Metodologia
Os autores apresentam observações de alta resolução (~0,1″, ~45 au) do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) na Banda 6 (1,3 mm) do HH 46/47, obtidas em 2019. Estes dados foram combinados com dados do ALMA de menor resolução obtidos anteriormente (2016) para criar um conjunto de dados abrangente cobrindo a base do outflow e o ambiente circunestelar.

• Análise de Contínuo: O contínuo de 1,3 mm foi analisado para mapear a distribuição de poeira e estimar a massa de gás, assumindo emissão opticamente tênue e uma razão gás-poeira de 100.
• Rastreamento de Linhas Moleculares: Múltiplos traçadores moleculares (C$^{18}$O, SO, H$_2$CO, CH$_3$OH e $^{12}$CO) foram usados para sondar diferentes regimes físicos. Diagramas de posição-velocidade (PV) foram construídos perpendicularmente ao eixo do outflow para analisar a cinemática.
• Modelagem de Envelope/Disco: Um modelo analítico de um envelope em queda e rotação (IRE) foi ajustado aos diagramas PV de C$^{18}$O e SO para derivar a massa central e o raio da barreira centrífuga.
• Cinemática de Outflow: Uma análise independente de modelo foi realizada em uma casca (shell) deslocada para o vermelho bem definida (Sr2). Ao definir sistemas de coordenadas e ajustar diagramas PV transversais, os autores derivaram a morfologia 3D da casca e seus componentes de velocidade (axial $V_z$, rotacional $V_\phi$ e radial $V_r$).
• Taxas de Outflow: As distribuições de massa, momento e energia cinética foram calculadas usando $^{12}$CO, corrigido para espessura óptica usando $^{13}$CO e C$^{18}$O. As taxas foram derivadas usando um "método de anel" para evitar suposições sobre velocidade constante e lançamento direto.

Resultados Principais

1. Contínuo e Estrutura Binária: O contínuo de 1,3 mm revela uma fonte central compacta (Fonte A) cercada por emissão estendida. Uma companheira (Fonte B), previamente identificada em óptico/infravermelho, não é detectada como um pico de contínuo milimétrico; em vez disso, ela coincide com um mínimo de intensidade local. Duas estruturas em forma de espícula estendem-se da Fonte A em direção à Fonte B, interpretadas como perturbações gravitacionais no disco circumbinário.
2. Sistema Disco-Envelope: O C$^{18}$O rastreia o envelope estendido, enquanto o SO sonda o envelope interno. H$_2$CO e CH$_3$OH rastreiam estruturas compactas e de rotação mais rápida perto da barreira centrífuga. Os dados são bem reproduzidos por um envelope em queda e rotação que transita para um disco interno em um raio de ~30 au em torno de uma protoestrela de 0,3 $M_\odot$.
3. Morfologia de Outflow: A emissão de $^{12}$CO revela múltiplas estruturas de cascas aninhadas tanto nos lobos deslocados para o vermelho quanto para o azul. O lobo deslocado para o vermelho mostra uma morfologia mais complexa com cascas distintas (Sr1, Sr2, Sr3).
4. Cinemática de Casca: A análise da casca Sr2 mostra que o material se expande radialmente em vez de fluir ao longo da superfície da casca. Embora um gradiente de velocidade transversal seja detectado, interpretar isso como rotação resulta em um braço de alavanca magnética ($\lambda \sim 19-32$) que é não fisicamente grande para modelos padrão de vento de disco.
5. Origem do Outflow: A expansão radial, a falta de estratificação de velocidade esperada em ventos de disco e a relação espacial entre as cascas de CO e o gás excitado por choque H$_2$ (no interior das cascas) favorecem fortemente um cenário de arrasto (entrainment). O outflow é provavelmente impulsionado por um vento de ângulo amplo ou choques de proa (bow shocks) impulsionados por jato que varrem o material ambiente.
6. Energética: A taxa de perda de massa derivada ($\dot{M} \approx 29 M_\odot \text{Myr}^{-1}$) e a taxa de injeção de energia cinética são significativamente maiores que a média de outflows de Classe I, provavelmente devido às altas velocidades rastreadas neste estudo de alta resolução. O outflow é capaz de dispersar o núcleo restante dentro da escala de tempo evolutiva típica de Classe 0+I.

Significância e Alegações
O artigo afirma fornecer a visão milimétrica de maior resolução do sistema HH 46/47 até o momento, resolvendo as estruturas circumbinárias e a base do outflow. Sua principal contribuição é uma análise cinemática independente de modelo de uma casca de outflow que desafia a interpretação direta de vento de disco para esta fonte. Ao demonstrar que a casca se expande radialmente e que a alavanca magnética inferida é inconsistente com a teoria padrão de vento de disco, os autores argumentam que a cinemática da casca de CO é melhor explicada por um mecanismo de arrasto. Adicionalmente, o estudo esclarece a natureza da companheira binária, sugerindo que ela está em um estado mais evoluído ou de frente (face-on) que obscurece sua emissão milimétrica, e identifica subestruturas no disco circumbinário induzidas pela gravidade da companheira. Estas descobertas contribuem para uma imagem mais abrangente de como a binariedade influencia a evolução do disco e como os outflows interagem com seu ambiente para regular a formação estelar.