Las temperaturas de excitación de CH3CN (estrellas rojas), CH13 3 CN (círculos azules), CH3OH (estrellas rosas) y CH18 3 OH (círculos cian) donde fue posible medir la temperatura de excitación. Las líneas discontinuas muestran la media del metanol y el cianuro de metilo tibios y calientes. Los valores para los isotopólogos 13C y 18O de cianuro de metilo y metanol se toman de Nazari et al. (2022b). Dadas las grandes barras de error, las temperaturas de excitación en caliente del metanol y el cianuro de metilo son similares. Lo mismo puede decirse de sus componentes cálidos. – astro-ph.EP
La Tierra es deficiente en carbono y nitrógeno hasta ~4 órdenes de magnitud en comparación con el Sol. La destrucción de compuestos orgánicos refractarios (ricos en carbono y nitrógeno) en las regiones de formación de planetas de alta temperatura podría explicar esta deficiencia.
Suponiendo una composición cometaria refractaria para estos granos, su destrucción mejora las moléculas pobres en oxígeno que contienen nitrógeno en el gas caliente (≳300K) después de la formación inicial y la sublimación de estas moléculas a partir de hielos ricos en oxígeno en el gas caliente (∼150K).
Usando observaciones de 37 protoestrellas de gran masa con ALMA, encontramos que las moléculas que contienen oxígeno (CH3OH y HNCO) sistemáticamente no muestran mejora en su componente caliente. Por el contrario, las moléculas pobres en oxígeno que contienen nitrógeno (CH3CN y C2H3CN) muestran sistemáticamente una mejora de un factor ~5 en su componente caliente, lo que apunta a una producción adicional de estas moléculas en el gas caliente. Suponiendo solo condiciones de excitación térmica, interpretamos estos resultados como una firma de destrucción de compuestos orgánicos refractarios, consistente con la composición del cometa.
Esta destrucción implica una mayor C/O y N/O en el gas caliente que en el gas tibio, mientras que, los valores exactos de estas relaciones dependen de la fracción de granos que se destruya efectivamente. Esta fracción se puede encontrar mediante modelos químicos futuros que restringen C/O y N/O de las abundancias de portadores menores de carbono, nitrógeno y oxígeno que se presentan aquí.
P. Nazari, B. Tabone, MLR van ‘t Hoff, JK Jørgensen, EF van Dishoeck
Comentarios: Aceptado para publicación en ApJ Letters
Asignaturas: Astrofísica Planetaria y de la Tierra (astro-ph.EP); Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA); Astrofísica Solar y Estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv: 2306.11778 [astro-ph.EP] (o arXiv: 2306.11778v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
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De: Pooneh Nazari
[v1] martes, 20 de junio de 2023 18:00:00 UTC (1185 KB)
https://arxiv.org/abs/2306.11778
Astrobiología, Astroquímica
