¿El tamaño importa? El caso del disco HH80-81

Es bien sabido que las estrellas de baja masa se forman mediante un disco de acreción que transporta el gas y el polvo desde la envoltura del sistema hasta la protoestrella. El disco HH80-81 parece ser muy similar a los sistemas de chorro de disco que se encuentran en las protoestrellas de baja y media masa que presentan un chorro altamente colimado y bien definido, un disco de polvo compacto claramente perpendicular al chorro y posibles movimientos rotativos del gas molecular alrededor de la protoestrella masiva.

Se detecta polarización lineal de la emisión de polvo a lo largo de casi todo el disco, y sus propiedades sugieren que esta polarización se produce principalmente por autodispersión. Las características de la polarización sugieren que todavía no se ha producido la sedimentación del polvo, con un tamaño máximo de sus granos de entre 50 y 500 micras. Hemos aplicado modelos de discos, como los desarrollados por D'Alessio et al., que han explicado con éxito los discos de las protoestrellas de baja masa.

Estos modelos explican satisfactoriamente la imagen de ALMA a 1,14 mm con un objeto central masivo (~20 Msolar) y un disco masivo (~7 Msolar). Los modelos muestran que, en primera aproximación, el proceso de formación de estrellas de alta masa parece ser una versión a escala del escenario de formación estelar de baja masa.