Origen del exceso de energia
•Espectros FUV ~
cromosfera solar y de
estrellas activas (pero
lineas mucho mas
fuertes)
•En los ’70s, cromosfera
amplificada?
•NO, se requiere zona
extendida para explicar
flujo de Ha
Calvet et al 2004
Perfiles tipicos de Ha
Pico ~ centrado
Alas anchas
Edwards et al 1994
Componente de
absorcion corrido al azul.
Generalmente sobre
continuo,
Pocas veces no
Perfil P Cyni
Producido por
viento ~ esferico
Perfil tipico NO es P
Cygni
Pero tambien absorcion corrida al rojo
Caida de material –
inverso de perfil P Cygni
Edwards et al 1994
Absorcion corrida al rojo
Edwards et al 1994
“infall” y “outflow” en la misma linea
Hartmann 1982
“infall” y “outflow”?
•Si se piensa en un viento o en un colapso esferico
estas observaciones son dificiles de entender
•Pero ni el viento ni el colapso son esfericos
Como se forman las primeras estrellas (y discos)?
Estrellas se forman en “cores” de nubes
moleculares
Colapso gravitacional de un “core” molecular
con rotacion
•Las particulas caen conservando su momento angular especifico h
•h ~ ro2 W sin q, particula cayendo de ro en nube con rotacion
uniforme W y angulo q al eje de rotacion
•Mientras mas alejadas del eje de rotacion, mayor h
•Particula que cae de ro,q choca con particula que viene de ro,q+p
en plano, componente vertical de velocidad se disipa, particulas
continuan rotando en el plano alrededor de la masa central
formando un disco
•Particulas cayendo de q ~ p/2, cruzan el plano en radio centrifugo
Rc = ro4 W2 / GM, donde M es la masa central ~ radio del disco
•Ver Hartmann 1998, cap 3
Streamlines
Streamlines en
intervalos constantes
de cos q
(dM/dt) ~  cos q
(dM/dt)/2
=>La masa se acumula
en Rc, borde del nuevo
disco
M(nube) en radios
grandes => la mayor
parte de la masa de la
nube va al disco
de Hartmann 1998
Isocontornos de densidad
•Isocontornos ~
radiales a grandes
distancias, rotacion
tiene poco efecto
•Muy aplanados –
disco – a r ~ Rc o
menor
de Hartmann 1998
Densidad promedio
•Como r-3/2 a grandes
distancias – colapso
esferico
•Masa se va al disco en r
< Rc
de Hartmann 1998
Discos observados: siluetas
Contra el fondo
brillante de la
nebulosa de Orion
Discos observados: proplyds
Discos en
fotoevaporacion
Discos observados: imagenes de luz
dispersada
Luz estelar dispersada por la superficie de discos de canto
Discos no son planos
Stapelfeldt et al
Discos observados: imagenes milimetricas
rotacion Kepleriana
Qi et al 2003
Discos de acrecion
•Como la mayor parte de la masa del core va al disco, fase de
colapso debe seguirse con fase de acrecion de masa del disco a
la estrella. Pero como el momento angular J debe conservarse,
esta fase tambien requiere transporte de material hacia afuera
•Como la rotacion es diferencial, la friccion entre capas
conlleva perdida de calor; la particula se mueve mas adentro en
el pozo de potencial => acrecion
•Como no hay torques externos, para conservar J se requiren
torques internos que lleven material hacia afuera. La
transferencia de J es debida a movimientos caoticos/turbulentos
de material con distintas cantidades de momento especifico
Discos de acrecion
• Particulas en R rotando a W(R) se mueven a R+R, mientras
que particulas en R+R rotando a W(R+R) < W(R) se mueven
a R. Este movimiento implica un cambio de J en el tiempo, ie,
un torque, que puede escribirse como
~ 2 p S n R3 dW/dR
donde S es la densidad superficial y n es la viscosidad
n~ v l, donde v y l son velocidad y escala caracteristicas del
movimiento turbulento – gran desconocimiento
Receta a : n = a cs H, donde cs es la velocidad del sonido y H
la escala de altura (Shakura y Sunnyaev 1973).
Ver Hartmann 1998, cap. 5, y referencias alli
S(R,t)
Evolucion viscosa de anillo
t=0
t >> R12/n:
toda la masa en
el centro
todo el momento
angular en infinito
llevado por e de masa
Disipacion de energia
•La tasa de energia liberada por unidad de area es
•D(R)=1/2 n S (R dW/dR)2
En el caso de disco estacionario dM/dt = constante:
•La luminosidad total liberada por el material que se mueve de
infinito a R* es L = G M* (dM/dt)/R*
•Pero en R*, la velocidad orbital es (GM*/R*)1/2, por lo que la
energia orbital es 1/2 G M* (dM/dt)/R*
•Esta energia se libera en la capa limite, donde el material se
frena para entrar a la estrella
•La luminosidad total emitida por el disco es
•Ldisco = ½ G M* (dM/dt)/R*
Capa limite
El material del disco se
frena en dR << R* para
entrar en la estrella,
liberando energia
L = ½ G M* (dM/dt)/R*
Sii el disco llega hasta la estrella!
Temperatura del disco
Si disco estacionario, dM/dt =const, se puede encontrar S
independiente de n. En este caso, si el disco es opticamente
grueso, se puede encontrar la T del disco = Tvis(R), con
D(R) = s Tvis4
Emision de disco viscoso
La luminosidad del disco es
Rdisk
Ln = 2
p Bn (Tvis) 2 p R dR
R*
con Bn la funcion de Planck. Para l’s intermedias,
se puede ver que
n Ln a n4/3 a l-4/3
=> SED del disco viscoso
Emision de disco viscoso
de Hartmann 1998
Emision de disco viscoso estandar?
El disco viscoso puede explicar exceso IR: Ldisco = ½ G M*
(dM/dt)/R*
La capa limite emite Lcl = ½ G M* (dM/dt)/R*. Con
Lcl = 4 p R*2 f s Tcl4, donde Tcl es la T de la capa y f la fraccion
de area, la Tcl es del orden de 8000K, para f ~ 1% y parametros
tipicos
puede explicar el exceso de energia: flujo de velamiento y
exceso UV
Pero no puede explicar los perfiles observados!
No explica perfiles
•Capa limite no tiene suficiente
volumen para explicar el flujo
de Ha
•La velocidad radial del flujo
viscoso es mucho menor que
las velocidades de la absorcion
corrida al rojo
Estrellas tienen campo magneticos fuertes
Determinacion de campo
magnetico usando lineas con
componentes Zeeman fuertes
linea en
B=0
B ~ KG
Johns-Krull et al.
Acrecion magnetosferica
En acrecion esferica a un cuerpo magnetizado, si el gas esta
suficientemente ionizado, cuando B2/8 p > ½ r v2 el material
ya no se puede mover libremente, se acopla a B, y la acrecion
puede hasta detenerse. El radio correspondiente es
rt = 7 R* B4/7 (dM/dt) -2/7 M*-1/7 R*5/7
con B en unidades de 1 KG, dM/dt en 10-8 Msol/yr, M* en 0.5
Msol y R* en 2 Rsol (parametros tipicos)
En disco de acrecion, el radio de truncacion Rt ~ g rt, con g
<1, ~ 1/3 – 2/3
B (estelar) trunca el disco a varios R*
El material cae en la estrella a lo largo de las lineas de B
ver Hartmann 1998, secs 8.11,8.12 y referencias alli
Acrecion magnetosferica
Explica perfiles observados
•El pico de la linea viene del
material levantandose del disco
v~0, mayor volumen emisor
•Las alas vienen del material
llegando a la fotosfera a cientos
de km/s, caida libre
•Se forma un choque de
acrecion cuando este material
rapido llega a la fotosfera
•Si la linea de vista cruza el
material frente al choque, se
forma componente de absorcion
corrida al rojo a v~ v caida libre
Modelos de perfiles magnetosfericos y
observaciones
observacion
modelo
Muzerolle et al. 2001
No explica perfiles
de Ha de estrellas
con dM/dt mas alta
– se forman en el
viento
dM/dt 
Perfiles magnetosfericos
Muzerolle et al. 2001
Choque de acrecion
X
material en
caida libre prechoque
choque
X
postchoque
fotosfera
fotosfera caliente
Materia llega en caida libre a
superficie estelar
Se forma choque que libera energia
en rayos X, que calientan
prechoque y fotosfera debajo de
columna de acrecion
Este material caliente re-emite la
energia
Materia llega con vff = (2GM*/R*)(1-R*/Rt)1/2
Energia liberada L = GM*(dM/dt)/R* (1-R*/Rt)1/2 ~
~ 0.8 Lacc , Rt ~ 5 R*
~ el choque emite ~ Lacc
Calvet & Gullbring 1998
Emision del choque de acrecion
Emision del choque de
acrecion puede
explicar excesos
observados – obtenidos
extrayendo el exceso
de los flujos
observados con
medidas del veiling
modelo
Calvet & Gullbring 1998
Emision del choque de acrecion
•Emision del choque
puede explicar flujos UV
•Puede medirse
luminosidad del exceso
de flujo
•~ 0.8 G M* dM/dt / R*
•Con M* y R* de
posicion en diagrama HR
=> dM/dt !
Gullbring et al. 2000
Tasa de acrecion en CTTS
<dM/dt> ~ 10-8 Msol/yr
Consistente con
valores usados para
estimar Rt
Hartmann et al. 1998
Tasa de acrecion en binarias
Consistente con
determinacion de dM/dt en
componentes individuales de
sistemas binarios
White & Ghez 2001
LU vs Lacc
Calibracion de Lacc en
terminos de LU –
luminosidad del exceso en la
banda fotometrica U
para cuando no se tienen
espectros de alta resolucion
para medir veiling
Gullbring et al 1998
Llinea vs Lacc
Calibracion de Lacc
en terminos de
luminosidad en
lineas –
=> Determinar dM/dt
en sistemas donde no
se tienen espectros de
alta dispersion (para
medir veiling) o
medidas en U
Br g
Muzerolle et al 1998, Calvet et al 2004
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