Discos protoplanetarios: estructura y
evolucion
Nuria Calvet
[email protected]
Barcelona, Abril 2005
Discos protoplanetarios: estructura y
evolucion
•Propiedades de estrellas jovenes
•Origen del exceso de energia - tasa de acrecion
•Discos en objetos jovenes
•Efectos del polvo
•Evolucion viscosa
•Evolucion del polvo
Propiedades de estrellas jovenes
Primeros
espectros
(fotograficos)
< 1970
Primeros espectros - Herbig Ae/Be
Herbig 1960
Pre-main sequence?
Walker 1972
?
Datos modernos
de Hartmann 1998
Espectros de estrellas T Tauri
Lineas de
emision
Salto de
Balmer
•Color B-V no
representa
fotosfera
de Hartmann 1998
Clase 1
Lineas de
absorcion muy
veladas
Espectro
tardio
Lineas de
absorcion
veladas
Fotosfera=
estandar
“Veiling”
Hartigan et al 1999
Veiling
Fl
Fc
Fv
Fc
l
Fl
Flf
l
Fl
Fc
Hartigan et al 1999
Flf / Fcf + r
1+r
Veiling parameter
r = Fv/Fcf
Fv exceso de energia sobre
fotosfera
Exceso UV
Gullbring et al 2000
Exceso IR cercano
Reddening lines
Kenyon & Hartmann 1995
CTTS locus
Colores
corregidos
por extincion
caen en zonas
bien
definidas:
CTTS loci
Meyer, Calvet, & Hillenbrand 1997
Exceso de energia
sobre fotosfera en
IR y mm
fotosfera
de Hartmann 1998
Clase 1
CTTS vs WTTS
Dos tipos de
estrellas T Tauri:
Clasicas (CTTS) y
Weak (WTTS)
WTTS no tienen
excesos near-IR
Definicion: WTTS si ancho equivalente EW(Ha) < 10 A,
Herbig & Bell 1988
de Hartmann 1998
CTTS vs WTTS
WTTS no
tienen veiling
de Hartmann 1998
CTTS vs WTTS
Lineas de emision en
WTTS mas estrechas
CTTS
CTTS vs WTTS
EW(Ha) limite entre
CTTS y WTTS
depende de tipo
espectral
White & Basri 2003
Clases de SEDs
d(log l Fl) / d(log l)
(entre 1 – 10 mm)
> 0 Clase I
< 0 y > -3 Clase II
~ -3 Clase III (fotosfera)
de Hartmann 1998
I
III
II
Distribucion espacial
II ~ III
I en zonas de
alta densidad
Hartmann 2003
Objetos jovenes en diagrama HR
L = luminosidad de
la fotosfera, quitando
exceso y extincion
Teff = temperatura de
la estrella, del tipo
espectral
Masas y edades
comparando con
caminos evolutivos
teoricos
masa (sol)
log edad (yr)
Diagrama HR
Extension reciente
a enanas marrones
jovenes (Briceno et
al 2004; Luhman et
al 2005)
Problemas con edades
Estrellas menos
masivas mas
jovenes?
Hillenbrand 1997
Li como indicador de edad
•Li 6707 fuerte en absorcion
en estrellas tardias muy
jovenes. Son completamente
convectivas, y al envejecer la
conveccion lleva el Li al
centro donde desaparece en
reacciones nucleares
•No pasa en estrellas mas
calientes que no son
completamente convectivas
El Li no ayuda a resolver el problema..
Hartmann 2003
Birthline en diagrama HR
•Birthline: camino evolutivo
de estrellas acretando masa
• posicion en diagrama HR
depende de tasa de acrecion
•posicion del camino
evolutivo menos sensible a
dM/dt para estrellas
convectivas, que queman Li
(en la secuencia de Li, ver
Hartmann 1998, 9.4-9.6)
de Hartmann 1998
Birthline en diagrama HR
de Hartmann 1998
Birthline en diagrama HR
•Estrellas de masa
intermedia no son
completamente convectivas
y no estan en la secuencia de
Li, por lo que la birthline
(que es el punto 0 del
tiempo) depende mas de
dM/dt (y sus variaciones)
•Sus “edades” pueden estar
erradas y ser mas jovenes si
la birthline es mas baja
Hartmann 2003
Problema energetico
•Para las CTTS, Lbol > L
•Lbol incluye el exceso
•Excesos pueden ser
varias veces la L estelar
intrinseca
•Cual es el origen de esta
energia?
de Hartmann 1998
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