no hay evolucion
para t < ts = tiempo
viscoso
Si t > ts, T ~ t/ts
Evolucion disco viscoso
Cuando t crece:
•R de transicion entre
dependencias 1/R y exponencial
en S aumenta
•El disco se expande, S
disminuye en tanto que la masa
del disco cae como 1/t1/2
(entrando en la estrella)
t=0
S a 1/R (similar al disco estacionario)
Evolucion disco viscoso
R< R0, dM/dt > 0, R0 = R1/2 T ~ R1/2 t/ts
R>R0, dM/dt < 0 => la zona de afuera se expande
R de transicion aumenta con t
R<< R1 t/ts
dM/dt -> Md(0)/ts (ts/t)3/2
~ constante a t dado (~ disco estacionario)
disminuye como t-3/2
Evolucion disco viscoso
Decrecimiento de dM/dt
observado consistente con
evolucion viscosa
Md(0)=0.1Msol
R1 = 10 AU
Calvet et al 2005
Evolucion inicial?
Modelo supone una masa inicial de la
estrella que provee pozo de potencial
Como llego esa masa a la estrella?
Eventos FU Ori?
Objectos FU Ori: curvas de luz
L aumenta en mas de
100 en meses!
Un espectro preerupcion: CTTS!
Pocos conocidos, hay
que agarrar la erupcion!
Ver Hartmann 1998, cap 7
y referencias alli
Son discos: lineas espectrales dobles
2 vrot
Perfiles consistentes con superposicion de
anillos en rotacion => (zona de ) disco
Disco de acrecion
l = 0.3/T
vrot
R-1/2
R
T
R-3/4
optical
near-IR
R
vrot depende de l, i.e., R
Correlacion cruzada de
espectros con espectro
sin rotacion – ancho del
pico mide vrot
vrot (optico) > vrot(IR)
Consistente con
rotacion Kepleriana
Hartmann & Kenyon
T depende de l, i.e., R
Espectro optico Teff ~
6000K (lineas atomicas)
Espectro near-IR Teff ~
4000K (lineas
moleculares)
Hartmann & Kenyon
SEDs de discos viscosos
l-4/3
L ~ 100-600Lsol >> L* (solo se ve el disco)
L ~ Lacc => dM/dt ~ 10-5 a 10-4 Msol/yr
Duracion ~ 100-1000 yrs => DM ~ 0.001 – 0.1 Msol cae en
la estrella en cada evento
Rodeadas de remanente de envolvente
disco viscoso
envolvente
Erupciones en fase de colapso?
Erupciones mas frecuentes en fase del colapso?
dM/dt(infall) ~ 10-6 Msol/yr (de densidad de la envolvente,
Kenyon,Calvet,& Hartmann 1993)
dM/dt(discos de Clase I) ~ 10-7 Msol/yr (de Brg, Muzerolle
et al 1998)
acumulacion de masa en el disco, inestabilidad si Mdisco >
0.1 M* => erupciones FU Ori?
No se han encontrado suficientes para explicar masas
estelares, pero dificiles de descubrir en esta fase, alta
extincion
Seguimos buscando…
Posible evolucion (del gas) en disco
protoplanetario
Hartmann 1998
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Objectos FU Ori