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David Ardila
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Formacinestelar: estrellasT Tauri, Herbig
Ae/BeDavid R. Ardila
Spitzer Science Center
California Institute of Technology
MasaMasa de Jeans: de Jeans: MasaMasa a la a la queque se se iniciainicia el el colapsocolapsogravitacionalgravitacional
FormaciFormacinn de de estrellasestrellas
2/3
34
2/3
2/1
2/32
10100.1
1
2
=
=
cmn
KTMM
GcM
HsolJ
sJ
Glbulos de Bok en IC 2944
EstrellasEstrellas T T TauriTauri
EstrellasEstrellas de de bajabaja masamasa ( 10..ExcesoExceso infrarojoinfrarojo requiererequiere la la presenciapresencia de un disco de de un disco de acreciacrecinn22--DDbiles: EQW Hbiles: EQW H < 10< 10. . PocoPoco excesoexceso infrarojoinfrarojo
Para Para comparacicomparacinn: El sol no : El sol no tienetiene lineaslineas de de emisiemisinn en el en el pticoptico
ClasificaciClasificacinn de la de la distribucidistribucinnespectralespectral de de energenergaa
ParametrizadaParametrizada segsegnn s:s:FF ~ ~ ss, con , con entreentre 2 2 y 100 y 100 ..
ClaseClase I: s>0I: s>0ClaseClase II: II: --4/3
ProfundidadProfundidad pticaptica NNmeromero dede interacciinteraccionesones de un de un fotfotnn con el con el mediomedio: :
)1(
+= eSeBI
Observador: IMedio: S
Fuente: B
= dz : Opacidad (cm2/gr): densidad (gr/cm3)
I: Brillo superficial (ergs/sec cm2 m st)
El El mediomedio interestelarinterestelar eses menosmenos opacoopaco parapara largaslargas
~1/
Este comportamiento produce enrojecimiento en las estrellas, y colores azulados en las nubes
interestelar
Las Pleyades
cm2/gr de material interestelar(100 ms gas que polvo)
A longitudes de A longitudes de ondaonda largaslargas, , el disco el disco eses transparentetransparente
~1/
El quiebre indicaun cambio en la profundidad ptica
Una profundidad ptica de ~1 a 100 micrones, implica unaprofundidad ptica de ~103 a 0.5 micrones.El material tiene que estar distribuido de forma no-isotropica.
HH30 en Taurus. Burrows et al. (1996)
MasasMasas y y tamatamaososA longitudes de onda largas, el disco se vuelve transparente, lo que significa que la masa se puede estimar.
Tamaos: mediciones interferomtricas sugierenvalores entre 100 y 300 UA. Las imgenes sugierenentre 50 y 1000 UA.
Masas estimadas usandolos flujos de 1.3 mm en el continuo.M = Fd2/ B(Tdust)
d = 140 pc, = 0.02 cm2 g-1( /220 GHz), Tdust = 20 K
(Beckwith et al. 1990, Osterloh et al. 1995)
Haisch et al. (2001)
AcreciAcrecinn
La La formaciformacinn del disco del disco eses seguidaseguida porpor unaunafasefase largalarga de de acreciacrecinn, , causadacausada porporviscosidadviscosidad del del fluidofluido
La La evolucievolucinn del disco del disco eses controladacontrolada porpor la la tasatasa a la a la cualcual el momentum angular el momentum angular esestransportadotransportado en el discoen el disco
AcreciAcrecinn
4* 22~2 d
TRRxRR
RMGM & 4/13* )8(~ R
MGMTd &
42
* ~cos4
TRL >Si La irradiacin de la estrella domina la emisindel disco
Si uno integra la prdida de energa debida a la acrecin, obtiene:
*
*
21
RMGMLd&=
~ -3
rdrrdTR
El valor de s=-4/3 supone T~R-3/4
RBL 2))((
max
min=
EntendiendoEntendiendo la la distribucidistribucinnespectralespectral
Parametrizada segn s: F ~ s, con entre 2 y 100 .Clase II: -4/3
QueQue pasapasa cercacerca de la de la estrellaestrella??
Claves: Exceso T~10000 K Variabilidad peridica debida a manchas calientes. Forma de las lineas
VariabilidadVariabilidad
Variabilidad peridica de estrellasen Orin (Stassun et al. 1999). Se debe a puntos calientes.
Dipolo inclinado
LineasLineas de de emisiemisinn
Muzerolle et al. (1998)
H: Linea ancha, evidenciade vientos. En T Taurisdbiles la linea tieneFWHM
La La magnetosferamagnetosfera
rammagnetica PP =
Imaginemos accrecin esfrica. El campo magntico detiene el flujo cuando las presiones son iguales
22
v8
=B
7/47/1*
7/2 MMrAlfven &
B* longitudinal para tres estrellas es 2 kG, lo que produce agujeros de entre 2 y 5R*
AcreciAcrecinn MagnetosfMagnetosfricarica
MidiendoMidiendo la la tasatasa de de acreciacrecinnUsando la temperatura del continuo, y el area de emisin, se puede obtener la tasa de acrecin.
La edad promedio de estos objetos es 5 105 yr.Valenti et al. (1993), Gullbring et al. (1997), Hartmann et al. (1998)
EstrellasEstrellas HerbigHerbig AeAe/Be/Be
El El equivalenteequivalente masivomasivo (>2 M(>2 M) ) de de laslasestrellasestrellas T T TauriTauri
En En regionesregiones mmss confusasconfusas, con , con masmas gas y gas y polvopolvo
La La evidenciaevidencia de la de la presenciapresencia de un disco de un disco esesmenosmenos claraclara..
En En resumenresumen
Con muchos cuerpos, es posible demostrar que la energa puedeser minimizada si:-La mayor parte de la masa es transportada hacia adentro-Para conservar el momentum angular, una pequea parte de la masa es transportada hacia afuera.Mecanismo: Viscosidad
2)(~dRdRE &
=Viscosidad (unidades de velocidad x distancia)
=Energa radiada por unidad de area, porsegundo
=Densidad superficial
Escala de tiempo: t ~ R2/ R=100 UA, ~w~10 cm x 105 cm/s
t ~ 1017 yrs.
Problema
La idea de la La idea de la accreciaccrecinnConsideremos dos masas m1,m2 alrededor de una M.
La energa y el momentum angular son:
)()(
)(2
2/122
2/111
2/1
2
2
1
1
rmrmGMJ
rm
rmGME
+=+=
Perturbando las orbitas y conservando el momentum angular produce:
==
1)(2
2/3
2
12
1
11
22/1
2212/1
11
rr
rrGMmE
rrmrrm
La energa es minimizada y el momentum conservado, moviendo la partcula ms cercana, cerca y la ms lejana, lejos
Relacin entre la viscosidad y la tasa de acrecin:
M&
Hcs =El disco :
H: Escala vertical del disco: csR/vcs: velocidad del sonido
~1: Viscosidad anmala,Inestabilidad de Balbus-Hawley
El modelo del viento X es un clculo de la topologadel campo magnetico (Shu et al 1997)
Formacin de estrellas Estrellas T Tauri Clasificacin de la distribucin espectral de energaProfundidad pticaEl medio interestelar es menos opaco para largasA longitudes de onda largas, el disco es transparenteMasas y tamaosAcrecinAcrecinEntendiendo la distribucin espectralQue pasa cerca de la estrella?VariabilidadLineas de emisinLa magnetosferaAcrecin MagnetosfricaMidiendo la tasa de acrecinEstrellas Herbig Ae/BeEn resumenLa idea de la accrecin