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