Origen del exceso de energia

1. 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

2. Perfiles tipicos de Ha Pico ~ centrado Alas anchas Componente de absorcion corrido al azul. Generalmente sobre continuo, Pocas veces no Edwards et al 1994

3. Perfil P Cyni Producido por viento ~ esferico Perfil tipico NO es P Cygni

4. Pero tambien absorcion corrida al rojo Caida de material – inverso de perfil P Cygni Edwards et al 1994

5. Absorcion corrida al rojo Edwards et al 1994

6. “infall” y “outflow” en la misma linea Hartmann 1982

7. “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)?

8. Estrellas se forman en “cores” de nubes moleculares

9. Colapso gravitacional de un “core” molecular con rotacion • Las particulas caen conservando su momento angular especifico h • h ~ ro2W 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 = ro4W2 / GM, donde M es la masa central ~ radio del disco • Ver Hartmann 1998, cap 3

10. Streamlines • Streamlines en intervalos constantes de cos q • (dM/dt) ~ D 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

11. Isocontornos de densidad • Isocontornos ~ radiales a grandes distancias, rotacion tiene poco efecto • Muy aplanados – disco – a r ~ Rc o menor de Hartmann 1998

12. Densidad promedio • Como r-3/2 a grandes distancias – colapso esferico • Masa se va al disco en r < Rc de Hartmann 1998

13. Discos observados: siluetas Contra el fondo brillante de la nebulosa de Orion

14. Discos observados: proplyds Discos en fotoevaporacion

15. Discos observados: imagenes de luz dispersada Luz estelar dispersada por la superficie de discos de canto Discos no son planos Stapelfeldt et al

16. Discos observados: imagenes milimetricas rotacion Kepleriana Qi et al 2003

17. 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

18. Discos de acrecion • Particulas en R rotando a W(R) se mueven a R+DR, mientras que particulas en R+DR rotando a W(R+DR) < W(R) se mueven a R. Este movimiento implica un cambio de J en el tiempo, ie, un torque, que puede escribirse como • ~ 2 pSn R3 dW/dR • donde S es la densidad superficial y n es la viscosidad • ~ 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

19. S(R,t)

20. Evolucion viscosa de anillo t=0 todo el momento angular en infinito llevado por e de masa t >> R12/n: toda la masa en el centro

21. Disipacion de energia • La tasa de energia liberada por unidad de area es • D(R)=1/2 nS (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*

22. 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!

23. 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

24. 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 Lna n4/3 al-4/3 => SED del disco viscoso

25. Emision de disco viscoso de Hartmann 1998

26. 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!

27. 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

28. 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.

29. 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

30. Acrecion magnetosferica

31. 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 deacrecion cuando este material rapido llega a la fotosfera • Si la linea de vista cruza el material frente al choque, se forma componente de absorcioncorrida al rojo a v~ v caida libre

32. Modelos de perfiles magnetosfericos y observaciones observacion modelo Muzerolle et al. 2001

33. Perfiles magnetosfericos No explica perfiles de Ha de estrellas con dM/dt mas alta – se forman en el viento dM/dt  Muzerolle et al. 2001

34. Choque de acrecion 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 material en caida libre - prechoque X choque X postchoque fotosfera fotosfera caliente 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

35. 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

36. 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

37. Tasa de acrecion en CTTS <dM/dt> ~ 10-8 Msol/yr Consistente con valores usados para estimar Rt Hartmann et al. 1998

38. Tasa de acrecion en binarias Consistente con determinacion de dM/dt en componentes individuales de sistemas binarios White & Ghez 2001

39. 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

40. 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