Efecto del polvo en la emision del disco
* ~ 1 Efecto del polvo en la emision del disco z R
Propiedades del polvo
> > * Grafica log – log
SED: dependencia en el polvo Si se tiene una distribucion de as, la masa esta en las particulas grandes, pero el numero en las pequen~as. Si a max aumenta, se encierra mas masa en la grandes, y baja el numero de las pequen~as * baja Grafica log – log
Opacidad del polvo mas realistas DAlessio et al 2001 a max = 10 m, 1mm, 10cm
Si a max aumenta * baja superficie menos empinada menos captura de energia estelar menor T baja la emision * = k * l ~ 1 l a max sube, * baja
Dependencia en a max p=3.5 DAlessio et al 2001 = aumento de a max de 10 m a 10 cm
Comparacion con mediana de Tauro DAlessio et al 2001 a max = 0.25 m (ISM) a max = 1mm mediana, 50% obs en barras de error => Crecimiento/evolucion de polvo
Auto-extincion del disco c = cos(i c ) tal que Av>30 si inclinacion i>i c Pero probabilidad de tener i entre i y /2 ~ numero relativo de estrellas entre i y /2 ~ cos i Polvo ISM predice que ~ 40% de las CTTS en Tauro Av>30! (si R disco ~ 100 AU) a max ~ 1mm mas consistente con observaciones DAlessio et al 2001
Imagenes de luz dispersada: disco de canto DAlessio et al 2001 ancho de la linea oscura ~ 2 z s => depende de a max
Comparacion con HK Tau/c DAlessio et al 2001 a max ~ m
El polvo ha evolucionado http//cfa- DAlessio et al Catalogo de modelos de discos de acrecion: gas y polvo uniformente distribuidos, a max de 0.1 m a 10 mt, log dM/dt = -9 a -6, T* = 4000K a 9000K, edad = 1Myr, 10Myr Entonces, la evidencia provista por SEDs, imagenes, Estadisticas de estrellas jovenes indica que el polvo ha evolucionado en los discos