Discos protoplanetarios: estructura y evolucion Nuria Calvet Barcelona, Abril 2005

Discos protoplanetarios: estructura y evolucion Propiedades de estrellas jovenes Origen del exceso de energia - tasa de acrecion Discos en objetos jovenes Efectos del polvo Evolucion viscosa Evolucion del polvo

Propiedades de estrellas jovenes < 1970 Primeros espectros (fotograficos)

Primeros espectros - Herbig Ae/Be Herbig 1960

Pre-main sequence? Walker 1972 ?

Datos modernos de Hartmann 1998

Clase 1 de Hartmann 1998 Lineas de emision Espectro tardio Salto de Balmer Fotosfera= estandar Lineas de absorcion veladas Lineas de absorcion muy veladas Espectros de estrellas T Tauri Color B-V no representa fotosfera

“Veiling” Hartigan et al 1999

Veiling Hartigan et al 1999 FvFv FlfFlf FclFcl FlFl FcFc F FlFl F l f / F c f + r FcFc 1 + r r = F v /F c f Veiling parameter F v exceso de energia sobre fotosfera

Exceso UV Gullbring et al 2000

Exceso IR cercano Kenyon & Hartmann 1995 Reddening lines

CTTS locus Colores corregidos por extincion caen en zonas bien definidas: CTTS loci Meyer, Calvet, & Hillenbrand 1997

Clase 1 de Hartmann 1998 Exceso de energia sobre fotosfera en IR y mm fotosfera

CTTS vs WTTS de Hartmann 1998 Dos tipos de estrellas T Tauri: Clasicas (CTTS) y Weak (WTTS) WTTS no tienen excesos near-IR Definicion: WTTS si ancho equivalente EW(H  ) < 10 A, Herbig & Bell 1988

CTTS vs WTTS de Hartmann 1998 WTTS no tienen veiling

CTTS vs WTTS CTTS Lineas de emision en WTTS mas estrechas

CTTS vs WTTS EW(H  ) limite entre CTTS y WTTS depende de tipo espectral White & Basri 2003

Clases de SEDs de Hartmann 1998 d(log  F ) / d(log ) (entre 1 – 10  m) > 0 Clase I -3 Clase II ~ -3 Clase III (fotosfera) I II III

Distribucion espacial Hartmann 2003 II ~ III I en zonas de alta densidad

Objetos jovenes en diagrama HR masa (sol) log edad (yr) Masas y edades L = luminosidad de la fotosfera, quitando exceso y extincion T eff = temperatura de la estrella, del tipo espectral comparando con caminos evolutivos teoricos

Diagrama HR Extension reciente a enanas marrones jovenes (Briceno et al 2004; Luhman et al 2005)

Problemas con edades Estrellas menos masivas mas jovenes? Hillenbrand 1997

Li como indicador de edad Li 6707 fuerte en absorcion en estrellas tardias muy jovenes. Son completamente convectivas, y al envejecer la conveccion lleva el Li al centro donde desaparece en reacciones nucleares No pasa en estrellas mas calientes que no son completamente convectivas El Li no ayuda a resolver el problema.. Hartmann 2003

Birthline en diagrama HR de Hartmann 1998 Birthline: camino evolutivo de estrellas acretando masa posicion en diagrama HR depende de tasa de acrecion posicion del camino evolutivo menos sensible a dM/dt para estrellas convectivas, que queman Li (en la secuencia de Li, ver Hartmann 1998, )

Birthline en diagrama HR de Hartmann 1998

Birthline en diagrama HR Estrellas de masa intermedia no son completamente convectivas y no estan en la secuencia de Li, por lo que la birthline (que es el punto 0 del tiempo) depende mas de dM/dt (y sus variaciones) Sus “edades” pueden estar erradas y ser mas jovenes si la birthline es mas baja Hartmann 2003

Problema energetico de Hartmann 1998 Para las CTTS, L bol > L Lbol incluye el exceso Excesos pueden ser varias veces la L estelar intrinseca Cual es el origen de esta energia?