 no hay evolucion para t < t s = tiempo viscoso Si t > t s, T ~ t/t s

Evolucion disco viscoso t=0  1/R (similar al disco estacionario) Cuando t crece: R de transicion entre dependencias 1/R y exponencial en  aumenta El disco se expande,  disminuye en tanto que la masa del disco cae como 1/t 1/2 (entrando en la estrella)

Evolucion disco viscoso R 0, R 0 = R 1 /2 T ~ R 1 /2 t/t s R>R 0, dM/dt la zona de afuera se expande R de transicion aumenta con t R<< R 1 t/t s dM/dt -> Md(0)/t s (t s /t) 3/2 ~ constante a t dado (~ disco estacionario) disminuye como t -3/2

Evolucion disco viscoso Calvet et al 2005 Decrecimiento de dM/dt observado consistente con evolucion viscosa M d (0)=0.1M sol R 1 = 10 AU

Evolucion inicial? Modelo supone una masa inicial de la estrella que provee pozo de potencial Como llego esa masa a la estrella? Eventos FU Ori?

Objectos FU Ori: curvas de luz L aumenta en mas de 100 en meses! Un espectro pre- erupcion: CTTS! Pocos conocidos, hay que agarrar la erupcion! Ver Hartmann 1998, cap 7 y referencias alli

Son discos: lineas espectrales dobles 2 v rot Perfiles consistentes con superposicion de anillos en rotacion => (zona de ) disco

Disco de acrecion R -1/2 R -3/4 R R v rot T = 0.3/T opticalnear-IR

v rot depende de , i.e., R Correlacion cruzada de espectros con espectro sin rotacion – ancho del pico mide v rot v rot (optico) > v rot (IR) Consistente con rotacion Kepleriana Hartmann & Kenyon

T depende de , i.e., R Hartmann & Kenyon Espectro optico T eff ~ 6000K (lineas atomicas) Espectro near-IR T eff ~ 4000K (lineas moleculares)

SEDs de discos viscosos -4/3 L ~ L sol >> L * (solo se ve el disco) L ~ L acc => dM/dt ~ a M sol /yr Duracion ~ yrs =>  M ~ – 0.1 M sol cae en la estrella en cada evento

Rodeadas de remanente de envolvente disco viscoso envolvente

Erupciones en fase de colapso? Erupciones mas frecuentes en fase del colapso? dM/dt(infall) ~ M sol /yr (de densidad de la envolvente, Kenyon,Calvet,& Hartmann 1993) dM/dt(discos de Clase I) ~ M sol /yr (de Br , Muzerolle et al 1998)  acumulacion de masa en el disco, inestabilidad si M disco > 0.1 M * => erupciones FU Ori? No se han encontrado suficientes para explicar masas estelares, pero dificiles de descubrir en esta fase, alta extincion Seguimos buscando…

Posible evolucion (del gas) en disco protoplanetario Hartmann 1998