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Evolucion del polvo del disco

Evolucion del polvo del disco. Habiamos visto que las SEDs, imagenes, y estadisticas de extincion de las CTTS de Tauro indican que los granos de polvo han crecido respecto al ISM. Comparacion con mediana de Tauro. a max = 1mm. mediana, 50% obs en “barras de error”. a max = 0.25 m m (ISM).

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Evolucion del polvo del disco

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Presentation Transcript

  1. Evolucion del polvo del disco Habiamos visto que las SEDs, imagenes, y estadisticas de extincion de las CTTS de Tauro indican que los granos de polvo han crecido respecto al ISM

  2. Comparacion con mediana de Tauro amax = 1mm mediana, 50% obs en “barras de error” amax = 0.25mm (ISM) => Crecimiento/evolucion de polvo D’Alessio et al 2001

  3. Auto-extincion del disco • mc = cos(ic) tal que Av>30 si inclinacion i>ic • Pero probabilidad de tener i entre i y p/2 ~ numero relativo de estrellas entre i y p/2 ~ cos i • Polvo ISM predice que ~ 40% de las CTTS en Tauro Av>30! (si Rdisco ~ 100 AU) • amax ~ 1mm mas consistente con observaciones D’Alessio et al 2001

  4. Imagenes de luz dispersada: disco de canto ancho de la linea oscura ~ 2 zs => depende de amax D’Alessio et al 2001

  5. Evolucion disco viscoso t=0 • Cuando t crece: • R de transicion entre dependencias 1/R y exponencial en S aumenta • El disco se expande, S disminuye en tanto que la masa del disco cae como 1/t1/2 (entrando en la estrella) S a 1/R (similar al disco estacionario) Evolucion del gas 99% del material del disco

  6. Evolucion viscosa (gas) Pero! 1 Myr ~50% retienen disco, ~ 50% WTTS 5 Myr ~ 20% CTTS 10 Myr ~ 10% CTTS Evolucion viscosa NO lo explica

  7. Dust evolution Near-IR colors - Inner disk Fraccion de estrellas con exceso near-IR en cumulos decrece con la edad Haisch, Lada, &Lada 2001

  8. Dust evolution Near-IR colors - Inner disk Muestra mas completa ~ solo 30% con excesos a 5Myr Hillenbrand, Carpenter, & Meyer 2005 (in prep)

  9. Dust evolution Ori OB1a 10 Myr Ori OB1b 5 Myr Briceno et al 2005

  10. Decrease of excess emission with age Tauro 1Myr Ori OB1b 5 Myr Calvet et al. 2005

  11. Decrease of excess emission with age Tauro 1 Myr WTTS Ori OB1b 5 Myr Calvet et al. 2005

  12. Decrease of excess emission with age Numero de estrellas con exceso Y cantidad de exceso decrece con edad Hillenbrand, Carpenter, & Meyer 2005

  13. Decrease of excess emission with age Datos de Spitzer/IRAC en TR37, 5Myr Deficit relativo a la mediana de Tauro Sicilia-Aguilar et al 2005

  14. De donde viene el exceso near-IR? En 1992, “bump” en SEDs de Herbig Ae/Be Hillenbrand et al. 1992

  15. Disco Interno Pared en el radio de destruccion del polvo, iluminada directamente por la estrella! Emision de la pared Bn(Tdest) explica exceso Natta et al. 2001

  16. Tambien en CTTS emision de cuerpo negro a T ~ 1400K - pared en disco dM/dt Muzerolle et al 2003

  17. Hot upper layer, no dust Optically thin T = dust sublimation T Si no existiera de entrada, se formaria Wall at dust sublimation radius

  18. Radio de destruccion del polvo: a partir de expresion para la T para polvo delgado Rp=[L*/4 pski/kd]1/2/ Tsub2 Incluir emision del choque en la superficie estelar: Rp=[(L*+Lacc)/4 p s (2+ki/kd)]1/2/ Tsub2

  19. Rp=[(L*+Lacc)/4 psR (2+ki/kd)]1/2/ Tsub2 q = ki/kd depends on dust size and irradiating flux T=8000K shock or HAeBe T=4000K CTTS n(a)da = C a-pda, {amin,amax}

  20. Disco Interno Confirmado por medidas interferometricas Monnier & Millan-Gabet 2003

  21. Disco Interno Disco mas interno: gas Poca altura, radiacion estelar llega a la pared Muzerolle et al. 2004

  22. Art by Luis Belerique Picture of innermost disk, R < 0.5 AU

  23. dM/dt=1.3x10-9 star Outer disk Star+Rim Inner disk upper atmosphere (settling) Emision de la pared domina en el near-IR

  24. dM/dt=5x10-7 DR TAU Outer disk Rim Star+hot continuum Star

  25. Disminucion de exceso near-IR con edad => Disminucion de altura de la pared con edad, Rp decrece como R*

  26. Decrease of near-IR emission with age • Decrease of wall emission with age • Wall emission ~ Bn(Tdust) Area /d2, Tdust ~ 1400K • Area ~ 2 p Rd z f(i) ~ 2 p Rd N H(Tdust) ~ N Rd2 • height of (dust) wall = z = N H(Tdust), H ~ 0.1 Rd • Rd ~ (L* + Lacc )1/2 / Tdust2 ~ R* (T*/Tdust)2 (Muzerolle et al 2003) • As star ages, T* ~ const, Lwall / L* ~ const unless N decreases! • Dust settling in inner disk (Bergin et al. 2004, Calvet et al. 2005)

  27. Dust growth and settling in disk Silicate emission, mid-IR SED fluxes IRS data Forrest et al 2004

  28. Comparacion con mediana de Tauro amax = 1mm mediana, 50% obs en “barras de error” amax = 0.25mm (ISM) NO predice silicato en emision! D’Alessio et al 2001

  29. Spitzer/IRS spectra of T Tauri stars silicate feature emission –> small grains SEDs -> large grains surface Grain Settling Forrest et al 2004

  30. Dust growth and settling • Gas en disco siente dp/dR => Vorb < VK • Polvo acoplado al gas por fuerza de “drag” F a a2 • Tiempo de respuesta te= mV/F a a • Si te/torb ~ teW <<1, part acoplada al gas • Particulas pequenas con el gas, particulas grandes a VK • Diferencia de velocidades orbitales y radiales • Particulas chocan y crecen • Tienden a asentarse en plano medio, efecto de gravedad • Empieza desde adentro (W grande) Weidenschilling 1997

  31. Dust growth and settling t = 0 Upper layers get depleted Weidenschilling 1997

  32. Dust growth and settling Population of big grains at midplane Weidenschilling 1997

  33. Settling – dust evolution in solar nebula Decrease of dust/gas in upper layers Lower surface even with small grains in upper layers Increasing depletion • upp/zst= 1,0.1, 0.01,0.001 Well mixed amax=1mm z D’Alessio et al. 2005 Weidenschilling 1997

  34. Settling of solids toward midplane e = zupp/zst= 1,0.1, 0.01,0.001 Lower IR and silicate emission D’Alessio et al. 2005

  35. Comparison with observations  = 0.1 Median SED of Taurus  = 0.01 D’Alessio et al. 2005

  36. Settling of solids toward midplane Comparacion con modelos con settling Furlan et al. 2005

  37. Settling of solids toward midplane diametro a e Tauro: discos con asentamiento Furlan et al. 2005

  38. Settling of solids: TW Hya 3.5 cm flux ~ constant => Dust emission Wilner et al. 2005 Jet/wind? Northermal emission?

  39. Settling: bimodal grain size distribution Wilner et al. 2004 Small + 5-7mm Weidenschilling 1997 ~ 1/R

  40. Giant planet formation theories Pollack et al. 1996 • Phase 1: Runaway accretion of solids (crossing of planetesimal orbits) • stops when feeding zone depleted • Phase 2:Accretion of gas • Phase 3: Runaway accretion of gas • Timescale ~ phase 2 3 2 total 1 solids gas • Much shorter if migration included – feeding zone not depleted (Alibert et al 2004) • Many parameters involved – general idea of physical processes

  41. Gap formation by planet? Definition of terms on actual gap formation simulation “Wall” “Inner disk” “Outer disk” Bryden et al 1999

  42. Inner disk clearing Planet formation may explain why/how inner disk eventually dissapears (near-IR excess and accretion) • Weak or absent near-IR excess in TW Hya: clearing of inner disk regions • Gap, outer edge at ~ 4 AU • Inner disk: gas and small amount of micron-size dust • Large solids - with low near-IR opacity - may be in inner disk Wall emission, T~ 130K Calvet et al 2002

  43. Inner disk clearing - more cases • Wall of optically thick disk = outer edge of gap at a few AU • Inner gas disk with minute amount of small dust – silicate feature but little near IR excess. Taurus median Bergin et al 2004 Sitko’s group BAAS observations

  44. Inner disk clearing • Tidal truncation by planet • Hydrodynamical simulations+Montecarlo transfer – SED consistent with hole created and maintained by planet – GM Aur: ~ 2MJ at ~ 2.5 AU – Rice et al. (2003), 21 MJ SED depends on mass of planet (and Reynolds number) 1.7 MJ 0.085 MJ 43 MJ

  45. Inner disk clearing Spectra from IRS on board SPITZER TW Hya, ~ 4 AU ~ 10 Myr CoKu Tau 4, ~ 10 AU ~ 2 Myr Inner disk No inner disk, WTTS Forrest et al. 2004; D’Alessio et al. 2004 Uchida et al. 2004

  46. Inner disk clearing CoKu Tau 4, wall at ~ 10 AU No inner disk, no accretion, no near-IR excess Planet-disk system with planet mass of 0.1 Mjup for CoKu Tau 4 (Quillen et al. 2004) D’Alessio et al. 2004

  47. St34: edad ~20 Myrs sin Li! y disco: todavia acretando! White & Hillenbrand 2005 Hartmann et al 2005

  48. Esquema de evolucion del disco • Evolucion de gas consistente con evolucion viscosa • Polvo crece y se va asentando al plano medio, donde los planetesimales siguen chocando y pegandose • Eventualmente un nucleo de planetesimales tiene masa suficiente para comenzar a acretar gas en vias de formar planeta • Cuando se forma planeta, se abre zanja en disco, disco interno a la estrella, disco externo? • La probabilidad de que esto suceda aumenta con el tiempo • Pero mientras no suceda, discos pueden continuar acretando..

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