Características infrarrojas de estrellas de masa intermedia en la asociación estelar Orión OB1

Transcripción

1 Características infrarrojas de estrellas de masa intermedia en la asociación estelar Orión OB1 Centro de Investigación de Astronomía (CIDA) Universidad de Los Andes Lcda. Yolanda Landaeta Dr. Jesús Hernández

2 Objetivos Realizar un censo de discos protoplanetarios en estrellas de masa intermedia (1 10 Masas Solares) en regiones observadas con el Telescopio Espacial Spitzer para caracterizar los discos alrededor de ellas. Realizar un modelo simple de la pared interna del Disco analizando su contribución infrarroja mediante modelos geométricos para reproducir los colores observados por Spitzer.

3 OB1a (~10Mys, Briceño et al. 007) 5Ori Norte (~ 1.08 deg ²) Campo A (~ 0.57 deg ²) OB1b (~5Mys, Briceño et al. 005) 5 Ori Norte A C D B Campo B (~ 0.93 deg ²) Campo C (~ 0.93 deg ²) Campo D (~ 0.58 deg ²) Schlegel et al. (1998) IRAS 34

4 Selección de Campos Observados OB1a (~10Mys, Briceño et al. 007) 5Ori Norte Campo A OB1b (~5Mys, Briceño et al. 005) Campo B Campo C Campo D Investigador Principal: Dr. César Briceño Propuesta de Spitzer #50360 A Deep look at the evolution of 4 10Myr old disks in Orión OB1 45

5 Clasificación IRAC - 8 µm MIPS - 4 µm Modificado de NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC) 56

6 Muestra Inicial Estrellas brillantes Campo 5ori Campo A Campo B Campo C Campo D Candidatas

7 Búsqueda de Estrellas con Discos Protoplanetarios Campo 5ori: 14 Candidatas 7 11

8 Campo A: 13 Candidatas Campo B: 31 Candidatas Campo C: 36 Candidatas Campo D: 5 Candidatas

9 Diagrama Color Color Gigantes Enanas Bessel & Brett 1988 T-Tauri Meyer, Calvet & Hillenbrand 1997 Herbig Ae/Be Hernández et al er Corte do Corte

10 Diagrama Color Magnitud 1 Ma 5 Ma 10 Ma ZAMS [500pc] Siess & Forestini 000 1er Corte do Corte

11 Diagrama Color Magnitud 1 Ma 5 Ma 10 Ma ZAMS [500pc] Siess & Forestini 000 1er Corte do Corte

12 Caracterización Fotósfera Estelar Kenyon & Hartmann 1995 Mediana de Tauro Furlan 006 Observaciones

13 Caracterización Fotósfera Estelar Kenyon & Hartmann 1995 Mediana de Tauro Furlan 006 Observaciones

14 Resultados Orión OB1a: Campo 5 Ori Norte Campo A Orión OB1b: Campo B Campo C Campo D 115 Estrellas más brillantes que J=13 magnitudes 7 Estrellas con exceso en MIPS 7 eliminadas 1 Estrellas de Masa intermedia 11 DD/EV 0,60 c/deg² 1 Herbig AeBe 179 Estrellas más brillantes que J=13 magnitudes 9 Estrellas con exceso en MIPS eliminadas 34 Estrellas de Masa intermedia 31 DD/EV 0,81 c/deg² 3 Herbig AeBe

15 Modelo

16 H rim Rrim irim f rim f star Altura de la Pared Distancia Estrella-Pared Inclinación respecto a un observador Flujo emitido por la Pared Flujo emitido por la Estrella Modificado de Isella et al

17 Flujo Total Ley de Plank BB λ (T )= hc² 1 λ⁵ e hc / λkt 1 ( ) 34 h=6,63 10 Constante de Plank 8 1 c=, ms Velocidad de la Luz k =1, JK 1 Constante de Boltzmann f total =Ω star f star +Ω rim f rim f total = f star + A f rim f star = BB λ (T eff ) f rim = BB λ ( T rim ) Ω rim A rim A= Ω star A star Razón de Áreas

18 Pared Interna del Disco H χ = rim R rim T eff R rim = R star ( 1+ χ ) 1/ T rim ( ) χ R star, T eff T rim Dullemond et al. 001 Modificado de Isella et al

19 i rim < 45º Área Emisora Proyectada i rim < 45º i rim > 45º i rim > 45º irim =0º i rim =0 H rim δ= tan(i rim ) R rim R rim A= π cos ( i rim )[ δ 1 δ + arcsin ( δ )] R star ( ) ( ) R rim A= cos( i rim ) R star si si δ <1 δ >1 Dullemond et al

20 χ= Modelo H rim Rrim T eff R rim = R star ( 1+ χ ) 1/ T rim ( ) H δ= rim tan(i rim ) R rim R rim A= π cos(i rim )[ δ 1 δ + arcsin (δ)] R star ( ) ( ) R rim A= cos(i) R star f λstar = δ <1 δ >1 B λ ( T eff ) T λ d λ Tλ d λ f rim λ = B λ ( T rim) T λ d λ Tλ d λ f total (T eff,t rim,i,χ)=f star (T eff )+ A(i, χ,t rim,t eff ) f rim (T rim ) (m λ m λ ) obs =(m λ m λ ) stand.5 log 1 1 ( star 1+ A f rim / f λ λ 1 1 rim λ star λ 1+ A f / f )

21 Modelo Hernández,

22 1 1 5

23 1 6

24 4 1 7

25 5 1 8

26 Conclusiones Se evidencia una mayor fracción de discos menos evolucionados en la región mas joven (OB1b), concordando con observaciones (ej. Hernández et al. 006, 009) y modelos (ej. Kenyon y Bromley 004, 008) que sugieren que los discos de segunda generación empiezan a dominar los discos alrededor de estrellas de masa intermedia a los ~5Ma. En este trabajo hemos reportado por primera vez datos fotométricos en las bandas de Spitzer para 101 fuentes ubicadas en la región de Orión, para las cuales hemos caracterizado, también por primera vez, los discos alrededor de ellas

27 Conclusiones El modelo en los colores de MASS se ajusta muy bien a las observaciones debido a que en las longitudes de ondas cubiertas por MASS es donde la pared tiene su máximo de emisión de acuerdo a la Ley de Wien. Un modelo simple de la pared interna de un disco no es suficiente para reproducir los colores de IRAC. Se deben incluir otras consideraciones del disco que no han sido consideradas en este trabajo, como geometrías diferentes, con estructuras dentadas, asimetrías, contribuciones internas de viscosidad y contribuciones de radiación producidas por los choques de acreción. Nuestro modelo puede ser un punto de partida para un modelo mas complejo

28 Referencias [1] J. Hernández. Estrellas Herbig Ae/Be: evolución del disco interno en estrellas jóvenes de masa intermedia. [] J. Hernández, C. Briceño, Nuria Calvet, L. Hartmann, J. Muzerolle and Amilkar Quintero. Spitzer observations of the Orion OB1 association: second generation dust disk at 5 10Myr. [3] C. P. Dullemond, C. Dominik, A. Natta. Passive irradiated circumstellar disks with an inner hole [4] C. Briceño, Nuria Calvet, J. Hernández, J. Muzzerolle, C. Espaillat, L. Hartmann. A Deep look at the evolution of 4 10Myr old disks in Orión OB

29 GRACIAS!

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