Variabilidad IR en objetos estelares jóvenes

Transcripción

1 Variabilidad IR en objetos estelares jóvenes Erick Nagel Vega Universidad de Guanajuato Congreso Nacional de Astronomia, 2017 Monterrey, Nuevo León

2 Desgloze de la plática Motivación Mecanismos para explicar variabilidad IR Código usado Modelaje de objetos Alcance y fortalezas de este modelaje

3 Motivación Un decaimiento en la tasa de acreción significa densidades menores en los flujos. Decrementos en el flujo UVlejano y en el IR para GM Aur. Conclusión: existe una fuerte relación entre el material más interno del disco y los excesos debidos al material que cae en la estrella. (Ingleby et al. 2015)

4 Motivación Variabilidad recurrente en el IR en escalas de tiempo de meses para objetos estelares jóvenes en Chamaeleon I. Cambios debidos a la interacción entre el disco y el campo magnético estelar que ocurre en escalas de tiempo de días a semanas. Conclusión: la variabilidad puede explicarse por cambios en la parte interna del disco (~0.5AU), (Flaherty et al. 2016).

5 Mecanismos para explicar variabilidad IR Cambios en la distribución de temperatura y posición de manchas estelares. La escala temporal de estas fluctuaciones es el periodo rotacional estelar (~unos cuantos días). Gráfica inferior: se muestra la acreción magnetosférica estable (izquierda) e inestable (derecha).

6 Mecanismos para explicar variabilidad IR Para observaciones multiépocas desde el óptico hasta el mediano-ir, para 5 sistemas estelares con discos en IC 348, Flaherty et al. (2012) encontró variaciones en el flujo IR de 10% a 60% en escalas de tiempo de días a años. Ellos proponen fluctuaciones en la escala de altura como el mecanismo físico responsable para la variabilidad.

7 Mecanismos para explicar variabilidad IR Morales-Calderón et al. (2011) describe un censo de objetos estelares jóvenes en el programa YSOVAR (Young Stellar Objects VARiability) de Spitzer buscando variabilidad en las bandas de IRAC en la nebulosa de Orion. Las gráficas muestran diferentes tipos de variabilidad: a) cambios lentos en brillo, b) fluctuaciones caóticas rápidas, c) llamaradas, d) variaciones periódicas mezcladas con otros términos temporales largos, e) variaciones periódicas provenientes de manchas, f) cambios en color debido a extinción variable.

8 Código usado El calentamiento de la estrella define la posición de la pared de sublimación. La distribución de tamaños de granos depende de la altura (asentamiento). La temperatura de sublimación depende de la densidad del gas. Diagrama inferior: geometría de la emisión de la pared. Gráfica superior: formas de la pared de sublimación (vertical y curva) para diferentes luminosidades de acreción (Nagel et al. 2013).

9 Código usado: motivación Un mecanismo para cambiar la estructura de polvo es la inestabilidad de Rayleigh-Taylor que actúa en la frontera entre el disco y la magnetósfera. Esta estabilidad actúa cuando una capa de material ligero se coloca arriba de una más pesada en la dirección donde la fuerza gravitacional actúa. El mismo efecto ocurre cuando una capa de material alcanza una capa más lenta como en la Nebulosa del Cangrejo.

10 Código usado: física incluida Kulkarni & Romanova (2008) presenta simulaciones 3D magnetohidrodinámicas para la región alrededor de la frontera entre el disco y la magnetósfera. Formación de lenguas que penetran la magnetósfera debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor. Existe un estado estable y otro inestable.

11 Código usado: física incluida A veces las lenguas penetran y alcanzan la superficie estelar, formando manchas calientes afuera de las regiones polares. La acreción en lenguas ocurre intermitentemente mientras la acreción a través de los polos magnéticos ocurre continuamente.

12 Código usado: física incluida Dependiendo de los valores de los parámetros como la viscosidad, la acreción de materia ocurre en un estado estable (acreción en una corriente) y un estado inestable (acreción a través de inestabilidades).

13 Modelaje de Mon 242 El mecanismo físico es cambios en la luminosidad estelar debido a variaciones en el número de manchas, en su distribución espacial, en su temperatura y en el área estelar cubierta. El cambio de luminosidad produce variaciones en la posición radial de la pared, que se aproxima como axisimétrica. Pasos 1) Modelaje de la curva de luz óptica (CoRoT) debido a un cambio en la luminosidad de la mancha, Lspot. Se construye Lspot(t) asumiendo que el mecanismo físico puede ser descrito de una forma azarosa. 2) Usando Lspot(t) como un parámetro de entrada, la emisión de la pared axisimétrica es calculada. Este flujo sintético puede ser comparado con las curvas de luz observadas en el IR (Spitzer). Notar que la comparación de las curvas se hace de una forma estadística.

14 Modelaje de Mon 242

15 Modelaje de Mon 242

16 Alcance del modelaje En esta etapa del modelaje, la estructura de la pared de sublimación es axisimétrica o una pared con lenguas dentro de la magnetósfera. Sin embargo, se pueden realizar adaptaciones para incluir distribuciones arbitrarias de polvo.

17 Alcance del modelaje Para objetos de baja luminosidad donde Rsub<Rmag, las lenguas acarrean polvo dentro de la magnetósfera, tal que la pared de sublimación puede ser descrita como una región angular (o regiones) localizadas a Rsub (lenguas) con el resto localizado a Rmag como una pared vertical. El polvo que se mueve dentro de la magnetósfera tarde o temprano es transportada siguiendo las líneas de campo magnético hacia la estrella hasta que es sublimado. Esto cambia su distribución vertical, modificando su emisión.

18 Fortalezas del código con respecto a otros Existen códigos altamente sofisticados que incluyen muchos aspectos físicos del problema como: hidrodinámica en el disco, la interacción del disco con la magnetósfera, emisión de gas; todos estos mecanismos no son tomados en cuanta en el código presentado aquí. Sin embargo, incluyendo toda la física lleva a corridas que consumen mucho tiempo (días, semanas, meses) cuando una corrida con nuestro código solo se lleva unos cuantos minutos. Cualquier descripción de sublimación de polvo puede ser fácilmente implementada en el código.

19 Departamento de Astronomía Universidad de Guanajuato Telescopio Internacional de Guanajuato, Robótico- Espectroscópico (TIGRE). Apertura: 1.2m. Frecuencias: Óptico.