Enanas marrones muy jóvenes con IPHAS-2MASS usando el OVE

Enanas marrones muy jóvenes con IPHAS-2MASS usando el OVE

21 mayo 2004

Eduardo L. Martin IAC

Colaboradores: E. Solano, Y. Unruh Motivación científica: Detección de enanas marrones análogas a

estrellas T Tauris lejos de nubes moleculares. Comprobación de predicciones de modelos

de formación estelar.

Excesos IR en enanas marrones(1 Myr)

Excesos IR en enanas marrones

En un gran número de las enanas marrones encontradas en regiones de formación estelar se detectan excesos infrarrojos, lo que apunta a la presencia de discos con granos de polvo.

Excesos IR en enanas marrones

La fraccion de enanas marrones en regiones de formacion estelar con discos es alta, lo cual es similar a las estrellas T Tauris.

Emisión H

GY 5 (1 Myr) presenta doble pico en H, una línea muy asimétrica, y una anchura en el pedestal de 352 km/s, lo que sugiere fenómenos de acrecimiento de material. Curiosamente, GY 5 no presenta excesos en 2.2 m, pero sí en el IR medio.

Las enanas marrones de Upper Scorpius (~5 Myr) tienen menor H que enanas marrones mas jovenes (Chamaeleon, Orion, Taurus) sugiriendo una disipacion de los discos en una escala de tiempo similar a las estrellas T Tauri.

Emisión H de las enanas marrones

M0 M5 L0 L5

Orionis

Campo

Los objetos subestelares jóvenes presentan mayor intensidad en la emisión de H que los objetos de tipo espectral similar en el campo, lo que puede indicar una mayor actividad magnética, fenómenos de acrecimiento, o los dos.

Formación de enanas marrones y planetas libres

1. Colapso y fragmentación gravitatoria hasta alcanzar el límite por opacidad. Masa de Jeans.

2. Fragmentación turbulenta.

3. Embriones expulsados de sus lugares de nacimiento.

4. Desaparición de las envolturas de acrecimiento de las estrellas de baja masa por fotoevaporación debido a la presencia de estrellas muy masivas.

5. Colisiones hiperbólicas entre protoestrellas en cúmulos muy densos.

No existe ningún modelo “definitivo” que sea capaz de explicar las propiedades (población y binariedad) de las enanas marrones y los planetas aislados detectados hoy día.

Formación de enanas marrones y planetas libres

Modelo de M. Bate y colaboradores (2003, MNRAS, 339, 577).

Condiciones iniciales:• Nube molecular de 50 Msol, densidad uniforme, diámetro = 0.375 pc (77400 UA), T = 10 K tff = 1.9 x 105 yr

• Turbulencia supersónica de número Mach = 6.4. Energía cinética de la turbulencia = energía potencial gravitatoria.

Se deja evolucionar el modelo hasta t = 266420 yr (1.4 tff), con una resolución espacial de 10 UA.

Formación de enanas marrones y planetas libres

Formación de enanas marrones y planetas libres

Conclusiones del modelo de M. Bate y colaboradores (2002).

Proceso altamente dinámico y caótico. La formación ocurre en brotes (regiones más densas de la nube)

mediante fragmentación tanto de la nube como de los discos circumestelares masivos. El proceso comienza después de transcurrido 1 tff.

Masa límite de Jeans: 1-5 Mjup. Estrella de mayor masa formada: 0.73 Msol (1 Msol ~ 1000 Mjup). Los encuentros entre objetos provocan truncamientos de los discos,

rupturas de sistemas múltiples, y creación de nuevos sitemas múltiples.

Se forma un número similar de estrellas y de objetos subestelares (enanas marrones y planetas libres).

La mayoría de las enanas marrones y planetas formados fueron embriones estelares expulsados de sistemas múltiples inestables, que fueron incapaces de seguir ganando masa.

La velocidad media con la que son expulsados estos objetos es 2 km/s, independiente de la masa.

Se espera una población importante de estos objetos subestelares en los halos de los cúmulos.

Formación de enanas marrones y planetas libres

Conclusiones del modelo de M. Bate y colaboradores (2002).

75% de los objetos subestelares formados por fragmentación de discos masivos inestables. 25% formados mediante fragmentación directa de la nube molecular.

67% de las estrellas formadas por colapso y fragmentación de la nube en filamentos. 33% formadas por truncamiento de discos masivos.

Entre los objetos subestelares: El 5% son binarias con separaciones < 20 UA. El 5% podrían tener discos > 20 UA. De tener discos, la

mayoría son del tamaño de 10 UA.

Eficiencia global de la formación estelar y subestelar: 10%. A nivel local, la eficiencia asciende al 50%.

Función inicial de masas subestelares

Definición de Salpeter (1955):

Espectro de masas:

Desde el punto de vista observacional:

Función de luminosidad(observable)

Relación masa-luminosidad(teoría)

Función inicial de masas subestelaresPredicción de los modelos de Bate y colaboradores (2002).

Función inicial de masas subestelaresPléyades (120 Myr)

Espectro de masas Función de masas

En las Pléyades, los objetos subestelares contribuyen con un <10% de la masa total del cúmulo.

0.25 Msol

Función inicial de masas subestelares

175 Myr

120 Myr

Función inicial de masas subestelares

Función inicial de masas subestelares

Las observaciones submilimétricas han detectado “núcleos” compactos que se extienden hasta masas por debajo de la quema del deuterio. La función inicial de masa de estos núcleos se aproxima a la expresión:

dN/dM ~ M-1.5

Función inicial de masas subestelares

Planetas identificados por velocidad radial.

Que es IPHAS?

• IP Janet Drew• Mapeo fotometrico • Filtros r’, i’, H• 1800 grados

cuadrados • -5<b<+5• r’=20 (10 ), i’~19

IC1396

Primeros candidatos EM• Correlación IPHAS-

2MASS con el OVE • R-Ha1.1• I-J 2.8 • J-H1.6• H-K 0.4• I 17.0• Anticentro galáctico• ~300 candidatos con AR

entre 0 y 5 horas

Referencias

Apai, et al. 2002, ApJ, 573, L115Barrado y Navascués, et al. 2001, ApJ, 546, 1006Barrado y Navascués & Martín 2003, AJ, 126, 2997Bate, et al. 2003, MNRAS, 339, 577Béjar, et al. 2001, ApJ, 556, 830Boss, 2001 ApJ, 551, L167Drew et al. 2005, MNRAS, 362, 753Greaves, et al. 2003, MNRAS, 346, 441Hurley & Shara, 2002 ApJ, 565, 125Jayawardhana, et al. 2003, AJ, 126, 1515Kroupa & Bouvier, 2003, MNRAS, 346, 369Martín, Delfosse, Guieu 2004, AJ, 127, 449Moraux, et al. 2003, A&A, 400, 891Salpeter 1955, ApJ, 121, 161Shu, et al. 1987, ARA&A, 25, 23Whitworth & Goodwin 2005, AN, 326, 899Zapatero Osorio et al. 2000, Science, 290, 103

Agradecimientos

• Raul Gutierrez (figura) • Maria Rosa Zapatero Osorio (fichero

power point)