José Antonio Caballero Hernández Directores: Rafael Rebolo López Víctor Javier Sánchez Béjar Universidad de La Laguna Instituto de Astrofísica de Canarias.

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1 José Antonio Caballero Hernández Directores: Rafael Rebolo López Víctor Javier Sánchez Béjar Universidad de La Laguna Instituto de Astrofísica de Canarias formación, evolución y multiplicidad de enanas marrones y exoplanetas gigantes

2 objeto combustión deuterio combustión hidrógeno masa (M sol [M Jup ]) (metalicidad solar) estrellasí >0.075 [> 72] objeto subestelar enana marrón síno 0.075-0.013 [72-14] planeta* no <0.013 [< 14] *: planeta u objeto de masa planetaria

3 objetos subestelares: temperatura efectiva baja  tipo espectral tardío (M, L, T); radio similar al de Júpiter (excepto muy jóvenes, en fase de contracción); luminosidad muy baja propiedades astrofísicas dependen fuertemente de la edad formación por fragmentación turbulenta en nubes moleculares, inestabilidades gravitatorias en discos protoplanetarios (y posterior eyección tras colisiones dinámicas)...

4 objetos subestelares: varias centenas de objetos subestelares detectados hasta la fecha: en cúmulos estelares jóvenes (Pléyades, Pesebre,  Orionis, Trapecio,  Ophiuchi,  Chamaeleontis...) alrededor de estrellas evolucionadas y también jóvenes (desde 2004: sólo 3 exoplanetas alrededor de cuerpos masivos jóvenes en visión directa) flotando libremente en el vecindario solar

5 objetivos de esta tesis doctoral: ¿cómo y dónde se forman los objetos subestelares?, ¿qué propiedades tienen y cuál es su relación con las estrellas? respuestas a través de observaciones con telescopios de clases 1 a 10 m (en especial en óptico rojo e infrarrojo cercano)

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7 el cúmulo estelar abierto  Orionis: un laboratorio para estudiar la formación de objetos de ultrabaja masa  Orionis A: O9.5V juventud: 3 +5 -2 Ma cercanía: 360±70 pc baja extinción: A V < 1 mag numerosa población subestelar conocida

8 3 espectroscopia multiobjeto en el cúmulo  Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar: búsqueda fotométrica VRI con Wide Field Camera / Isaac Newton Telescope (WFC/INT); selección con apoyo en banda J de Two-Micron All Sky Survey (2MASS); área cubierta: 1 deg 2 espectroscopia multifibra R ~ 8000 entre 6400 y 6800 Å con AF2+WYFFOS / William Herschel Telescope (WHT)

9 espectroscopia multiobjeto en el cúmulo  Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar: 143 espectros analizados en detalle 80 miembros estelares del cúmulo 61con primera medida de Li I 6707.8 24 estrellas nuevas 9 con tipos más tempranos que F4 11 con tipos espectrales entre F4 y K4 46% de las estrellas K y M del cúmulo son acretoras; correlaciones entre acreción, emisiones prohibidas por [N II] y/o [S II], asimetría de Ha, exceso de flujo en los infrarrojos cercano y medio, rayos X...

10 espectroscopia multiobjeto en el cúmulo  Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar: objetos particulares: HD 290772 (F6V, H  en emisión bilobulada intensa), BG Ori (fuente de origen Herbig-Haro con Li I débil), Kiso A-0976 322, Kiso A-0904 71 y Haro 5-32 (H  en emisión simétrica y pEW > 100 Å), V505 Ori (¿un nuevo objeto HH?)  estrellas T Tauri

11 espectroscopia multiobjeto en el cúmulo  Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar: velocidad radial promedio: +30.2 km s -1 (22 estrellas) dispersión de velocidad corregida de sistematicidad: 2.4 km s -1 metalicidad [Fe/H]: 0.0±0.1 dex; primera determinación basada en espectroscopia óptica de varias estrellas (6)

12 espectroscopia multiobjeto en el cúmulo  Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar: 10 candidatos a sistemas binarios de separación ancha,  < 5000 AU (4 estrella-enana marrón) las distribuciones radiales de estrellas de alta masa, intermedia y baja y enanas marrones de alta masa son idénticas en 1  a más de 5 arcmin del centro del cúmulo

13 4 una nueva minibúsqueda en el centro del cúmulo  Orionis: búsqueda fotométrica JHKs con CAIN-II / Telescopio Carlos Sánchez (TCS) e I con CCD / IAC-80; selección con apoyo en emisión de rayos X con datos de catálogos de ROSAT, XMM-Newton y Chandra; área cubierta: 4 x 4 arcmin 2

14 una nueva minibúsqueda en el centro del cúmulo  Orionis: 24 candidatos estelares 9 nuevas estrellas 20 contrapartidas de rayos X 10 nuevos emisores X 1 candidata a enana marrón de Clase I (con un disco masivo - ¿única en su género?) 2 posibles candidatos a objetos de masa planetaria  los más cercanos a una sistema OB

15 una nueva minibúsqueda en el centro del cúmulo  Orionis: distribución espacial  sobredensidad de estrellas, en más de un factor 3, respecto de la extrapolación desde las regiones externas varios probables sistemas binarios estelares: J053847.9-023720 (700 AU),  Ori Eb...

16 5 multiplicidad en  Orionis: óptica adaptativa en el infrarrojo cercano búsqueda piloto con Naomi+Ingrid / WHT, (41 x 41 arcsec 2, 0.039 arcsec pixel -1 (J)H); seguimiento con distintas imágenes sin óptica adaptativa 6 estrellas primarias observadas, con tipos espectrales desde O9.5V hasta K7.0

17 multiplicidad en  Orionis: óptica adaptativa en el infrarrojo cercano 20 compañeros visuales: 3-4 conocidos 2 nuevas secundarias (HD 37525B, 4771-899B; separaciones de unas 150 AU) 4 nuevos candidatos a miembros del cúmulo (3 estrellas de baja masa y un candidato a enana marrón con disco a 2000 AU de una estrella B9Vn con envoltura) 1 contrapartida en el infrarrojo cercano (y rayos X):  Ori IRS1

18 multiplicidad en  Orionis: óptica adaptativa en el infrarrojo cercano  Ori IRS1: ¿una estrella de tipo G tardío/K temprano con un disco extenso y frío?; distribución espectral de energía (rayos X, nIR, mIR, radio) propia de un objeto de Clase I ¿capas atmosféricas externas arrancadas por la radiación del sistema OB central, a tan sólo 1000 AU?

19 6 la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anaga búsqueda I con WFC/INT y J con ISAAC / Very Large Telescope; muy profunda (I compl = 23.4, J comp = 20.6); área: 790 arcmin2 selección a partir de diagrama color-magnitud I vs. I-J seguimiento en las bandas H y Ks con CFHTIR / Canada-France-Hawai’i Telescope, Liris / WHT y CAIN-II / TCS

20 la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anaga 39 candidatos a miembros subestelares del cúmulo 30 seleccionados en búsquedas anteriores independientes 26 con información espectroscópica 16 con rasgos de juventud extrema 8 en el dominio planetario 5 objetos de masa planetaria nuevos (masas más probables entre 11 y 6 M Jup a partir de modelos teóricos – grupo Lyon)

21 la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anaga búsqueda completa desde 75 hasta 5 M Jup complementada con un estudio de la población estelar  cociente estrellas:objetos subestelares 8:3 ajuste del espectro de masa a la relación de potencias  N/  M=AM -  :  =+1.9±0.2 para M  0.2 M Sol,  =+0.4±0.2 para M  0.1 M sol y hasta al menos 0.006 M sol (sin corregir de contaminación)

22 la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anaga masa mínima de objetos aislados < 6 M Jup extrapolación de la función de masa: unos 6 objetos de entre 6 y 2 M Jup en el área  necesidad de observaciones más profundas para determinar el mecanismo de su formación en el mismo área, aproximadamente el mismo número de estrellas de tipo solar que de objetos de masa planetaria  comparación con frecuencia de objetos subestelares alrededor de estrellas

23 7 variabilidad fotométrica de enanas marrones jóvenes en  Orionis aprovechamiento de las series de imágenes WFC/INT de la búsqueda Anaga para realizar fotometría diferencial en la banda I con precisiones mejores de 10 mmag dos campañas de monitorización de 3 y 1 noches, respectivamente, separadas varios años  posibilidad de estudiar distintas escalas temporales de variabilidad

24 variabilidad fotométrica de enanas marrones jóvenes en  Orionis 28 enanas marrones con curvas de luz estudiadas en detalle; 46% presentan algún tipo de variabilidad escalas cortas: meteorología, fenómenos de acreción, pulsaciones inducidas por combustión de deuterio escalas intermediasy largas: rotación sincronizada al disco (p.e. S Ori 25  velocidad rotacional corregida de inclinación, v = 14±4 km s -1, medida por primera vez en una enana marrón)

25 variabilidad fotométrica de enanas marrones jóvenes en  Orionis correlación entre amplitud y/o existencia de variabilidad fotométrica con emisión H  y exceso infrarrojo en la banda Ks S Ori J053825.4-024241: una enana marrón variable hasta 0.4 mag sin información espectroscópica  ¿origen de la variabilidad?

26 8 S Orionis J053825.4-024241: un objeto pseudo-T Tauri en la frontera subestelar seguimiento espectrofotométrico de la enana marrón: espectroscopia óptica de baja resolución con LRIS / Keck I Telescope (R ~ 1700) y Alfosc / Nordic Optical Telescope (R ~ 600) fotometría diferencial en luz blanca (ESACCD / Orbital Ground Station) y bandas I (IAC-80) y J y H (CAIN-II / TCS) datos adicionales obtenidos con Spitzer

27 S Orionis J053825.4-024241: un objeto pseudo-T Tauri en la frontera subestelar enana marrón con el mayor cociente L H  /L bol en el cúmulo, incluidas las estrellas; variabilidad fotométrica de hasta 0.7 mag en el óptico y de al menos 0.4 mag en J en todas las escalas temporales; exceso de flujo infrarrojo (a más de 2  m) y en el óptico azul; líneas prohibidas en emisión (alguna desplazada hacia al azul)...  una de las enana marrones con disco mejor caracterizada

28 9 búsqueda de objetos de muy baja masa en torno a estrellas jóvenes cercanas imagen directa en el infrarrojo cercano con sistemas de óptica adaptativa en telescopios de clase 4 m (Naomi+Ingrid / WHT, Alfa+Omega-Cass / 3.5 m Calar Alto, AdOpt-at-TNG / Telescopio Nazionale Galileo) y coronografía con Nicmos / Hubble Space Telescope complemento: imágenes de “campo ancho” (esp. CAIN-II / TCS)

29 búsqueda de objetos de muy baja masa en torno a estrellas jóvenes cercanas 51 sistemas con indicaciones de juventud observados 44 con edades  600 Ma 32 con edades  100 Ma elevada velocidad tangencial  confirmación de movimiento propio común en meses o pocos años capacidad de detección de todas las enanas marrones (> 50 AU) y los exoplanetas gigantes más masivos de 8 M Jup (> 100 AU) en la práctica totalidad de la muestra

30 búsqueda de objetos de muy baja masa en torno a estrellas jóvenes cercanas 3-4 nuevos compañeros estelares 1 compañero subestelar (G 196-3B) límite superior a la frecuencia de enanas marrones y objetos de masa planetaria (> 8 MJup) a más 50 y 100 AU de estrellas jóvenes: 5% (más bibliografía: ~1 y ~2%, respectivamente) también: posibilidad de determinar masas dinámicas para confrontar con modelos a edades jóvenes

31 10 multiplicidad de enanas L: binariedad y exoplanetas habitables estrellas de muy baja masa y enanas marrones más masivas comparten mismo mecanismo de formación + ambas poseen discos de acreción cuando son jóvenes (protoplanetarios)  búsqueda de compañeros subestelares de baja masa en torno a enanas ultrafrías evolucionadas: enanas marrones a amplias separaciones, exoplanetas gigantes a cortas separaciones, exoplanetas terrestres en zonas habitables

32 multiplicidad de enanas L: binariedad y exoplanetas habitables búsqueda de tránsitos de planetas jovianos en órbitas cerradas: 8 enanas ultrafrías monitorizadas en el infrarrojo cercano (  meteorología de enanas ultrafrías: CLOUDS) búsqueda por imagen directa de enanas de tipo T muy tardío en órbitas abiertas: combinación de la serie temporal ningún compañero mayor que Urano (tránsitos) o más caliente que T8 (imagen)

33 multiplicidad de enanas L: binariedad y exoplanetas habitables ¿planetas terrestres en zonas habitables (HZ) alrededor de enanas L? (agua líquida en superficie) estudio teórico de las HZ: dónde, cuándo, bajo qué circunstancias exoplanetas próximos a las enanas L  amplitud de velocidad radial medible con un espectrógrafo infrarrojo de muy alta resolución  Nahual / Gran Telescopio Canarias

34 discusión frecuencia de enanas marrones y exoplanetas con masa mínima > 8 M Jup respecto a estrellas: de las búsquedas de velocidad radial ( 50 AU)  ~1% o menor

35 11 conclusiones * 39 objetos subestelares en  Orionis en la búsqueda Anaga (14 nuevos) con masas de hasta 6 M Jup   = +0.4±0.2 entre 0.2 M sol y 6 M Jup * no segregación de masas en el cúmulo * correlación entre acreción (emisión Ha), exceso infrarrojo... * metalicidad solar; dispersión de velocidad < 3 km s -1

36 conclusiones * 18 nuevos candidatos a nuevos miembros de  Orionis a partir de las minibúsquedas: objetos peculiares, T Tauri... * elevada frecuencia de variabilidad fotométrica en enanas marrones jóvenes; S Ori J053825.4- 024241, un análogo T Tauri subestelar * baja frecuencia de compañeros subestelares en torno a estrellas jóvenes cercanas o de enanas ultrafrías de campo

37 conclusiones “... las enanas marrones aisladas en cúmulos como s Orionis son muy frecuentes, y posiblemente representan una extensión natural del mecanismo de formación estelar. Los planetas aislados en cúmulos podrían continuar esta extensión o bien formarse en discos y ser expulsados de sus sistemas durante sus primeros cientos de miles de años mediante un mecanismo muy eficiente.”