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 M0M5L0L5 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 M sol, densidad uniforme, diámetro = pc (77400 UA), T = 10 K t ff = 1.9 x 10 5 yr Turbulencia supersónica de número Mach = 6.4. Energía cinética de la turbulencia = energía potencial gravitatoria. Se deja evolucionar el modelo hasta t = yr (1.4 t ff ), con una resolución espacial de 10 UA.
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 t ff. Masa límite de Jeans: 1-5 M jup. Estrella de mayor masa formada: 0.73 M sol (1 M sol ~ 1000 M jup ). 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 subestelares Predicción de los modelos de Bate y colaboradores (2002).
Función inicial de masas subestelares Pléyades (120 Myr) Espectro de masas Función de masas En las Pléyades, los objetos subestelares contribuyen con un <10% de la masa total del cúmulo M sol
Función inicial de masas subestelares 175 Myr 120 Myr
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-Ha 1.1 I-J 2.8 J-H 1.6 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, L115 Barrado y Navascués, et al. 2001, ApJ, 546, 1006 Barrado y Navascués & Martín 2003, AJ, 126, 2997 Bate, et al. 2003, MNRAS, 339, 577 Béjar, et al. 2001, ApJ, 556, 830 Boss, 2001 ApJ, 551, L167 Drew et al. 2005, MNRAS, 362, 753 Greaves, et al. 2003, MNRAS, 346, 441 Hurley & Shara, 2002 ApJ, 565, 125 Jayawardhana, et al. 2003, AJ, 126, 1515 Kroupa & Bouvier, 2003, MNRAS, 346, 369 Martín, Delfosse, Guieu 2004, AJ, 127, 449 Moraux, et al. 2003, A&A, 400, 891 Salpeter 1955, ApJ, 121, 161 Shu, et al. 1987, ARA&A, 25, 23 Whitworth & Goodwin 2005, AN, 326, 899 Zapatero Osorio et al. 2000, Science, 290, 103
Agradecimientos Raul Gutierrez (figura) Maria Rosa Zapatero Osorio (fichero power point)