Enanas marrones muy jóvenes
con IPHAS-2MASS usando el OVE
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.
21 mayo 2004
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 Ha en enanas marrones
GY 5 (1 Myr) presenta doble pico en Ha, 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 mm, pero sí en el IR
medio.
Las enanas marrones de Upper Scorpius (~5 Myr)
tienen menor Ha 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 Ha de las enanas marrones
s Orionis
Campo
M0
M5
L0
L5
Los objetos subestelares jóvenes presentan mayor intensidad en la emisión de Ha 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 subestelares
Predicción de los modelos de Bate y colaboradores (2002).
Función inicial de masas subestelares
Pléyades (120 Myr)
Espectro de masas
0.25 Msol
Función de masas
En las Pléyades, los objetos subestelares contribuyen con un <10% de la masa total del cúmulo.
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’, Ha
1800 grados
cuadrados
• -5<b<+5
• r’=20 (10 s), i’~19
IC1396
Primeros candidatos EM
• Correlación IPHAS2MASS 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)
Descargar

Búsqueda de enanas marrones jóvenes utilizando IPHAS y 2MASS