formación, evolución y multiplicidad de enanas marrones y exoplanetas gigantes

1. formación, evolución y multiplicidad de enanas marrones y exoplanetas gigantes José Antonio Caballero HernándezDirectores:Rafael Rebolo LópezVíctor Javier Sánchez BéjarUniversidad de La LagunaInstituto de Astrofísica de Canarias

2. *: 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 bajapropiedades astrofísicas dependen fuertemente de la edadformación 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, s Orionis, Trapecio, r 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)

6. el cúmulo estelar abierto s Orionis:un laboratorio para estudiar la formación de objetos de ultrabaja masas Orionis A: O9.5Vjuventud: 3+5-2 Macercanía: 360±70 pcbaja extinción: AV < 1 magnumerosa población subestelar conocida

7. 3 espectroscopia multiobjeto en el cúmulo s 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 deg2espectroscopia multifibra R ~ 8000 entre 6400 y 6800 Å con AF2+WYFFOS / William Herschel Telescope (WHT)

8. espectroscopia multiobjeto en el cúmulo s Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar:143 espectros analizados en detalle80 miembros estelares del cúmulo 61con primera medida de Li Il6707.824 estrellas nuevas9 con tipos más tempranos que F411 con tipos espectrales entre F4 y K446% 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...

9. espectroscopia multiobjeto en el cúmulo s Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar:objetos particulares: HD 290772 (F6V, Ha 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 (Ha en emisión simétrica y pEW > 100 Å), V505 Ori (¿un nuevo objeto HH?)  estrellas T Tauri

10. espectroscopia multiobjeto en el cúmulo s 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-1metalicidad [Fe/H]: 0.0±0.1 dex; primera determinación basada en espectroscopia óptica de varias estrellas (6)

11. espectroscopia multiobjeto en el cúmulo s Orionis: un puente entre las poblaciones estelar y subestelar:10 candidatos a sistemas binarios de separación ancha, r < 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 1s a más de 5 arcmin del centro del cúmulo

12. 4 una nueva minibúsqueda en el centro del cúmulo s 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 arcmin2

13. una nueva minibúsqueda en el centro del cúmulo s Orionis:24 candidatos estelares9 nuevas estrellas20 contrapartidas de rayos X10 nuevos emisores X1 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

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

15. 5 multiplicidad en s Orionis: óptica adaptativa en el infrarrojo cercanobúsqueda piloto con Naomi+Ingrid / WHT, (41 x 41 arcsec2, 0.039 arcsec pixel-1(J)H);seguimiento con distintas imágenes sin óptica adaptativa6 estrellas primarias observadas, con tipos espectrales desde O9.5V hasta K7.0

16. multiplicidad en s Orionis: óptica adaptativa en el infrarrojo cercano20 compañeros visuales:3-4 conocidos2 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): s Ori IRS1

17. multiplicidad en s Orionis: óptica adaptativa en el infrarrojo cercanos 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?

18. 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 (Icompl = 23.4, Jcomp = 20.6);área: 790 arcmin2selección a partir de diagrama color-magnitud I vs. I-Jseguimiento en las bandas H y Ks con CFHTIR / Canada-France-Hawai’i Telescope, Liris / WHT y CAIN-II / TCS

19. la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anaga39 candidatos a miembros subestelares del cúmulo30 seleccionados en búsquedas anteriores independientes26 con información espectroscópica16 con rasgos de juventud extrema8 en el dominio planetario 5 objetos de masa planetaria nuevos (masas más probables entre 11 y 6 MJup a partir de modelos teóricos – grupo Lyon)

20. la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anagabúsqueda completa desde 75 hasta 5 MJupcomplementada con un estudio de la población estelar  cociente estrellas:objetos subestelares 8:3ajuste del espectro de masa a la relación de potencias DN/DM=AM-a: a=+1.9±0.2 para M  0.2 MSol, a=+0.4±0.2 para M  0.1 Msol y hasta al menos 0.006 Msol (sin corregir de contaminación)

21. la función de masa hasta el dominio planetario: la búsqueda Anagamasa mínima de objetos aislados < 6 MJupextrapolación de la función de masa: unos 6 objetos de entre 6 y 2 MJup en el área  necesidad de observaciones más profundas para determinar el mecanismo de su formaciónen 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

22. 7 variabilidad fotométrica de enanas marrones jóvenes en s Orionisaprovechamiento de las series de imágenes WFC/INT de la búsqueda Anaga para realizar fotometría diferencial en la banda I con precisiones mejores de 10 mmagdos campañas de monitorización de 3 y 1 noches, respectivamente, separadas varios años  posibilidad de estudiar distintas escalas temporales de variabilidad

23. variabilidad fotométrica de enanas marrones jóvenes en s Orionis28 enanas marrones con curvas de luz estudiadas en detalle;46% presentan algún tipo de variabilidadescalas cortas: meteorología, fenómenos de acreción, pulsaciones inducidas por combustión de deuterioescalas 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)

24. variabilidad fotométrica de enanas marrones jóvenes en s Orioniscorrelación entre amplitud y/o existencia de variabilidad fotométrica con emisión Ha y exceso infrarrojo en la banda KsS Ori J053825.4-024241: una enana marrón variable hasta 0.4 mag sin información espectroscópica  ¿origen de la variabilidad?

25. 8 S Orionis J053825.4-024241: un objeto pseudo-T Tauri en la frontera subestelarseguimiento 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

26. S Orionis J053825.4-024241: un objeto pseudo-T Tauri en la frontera subestelarenana marrón con el mayor cociente LHa/Lbol 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 mm) y en el óptico azul;líneas prohibidas en emisión (alguna desplazada hacia al azul)...  una de las enana marrones con disco mejor caracterizada

27. 9 búsqueda de objetos de muy baja masa en torno a estrellas jóvenes cercanasimagen 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 Telescopecomplemento: imágenes de “campo ancho” (esp. CAIN-II / TCS)

28. búsqueda de objetos de muy baja masa en torno a estrellas jóvenes cercanas51 sistemas con indicaciones de juventud observados 44 con edades  600 Ma32 con edades  100 Maelevada velocidad tangencial  confirmación de movimiento propio común en meses o pocos añoscapacidad de detección de todas las enanas marrones (> 50 AU) y los exoplanetas gigantes más masivos de 8 MJup (> 100 AU) en la práctica totalidad de la muestra

29. búsqueda de objetos de muy baja masa en torno a estrellas jóvenes cercanas3-4 nuevos compañeros estelares1 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

30. 10 multiplicidad de enanas L: binariedad y exoplanetas habitablesestrellas 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

31. multiplicidad de enanas L: binariedad y exoplanetas habitablesbúsqueda 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 temporalningún compañero mayor que Urano (tránsitos) o más caliente que T8 (imagen)

32. 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 circunstanciasexoplanetas próximos a las enanas L  amplitud de velocidad radial medible con un espectrógrafo infrarrojo de muy alta resolución  Nahual / Gran Telescopio Canarias

33. discusiónfrecuencia de enanas marrones y exoplanetas con masa mínima > 8 MJuprespecto a estrellas: de las búsquedas de velocidad radial (< 5 AU)  ~1% o menorde nuestra búsqueda óptica adaptativa + telescopio espacial complementada con bibliografía (> 50 AU)  ~1% o menor

34. 11 conclusiones* 39 objetos subestelares en s Orionis en la búsqueda Anaga (14 nuevos) con masas de hasta 6 MJupa = +0.4±0.2 entre 0.2 Msol y 6 MJup* no segregación de masas en el cúmulo* correlación entre acreción (emisión Ha), exceso infrarrojo...* metalicidad solar; dispersión de velocidad < 3 km s-1

35. conclusiones* 18 nuevos candidatos a nuevos miembros de s 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

36. 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.”