Diapositiva 1

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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
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Excesos IR en enanas marrones
(1 Myr)
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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.
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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.
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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.
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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.
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Formación de enanas marrones y planetas libres

• Colapso y fragmentación gravitatoria hasta
  alcanzar el límite por opacidad. Masa de Jeans.
• Fragmentación turbulenta.
• Embriones expulsados de sus lugares de
  nacimiento.
• Desaparición de las envolturas de acrecimiento de
  las estrellas de baja masa por fotoevaporación
  debido a la presencia de estrellas muy masivas.
• 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.
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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.
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Formación de enanas marrones y planetas libres
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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.

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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 lt 20 UA.
• El 5 podrían tener discos gt 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.

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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)
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Función inicial de masas subestelares
Predicción de los modelos de Bate y colaboradores
(2002).
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Función inicial de masas subestelares
Pléyades (120 Myr)
0.25 Msol
Función de masas
Espectro de masas
En las Pléyades, los objetos subestelares
contribuyen con un lt10 de la masa total del
cúmulo.
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Función inicial de masas subestelares
175 Myr
120 Myr
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Función inicial de masas subestelares
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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
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Función inicial de masas subestelares
Planetas identificados por velocidad radial.
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Que es IPHAS?

• IP Janet Drew
• Mapeo fotometrico
• Filtros r, i, H?
• 1800 grados cuadrados
• -5ltblt5
• r20 (10 ?), i19

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IC1396
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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

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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, AA, 400, 891 Salpeter
1955, ApJ, 121, 161 Shu, et al. 1987, ARAA, 25,
23 Whitworth Goodwin 2005, AN, 326,
899 Zapatero Osorio et al. 2000, Science, 290, 103
23
Agradecimientos

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