Las estrellas enanas marrones: qué son, qué nos enseñan y cómo las estudiamos desde el OAN de Venezuela

Transcripción

1 Las estrellas enanas marrones: qué son, qué nos enseñan y cómo las estudiamos desde el OAN de Venezuela Juan José Downes Centro de Investigaciones de Astronomía (CIDA), Mérida, Venezuela Date Seminarios del la Sociedad Uruguaya de Astronomía Instituto Alfredo Vázquez Acevedo - Observatorio de Montevideo Montevideo, 14 de mayo de 2013

2 Cómo se forma una estrella? Producto del colapso local de una nube molecular.

3 Cuál es la masa mínima para que una nube colapse? Gravedad Presión Masa de Jeans: T,! M Jeans T 3/2! -1/2

4 Cómo se miden T y ρ en nubes moleculares? T: El polvo emite como un cuerpo negro y el ancho de las líneas moleculares de absorción es proporcional a T. ρ: Una densidad columnar dada produce una atenuación medible en las estrellas

5 Comienzan los problemas... 10<T/[K]< < "/[p/cm 3 ] > 10 3 M Jeans > 2M! De las leyes de Kepler conocemos la masa del Sol ( Kg = M )

6 Qué puede estar ocurriendo? I) Estamos midiendo mal! y T II) Las estrelllas se forman con M>M Jeans y luego pierden masa III) El modelo clásico de Jeans es incompleto! IV) El colapso de la nube comienza para M>M Jeans pero algo lo interrumpe la acreción! V) Las estrellas de más baja masa no necesariamente se forman en medios típicos!

7 El modelo clásico de Jeans es incompleto? Sí. El modelo de Jeans no considera mecanismos adicionales que pudieran, localmente, aumentar la densidad de la nube. NOTA: la temperatura ya es muy baja (T~10K) Turbulencia Campos magnéticos Feedback radiativo

8 Qué podría interrumpir la acreción? Fotoevaporación Eyección prematura de cores

9 En qué otro medio se podrían formar estrellas? Discos circumestelares masivos!

10 Resumen del problema 1) La masa de Jeans es varias veces mayor que la masa del Sol y el Sol existe 2) El formalismo de Jeans es correcto pero muy simplificado pues no considera aspectos importantes como la turbulencia, el feedback radiativo y los campos magnéticos 3) Además, algunos procesos podrían interrumpir la acreción y la formación pudiera ocurrir en otros medios 4) Aunque conocemos sus generalidades, desconocemos la importancia relativa de los mecanismos que regulan la formación de estrellas de baja masa

11 El problema es más grave aún: Existen estrellas de hasta ~0.01 MJeans y son las más numerosas Siendo sensacionalistas: No entendemos cómo se forman la mayoría de las estrellas.

12 Disgresión: Qué es una enana marrón? M/M Estrella que nunca fusiona H de manera estable Sus emisiones se originan en la energía térmica almacenada durante el colapso del que se formó Se forman y luego se enfrían y atenúan lentamente

13 Débiles, frías, emiten en el IR cercano y son muy difíciles de detectar L/L Secuencia principal 2500 K M9 Enana marrón L Kirkpatrick et al. (1999) 3000 T efe L Mo 1 Myr Teff ~ 3500K, Log(L/Lo) ~ Mo 100 Myr Teff ~ 2800K, Log(L/Lo) ~ -2.9

14 Cómo se intenta resolver este problema? MODELOS HIDRODINÁMICOS Y DINÁMICOS OBSERVACIONES

15 Modelos de formación: Fotoevaporación Fragmentación turbulenta Fragmentación de discos Stamatellos et al. (2011) Whitworth & Zinnecker (2004) Fragmentación gravitatoria Padoan & Nordlund (2002) Eyección de cores SON PLAUSIBLES Siguiente simulación NO SON MUTUAMENTE EXCLUYENTES Bate (2011) Reipurth & Clarke (2001)

16 Cuáles son los observables predichos? Distribución espacial Cinemática Función de masa LAS PREDICCIONES SON TODAVÍA LIMITADAS Discos circumestelares Multiplicidad

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19 Algunas cosas que sí sabemos (Luhman, 2012) 1) No hay un exceso de EM en el campo respecto de los cúmulos 2) Las simulaciones sugieren que las interacciones dinámicas no producen diferencias en el ancho de las FIM 3) La FIM no cambia en regiones con estrellas O y B 4) La cantidad de estrellas G y de EM no escalan juntas 5) En el campo la fracción de binarias y su separación decrece para masas menores mientra la razón de masas aumenta. Cualitativamente reproducido por los modelos de fragmentación gravitatoria. 6) Las EM presentan discos de tipo estelar, aunque su dependencia con la masa del objeto central es poco entendida. 7) Los discos viven más en EMBM y EM que en estrelllas de tipo solar. 8) Existen EM aisladas

20 Qué hacemos en el CIDA?

21 Qué hacemos en el CIDA? El flujo de una enana marrón en Orión es similar al recibido desde un fósforo ubicado a km

22 Algunos resultados... Downes et. al. 2008, 2011, 2013a, b, c (in prep.) Las zonas más dispersas de Orión están constituidas por numerosas sobredensidades espaciales.

23 En estas sobredensidades las distribuciones espaciales de enanas marrones y estrellas son indistinguibles.

24 Las propiedades de los discos circumestelares y su evolución son similares a ambos lados del límite subestelar (e.g. Luhman, 2012) EXCESOS ACRECIÓN

25 El cúmulo 25 Orionis muestra un número de enanas marrones menor al predicho por los modelos. EXTINCIÓN CONTAMINACIÓN POR ESTRELLAS DE CAMPO

26 Cuál es, concretamente, nuestra contribución? Son pocas las RFE con EM caracterizadas. En Orión, que es una RFE muy importante, nosotros las buscamos, las encontramos, las caracterizamos y las comparamos (cuando es posible) con los modelos de formación Dadas las pocas observaciones disponibles y los resultados limitados de los modelos actuales esta información es relevante para establecer restricciones a los modelos Estudiamos regiones de ~10 Myr con las cuales es posible establecer cómo es la evolución temprana de las EM

27 Conclusiones Qué son? Las enanas marrones son las estrellas de más baja masa. Qué nos enseñan? Entender cómo se forma una enana marrón es clave para entender cuál es la masa mínima para la formación de una estrella, cuáles son los mecanismos que operan en su formación y bajo qué condiciones la formación de estrellas da paso a la formación planetaria. Cómo las estudiamos desde Venezuela? Empleando fotometría de nuestros telescopios y luego espectroscopía con otros instrumentos hemos descubierto y caracterizado nuevas poblaciones de EM en Orión. Contribuimos comprobando o estableciendo restricciones observacionales a los modelos de formación.

28 Colaboradores: César Briceño, Cecilia Mateu, Jesús Hernández, Kathy Vivas & Carlos Abad (CIDA) Nuria Calvet & Lee Hartmann (University of Michigan) Monika Petr-Gotzens (ESO, Garching) Javier Ballesteros, Carlos Román-Zuñiga & Karina Mauco (UNAM, México) Alfredo Núñez (LUZ) Date

29 Proyecto 1: Análisis de sistemas binarios muy separados Son su número y propiedades consistentes con las predicciones de los modelos de formación estelar? Separación final vs. separación inicial según los modelos de Bate et al. (2011) Candidatos forométricos a miembros de Orión con una separación de 10 (~ UA). Imagen: Downes (2011, tesis doctoral).

30 Proyecto 2: Dependencia de la segregación espacial con la masa estelar Es posible distinguir cinemáticamente estrellas de distintas masas pertenecientes a una población estelar muy joven? Distribución espacial de estrellas de baja masa y enanas marrones en la agrupación 25 Ori. (Downes et al. 2013a). Árbol de expansión mínima (Downes et al. 2013b in prep).

31 Proyecto 3: Variabilidad fotométrica a través del límite subestelar Varían las enanas marrones y las estrellas por las mismas razones? R I SCHMIDT 2MASS

32 Proyecto 4: Evolución de la acreción magnetosférica en enanas marrones muy poco masivas Cómo varía la acreción magnetosférica en enanas marrones muy poco masivas durante sus primeros 10 7 años? NaI 12 de marzo de 2012 M M M 0.01 M

33 Proyecto 5: Cinemática de la población pre-secuencia principal de Orión Cómo se están dispersando las estrellas de Orión? 0.01 segundos de arco de precisión Y [pixeles] arcsec X [pixeles] Diagrama de punto vector Briceño et al UCAC3 Downes et al. 2011

34 Cómo puedo involucrarme? Primero: Leer a Luhman (ARAA, 2012, 50:65-106) El CIDA ofrece pasantías de investigación para estudiantes de licenciatura, maestría y doctorado. Es posible realizar tesis de licenciatura, maestría y doctorado en el CIDA. jdownes@cida.ve