Fundamental Properties of very low mass star and brown dwarf binaries

Fundamental Properties of very low mass star and brown dwarf binaries

This work presents the results of a detailed study of the statistical and physical properties of binary ultracool dwarfs and brown dwarfs (spectral type later than M7). As for the statistical properties, we found that the frequency of binaries among ultracool objects is significantly lower than for earlier type objects, with a lower limit at 10--15% in the field, and <10% in the Pleiades Open cluster. While we were sensitive to systems with separations up to 100 A.U, we did not find any multiple system with separation greater than 20 A.U. At even larger separations, no wide binaries were reported by the all sky surveys such as 2MASS, DENIS or SDSS. The distribution of separations looks similar to that of F and G dwarfs (Gaussian), but with a peak at 4--8 A.U. Although we were sensitive to mass ratios down to 0.65, we found most of the objects to have mass ratios larger than 0.85. This latter result needs to be confirmed by further statistical studies on well defined statistical samples. Although the sample of known binaries in the Pleiades is too small for a similar analysis, we note that the binary frequency, the distributions of mass ratio and separations are similar, indicating that the properties of binary brown dwarfs might not depend on the age and environment after 125 Myr. Finally, although we did not have the opportunity to perform a similar statistical study in a star forming region, we report the first detection of a young binary brown dwarf with a disk in the R-CrA association. These results provide strong constraints on the models of ultracool dwarf formation and evolution. The binary frequency is currently not reproduced by any of these models. The models of ejection could explain the lack of binaries wider than 20 A.U and the apparent preference for equal mass systems, but they predict a much lower binary frequency. The model assuming that brown dwarfs form in a smilar way than stars could reproduce the binary frequency we observe, but could not explain the distributions of separation and mass ratio. More efforts are required on the theoretical side in order to better explain the observed properties, and on the observational side to give new and improved constraints. As for the physical properties, our observations lead to the discovery of a short period binary L dwarf. Observations at high angular resolution spread over 4 years allowed us to follow the companion on 60% of its orbit. For the first time, we were then able to compute the orbital parameters and total mass of such a very low mass object. In the near future, similar studies should enable us to calibrate brown dwarf mass and luminosity models. Using high angular resolution spectroscopy, we were able to disentangle the spectra of the individual components of 4 binary ultracool dwarfs and to compute their spectral types. Two binaries have companions with spectral types significantly later than their primary (by 3 to 4 spectral subclasses), allowing us to compare the evolution of their effective temperature and atmosphere. Finally, using our high angular resolution images, we were able to detect a possible third component in one of the binaries of our sample., Diese Arbeit praesentiert die Ergebnisse einer detaillierten Untersuchung der statistischen und physikalischen Eigenschaften von ultrakuehlen Zwergsternen und braunen Zwergen (Spektraltyp spaeter als M7). Hinsichtlich der statistischen Eigenschaften fanden wir, dass, die Haeufigkeit doppelter Systeme unter ultrakuehlen Objekten mit 10--15% im Feld und <10% in dem offenen Sternhaufen Pleiaden signifikant niedriger ist als fuer Objekte mit frueherem Spektraltyp. Obwohl wir Systeme mit Abstaenden bis zu 100 A.U. haetten nachweisen koennen, fanden wir keine Mehrfachsysteme mit Abstaenden groesser als 20 A.U. Die Himmeldurchmusterungen 2MASS, DENIS oder SDSS entdeckten kein einziges weites Doppelsystem mit noch groesseren Abstaenden. Die Verteilung der Abstaende aehnelt der von F- und G-Zwergen (Gaussverteilung), allerdings mit einem Maximum bei 4--8 A.U. Die meisten Doppelsysteme weisen Massenverhaeltnisse groesser als 0.85 auf, obwohl wir Doppelsysteme mit Massenverhaeltnissen bis hinunter zu 0.6 haetten nachweisen koennen. Dieses Ergebnis muss, durch zukuenftige Untersuchungen statistisch wohldefinierter Stichproben ueberprueft werden. Obwohl die Stichprobe der bekannten Doppelsysteme in den Pleiaden zu klein ist fuer eine den Feldobjekten vergleichbare Untersuchung, weisen wir darauf hin, dass, die Haeufigkeit der Doppelsysteme und die Verteilung der Massenverhaeltnisse und der Abstaende aehnlich sind. Dies deutet an, dass, sich die Eigenschaften doppelter brauner Zwerge ab einem Alter von etwa 125 Myr nicht mehr als Funktion des Alters oder der Umgebung aendern. Obwohl keine Gelegenheit bestand, eine aehnliche statistisch signifikante Untersuchtung in einem Sternentstehungsgebiete durchzufuehren, fuehrte diese Arbeit zur Entdeckung des ersten jungen, doppelten braunen Zwerges in der CrA-Assoziation. Die Ergebnisse liefern starke Randbedingungen fuer Entstehungs- und Entwicklungsmodelle brauner Zwerge. Die Haeufigkeit der Doppelsysteme wird momentan von keinem der Modelle richtig wiedergegeben. Dynamische Ausstossmodelle koennen den Mangel an weiten Doppelsystemen mit Abstaenden groesser als 20 A.U. und das bevorzugte Auftreten von Doppelsystemen mit Komponenten gleicher Masse erklaeren. Diese Modelle sagen allerdings eine noch geringere Haeufigkeit von doppelten Systemen voraus. Der Sternentstehung analoge Fragmentations- und Kollapsmodelle koennen die beobachtete Haeufigkeit der Doppelsysteme erklaeren, allerdings nicht die Verteilung der Abstaende und Massenverhaeltnisse. Weiterreichende theoretische Modelle sind nun notwendig, um die beobachteten Eigenschaften zu erklaeren. Von Seiten der Beobachtung sollten die Randbedingungen weiter eingeschraenkt werden. Im Hinblick auf die physikalischen Eigenschaften der untersuchten Systeme, fuehrten unsere Beobachtungen zur Entdeckung eines doppelten L-Zwerges mit kurzer Umlaufperiode. Ueber vier Jahre verteilte Beobachtungen mit hoher raeumlichen Aufloesung ermoeglichten uns, 60% der Umlaufbahn des Doppelsystems zu vermessen. Zum ersten Mal waren wir hiermit in der Lage die Bahnparameter und die Gesamtmasse eines derartig massearmen Doppelsystems zu bestimmen. In naher Zukunft werden aehnliche Studien die Eichung der Masse- und Leuchtkraftmodelle von braunen Zwergen ermoeglichen. Spektroskopische Beobachtungen mit hoher Winkelaufloesung erlaubten uns die Spektraltypen der individuellen Komponenten in vier Doppelsystemen zu bestimmen. Zwei der Begleiter weisen deutlich spaetere Spektraltypen auf als die Primaerkomponenten (3 bis 4 spektrale Unterklassen), was vergleichende Untersuchungen des Abkuehlverhaltens und der Atmosphaereneigenschaften ermoeglicht. Darueber hinaus konnten wir in unseren hochaufloesenden Bildern ein moegliches Dreifachsystem identifizieren., Ce travail présente les résultats d'une étude détaillée des propriétés statistiques et physiques des binaires de naines brunes et ultra-froides (type spectral plus tardif que M7). Concernant les propriétés statistiques, nous constatons que la fréquence de binaires parmi les objets ultra-froids est inférieure a celle des objets de types spectraux plus precoces, avec une limite inférieure à 10~15% pour les objets du champ, et <10% dans l'amas ouvert des Pleiades. Alors que nous étions capables d'identifier les systèmes binaires jusqu'a des séparations de ~100 U.A, nous n'avons trouvé aucun système mutliple aux séparations superieures a 20~U.A. A plus grande séparation encore, aucune binaire n'a été trouvée par les surveys 2MASS, DENIS ou SDSS. La distribution des séparations est semblable à celle des naines F et G (gaussienne), mais avec un maximum autour de 4~8 U.A. Bien que nous étions sensibles aux binaires avec des rapports de masse allant jusqu'a 0,6, nous n'avons detecte aucune binaire avec un rapport de masse inferieur a ~0,6; la plupart des objets ayant un rapport de masse plus grand que 0,85. Ce résultat devra être confirmé par d'autres études sur des échantillons mieux definis statistiquement. Bien que l'échantillon de binaires connues dans les Pleiades soit trop petit pour nous permettre de faire une analyse semblable, nous obervons que la fréquence de binaires, les distributions de rapport de masse et de séparations sont semblables, indiquant que les propriétés des naines brunes binaires ne dépendent probablement pas de l'âge et de l'environnement passe 125 millions d'annees. Enfin, bien que nous n'ayons pas eu l'occasion de pouvoir mener une etude statistique similaire dans une region de formation stellaire, nous presentons la première détection d'une jeune naine brune binaire entouree d'un disque dans la region de la Couronne Australe (R-CrA). Ces résultats apportent de fortes contraintes sur les modèles de formation et d'évolution. La fréquence de binaires n'est actuellement reproduite correctement par aucun des modèles. Les modèles d'éjection pourraient expliquer le manque de binaires aux separations superieures a 20 U.A ainsi que le manque apparent de systèmes de faibles rapports de masses, mais elle prévoit une fréquence de binaires beaucoup trop faible. Le modele prevoyant que les naines brunes se forment d'une maniere analogue aux etoiles pourrait quant a lui reproduire la fréquence de binaires que nous observons, mais ne pourrait pas expliquer les distributions de rapport de séparation et de masse. Plus d'efforts sont donc necessaires a la fois du côté théorique afin de pouvoir expliquer les propriétés observées, et du côté observationnel pour apporter des contraintes nouvelles et plus precises. Concernant les propriétés physiques des binaires de naines ultra-froides, nos observations ont mene à la découverte d'une binaire de naines L de courte periode. Les observations à haute résolution angulaire réparties sur quatre ans nous ont permis de suivre le compagnon sur 60% de son orbite. Pour la première fois, nous avons pu calculer les paramètres orbitaux et la masse totale d'un objet de ce type. A moyen terme, ce genre de mesures devraient nous permettre de calibrer la très importante relation masse-luminosite. En utilisant la spectroscopie a haute résolution angulaire, nous avons ete en mesure de separer les spectres des composantes individuelles de quatres binaires de naines ultra-froides, et de calculer leurs types spectraux. Deux de ces binaries ont des compagnons de types spectraux relativement plus tardifs que leurs primaires (3 et 4 sous-classes spectrales de plus), nous permettant de comparer l'evolution de leurs temperatures effectives et leurs atmospheres. Enfin, utilisant nos images a haute résolution angulaire, nous avons détecte une possible troisième composante dans une des binaries de notre échantillon.

Binaries, ultracool dwarfs, brown dwarfs, statistical and physical properties of ultracool dwarfs

04. Sep. 2004

2004

Englisch

https://nbn-resolving.org/urn:nbn:de:bvb:19-26541