27 research outputs found

    Modeling of Closure Phase Measurements with AMBER/VLTI - Towards Characterization of Exoplanetary Atmospheres

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    Differential phase observations with a near-IR interferometer offer a way to obtain spectra of extrasolar planets. The method makes use of the wavelength dependence of the interferometer phase of the planet/star system, which depends both on the interferometer geometry and on the brightness ratio between the planet and the star. The differential phase is strongly affected by instrumental and atmospheric dispersion effects. Difficulties in calibrating these effects might prevent the application of the differential phase method to systems with a very high contrast, such as extrasolar planets. A promising alternative is the use of spectrally resolved closure phases, which are immune to many of the systematic and random errors affecting the single-baseline phases. We have modeled the response of the AMBER instrument at the VLTI to realistic models of known extrasolar planetary systems, taking into account their theoretical spectra as well as the geometry of the VLTI. We present a strategy to determine the geometry of the planetary system and the spectrum of the extrasolar planet from closure phase observations in two steps. We show that there is a close relation between the nulls in the closure phase and the nulls in the corresponding single-baseline phases: every second null of a single-baseline phase is also a null in the closure phase. In particular, the nulls in the closure phase do not depend on the spectrum but only on the geometry. Therefore the geometry of the system can be determined by measuring the nulls in the closure phase, and braking the remaining ambiguity due to the unknown system orientation by means of observations at different hour angles. Based on the known geometry, the planet spectrum can then be directly synthesized from the closure phases.Comment: replaced version with corrected Fig.5; 9 pages, 6 figures, Proceeding of the SPIE conference, Glasgow, 2004, Proc. SPIE 5491, in pres

    Where lies the peak of the brown dwarf binary separation distribution ?

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    Searches for companions of brown dwarfs by direct imaging probe mainly orbital separations > 3-10 AU. On the other hand, previous radial velocity surveys of brown dwarfs are mainly sensitive to separations smaller than 0.6 AU. It has been speculated if the peak of the separation distribution of brown dwarf binaries lies right in the unprobed range. Very recent work for the first time extends high-precision radial velocity surveys of brown dwarfs out to 3 AU (Joergens 2008, A&A). Based on more than six years UVES/VLT spectroscopy the binary frequency of brown dwarfs and (very) low-mass stars (M4.25-M8) in ChaI was determined: it is 18% for the whole sample and 10% for the subsample of ten brown dwarfs and VLMS (M < 0.1 Msun). Two spectroscopic binaries were confirmed, these are the brown dwarf candidate ChaHa8, and the low-mass star CHXR74. Since their orbital separations appear to be 1 AU or greater, the binary frequency at < 1 AU might be less than 10%. Now for the first time companion searches of (young) brown dwarfs cover the whole orbital separation range and the following observational constraints for models of brown dwarf formation can be derived: (i) the frequency of brown dwarf and very low-mass stellar binaries at 3 AU; i.e. direct imaging surveys do not miss a significant fraction of brown dwarf binaries; (ii) the overall binary frequency of brown dwarfs and very low-mass stars is 10-30 %; (iii) the decline of the separation distribution of brown dwarfs towards smaller separations seem to occur between 1 and 3 AU; (iv) the observed continuous decrease of the binary frequency from the stellar to the substellar regime is confirmed at < 3 AU providing further evidence for a continuous formation mechanism from low-mass stars to brown dwarfs.Comment: Proceedings article of the conference 'Cool Stars 15' held July 2008 in St. Andrew

    The Formation of Brown Dwarfs

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    In the presented work, a population of twelve very young bona fide and candidate brown dwarfs in the ChaI star forming cloud (ChaHa1-12) was studied observationally in terms of their kinematic properties, the occurrence of multiple systems among them as well as their rotational characteristics. Based on high-resolution spectra taken for nine out of the twelve objects with UVES at the VLT, radial and rotational velocities have been measured with high accuracy. A kinematic study of the sample showed that their radial velocity dispersion is relatively small (2.2 kms). It is significantly smaller than the radial velocity dispersion of the T~Tauri stars in the field (3.6 kms) and slightly larger than that one of the surrounding molecular gas (1.2 kms). This result indicates that the studied brown dwarfs are not ejected during their formation with velocities large than ~2 kms as proposed in recent formation scenarios. The brown dwarfs may have larger 3D velocities. However, brown dwarfs ejected during the early accretion phase in directions with a significant fraction perpendicular to the line-of-sight, would have flown out of the field a long time ago. By means of time-resolved UVES spectra, a radial velocity survey for close companions to the targets was conducted. In addition, a direct imaging survey for wide companions was carried out with the WFPC camera on board the HST, with FORS at the VLT as well as with SofI at the NTT. With these two complementary search methods, a wide range of possible companion separations has been covered. For brown dwarf companions (> 13 M_Jup) to the targets, separations < 3 AU and between 50 and 1000 AU were covered. With more restricted separations (< 0.1 AU and 300-1000 AU) the surveys were sensitive also to companion masses down to 1 M_Jup. HST images of ChaHa2 hint at a binary system comprised of two approximately equal-mass companions with a separation of ~30 AU. No further indications for companions have been found in the images. Furthermore, the radial velocities of the targets turned out to be rather constant setting upper limits for the mass Msini of possible companions to 0.1 M_Jup to 2 M_Jup These findings hint at a rather low (smaller or equal 10%) multiplicity fraction of the studied brown dwarfs. Furthermore, a photometric monitoring campaign of the targets yielded the determination of rotational periods for ChaHa2, 3 and 6 in the range of 2.2 to 3.4 days. These are the first rotational periods for very young brown dwarfs and among the first for brown dwarfs at all. They are complemented by measurements of rotational velocities vsini from UVES spectra. The observations show that brown dwarfs at an age of 1-5 Myr display surface spots like T Tauri stars and are moderately fast rotators in contrast to rapidly rotating old brown dwarfs consistent with them being in an early contracting stage. A comparison with rotational periods from the literature indicates that most of the acceleration of brown dwarfs takes place in the first 30 million years or less of their lifetime.In der vorliegenden Arbeit wurden zw√∂lf sehr junge Braune Zwerge und Kandidaten fuer Braune Zwerge in der ChaI Sternentstehungswolke (ChaHa1-12) im Hinblick auf ihre kinematischen und Rotationseigenschaften, sowie auf das Vorkommen von Mehrfachsystemen hin untersucht. Hochaufgel√∂ste Spektren aufgenommen mit UVES am VLT von neun der zw√∂lf Objekte, erlaubten die Messung von Radial- und Rotationsgeschwindigkeiten mit hoher Genauigkeit. Eine kinematische Studie des Samples zeigte, dass ihre Radialgeschwindigkeitsdispersion relativ gering ist (2.2 kms). Sie ist deutlich geringer als die von T Tauri Sternen im gleichen Feld (3.6 kms) und etwas h√∂her als die des sie umgebenden Gases (1.2 kms). Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass die untersuchten Braunen Zwerge w√§hrend ihrer Entstehung nicht herausgeschleudert wurden, jedenfalls nicht mit Geschwindigkeiten gr√∂sser als ~2 kms, wie k√ľrzlich vorgeschlagen wurde. Sie k√∂nnten eine gr√∂ssere 3D Geschwindigkeit haben. Allerdings h√§tten Braune Zwerge, die in ihrer fr√ľhen Akkretionsphase in Richtungen mit einem signifikanten Anteil senkrecht zur Sehline geschleudert wurden, das Feld schon lange verlassen. Mittels zeitaufgel√∂ster UVES Spektren wurde eine Radialgeschwindigkeitssuche nach engen Begleitern durchgef√ľhrt. Zus√§tzlich wurde mittels hochaufgel√∂sten Bildern nach Begleitern in weiten Orbits gesucht, basierend auf Aufnahmen mit der WFPC Kamera an Bord des HST, mit FORS am VLT sowie mit SofI am NTT. Mit diesen beiden, sich erg√§nzenden Suchprogrammen konnte ein grosser Bereich m√∂glicher Begleiterabst√§nde erfasst werden. F√ľr Braune Zwerg Begleiter (>13 M_Jup) wurde der Bereich < 3 AU und 50-1000 AU abgedeckt. In einem st√§rker eingeschr√§nkten Bereich (< 0.1 AU und 300-1000 AU) sind die Surveys in der Lage Begleitermassen bis zu 1 M_Jup zu detektieren. HST Bilder von ChaHa2 deuten auf ein Doppelsystem mit zwei etwa gleichschweren Komponenten im Abstand von ~30 AU hin. Es wurden keine weiteren Hinweise auf Begleiter in den Bildern gefunden. Die Radialgeschwindigkeiten der untersuchten Objekte sind zudem relativ konstant und setzen obere Grenzen f√ľr die Masse Msini m√∂glicher Begleiter von 0.1 M_Jup bis 2 M_Jup. Diese Ergebnisse deuten auf eine eher kleine Rate von Mehrfachsystemen (kleiner gleich 10%) unter den untersuchten Braunen Zwerge hin. Desweiteren wurden basierend auf photometrischen Beobachtungen Rotationsperioden f√ľr ChaHa2, 3 und 6 im Bereich von 2.2 bis 3.4 Tagen bestimmt. Dies sind die ersten Rotationsperioden f√ľr sehr junge Braune Zwerge und eine der ersten f√ľr Braune Zwerge √ľberhaupt. Sie werden erg√§nzt durch die Messung von Rotationsgeschwindigkeiten vsini in UVES Spektren. Die Beobachtungen zeigen, dass Braune Zwerge in einem Alter von 1-5 Myr Flecken auf ihrer Oberfl√§che haben, √§hnlich wie T Tauri Sterne und dass sie mit mittleren Geschwindigkeiten rotieren im Gegensatz zu schnell rotierenden alten Braunen Zwergen. Ein Vergleich mit bisher ver√∂ffentlichten Rotationsperioden von √§lteren Braunen Zwergen, weist darauf hin, dass ein Grossteil der Beschleunigung Brauner Zwerge in ihren ersten 30 Millionen Lebensjahren stattfindet

    Origins of Brown Dwarfs

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    The formation of objects below or close to the hydrogen burning limit is currently vividly discussed and is one of the main open issues in the field of the origins of stars and planets. Applying various observational techniques, we explored a sample of brown dwarfs and very low-mass stars in the ChaI star forming cloud at an age of only a few million years and determined fundamental parameters for their formation and early evolution. Tracking the question of how frequent are brown dwarf binaries and if brown dwarfs have planets, one of the first radial velocity (RV) surveys of brown dwarfs sensitive down to planetary masses is carried out based on high-resolution spectra taken with UVES at the VLT. The results hint at a low multiplicity fraction, which is in contrast to the situation for young low-mass stars. Testing recent formation scenarios, which propose an ejection out of the birth place in the early accretion phase, we carried out a precise kinematic analysis of the brown dwarfs in our sample in comparison with T Tauri stars in the same field. This yielded the first empirical upper limit for possible ejection velocities of a homogeneous group of brown dwarfs. Rotation is a fundamental parameter for objects in this early evolutionary phase. By means of studying the line broadening of spectral features in the UVES spectra as well as by tracing rotational modulation of their lightcurves due to surface spots in photometric monitoring data, one of the first rotation rates of very young brown dwarfs have been determined. In the light of the presented observational results, the current scenarios for the formation of brown dwarfs are discussed.Comment: Proceeding of invited highlight talk at the Annual Scientific Meeting of the Astronomische Gesellschaft, Prag, Sept. 2004, to appear in 'Reviews in Modern Astronomy', Vol. 18; 25 pages, 8 figure

    The Formation of Brown Dwarfs

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    In the presented work, a population of twelve very young bona fide and candidate brown dwarfs in the ChaI star forming cloud (ChaHa1-12) was studied observationally in terms of their kinematic properties, the occurrence of multiple systems among them as well as their rotational characteristics. Based on high-resolution spectra taken for nine out of the twelve objects with UVES at the VLT, radial and rotational velocities have been measured with high accuracy. A kinematic study of the sample showed that their radial velocity dispersion is relatively small (2.2 kms). It is significantly smaller than the radial velocity dispersion of the T~Tauri stars in the field (3.6 kms) and slightly larger than that one of the surrounding molecular gas (1.2 kms). This result indicates that the studied brown dwarfs are not ejected during their formation with velocities large than ~2 kms as proposed in recent formation scenarios. The brown dwarfs may have larger 3D velocities. However, brown dwarfs ejected during the early accretion phase in directions with a significant fraction perpendicular to the line-of-sight, would have flown out of the field a long time ago. By means of time-resolved UVES spectra, a radial velocity survey for close companions to the targets was conducted. In addition, a direct imaging survey for wide companions was carried out with the WFPC camera on board the HST, with FORS at the VLT as well as with SofI at the NTT. With these two complementary search methods, a wide range of possible companion separations has been covered. For brown dwarf companions (> 13 M_Jup) to the targets, separations < 3 AU and between 50 and 1000 AU were covered. With more restricted separations (< 0.1 AU and 300-1000 AU) the surveys were sensitive also to companion masses down to 1 M_Jup. HST images of ChaHa2 hint at a binary system comprised of two approximately equal-mass companions with a separation of ~30 AU. No further indications for companions have been found in the images. Furthermore, the radial velocities of the targets turned out to be rather constant setting upper limits for the mass Msini of possible companions to 0.1 M_Jup to 2 M_Jup These findings hint at a rather low (smaller or equal 10%) multiplicity fraction of the studied brown dwarfs. Furthermore, a photometric monitoring campaign of the targets yielded the determination of rotational periods for ChaHa2, 3 and 6 in the range of 2.2 to 3.4 days. These are the first rotational periods for very young brown dwarfs and among the first for brown dwarfs at all. They are complemented by measurements of rotational velocities vsini from UVES spectra. The observations show that brown dwarfs at an age of 1-5 Myr display surface spots like T Tauri stars and are moderately fast rotators in contrast to rapidly rotating old brown dwarfs consistent with them being in an early contracting stage. A comparison with rotational periods from the literature indicates that most of the acceleration of brown dwarfs takes place in the first 30 million years or less of their lifetime.In der vorliegenden Arbeit wurden zw√∂lf sehr junge Braune Zwerge und Kandidaten fuer Braune Zwerge in der ChaI Sternentstehungswolke (ChaHa1-12) im Hinblick auf ihre kinematischen und Rotationseigenschaften, sowie auf das Vorkommen von Mehrfachsystemen hin untersucht. Hochaufgel√∂ste Spektren aufgenommen mit UVES am VLT von neun der zw√∂lf Objekte, erlaubten die Messung von Radial- und Rotationsgeschwindigkeiten mit hoher Genauigkeit. Eine kinematische Studie des Samples zeigte, dass ihre Radialgeschwindigkeitsdispersion relativ gering ist (2.2 kms). Sie ist deutlich geringer als die von T Tauri Sternen im gleichen Feld (3.6 kms) und etwas h√∂her als die des sie umgebenden Gases (1.2 kms). Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass die untersuchten Braunen Zwerge w√§hrend ihrer Entstehung nicht herausgeschleudert wurden, jedenfalls nicht mit Geschwindigkeiten gr√∂sser als ~2 kms, wie k√ľrzlich vorgeschlagen wurde. Sie k√∂nnten eine gr√∂ssere 3D Geschwindigkeit haben. Allerdings h√§tten Braune Zwerge, die in ihrer fr√ľhen Akkretionsphase in Richtungen mit einem signifikanten Anteil senkrecht zur Sehline geschleudert wurden, das Feld schon lange verlassen. Mittels zeitaufgel√∂ster UVES Spektren wurde eine Radialgeschwindigkeitssuche nach engen Begleitern durchgef√ľhrt. Zus√§tzlich wurde mittels hochaufgel√∂sten Bildern nach Begleitern in weiten Orbits gesucht, basierend auf Aufnahmen mit der WFPC Kamera an Bord des HST, mit FORS am VLT sowie mit SofI am NTT. Mit diesen beiden, sich erg√§nzenden Suchprogrammen konnte ein grosser Bereich m√∂glicher Begleiterabst√§nde erfasst werden. F√ľr Braune Zwerg Begleiter (>13 M_Jup) wurde der Bereich < 3 AU und 50-1000 AU abgedeckt. In einem st√§rker eingeschr√§nkten Bereich (< 0.1 AU und 300-1000 AU) sind die Surveys in der Lage Begleitermassen bis zu 1 M_Jup zu detektieren. HST Bilder von ChaHa2 deuten auf ein Doppelsystem mit zwei etwa gleichschweren Komponenten im Abstand von ~30 AU hin. Es wurden keine weiteren Hinweise auf Begleiter in den Bildern gefunden. Die Radialgeschwindigkeiten der untersuchten Objekte sind zudem relativ konstant und setzen obere Grenzen f√ľr die Masse Msini m√∂glicher Begleiter von 0.1 M_Jup bis 2 M_Jup. Diese Ergebnisse deuten auf eine eher kleine Rate von Mehrfachsystemen (kleiner gleich 10%) unter den untersuchten Braunen Zwerge hin. Desweiteren wurden basierend auf photometrischen Beobachtungen Rotationsperioden f√ľr ChaHa2, 3 und 6 im Bereich von 2.2 bis 3.4 Tagen bestimmt. Dies sind die ersten Rotationsperioden f√ľr sehr junge Braune Zwerge und eine der ersten f√ľr Braune Zwerge √ľberhaupt. Sie werden erg√§nzt durch die Messung von Rotationsgeschwindigkeiten vsini in UVES Spektren. Die Beobachtungen zeigen, dass Braune Zwerge in einem Alter von 1-5 Myr Flecken auf ihrer Oberfl√§che haben, √§hnlich wie T Tauri Sterne und dass sie mit mittleren Geschwindigkeiten rotieren im Gegensatz zu schnell rotierenden alten Braunen Zwergen. Ein Vergleich mit bisher ver√∂ffentlichten Rotationsperioden von √§lteren Braunen Zwergen, weist darauf hin, dass ein Grossteil der Beschleunigung Brauner Zwerge in ihren ersten 30 Millionen Lebensjahren stattfindet
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