WISE红外卫星发现的前100颗褐矮星

(最近关于WISE卫星发现的最冷的褐矮星的新闻吵的很热,这颗Y光谱型的极冷星的确是非常的极品,但是实际上WISE在不知不觉中已经搞定了100颗褐矮星了,我觉得这样的样本的统计研究显然更有意义,这里我们就给大家介绍一下,我个人对褐矮星的了解极其的少,所以在背景介绍上尽量的忠实于文章了,如有纰漏,请大家指正)

文章:The First Hundred Brown Dwarfs Discovered by the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)

  • 作者:J. Davy Kirkpatrick, Michael C. Cushing, Christopher R. Gelino, Roger L. Griffith, Michael F. Skrutskie, Kenneth A. Marsh, Edward L. Wright 等等
  • 论文索引:astro-ph:1108.4677
  • 编辑整理:南京大学 黄崧

背景知识:

什么是褐矮星,为什么要研究褐矮星:

褐矮星 (Brown Dwarf),是指那些中心温度从未达到能发生核聚变反映临界温度的“失败”的恒星,也可以被看做是恒星形成活动所能产生的最小质量的天体了,关于褐矮星的概念,可以追溯到Kumar 1963; Hayashi & Nakano 1963年的工作;到目前位置,我们已经发现了几百颗这样的天体,可以进行比较系统的研究了。对褐矮星的研究与小质量天体形成过程中,扰动(turbulent)引起的云团碎裂,磁场的作用,通过动力学相互作用产生的星子(stellar embryo)的抛射和临近高温恒星处,星子的光致蒸发都有着紧密的联系;此外,由于在形成后永远都不会再返回星际介质,褐矮星作为“活化石”将一直保留着银河系中恒星形成的历史信息,尤其是对研究银河系化学增丰的历史,有着重要的作用;且孤立的褐矮星又是天文学家校准大气模型的良好场所,而目前对于系外巨行星的大气研究很大程度上依赖于这些校准,因为褐矮星的表面温度和这些巨行星比较接近,只不过巨行星围绕着的恒星辐射会进一步的改变行星的大气。

其实褐矮星研究还有一个重要的意义就是进一步的研究恒星天体和行星天体之间的差别和联系,以往人们简单的认为褐矮星应该就是介于恒星和行星之间的天体,就是说,褐矮星的质量范围应该联系其恒星天体的质量下限和行星天体的质量上限,但是现在的发现显示这样的区分,很可能是过于简单的: 首先,发现了很低质量的孤立褐矮星,这些褐矮星的质量完全位于目前发现的被称为”热木星” (Hot Jupiter)的系外行星族群的范围内;其次,理论上说,在不同质量的褐矮星中,也可以发生氘和锂的剧变,只是不能发生氢元素的巨变反映;最后,已经发现了围绕着褐矮星运行的行星系统,这些证据加起来,让进一步明确恒星,行星,褐矮星的定义变得更加有趣。

褐矮星的发现,性质与分类:

早先对低质量恒星下限的研究揭示出了能产生氢核聚变温度的临界质量,不过完整的考虑上氘聚变和外层大气中尘埃的形成使得比较完善的褐矮星模型到了80年代才正式出现,从理论上看,褐矮星的大气和内部是完全由对流的,也就意味着表层与恒星内部几乎没有元素丰度的差别。不过天文学家也意识到由于极低的表面温度,褐矮星的观测需要主要在红外波段进行,但那时地面的近红外观测能力还非常的有限,一系列利用多色巡天,临近年轻星团的视向速度巡天都以失败告终,直到1988年,UCLA的两位天文学家Eric Becklin和Ben Zuckerman在一颗白矮星GD 165周围找到了一颗颜色很红,而且光谱非常奇怪的伴星:GD 165B,随后的研究确认,他的分类必须比晚型的M矮星更加偏向低温度端,直到后来Caltech天文学家Davy Kirkpatrick利用2MASS近红外巡天发现了一批类似的天体,GD 165B都是唯一的一颗类似的天体,关于他的分类,天文学家争论了很久,简单的说,大家还都不知道如何给褐矮星准确的定义和区分;当时普遍使用的方法是观测天体的光谱,通过Li元素的吸收线来判断,因为在正常的恒星中,Li元素会在10亿年的时间内被聚变反映消耗掉,而根据估计,大多数的褐矮星不能达到发生Li聚变的温度,因而大气光谱中会保留下Li元素的痕迹。虽然GF 165B通过了这个监测,但是并没有平息争论,因为在这个光度上,年轻的褐矮星和低温恒星级别的矮星天体确实很难区分。

直到1995年,一颗叫做 Gliese 229B 的天体的发现,才改变了这些争议,这颗围绕着19光年外一颗M型矮星运动的小天体的光谱中不仅有Li吸收线的探测,而且在2微米的地方出现了明显的甲烷吸收,这样的吸收以前只在土卫六Titan中看到过,因此 GL 229B也就成为了第一颗被明确认证的褐矮星 (不过也有很多地方说Teide Pleiades 1才是第一颗被发现的褐矮星,他的发现也是在1995年,这是一颗M8型褐矮星)。而这之后,Li元素 (也有需要注意的地方),甲烷吸收和光度成为了区分恒星天体和褐矮星天体的主要手段,不过随着系外行星的研究,褐矮星和巨行星系统之间的区分又变得扑朔迷离起来。

在有了超过100颗的褐矮星样本之后,天文学家开始按照其表面温度和光谱特征把他们分类,作为传统OBAFGKM分类的低温延伸,其中GD 165B是L型矮星的代表,学过恒星物理课程的同学应该知道,传统分类中最低温的M型矮星中最显著的特征是TiO和VO分子的吸收带,而L型矮星则是以金属氢化物(FeH, CrH, MgH, CaH)和碱金属元素的吸收线(Na I, K I, Cs I, Rb I)为主; Gliese 229B这颗货真价实的褐矮星被给予了T型的新光谱分类,这类天体有着显著的甲烷,水分子和氢分子的吸收以及来自Na和K元素的吸收,根据目前的分类,L型矮星基本还是低质量恒星和褐矮星的混合,而T型矮星很有可能全部由褐矮星组成了,不过如果真实的考虑这类矮星的光谱,其肉眼可察觉的颜色已经不再是褐色的了,而更应该是紫红色。

除了这两个新分类,天文学家还在实际发现之前预测了一类Y型极冷褐矮星,这类天体的定义是表面有效温度低于500K,光谱中应该出现显著的氨分子吸收,2010年UGPS J072227.51−054031.2的发现揭开了寻找Y褐矮星的序幕,这颗褐矮星的有效温度被估计为520\pm 40 K,而WISE刚刚发现的WISE 1828+2650用298K的低于体温的极品温度宣告了第一颗如假包换的Y型矮星的发现,这颗矮星也包括在了本文的样本中 (关于这颗矮星可以参考Astrobites上面的文章)。


fig1

Fig.1: 部分WISE发现的褐矮星的多波段测光图像展示,其中最右侧的来自于WISE 3.6, 4.6, 12微米的三色合成图

本文工作:

本文的工作主要是利用了WISE:Wide-field Infrared Survey Explorer,这颗红外小卫星的4波段 (3.6, 4.6, 12, 22微米,在后面分别被简称为W1,2,3,4)巡天数据进行褐矮星的搜索,通过和已知的M, L, T型矮星比较,在不同的颜色空间中,找到最好的选择褐矮星的手段。

此外,对于这些候选天体,利用地面和空间望远镜的观测 (包括了北半球的Keck,IRTF,Palomar 5m望远镜,南天的Magellan,SOAR望远镜和HST的测光和光谱观测),对其做了进一步的认证,并通过光谱进一步明确其分类,对其运动和空间密度也做了研究。这些细节,请感兴趣的同学们参考文章。下面我们还是以看图说话的形式来浏览一下关于这100颗褐矮星的发现,值得注意的是,本文只利用了WISE一年的数据,而且非全天覆盖,即便如此还有着几百颗的候选等待着进一步的验证研究,可以看到,WISE这样的红外小空间望远镜对于褐矮星和其他晚型恒星天体的研究将会产生多么重要的影响。

主要结论:

已知的晚型矮星和褐矮星与WISE新发现的褐矮星的光谱类型-[W1-W2]颜色关系,可以看到随着光谱型变得更加“晚型”,表面温度进一步降低,其中红外颜色也如预料的变得更红;另外,请注意与Y0光谱型对应的WISE刚刚发现的Y型极冷褐矮星。

已知晚型矮星,褐矮星与WISE褐矮星在颜色-颜色空间上的分布,图中的黑色虚线主要用来把颜色很红的恒星天体和遥远的河外天体区分开。

已知的晚型矮星和褐矮星与WISE褐矮星的光谱类型和近红外颜色(J-H)的关系,对于褐矮星的测光后续观测,往往第一选择就是近红外的这几个波段,图中还著名了使用的2MASS和Keck的不同的J,H的滤光片的差异;值得注意的是在L型褐矮星之后,近红外颜色的关系发生了逆转,在更冷的褐矮星中,近红外颜色范围变的更蓝,这主要是来自于位于J波段的甲烷和氢分子吸收增强的原因。

T型褐矮星的光学红端光谱,已经做了天光线改正,且主要的吸收带特征已经标注在了图上;注意随着光谱亚型从T0到T9,也就是表面温度的下降,在恒星系统中常见的Ca I吸收线逐渐减弱,甲烷和水分子吸收线逐渐增强。

几颗极冷的褐矮星的近红外光谱,由上至下分别为T8, T9和Y0;主要的吸收特征也在图中标出,注意的是,第一次看这种光谱的同学很可能会觉得图中有几条“显著的发射线”,其实那些是主要的水和甲烷分子吸收带的间隙部分剩余的连续谱。

延伸阅读:

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