The Formation of Brown Dwarfs

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 zwölf 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. Hochaufgelöste Spektren aufgenommen mit UVES am VLT von neun der zwölf 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 höher als die des sie umgebenden Gases (1.2 kms). Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass die untersuchten Braunen Zwerge während ihrer Entstehung nicht herausgeschleudert wurden, jedenfalls nicht mit Geschwindigkeiten grösser als ~2 kms, wie kürzlich vorgeschlagen wurde. Sie könnten eine grössere 3D Geschwindigkeit haben. Allerdings hätten Braune Zwerge, die in ihrer frühen Akkretionsphase in Richtungen mit einem signifikanten Anteil senkrecht zur Sehline geschleudert wurden, das Feld schon lange verlassen. Mittels zeitaufgelöster UVES Spektren wurde eine Radialgeschwindigkeitssuche nach engen Begleitern durchgeführt. Zusätzlich wurde mittels hochaufgelösten 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 ergänzenden Suchprogrammen konnte ein grosser Bereich möglicher Begleiterabstände erfasst werden. Für Braune Zwerg Begleiter (>13 M_Jup) wurde der Bereich < 3 AU und 50-1000 AU abgedeckt. In einem stärker eingeschränkten 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 für die Masse Msini möglicher 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 für ChaHa2, 3 und 6 im Bereich von 2.2 bis 3.4 Tagen bestimmt. Dies sind die ersten Rotationsperioden für sehr junge Braune Zwerge und eine der ersten für Braune Zwerge überhaupt. Sie werden ergänzt 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 Oberfläche haben, ähnlich wie T Tauri Sterne und dass sie mit mittleren Geschwindigkeiten rotieren im Gegensatz zu schnell rotierenden alten Braunen Zwergen. Ein Vergleich mit bisher veröffentlichten Rotationsperioden von älteren Braunen Zwergen, weist darauf hin, dass ein Grossteil der Beschleunigung Brauner Zwerge in ihren ersten 30 Millionen Lebensjahren stattfindet