Spectral characterization of young free-floating planetary mass objects

Tese de Mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), 2022, Universidade de Lisboa, Faculdade de CiênciasSurveys in star-forming regions (SFRs) reveal the existence of free-floating planetary-mass objects (PMOs) that have masses that overlap with those of giant exoplanets but do not orbit a star. A detailed spectral characterization of PMOs is lacking due to their intrinsic faintness, significant extinction present in young environments, and, at these low luminosities, considerable contamination coming from background field objects. We have built a dataset of 59 publicly available near-infrared spectra from the X-Shooter instrument at the Very Large Telescope, where 36 objects also have optical spectra. Our data encompass brown dwarfs and PMOs, in nearby young moving groups and nearby SFRs, with spectral types (SpTs) M8 or later. These regions are ideal for this study due to their proximity (≲ 150 pc), low to negligible extinction, and youth (ages ≲ 100-200 Myrs). We derived SpTs for our dataset, both in the near-infrared and in the optical, by direct comparison with spectral templates. By complementing our dataset with data from the literature, we selected several spectral indices useful for SpT derivation in the range M3-T8. Particular attention was given to the analysis of gravity-sensitive spectral indices which can efficiently be used to separate young late-type members of moving groups and SFRs from field contaminants, in the range M0-L5. We computed pseudo-equivalent widths of the KI lines, present in the J-band, which are gravitysensitive, and confirmed that they are weaker for younger objects. We observed that they can be useful age indicators in the range M8-L6, however, they do not seem as gravity-sensitive in the T sequence. This work provides methods for spectral typing and gravity-class assessment and is important and timely since the upcoming observations with the James Webb Space Telescope will uncover large datasets of spectra from objects in this temperature range, which were previously non-detectable.As anãs castanhas são objetos sub-estelares que não têm massa suficiente (massas < 73 MJup) para converter hidrogénio em hélio no seu núcleo. Como tal, uma das suas principais características é o seu contínuo arrefecimento à medida que vão envelhecendo. Tal significa que as anãs castanhas alteram o seu tipo espetral com a idade. O tipo espetral é um esquema de classificação que está relacionado com a temperatura superficial dos objetos. Por exemplo, as anãs castanhas de maior massa iniciam a sua vida num tipo espetral por volta de M6 (T∼3000 K) e à medida que envelhecem o seu tipo espetral vai descendo para as classificações L e T, que correspondem a temperaturas mais frias. Este comportamento impede-nos de sabermos diretamente as suas massas com base nas suas luminosidades (tarefa que pode ser feita para estrelas que estão na sequência principal). Isto porque, para o caso das anãs castanhas, existe uma degenerescência entre massa, luminosidade e idade. Segundo a União Astronómica Internacional, o limite inferior para a massa das anãs castanhas é ∼13 MJup, o que corresponde à massa mínima necessária para a queima de deutério no seu núcleo. Todos os objetos com massas inferiores são considerados planetas. No entanto, várias observações em regiões de formação estelar jovens expuseram uma nova população de objetos com massas bem inferiores a 13 MJup mas que não orbitam nenhuma estrela. Por definição, estes objetos não podem ser chamados de planetas pois encontram-se a flutuar livremente entre os enxames estelares, deste modo são denominados objetos de massa planetária. Uma das grandes questões relacionadas com as anãs castanhas e os objetos de massa planetária é o seu processo de formação. Os dois principais mecanismos são a fragmentação turbulenta de uma nuvem molecular (formação "como uma estrela", Hennebelle et al. 2008; Padoan et al. 2004) ou a fragmentação do disco protoplanetário e posterior ejeção (formação "como um planeta gigante", Stamatellos et al. 2007). A separação de anãs castanhas e objetos com massas planetária consoante a sua massa não distingue diferentes processos físicos tal como acontece entre as estrelas e as anãs castanhas (a massa de cada tipo de objeto distingue se há, ou não, conversão de hidrogénio em hélio nos seus núcleos). Assim sendo, os diferentes processos de formação anteriormente apresentados talvez sejam a melhor maneira de separar estas duas populações de objetos. Porém, tal distinção é complicada através de observações e por isso este tópico ainda é bastante discutido. Esta é umas das razões pelas quais estamos interessados em estudar objetos de massa planetária jovens. No entanto, o seu fraco brilho, juntamente com a extinção considerável existente nos ambientes jovens onde se encontram e a elevada contaminação por parte de objetos mais velhos da população Galáctica, dificultam o estudo de objetos de massa planetária jovens. Uma solução é estudar objetos localizados em Nearby Young Moving Groups (NYMGs). Estas são associações estelares dispersas que se encontram a uma distância máxima do Sistema Solar de ∼100 pc e têm idades inferiores a 200 milhões anos. Devido à sua proximidade e consequente extinção negligenciável, são regiões ideais para estudar objetos que, podem não ter massas no regime planetário, mas que por terem temperaturas efetivas e forças gravíticas à superfície semelhantes, partilham propriedades espetrais com os objetos de massa planetária. Tendo em conta tudo isto, construímos um dataset composto por 59 espetros no infravermelho próximo (1-2.5 µm) obtidos com o instrumento X-Shooter que se encontra no Very Large Telescope (VLT) no Paranal no Chile. Também temos a parte visível do espetro disponível para 36 dos nossos objetos. Os espetros são de anãs castanhas e de objetos com massas planetárias localizados em NYMGs ou em regiões de formação estelar próximas. Os tipos espetrais na literatura para os objetos selecionados encontram-se entre M8 (∼2400 K) e T5.5 (∼1000 K). O primeiro passo do nosso trabalho foi realizar a redução de dados recorrendo ao pipeline do XShooter. De seguida, corrigimos os espetros do nosso dataset de linhas e bandas de absorção telúricas, devido à atmosfera terrestre, utilizando o Molecfit. Ainda corrigimos alguns artefactos tal como as linhas OH que são resíduos provenientes do passo da subtração do céu aquando da redução de dados. O tipo espetral é um parâmetro essencial no que toca à caracterização destes objetos. Este foi derivado para cada um dos nossos objetos comparando diretamente os seus espetros no infravermelho próximo com modelos espetrais. Estes modelos são espetros de objetos com um tipo espetral bem definido, isto é, que não apresentam nenhuma peculiaridade ou variabilidade. Anãs castanhas com o mesmo tipo espetral mas idades diferentes têm características espetrais diferentes. Isto porque as anãs castanhas jovens ainda estão em processo de contração e como tal têm uma gravidade à superfície menor (raio maior) que as mais velhas. Esta diferença traduz-se em características espetrais que dependem da gravidade. Com isto em mente, utilizámos tanto modelos espetrais jovens (Luhman et al., 2017) como velhos (Burgasser et al., 2006; Kirkpatrick et al., 2010) para o processo de derivação ser mais exato. A extinção é negligenciável para a maior parte dos objetos mas adicionamos-la como um parâmetro livre em alguns casos. Isto porque a presença de extinção altera o comportamento dos espetros, simulando tipos espetrais mais tardios (espetros parecem mais vermelhos do que realmente são). Cada espetro foi então comparado individualmente com cada template e o tipo espetral adotado foi o que apresentava a melhor correspondência. Algumas correspondências não concordavam e, no caso de 4 objetos, concluímos que tal se deve ao facto destes serem prováveis sistemas binários não resolvidos. Como alguns objetos também tinham a parte visível do espetro disponível, realizámos a derivação do tipo espetral no ótico utilizando espetros standard de Kirkpatrick et al. (1999), de modo a compararmos as duas classificações. Vimos que, em geral, ambas concordam, com algumas exceções que podem dever-se ao facto de diferentes comprimentos de onda examinarem diferentes camadas da atmosfera destes objetos. Uma maneira mais quantificável de derivar o tipo espetral é utilizar índices espetrais. Estes são geralmente definidos como o rácio entre o fluxo de duas bandas centradas em dois valores de comprimento de onda diferentes que apresentam uma correlação com o tipo espetral. Inspecionámos vários índices presentes na literatura e selecionámos seis que apresentam uma boa execução no intervalo de tipos espetrais M e L precoces, e outros catorze que poderão ser utilizados para derivação espetral de objetos L tardios e objectos T. Este último conjunto de índices poderá vir a ser bastante importante quando obtivermos dados do telescópio espacial James Webb (JWST), uma vez que este irá revelar objetos nunca antes detetados no intervalo de temperaturas correspondentes a estes tipos espetrais. Um dos objetivos deste trabalho é arranjar métodos eficientes para distinguir objetos com massas planetárias jovens dos que se encontram no campo, de modo a descontaminar as amostras. Para isso, inspecionámos outro tipo de índices espetrais que medem a profundidade de linhas ou bandas espetrais que dependem da gravidade superficial. Foram seis os índices que demonstraram uma boa separação entre idades, todos eles basicamente ao longo da sequência M até ∼L6 (com pequenas diferenças). Infelizmente, este tipo de análise não é possível para tipos espetrais mais tardios por falta de objetos jovens com essas classificações. No entanto, a tendência dos objetos jovens em alguns dos índices selecionados, em função do tipo espetral, demonstram a possibilidade de tal separação se manter na transição entre o tipo espetral L e T, o que se revelaria bastante útil. Por fim, calculámos a largura equivalente das linhas alcalinas de potássio neutro na banda J. Estas linhas dependem da gravidade superficial do objeto e como tal podem ser indicadores de idade úteis. Tal como esperado, confirmámos que estas são mais estreitas e fracas para objetos jovens e que os seus valores entre objetos jovens e mais velhos diferem bastante no intervalo M8 a L4-L6. Existe também um aumento no seu valor por volta da transição L/T porém, poderá não ser tão discriminante enquanto indicador de idade, pois os valores são menores e, como tal, mais próximos entre classes de idade diferentes. Contudo, para confirmar tal suposição, necessitamos de popular esta região espetral com mais objetos jovens e da população galáctica. Existem programas do primeiro ciclo de observações do JWST a executar em 2022/2023. Tais observações serão fundamentais para aprofundarmos o nosso conhecimento relativamente aos cenários de formação e às características físicas e químicas das atmosferas dos objetos de massa planetária. Isto porque, o JWST é o primeiro telescópio espacial com a capacidade de detetar objetos desta população sub-estelar, com idades de apenas alguns milhões de anos e com massas ∼1 MJup ou ainda menores (Scholz et al., 2022). O nosso estudo é, por isso, relevante e bastante atual, pois estudamos objetos mais próximos que, podem não se encontrar no regime de massas planetárias, pelas razões mencionadas previamente, mas constituem uma população exemplo para, no futuro, aplicarmos este conhecimento a objetos de massa planetária jovens localizados em regiões de formação estelar jovens