Kelu-1

Archiu:Kelu-1 AB.jpg

Kelu-1

Kelu-1 Plantilla:AFIc-en és un sistema de dos nanes marrons de tipos espectrals L2 i L4 ubicat en la constelació de Hidra a aproximadament 60,6 anys llum de la Terra. Es troba entre les primeres nanes marrons flotants posteriors al tipo M descobertes, i a voltes es considera un prototip de nanes marrons de tipo L.

Història de les observacions

Descobriment

En 1987 María Teresa Ruiz va decidir iniciar l'estudi de moviment propi Calán-AIXÒ utilisant plaques roges preses (a partir de la década de 1970) en la cambra Schmidt d'1 m d'AIXÒ en l'Observatori La Cadira, Chile.

L'estudi no va ser dissenyat específicament per a la busca de nanes marrons, sino principalment per a la busca d'un atre tipo de cossos celests: les nanes blanques. Es varen comparar parells de plaques, separades per un llarc lapsus de temps, en un comparador de parpadeo per a detectar objectes en alt moviment propi.

Els objectes en alt moviment propi trobats varen ser seleccionats per a realisar un seguiment espectroscópico utilisant el telescopi de 3,6 m, equipat en EFOSC1, en el mateix observatori.

En març de 1997 es va realisar l'espectroscòpia en el telescopi de 3,6 m del següent objecte, descobert a partir del parell de plaques separades per 14 anys (1979-1993) (en el llímit de sensibilitat: el seu magnitut aparent en la banda R era d'aproximadament 19,5), a través del seu gran moviment propi, i el seu espectre es va trobar molt roig, molt peculiar i d'aspecte molt estrany. L'espectre de l'objecte i la seua lluminositat extremadament baixa varen dur a la conclusió de que provablement es tracta d'una nana marró. Ruiz i companyia varen denominar a esta nana marró Kelu-1: «kelu» significa «roig» en mapuche.

Les observacions de seguiment de Kelu-1 inclouen espectroscòpia òptica utilisant el telescopi AIXÒ de 3,6 m en La Cadira (març de 1997), espectroscòpia infrarroja utilisant IRCAM3 i CGS4 en UKIRT en el Observatori Mauna Kea, Hawaii (abril de 1997) i el quadro de troballes per a Kelu-1 va ser amablement pres per R. Covarrubias del Observatori Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) en el telescopi CTIO de 0,9 m.

L'artícul sobre el descobriment de Kelu-1 per Ruiz i companyia va ser rebut el 5 de setembre de 1997, acceptat per a la seua publicació el 16 d'octubre de 1997 i publicat el 6 de novembre de 1997 en The Astrophysical Journal Letters.

Inclusió en el Catàlec CE

En 2001 Ruiz i companyia varen publicar el Catàlec de Moviment Propi Calán-AIXÒ (Catàlec CE), que conté 542 estreles d'alt moviment propi, detectades en plaques de la cambra Schmidt d'1 m d'AIXÒ preses en intervals de temps entre 6,4 i 16 anys. Kelu-1 també va ser inclós en este catàlec (com objecte número 298), per lo que un dels seus identificadors és CE 298.

Assignació de classe espectral

Ruiz i companyia no varen assignar cap classe espectral a Kelu-1—en 1997 l'última classe espectral usada en astronomia va ser M, pero el tipo de Kelu-1 va ser posterior a M.

En 1999 J. Davy Kirkpatrick i companyia varen publicar un artícul en The Astrophysical Journal, en el que varen introduir dos noves classes espectrals posteriors a M per a objectes frets recentment descoberts—nanes marrons: L i T. Al mateix temps en este artícul varen assignar classes espectrals a 26 nanes marrons de tipo posterior a M, descobertes en 1999: 25 nanes marrons varen ser assignades a la classe L, incloent Kelu-1, i una, la nana marró més freda, Gliese 229 B va ser assignada a la classe T. A Kelu-1 se li va assignar la classe espectral L2 V.

Hipòtesis del segon component

En 1997, Ruiz i companyia varen fer dos estimacions de la distància de Kelu-1: a partir del seu moviment propi, assumint que el seu moviment observat es deu solament al moviment del sistema solar (aproximadament 12 parsecs), i a partir de la seua magnitut aparent en la banda J, assumint que és la mateixa que la de GD 165 B, una atra nana marró de tipo L en propietats espectrals similars, descoberta en 1988 en el sistema de la nana blanca GD 165 (aproximadament 10 parsecs).

Pero, en 1999 es va obtindre la paralaje trigonométrico preliminar de Kelu-1, mida baixe el programa de paralaje d'estreles dèbils de USNO, i va resultar que està ubicada més llunt, a uns 19 parsecs, i per això és més lluminosa que GD 165 B. Hi havia dos possibles explicacions de la sobreluminosidad de Kelu-1: és jove (edat inferior a 0,1 mil millons ) o binaria. No obstant, les observacions de Kelu-1 en la cambra de infrarrojo propenc NICMOS del Telescopi Espacial Hubble realisades el 14 d'agost de 1998 no varen revelar la presència de cap estrela propenca en una separació major a 300 mes i una diferència de magnitut menor a 6,7 mag.

Descobriment del segon component

En 2005, l'hipòtesis de binariedad va resultar ser certa: el segon component (Kelu-1 B) va ser descobert en el sistema d'òptica adaptativa d'estrela guia làser (LGS AO) en el telescopi Keck II de 10 metros, de l'Observatori Mauna Kea, Hawái, per Gelino i companyia i de forma independent per Liu i Leggett.

Gelino i companyia varen observar Kelu-1 en la cambra infrarroja NIRC2 utilisant el sistema LGS AO el 4 de març de 2005 i el 30 d'abril de 2005, i semblava ser un objecte binario en una separació d'aproximadament 290 mes. La binariedad va ser confirmada en observacions del HST el 31 de juliol de 2005 per W. Brandner que estaven presents en l'archiu públic. El HST no va detectar al companyer en les observacions d'agost de 1998, ya que la seua separació va aumentar entre 1998 i 2005 pel moviment orbital, i en 1998 va ser vàries voltes menor. No obstant, Gelino i companyia varen tornar a analisar una observació del HST de 1998 de Kelu-1 i varen descobrir que s'ajusta millor a un objecte binario separat per 45 ± 18 mes. L'artícul sobre el descobriment de Gelino i companyia va ser enviat a The Publications of the Astronomical Society of the Pacific el 5 d'agost de 2005 i es va publicar en abril de 2006.

Liu i Leggett varen observar independentment Kelu-1 l'1 de maig de 2005 també en NIRC2 utilisant el sistema LGS AO en el telescopi Keck II, i també varen descobrir al companyer Kelu-1 B (la separació va ser de 291 ± 2 mes). A pesar de que Liu i Leggett havien portat a terme les seues observacions una miqueta més vesprada que Gelino i companyia., varen publicar el seu artícul sobre el descobriment de Kelu-1 B abans: va ser rebut el 2 de juny de 2005, acceptat per a la seua publicació l'1 d'agost de 2005 i publicat en The Astrophysical Journal el 20 de novembre de 2005.

Hipòtesis del tercer component

Entre 2005 i 2008, Stumpf i companyia varen observar Kelu-1 en la cambra NICMOS del HST i en el sistema d'òptica adaptativa NACO en el telescopi VLT /UT4 ( Yepun ) de 8,2 metros de l'AIXÒ en l'Observatori Paranal, Chile (també varen utilisar observacions en el Telescopi Espacial Spitzer, recuperades de l'Archiu Científic SPITZER).

Varen obtindre paràmetros orbitales i estimació de massa total del sistema Kelu-1: 177 Plantilla:± M _Jup . La massa és massa alta per a un sistema de dos nanes marrons: un llímit superior per a la massa d'una nana marró és de 72 a 75 M _Jup, per lo que la massa màxima per a un sistema de dos nanes marrons és d'aproximadament 150 M _Jup. Ademés, la presència d'absorció de Li en l'espectre no resolt de Kelu-1 indica que a lo manco un dels seus components té una massa per baix del llímit de combustió del liti, que és 65 M _Jup .

Açò pot indicar la presència del tercer component en el sistema. Una atra possible explicació per a una massa massa alta pot ser una subestimación de les masses de les nanes marrons, lo que ya és el cas d'atres objectes (AB Dor C, GJ 802 b i Epsilon Indi Ba, Bb).

Stumpf i companyia també varen revelar una peculiaritat en l'espectre de Kelu-1 A, indicant que pot ser un binario no resolt en tipos espectrals de L0,5 ± 0,5 per a Kelu-1 Aa i T7,5 ± 1 per a Kelu-1 Ab (que correspon a una massa de 18,5 M _Jup ).

Rajos X i intent de detecció en ràdio

El sistema Kelu-1 també és una font de rajos X, la qual cosa va ser revelat en 2007 per Audard i companyia utilisant l'Observatori de rajos X Chandra. La lluminositat de Kelu-1 en rajos X és L _X = 2,9 Plantilla:± · 10 ²⁵ ergio · s ⁻¹.

Esta va ser la primera detecció de rajos X d'una nana L.

Al mateix temps, Audard i companyia varen intentar detectar Kelu-1 en la ràdio utilisant Very Large Array, pero no va ser detectat en la ràdio.

Distància

Actualment, l'estimació de distància més precisa de Kelu-1 és la paralaje trigonométrico, mida baixe el programa de paralaje d'estreles dèbils del USNO i publicada per Dahn i companyia en 2002: 53,6 ± 2,0 mes, corresponent a una distància de 18,7 ± 0,7 pc, o 60,9 ± 2,3 anys llum.

Estimacions de distància de Kelu-1

Font	Paralaje, més	Distància, pc	Distància, ly	Referències
Ruiz i uns atres (1997) (del moviment propi)		12	39,1
Ruiz i uns atres (1997) (del moviment propi)		10	32.6
Dahn (1999) (comunicació privada); Ruiz (1999) (comunicació privada)		19 ± 1	62,0 ± 3,3
Dahn i uns atres (2002)	53.6 ± 2.0	18.7 ± 0.7	60,9 ± 2,3
Dupuy i Liu (2012)	49.7 ± 2.4	20.1 Plantilla:±	65,6 Plantilla:±

Les estimacions de distància no trigonométricas estan marcades en cursiva. La millor estimació està marcada en negreta.

Primers descobriments de les nanes marrons

Encara que Kelu-1 és una de les primeres estreles nanes L flotants descobertes, en realitat no és la primera. Xavier Delfosse i companyia varen trobar tres nanes L que suren lliurement utilisant l'estudi DENIS (l'artícul va ser enviat i publicat en el mateix any 1997, pero va ser enviat abans que Ruiz i companyia (1997)):

• DENIS-P J020529.0-115925
• DENIS-P J1058.7-1548
• DENIS-P J1228.2-1547

I una nana L que sura lliurement va ser anunciat per Kirkpatrick i companyia usant observacions del prototip 2MASS ("MASP") (l'artícul va ser enviat en 1996 i publicat en 1997):

• 2MASP J0345432+254023