The AstraLux large M-dwarf multiplicity survey

We present the results of an extensive high-resolution imaging survey of M-dwarf multiplicity using the Lucky Imaging technique. The survey made use of the AstraLux Norte camera at the Calar Alto 2.2m telescope and the AstraLux Sur camera at the ESO New Technology Telescope in order to cover nearly the full sky. In total, 761 stars were observed (701M-type and 60 late K-type), among which 182 new and 37 previously known companions were detected in 205 systems. Most of the targets have been observed during two or more epochs, and could be confirmed as physical companions through common proper motion, often with orbital motion being confirmed in addition. After accounting for various bias effects, we find a total M-dwarf multiplicity fraction of 27% ± 3% within the AstraLux detection range of 008-6? (semimajor axes of ~3-227 AU at a median distance of 30pc). We examine various statistical multiplicity properties within the sample, such as the trend of multiplicity fraction with stellar mass and the semimajor axis distribution. The results indicate that M-dwarfs are largely consistent with constituting an intermediate step in a continuous distribution from higher-mass stars down to brown dwarfs. Along with other observational results in the literature, this provides further indications that stars and brown dwarfs may share a common formation mechanism, rather than being distinct populations. © 2012. The American Astronomical Society. All rights reserved.

Pre-Main-Sequence Accretion in the Low Metallicity Galactic Star-forming Region Sh 2-284

We present optical spectra of pre-main-sequence (PMS) candidates around the Ha region taken with the Southern African Large Telescope in the low metallicity (Z) Galactic region Sh 2-284, which includes the open cluster Dolidze 25 with an atypical low metallicity of Z similar to 1/5 Z(circle dot). It has been suggested on the basis of both theory and observations that PMS mass-accretion rates, (M) over dot(acc), are a function of Z. We present the first sample of spectroscopic estimates of mass-accretion rates for PMS stars in any low-Z star-forming region. Our data set was enlarged with literature data of H alpha emission in intermediate-resolution R-band spectroscopy. Our total sample includes 24 objects spanning a mass range between 1 and 2 M-circle dot and with a median age of approximately 3.5 Myr. The vast majority (21 out of 24) show evidence for a circumstellar disk on the basis of Two Micron All Sky Survey and Spitzer infrared photometry. We find (M) over dot(acc) in the 1-2 M-circle dot interval to depend quasi-quadratically on stellarmass, with (M) over dot(acc) proportional to M-*(2.4 +/- 0.35), and inversely with stellar age, with (M) over dot(acc) proportional to t(*)(-0.7 +/- 0.4). Furthermore, we compare our spectroscopic (M) over dot(acc) measurements with solar Z Galactic PMS stars in the same mass range, but, surprisingly find no evidence for a systematic change in (M) over dot(acc) with Z. We show that literature accretion-rate studies are influenced by detection limits, and we suggest that (M) over dot(acc) may be controlled by factors other than Z(*), M-*, and age.

Quiescent and flaring X-ray emission from the nearby M/T dwarf binary SCR 1845-6357

Aims: X-ray emission is an important diagnostics to study magnetic activity in very low mass stars that are presumably fully convective and have an effectively neutral photosphere. Methods: We investigate an XMM-Newton observation of SCR 1845-6357, a nearby, ultracool M 8.5 / T 5.5 dwarf binary. The binary is unresolved in the XMM detectors, but the X-ray emission is very likely from the M 8.5 dwarf. We compare its flaring emission to those of similar very low mass stars and additionally present an XMM observation of the M 8 dwarf VB 10. Results: We detect quasi-quiescent X-ray emission from SCR 1845-6357 at soft X-ray energies in the 0.2-2.0 keV band, as well as a strong flare with a count rate increase of a factor of 30 and a duration of only 10 min. The quasi-quiescent X-ray luminosity of log LX = 26.2 erg/s and the corresponding activity level of log LX/Lbol = -3.8 point to a fairly active star. Coronal temperatures of up to 5 MK and frequent minor variability support this picture. During the flare, which is accompanied by a significant brightening in the near-UV, plasma temperatures of 25-30 MK are observed and an X-ray luminosity of LX = 8 × 1027 erg/s is reached. Conclusions: The source SCR 1845-6357 is a nearby, very low mass star that emits X-rays at detectable levels in quasi-quiescence, implying the existence of a corona. The high activity level, coronal temperatures and the observed large flare point to a rather active star, despite its estimated age of a few Gyr.

YSOVAR: Mid-infrared Variability in NGC 1333

As part of the Young Stellar Object VARiability (YSOVAR) program, wemonitored NGC 1333 for ∼35 days at 3.6 and 4.5 μm using theSpitzer Space Telescope. We report here on the mid-infrared variabilityof the point sources in the ∼10‧ × ∼20‧ areacentered on 03:29:06, +31:19:30 (J2000). Out of 701 light curves ineither channel, we find 78 variables over the YSOVAR campaign. Abouthalf of the members are variable. The variable fraction for the mostembedded spectral energy distributions (SEDs) (Class I, flat) is higherthan that for less embedded SEDs (Class II), which is in turn higherthan the star-like SEDs (Class III). A few objects have amplitudes(10–90th percentile brightness) in [3.6] or [4.5] > 0.2 mag; amore typical amplitude is 0.1–0.15 mag. The largest color changeis >0.2 mag. There are 24 periodic objects, with 40% of them beingflat SED class. This may mean that the periodic signal is primarily fromthe disk, not the photosphere, in those cases. We find 9 variableslikely to be “dippers,” where texture in the disk occultsthe central star, and 11 likely to be “bursters,” whereaccretion instabilities create brightness bursts. There are 39 objectsthat have significant trends in [3.6]–[4.5] color over thecampaign, about evenly divided between redder-when-fainter (consistentwith extinction variations) and bluer-when-fainter. About a third of the17 Class 0 and/or jet-driving sources from the literature are variableover the YSOVAR campaign, and a larger fraction (∼half) are variablebetween the YSOVAR campaign and the cryogenic-era Spitzer observations(6–7 years), perhaps because it takes time for the envelope torespond to changes in the central source. The NGC 1333 brown dwarfs donot stand out from the stellar light curves in any way except there is amuch larger fraction of periodic objects (∼60% of variable browndwarfs are periodic, compared to ∼30% of the variables overall).

Recherche d’étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge.

Effets de l'atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes

Les naines brunes sont des astres incapables de déclencher et soutenir des réactions nucléaires dans leur cœur. En l’absence de cette source d’énergie, leur luminosité diminue avec le temps jusqu’à leur extinction complète. Leur flux aux longueurs d’onde de 0,8 à 2,35 μm est particulièrement altéré par l’humidité contenue dans l’atmosphère terrestre, ce qui complique l’étude de ces astres. Le but de la présente recherche est de vérifier si la division par un spectre d’étoile A0 est un moyen de corriger l’altération causée par l’atmosphère terrestre sur cette partie de leur spectre. Tout d’abord, des notions, pertinentes à la compréhension de ce travail, sont abordées. L’introduction présente quelques notions sur les naines brunes et sur l’atmosphère terrestre. Le deuxième chapitre concerne le traitement des données. Il traite de la calibration, de la mise en évidence du problème de non-répétabilité de la position de la fente du spectromètre SIMON ainsi que de ses causes. Il porte aussi sur l’uniformisation de la réponse des pixels et de la soustraction du ciel pour extraire les spectres. La méthode employée pour étudier l’effet de l’atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes y est présentée. Le troisième chapitre analyse les résultats obtenus par l’utilisation de l’étoile de référence de type A0 comme calibration pour corriger le spectre de naine brune, en assumant un même effet de l’atmosphère terrestre sur les deux types d’astres. Nous ne pouvons conclure, avec certitude, que l’absorption tellurique affecte de la même façon les deux spectres ni de quelle façon exactement ils sont affectés. Une recherche supplémentaire nécessitant de nouvelles prises de données à des masses d’air et à des taux d’humidité variés est requise.

Étude de variabilité photométrique infrarouge de naines brunes

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent.

Détection et caractérisation de naines brunes et exoplanètes avec un filtre accordable pour applications dans l'espace

Cette thèse porte sur la capacité à détecter des compagnons de faible intensité en présence de bruit de tavelures dans le contexte de l’imagerie à haute gamme dynamique pour l’astronomie spatiale. On s’intéressera plus particulièrement à l’imagerie spectrale différentielle (ISD) obtenue en utilisant un étalon Fabry-Pérot comme filtre accordable. Les performances d’un tel filtre accordable sont présentées dans le cadre du Tunable Filter Imager (TFI), instrument conçu pour le télescope spatial James Webb (JWST). La capacité de l’étalon à supprimer les tavelures avec ISD est démontrée expérimentalement grâce à un prototype de l’étalon installé sur un banc de laboratoire. Les améliorations de contraste varient en fonction de la séparation, s’étendant d’un facteur 10 pour les séparations supérieures à 11 lambda/D jusqu’à un facteur 60 à 5 lambda/D. Ces résultats sont cohérents avec une étude théorique qui utilise un modèle basé sur la propagation de Fresnel pour montrer que les performances de suppression de tavelures sont limitées par le banc optique et non pas par l’étalon. De plus, il est démontré qu’un filtre accordable est une option séduisante pour l’imagerie à haute gamme dynamique combinée à la technique ISD. Une seconde étude basée sur la propagation de Fresnel de l’instrument TFI et du télescope, a permis de définir les performances de la technique ISD combinée avec un étalon pour l’astronomie spatiale. Les résultats prévoient une amélioration de contraste de l’ordre de 7 jusqu’à 100, selon la configuration de l’instrument. Une comparaison entre ISD et la soustraction par rotation a également été simulée. Enfin, la dernière partie de ce chapitre porte sur les performances de la technique ISD dans le cadre de l’instrument Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS), conçu pour remplacer TFI comme module scientifique à bord du Fine Guidance Sensor du JWST. Cent quatre objets localisés vers la région centrale de la nébuleuse d’Orion ont été caractérisés grâce à un spectrographe multi-objet, de basse résolution et multi-bande (0.85-2.4 um). Cette étude a relevé 7 nouvelles naines brunes et 4 nouveaux candidats de masse planétaire. Ces objets sont utiles pour déterminer la fonction de masse initiale sous-stellaire et pour évaluer les modèles atmosphériques et évolutifs futurs des jeunes objets stellaires et sous-stellaires. Combinant les magnitudes en bande H mesurées et les valeurs d’extinction, les objets classifiés sont utilisés pour créer un diagramme de Hertzsprung-Russell de cet amas stellaire. En accord avec des études antérieures, nos résultats montrent qu’il existe une seule époque de formation d’étoiles qui a débuté il y a environ 1 million d’années. La fonction de masse initiale qui en dérive est en accord avec des études antérieures portant sur d’autres amas jeunes et sur le disque galactique.

Détection de nouvelles candidates au rang de naines brunes de types spectraux plus tardifs que T5 avec le Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)

Les naines brunes sont, en termes de masse, les objets astrophysiques intermédiaires entre les planètes géantes gazeuses et les étoiles de faible masse. Elles se forment de la même manière que les étoiles, par contraction gravitationnelle d’un fragment de nuage de gaz moléculaire ayant atteint la limite de Jeans, mais se différencient par leur incapa- cité à produire les réactions de fusion de l’hydrogène dans leur cœur. Les naines brunes sont par conséquent des objets qui se refroidissent graduellement, et dont les propriétés spectrales évoluent au cours du temps. Ce mémoire présente la recherche de nouvelles candidates de type spectral T tardif et Y, dans le but de compléter le relevé des naines brunes du voisinage solaire. Cette recherche est motivée par deux objectifs principaux. Premièrement, un échantillon com- plet des objets de faible masse est nécessaire pour contraindre correctement la limite aux faibles masses de la fonction de masse initiale des nuages interstellaires, problème clé en astrophysique actuellement. Deuxièmement, les naines brunes de types spectraux tardifs sont les objets stellaires dont les propriétés atmosphériques sont les plus semblables à celles des planètes géantes gazeuses. Par conséquent, la recherche de nouvelles naines brunes permet indirectement d’améliorer nos connaissances des exoplanètes, sans être contraints par la proximité d’étoiles brillantes. À partir du WISE All-Sky Source Catalog, nous avons établi un échantillon de 55 candidates naines brunes répondant aux critères photométriques attendus. Parmi ces can- didates, 17 ont fait l’objet d’un suivi photométrique en bande J à l’Observatoire du Mont-Mégantic, et 9 ont pu être détectées. De ces 9 détections, 4 objets présentent des mouvements propres cohérents avec ceux de naines brunes.

Caractérisation photométrique et spectroscopique de compagnons sous-stellaires de faible masse autour d'étoiles de la région de formation Upper Scorpius

Suite à la découverte d’environ 2000 naines brunes au cours des deux dernières décennies, on commence à bien comprendre la physique de ces objets de masse intermédiaire entre les étoiles et les planètes. Malgré tout, les modèles d’atmosphère et d’évolution de ces objets peu massifs peinent toujours à reproduire fidèlement leurs caractéristiques pour les âges les plus jeunes. Ce travail propose la caractérisation de quatre compagnons de masse sous-stellaire (8-30 MJup) en orbite à grande séparation (300-900 UA) autour d'étoiles jeunes (5 Ma) de la région de formation Upper Scorpius. De nouveaux spectres (0,9-2,5 um) et de nouvelles mesures photométriques (YJHKsL') sont présentés et analysés, dans le but de déterminer la masse, température effective, luminosité et gravité de surface de ces compagnons, tout en évaluant la fidélité avec laquelle les spectres synthétiques tirés de deux modèles d’atmosphère récents reproduisent les spectres observés.

Dispersion de la couleur J-K des naines brunes de type L2

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K.

Recherche et caractérisation de systèmes binaires dont l'une des composantes est de faible masse

Nous présentons la découverte de quatorze nouveaux systèmes binaires ayant une séparation supérieure à 250 UA et dont au moins l'une des composantes est une naine M ou une naine L. Ces systèmes ont d'abord été identifiés en cherchant des objets ayant un mouvement propre commun autour d'étoiles connues possédant un mouvement propre élevé, grâce à une corrélation croisée de grands relevés du ciel dans l'infrarouge proche (2MASS, SDSS et SIMP). Un suivi astrométrique, afin de confirmer le mouvement propre commun, a été réalisé sur toutes les cibles avec la caméra SIMON et/ou la caméra CPAPIR à l'Observatoire du Mont-Mégatic (OMM) ou à l'Observatoire interaméricain du Cerro Tololo (CTIO). Un suivi spectroscopique a aussi été effectué sur la plupart des compagnons avec GMOS ou GNIRS à Gemini afin de déterminer leurs types spectraux. La probabilité que deux objets forment un système binaire par hasard a été évaluée afin de s'assurer que les couples candidats que nous présentons soient réellement liés.Un de nos nouveaux systèmes a un compagnon de masse sous-stellaire : 2M1259+1001 (L4.5). L'étude des systèmes que nous avons découverts pourra, entre autre, nous aider à mieux comprendre les mécanismes de formation des étoiles de très faible masse et des naines brunes.

La recherche de naines brunes et étoiles de faible masse dans les associations cinématiques jeunes du voisinage solaire

L’objectif principal de cette thèse est d’identifier les étoiles de faible masse et naines brunes membres d’associations cinématiques jeunes du voisinage solaire. Ces associations sont typiquement âgées de moins de 200 millions d’années et regroupent chacune un ensemble d’étoiles s’étant formées au même moment et dans un même environnement. La majorité de leurs membres d'environ plus de 0.3 fois la masse du Soleil sont déjà connus, cependant les membres moins massifs (et moins brillants) nous échappent encore. Leur identification permettra de lever le voile sur plusieurs questions fondamentales en astrophysique. En particulier, le fait de cibler des objets jeunes, encore chauds et lumineux par leur formation récente, permettra d’atteindre un régime de masses encore peu exploré, jusqu'à seulement quelques fois la masse de Jupiter. Elles nous permettront entre autres de contraindre la fonction de masse initiale et d'explorer la connection entre naines brunes et exoplanètes, étant donné que les moins massives des naines brunes jeunes auront des propriétés physiques très semblables aux exoplanètes géantes gazeuses. Pour mener à bien ce projet, nous avons adapté l'outil statistique BANYAN I pour qu'il soit applicable aux objets de très faibles masses en plus de lui apporter plusieurs améliorations. Nous avons entre autres inclus l'utilisation de deux diagrammes couleur-magnitude permettant de différencier les étoiles de faible masse et naines brunes jeunes à celles plus vieilles, ajouté l'utilisation de probabilités a priori pour rendre les résultats plus réalistes, adapté les modèles spatiaux et cinématiques des associations jeunes en utilisant des ellipsoïdes gaussiennes tridimensionnelles dont l'alignement des axes est libre, effectué une analyse Monte Carlo pour caractériser le taux de faux-positifs et faux-négatifs, puis revu la structure du code informatique pour le rendre plus efficace. Dans un premier temps, nous avons utilisé ce nouvel algorithme, BANYAN II, pour identifier 25 nouvelles candidates membres d'associations jeunes parmi un échantillon de 158 étoiles de faible masse (de types spectraux > M4) et naines brunes jeunes déjà connues. Nous avons ensuite effectué la corrélation croisée de deux catalogues couvrant tout le ciel en lumière proche-infrarouge et contenant ~ 500 millions d’objets célestes pour identifier environ 100 000 candidates naines brunes et étoiles de faible masse du voisinage solaire. À l'aide de l'outil BANYAN II, nous avons alors identifié quelques centaines d'objets appartenant fort probablement à une association jeune parmi cet échantillon et effectué un suivi spectroscopique en lumière proche-infrarouge pour les caractériser. Les travaux présentés ici ont mené à l'identification de 79 candidates naines brunes jeunes ainsi que 150 candidates étoiles de faible masse jeunes, puis un suivi spectroscopique nous a permis de confirmer le jeune âge de 49 de ces naines brunes et 62 de ces étoiles de faible masse. Nous avons ainsi approximativement doublé le nombre de naines brunes jeunes connues, ce qui a ouvert la porte à une caractérisation statistique de leur population. Ces nouvelles naines brunes jeunes représentent un laboratoire idéal pour mieux comprendre l'atmosphère des exoplanètes géantes gazeuses. Nous avons identifié les premiers signes d’une remontée dans la fonction de masse initiale des naines brunes aux très faibles masses dans l'association jeune Tucana-Horologium, ce qui pourrait indiquer que l’éjection d’exoplanètes joue un rôle important dans la composition de leur population. Les résultats du suivi spectroscopique nous ont permis de construire une séquence empirique complète pour les types spectraux M5-L5 à l'âge du champ, à faible (β) et très faible (γ) gravité de surface. Nous avons effectué une comparaison de ces données aux modèles d'évolution et d'atmosphère, puis nous avons construit un ensemble de séquences empiriques de couleur-magnitude et types spectraux-magnitude pour les naines brunes jeunes. Finalement, nous avons découvert deux nouvelles exoplanètes par un suivi en imagerie directe des étoiles jeunes de faible masse identifiées dans ce projet. La future mission GAIA et le suivi spectroscopique complet des candidates présentées dans cette thèse permettront de confirmer leur appartenance aux associations jeunes et de contraindre la fonction de masse initiale dans le régime sous-stellaire.

Atmospheric electrification in dusty, reactive gases in the solar system and beyond

Detailed observations of the solar system planets reveal a wide variety of local atmospheric conditions. Astronomical observations have revealed a variety of extrasolar planets none of which resembles any of the solar system planets in full. Instead, the most massive amongst the extrasolar planets, the gas giants, appear very similar to the class of (young) Brown Dwarfs which are amongst the oldest objects in the universe. Despite of this diversity, solar system planets, extrasolar planets and Brown Dwarfs have broadly similar global temperatures between 300K and 2500K. In consequence, clouds of different chemical species form in their atmospheres. While the details of these clouds differ, the fundamental physical processes are the same. Further to this, all these objects were observed to produce radio and X-ray emission. While both kinds of radiation are well studied on Earth and to a lesser extent on the solar system planets, the occurrence of emission that potentially originate from accelerated electrons on Brown Dwarfs, extrasolar planets and protoplanetary disks is not well understood yet. This paper offers an interdisciplinary view on electrification processes and their feedback on their hosting environment in meteorology, volcanology, planetology and research on extrasolar planets and planet formation.

THE GEMINI NICI PLANET-FINDING CAMPAIGN: DISCOVERY OF A SUBSTELLAR L DWARF COMPANION TO THE NEARBY YOUNG M DWARF CD-35 2722

We present the discovery of a wide (67 AU) substellar companion to the nearby (21 pc) young solar-metallicity M1 dwarf CD-35 2722, a member of the approximate to 100 Myr AB Doradus association. Two epochs of astrometry from the NICI Planet-Finding Campaign confirm that CD-35 2722 B is physically associated with the primary star. Near-IR spectra indicate a spectral type of L4 +/- 1 with a moderately low surface gravity, making it one of the coolest young companions found to date. The absorption lines and near-IR continuum shape of CD-35 2722 B agree especially well the dusty field L4.5 dwarf 2MASS J22244381-0158521, while the near-IR colors and absolute magnitudes match those of the 5 Myr old L4 planetary-mass companion, 1RXS J160929.1-210524 b. Overall, CD-35 2722 B appears to be an intermediate-age benchmark for L dwarfs, with a less peaked H-band continuum than the youngest objects and near-IR absorption lines comparable to field objects. We fit Ames-Dusty model atmospheres to the near-IR spectra and find T(eff) = 1700-1900 K and log(g) = 4.5 +/- 0.5. The spectra also show that the radial velocities of components A and B agree to within +/- 10 km s(-1), further confirming their physical association. Using the age and bolometric luminosity of CD-35 2722 B, we derive a mass of 31 +/- 8 M(Jup) from the Lyon/Dusty evolutionary models. Altogether, young late-M to mid-L type companions appear to be overluminous for their near-IR spectral type compared with field objects, in contrast to the underluminosity of young late-L and early-T dwarfs.