[論文レビュー] Metallicity of M dwarfs I. A photometric calibration and impact on the mass-luminosity relation at the bottom of the main sequence

X. Bonfıls, X. Delfosse+4 more|arXiv (Cornell University)|Mar 11, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 35被引用数 207

ひとこと要約

本稿では、広い視覚連星系における同一形成のF型・G型・K型星からの金属量推定を用いて、M型星の光度計的金属量校正を提示する。金属量がVバンド質量-光度関係における固有の散乱の大部分を説明することを示しており、±0.2 dexの精度を持つ校正により、VバンドおよびKバンドの光度計測とパララックスを用いて低質量星の金属量を正確に推定可能である。また、既知のM型星系の系外惑星系であるGl 876およびGl 436が太陽に近い金属量であることも示している。

ABSTRACT

We obtained high resolution ELODIE and CORALIE spectra for both components of 20 wide visual binaries composed of an F-, G- or K-dwarf primary and an M-dwarf secondary. We analyse the well understood spectra of the primaries to determine metallicities ([Fe/H]) for these 20 systems, and hence for their M dwarf components. We pool these metallicities with determinations from the literature to obtain a precise (+- 0.2 dex) photometric calibration of M dwarf metallicities. This calibration represents a breakthrough in a field where discussions have had to remain largely qualitative, and it helps us demonstrate that metallicity explains most of the large dispersion in the empirical V-band mass-luminosity relation. We examine the metallicity of the two known M-dwarf planet-host stars, Gl 876 (+0.02 dex) and Gl 436 (-0.03 dex), in the context of preferential planet formation around metal-rich stars. We finally determine the metallicity of the 47 brightest single M dwarfs in a volume limited sample, and compare the metallicity distributions of solar-type and M-dwarf stars in the solar neighbourhood.

研究の動機と目的

• 直接的な分光分析が分子吸収特徴により困難であるため、M型星の金属量を正確に経験的に光度計測で校正すること。
• 非常に低質量星における実験的Vバンド質量-光度関係に観察される大きな固有分散が、金属量にどの程度依存しているかを定量化すること。
• 太陽型星における金属量-惑星形成相関と整合するように、既知のM型星系の惑星系であるGl 876およびGl 436の金属量を同定すること。
• 太陽系近傍のM型星と太陽型星の金属量分布を比較し、年齢や進化の違いが生じる可能性を評価すること。

提案手法

• 20個の広い視覚連星系において、M型星を伴う主星としてF型・G型・K型星を高分解能ELODIEおよびCORALIE分光法で観測し、正確な[Fe/H]金属量を導出する。
• 連星成分が同一形成・同一組成であると仮定し、F型・G型・K型星の良好に理解されたスペクトルを活用してM型星の金属量を推定する。
• 新規および既存の金属量測定値を統合し、VバンドおよびKバンドの等級とパララックスに基づく光度計的金属量推定式を導出する。
• 47個の明るく体積制限されたM型星に校正を適用し、太陽系近傍の金属量分布を構築する。
• 校正された金属量を用いてVバンド質量-光度関係を再分析し、その分散を評価する。
• 太陽系近傍におけるM型星と太陽型星の金属量分布を比較し、星族の特性に差が生じる可能性を推察する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 M型星のVバンド質量-光度関係に観察される大きな固有分散は、金属量の変動によってどの程度説明可能か？
• RQ2 スペクトルの複雑さが著しい非常に低質量星（0.2–0.8 M⊙）に対し、信頼性のある光度計的金属量校正を確立できるか？
• RQ3 既知の2つのM型星系の惑星系であるGl 876およびGl 436は、太陽型星で観測された惑星-金属量相関と整合して金属量がやや高いと予想されるか？
• RQ4 太陽系近傍における太陽型星とM型星の金属量分布はどのように比較されるか？これにより、星の形成または進化に関する何が示唆されるか？

主な発見

• Vバンド質量-光度関係は大きな固有分散（±1 mag）を示すが、これは測定誤差やモデルの欠陥ではなく、金属量の変動によるものである。
• VバンドおよびKバンドの光度計測とパララックスを用いて、0.2–0.8 M⊙のM型星に適用可能な、±0.2 dexの不確実性を持つ光度計的金属量校正が確立された。
• Gl 876の金属量は+0.02 dex、Gl 436の金属量は−0.03 dexであり、両者とも太陽に近い金属量であることが示され、より質量の大きな星で観測された惑星-金属量相関と整合している。
• 明るく体積制限された47個のM型星の金属量分布は、太陽型星とはわずかに異なるが、有意義な差を示しており、M型星の平均年齢がやや高い可能性を示唆している。
• 独立したM型星スペクトルの分光分析（Woolf & Wallerstein 2005）との整合性から、連星系における同一組成の仮定が妥当であることが校正により裏付けられた。
• 5%のパララックス不確実性は、金属量に約0.2 dexの追加不確実性をもたらし、校正の有効性が約50 pc以内に限定される。