[論文レビュー] Metallicity of M dwarfs II. A comparative study of photometric metallicity scales

V. Neves, X. Bonfıls+7 more|arXiv (Cornell University)|Oct 12, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 60被引用数 58

ひとこと要約

本研究は、正確に測定された視差と光度測定を備えた23個のM型連星から成るサンプルを用いて、M型星の光度的金属量校正を評価および精錬した。シュラウフマン＆ラウフリン（2010）の校正が最小の残差と分散を示し、わずかな精錬によってその正確性が向上した。残りの散乱は観測的要因ではなく、星間物理的要因に起因している可能性を示唆している。

ABSTRACT

Stellar parameters are not easily derived from M dwarf spectra, which are dominated by complex bands of diatomic and triatomic molecules and not well described at the line by line level by atmospheric models. M dwarf metallicities are therefore most commonly derived through less direct techniques. Several recent publications propose calibrations that provide the metallicity of an M dwarf from its Ks band absolute magnitude and its V-Ks color, but disagree at the \pm0.1 dex level. We compare these calibrations on a sample of 23 M dwarfs, which we select as wide (> 5 arcsec) companions of F-, G- or K- dwarfs with metallicities measured on a homogeneous scale, and which we require to have V band photometry measured to better than \sim0.03 magnitude. We find that the Schlaufman & Laughlin (2010) calibration has lowest offsets and residuals against our sample, and use our improved statistics to marginally refine that calibration. With more strictly selected photometry than in previous studies, the dispersion around the calibration is well in excess of the [Fe/H] and photometric uncertainties. This suggests that the origin of the remaining dispersion is astrophysical rather than observational.

研究の動機と目的

• 高精度なサンプルを用いて、既存のM型星の光度的金属量校正の正確性と一貫性を評価すること。
• 金属量校正における残差分散の主な要因が測定誤差か、それとも固有の星間物理的効果かを特定すること。
• 正確な視差と光度測定を備えた厳密に選別されたサンプルを用いて、最も正確な校正を精錬すること。
• 系外惑星および恒星集団研究の文脈において、M型星の光度的金属量手法の限界を評価すること。
• 高分解能分光法を用いて金属量に敏感な特徴を分離することで、今後の改善の可能性を探ること。

提案手法

• F型、G型、またはK型の主星を有する23個のM型連星系を選別。これらは均一で高精度な金属量測定を備える。
• M型星成分の高精度な$V$バンドおよび$K_s$バンド光度測定を収集。$V$バンドの精度は0.03 mag未満である。
• 文献からの視差を用いて、M型星の絶対$K_s$バンド等級（$M_{K_s}$）を導出。
• 観測された$V-K_s$色を等時曲線に基づく$(V-K_s)_{\text{iso}}$値と比較し、主系列からの色ずれ$\Delta(V-K_s)$を計算。
• 3つの光度的金属量校正を適用：ボンフィルズら（2005）、ジョンソン＆アプス（2009）、シュラウフマン＆ラウフリン（2010）。
• 最も性能の優れた関係（SL10）を、新しいサンプルを用いて再校正し、残差とオフセットを最小化するように係数を調整。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高精度なサンプルに適用した場合、既存のM型星の光度的金属量校正の中で、どの校正が最小の残差を示すか？
• RQ2 測定誤差が光度的金属量校正における残差分散にどの程度寄与しているか？
• RQ3 金属量校正における残差分散の主な原因が観測誤差か、それとも固有の星間物理的効果か？
• RQ4 より選別されたサンプルを用いて再調整することで、シュラウフマン＆ラウフリン（2010）の校正を改善できるか？
• RQ5 M型星の金属量推定における説明不能な分散を引き起こす主な星間物理的要因は何か？

主な発見

• 高精度なサンプルに適用した場合、シュラウフマン＆ラウフリン（2010）の校正が最小の残差分散（0.17 dex）と最小のオフセット（0.00 ± 0.04 dex）を示した。
• 精錬された校正は、[Fe/H] = 0.57Δ(V-K_s) - 0.17 の新しい関係を示し、Δ(V-K_s) = (V-K_s)_obs - (V-K_s)_iso である。
• 精錬された校正の分散はわずかに改善された（元の0.19 dexから0.17 dexに）が、これはサンプル選別による利益が限定的であることを示唆している。
• 残差は測定誤差を上回っており、校正の散乱の主な要因が観測誤差ではなく、星間物理的効果であることが示された。
• 広い金属量範囲や狭い色-等級領域において分散が増加する傾向は、$V-K_s$色の金属量依存性に非線形性があることが寄与要因である可能性を示唆している。
• 星の進化は散乱の原因として考えにくいが、回転や磁気活動が関与している可能性があり、これは現在の光度的手法に内在する星間物理的限界を示している。