[論文レビュー] The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs: Different roads to radii and masses of the target stars

A. Schweitzer, V. M. Passegger+29 more|arXiv (Cornell University)|Apr 5, 2019

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 119被引用数 64

ひとこと要約

研究は、CARMENESで観測された293人の近傍M型星の半径と質量を、分光法・写真測光・視差を組み合わせた均一なアプローチで導出し、複数の質量/半径決定法を比較する。

ABSTRACT

We determine the radii and masses of 293 nearby, bright M dwarfs of the CARMENES survey. This is the first time that such a large and homogeneous high-resolution (R>80 000) spectroscopic survey has been used to derive these fundamental stellar parameters. We derived the radii using Stefan-Boltzmann's law. We obtained the required effective temperatures $T_{ m eff}$ from a spectral analysis and we obtained the required luminosities L from integrated broadband photometry together with the Gaia DR2 parallaxes. The mass was then determined using a mass-radius relation that we derived from eclipsing binaries known in the literature. We compared this method with three other methods: (1) We calculated the mass from the radius and the surface gravity log g, which was obtained from the same spectral analysis as $T_{ m eff}$. (2) We used a widely used infrared mass-magnitude relation. (3) We used a Bayesian approach to infer stellar parameters from the comparison of the absolute magnitudes and colors of our targets with evolutionary models. Between spectral types M0V and M7V our radii cover the range $0.1\,R_{ ormalsize\odot}

研究の動機と目的

• 近傍のCARMENES観測サンプルの大規模で均一なM型星の半径と質量を決定する。
• 半径および質量の決定の精度と不確かさを、複数の方法を用いて評価する。
• 若い星を含む場合の系統的差異を特定するため、導出パラメータを他のアプローチと比較する。

提案手法

• ステファン＝ボルツマンの法則を用いて、光度と有効温度から星の半径を導出する。
• PHOENIX-ACES合成スペクトルを高分解 VIS スペクトルへフィットさせて有効温度を導出する。
• SED積分（VOSA）を介して、総観測バンド光度と Gaia DR2 視差から光度を算出する。
• 経験的な質量-半径関係を用いて質量を得て、他の方法（radius+log g、赤外線 M–K 関係、ベイズモデル比較）と比較する。
• 光度、Teff、半径、質量の多段階ワークフローを構築し、個々の不確かさを伝搬させる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 CARMENES サーベイの近傍で明るい293個のM型星の半径と質量はいくつか。
• RQ2 M型星の異なる質量・半径決定法はどのように比較され、若い天体などでどこに乖離が生じるか。

主な発見

• 半径は0.1〜0.6 Rsunの範囲で、典型的不確かさは2–3%。
• 質量は0.09〜0.6 Msunの範囲で、典型的不確かさは3–5%。
• 大半の標的について、異なる方法からの質量推定値が良い一致を示す。
• 若く非常に若い天体では乖離が現れ、方法における仮定が原因で説明される。
• Gaia視差と広波長域の写真測光により決定された光度は、典型的に1–2%の相対誤差を達成する。