[論文レビュー] The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. The He I triplet at 10830 $\mathrm{\AA}\,$ across the M dwarf sequence

B. Fuhrmeister, S. Czesla+25 more|arXiv (Cornell University)|Nov 1, 2019

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 67被引用数 2

ひとこと要約

本研究では、CARMENES高分解能分光法を用いて319個のM型矮星におけるヘリウムI赤外三重線（10830 Å）を調査した。初期型M型矮星（M0.0–M5.0 V）では吸収線として検出され、擬似等価幅（pEW）は後続のスペクトル型に向かって減少するが、M5.0 V以降では検出されない。発光はフレア発生時のみ観測され、これは衝突励起ではなく光電離および再結合による形成機構を支持する。

ABSTRACT

The He I infrared (IR) triplet at 10830 AA is an important activity indicator for the Sun and in solar-type stars, however, it has rarely been studied in relation to M dwarfs to date. In this study, we use the time-averaged spectra of 319 single stars with spectral types ranging from M0.0 V to M9.0 V obtained with the CARMENES high resolution optical and near-infrared spectrograph at Calar Alto to study the properties of the He I IR triplet lines. In quiescence, we find the triplet in absorption with a decrease of the measured pseudo equivalent width (pEW) towards later sub-types. For stars later than M5.0 V, the He I triplet becomes undetectable in our study. This dependence on effective temperature may be related to a change in chromospheric conditions along the M dwarf sequence. When an emission in the triplet is observed, we attribute it to flaring. The absence of emission during quiescence is consistent with line formation by photo-ionisation and recombination, while flare emission may be caused by collisions within dense material. The He I triplet tends to increase in depth according to increasing activity levels, ultimately becoming filled in; however, we do not find a correlation between the pEW(He IR) and X-ray properties. This behaviour may be attributed to the absence of very inactive stars ($L_{ m X}/L_{ m bol}$ < -5.5) in our sample or to the complex behaviour with regard to increasing depth and filling in.

研究の動機と目的

• M型矮星のスペクトル系列にわたるヘリウムI赤外三重線（10830 Å）の特徴を明らかにすること。
• M型矮星におけるHe I赤外線の形成メカニズムを、光電離／再結合と衝突励起の両者と区別して特定すること。
• pEWとX線およびCa II IRT活性プロキシに比較することで、線のコロナ活性指標としての挙動を評価すること。
• M5.0 V以降の後続型M型矮星における検出不能なHe I赤外線の原因を調査すること。

提案手法

• カライャホ天文台に設置されたCARMENES分光計を用いて、319個の単一M型矮星の時間平均高分解能可視光および近赤外線分光法を取得した。
• 重ね合わせた線幅をフィットするための4ボイド成分を用いた経験的モデルを用いて、He I赤外三重線の擬似等価幅（pEW）を測定した。
• X線輝度（LX/Lbol）およびCa II赤外三重線（IRT）発光をプロキシとして用いて、星の活動状態を分類した。
• pEW(He IR)とX線およびCa II IRT活性プロキシとの相関関係を評価するために比較を行った。
• フレアイベントを、He I赤外線線に一時的発光特徴が観測されたことから同定した。
• 効用温度および活動レベルとの傾向を分析することで、線形成メカニズムを評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 M0.0 VからM9.0 VにかけてのM型矮星スペクトル系列にわたる、He I赤外三重線の強度および線幅はどのように変化するか？
• RQ2 M型矮星におけるHe I赤外三重線の主な形成メカニズムは何か—光電離／再結合か、衝突励起か？
• RQ3 静穏状態において、He I赤外線のpEWとX線またはCa II IRT活性プロキシの間に相関があるか？
• RQ4 なぜM型矮星がM5.0 V以降になるとHe I赤外線が検出不能になるのか？
• RQ5 どのような条件下で、He I赤外線が吸収から発光に移行するのか？

主な発見

• He I赤外三重線は初期型M型矮星（M0.0 V～M5.0 V）で吸収線として検出され、初期型M型矮星では最大で約300 mÅの擬似等価幅（pEW）に達する。
• He I赤外線のpEWは、後続のスペクトルサブタイプに向かって単調に減少し、M5.0 V以降の星では検出不能になる。
• 静穏状態の星ではHe I赤外線の発光は観測されない。発光はフレア発生時のみ観測され、一時的で活動に起因する起源であることが示唆される。
• pEW(He IR)とX線輝度（LX/Lbol）との間に相関がないことから、X線発光と同様に活動レベルの上昇によって駆動されているわけではないことが示唆される。これは、サンプルにLX/Lbol < -5.5の非常に活動性の低い星が不足している可能性による。
• 等価幅の低下が、フィルインの増加に伴わない効用温度の低下に伴って観測されることから、線が物理的に消失しているのではなく、飽和または衝突によるフィルインメカニズムではないことが支持される。
• 結果は、He I赤外線が主に光電離および再結合プロセスによって形成されていることを支持しており、線強度が衝突励起ではなくコロナ状態に依存するためである。