[論文レビュー] The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Chromospheric modeling of M2-3 V stars with PHOENIX

D. Hintz, B. Fuhrmeister+27 more|DIGITAL.CSIC (Spanish National Research Council (CSIC))|Feb 11, 2019

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 51被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、PHOENIX大気コードを用いて、50 M2–3 V型星の1次元パラメータ化されたコアトスフェアモデルを構築し、コアトスフェア発光線（Na I D2、Hα、Ca II IRT）を解釈した。非活動的星は単一のVAL Cに類似したモデルでよく表され、活動的星は非活動的および活動的成分モデルの線形結合を必要とし、活動性の増加に伴い活動領域の覆い範囲が大きくなり、コアトスフェア成分間の対比が高くなることが明らかになった。

ABSTRACT

Chromospheric modeling of observed differences in stellar activity lines is imperative to fully understand the upper atmospheres of late-type stars. We present one-dimensional parametrized chromosphere models computed with the atmosphere code PHOENIX using an underlying photosphere of 3500 K. The aim of this work is to model chromospheric lines of a sample of 50 M2-3 dwarfs observed in the framework of the CARMENES, the Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exo-earths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs, exoplanet survey. The spectral comparison between observed data and models is performed in the chromospheric lines of Na I D2, H$α$, and the bluest Ca II infrared triplet line to obtain best-fit models for each star in the sample. We find that for inactive stars a single model with a VAL C-like temperature structure is sufficient to describe simultaneously all three lines adequately. Active stars are rather modeled by a combination of an inactive and an active model, also giving the filling factors of inactive and active regions. Moreover, the fitting of linear combinations on variable stars yields relationships between filling factors and activity states, indicating that more active phases are coupled to a larger portion of active regions on the surface of the star.

研究の動機と目的

• M2–3 V型星におけるコアトスフェア発光線をモデリングし、大気構造と活動度を理解すること。
• 活動性がスペクトル特徴に影響を与える晩期星におけるコアトスフェア線の解釈の課題に対処すること。
• 1次元パラメータ化モデルが、M矮星のサンプル全体にわたる観測されたコアトスフェア線プロファイルを適切に表現できるかどうかを検証すること。
• スペクトル線インデックスを用いて、コアトスフェアの覆い範囲と星の活動状態との関係を調査すること。
• 1次元モデルが、その限界にもかかわらず、不均一で活動的なM矮星のコアトスフェアを代表できるかどうかを評価すること。

提案手法

• 3500 Kの光球基盤を用いて、PHOENIX大気コードを用いて1次元パラメータ化コアトスフェアモデルを計算した。
• モデル比較のため、コアトスフェア線Na I D2、Hα、および最も青いCa II赤外三重線（Ca II IRT）線のスペクトルを合成した。
• 観測されたCARMENESデータと合成モデルとのスペクトル比較を通じて、最良の適合パラメータを導出した。
• 活動的星のフィッティングに、非活動的および活動的コアトスフェアモデルの線形結合を用い、各成分の覆い範囲を決定した。
• 可変星を分析し、覆い範囲と活動インデックス（例：Ca II IRT線インデックス）との関係を導出した。
• 既知の太陽コアトスフェアモデル（例：VAL C）およびFontenlaら（2016）によるGJ 832のモデルと比較することで、モデル結果の妥当性を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 非活動的M2–3 V型星のコアトスフェア発光線を、1つの1次元コアトスフェアモデルが適切に表現できるか？
• RQ2 活動的M矮星のコアトスフェアモデルの温度構造は、非活動的星とどのように異なるか？
• RQ3 非活動的および活動的コアトスフェアモデルの線形結合が、活動的M矮星の観測スペクトルへのフィットをどの程度改善するか？
• RQ4 可変M矮星において、活動領域の覆い範囲と観測された活動度の間に測定可能な関係があるか？
• RQ5 星の活動性が増加するに従い、非活動的および活動的コアトスフェア成分間の対比はどのように変化するか？

主な発見

• 非活動的M2–3 V型星は、VAL Cモデルに類似した温度構造を持つ単一のコアトスフェアモデルでよく表され、上部コアトスフェアで温度最小値の後、プラトーが続く。
• 活動的星は、非活動的および活動的コアトスフェア成分を表す少なくとも2つのモデルの線形結合を必要としており、活動の空間的不均一性を示している。
• 活動度が上昇するに従い、活動領域の覆い範囲が増加することが、可変星における覆い範囲とCa II IRT線インデックスとの線形関係から裏付けられた。
• 活動性が増すに従い、非活動的および活動的コアトスフェア成分間の対比が高まり、活動領域では非活動領域よりも強いスペクトル線応答が生じる。
• GJ 793では、HαとCa II IRT応答の相対的重みのため、覆い範囲対活動インデックス関係に負の勾配が生じた。
• 活動度の高低にかかわらず、活動的星における非活動的覆い範囲の範囲はほぼ同等であり、一貫したベースラインコアトスフェア構造があると考えられる。