[論文レビュー] The shortest period M-dwarf eclipsing system BW3 V38, II: determination of absolute elements

C. Maceroni, J. Montalbán|ArXiv.org|Aug 3, 2004

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 37被引用数 36

ひとこと要約

本研究では、0.1984日周期の超短周期M3.5e矮星食連星BW3 V38の絶対物理的パラメータを、OGLEの光曲線と新規のEMMI-NTT径速度データを同時に解析することで特定した。両成分はほぼ同一で、急速に回転するdMe星であり、強力なクリオスフィア活性を示す。得られた質量と半径は、実験的関係と10%以内で一致しており、磁場と高速回転がモデルと観測の乖離を説明する可能性を示唆している。

ABSTRACT

The spectroscopic data for the short-period (0.1984 d)eclipsing binary V38, discovered by the OGLE micro-lensing team in Baade's Window field BW3, are analyzed. Radial velocity curves are derived from mid-resolution spectra obtained with EMMI-NTT at ESO - La Silla, and a simultaneous solution of the existing light curve by OGLE and of the new radial velocity curves is obtained. The system is formed by almost twin M3e dwarf components that are very close, but not yet in contact. The spectra of both dwarfs show signatures of the presence of strong chromospheres. Spectroscopy definitely confirms, therefore, what was suggested on the basis of photometry: BW3 V38 is indeed a unique system, as no other similar binary with M components and in such a tight orbit is known. Within the limits posed by the relatively large errors, due to the combined effect of system faintness and of the constraints on exposure time, the derived physical parameters seem to agree with the relations obtained from the other few known eclipsing binaries with late type components (which indicate a discrepancy between the available evolutionary models and the data at ~ 10% level). A possible explanation is the presence of strong magnetic fields and fast rotation (that applies to the BW3 V38 case as well). A simple computation of the system secular evolution by angular momentum loss and spin orbit synchronization shows that the evolution of a system with M dwarfs components is rather slow, and indicates as well a possible reason why systems similar to BW3 V38 are so rare.

研究の動機と目的

• M矮星成分を有するレアな短周期食連星BW3 V38の絶対物理的パラメータを特定すること。
• 成分の分光分類がM3.5e矮星であり、強力なクリオスフィア活性を示すことを確認すること。
• 晩期食連星における観測的・理論的質量-半径関係の乖離を調査すること。
• 磁気的減速と角運動量損失がこのような系の軌道的進化に果たす役割を評価すること。
• 星間進化および磁気活動の文脈において、このような系の稀少性を評価すること。

提案手法

• 両成分の径速度曲線を導出するための中分解能EMMI-NTTスペクトルの分析。
• 軌道モデルを用いて、OGLEのIバンド光曲線と新規径速度曲線を同時に解明する。
• Hα線の等価幅を用いてクリオスフィア活性レベルと磁気活動を評価する。
• 磁気的減速を介した角運動量損失（AML）モデルの適用により、軌道的進化 timescale を推定する。
• 重力波駆動による周期減衰の推定に、式 τ_G = 2.8×10^7 (m1+m2)^{1/3}/(m1 m2) P^{8/3} を用いる。
• 得られた質量と半径を、他のM矮星連星からの実験的質量-半径関係および理論モデルと比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 BW3 V38連星系の成分の絶対的質量と半径は何か？
• RQ2 BW3 V38の観測された物理的パラメータは、M矮星の理論的質量-半径関係からどの程度逸脱しているか？
• RQ3 磁気活動と高速回転が、M矮星連星における観測された半径の膨張を説明する役割を果たすか？
• RQ4 角運動量損失と重力波放射が、BW3 V38の軌道的進化にどのように影響するか？
• RQ5 なぜこのような短周期M矮星食連星は、BW3 V38と同様に稀なのであろうか？

主な発見

• BW3 V38の成分は、ほぼ同一のM3.5e矮星であり、質量は約0.35 M☉、半径は約0.35 R☉であり、dMe分類と整合的である。
• 強力なHα発光を示しており、クリオスフィア活性と平均的な磁気活動レベルを示しており、類似系よりも年老いている可能性を示唆している。
• 得られた質量と半径は、他のM矮星連星からの実験的質量-半径関係と約10%以内で一致しており、このレベルでのモデルと観測の乖離を示唆している。
• 磁気的減速による軌道的進化 timescale は2.7〜9.8 Gyと推定され、遅い進化を示しており、このような系の稀少性を説明できる。
• 重力波放射は過去の周期減衰にほとんど寄与せず、将来的には重要になる可能性がある。現在の周期におけるτ_G ≈ 9.4 Gyである。
• 高速回転（130 km s⁻¹）と半径の膨張は、強力な磁場と関連している可能性が高く、磁気的効果が観測された質量-半径乖離を説明する可能性を支持する。