[论文解读] 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 4

一句话总结

本研究使用PHOENIX大气模型代码，为50颗M2–3 V型恒星构建了一维参数化色球层模型，以解释色球层发射线（Na I D2、Hα、Ca II IRT）。研究发现，非活动恒星可用单一VAL C类模型良好表征，而活动恒星则需使用非活动与活动组分模型的线性组合，揭示活动增强与更大活动区填充因子及色球层组分间更高对比度相关。

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.

研究动机与目标

• 为理解M2–3 V型恒星的大气结构与活动水平，对其中色球层发射线进行建模。
• 解决在晚型恒星中活动影响光谱特征时解释色球层线的挑战。
• 确定一维参数化模型是否能充分表征M型矮星样本中观测到的色球层线轮廓。
• 利用光谱线指数，研究色球层填充因子与恒星活动状态之间的关系。
• 评估一维模型在表征M型矮星非均匀、活动色球层方面的有效性，尽管存在其局限性。

提出的方法

• 使用PHOENIX大气模型代码，基于3500 K的光球基底，计算一维参数化色球层模型。
• 为模型比较合成色球层线（Na I D2、Hα、Ca II红外三重线中最蓝的Ca II IRT线）的光谱。
• 通过将观测的CARMENES数据与合成模型进行光谱比较，推导最佳拟合参数。
• 对活动恒星使用非活动与活动色球层模型的线性组合进行拟合，确定各组分的填充因子。
• 通过变星分析，推导填充因子与活动指数（如Ca II IRT线指数）之间的关系。
• 通过与已知太阳色球层模型（如VAL C）及Fontenla等人（2016）对GJ 832的模型对比，验证模型结果。

实验结果

研究问题

• RQ1 单一的一维色球层模型能否充分表征非活动M2–3 V型恒星的色球层发射线？
• RQ2 活动M型矮星的色球层模型温度结构与非活动恒星有何不同？
• RQ3 非活动与活动色球层模型的线性组合在多大程度上改善了对活动M型矮星光谱的拟合？
• RQ4 在变星中，活动区填充因子与观测到的活动水平之间是否存在可测量的关系？
• RQ5 随着恒星活动水平的提高，非活动与活动色球层组分之间的对比度如何变化？

主要发现

• 非活动M2–3 V型恒星可用单一色球层模型良好表征，其温度结构与VAL C模型相似，显示上色球层存在温度极小值后进入平台区。
• 活动恒星需要至少两个模型的线性组合——分别代表非活动与活动色球层组分——表明活动分布具有空间非均匀性。
• 活动区填充因子随活动水平上升而增加，变星中填充因子与Ca II IRT线指数之间存在线性关系得到证实。
• 随着活动增强，非活动与活动色球层组分之间的对比度增加，导致活动区的光谱线响应强于非活动区。
• 对于GJ 793，由于Hα与Ca II IRT响应的相对权重，模型组合导致填充因子与活动指数关系呈现负梯度。
• 无论活动水平如何，活动恒星中非活动填充因子的范围保持相近，表明存在一致的基底色球层结构。