Radial and Rotational Velocities of a Volume-Complete Sample of M Dwarfs with Masses 0.1-0.3 Msun within 15 parsecs

Resumen Técnico: Velocidades Radiales y Rotacionales de una Muestra de Volumen Completo de Enanas M

Problema y Motivación
Los sondeos de velocidad radial (RV) son esenciales para comprender la física de las estrellas de baja masa, identificar binarias de periodo corto y caracterizar la actividad estelar mediante el ensanchamiento rotacional ($v \sin i$). Si bien Gaia ha proporcionado paralajes y movimientos propios exquisitos, se requieren movimientos espaciales galácticos precisos con incertidumbres de RV menores a 1 km s$^{-1}$, lo cual solo es alcanzable con espectroscopía de alta resolución. Sin embargo, las enanas M totalmente convectivas (masas de 0.1–0.3 $M_{\odot}$) son intrínsecamente tenues (aproximadamente $R_{KC} = 8-16$ mag dentro de 15 pc), lo que hace que los estudios de espectroscopía de alta resolución sean un desafío. Esfuerzos previos a menudo se centraron solo en las enanas rojas más brillantes o utilizaron instrumentos de menor resolución, lo que resultó en grandes incertidumbres de RV. En consecuencia, una muestra de volumen completo de enanas M cercanas y totalmente convectivas carecía de mediciones de RV y de ensanchamiento rotacional derivadas uniformemente, con múltiples épocas y de alta resolución. Este artículo aborda esta brecha presentando un sondeo exhaustivo de todas las enanas M conocidas con masas de 0.1–0.3 $M_{\odot}$ dentro de 15 pársecs.

Metodología
Los autores llevaron a cabo una campaña de cinco años (2016–2023) para reunir espectros de alta resolución de múltiples épocas para una muestra de volumen completo de 413 enanas M (366 primarias y 47 secundarias).

• Observaciones: Los espectros se obtuvieron utilizando el Espectrógrafo Échelle del Reflector Tillinghast (TRES; $R \approx 44,000$) en el telescopio de 1.5m en FLWO para los objetivos del norte, y el espectrógrafo CHIRON ($R \approx 80,000$) en el telescopio de 1.5m CTIO/SMARTS para los objetivos del sur. La mayoría de los objetivos fueron observados al menos cuatro veces durante un periodo de cinco años.
• Reducción de Datos: Los espectros fueron procesados utilizando pipelines estándar. Las velocidades radiales se calcularon mediante técnicas de correlación cruzada contra plantillas creadas mediante el desplazamiento y apilamiento de espectros de estrellas simples e inactivas. La Estrella de Barnard sirvió como la plantilla principal, con una RV baricéntrica de $-110.3 \pm 0.5$ km s$^{-1}$.
• Ensanchamiento Rotacional: El $v \sin i$ se midió convolucionando un núcleo de ensanchamiento rotacional con el espectro de la plantilla. Las mediciones se consideraron robustas solo si excedían la mitad de la resolución espectral instrumental (3.4 km s$^{-1}$ para TRES, 1.9 km s$^{-1}$ para CHIRON).
• Cinemática: Las RV sistémicas (velocidades gamma) se combinaron con las paralajes y movimientos propios de Gaia DR2/DR3 para calcular los movimientos espaciales galácticos 3D ($UVW$). La pertenencia a la población (disco delgado, disco grueso, halo) se asignó mediante métodos de probabilidad cinemática basados en Bensby et al. (2003) y Fantin et al. (2019).

Contribuciones Clave y Resultados

1. Nuevo Conjunto de Datos de Velocidad: El sondeo proporciona las primeras RV de múltiples épocas y de alta resolución, así como mediciones de $v \sin i$ derivadas uniformemente para una muestra de volumen completo de 413 enanas M totalmente convectivas cercanas. Esto más que triplica el número de tales estrellas con datos astrométricos y espectroscópicos completos.
2. Precisión e Incertidumbres: Para objetivos aislados y de rotación lenta, las incertidumbres relativas típicas de RV son menores a 50 m s$^{-1}$. Las incertidumbres aumentan para estrellas que rotan rápidamente pero permanecen por debajo de 1 km s$^{-1}$.
3. Estadísticas de Ensanchamiento Rotacional: La mayoría de las estrellas simples (71 $\pm$ 3%) exhiben un ensanchamiento rotacional por debajo del límite de detección de 3.4 km s$^{-1}$. Se observa una tendencia donde las estrellas de menor masa y más jóvenes (disco delgado) exhiben un mayor ensanchamiento rotacional en comparación con las estrellas de mayor masa y más viejas (disco grueso).
4. Pertenencia a la Población Galáctica: Basándose en los movimientos espaciales $UVW$, el 81% de la muestra son miembros altamente probables del disco delgado, y el 8% son miembros altamente probables del disco grueso. No se identificaron estrellas como miembros altamente probables del halo. El estudio confirma que todas las estrellas con ensanchamiento rotacional detectable ($v \sin i > 3.4$ km s$^{-1}$) o periodos de rotación fotométrica cortos ($P_{rot} < 10$ días) son miembros del disco delgado. Por el contrario, todos los miembros altamente probables del disco grueso tienen un $v \sin i$ por debajo del límite de detección.
5. Sistemas Múltiples: El sondeo identificó siete nuevos sistemas múltiples de líneas múltiples (incluyendo las binarias de doble línea SCR J0143-0602, SCR J0533-4257, GJ 376B, LP 69-457, G 190-27, GJ 865 y GJ 792) y seis objetivos adicionales con variaciones de velocidad indicativas de binarias de periodo largo (tres de los cuales son detecciones nuevas).
6. Tasas de Multiplicidad: La tasa de multiplicidad estelar para la muestra es de 21 $\pm$ 2%. Crucialmente, el estudio no encuentra una diferencia significativa en las tasas de multiplicidad entre la población del disco delgado (22 $\pm$ 2%) y la población del disco grueso (21 $\pm$ 8%). Esto sugiere que las enanas M medias no pierden significativamente sus compañeros estelares en las edades relativas representadas por estas poblaciones. La tasa de compañeros de enanas marrones es de 1.6 $\pm$ 0.7%.

Significancia
El artículo afirma que este sondeo avanza significativamente en la caracterización de las enanas M cercanas y totalmente convectivas, que son objetivos primordiales para la búsqueda de exoplanetas. Al proporcionar RV precisas y datos de rotación, el estudio permite:

• Una determinación más precisa de las masas y radios planetarios mediante la identificación de compañeros estelares.
• Una mejor comprensión de los niveles de actividad de las estrellas anfitrionas, lo cual es crítico para interpretar los entornos planetarios.
• Una línea base cinemática robusta para estimar las edades relativas de estas estrellas.
• Un recurso para la validación de objetivos para estudios de atmósferas planetarias, particularmente aquellos que requieren velocidades gamma específicas para distinguir señales planetarias de líneas telúricas.

Los autores enfatizan que los resultados proporcionan un conjunto de datos fundacional que triplica la información espectroscópica de alta resolución disponible para estas estrellas específicas, facilitando futuros estudios sobre multiplicidad estelar, actividad y ocurrencia de exoplanetas.