CRIRES spectroscopy and empirical line-by-line identification of FeH molecular absorption in an M dwarf ,
CRIRES spectroscopy and empirical line-by-line identification of FeH molecular absorption in an M dwarf ,
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M 矮星中 FeH 分子吸收的 CRIRES 光谱和经验逐行识别，
DOI：
10.1051/0004-6361/201015220
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发表时间：
2010
影响因子：
6.5
通讯作者：
Bernath
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Reiners;Seifahrt;Bernath
FeH分子提供大量尖锐且孤立的吸收线，可用于高精度测量径向速度、旋转或磁场强度。我们的目标是为 986nm 到 1077nm（Wing-Ford 波段）光谱区的 M 型恒星提供 FeH 图集。为了识别磁惰性、缓慢旋转的 M5.5 矮星 GJ1002 的 CRIRES 光谱中的这些线，我们使用理论 FeH 线数据计算了所选光谱区域的模型光谱。一般来说，该线列表与观察到的数据一致，但几条单独的线在位置或线强度上存在显着差异。在识别出尽可能多的 FeH 线后，我们校正了线数据的位置和线强度，以提供准确的 FeH 吸收线图集，用于低质量恒星的高精度光谱。对于所有线，我们使用 Voigt 函数来获取它们的位置和等效宽度。与理论线的识别是手工完成的。为了确认所识别的线，我们使用了统计方法、互相关技术和线强度。最终，我们能够从观察到的光谱中的 (0,0)、(1,0)、(1,1)、(2,1)、(2,2)、(3,2) 和 (4,3) 振动带中识别 FeH 谱线，并在必要时校正谱线的位置。理论位置和观测位置之间的偏差遵循大约为零的正态分布。为了凭经验校正谱线强度，我们确定了 GJ1002 中 FeH 谱线的 Teff、仪器展宽（旋转展宽）和范德华增强因子。我们还给出了 Einstein A 值的比例因子以校正线强度。通过识别的线，我们从 GJ1002 的线强度得出旋转温度。我们得出的结论是，FeH 线可用于天体物理学中的多种应用。通过识别出的谱线，可以表征磁敏感谱线或对温度非常敏感的谱线，这些谱线可用于研究 M 型恒星。
Molecular FeH provides a large number of sharp and isolated absorption lines that can be used to measure radial velocity, rotation, or magnetic field strength with high accuracy. Our aim is to provide an FeH atlas for M-type stars in the spectral region from 986 nm to 1077 nm (Wing-Ford band). To identify these lines in CRIRES spectra of the magnetically inactive, slowly rotating, M5.5 dwarf GJ1002, we calculated model spectra for the selected spectral region with theoretical FeH line data. In general this line list agrees with the observed data, but several individual lines differ significantly in position or in line strength. After identification of as many as possible FeH lines, we corrected the line data for position and line strength to provide an accurate atlas of FeH absorption lines for use in high precision spectroscopy of low mass stars. For all lines, we used a Voigt function to obtain their positions and equivalent widths. Identification with theoretical lines was done by hand. For confirmation of the identified lines, we used statistical methods, cross-correlation techniques, and line intensities. Eventually, we were able to identify FeH lines from the (0,0), (1,0), (1,1), (2,1), (2,2), (3,2), and (4,3) vibrational bands in the observed spectra and correct the positions of the lines if necessary. The deviations between theoretical and observed positions follow a normal distribution approximately around zero. In order to empirically correct the line strength, we determinedTeff, instrumental broadening (rotational broadening) and a van der Waals enhancement factor for the FeH lines in GJ1002. We also give the scaling factors for the Einstein A values to correct the line strengths. With the identified lines, we derived rotational temperatures from the line intensities for GJ1002. We conclude that FeH lines can be used for a wide variety of applications in astrophysics. With the identified lines it will be possible for example to characterize magnetically sensitive or very temperature sensitive lines, which can be used to investigate M-type stars.
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