Andrae23

Gaia Data Release 3: Analysis of the Gaia BP/RP Spectra Using the GSP-Phot = General Stellar Parametrizer from Photometry

Andrae et al.

2023 AA 674,

　アブストラクト　

　GSP-Phot = General Stellar Parametrizer from Photometry は　Apsis = astrophysical parameters inference system の一部で、天体距離、測光、BP/RP 分光に基づいて、数億の星のパラメター＝ Teff, log g, [Fe/H], M_G, Rs, D, A_G をカタログにする。その為に Bayesian forward-modeling を採用して、 BP/RP スペクトル、視差、G を同時にフィットする。

　GP-Phot は G < 19 の 471 M 天体を解析した。結果の精度は視差に影響される。ω/σ_ω > 20 つまり大体 2 kpc 以内の天体の信頼度は高い。文献値と較べるとメタル量には大きなバイアスが認められ、定性的な意味合いしか持たない。我々は経験的な補正を加え、その結果バイアスは大幅に下がった。

　３．ガイアデータへの応用　

図１． 18 太陽類似星の観測 BP/RP スペクトルと　モデル BP/RP スペクトルの間の差。上段左＝BPスペクトル。上段右＝RPスペクトル。下段＝差。 　

図２．フィルタリングをくぐり抜けた星の割合。 　

図３．フィルタリングを抜けた星の割合と上＝G等級、下=視差相対誤差の関係 　

表１．GSP=Phot と文献からとの Teff の差。 　

図４．主カタログから無作為に抽出した 2,598.519 星の左＝CMD、右＝赤化補正した CMD.　縦軸は距離補正した等級。

図５．左：HR-図。右：キール図。

　３．５．文献値との比較　

図６．ここで決めた Teff と APOGEE Teff の差を HR-図上でカラー図示。上＝全サンプル。下＝ω/σ_ω > 20. 　

図７．Tef　への減光の影響 　

図８．Teff （本論文ー文献）値の全天分布。左上＝APOGEE. 右上＝GALAH. 左下＝LAMOST, 右下＝RAVE.

表２．GSP=Phot と文献からとの log g の比較。 　

図９．低精度 ω/σ_ω < 10 の 25,169 レッドクラン天体の log g の比較。(a) GSP-Phot ベストライブラリー。(b) GSP-Phot MARCS ライブラリー。(c) GSP-Phot Phoenix ライブラリー。 .ここで決めた Teff と APOGEE Teff の差を HR-図上でカラー図示。上＝全サンプル。下＝ω/σ_ω > 20. 　

図１０．log g の比較。上：星震学 log g との差。下：差のヒストグラム。

図１１．散開星団 FGK 星 ω/σ_ω > 10, MARCS モデル [Fe/H] と星団文献値との比較。上：LAMOST による較正前。中：LAMOST による較正後。下：LAMOST による較正後。　　

表３．GSP=Phot のベスト [Fe/H] と文献値の比較。 　

図１２．局所バブル (ω > 20 mas) 内星の Ao 分布。破線＝ 0.07 mag　スケール長の勾配（？）。赤線＝ av50 減光評価 Anders22. 　

図１３．GSP-Phot Ao と av50 による Ao の差。

図１４．GSP-Phot Ao と Bayestar19 による Ao の差。全天。

図１５．GSP-Phot Ao と Bayestar19 による Ao の差。全天。Cygnus X1.

図１６．距離分布 　

図１７．パラメターの比較。

図１８．split-epoch validation dataset のポラメターペアの比率。 　

図１９．Teff - Ao 縮退。カラーは log g を表す。赤色巨星の Teff 幅が小さく、Ao 幅は大きいことに注意。

表４．インフレイションファクター。 　

　４．まとめ　

　Gaia DR3 の主な特徴は 220 M 天体の BP/RP スペクトルの公開である。この論文では、 CU8 Apsis モジュールの一つ GSP-Phot が G < 19 の 471 M 星から得た物理量を説明する。強調すべきは、GSP-Phot　が各天体を単独星で、変光なしと仮定していることである。GSP-Phot は PARSEC 等時線を用いて　Teff, log g [Fe/H], M_G などの物理量が整合することを保証している。

　しかし、現在 GSP=Phot は距離と絶対等級を直接には与えない。そのため、ＧSP-Ｐhot から得られる距離は Gaia DR3 の視差によりフィルタリングが掛かる。例えば、これはほぼ全ての WD を撥ねる、さらに、視差が負の天体に対しても全て撥ねられる。それ以外では、このフィルタリングは種族による偏りはなく、通常 G < 13 の明るい星を除いて 80 % 以上の完全性を示す。

しかし、GSP-Phot には以下のような欠点がある。

１．視差精度が低いと距離を低目に見積もる。
２．減光は正という拘束を掛けているため、低減光では大きめになる。
３．[M/H] は大きな系統誤差があり、定量的用途には使えない。 LAMOST による較正を済ませた値は使用可能である。
４． BP/RP スペクトルが低分散なため、Teff と Ao の間に縮退が存在する。恒星温度の増加が減光の増加で補償されるからである。赤色巨星の Teff 幅が小さく、Ao 幅は大きいことに注意。　