系外惑星の質量推定

ドップラー効果による恒星のスペクトルの周波数変化で推定した系外惑星の質量は、恒星の前を横切る時の周波数変化を精査するとロシター・マクラフリン効果による変化が分かるから、系外惑星の軌道傾斜角が導きだせる。
と言う事を書いてあると思うけど上手く訳せない。以下、機械翻訳。
系外惑星の質量を見積もること

要約：我々の視線への軌道傾斜が、惑星通過系を除いて、未知ですから、 分光的 に得られたすべての系外惑星質量は最低レベルです。 推定の赤道の速度（sin　ｉ）の測定、星のローテーションの期間（P_rot）と星の半径（R_star）から恒星の自転軸と観察者の視線の間の傾斜角、ｉ、を決定することは、しかしながら、可能です。 これは惑星の軌道が星の自転軸と垂直に交わるように横たわっているという仮定の下でsinの撤去に 分光的によって得られた系外惑星諸国のｉ依存を許します。 我々は大規模な文学捜索を実行して、そして系外惑星ホスト星のために罪に対してｉ、 P_rot と R_star 見積もりのカタログを提出します。 加えるに、我々は Hipparcos parallaxes とバーンズ - エヴァンス関係をさらに文献から得られた R_star 見積もりを補うために使いました。 このカタログを使って、我々はマルコフ 連鎖モンテカルロ分析を使って推測するsin iを得ました。 これは適切な１シグマの両側された信頼制限がｉがそれぞれの惑星が決定される通過蓋然性とともであるという得られる罪の上に置かれることを可能にします。 システムの小さい割合がｉが１より際立ってより大きいという罪をもたらす間に、最も見込みが高く程度が低い P_rot 見積もりのために、大多数は受容できます。 テクニックが~９０度の、そして高い通過ありそうな傾斜を示すとき、我々はさらに我々が、通過惑星系について、データを持っているケースによって奨励されます。 全部で、我々は１３３の系外惑星の本当の質量を見積もります。 これらについて、たった６が１３倍木星質量の重水素核融合が制限する上にそれら質量を修正しました。 我々の仕事は低離心率で高質量の惑星の人口を明らかにします、そして我々はこれらが機能している異なった惑星の編成メカニズムの署名を表すかもしれないと推測します。