鉄の量 - 国立天文台 光赤外研究部
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Transcript 鉄の量 - 国立天文台 光赤外研究部
太陽型星の化学組成比較
八坂 能郎
この時間の内容
1.研究の目的
2.岡山での観測
3.解析方法
4.キットピークと岡山の比較
5.太陽型星の化学組成比較
6.化学組成解析の系統誤差
1.研究の目的
分光器の差異に起因する解析誤差を調べる。
キットピーク天文台150太陽望遠鏡+フーリエ分光器によるSolar Flux
Atlas 及び、岡山天体物理観測所188cm望遠鏡+エシェル分光器による
月のスペクトルを解析し、結果を比較する
化学組成解析法の系統誤差を調べる。
太陽及びF-K型に属する5星の間で化学組成を比
較する。
2.観測
国立天文台岡山天体物理観測所188cm+
HIDES(HIgh Dispersion Echelle Spectrograph)
波長分解能
65000
スペクトル波長域
4300-8700A
S/N
200-300
観測対象
F-K型星(表)
星名
月(太陽)
HD10780
HD79028
HD145675
HD185144
HD186427
分光型
G2V
K0V
F9V
K0V
K0V
G3V
V等級
-14
5.6
5.2
6.7
4.7
6.2
距離(pc)
ー
9.98
19.6
18.1
5.77
21.4
観測波長域
4300-8700A
4300-8700A
5100-8700A
5100-8700A
5100-4700A
4300-8700A
測光温度 測光重力加速度
ー
ー
5118
4.6
5123
4.5
5625
4.0
5448
4.1
4790
4.1
恒星のスペクトル
エシェルスペクトル
↓
IRAFによる
一次処理
↓
エシェル分光器のスペクトル像
提供:Ohkubo
3.化学組成解析法
恒星の化学組成をいかにし
て求めるか
等価幅と元素量
等価幅
吸収線の強さを表す
数値
光
の
強
度
等価幅
波長
元素量
測定
等
価
幅
金属量
弱い吸収線では、金属
量は等価幅に比例
49.1mA
吸収線の選定
吸収線どうしの重なり
→
等価幅の誤差
金属吸収線どうしのブレンド
AlI ↓
地球大気吸収線とブレンド
↑
FeI
コンティニウムが見えない
↑
TiI
ZrII
恒星の理論スペクトルや、地球大気吸収スペクトルを参照
化学組成解析の方法
吸収線解析
恒星大気に含まれる原子、イオン → 吸収線
吸収線の強度は、恒星大気中の元素量を
反映している
解析プログラム SPTOOL
モデル大気の構築、吸収線の強度測定、組成解析
基礎方程式 : 静力学平衡の式、輻射輸送方程式、状態方程式
仮定
: 放射平衡、平行平板大気、局所熱力学平衡
吸収線情報 : 波長、元素、電離状態、遷移確率、拡幅
大気パラメータ
大気パラメータは、その大気モデルで吸収線強
度を矛盾なく、説明するものでなければならない。
太陽型星の解析では、もっとも多く見られる鉄の
吸収線を利用する。
1.有効温度
(FeIの励起平衡)
2.表面重力加速度
(FeIとFeIIの電離平衡)
3.微小乱流速度
(等価幅の強弱補正)
4.金属量(太陽を基準に対数スケールで表記する)
初期値を与える → 反復計算
有効温度の決定
有効温度は、吸収線の励起ポテンシャルと、鉄
の量の間に、傾向がみられなくなるように選ぶ。
例:太陽の有効温度を決める
8.0
8.0
5550K
鉄
の
量
7.0
FeIの吸収線、35本をプロット
0
励起ポテンシャル(eV)
8.0
5700K
5700K
鉄
の
量
5
7.0
0
励起ポテンシャル(eV)
5850K
鉄
の
量
5 7.0 0
励起ポテンシャル(eV)
5
重力加速度の決定
重力加速度は、FeIの吸収線と、FeIIの吸収線で、
鉄の量が一致するように選ぶ。
7.6
鉄
の
量 7.5
FeI
7.4
FeII
4.00
重力加速度
4.50
4.キットピークFTSと
岡山HIDESの比較
波長分解能の影響
分光器によるスペクトルの
見え方比較
キットピークFTS
波長分解能400,000
岡山HIDES
波長分解能65,000
同じ波長域のスペクトル比較
組成解析結果の比較 O=岡山
K=キットピーク
100
100
傾き1.00
傾き1.03
等 鉄
価 +FeI
幅 ×FeII
(O)
mA
等
価
幅
(O)
mA
鉄以外
0
0
0
等価幅(K)[mA]
100
0
等価幅(K)[mA]
大気パラメータは誤差範囲で一致
分光器 T[K]
log(g[cm/s/s]) v[km/s] A(Fe)
キットピーク 5700
4.4
0.95
7.44
岡山
5720
4.35
0.9
7.45
100
等価幅の系統
誤差は、3%
↓
金属量の誤差は対
数で 0.01
キットピークFTSvsHIDES
鉄の等価幅に系統的な差異は見られな
かった。このため、大気パラメータは誤差範
囲内で一致した。
一方、鉄以外の元素では、等価幅に系統的
な差異が見られた。
金属量への影響は、絶対量がわずかであ
るため、太陽型星の化学組成解析において
は、実用に耐える
化学組成解析は、同じ分光器によって得ら
れたデータのみに基づいて行えば、このよ
うな系統誤差を避けることができる。
5.星の分光解析
太陽型星の化学組成較
恒星の大気パラメータ
鉄の吸収線の解析に基づく大気パラメータ
星名
T(K)
logg(g[cm/s/s]) v(km/s) 鉄の量(太陽比) 質量(太陽比)
HD10780
5300
4.55
0.7
0.06 0.88±0.02
HD79028
5950
4.15
1.3
0.12 1.20±0.05
HD145675 5250
4.4
0.5
0.53 <0.8
HD185144 5300
4.5
0.9
-0.16 0.82±0.02
HD186427 5650
4.3
1
0.04 0.94±0.02
決定精度
±0.1
±0.2
±0.02
恒星進化論のあてはめ
進
化
軌
跡
±50
年齢(年の対数)
9.7±0.5
9.8±0.1
>10.2
10.2±0.4
10.0±0.2
進
化
等
時
線
大気パラメータ → 質量、年齢
3.5
M = 0.81.5Solar
1.5
重
力4.0
加
速
度4.5
3.5
Lejeune&Schaere(2001)
0.8 ↓HD145675
↓HD185144
↑
HD79028
↑
←HD10780
HD186427
3.80
3.78
3.76
3.74
有効温度
3.72
3.70
重
4.0
力
加
速
4.5
度
3.80
Lejeune&Schaere(2001)
9.6
10.2
log(year)=
9.6-10.2
3.78
3.76
3.74
有効温度
黒:金属量1倍 ピンク:金属量2倍
3.72
3.70
金属量パターン1
解析した吸収線 = 計230本×5星
金
属
量
0.4
=
解析した
元素
C, N, Na, Al, Si, Ca, Sc, Ti, V,
Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Zn, Sr, Y,
Zr, Ba, Ce, Pr, Nd
金
属
量
0.4
HD79028(F9)vs太陽
log(year)=9.8
0
0
-0.4
-0.4
10
原子番号
60
HD186427(G3)vs太陽
log(year)=10.0
10
原子番号
60
分光型で太陽に最も近い
化学組成の面でも類似
金属量パターン2
HD10780(K0)vs太陽
log(year)=10±1
HD185144(K0)vs太陽
log(year)=10.2
金 0.4
属
量 0
金
属
量
0.4
0
10
原子番号
60
10
HD10780は、唯一右上
がり傾向が見られる
原子番号
60
HD185144は、金属
が太陽より少ない
0.8
金
0.4
属
量
0
HD145675(K0)vs太陽
10
原子番号
60
HD145675は、金属過剰
星。CaからZnにかけて
の金属量の奇偶性が太
陽より弱い
CaからZnの金属量パターン
0.4
原子番号
0.4 原子番号
1.0 原子番号
HD79028(F9)
HD145675(K0)
HD10780(K0)
金
属
量
金
属
量 Ca
金
属
量
Zn
-0.2
-0.2
0.2
0.6
0.2
HD185144(K0)
金
属
量
金
属
量
-0.4
-0.4
原子番号
HD186427(G3)
原子番号
HD145675のHD10780に対する差分アバ
ンダンス
1
金
属
量
0
10
原子番号
60
NからSiの減少傾向と、CaからZnにか
けて増加傾向が顕著
HR7373vs太陽(大久保)と類似。
凝縮温度
凝
縮
温
度
[K]
1800
1600
1400
1200
1000
800
600
400
200
0
Al
Ca
Mn
Na
Zn
0
10
20
30
40
50
60
原子番号
凝縮温度=元素が固体に取り込まれる温度
惑星の形成温度と組成の関係を示す。
凝縮温度と金属量の関係
HD10780vs太陽
金
属
量
HD145675vs太陽
金
属
量
凝縮温度
フラット
凝縮温度
1000K以上でやや右下がり
HD145675のHD10780に対する差分アバ
ンダンス
金
属
量
凝縮温度
凝縮温度に対して右下がりの傾向が
強まる。
鉄の量と他の金属量の相関
Bodaghee(2003)は、百余星の化学組成解析を行い、鉄
の金属量と、それ以外の10元素について相関を調べた
0.4
Mn
の 0
量
Mn
の
量
-0.6
Feの量
0
0.4
-0.4
0
Feの量
0.6
Mnにみられる鉄の量に対する依存性
Bodaghee(2003)より引用
→
ターゲット星で、Bodaghee(2003)
の傾向から大きく外れるものはなかった
6.化学組成解析の系統誤
差
金属量の不可解な依存性
大気パラメータと化学組成
の相関
Bodaghee(2003) 百余星の
化学組成解析に基づき、有
効温度と元素量の相関を指
摘
Bodagheeの解析しなかっ
た元素では?
金
属
量
有効温度
Vにみられる有効温度依存性
Bodaghee(2003)より引用
重力加速度と化学組成の
相関は?
C Na Al Si Ca Sc Ti V Cr Mn Co Ni Cu Zn Y Zr Ce Pr Nd
有効温度(B)
* * *
有効温度
重力加速度
+
- -
-
- - - -
+ - + + +
- -
* * * * * * *
- + + + +
+:正の相関 - :負の相関 (有意水準70パーセント)
まとめ
過去に研究例のない元素を加えて、太陽型
星の化学組成解析を行った。
分光器の分解能は、化学組成の解析結果に
影響を及ぼすため、同じ分光器で得られたス
ペクトルに基づいて、差分解析を行った。
恒星の化学組成パターンには、多様性と類似
性の両方がみられる。
現行の化学組成解析は、結果に表面温度あ
るいは、重力加速度に対する依存性があり、
改良が望まれる。詳細は、より多くの恒星を
解析することで明らかになるであろう。
参考文献
恒星大気の化学組成解析全般
David F. Gray “The observation and analysis of stellar atmospheres” (輪読本)
恒星の進化軌跡
T.Lejeune, D.Schaerer
2001A&A ...366...538
太陽型星の化学組成解析
A.Bodaghee, N.C.Santos, G.Israelian, M.Mayor 2003A&A ...404...715