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