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太陽型星の化学組成比較

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188 cm 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。.

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Presentation Transcript

  1. 太陽型星の化学組成比較 　八坂　能郎

  2. 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

  3. 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。

  4. 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)

  5. 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

  6. 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

  7. 等価幅と元素量 光の強度 吸収線の強さを表す数値 • 等価幅 等価幅 測定 • 元素量 波長 等価幅 49.1mA 金属量 弱い吸収線では、金属量は等価幅に比例

  8. 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

  9. 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

  10. 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　　　　　　　　　　　

  11. 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 FeIの吸収線、３５本をプロット 8.0 8.0 8.0 5550K 5700K 5700K 5850K 鉄の量 鉄の量 鉄の量 7.0 7.0 7.0 0 5 0 5 0 5 励起ポテンシャル(eV) 励起ポテンシャル(eV) 励起ポテンシャル(eV)

  12. 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 4.50 重力加速度

  13. 4.キットピークＦＴＳと　岡山HIDESの比較 • 波長分解能の影響

  14. 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

  15. O=岡山　K=キットピーク 組成解析結果の比較 100 100 傾き1.00 傾き1.03 鉄 鉄以外 等価幅(O) mA 等価幅(O) mA ＋FeI ×FeII 0 0 100 等価幅(K)[mA] 100 0 等価幅(K)[mA] 0 等価幅の系統誤差は、3%　　　　 大気パラメータは誤差範囲で一致 ↓ 金属量の誤差は対数で 0.01

  16. 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。

  17. 5.星の分光解析 • 太陽型星の化学組成較

  18. 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 決定精度 ±50 ±0.1 ±0.2 ±0.02 • 恒星進化論のあてはめ 進化等時線 進化軌跡 大気パラメータ　→　質量、年齢 Lejeune&Schaere(2001) Lejeune&Schaere(2001) M = 0.8-1.5Solar 1.5 重力加速度 9.6 重力加速度 　　↓HD145675 10.2 　　　　↑ HD79028 0.8 ↓HD185144 　 ←HD10780 log(year)=9.6-10.2 　　　 　↑ HD186427 有効温度 有効温度 黒：金属量1倍ピンク：金属量2倍

  19. 金属量パターン１ 解析した吸収線 = 計230本×5星　 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 金属量 HD79028(F9)ｖｓ太陽 log(year)=9.8 HD186427(G3)ｖｓ太陽 log(year)=10.0 0.4 0.4 0 0 -0.4 -0.4 10 原子番号 60 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

  20. 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 金属量 0.4 0.4 金属量 0 0 10 原子番号 60 10 原子番号 60 HD10780は、唯一右上がり傾向が見られる HD185144は、金属が太陽より少ない 0.8 金属量 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 0.4 HD145675(K0)ｖｓ太陽 0 10 60 原子番号

  21. CaからZnの金属量パターン 原子番号 原子番号 原子番号 0.4 1.0 0.4 HD145675(K0) HD10780(K0) HD79028(F9) 金属量 金属量 金属量 Ca Zn -0.2 -0.2 0.6 0.2 0.2 HD185144(K0) 金属量 金属量 HD186427(G3) -0.4 -0.4 原子番号 原子番号

  22. HD145675のHD10780に対する差分アバンダンス 1 • 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。 金属量 0 10 原子番号 60

  23. 凝縮温度 Al 凝縮温度[K] Ca • 惑星の形成温度と組成の関係を示す。 Mn Na Zn 原子番号 凝縮温度＝元素が固体に取り込まれる温度

  24. 凝縮温度と金属量の関係 HD10780ｖｓ太陽 HD145675ｖｓ太陽 金属量 金属量 凝縮温度 凝縮温度 フラット 1000K以上でやや右下がり

  25. HD145675のHD10780に対する差分アバンダンス • 凝縮温度に対して右下がりの傾向が強まる。 金属量 凝縮温度

  26. 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の量 Mnの量 0 -0.6 0 0.4 -0.4 0 0.6 Feの量 Feの量 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 →

  27. 6.化学組成解析の系統誤差 • 金属量の不可解な依存性

  28. 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 金属量 有効温度 Bodagheeの解析しなかった元素では？ 重力加速度と化学組成の相関は？ Vにみられる有効温度依存性 Bodaghee(2003)より引用 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）

  29. 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。

  30. 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

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