[論文レビュー] 3D hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of late-type giants: chemical abundances from molecular lines

A. Ivanauskas, A. Kučinskas+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 8, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 5被引用数 4

ひとこと要約

本研究は、後期型巨星における分子線形成に及ぼす対流の影響を評価するために、3次元流体ダイナミクスCO5BOLDモデルと1次元LHDモデルの大気構造を比較した。金属不足星における分子線の3D–1D元素番数補正は[M/H] = –3.0で最大–0.9 dexに達することが判明し、特にCN線において顕著で、線パラメータおよび金属量依存性が強い。これは1次元モデルが金属不足星の元素番数分析において重大な限界を有することを示唆している。

ABSTRACT

We investigate the influence of convection on the formation of molecular spectral lines in the atmospheres of late-type giants. For this purpose we use the 3D hydrodynamical CO5BOLD and classical 1D LHD stellar atmosphere codes and synthesize a number of fictitious lines belonging to a number of astrophysically relevant molecules, C2, CH, CN, CO, NH, OH. We find that differences between the abundances obtained from molecular lines using the 3D and 1D model atmospheres are generally small at [M/H]=0.0, but they quickly increase at sub-solar metallicities where for certain molecules they may reach -2.0 dex. The 3D-1D abundance differences show a significant dependence on the spectral line parameters, such as wavelength and excitation potential. Our comparison, therefore, reveals a complex interplay between the spectral line formation and convection that can not be properly accounted for with the classical 1D model atmospheres.

研究の動機と目的

• 3次元対流運動が後期型巨星における分子線形成に与える影響を定量化すること。
• 金属不足環境における分子線からの正確な化学元素番数を導出するための1次元モデル大気の信頼性を評価すること。
• 3D–1D元素番数補正が金属量、線波長、準位励起エネルギーにどのように依存するかを特定すること。
• C2、CH、CN、NH、OHのための架空の分子線を合成するために、3次元CO5BOLDモデルと1次元LHDモデル大気を比較すること。
• 3次元と1次元モデルにおける温度構造の違いが、外層大気における線形成に与える影響を評価すること。

提案手法

• 同一の大気パラメータ（Teff、log g、[M/H]）とミクロ物理学を有する3次元流体ダイナミクスCO5BOLDモデルと1次元LHDモデルを用いた。
• LTE仮定の下で、Linfor3Dコードを用いてC2、CH、CN、NH、OHのための架空のスペクトル線を合成した。
• 異なる大気層を調べるため、4000 Å、8500 Å、16000 Åの波長と、0 eVおよび2 eVの励起エネルギーを持つ線を選択した。
• 成長曲線を用いて3D–1D元素番数補正を計算し、微乱乱効果を最小限に抑えるために弱線（≤5 mÅ）のみを用いた。
• 3次元モデルにおける温度および密度構造を分析し、1次元モデルおよび⟨3D⟩平均化モデルと比較することで、線形成の深さを評価した。
• 金属量[M/H] = 0.0から–3.0の範囲で補正を定量化し、外層温度差の影響に注目した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 3次元流体ダイナミクスモデルは、後期型巨星において1次元モデルと比較して分子線形成にどのように影響を及ぼすか？
• RQ2 金属不足星における分子線の3D–1D元素番数補正の大きさと金属量依存性は何か？
• RQ3 波長や励起エネルギーといった線パラメータが、3D–1D元素番数補正の大きさに与える影響は何か？
• RQ4 なぜ低金属量において、特に外層大気で3D–1D補正が大きくなるのか？
• RQ5 3次元モデルと1次元モデルにおける温度構造の違いは何か？その影響は分子線形成にどのように現れるか？

主な発見

• CN線において[M/H] = –3.0で最大–0.9 dexの3D–1D元素番数補正が観測され、元素番数推定に顕著な系誤差が生じることを示唆している。
• 3D–1D補正の大きさは金属量が低下するにつれて増大し、特に[M/H] = –3.0で最大の差が観察された。
• C2およびCH線は大気の深部で形成され、外層温度差の影響をあまり受けないため、補正が最小であった。
• 3D–1D補正は励起エネルギーに強く依存しており、低励起線（χ = 0 eV）では高励起線（χ = 2 eV）よりも大きな補正が見られた。
• 特に[M/H] = –3.0では、3次元モデルは外層（log τ_Ross < –3.5）で1次元モデルよりも顕著に冷却されており、これが大きな元素番数補正を引き起こしている。
• 分子種ごとに3D–1D補正の大きさに顕著な差が見られ、CNでは最大、C2では最小であった。これは線形成深さおよび熱的構造への感受性の違いに起因する。