[論文レビュー] Abundances in the Herbig Ae star HD 101412: Abundance anomalies; Lambda Boo-Vega characteristics?

Charles R. Cowley, S. Hubrig+2 more|arXiv (Cornell University)|Aug 9, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 34被引用数 14

ひとこと要約

本研究では、高分解能分光法を用いて、Herbig Ae星HD 101412の大気パラメータと元素組成パターンを分析した。強線における異常な飽和は、降着する円盤物質からの加熱に起因するが、弱線からはTe_eff = 8300 Kおよびlog g = 3.8における一貫性のある組成が得られ、難揮発性元素は約0.5 dex低減されており、揮発性元素は太陽系に近いが、窒素は強化されており亜鉛は顕著に低減されている。これは、単純なガス・ダスト分離を超える複雑な起源を示唆している。

ABSTRACT

Context: Recent attention has been directed to abundance variations among very young stars. Aims: To perform a detailed abundance study of the Herbig Ae star HD 101412, taking advantage of its unusually sharp spectral lines. Methods: High-resolution spectra are measured for accurate wavelengths and equivalent widths. Balmer-line fits and ionization equlibria give a relation between Teff, and log(g). Abundance anomalies and uncertain reddening preclude the use of spectral type or photometry to fix Teff. Excitation temperatures are used to break the degeneracy between Teff and log(g). Results: Strong lines are subject to an anomalous saturation that cannot be removed by assuming a low microturbulence. By restricting the analysis to weak (<= 20 m[A]) lines, we find consistent results for neutral and ionized species, based on a model with Teff = 8300K, and log(g)=3.8. The photosphere is depleted in the most refractory elements, while volatiles are normal or, in the case of nitrogen, overabundant with respect to the sun. The anomalies are unlike those of Ap or Am stars. Conclusions: We suggest the anomalous saturation of strong lines arises from heating of the upper atmospheric layers by infalling material from a disk. The overall abundance pattern may be related to those found for the Lambda Boo stars, though the depletions of the refractory elements are milder, more like those of Vega. However, the intermediate volatile zinc is depleted, precluding a straightforward interpretation of the abundance pattern in terms of gas-grain separation.

研究の動機と目的

• 高分解能分光法を用いて、Herbig Ae星HD 101412の大気パラメータと組成パターンを特定すること。
• 標準モデル大気の予測から逸脱する強線における異常な飽和の原因を調査すること。
• 組成パターンがλ Boo星やVega星とどの程度類似しているか、特に揮発性依存性の低減について評価すること。
• 周囲円盤物質が大気構造と線形成に与える影響を評価すること。
• 励起温度と微乱流の制約を用いて、イオン化平衡と線深さの挙動の不一致を解明すること。

提案手法

• ESOのパラナルおよびラ・シリャ観測所に設置されたHARPSおよびUVES機器から得られた高分解能分光データを用い、SN比は約148、有効分解能はフィルタ処理後約40000であった。
• ブレンドのない線の正確な波長および等価幅を測定し、特に弱線（≤20 mÅ）に注目して飽和効果を避ける。
• イオン化平衡および励起温度分析を用いてTe_effとlog gを制約し、Te_eff = 8300 Kおよびlog g = 3.8が得られた。
• 成長曲線とモデル大気適合（ATLAS9）を適用し、線間散乱を最小化するように微乱流を調整した。
• 原子データにはVALDおよびNISTを用い、窒素についてはNLTE効果を検討した。
• Balmer線および禁制線（例：[O i] λ6300、Na i D）における発光特徴を分析し、上層大気の加熱を推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 弱線の分光解析に基づき、HD 101412の有効温度と表面重力は何か？
• RQ2 なぜHD 101412の強線は標準モデル大気では説明できない異常な飽和を示すのか？
• RQ3 HD 101412の組成パターンは、λ Boo星やVegaとどの程度類似しているか？
• RQ4 観測された線の飽和および大気のずれを説明する物理的メカニズムは何か？
• RQ5 難揮発性、揮発性、中間性元素の組成は、凝縮温度とどの程度相関しているか？

主な発見

• 弱線に対する最良適合モデルはTe_eff = 8300 Kおよびlog g = 3.8であり、中性種およびイオン種からの結果は一貫していた。
• 強線はATLAS9の予測よりも観測線深さ（r₀）が小さいという異常な飽和を示し、標準でない大気構造を示唆している。
• 難揮発性元素（50% Tc > 900 K）は平均して約0.5 dex低減されており、古典的λ Boo星ほどではないが依然として顕著である。
• C、N、Oなどの揮発性元素は太陽系に近いか、あるいは強化されている—NLTE補正後、窒素は+0.30 dexのLTE超過を示した。
• 亜鉛（中間揮発性、50% Tc = 630 K）は1.06 dex強く低減されており、単純なガス・ダスト分離解釈を複雑にしている。
• [O i] λ6300、Na i D、O i三重項における発光特徴は、上層大気の加熱を示しており、100–200 km s⁻¹の速度幅を示しており、周囲円盤からの降着に起因すると考えられる。