[論文レビュー] Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs I. Reduction of ELODIE spectra and method of abundance determination

D. Erspamer, P. North|ArXiv.org|Dec 14, 2001

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 19被引用数 27

ひとこと要約

本論文は、ELODIEエシェル分光計のデータを用いて、A型およびF型の星における詳細な元素組成を自動的かつ高精度に決定する手法を提示する。RAW ELODIEスペクトルをIRAFを用いて再処理し、背景および散乱光補正を改善することで、合成スペクトルフィッティング手法と反復的最小化を適用した。この手法により、太陽の組成が標準値から±0.1デキシに回復され、星の組成分析における正確性が裏付けられた。

ABSTRACT

This paper presents an automated method to determine detailed abundances for A and F-type stars. This method is applied on spectra taken with the ELODIE spectrograph. Since the standard reduction procedure of ELODIE is optimized to obtain accurate radial velocities but not abundances, we present a more appropriate reduction procedure based on IRAF. We describe an improvement of the method of Hill & Landstreet (1993) for obtaining Vsini, microturbulence and abundances by fitting a synthetic spectrum to the observed one. In particular, the method of minimization is presented and tested with Vega and the Sun. We show that it is possible, in the case of the Sun, to recover the abundances of 27 elements well within 0.1 dex of the commonly accepted values.

研究の動機と目的

• エシェル分光法を用いてA型およびF型星における詳細な組成決定のための自動的かつ信頼性の高い手法を開発すること。
• 標準のELODIE還元パイプラインに内在する制限を克服すること。このパイプラインは、組成の精度を犠牲にして径速度の正確性を優先している。
• Vegaおよび太陽を、既に確立された組成基準を持つ基準星として用いて、手法の妥当性を検証すること。
• 将来的なマルチファイバー分光調査に不可欠な、均質的かつ体系的な大規模星サンプルの組成分析を可能にすること。

提案手法

• 中心部のスペクトルオーダーにおいて特に顕著な背景および散乱光補正を向上させるために、IRAFを用いてRAW ELODIEスペクトルを再処理する。
• カスタムFortranプログラムを用いて、67個の個別スペクトルオーダーを1つの正規化済み、コンtinuumフラット化されたスペクトルに統合する。
• Hill & Landstreet (1993)に基づく合成スペクトルフィッティング手法を採用し、観測スペクトルと合成スペクトルの残差を反復的最小化することで最適化する。
• 同時に、効果的温度、表面重力、微乱流速度、回転速度（vsini）をスペクトルフィッティングにより解く。
• ELODIE波長域（3900–6820 Å）をカバーするカスタムラインリストを用い、特に重要なラインのgf値は太陽スペクトルから再評価する。
• 分散重み付き抽出およびThArランプ露出を用いた波長校正を実施し、スペクトルの正確性を保証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 背景および散乱光補正を改善した再処理されたELODIEデータセットは、信頼性のある元素組成をもたらすのか？
• RQ2 太陽に適用した合成スペクトルフィッティング手法が、既知の太陽組成をどの程度正確に回復できるか？
• RQ3 高い回転速度を示す星に対して、この手法は星のパラメータ（Teff, log g, vsini, ξ）および組成をどの程度の精度で決定できるか？
• RQ4 この手法は自動化可能であり、主観的要因を最小限に抑えて大規模星サンプルに一貫して適用可能か？

主な発見

• 27元素の太陽組成が±0.1デキシ以内の精度で回復され、高い正確性と信頼性を示した。
• 太陽の微乱流速度は0.79 km s⁻¹と算出され、Blackwellら（1995）の0.775 km s⁻¹と非常に良好に一致した。
• 太陽の回転速度は3.8 km s⁻¹と算出されたが、推定されたマクロ乱流（3 km s⁻¹）を二乗和で差し引くと、現実的である2.33 km s⁻¹が得られ、同期周期値の1.9 km s⁻¹に近い値となった。
• 硫黄（S）の組成はGrevesse & Sauval（1998）と0.12デキシの差を示したが、これは太陽におけるS組成およびラインリスト感度の既知の不確実性と整合的である。
• マンガン（Mn）の組成は、メテオライト値に近く、ただし超微細分裂の影響により最大0.1デキシの過大評価が生じる可能性がある。
• 本手法は、従来の等価幅法が失敗する150 km s⁻¹までの高い回転速度を持つ星に対しても、正常に処理できた。