[論文レビュー] Cool luminous stars: the hybrid nature of their infrared spectra -- Carbon, oxygen, and their isotopic abundances in 23 K - M giant stars

Takashi Tsuji|arXiv (Cornell University)|Jul 28, 2008

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 31

ひとこと要約

本研究は、K-型巨星における赤外線スペクトルのハイブリッド的性質を特定し、光球層の元素組成分析に信頼できるのは、弱い線（log W/ν ≤ −4.75）に限ることを示している。これは、温かい分子層（MOLsphere）による汚染のためである。強度の強い線や中程度の強度の線は、この外部成分によって著しく歪められており、古典的手法による元素組成分析が無効になる。また、MOLsphereは、低温で明るい星における主要な大気的特徴であることが明らかになった。

ABSTRACT

We identified a possible origin of the difficulty in abundance analysis of cool luminous stars. We found purely empirically that there is a limit of logW/nu = -4.75 (W: equivalent width, nu: wavenumber) above which the observed lines do not follow the line formation theory based on the classical micro-turbulent model and that the abundance analysis can be done only with the lines of logW/nu < -4.75. The C, O, and their isotopic abundances determined from such weak lines of CO and OH in 23 K - M giants are roughly consistent with the predictions of evolutionary models. However, the stronger lines of logW/nu > -4.75 cannot be analyzed at all by the classical line formation theory. From the behavior of these lines and considering other observations such as the detections of H2O lines, not only in the late M giants but also in the early M and K giants, we found that these lines are badly disturbed by the contamination from extra molecular layers. We already know that the very strong lines of logW/nu > -4.4 are contaminated by the contribution from the extra warm molecular layers, but we now show that such contamination should be prevailing not only in the strong low excitation lines but also in the intermediate-strength lines (-4.75 < logW/nu > -4.4) as well. The reason why these lines cannot be used for determining photospheric abundances is simply because they include the contamination of the non-photospheric origin. Instead they can be new proves of the warm molecular envelope for which little is known yet. An important conclusion is that the infrared spectra of K - M giants are a hybrid of at least two components originating in the photosphere and the warm molecular envelope. In the interpretation and analysis of the infrared spectra of cool luminous stars, it is essential to keep their hybrid naure in mind.

研究の動機と目的

• 赤外線スペクトルを用いた低温で明るい星の元素組成分析における長年の困難を解決すること。
• K-型巨星におけるスペクトル線の異常、特に古典的線形成モデルの不成立の原因を特定すること。
• 高分解能FTSデータを用いて23個のK-型巨星における炭素、酸素およびそれらの同素体の組成を特定すること。
• MOLsphere（温かい分子層）が線の歪みを引き起こし、元素組成推定に与える影響を評価すること。
• 光球層と汚染された線の間を分ける臨界閾値（log W/ν ≈ −4.75）を確立すること。

提案手法

• 古典的微乱流モデルと1次元モデル光球層を用いたラインごとの分析を実施。
• キット・ピーク国立観測所の高分解能フォーリエ変換分光法（FTS）データを用い、ヒンクルおよびリッジウェイの提供によるもの。
• log W/ν に基づき、ラインを3つのグループに分類：弱い（≤ −4.75）、中程度の強度（−4.75 < log W/ν ≤ −4.4）、強い（> −4.4）。
• グループ間での線形状態と等価幅の比較により、古典理論からの逸脱を検出。
• H₂O線の検出といった観測的証拠を統合し、外部の分子層の存在を裏付ける。
• 特に初回および第二回の混ざり上げ過程を含む星の進化モデルと整合性があるかを評価。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜK-型巨星の強度の強い線および中程度の強度の線では、古典的手法による元素組成分析が失敗するのか？
• RQ2 中程度の強度の線が古典的線形成理論から逸脱する物理的メカニズムは何か？
• RQ3 log W/ν のどの臨界値で、光球層的行動から汚染された行動への遷移が起こるのか？
• RQ4 MOLsphereおよび外側の分子層は、同素体組成の信頼性にどの程度影響を与えるか？
• RQ5 強度の強い線の汚染にもかかわらず、弱い線（log W/ν ≤ −4.75）は一貫性があり正確な光球層組成を提供できるか？

主な発見

• log W/ν ≈ −4.75 の臨界閾値が、古典的線形成理論に従う線と従わない線を分ける。
• MOLsphereの影響を最小限に受けるため、光球層の元素組成分析に信頼できるのは、log W/ν ≤ −4.75 の弱い線に限られる。
• 中程度の強度の線（−4.75 < log W/ν ≤ −4.4）は、強度の強い線と区別がつかず、MOLsphereによる汚染を受けており、高励起エネルギー（最大2 eV）でも同様である。
• 強度の強い線（log W/ν > −4.4）は、すでに外側の分子層による汚染が知られており、本研究はこの汚染が中程度の強度の線にも及んでいることを確認した。
• 弱い線から導かれた炭素、酸素および同素体の組成は、初回および第二回の混ざり上げ過程を含む進化モデルと概ね整合的であるが、12C、13Cおよび14Nの偏差は、断続的な混合イベントの可能性を示唆している。
• 光球層とMOLsphereの寄与を併せ持つ赤外線スペクトルのハイブリッド的性質が、長年の元素組成分析の困難さを説明しており、光球層信号を分離するための高分解能分光法の必要性を強調している。