[論文レビュー] Kinetic equilibrium of iron in the atmospheres of cool dwarf stars II. Weak Fe I lines in the solar spectrum

T. Gehren, A. J. Korn+1 more|ArXiv.org|Oct 29, 2001

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 23被引用数 28

ひとこと要約

本研究は、太陽スペクトルの弱いFe I線における非局所熱力学的平衡（NLTE）効果を、ライン遮蔽モデルおよび実験的太陽大気モデルを用いて調査する。最適な原子的および大気的パラメータとして、水素衝突率（標準値の0.5–5倍）、微乱流速度（1.0 km s⁻¹）、van der Waals減衰の補正（Δlog C₆ = –0.10 から –0.15）、SchnabelらによるFe II f値を特定し、一貫性のある太陽Fe Iの質量関数 log ε(Fe I,⊙) ≈ 7.48–7.51 を得た。これにより、以前のf値セットによる不一致が解消され、イオン化平衡が確認された。

ABSTRACT

NLTE line formation calculations of FeI in the solar atmosphere are extended to include weak optical lines. Previously established atomic models are used to discriminate between different ways of treating collisional interaction processes. To derive a common solar FeI abundance from both strong and weak lines, fine-tuning of the microturbulence velocity parameter and the van-der- Waals damping constants is required. The solar FeI abundances based on all available f-values are dominated by the large scatter already found for the stronger lines. In particular the bulk of the data from the work of May et al. and O'Brian et al. is not adequate for accurate abundance work. Based on f-values measured by the Hannover and Oxford groups alone, the FeI LTE abundances are eps(FeI,Sun)=7.57 for the empirical and eps(FeI,Sun) = 7.48 ... 7.51 for the line-blanketed solar model. The solar Fe ionization equilibrium obtained for different atomic and atmospheric models rules out NLTE atomic models with a low efficiency of hydrogen collisions. At variance with Paper I, it is now in better agreement with laboratory FeII f-values for all types of line-blanketed models. Our final model assumptions consistent with a single unique solar Fe abundance eps(Fe,Sun) = 7.48 ... 7.51 calculated from NLTE line formation are (a) a line-blanketed solar model atmosphere, (b) an iron model atom with hydrogen collision rates 0.5 < S_H < 5 times the standard value to compensate for the large photoionization cross-sections, (c) a microturbulence velocity xi = 1.0 kms, (d) van-der-Waals damping parameters decreased by Delta(log C6) = -0.10...-0.15 as compared to Anstee & O'Mara's calculations, depending on S_H, (e) FeII f-values as published by Schnabel et al., and (f) FeI f-values published by the Hannover and Oxford groups.

研究の動機と目的

• 弱い線からの太陽Fe I質量関数の不一致をNLTE効果を考慮することで解消すること。
• 特に水素衝突率およびvan der Waals減衰パラメータの異なる選択が、Fe I線形成に与える影響を評価すること。
• 複数のモデルを用いてFe IとFe IIのイオン化平衡を統合することで、一貫性のある太陽Fe質量関数を確立すること。
• 励起エネルギー依存性を最小限に抑えるために、最適な微乱流速度および減衰補正を同定すること。
• 金属貧乏星におけるNLTE質量関数解析のための、堅牢で再利用可能なレシピを、太陽基準データを用いて提供すること。

提案手法

• 両方の実験的およびライン遮蔽モデル大気を用いて、太陽大気におけるFe IのNLTE線形成計算を実施した。
• Anstee & O’Mara (1991, 1995)の量子力学的減衰定数を用い、プロファイル適合を改善するための体系的補正（Δlog C₆ = –0.10 から –0.15）を施した。
• 大きな光電離断面積を補償するため、水素衝突率（S_H）を標準値の0.5から5倍の範囲で調整した。
• HannoverおよびOxfordグループのFe I f値、SchnabelらのFe II f値を用いて、データセット間の一貫性を評価した。
• 観測と合成フラックスプロファイルの一致を最適化するために、微乱流速度（ξ_t）を0.85から1.0 km s⁻¹の範囲で変化させた。
• 励起エネルギー0–5 eVの100本以上のFe I線（特に弱い線および内翼挙動）のプロファイル適合を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 太陽スペクトルにおける弱いFe I線に及ぼすNLTE効果の影響は何か。また、それらは導出されるFe質量関数にどのように影響するか。
• RQ2 水素衝突率およびvan der Waals減衰パラメータの異なる選択が、励起エネルギー準位にわたるFe I質量関数の一貫性にどのように影響するか。
• RQ3 強線と弱線を併用した場合に、一意の太陽Fe I質量関数を導くことは可能か。そのために必要なモデルパラメータは何か。
• RQ4 異なる実験グループ（例：Mayら、O’Brianら）のf値における不一致が、質量関数決定にどの程度悪影響を及えるか。
• RQ5 ダイナミカルな大気的効果（例：粒状対流）は、NLTEモデリングにおける微乱流速度および減衰パラメータの調整の信頼性にどのように影響するか。

主な発見

• HannoverおよびOxfordグループのf値を用いたNLTE解析により、太陽Fe I質量関数は log ε(Fe I,⊙) = 7.48–7.51 となり、隕石値と整合的である。
• 最良の適合モデルでは、微乱流速度が1.0 km s⁻¹、Anstee & O’Maraに対するvan der Waals減衰補正が Δlog C₆ = –0.10 から –0.15 である必要がある。
• 大きな光電離断面積を補償するため、水素衝突率は標準値の0.5から5倍の範囲にスケーリングする必要がある。
• May らおよび O’Brian らのf値を用いると、質量関数の散らばりが著しく大きくなり、正確な質量関数作成には不適切である。
• Fe II f値がSchnabel らのものであり、減衰パラメータが補正された場合にのみ、Fe IとFe IIのイオン化平衡が達成される。
• 最終的なモデルでは、励起エネルギー依存性が顕著ではなく（Δlog ε/ΔE_low = –0.0054 から –0.0094）、内部的一致性が確認された。