[論文レビュー] Line formation in convective stellar atmospheres. I. Granulation corrections for solar photospheric abundances

M. Steffen, H. Holweger|ArXiv.org|Mar 8, 2002

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 12被引用数 33

ひとこと要約

本研究は、2次元放射移動力学シミュレーションを用いて、太陽の粒状対流に起因する光球温度非均一性が分光的元素含有量決定に与える影響を定量的に評価する。個々のスペクトル線に対して「粒状対流補正」を導出し、標準的な1次元モデル大気では低励起エネルギーの原子（例：Ti I）に対して最大で−0.3 dexの含有量を過剰に見積もっていることが示された。一方、励起エネルギーが約5 eVの線は、これらの影響に対してほとんど感受性を示さない。

ABSTRACT

In an effort to estimate the largely unknown effects of photospheric temperature fluctuations on spectroscopic abundance determinations, we have studied the problem of LTE line formation in the inhomogeneous solar photosphere based on detailed 2-dimensional radiation hydrodynamics simulations of the convective surface layers of the Sun. By means of a strictly differential 1D/2D comparison of the emergent equivalent widths, we have derived "granulation abundance corrections" for individual lines, which have to be applied to standard abundance determinations based on homogeneous 1D model atmospheres in order to correct for the influence of the photospheric temperature fluctuations. In general, we find a line strengthening in the presence of temperature inhomogeneities as a consequence of the non-linear temperature dependence of the line opacity. For many lines of practical relevance, the magnitude of the abundance correction may be estimated from interpolation in the tables and graphs provided with this paper. The application of abundance corrections may often be an acceptable alternative to a detailed fitting of individual line profiles based on hydrodynamical simulations. The present study should be helpful in providing upper bounds for possible errors of spectroscopic abundance analyses, and for identifying spectral lines which are least sensitive to the influence of photospheric temperature inhomogeneities.

研究の動機と目的

• 動的で非均一な太陽光球を静的で1次元のモデル大気で置き換えることによる分光的含有量決定における系統的誤差を定量化すること。
• 平均温度構造の違いとは独立して、水平方向の温度変動が線形成に与える影響を分離して同定すること。
• 天文学的関心を持つ線に対して、粒状対流補正を推定することで、含有量解析を補正する実用的ツールを提供すること。
• 解像度の不足による光球の非均一性に起因する標準的含有量解析における誤差の上限を確立すること。
• より頑健な含有量決定が可能な、温度変動に対して感受性が低いスペクトル線を特定すること。

提案手法

• 太陽対流圏の2次元放射移動力学シミュレーションを用いて、現実的な光球温度および速度構造をモデル化する。
• 出射等価幅の厳密な差分的1次元／2次元比較を実施し、温度非均一性が線形成に与える影響を分離する。
• 「架空の」スペクトル線の概念を適用し、励起エネルギー、強度、波長、イオン化段階といった線パラメータを変化させながら、平均構造は一定に保つ。
• 2次元非均一モデルから導かれた含有量と1次元均一モデルから導かれた含有量の差を「粒状対流含有量補正」として計算する。
• 提供された表およびグラフにおける補間を用いて、明示的に計算されていない線の補正を推定する。
• 非局所熱平衡（LTE）を仮定し、適切な微乱乱速度パラメータを用いることで、非熱的速度場の差を抑制する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 粒状対流に起因する光球温度変動が、スペクトル線の出射等価幅にどのように影響を与えるか？
• RQ2 粒状対流補正の大きさとその励起エネルギー、強度、イオン化段階、元素依存性は何か？
• RQ3 太陽光球における温度非均一性に対して感受性が最も高く、最も低いスペクトル線はどれか？
• RQ4 2次元シミュレーションから導かれた補正は、3次元シミュレーションおよび非局所熱平衡（NLTE）条件における真の効果とどのように一致するか？
• RQ5 完全な流体動力学的モデリングなしで、実用的な含有量解析において粒状対流補正を信頼性高く推定できるか？

主な発見

• 励起エネルギーが約5 eVの線は、元素やイオン化段階に関係なく、ほとんど粒状対流効果に感受性を示さず、補正値はほぼゼロに近い。
• C I、N I、O I、Mg II、Si IIの弱い高励起線（E_i ≥ 10 eV）に対しては、中程度の補正（約−0.1 dex）が見られた。
• 最大の補正（−0.3 dex）は、イオン化エネルギーが6〜8 eVの元素の基底状態線（E_i = 0 eV）であるTi Iに見られた。
• 同じ励起エネルギーに対しては、線の強度が強いほど補正が系統的に正しくなる（負の値が小さくなる）。
• 補正の波長依存性は線の種類によって異なり、「メジャリティ」および「マイノリティ」種では異なる傾向を示した。
• 導出された補正値は上限とみなされる。なぜなら、3次元シミュレーションでは温度変動の振幅が小さくなり、NLTE効果により線の光学厚さの変動がさらに小さくなるためである。