[論文レビュー] Line formation in solar granulation: II. The photospheric Fe abundance

M. Asplund, Aa. Nordlund+2 more|arXiv (Cornell University)|May 15, 2000

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 3被引用数 7

ひとこと要約

本研究では、微乱流や等価幅フィッティングといった従来の仮定を避けるために、ab initio 3D 熱力学的流体モデル大気を用いて太陽光球層鉄含有量を決定した。Fe I線から得た結果は log ε_Fe = 7.44 ± 0.05、Fe II線から得た結果は 7.45 ± 0.10 であり、太陽系隕石の値 7.46 ± 0.01 と非常に良好に一致し、長年の太陽含有量決定における矛盾が解消された。

ABSTRACT

The solar photospheric Fe abundance has been determined using realistic ab initio 3D, time-dependent, hydrodynamical model atmospheres. The study is based on the excellent agreement between the predicted and observed line profiles directly rather than equivalent width, since the intrinsic Doppler broadening from the convective motions and oscillations provide the necessary non-thermal broadening. Thus, three of the four hotly debated parameters (equivalent widths, microturbulence and damping enhancement factors) in the center of the recent solar Fe abundance dispute regarding FeI lines no longer enter the analysis, leaving the transition probabilities as the main uncertainty. Both FeI (using the samples of lines of both the Oxford and Kiel studies) and FeII lines have been investigated, which give consistent results: log FeI = 7.44 +- 0.05 and log FeII = 7.45 +- 0.10. Also the wings of strong FeI lines return consistent abundances, log FeII = 7.42 +- 0.03, but due to the uncertainties inherent in analyses of strong lines we give this determination lower weight than the results from weak and intermediate strong lines. In view of the recent slight downward revision of the meteoritic Fe abundance log Fe = 7.46 +- 0.01, the agreement between the meteoritic and photospheric values is very good, thus appearingly settling the debate over the photospheric Fe abundance from FeI lines.

研究の動機と目的

• 太陽光球層鉄含有量の長年の不一致を解消すること。これは、以前まで最大 0.2 dex のばらつきが認められていた。
• 含有量解析における不確実なパラメータ（微乱流、等価幅、緩和増幅係数など）への依存を排除すること。
• 現実的な 3D 熱力学的流体モデル大気を用いて、太陽光球層における線形成を正確にモデル化すること。
• Fe I と Fe II 線の間の整合性を検証し、強線の端末部や非局所熱平衡（non-LTE）効果の影響を評価すること。
• 光球層鉄含有量を太陽系隕石の値と一致させることで、太陽鉄含有量に関する議論を解決すること。

提案手法

• 太陽の粒状対流を自己一貫的に再現する ab initio 3D 時間依存の熱力学的流体モデル大気を用いる。
• これらの 3D モデルを用いて全スペクトル合成を実施し、Fe I および Fe II 線の合成線プロファイルを予測する。
• 合成線プロファイルを観測プロファイルと直接比較することで、等価幅測定および関連する不確実性を回避する。
• Fe I 線の衝突による幅広がりに現代の量子力学的計算を適用し、経験的緩和増幅係数の必要性を排除する。
• 弱い線および強い Fe I 線（その端末部を含む）を同一の 3D モデルで分析し、線強度領域全体にわたる整合性を検証する。
• 特に Fe I の強い線に対して非局所熱平衡（non-LTE）効果の可能性を検討し、含有量決定への影響を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 3D 熱力学的流体モデル大気が、微乱流や緩和増幅係数といった便宜的なパラメータの必要性を排除できるか？
• RQ2 等価幅ではなく、現実的な 3D モデルを用いて線プロファイルを直接フィッティングした場合、太陽光球層鉄含有量はどのようになるか？
• RQ3 3D モデリングの文脈において、Fe I と Fe II 線は一貫した鉄含有量をもたらすか？また、太陽系隕石値と比較するとどうなるか？
• RQ4 線の端末部を正確にモデル化することが難しい強線の影響が、最終的な含有量決定にどの程度及ぶか？
• RQ5 強い Fe I 線では非局所熱平衡（non-LTE）からの逸脱が顕著であり、3D フレームワークにおいて含有量結果にバイアスを及えるおそれがあるか？

主な発見

• Fe I 線を用いた太陽光球層鉄含有量は、3D モデル大気と直接線プロファイルフィッティングを用いて log ε_Fe = 7.44 ± 0.05 として決定された。
• Fe II の含有量は log ε_Fe = 7.45 ± 0.10 と決定され、Fe I の結果および太陽系隕石値と非常に良好に一致した。
• 強線の Fe I から得た含有量は log ε_Fe = 7.42 ± 0.03 と一貫性を示したが、線の端末部のモデル化の難易度のため、低い重み付けがなされた。
• 光球層含有量と太陽系隕石含有量（7.46 ± 0.01）との一致は非常に良好であり、長年の含有量不一致が解消されたことを示している。
• 本研究では、3D モデルが微乱流や緩和増幅係数といった自由パラメータの必要性を排除でき、より堅牢な含有量決定を可能にしたことを示した。
• 結果から、過去の不一致は 1D モデルや近似の使用に起因し、3D 流体力学的記述が太陽線形成をより正確に再現できることを示唆している。