[論文レビュー] Rotational velocities of A-type stars II. Measurement of vsini in the northern hemisphere

F. Royer, S. Grenier+3 more|ArXiv.org|May 16, 2002

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 4被引用数 143

ひとこと要約

本研究では、オートゥール・ド・ Haut-Bréau 1.52 m望遠鏡を用いた高分解能分光計測により、北半球に位置する249個のA型星について、投影回転速度（v sin i）の均一な測定値を提示する。4200–4600 Å範囲のラインプロファイルに対してフーリエ変換分析を適用し、平均相対誤差が約5%のv sin iを導出し、以前のSlettebakら（1975）の値とは系統的ずれを確認。新たな校正式として、v sin i(new) = 1.03 × v sin i(old) + 7.7 km s⁻¹ を確立した。

ABSTRACT

This work is the second part of the set of measurements of vsini for A-type stars, begun by Royer et al. (2002). Spectra of 249 B8 to F2-type stars brighter than V=7 have been collected at Observatoire de Haute-Provence (OHP). Fourier transforms of several line profiles in the range 4200--4600 A are used to derive vsini from the frequency of the first zero. Statistical analysis of the sample indicates that measurement error mainly depends on vsini and this relative error of the rotational velocity is found to be about 5% on average. The systematic shift with respect to standard values from Slettebak et al. (1975), previously found in the first paper, is here confirmed. Comparisons with data from the literature agree with our findings: vsini values from Slettebak et al. are underestimated and the relation between both scales follows a linear law: vsini(new) = 1.03 vsini(old) + 7.7. Finally, these data are combined with those from the previous paper (Royer et al. 2002), together with the catalogue of Abt & Morrell (1995). The resulting sample includes some 2150 stars with homogenized rotational velocities.

研究の動機と目的

• 北天のA型星に対して、校正フリーな均一なv sin i測定値のサンプルを提供すること。
• 一貫性のない過去のv sin i値の不一致を、一貫性があり客観的な手法を用いて解消すること。
• 現在の測定値と初期の基準（例：Slettebak ら 1975）との間の系統的ずれを定量化し補正すること。
• 本研究のデータに加え、Paper IおよびAbt & Morrell（1995）の結果を統合し、約2150個の星からなる包括的で統一されたサンプルを構築すること。
• 星の進化研究や運動学的解析に用いられる早期型星の回転速度データの正確性と一貫性を向上させること。

提案手法

• オートゥール・ド・ Haut-Bréau の1.52 m望遠鏡に搭載されたAURÉLIE分光計を用いて、分解能R ~ 16,000の高分解能スペクトルを取得した。
• 4200–4600 Å範囲のラインプロファイルに対してフーリエ変換技術を適用し、最初のゼロ点の周波数からv sin iを決定した。
• フラットフィールド補正にタングステンランプを、波長校正にTh-Arランプを用い、機器に起因するアーティファクトに対応して調整を行った。
• スペクトルラインを3つの範囲に分類：Λ₁（4110–4310 Å）、Λ₂（4226–4432 Å）、Λ₃（4390–4600 Å）；v sin i分析にはΛ₃を優先した。
• 文献値との比較時に外れ値を特定・除外するため、シグマクリッピングを実施した。特に、二重星や変光星と知られる星に対して重点を置いた。
• 新しい測定値と古い測定値との間の線形スケーリング関係を導出し、v sin i(new) = 1.03 × v sin i(old) + 7.7 km s⁻¹ とした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 系統的バイアスが最小限のA型星の北半球におけるv sin iの真の分布は何か？
• RQ2 v sin iの決定において、フーリエ変換法は、従来の手法と比較して正確性と一貫性に優れているか？
• RQ3 Slettebak ら（1975）の以前のv sin i測定値は、真の値をどの程度系統的に低く見積もっているのか？
• RQ4 複数のデータソースから得たデータを、共通の手法で統合することで、一貫性があり均一なv sin iサンプルを構築できるか？
• RQ5 星の連星性や変光性は、v sin i測定値の信頼性にどの程度影響を与えるか？

主な発見

• v sin iの平均相対測定誤差は約5%であり、主にv sin iの値そのものに依存する。
• 本研究の測定値とSlettebak ら（1975）の値との間で系統的ずれが確認され、後者の方が真の値を低く見積もっていることが判明した。
• 古い値と新しい値との間の線形スケーリング関係は、v sin i(new) = 1.03 × v sin i(old) + 7.7 km s⁻¹ として定量的に特定された。
• HD 111786 や HD 192640 のような、変光性や連星系と知られる星は顕著な差異を示し、シグマクリッピングにより最終補正から除外された。
• 最終的なサンプルは、本研究、Paper I、およびAbt & Morrell（1995）のカタログのデータを統合し、約2150個の星の均質化されたv sin i値を含む。
• ベガのv sin iは約23 km s⁻¹と確認され、最近の高分解能研究と整合的であり、以前の10 km s⁻¹未満の低値推定は誤りであると結論づけられた。