[論文レビュー] Solar model with CNO revised abundances

J. Montalbán, A. Miglio+4 more|arXiv (Cornell University)|Aug 3, 2004

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 7

ひとこと要約

本研究は、再評価されたCNO元素の混合比（Asplund et al. 2004）に起因する太陽モデルの不一致を調査し、浅い対流層と低い表面ヘリウム混合比が継続することを明らかにした。太陽振動の観測データと整合させるために、対流層の底で7%の光学濃度の増加と、50%の拡散速度の増大を提案し、音速プロファイルの改善と、観測された対流層の深さ（0.713 R☉）および表面ヘリウム混合比（Y_s ≈ 0.248）との一致を達成した。

ABSTRACT

Recent three-dimensional, NLTE analyses of the solar spectrum have shown a significant reduction in the C, N, O and Ne abundances leading to a Z/X ratio of the order of 0.0177. We have computed solar models with this new mixture in the OPAL opacity tables. The present He abundance we find seems rather consistent with the helioseismic value. However, the convective envelope is too shallow, and diffusion, even if it reduces the discrepancy, is not able to give the current value. We present some numerical experiments consisting in changing the diffusion velocities and/or the value of opacity at the base of the convective envelope.

研究の動機と目的

• 再評価されたCNO元素混合比を用いた太陽モデルと太陽振動の音速プロファイルとの間の継続的不一致を解消すること。
• 光学濃度の調整と拡散速度の増大が理論的モデルと観測された太陽構造とを一致させられるかを検討すること。
• Asplund et al. (2004) が提示した更新されたC, N, O, Neの混合比が、対流層の深さや表面ヘリウム混合比といった太陽内部の性質に与える影響を評価すること。
• 異なる光学濃度テーブルおよび拡散係数を用いたモデルのキャリブレーションの妥当性を検証すること。

提案手法

• OPAL01の状態方程式とOPAL96の光学濃度テーブルを用い、T < 6000 KではAlexander & Ferguson (1994) のデータを補完したCLES星間進化コードを用いて太陽モデルを構築した。
• Asplund et al. (2004b) が提示した再評価されたC, N, O, Neの混合比を用い、新しい状態方程式と光学濃度テーブルを生成した。
• すべての要素に対して、MLT対流法とThoul et al. (1994) の形式による微視的拡散を適用した。
• 対流層の底での光学濃度を3通りの方法で系統的に変化させた：Seaton (2004) の補正、Bahcall (2004) の提案（14%増加）、最終モデルでは7%増加とした。
• 拡散速度を1.5倍および2.0倍に変更し、モデル出力への感度を検証した。
• 太陽振動の制約、特に対流層の深さ（R_cz ≈ 0.713 R☉）と表面ヘリウム混合比（Y_s ≈ 0.248）を用いてモデルをキャリブレーションした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 再評価されたCNO元素混合比（Asplund et al. 2004）は、太陽モデルと太陽振動観測データとの間の一致をどの程度損なうか？
• RQ2 対流層の底での光学濃度を7–14%程度増加させることで、理論的音速プロファイルと観測プロファイルとの一致が改善されるか？
• RQ3 拡散速度を50%増大させることで、対流層の深さおよび表面ヘリウム混合比の不一致が軽減されるか？
• RQ4 再評価された化学組成のもとで、太陽振動データと最も一致する光学濃度と拡散速度の調整の組み合わせは何か？

主な発見

• 再評価されたCNO元素混合比を用いたモデル（S2）では、対流層の深さが0.727 R☉に達し、太陽振動観測値（0.713 R☉）よりも顕著に浅くなった。
• 対流層の底で14%の光学濃度増加（Bahcall 1モデル）は音速プロファイルの一致を改善したが、依然として観測プロファイルと一致しなかった。
• 拡散速度を2倍にしたモデル（D1）では音速プロファイルの不一致が軽減され、対流層の深さが0.714 R☉に達した。
• 7%の光学濃度増加と50%の拡散速度増大を併用した組み合わせ（D2およびD3モデル）が、太陽振動データと最も良好に一致し、R_cz = 0.717 R☉およびY_s = 0.248を達成した。
• 最良適合モデルにおける表面ヘリウム混合比（Y_s ≈ 0.248）は、太陽振動観測値（0.248）とわずかに低く、一貫性があることを示した。
• 更新された14N(p,γ)15OのS因子（Formicola & Luna, 2004）は、モデルキャリブレーションや音速プロファイルに顕著な影響を及ぼさなかった。