[論文レビュー] Stellar laboratories. IX. New Se V, Sr IV - VII, Te VI, and I VI oscillator strengths and the Se, Sr, Te, and I abundances in the hot white dwarfs G191-B2B and RE 0503-289

T. Rauch, P. Quinet+5 more|arXiv (Cornell University)|Jun 28, 2017

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 45被引用数 13

ひとこと要約

本研究では、Se V、Sr IV–VII、Te VI、およびI VIの新しい非局所熱力学的平衡（NLTE）遷移確率を提示し、熱い白色矮星におけるこれらの元素の初回同定と含有量の決定を可能にした。ハッブル宇宙望遠鏡およびFUSEのUV分光データを用いて、RE 0503−289におけるSr、Se、Te、Iの線を検出・分析し、Srの光球含有量を質量分率で6.5×10⁻⁴、Seを1.6×10⁻³と特定した。G191−B2Bでは下限値が得られ、熱い星における鉄以降の元素の蓄積に関する理解が著しく進展した。

ABSTRACT

To analyze spectra of hot stars, advanced non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) model-atmosphere techniques are mandatory. Reliable atomic data is for the calculation of such model atmospheres. We aim to calculate new Sr IV - VII oscillator strengths to identify for the first time Sr spectral lines in hot white dwarf (WD) stars and to determine the photospheric Sr abundances. o measure the abundances of Se, Te, and I in hot WDs, we aim to compute new Se V, Te VI, and I VI oscillator strengths. To consider radiative and collisional bound-bound transitions of Se V, Sr IV - VII, Te VI, and I VI in our NLTE atmosphere models, we calculated oscillator strengths for these ions. We newly identified four Se V, 23 Sr V, 1 Te VI, and three I VI lines in the ultraviolet (UV) spectrum of RE0503-289. We measured a photospheric Sr abundance of 6.5 +3.8/-2.4 x 10**-4 (mass fraction, 9500 - 23800 times solar). We determined the abundances of Se (1.6 +0.9/-0.6 x 10**-3, 8000 - 20000), Te (2.5 +1.5/-0.9 x 10**-4, 11000 - 28000), and I (1.4 +0.8/-0.5 x 10**-5, 2700 - 6700). No Se, Sr, Te, and I line was found in the UV spectra of G191-B2B and we could determine only upper abundance limits of approximately 100 times solar. All identified Se V, Sr V, Te VI, and I VI lines in the UV spectrum of RE0503-289 were simultaneously well reproduced with our newly calculated oscillator strengths.

研究の動機と目的

• 熱い白色矮星におけるスペクトル線の正確な同定を可能にするために、Se V、Sr IV–VII、Te VI、およびI VIの新しい遷移確率を計算すること。
• 熱い白色矮星G191−B2BおよびRE 0503−289におけるセレン、ストロンチウム、テルル、ヨウ素の光球含有量を特定すること。
• ハッブル宇宙望遠鏡およびFUSEの観測UVデータと合成スペクトルを比較することで、新たに計算された遷移確率の信頼性を検証すること。
• 特に放射力上昇効果の文脈において、熱い白色矮星における鉄以降の元素（Z ≥ 30）の存在と含有量を調査すること。

提案手法

• Se V、Sr IV–VII、Te VI、およびI VIの遷移確率を計算するために、非局所熱力学的平衡（NLTE）モデル大気法を用いた。
• 遷移確率および遷移確率の計算には、ハートリー＝フォック＝ロバートソン（HFR）法を用い、正確性を高めるためにキャンセル要因（CF）を評価した。
• 新たに計算された原子データを用いて合成スペクトルを生成し、HST/STISおよびFUSEの機器分解能に一致させるためにガウス型プロファイルで畳み込み処理を行った。
• G191−B2BおよびRE 0503−289の観測UVスペクトルを静止波長に補正し、合成スペクトルと比較してスペクトル線を同定した。
• 観測された線プロファイルと一致するように、モデル内の元素含有量を調整することで含有量解析を実施した。
• 含有量の不確実性はモンテカルロシミュレーションを用いて推定し、95%信頼区間で結果を報告した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Se V、Sr IV–VII、Te VI、およびI VIの新しい遷移確率は、熱い白色矮星におけるSr線の初回同定を可能にするか？
• RQ2 熱い白色矮星RE 0503−289におけるSe、Sr、Te、Iの光球含有量は何か？また、太陽値と比較するとどうなるか？
• RQ3 なぜG191−B2BのUVスペクトルにはSe、Sr、Te、Iの検出可能な線が見つからないのか？また、それらの含有量にどの程度の上限値を設定できるか？
• RQ4 新たに計算された遷移確率は、RE 0503−289における観測スペクトル線を正確に再現できるか？

主な発見

• 新たに計算された遷移確率を用いて、RE 0503−289のUVスペクトルにおいて、Se Vの線が4本、Sr Vの線が23本、Te VIの線が1本、I VIの線が3本が新たに同定された。
• RE 0503−289におけるSrの光球含有量は6.5⁺³.⁸₋₂.⁴×10⁻⁴（質量分率）と特定され、太陽値の9,500～23,800倍に相当する。
• RE 0503−289におけるSeの含有量は1.6⁺⁰.⁹₋₀.⁶×10⁻³（質量分率）であり、太陽値の8,000～20,000倍に相当する。
• Teの含有量は2.5⁺¹.⁵₋₀.⁹×10⁻⁴（質量分率）で、太陽値の11,000～28,000倍に相当し、Iの含有量は1.4⁺⁰.⁸₋₀.⁵×10⁻⁵（質量分率）で、太陽値の2,700～6,700倍に相当する。
• G191−B2Bでは、Se、Sr、Te、Iの線は検出されず、すべての元素について太陽値の約100倍までの含有量上限が推定された。
• RE 0503−289で同定されたすべての線が、新たに計算された遷移確率を用いた合成スペクトルによって同時に良好に再現された。これにより、その信頼性が確認された。