[論文レビュー] Stellar model atmospheres with magnetic line blanketing. II. Introduction of polarized radiative transfer

S. Khan, D. Shulyak|CERN Bulletin|Nov 26, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 22被引用数 24

ひとこと要約

本稿では、A星およびB星の偏光放射移動と磁場線吸収を組み込んだ新しい1次元モデル大気コードを提示する。これにより、異常ゼーマン分裂の正確な取り扱いが可能になる。主な結果として、UVから可視光域へのエネルギー再分配が確認され、磁場強度、金属量、効果的温度に依存する5200 Åの深さの小さい吸収が観測される。偏光を含めたモデルでは、非偏光モデルと比較して線吸収効果が低減される。

ABSTRACT

The technique of model atmosphere calculation for magnetic Ap and Bp stars with polarized radiative transfer and magnetic line blanketing is presented. A grid of model atmospheres of A and B stars are computed. These calculations are based on direct treatment of the opacities due to the bound-bound transitions that ensures an accurate and detailed description of the line absorption and anomalous Zeeman splitting. The set of model atmospheres was calculated for the field strengths between 1 and 40 kG. The high-resolution energy distribution, photometric colors and the hydrogen Balmer line profiles are computed for magnetic stars with different metallicities and are compared to those of non-magnetic reference models and to the previous paper of this series. The results of modelling confirmed the main outcomes of the previous study: energy redistribution from UV to the visual region and flux depression at 5200A. However, we found that effects of enhanced line blanketing when transfer for polarized radiation takes place are smaller in comparison to those obtained in our first paper where polarized radiative transfer was neglected. Also we found that the peculiar photometric parameter delta_a is not able to clearly distinguish stellar atmospheres with abundances other than solar, and is less sensitive than delta(V_1-G) or Z to a magnetic field for low effective temperature (Teff=8000K). Moreover we found that the back determination of the fundamental stellar atmosphere parameters using synthetic Stromgren photometry does not result in significant errors.

研究の動機と目的

• 磁場を持つAp/Bp星のための、偏光放射移動を含む現実的なモデル大気コードの開発。
• 直接線単位の計算法を用いて、線吸収率における異常ゼーマン分裂の正確な取り扱い。
• 磁場線吸収がエネルギー分布、光度色、Balmer線プロファイルに与える影響の調査。
• 磁場強度と金属量に対する光度インデックス（Δa、Z、Δ(V₁−G)）の感度評価。
• 磁場星における合成ストルムグレン光度測定の、基本的星像パラメータ回復への有効性の検証。

提案手法

• SynthMスペクトル合成コードの部品を用いて、LLModelsコードに偏光放射移動を組み込み。
• 吸収率の計算に、吸収率サンプリングや分布関数を用いず、直接線単位の計算を実施。
• 全スペクトル線に対して、異常ゼーマン分裂を用いた磁場線幅拡大を組み込み。
• T_eff 8000 K から 15,000 K、B場 1 から 40 kG の範囲で、1次元モデル大気のグリッドを計算。
• ATLAS9ベースのルーチンを用いて連続スペクトル吸収率と分配関数を計算し、ATLAS12で更新された鉄族元素データを適用。
• 非磁場モデルと比較するため、高分解能エネルギー分布関数、光度色、Balmer線プロファイルの合成を実施。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 偏光放射移動を含めた場合、非偏光モデルと比較して磁場線吸収効果の大きさにどのような影響を与えるか？
• RQ2 5200 Åのエネルギー分布の低下は、磁場強度、効果的温度、金属量にどのように依存するか？
• RQ3 低温の磁場星において、光度インデックスΔa、Z、Δ(V₁−G) は磁場強度と金属量に対してどの程度感度を示すか？
• RQ4 合成ストルムグレン光度測定は、磁場星における基本的星像パラメータの回復に信頼性を持って利用可能か？
• RQ5 高磁場のA/B星において、磁場は水素Balmer線プロファイルにどのような影響を与えるか？

主な発見

• 偏光放射移動を含めた場合、非偏光モデルと比較して磁場線吸収効果の大きさが約30–50%低減される。特にT_effが低い場合に顕著である。
• UVから可視光域へのエネルギー再分配が確認され、これは非偏光モデル（Paper I）と比較して約2倍小さい効果である。
• 5200 Åのエネルギー分布の低下は、磁場強度と金属量に伴い増加するが、効果的温度が高い場合にはその振幅が減少する。
• T_eff = 8000 K の場合、Δ(V₁−G) は磁場強度に対してより感度が高く（0から40 kGに変化で最大38 mmagの変化）、Δa よりも高い感度を示す。一方、Δa は非太陽的金属量の区別にはあまり効果的でない。
• T_eff = 8000 K の場合、B = 10 kG でΔa はわずか9–13 mmagの変化にとどまるため、低温の磁場星では磁場強度に対する感度が限定的であることが示された。
• 合成ストルムグレン光度測定により、典型的な誤差範囲内で基本的星像パラメータを信頼性高く回復可能であり、40 kGでもBalmer線プロファイルの変化は連続スペクトルの2.5%以内にとどまる。