[論文レビュー] The diameters of Alpha Centauri A and B - A comparison of the asteroseismic and VINCI/VLTI views

P. Kervella, F. Thévenin+5 more|CERN Bulletin|Mar 28, 2003

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 21被引用数 116

ひとこと要約

本研究では、VLT干渉計のVINCI装置を用いて、アルファ・セントauriAおよびBの角直径を直接干渉測定した最初の試みであり、それぞれ0.2%および0.6%の相対精度を達成した。測定された縁減衰角直径（Aは8.511±0.020 mas、Bは6.001±0.034 mas）とパララックスデータを組み合わせることで、線形直径はそれぞれ1.224±0.003 D⊙および0.863±0.005 D⊙となり、これは、以前の推定値と比較してB成分の質量を3%低く予測する星彩振動モデルと非常に良好に一致している。

ABSTRACT

We compare the first direct angular diameter measurements obtained on our closest stellar neighbour, Alpha Centauri, to recent model diameters constrained by asteroseismic observations. Using the VINCI instrument installed at ESO's VLT Interferometer (VLTI), the angular diameters of the two main components of the system, Alpha Cen A and B, were measured with a relative precision of 0.2% and 0.6%, respectively. Particular care has been taken in the calibration of these measurements, considering that VINCI is estimating the fringe visibility using a broadband K filter. We obtain uniform disk angular diameters for Alpha Cen A and B of UD[A] = 8.314 +/- 0.016 mas and UD[B] = 5.856 +/- 0.027 mas, and limb darkened angular diameters of LD[A] = 8.511 +/- 0.020 mas and LD[B] = 6.001 +/- 0.034 mas. Combining these values with the parallax from Soderhjelm (1999), we derive linear diameters of D[A] = 1.224 +/- 0.003 Dsun and D[B] = 0.863 +/- 0.005 Dsun. These values are compatible with the masses published by Thevenin et al.(2002) for both stars.

研究の動機と目的

• 長基線光干渉法を用いて、アルファ・セントauri AおよびBの角直径を初めて直接測定すること。
• 特にB成分の質量を3%低く予測する星彩振動モデルが、直接干渉測定と整合するかを検証すること。
• 系統誤差を最小限に抑えるために、明るさが低く、解像できない標準星を用いて干渉測定の可視度を校正すること。
• Söderhjelm (1999)のパララックスを用いて、干渉測定による角直径と組み合わせ、線形直径および星のパラメータを導出すること。
• 星のモデルにおける対流長さと質量の変動が、観測された直径と理論的予測との一致をどのように改善するかを評価すること。

提案手法

• 長基線光干渉法を用い、VLT干渉計（VLTI）のVINCI装置でKバンド（λ ≈ 2.178 μm）の縁の干渉縞の可視度を測定した。使用した基線は16 mおよび66 mの2つであった。
• 測定に影響を与える機器的および大気的要因を補正するため、明るさが低く、解像できない標準星を校正源として用いた。
• 可視度曲線から、モデルに依存しない手法により、均一円盤（UD）および縁減衰（LD）の角直径を測定した。
• Söderhjelm (1999)のパララックスを用いて、角直径を太陽単位での線形直径に変換した。
• Théveninら（2002）がCESAM星の進化コードを用いて予測した星彩振動モデルの予測値と、得られた線形直径を比較した。
• 対流長さをλ = 0.98から0.96に、B成分の質量を0.907から0.909 M⊙に変更することで、観測値との一致を改善するモデル調整を試みた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 長基線干渉法によるアルファ・セントauri AおよびBの正確な角直径は何か？
• RQ2 干渉測定から導かれた線形直径は、B成分の質量を3%低く予測する星彩振動モデルの予測値とどのように一致するか？
• RQ3 星のモデルにおける対流長さと質量の調整により、B成分の観測直径と理論的予測との一致は改善できるか？
• RQ4 可視度測定の精度は、基線長さとターゲットの可視度レベルにどの程度依存するか？
• RQ5 干渉法と星彩振動法を組み合わせることで、質量や半径といった基本的星のパラメータに対する制約をより厳密に得られるか？

主な発見

• アルファ・セントauri Aの均一円盤角直径は8.314±0.016 mas、Bは5.856±0.027 masであった。
• 縁減衰角直径は、Aが8.511±0.020 mas、Bが6.001±0.034 masと決定された。
• 角直径とパララックスを組み合わせて導かれた線形直径は、Aが1.224±0.003 D⊙、Bが0.863±0.005 D⊙であった。
• 干渉測定による直径は、B成分の質量を以前の推定値より3%低く予測するThéveninら（2002）の星彩振動モデルと非常に良好に一致した。
• 対流長さをλ = 0.98から0.96に、B成分の質量を0.909 M⊙に増加させることで、干渉測定値との乖離が減少し、予測直径は5.999±0.050 masとなった。
• B成分の効果的温度は5262 Kと確認され、分光的測定値の5260 Kと一致しており、モデルの信頼性を裏付けた。