[논문 리뷰] 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. Quinet외 5명|arXiv (Cornell University)|2017. 06. 28.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 45인용 수 13

한 줄 요약

이 연구는 핫 화이트 왜글에서 이러한 원소들의 첫 번째 식별과 농도 측정을 가능하게 하는 Se V, Sr IV–VII, Te VI, I VI에 대한 새로운 비국소 열역학적 평형(NLTE) 진동수를 제시한다. 허블과 FUSE의 UV 스펙트럼을 사용하여 저자들은 RE 0503−289에서 Sr, Se, Te, I 선을 검출하고 분석하며, Sr의 광합성 대기 농도를 6.5×10⁻⁴(질량 분율)으로, Se의 농도를 1.6×10⁻³으로 도출하였다. G191−B2B에서는 하한값을 확보하였으며, 이는 핫 항성에서의 전철원소(iron-peak 원소 이상) 농도 증가에 대한 이해를 크게 향상시켰다.

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.

연구 동기 및 목표

• 핫 화이트 왜글에서 스펙트럼 선 식별을 정확히 하기 위해 Se V, Sr IV–VII, Te VI, I VI에 대한 새로운 진동수를 계산하는 것.
• 핫 화이트 왜글 G191−B2B와 RE 0503−289에서 셀레늄, 스트론티움, 텔루륨, 요오드의 광합성 대기 농도를 결정하는 것.
• 최근 계산된 전이 확률의 신뢰성을 검증하기 위해 합성 스펙트럼을 허블과 FUSE의 관측 UV 데이터와 비교하는 것.
• 특히 복사력승 효과의 맥락에서 핫 화이트 왜글 내 전철원소(Z ≥ 30)의 존재와 농도를 조사하는 것.

제안 방법

• Se V, Sr IV–VII, Te VI, I VI에 대한 진동수를 계산하기 위해 비국소 열역학적 평형(NLTE) 모델 대기 기법을 사용하였다.
• 전이 확률와 진동수를 계산하기 위해 하트리-포크-로버트슨(Hartree-Fock-Robertson, HFR) 방법을 사용하였으며, 정확도를 확보하기 위해 취소 요인(CF)을 평가하였다.
• 최근 계산된 원자 데이터를 사용하여 합성 스펙트럼을 생성하고, HST/STIS와 FUSE의 분석 해상도에 맞추어 가우시안 프로파일로 콘볼루션 처리하였다.
• G191−B2B와 RE 0503−289의 관측 UV 스펙트럼을 정지 파장으로 이동시켜 합성 스펙트럼과 비교하여 스펙트럼 선을 식별하였다.
• 관측된 선 프로파일과 일치할 때까지 모델 내 원소 농도를 조정함으로써 농도 분석을 수행하였다.
• 농도의 불확실성은 몬테카를로 시뮬레이션을 사용하여 추정하였으며, 결과는 95% 신뢰구간으로 보고되었다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 Se V, Sr IV–VII, Te VI, I VI에 대한 새로운 진동수는 핫 화이트 왜글에서 Sr 선의 첫 번째 식별을 가능하게 할 수 있는가?
• RQ2 핫 화이트 왜글 RE 0503−289에서 Se, Sr, Te, I의 광합성 대기 농도는 얼마이며, 태양 농도와 비교해보면 어떻게 되는가?
• RQ3 왜 G191−B2B의 UV 스펙트럼에서는 Se, Sr, Te, I의 검출 가능한 선이 발견되지 않으며, 이들의 농도에 대해 어떤 상한값을 설정할 수 있는가?
• RQ4 최근 계산된 진동수들이 실제로 RE 0503−289의 관측된 스펙트럼 선을 정확히 재현하는가?

주요 결과

• 최근 계산된 진동수를 사용하여 RE 0503−289의 UV 스펙트럼에서 Se V 선 4개, Sr V 선 23개, Te VI 선 1개, I VI 선 3개를 새로 식별하였다.
• RE 0503−289에서의 광합성 대기 Sr 농도는 6.5⁺³.⁸₋₂.⁴×10⁻⁴(질량 분율)으로 결정되었으며, 태양 농도의 약 9,500~23,800배이다.
• RE 0503−289에서 Se 농도는 1.6⁺⁰.⁹₋₀.⁶×10⁻³(질량 분율)으로, 태양 농도의 약 8,000~20,000배이다.
• Te 농도는 2.5⁺¹.⁵₋₀.⁹×10⁻⁴(질량 분율), 즉 태양 농도의 약 11,000~28,000배이며, I 농도는 1.4⁺⁰.⁸₋₀.⁵×10⁻⁵(질량 분율), 태양 농도의 약 2,700~6,700배이다.
• G191−B2B에서는 Se, Sr, Te, I의 선이 검출되지 않았으며, 모든 원소에 대해 약 100배 태양 농도 이하의 상한 농도가 추정되었다.
• RE 0503−289에서 식별된 모든 선들이 새로 계산된 진동수를 사용한 합성 스펙트럼에 의해 동시에 잘 재현되었으며, 이는 그 신뢰성의 확인이다.