[論文レビュー] Fourier analysis of Fe I lines in the spectra of the Sun, {\alpha} Centauri A, Procyon, Arcturus, and Canopus

V. A. Sheminova, A. S. Gadun|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 1998

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 25被引用数 5

ひとこと要約

本研究は、太陽型および発達星におけるFe I線に高分解能フーリエ解析（200,000解像度）を適用し、微乱流およびマクロ乱流速度場を分離した。太陽、α Cen A、プロキオン、アーチュルスでは等方的微乱流と径方向・接線方向マクロ乱流が見られたが、カノーパスでは非等方的乱流が判明した。カノーパスでは強い径方向マクロ乱流（17 km/s）と弱い接線成分（1.3 km/s）を示し、回転速度も低め（3.5 km/s）であった。

ABSTRACT

We used spectral observations of Fe I line profiles with a 200 000 resolution to determine micro and macroturbulent velocities in the atmospheres of the Sun as a star, {\alpha} Cen A, Procyon ({\alpha} CMi), Arcturus ({\alpha} Boo), and Canopus ({\alpha} Car). Isotropic microturturbulent velocities (V_mi) and radial-tangential macroturbulent velocities (V_ma,RT) were found to be a quite suitable approximation to the velocity field in the atmospheres of all stars studied except Canopus. The average velocities V_mi and V_ma,RT are 0.8 +/- 0.1 and 2.6 +/- 0.3 km/s for the Sun as a star, 0.8 +/- 0.2 and 2.9 +/- 0.4 km/s for {\alpha} Cen A, 0.8 +/- 0.3 and 5.9 +/- 0.2 km/s for Procyon, 1.0 +/- 0.2 and 4.6 +/- 0.3 km/s for Arcturus. The velocity field in the atmosphere of Canopus can be described by an anisotropic radial-tangential distribution of microturbulence with V_mi,RT = 2.1 km/s and anisotropic distribution of macroturbulence with V_ma,rad = 17 +/- 2 km/s and V_ma,tan = 1.3 +/- 1.0 km/s. From Fourier analysis of broadening and shapes of three spectral lines of Fe I, we have derived the rotation velocity V_e sini = 3.5 +/- 0.2 km/s for Canopus.

研究の動機と目的

• 高分解能分光法を用いて、太陽、α Cen A、プロキオン、アーチュルス、カノーパスの大気における微乱流およびマクロ乱流速度場を特定すること。
• 対流境界付近のグランセレーション境界を含むH–R図上での速度場構造の進化を評価すること。
• 特に超巨星（例：カノーパス）で観測されるスペクトル線の非対称性（特にビオレット反転）を、そのフーリエ変換を分析することで解明すること。
• 特に対流包層を持たない星において、等方的または非等方的モデルのどちらが乱流速度場をよりよく記述できるかを検証すること。
• Fe I線のプロファイルのフーリエ解析を用いて、カノーパスの回転速度を導出すること。

提案手法

• ESOで取得されたDravins（1982–1984年）のFe I線の高分解能（200,000）分光画像を用い、S/N > 300で、機器のFWHM ≈ 2.3 km/sであった。
• フーリエ変換技術を用いて、線プロファイルへの微乱流、マクロ乱流、回転の寄与を分離した。
• わずかな混合成分補正後に左・右の翼を平均化することで線プロファイルを対称化し、10%コアの重心として線コア中心を維持した。
• 波長補間ステップ（0.001–0.005 nm）を用いて、一貫した分光サンプリングを維持し、フーリエ変換におけるアーチファクトを回避した。
• 等方的微乱流および径方向・接線方向マクロ乱流モデルをフーリエパワースペクトルにフィットさせ、速度振幅を導出した。
• 機器プロファイルおよび線幅拡張のフーリエ変換の最初のゼロ点から、回転速度（Ve sin i）を抽出した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 太陽からカノーパスのような発達星に至るH–R図上での微乱流およびマクロ乱流速度場は、どのように変化するか？
• RQ2 なぜ超巨星（例：カノーパス）のスペクトル線は、太陽型星で見られる赤色のC字型非対称性とは異なり、ビオレット反転の非対称性を示すのか？
• RQ3 対流包層を持つ星と持たない星において、微乱流およびマクロ乱流の等方的または非等方的モデルが、観測された線プロファイルをどの程度正確に記述できるか？
• RQ4 カノーパスの真の回転速度は何か？他のサンプル星と比較するとどうなるか？
• RQ5 3D流体力学モデルと半経験的モデルは、アーチュルスやプロキオンのような星における乱流速度振幅を予測する上で、どのように比較されるか？

主な発見

• 太陽では等方的微乱流（0.8 ± 0.1 km/s）と径方向・接線方向マクロ乱流（2.6 ± 0.3 km/s）を示した。
• α Cen Aでは、同様の等方的微乱流（0.8 ± 0.2 km/s）と、太陽よりわずかに高いマクロ乱流（2.9 ± 0.4 km/s）を示した。
• プロキオンでは、マクロ乱流（5.9 ± 0.2 km/s）と微乱流（0.8 ± 0.3 km/s）が高く、低重力および高温と整合的であった。
• アーチュルスでは微乱流（1.0 ± 0.2 km/s）とマクロ乱流（4.6 ± 0.3 km/s）を示し、低密度で金属不足の大気における強化された対流運動を示した。
• カノーパスでは顕著な非等方的乱流を示した：径方向マクロ乱流は17 ± 2 km/s、接線方向は1.3 ± 1.0 km/sであり、微乱流は2.1 km/sで、径方向・接線方向の非等方的特徴を示した。
• カノーパスの回転速度は3.5 ± 0.2 km/sと測定され、超巨星であるにもかかわらず回転が遅いことが示された。