[论文解读] Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs I. Reduction of ELODIE spectra and method of abundance determination

D. Erspamer, P. North|ArXiv.org|Dec 14, 2001

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 19被引用 27

一句话总结

本文提出了一种基于ELODIE阶梯光谱仪数据的自动、高精度方法，用于测定A型和F型恒星的详细元素丰度。通过使用IRAF重新处理原始ELODIE光谱，改进背景和杂散光校正，再结合基于迭代最小化法的合成光谱拟合技术，该方法将太阳元素丰度恢复至与标准值相差小于0.1 dex以内，验证了其在恒星元素丰度分析中的准确性。

ABSTRACT

This paper presents an automated method to determine detailed abundances for A and F-type stars. This method is applied on spectra taken with the ELODIE spectrograph. Since the standard reduction procedure of ELODIE is optimized to obtain accurate radial velocities but not abundances, we present a more appropriate reduction procedure based on IRAF. We describe an improvement of the method of Hill & Landstreet (1993) for obtaining Vsini, microturbulence and abundances by fitting a synthetic spectrum to the observed one. In particular, the method of minimization is presented and tested with Vega and the Sun. We show that it is possible, in the case of the Sun, to recover the abundances of 27 elements well within 0.1 dex of the commonly accepted values.

研究动机与目标

• 开发一种基于阶梯光谱法的自动、可靠方法，用于A型和F型恒星的详细丰度测定。
• 克服标准ELODIE还原流程的局限性，该流程优先考虑径向速度精度，而非丰度精度。
• 以织女星和太阳作为参考恒星，利用已建立的丰度标准验证该方法。
• 实现大规模恒星样本的同质化、系统性丰度分析，这对于未来多纤维光谱巡天至关重要。

提出的方法

• 使用IRAF重新处理原始ELODIE光谱，以改善光谱级次中心区域的背景减除和杂散光去除。
• 使用自定义的Fortran程序将67个独立光谱级次合并为单一、归一化、连续谱展平的光谱。
• 应用基于Hill & Landstreet (1993)的合成光谱拟合方法，通过迭代最小化观测光谱与合成光谱之间的残差。
• 通过光谱拟合同时求解有效温度、表面重力、微湍流速度和旋转速度（vsini）。
• 使用覆盖ELODIE波段范围（3900–6820 Å）的自定义谱线列表，关键谱线的gf值基于太阳光谱重新推导。
• 采用方差加权提取和通过ThAr灯曝光进行波长定标，以确保光谱精度。

实验结果

研究问题

• RQ1 经过改进背景和杂散光校正的重新处理ELODIE数据集，能否提供可靠的元素丰度？
• RQ2 当将合成光谱拟合方法应用于太阳时，其对已知太阳丰度的恢复程度如何？
• RQ3 该方法在高旋转速度恒星中，对恒星参数（Teff, log g, vsini, ξ）和丰度的测定精度如何？
• RQ4 该方法是否可实现自动化，并在大规模恒星样本中保持一致，同时最大限度减少主观性？

主要发现

• 该方法对27种元素的太阳丰度恢复精度优于±0.1 dex，证明其具有高度准确性和可靠性。
• 对于太阳，推导出的微湍流速度为0.79 km s⁻¹，与Blackwell et al. (1995)给出的0.775 km s⁻¹值高度一致。
• 太阳的旋转速度推导结果为3.8 km s⁻¹，经二次减去估计的宏观湍流速度（3 km s⁻¹）后，得到合理的实际值2.33 km s⁻¹，接近同步值1.9 km s⁻¹。
• 硫（S）的丰度与Grevesse & Sauval (1998)相比存在0.12 dex的差异，但该偏差与太阳S丰度及谱线列表敏感度的已知不确定性一致。
• 锰（Mn）的丰度接近球粒陨石值，但由于超精细分裂的影响，可能存在高达0.1 dex的高估。
• 该方法可成功处理旋转速度高达150 km s⁻¹的恒星，而传统等效宽度方法在此类恒星中已失效。