[论文解读] 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. Quinet+5 more|arXiv (Cornell University)|Jun 28, 2017

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 45被引用 13

一句话总结

本研究为 Se V、Sr IV–VII、Te VI 和 I VI 提供了新的非局部热动平衡（NLTE）振子强度，使首次在热白矮星中识别出这些元素并测定其丰度成为可能。利用哈勃望远镜和FUSE的紫外光谱，作者在 RE 0503−289 中检测并分析了 Sr、Se、Te 和 I 的谱线，测得 Sr 的光球丰度为 6.5×10⁻⁴（质量分数），Se 的丰度为 1.6×10⁻³，G191−B2B 中的丰度为下限值，显著推进了对热恒星中超铁元素富集机制的理解。

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.

研究动机与目标

• 计算 Se V、Sr IV–VII、Te VI 和 I VI 的新振子强度，以实现对热白矮星中光谱线的精确识别。
• 测定热白矮星 G191−B2B 和 RE 0503−289 中硒、锶、碲和碘的光球丰度。
• 通过将合成光谱与哈勃望远镜和 FUSE 的观测紫外数据进行比较，检验新计算的跃迁概率的可靠性。
• 研究热白矮星中过渡铁元素（Z ≥ 30）的存在与丰度，特别是探讨辐射悬浮效应的影响。

提出的方法

• 采用非局部热动平衡（NLTE）模型大气方法，计算 Se V、Sr IV–VII、Te VI 和 I VI 的振子强度。
• 使用 Hartree-Fock-Robertson（HFR）方法计算跃迁概率和振子强度，并评估抵消因子（CF）以确保准确性。
• 利用新计算的原子数据生成合成光谱，并通过高斯卷积以匹配 HST/STIS 和 FUSE 的仪器分辨率。
• 将 G191−B2B 和 RE 0503−289 的观测紫外光谱移至静止波长，并与合成光谱进行比较，以识别谱线。
• 通过调整模型中的元素丰度，使合成光谱与观测线轮廓匹配，完成丰度分析。
• 使用蒙特卡洛模拟估算丰度不确定性，结果以 95% 置信区间报告。

实验结果

研究问题

• RQ1 新计算的 Se V、Sr IV–VII、Te VI 和 I VI 振子强度是否能首次实现热白矮星中 Sr 谱线的识别？
• RQ2 热白矮星 RE 0503−289 中 Se、Sr、Te 和 I 的光球丰度是多少？与太阳值相比如何？
• RQ3 为何在 G191−B2B 的紫外光谱中未检测到 Se、Sr、Te 和 I 的谱线？这些元素的丰度上限可设定为多少？
• RQ4 新计算的振子强度是否能准确再现 RE 0503−289 中的观测谱线？

主要发现

• 利用新计算的振子强度，在 RE 0503−289 的紫外光谱中首次识别出 4 条 Se V、23 条 Sr V、1 条 Te VI 和 3 条 I VI 谱线。
• RE 0503−289 中光球 Sr 丰度测定为 6.5⁺³.⁸₋₂.⁴×10⁻⁴（质量分数），即太阳丰度的 9,500 至 23,800 倍。
• RE 0503−289 中 Se 丰度为 1.6⁺⁰.⁹₋₀.⁶×10⁻³（质量分数），相当于太阳丰度的 8,000 至 20,000 倍。
• Te 丰度为 2.5⁺¹.⁵₋₀.⁹×10⁻⁴（质量分数），即太阳丰度的 11,000 至 28,000 倍；I 丰度为 1.4⁺⁰.⁸₋₀.⁵×10⁻⁵（质量分数），即太阳丰度的 2,700 至 6,700 倍。
• 在 G191−B2B 中未检测到 Se、Sr、Te 或 I 的谱线，其丰度上限估计约为太阳丰度的 100 倍。
• 在 RE 0503−289 中识别的所有谱线，均能通过使用新计算振子强度生成的合成光谱同时且良好地再现，证实了其可靠性。