[论文解读] Stellar laboratories. VI. New Mo IV - VII oscillator strengths and the molybdenum abundance in the hot white dwarfs G191-B2B and RE0503-289

T. Rauch, P. Quinet+4 more|arXiv (Cornell University)|Dec 23, 2015

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 38被引用 15

一句话总结

本研究提出了钼离子 Mo iv–vii 的新型非局部热动平衡（NLTE）振子强度，使首次可靠测定高温白矮星中钼的丰度成为可能。利用哈勃空间望远镜/STIS 和 FUSE 获取的 RE 0503−289 与 G191−B2B 的高分辨率紫外光谱，作者识别出 12 条 Mo v 线和 9 条 Mo vi 线，推导出 RE 0503−289 的光球层钼丰度为 1.2–3.0×10⁻⁴（22,500–56,400 倍太阳丰度），并为 G191−B2B 中的钼、氪和氙设定了上限，同时推出了一个新的 GAVO 虚拟天文台服务以供原子数据访问。

ABSTRACT

For the spectral analysis of high-resolution and high-signal-to-noise (S/N) spectra of hot stars, state-of-the-art non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) model atmospheres are mandatory. These are strongly dependent on the reliability of the atomic data that is used for their calculation. To identify molybdenum lines in the ultraviolet (UV) spectra of the DA-type white dwarf G191-B2B and the DO-type white dwarf RE0503-289 and to determine their photospheric Mo abundances, newly calculated Mo IV - VII oscillator strengths are used. We identified twelve Mo V and nine Mo VI lines in the UV spectrum of RE0503-289 and measured a photospheric Mo abundance of 1.2 - 3.0 x 10**-4 (mass fraction, 22500 - 56400 times the solar abundance). In addition, from the As V and Sn IV resonance lines, we measured mass fractions of arsenic (0.5 - 1.3 x 10**-5, about 300 - 1200 times solar) and tin (1.3 - 3.2 x 10**-4, about 14300 35200 times solar). For G191-B2B, upper limits were determined for the abundances of Mo (5.3 x 10**-7, 100 times solar) and, in addition, for Kr (1.1 x 10**-6, 10 times solar) and Xe (1.7 x 10**-7, 10 times solar). The arsenic abundance was determined (2.3 - 5.9 x 10**-7, about 21 - 53 times solar). A new, registered German Astrophysical Virtual Observatory (GAVO) service, TOSS, has been constructed to provide weighted oscillator strengths and transition probabilities. Reliable measurements and calculations of atomic data are a prerequisite for stellar-atmosphere modeling. Observed Mo V - VI line profiles in the UV spectrum of the white dwarf RE0503-289 were well reproduced with our newly calculated oscillator strengths. For the first time, this allowed to determine the photospheric Mo abundance in a white dwarf.

研究动机与目标

• 为提高热星光谱分析中原子数据的可靠性，特别是针对钼等超铁元素。
• 解决目前缺乏 Mo iv–vii 精确振子强度的问题，该问题阻碍了在高分辨率紫外光谱中准确测定元素丰度。
• 在高温白矮星 RE 0503−289 和 G191−B2B 的紫外光谱中识别钼的谱线。
• 利用新计算的 NLTE 模型大气，确定 RE 0503−289 的光球层钼丰度以及 G191−B2B 的丰度上限。
• 开发并发布一个新的虚拟天文台服务（TOSS），用于提供加权振子强度和跃迁概率。

提出的方法

• 通过先进的原子结构计算，计算了 Mo iv–vii 的新型振子强度，以改进 NLTE 恒星大气建模。
• 应用 TMAP NLTE 模型大气代码，模拟了 RE 0503−289 和 G191−B2B 大气中的谱线形成过程。
• 利用哈勃空间望远镜/STIS 和 FUSE 获取的高分辨率、高信噪比紫外光谱，观测了 Mo v、Mo vi、As v、Sn iv 及其他离子的谱线。
• 通过将观测到的谱线轮廓与基于 NLTE 模型计算的合成光谱进行拟合，约束了元素丰度。
• 构建了 TOSS 虚拟天文台服务，以提供新计算的振子强度和跃迁概率的访问。
• 进行了辐射悬浮与扩散建模，以解释这些白矮星中超铁元素丰度模式的成因。

实验结果

研究问题

• RQ1 Mo iv–vii 的准确振子强度是什么？它们如何改进高温白矮星大气的 NLTE 建模？
• RQ2 在 RE 0503−289 和 G191−B2B 的紫外光谱中，哪些钼谱线可以被明确识别？
• RQ3 DO 型白矮星 RE 0503−289 的光球层钼丰度是多少？G191−B2B 中的丰度上限又是多少？
• RQ4 这些恒星中砷、锡、氪、氙及其他超铁元素的丰度与太阳值相比如何？其过量丰度的成因是什么？
• RQ5 辐射悬浮在多大程度上可以解释这些高温白矮星中重元素的观测丰度模式？

主要发现

• 利用新计算的振子强度，成功在 DO 型白矮星 RE 0503−289 的紫外光谱中明确识别出 12 条 Mo v 线和 9 条 Mo vi 线。
• 确定了 RE 0503−289 的光球层钼丰度为 log Mo = −3.73 ± 0.2，对应质量分数为 1.2–3.0×10⁻⁴，即太阳丰度的 22,500–56,400 倍。
• 测得 RE 0503−289 中砷的丰度为 log As = −5.08 ± 0.2，即 0.5–1.3×10⁻⁵（300–1,200 倍太阳丰度），锡的丰度为 log Sn = −3.69 ± 0.2，即 1.3–3.2×10⁻⁴（14,300–35,200 倍太阳丰度）。
• 在 G191−B2B 中，钼的丰度上限为 5.3×10⁻⁷（100 倍太阳丰度），氪为 1.1×10⁻⁶（10 倍太阳丰度），氙为 1.7×10⁻⁷（10 倍太阳丰度），砷的丰度为 2.3–5.9×10⁻⁷（21–53 倍太阳丰度）。
• 使用新振子强度的 NLTE 模型成功再现了 RE 0503−289 中 Mo v 和 Mo vi 谱线轮廓，验证了原子数据与丰度测定的可靠性。
• 建立了新的虚拟天文台服务 TOSS（http://dc.g-vo.org/TOSS），用于提供新计算的 Mo iv–vii 及其他元素的加权振子强度和跃迁概率的访问。