岡山HIDESを用いた太陽類似恒星の統計的研究
竹田洋一1、川野元聡1、本田敏志2、安藤裕康1、桜井隆1（1 国立天文台、2 ぐんま天文台）

１．はじめにヒッパルコス星表の星々

くびれ

図１

図２

置分去散召叏
太下陽限双位

吖ー吉吚
吟
青丸

禁止領域？

（）

我々の太陽類似星の研究は2005B期から2008B期までの3年強（総割り当て夜は46夜）を費やして岡山HIDESを用いて行われた観測課題である。これを企てるにあたっては、2004年にカナリア天体物理研究所のIsraelian達により報告された「太陽あたりの狭い範囲の有効温度の星においては惑星を持つ恒星の表面Li量は惑星を持たない星に比べて有意に低い」という重要な発見（文献1）が強い動機となった。つまり、改めて太陽類似の星におけるLi組成を眺めると甚だ不可解なふるまいを示している（図１）。なぜ見かけ上同じようなパラメーターの星でかくまでに大きな（2-3桁）Li量のちらばりが生じるのか？その中で惑星を有する星の示す表面Liの欠乏にはいかなる機構が働いているのか？この問題の解明に向けて、サンプルとして選んだ118個の太陽に似通った星々（図２）について、恒星パラメータとリチウム組成を正確に決定し、「表面リチウム量をコントロールする最も重要な作用因子は何か」を突き止めたいというのが主たる研究目的であった。
①計画の動機並びに概要、②初期の段階の結果速報、については、すでに2005年と2006年の岡山ユーザーズミーティングで報告済みであるが、昨年末をもって観測が完了し、解析の結果もほぼまとまったので、ここに本プロジェクトの総括をする次第である。

大きな分散惑星を持つ星（白丸）の下限表面へばりつき

太陽（赤丸）

図３

図４

図５

Li 6708線フィッティング（黒線：理論、色丸：観測）

CaII 8542線
コア付近のスペクトル２．観測と解析
いずれも岡山観測所188cm鏡＋HIDES分光器を用いて行われた。
セッティングは赤クロスディスパーザでスリット幅は200µmの波長分解能R〜70000である。
第一期：2005B期(10夜)+2006A期(10夜)（2005年9月,11月、2006年2月,4月）
黄〜赤領域のスペクトルを用いた解析◎ Teffなど大気の各種パラメータ（多数の鉄の線の等価幅から）◎ 線幅パラメータvr+m（6080-6089Å領域フィッティングから：図３）◎ リチウム組成ALi（Li 6708線から：図４）
第二期：2007A期(9夜)+2008A期(7夜)+2008B期(10夜)（2007年2月,4月、2008年5月,8月,12月）
写真赤外領域のスペクトルを用いた解析（第一期の結果から自転速度がリチウム量に重要な影響を与えるのではとの推察に至った。それでこれを確かめるべく、同じく自転速度に深く関連する恒星活動の程度を強いカルシウム三重線で調べることにした次第である。）◎ CaII 8542線（三重線中最強）中心比強度r0（恒星活動の大きさの指標：図５、図６）
6080-6089Åフィッティン
グ（黒線：理論、色丸：観測）

３．結果
以下の意味深い特徴が明らかになった。(1)と(2)と(3)については第一期の観測に基づくもので詳細については文献2を参照されたい。
(4)と(5)と(6)は第二期の観測の帰結であり今回が初めての報告である。なお文献2では線幅パラメータvr+mのままで傾向を論じたが、ここではこれからマクロ乱流の効果を差し引いた射影自転速度vsiniで議論している。

(1) 表面リチウム量とTeffの関係(2) 自転速度のTeff依存性

図７

とりわけ重要な結論は以下の二点である：[１]表面のリチウム組成は本質的に自転速度で決まっている：
つまり自転が遅いほど欠乏が進行している。
[２]自転速度と恒星活動は極めて密接な関係を示す：
従って活動が不活発であるほどリチウム欠乏が進行している。

図６(3) 表面リチウム量と自転速度（正の相関）

図８

図９CaII 8542線コア部分スペクト
ルを全ターゲットで重ねたもの（赤線は太陽スペクトル）

４．考察
太陽下向き▽は上限値（Li線検出不可）(4) 恒星活動と自転速度（正の相関）

図１０(5) 表面リチウム量と恒星活動（正の相関）

図１１(6) 有効温度と恒星活動（Teff<5700Kで急速減衰）

図１２５．今後に向けて本研究では岡山観測所で出来ることはほぼ行ったと考えているが、課題はまだ残る。 たとえば自転がわりと速く結構活動も活発な星では自転-リチウム-活動のきれいな相関が見られるのであるが（図８、図９、図１０）、自転がある程度以下に遅いグループではリチウム線が見えず（上限値のみ）CaII 8542線の活動指標も一定値に停滞収縮して団子状で区別が出来なくなっているので、リチウム線や写真赤外Ca線の適用限界を示している。我々の太陽のケース以上に混合が促進している星はあるのか？我々の太陽よりも活動が停滞している星はどの程度あるのか？この問題に取り組むべく、我々は新たに3130ÅのBeII 二重線から決定できるベリリウム（リチウムよりも深い350万度以上で燃えるので更に促進された混合の指標となる）の組成とCaII 3934/3968 H+K線（写真赤外の線よりもコア強度が活動に敏感と考えられる）にねらいを移し、すばる望遠鏡HDSを用いた太陽類似星の紫外域観測計画を進めている。

[1] それでは（Li組成に直結する）自転速度を決める重要な因子は何か？
---①惑星の存在：惑星を持つ星は前主系列期に原初惑星系円盤の相互作用で角運動量を失うなどの機構で自転にブレーキがかかり、リチウム欠乏が促進されるのではないか。これでIsraelian達が発見した現象（文献1、図１）が解釈され得る。
---②有効温度：これも敏感に少なからぬ影響を与えることを忘れてはならな
い：つまり有効温度が低いほど自転へのブレーキがかかって活動の低下とリチウム欠乏を引き起こす（図７、図８、図１２）。
この両者をうまく分離することで（つまり有効温度を数十度以内の高い精度で決定することで）太陽型星の表面リチウム量からその星が惑星を持つか否かの推測も可能となろう。
[2] しかし、なぜ自転速度が遅いと表面リチウムの欠乏が促進されるのか？
これはB型などの早期型星で信じられていること（自転が速いほど子午還流やシア乱流が発達して外層混合が促進される）とは全く逆で直観に反する。しかし、つい最近フランスのBouvierによって有望な理論が提唱された（文献3）。
つまり彼のシミュレーションによれば太陽型星では自転が速いと外層は一緒にくっついて剛体的に回るのであるが、自転が遅いと対流層と輻射層の境界（タコクライン）でズレが生じる微分回転となってそのシアによってそこで混合が生じ、リチウム（250万度以上で燃える）が内部に運ばれて壊されることで表面での欠乏につながるそうである。

（参考文献）[1] Israelian, G., et al. 2004, A&A, 414, 601"Lithium in stars with exoplanets"[2] Takeda, Y., et al. 2007, A&A, 468, 663"Behavior of Li abundances in solar-analog stars"[3] Bouvier, J. 2008, A&A, 489, L53"Lithium depletion and the rotational history of exoplanet host stars"