大阪市立科学館研究報告 15, 11-38 (2005)

低温型磁気特異星の可視域分光解析加藤賢一 1、西村
１
２
３

昌能 2、大西高司 3＊）、定金

晃三 3

大阪市立科学館 大阪市北区中之島 4-2-1
京都府立洛東高校 京都市山科区安朱川向町 10
大阪教育大学 大阪府柏原市旭ヶ丘４概

要

磁気特異星のうち低温グループに属する５星 53 Cam（= HD 65339）、HR 4816（= HD 110066）、
78 Vir（= HD 118022）、βCrB（= HD 137909）、HR 7575（= HD 188041）の高分散スペ
クトルに基づく元素量解析を行った。磁場によるゼーマン効果を考慮し、元素量を求めた。スペ
クトルは岡山天体物理観測所の高分散エシェル分光器 HIDES によって得られたもので、波長域は 5510A から 6680A、分解能は約 60000 で、6000A における S/N 比は 140 から 380 である。
O I、Na I、Mg I、Si I、Ca I、Ca II、Sc II、Ti I、Cr II、Mn I、Mn II、Fe I、Fe II、Y II、
Ba II、La II、Ce II、Pr II、Pr III、Nd III、Sm II、Eu II、Eu III、Gd II、Tb III、Tm II、
Yb II、Lu II の各元素の定量を行った。また、クロームと鉄の分布が層構造を成していると解釈できることを示す。

１． はじめに
19 世紀末に特異なスペクトルを示す星としてりょ分光器が登場して観測波長域が全可視光領域に延び、うけん座 α 星が天体分光学者に認識されるようにな

かつ、高分散で高ＳＮ比の良質なスペクトルが得られって１世紀たち、その理解は大いに進んできたが、まるようになり、一部の磁気特異星についてはゼーマン

だ全容が解明されたとは言い難い状況にある。まず、効果により分岐したり、広がったスペクトル線が測定容易に認められるスペクトルの複雑さが完全には説明できるようになった結果、磁場の影響を定量的に見積されておらず、スペクトル線の同定が不十分なままでもることができるようになってきた。

ある。それに関連して、なぜ、ある種の元素の吸収線

また、原子データが蓄積されてきたことと相まって、だけが強く、あるいは弱く、選択的に現われるのかと磁気特異星の複雑なスペクトルに２階電離した希土類

いうスペクトルの特異性に関する基本的な疑問が完全

元素が深く関与していることが見えてきた。

には説明されていない。また、進化の上の位置づけ、

磁場と２階電離した希土類元素の効果を総合的に磁起源、などの解明まではなお時間を要するものと思わ

気特異星について調査するのが本シリーズの研究目的れる。

である。これに関して、2003 年度および 2004 年度にわれわれは化学特異星の中でもCP2と分類される磁国立天文台・岡山天体物理観測所の口径 188cm 望遠

場を帯びた特異星に関心を持ち、分光学的研究を続け

鏡により磁気特異星分光観測を行う機会が与えられた。

てきた。それは、特異星の中でももっとも複雑なスペ

本稿はその解析結果を報告するものである。
なお、
2003

クトルを示し、化学特異星理解のキーポイントと考え年度の観測については 2003 年 8 月に行われた岡山天られるからある。

体物理観測所ユーザーズミーティングで概略を報告し

近年、電子機器、特に CCD の導入および高分散＊）2005 年 4 月より名古屋市科学館

た（加藤他 2003b）。また、化学特異星の特徴と研究の現状については西村他（2003）による「天文月報」

誌や加藤他（2003a）による「月刊うちゅう」掲載のある。これまでも元素の選択的浮沈（拡散）によって解説記事があるので参照されたい。

元素組成に異常が生じているという拡散説が一般的にCP2 に分類される化学特異星は有効温度10000 度を信じられてきたという経緯があり、層構造というアイ

前後に大きく性質が変るため、本稿では比較的低温のデア自体は目新しいものではないが、最近、それが分グループに属する５星（有効温度：7450K〜9250K）

光学的に見えてきたという報告がなされるようになっを対象とし、扱う元素は鉄族までの軽元素とした。

た。

特異星に関する加藤の研究は本研究報告誌でもいく

これまで 53 Cam について Babel & Lanz (1992)

つか報告している。それらを含めた研究成果を表１には Cr、Fe について示し、その後、Babel (1994) が Ca

まとめておく。

にも見られると発表している。
また、γEqu について Ryabchikova et al. (2002)

２．磁気特異星の研究の現状

が Ca、Cr、Fe、Ba、Si、Na は下層ほど、希土類の恒星分光学の黎明期にりょうけん座の α 星（α2Pr と Nd は反対に上層の方が下層より６桁も多いといCVn）のスペクトル線に他の星に見られない強い吸収う層構造であると主張している。彼らは層構造を持っがあることがわかり、特異星に分類されることになった大気モデルを構築し、観測と比較するという研究スた。その後、1933 年、Morgan (1933) はスペクトル

タイルをとっている。

の様相を有効温度系列で分類することを試みて、特異Savanov & Kochukhov (1998) は Hβ 線から様々

星は細分類されることになった。それ以降、最近までな距離にある Cr 線の測定から βCrB、HR 7575 の層の研究史については西村他（2003）を参照されたい。

構造を得た。Hβ 線中心に近いほど浅い大気層を観測

低温の磁気特異星に関し、現在、最も大きな関心事しているという Hβ 線の特徴を生かした研究であった。

は、まず、元素が層構造を成していることが観測的に大気の層構造をスペクトル線観測と整合性を持たす示されてきたことである。その証拠とされているのはためには元素量分布が深さによって異なるような大気

次のような現象である。

モデルを構築し、それと観測結果に矛盾がないようにしなければならない。この層構造を持たせた大気モデ−強いスペクトル線の場合、コア部とウイング部を１ルを作成する試みは、たとえば Kurucz (1996) のプロ

つの元素量で合わせるのが難しい、

グラム ATLAS12 であるが、これはまだ完成していな−高い励起ポテンシャルを持つ線から得られた元素量

い。他に部分的に成功している例としては Piskunov &が平均値と大きく異なる

Kupka (2001) がある。

−通常の元素量解析で得られる小規模乱流速度が元素

磁場がスペクトル線に与える影響全般についてごとに異なる、

Landstreet (1996) がまとめている。まず、ゼーマン−電離段階の異なる線から得られた元素量が一致しな効果による線の肥大化とそれが磁場の方向に関係するい（電離平衡の破れ）

こと、磁場の向きはその場でしか決まらないこと、磁場による大気の静穏化と元素の拡散と横方向の分布な個々の現象については大気パラメータ等を操作するどに言及し、小規模乱流速度で磁場の効果を模擬することで避けることができるが、それは回避できても他こと、元素が大陸的に分布しているとするモデルを採の、たとえば、分光測光データや色の観測や水素線輪用した場合のスペクトル合成法、元素の層状分布等の郭と矛盾が生じるといった不都合が生じる。高さによ研究の現状をレビューしている。

って元素の組成比が異なるという層構造を持った大気はこのような不具合を一気に解決してくれる可能性が３．対象星と観測今回、解析の対象とした５星はいずれも低温の CP2

78 Vir（= HD 118022）星に分類されている。その諸元を表２にまとめておいLeone & Catanzaro (2001) は有効磁場の測定を行た。４カラム目の mv は実視等級、V sin i は自転速度ない、20〜1250 Ｇの変動と求めた。また、0.2 等程度

V (km/s) の赤道面へ投射した成分（傾斜角 i ）、変光の変光がある。

は変光幅を実視等級で表したものである。他は通常のβCrB（= HD 137909）

用法に従っている。これらのデータは Bright Star

磁気特異星の中で最も低温で、最も明るい星である。

Catalog (Hoffleit & Warren 1991) と GCVS カタロ

測光観測が何度も試みられているが、高速振動（rapid

グ（General Catalogue of Variable Stars, Kholopov

oscillation）は観測されていない。

et al. 1998）から採録した。
各星の特徴を簡単に並べておこう。

Mathys & Lantz (1992) は磁場で鉄の線が分岐していることを報告している。
Leone & Catanzaro (2001) によれば有効磁場は53 Cam（= HD 65339）
Landstreet (1988) が８日間の変光周期を覆う青色
域のスペクトル観測を行い、磁場構造や元素の分布等に関する幾何学モデルを検討した。

-460〜800 Ｇで、Ｖバンドでの変光は 0.07 等という。
HR 7575（= HD 188041）
Mathys & Lantz (1992) は磁場で鉄の線が分岐していることを報告している。

その後、Babel & Lanz (1992)、Babel (1994) が精広範な解析は Kato & Sadakane (1999) によって力的に研究し、Ca、Cr、Fe の層状分布を示した。彼

行われ、鉄の電離平衡が破れていること、励起ポテン

らはIUEで観測された紫外部スペクトルを磁場の入れシャルに依存性が見られることが指摘された。

たスペクトル合成法によって解析し、紫外域では Cr、

その後、Ryabchikova et al. (2004)が同じ結果を導き、Fe 量が可視域での解析に比べて少なく、それは可視域

層構造の導入が必然との結論を導いた。また、彼らにが深い層からの光であるのに対し紫外域では大気上層

よれば Pr-Nd 異常は見られないという。

からの光が主であることから、層構造が裏付けられたとしている。

解析に使用したスペクトルは岡山天体物理観測所のLeone & Catanzaro (2001) は分光偏光観測から平

188cm 望遠鏡に装着された高分散エシェル分光器

均磁場強度を求めた。
また、0.03 等程度の変光があり、

HIDES（泉浦 2003）によって得られた。観測は表３

ＵＢＶの各バンドで位相がずれていることを報告してに示したように、2003 年 4 月 28 日から 5 月 3 日までいる。Ｕバンドの位相は有効磁場（+4.5〜-6.0KG）と行われた。第２カラム目はユリウス日 JD で表した観良く似ている。

測時である。最後の欄の位相は GCVS カタログにある

Kochukhov et al. (2004) は磁場に関する４ストー
クス成分を得て、これからドップラー・イメージング法により表面の磁場構造と元素分布の様子を描いて見せた。
HR 4816（= HD 110066）

変光要素を用いて求めた観測時における極大光度時からの位相を示している。
波長付け、雑音除去等のデータ処理は天体用データ処理プログラム IRAF を用いて大西が行った。
スペクトルの波長域は 5510A から 6680A、分解能はRyabchikova et al. (2004) は（Teff, log g, <H>, v

約 60000 で、6000A における S/N 比は 140 から 380

sin i）= (9000, 4.3, 3.6KG, 9.0) を採用した。彼らによである。大気吸収線の影響や他の観測データとの照合れば、やや高温の部類に属し、１階電離した希土類元を行うため、スピカ（α Vir）とプロキオン（α CMi）

素が見えにくくなっている。非常に大きな Cr、Fe 量を合わせて観測した。連続部の決定精度を見るためプを示し、Pr-Nd 異常は見られないという。

ロキオンのデータを Griffin & Griffin (1979) のスペクトル・アトラスと比較したところ、Hα 領域では不弱い 78 Vir と自転速度の大きい 53 Cam では一本確定さが大きいことが分った。本エシェル分光器ではになっている。

１オーダー当たりの波長幅は約 60A であり、Hα 線のように広い波長範囲に及ぶスペクトル線では連続部の決定法に難があり、取扱に注意が必要である。

５．大気パラメータ
元素量計算に用いた大気パラメータの値を表４に示した。それぞれの欄は星名、有効温度 Teff、表面重力加４．スペクトルと吸収線測定

速度 log g（cgs 単位系）、大気モデル計算に用いた金吸収線の同定は合成スペクトルと観測値（主として属量で太陽値に対する対数値、小規模乱流速度、表面

HR 7575）を比較して求めた。スペクトル合成は国立

磁場強度である。78 Vir については有効温度は天文台の竹田洋一氏が Kurucz（1993b）の作成した合Sokolov (1998) から、磁場強度は Didelon (1983) か成スペクトル計算プログラム SYNTHE を元に開発しら採用したが、他４星については Hubrig et al. (2000)

たプログラム SPSHOW を使用した。スペクトル線のからである。小規模乱流速度はすべて 0 km/s と仮定

物理的データは Kurucz & Bell (1995) を採用し、希土することにした。Hubrig et al. (2000) は有効温度を４類元素については DREAM データベース（Biemont et

色測光ならびに Geneva system による測光から求め、

al. 2002）により補い、Kurucz & Bell (1995)と重複す

Hipparcos データから得た半径と質量から表面重力加る場合は DREAM データベースを採用した。また、速度を得ている。半径は光度と有効温度から求めたが、Ryabchikova et al. (2000) が行った 10 Aql (HD

その光度は輻射補正と星間赤化を補正して得られたも176232) のスペクトル線同定の結果を参考にした。

のである。質量は恒星進化の理論計算と比較して求めスペクトル線の等価幅の測定には蓮井隆氏が開発した。

たスペクトル測定プログラム虹星を用いた。スペクト

実際は磁場によってガウス分布から変形していること

６．元素量計算と磁場および超微細構造の扱
いも多く、測定精度はやや低いものと思われる。そこで、測定したスペクトル線強度（等価幅）より Kurucz

完全に分岐しているような線の場合や等価幅の測定値(1993a) の WIDTH9 を用いて元素量を計算した。等が使用に耐えないと思われる場合はスペクトル合成法

価幅の測定が困難な場合はスペクトル合成法

により元素量を直接求めることにした。

SPSHOW により観測された線輪郭を満たすような元ル線の輪郭をガウス曲線と仮定したモードで行ったが、測定したスペクトル線のデータは計算された元素量等とともに表５に示しておいた。
観測から得られたデータの一部をグラフ化して図１、素量を求めた。
最初に磁場の効果を考慮せず、観測された線強度か
ら直接元素量を得た。実際にはゼーマン効果により肥２に示しておく。図１は希土類元素線が卓越している

大化しているのでこれは見かけ上の元素量を与えるこ

領域で、Pr, Nd, Tb などの 2 階電離イオン線も見えてとになる。これが表５の abnd1 の欄の値である。

いる。図２は１階電離した２本の鉄の線である。両者

元素量の計算に必要な各線の gf 値は Kurucz & Bellは同じマルチプレットに属し、gf 値はほとんど等しい(1995) から採用した。もし、希土類元素線について gfが、ゼーマン効果の大きさが異なり、6147.7A 線値を収集している DREAM データベース（たとえば、（χ=3.889A、log gf = -2.721）は通常よりやや肥大化

Biemont et al . (2002)、また、ウェブページ

しているものの見かけ上大きな違いがないが、http://www.umh.ac.be/~astro/dream.shtml

6149.2A 線（χ=3.889A、
log gf = -2.724）
は HR 4816、を参照のこと）にデータがある場合にはそれを採用しβCrB、HR 7575 では完全に分離して見える。磁場のた。

磁場による肥大化の影響はプログラム LAMBDA を

正常ゼーマン効果として 1P1 - 1P1 の遷移を採用し、異用いて評価した。これは磁場中を通る輻射がゼーマン

常ゼーマン効果としては 6D5/2 - 6F5/2 、 9I7 - 9H8 の２効果を受けた時の輸達状態を定式化した種類の遷移を採用した。これら３種の場合について元

Unno-Beckers の方程式を解くプログラムで、加藤素量の相違を求め、平均して最終的な磁場の効果とし（1994）が開発し、HR 7575 の解析に用いたものでた。表５の abnd2 に記されているこれらの元素の値はある（Kato & Sadakane 1999）。ここで磁場の影響を

このようにして得られたものである。

受けたスペクトル線の形成について Takeda (1991)の ”micro-turbulent magnetic field“ 近似が成立する

Si I も LS カップリングが破れている線ばかりであったが、これについては磁場の計算をしていない。

ものと仮定した。これは磁場による偏光を考慮せず、

なお、ゼーマン分岐を計算するにはスペクトル線を

ゼ−マン効果によって分離した各成分がその強度比に形成する原子の上下のレベルについてコンフィギュレ

したがって吸収し、その合成によって観測されるスペーションが必要であるが、これは Kurucz & Bell

クトル線が形成されると考えるもので、加藤（1994）(1995) から採用した。

の式 (1) において偏光成分に関する線吸収係数や磁気Eu II の線は超微細構造 hfs が効くことが知られて光学効果に関する係数をすべて０と置くことに相当すいる。この場合は超微細構造で分岐した線がゼーマンる。これは磁場の影響を最も大きく見積もった場合に効果を受けると仮定してスペクトル合成法により磁場あたり、得られる元素量の値としては最小値が得られの影響を調べた。Landi Degl’Innocenti (1975) が示しることになる。

ているように、この場合、分岐した線の数は非常に多

なお、この近似をおけば通常のスペクトル合成法プ

く、今回では 392 本から 960 本に及んだ。その例としログラムでゼーマン効果を考慮することができる。波て 6437.64A 線の場合を図３に示しておいた。さらに、

長方向の分離度は磁場強度により評価し、gf 値をそれ

Eu II ではアイソトープ効果もあってその比も効いてぞれの成分の強度比で比例配分してやればよいからでくるが、ここでは（151Eu：153Eu）＝（50：50）とある。プログラム LAMBDA は等価幅が測定されていした。表５の abnd2 では Eu II について hfs と磁場をることを前提としているので観測されたスペクトル線

同時に考慮した場合についての結果を載せておいた。

輪郭と比較するのは技術的に困難である。そこで、ス
ペクトル合成法を用いて元素量を求めなければならな
い線について磁場の影響を評価する場合にはこのようにして行った。

７．スペクトルと化学組成
各元素線の元素量の詳細は表５に示したとおりである。それをさらにまとめたのが表６（１）で、水素量それぞれに対象星について、磁場が０の場合と磁場（対数値）を 12.00 とした場合の値を示した。表６（２）がかかっている場合の２つの場合について等価幅（あは太陽に相対的な値である。太陽の化学組成比は

るいは線輪郭）を満たす元素量を求め、その差を得た。

Grevesse et al. (1996) を採用した。表の中の N は測定

それを表５の abndn1 に適用して得られた値が表５のしたスペクトル線の本数である。組成比は磁場を考慮

abndn2 で、磁場の影響がない場合の元素量とみなす

しない場合 log ε1 と、考慮した場合の値 log ε2 を示ことができる。

している。以下、それぞれの元素についてコメントしプログラム LAMBDA は LS カップリングが成立しておく。

ていることを仮定しているので、この近似からずれて

7.1 O

いる CeII、Sm II、Tb III、Tm III、Yb II、Lu II 等

CNO については単独で対象となるような混入の少では仮想的なゼーマン効果を入れることで磁場の効果ないスペクトル線は少なく、O で１本であった。このを見ることにした。仮定したのは３つのパターンで、

6156.778A 線は３本の多重線であり、スペクトル合成

法で元素量を求めた。磁場の影響を見積もっていない

100mA 位までの線では線強度と共にやや減少し、それが、いずれの星でも太陽値より１桁程度低い値を示しより大きな等価幅になるとほぼ一定になるという傾向ており、酸素欠乏状態である。

が見えている。磁場の影響は小規模乱流速度と類似し7.2 Naた傾向を示していると結論できる結果となっている。

D 線を測定することができた。強い線だけに磁場のもっとも、当初、磁場の影響を計算するのに効果も大きく、１桁かそれ以上の効果があることが分“microturbulent magnetic field” 近似を行っており、った。78 Vir は太陽よりやや多いという結果であるが、この仮定と矛盾していないと言うべきかも知れない。

他の４星は Na 欠乏状態であり、特に βCrB は２桁程

磁場の影響を除いた後の Ca 量は 5.92〜7.08 dex

度低い。

で、太陽値 6.36 前後に分布しているので、ほぼ太陽値

7.3 Mgと言える。しかし、磁場を考慮しないと太陽より多く

78 Vir は太陽より多く、HR 4816 は太陽程度、
βCrB と HR 7575 は太陽より低く、全般的には太陽なる（表６の log ε1）。
Ca II 線は１本しか測定できず、それも弱い線であよりやや少ない。

るため全般的には信頼性は低いが、少なくとも HR

7.4 Si

7575 では相当の信頼性のある測定ができた。その解析

磁場による影響が定量的に不明であるが、他の例か

結果（表６）を見ると Ca I から得られた元素量は Caら類推すると 53 Cam と HR 4816 は太陽より多く、II から得られた値より 0.5 dex 低く、これに磁場の影

他の３星は太陽値かそれより少ないようである。少な響を考慮するともっと差は大きくなり、1.4 dex に達

くとも太陽値よりずっと大きいことはない。

する。信頼性は低いが HR 4816、78 Vir でも同様の傾6087.805A は全部の星において他の線に比べて大き向である。これら３星では Ca については電離平衡がな元素量を示すており、gf 値が不適切であることを窺達成されていないと結論できよう。

わせる。

7.6 Sc

7.5 CaCa I 線の大きな特徴は 6342.95A と 6361.79A 線に
autoionization による幅広い吸収が見られることであ

太陽値と同じかやや多いという結果である。本数が少なく、信頼性に欠ける。
7.7 Tiる。図４を参照していただきたい。すでにプロキオン

この種の有効温度の通常星であればTi線はよく見らのスペクトルに見えることが知られていたが、βCrBれるはずであるが、５星とも、少なく、Ti I が１〜２と HR 7575 ではそれよりも深く、広い吸収帯となっ本しか測定できなかった。

ている。HR 4816 では認めがたいことから有効温度

7.8 Cr

8500K 前後がこの現象の見える境目のようで、これ以下の温度の星に見られる現象と言える。

昔から注目されているとおり、鉄族元素の中で最も目立っているのが Cr である。表６に示されているよう

Ca I 線が与えるカルシウム量を線の等価幅に対しに、磁場の効果を入れない見かけ上の Cr 量は太陽のてプロットしたのが図５である。磁場の影響を含んで100 倍〜2000 倍となる。
磁場の効果を引いてやると 25いる場合とそれを引き去った場合を示している。磁場倍〜250 倍に下がる。

の考慮しない場合、線強度と共に大きな元素量を示す
傾向が見える。このような現象はかつてダンピング係

等価幅に対する Cr 量を図６に示した。図７には励起ポテンシャルに対する Cr 量を掲げる。

数の採り方が不適切であるか、あるいは小規模乱流速

磁場の効果を入れない見かけ上の Cr 量 ε1 は 53度を導入しなかったためと説明されることが多かった。

Cam 以外の星では等価幅によらずほぼ一定で、磁場のこのような線にゼーマン効果が効いているとすると、効果は Ca I の場合と同じように小規模乱流的な効果

となり、磁場の効果を引いた Cr 量 ε2 は等価幅と共にHR 7575 と同様であるが、等価幅に対しては約 70減少するような傾向を見せている。53 Cam について

mA 以上の強い線になると見かけの鉄量が増えている。

は ε1 が等価幅と共に大きくなり、ε2 はほぼ一定とい

しかし、磁場の効果を引くと一定値を示している。

う傾向である。

βCrB は HR 4816 と同様の傾向である。

励起ポテンシャルに依存して Cr 量が変化している

78 Vir は励起ポテンシャルおよび等価幅に対するのは HR 7575、βCrB、53 Cam の３星で、磁場の効依存性はほぼ見られるず、磁場の効果を考慮しても同果を補正しても HR 7575、βCrB はなおその傾向が残様である。78 Vir は今回のサンプルの中では磁場が最っていて、有効温度と整合していないことを暗示しても弱い（1500 G）星であり、正常星に近いためこのよいる。

うな傾向が見られたと考えられる。

Cr I と Cr II の与える元素量の差は磁場を考慮し

53 Cam は励起ポテンシャルについては 78 Vir とた方が小さくなる。また、両者の差は βCrB を除けば同じ傾向であるが、等価幅に対しては明らかな相関を

0.3 dex 内であり、ほぼ電離平衡となっている。βCrB

示し、磁場の効果を差し引くと鉄量が一定になる。

では 0.58 dex と有意な差を示しており、励起ポテンシ

励起ポテンシャルに対する傾向が磁場の強弱やそのャルへの依存性とあわせて見ると、有効温度がやや低有無に関係しないことは大気構造に大きな示唆を与え目に設定されているか、あるいは他の元素線とは形成る。これは最後に議論することにしよう。

領域が異なると考えるべきかも知れない。
7.9 Mn全ての星に共通する傾向として見かけ上の元素量が大きくばらついていることが挙げられるが、磁場を考太陽より 0.73〜1.97dex 過剰という結果である。高慮して得られた鉄量の分布は分散が小さく、大きな分温の特異星である水銀・マンガン星では Mn 過剰はよ散は個々の線に対する磁場の影響が異なることから生く知られている。軽元素では Cr に次いで大きな値を示じたと結論できる。これまでも磁気特異星に一般的にしている。

見られた傾向であるが、ここで明確に示されたものと等価幅に対する依存性は余り見えない。HR 4816 に考える。

やや等価幅とともに Mn 量が大きくなる軽い傾向が見

なお、いずれの星においても異常に大きな元素量をえている（図５）が、サンプル数が少なく、明確では示す線がいくつかある。たとえば、5546.500 Ａ、ない。

5997.775 Ａ、6020.170 Ａ、6055.992 Ａ、6094.364

7.10.1 Fe I

Ａ、6246.317 Ａ、6363.823 Ａ、6400.000 Ａ、6411.647

鉄の線は中性、１階電離ともに卓越し、多くの線を測定することができた。

Ａ、6419.942 Ａなどである。その要因としてもっとも考えやすいのは gf 値などの基本的な遷移に関する物理

図 8 に励起ポテンシャルに対する各線の示す鉄量を量に問題があるとすることであるが、磁場による効果

プロットした。同様に図９には等価幅に対する関係をを排除することはできない。Stenflo & Lindegren

示した。

(1997) は有効ランデ因子が０または負の線として、

HR 7575 は励起ポテンシャルが高くなると鉄量が4596.4113 、4995.4109 、5123.7269 、5434.5315 、

緩やかに増えるという相関がある。これは磁場による5470.0957、5576.0970、6094.3766 Ａを挙げている。

効果を考慮しても傾向は変らない。等価幅に対しては

これらはいずれもＬＳカップリングの条件を満たして見かけの鉄量（○）はほぼ一定である。しかし、磁場のいない遷移であり、今回の磁場の計算では考慮できな効果を差し引いた鉄量（●）は等価幅と共に下がるといかった線である。このうち、今回測定できたのはう傾向を見せている。

6094.3766 Ａだけであるが、これは異常に大きな鉄量

HR 4816 では励起ポテンシャルに対する傾向はを示す線 6094.364 Ａのことである。有効ランデ因子が０または負であればゼーマン効果が小さいと見るのがぞれ 8.39、8.62、8.45、8.44 となっており、6586.699A

通常であるが、異様な振る舞いをしている線として注

線が示す値（磁場の効果を考えない）と酷似している。

意が必要である。

これは確かに6586.699A 線がゼーマン効果を受けてい

Fe I から得られた鉄量は最終的には 53 Cam、ないということであり、この線を使えば磁気特異星のβCrB、HR 7575 の３星では-0.13 から 0.14dex で太本来の鉄量か、それに極めて近い量を求めることがで

陽値、HR 4816 と 78 Vir で 0.63 から 1.22dex と太陽

きることを示している。

値より大きくなっている。
7.10.2 Fe II

また、図２に掲げた Fe II の２本の線について表５を見ると、磁場の影響を含んだままの鉄量の差は５星

図 10 および図 11 に励起ポテンシャルに対する各線についてそれぞれ 0.23、0.23、0.03、0.47、0.28dexの示す鉄量、等価幅に対する関係を示した。それぞれあるが、磁場の効果を差し引いた場合は 0.38、0.14、の傾向は Fe I とよく似ているが、励起ポテンシャル

0.02、0.05、0.00dex と、53 Cam を除いて差が小さに対する傾向はより明瞭になっている。

くなっている。

温度の関係で Fe II は Fe I より大量に存在するた

Fe II から得られた鉄量は0.77 から1.13dex 太陽よめ、元素量の定量結果には Fe I より信頼がおけるもの

り大きくなった。

と期待される。図を見てのとおり、Fe I 同様に鉄量の7.10.3 鉄量についてばらつきが大きく、これは測定や解析に伴う誤差ではなく、真実の状態を示していると推察される。
78 Vir については Fe I と同様に鉄量の分散が他の星に比べて非常に小さい。先に分散の大きさは磁場の影響であることを述べたが、78 Vir の磁場が弱いことを考えると、その点を補強する材料と言えよう。
表５の線リストでは３グループに分けておいた。グ

Fe I と Fe II の示す鉄量を見ると、５星に対し、0.63、0.32、0.09、0.94、0.70dex の差が見られる。
特に 53 Cam、βCrB、HR 7575 の３星では有意に差があり、電離平衡とは言いがたい。
これを有効温度で説明しようとすると、53 Cam と
HR 7575 はもっと高めに、βCrB はもう少し低め設定
しなければならない。

ループ１は LS カップリングが成立している線で、グ

また、高励起線ほど高い鉄量を示していることは 78

ループ２は LS カップリングが成立していても通常のVir を除いて見られる現象であり、磁場を考慮しても選択規則が当てはまらない線、グループ３は LS カッ

なお解消されなかった。採用した大気モデルと観測がプリングしているレベルとJ1K カップリングしている

整合しているのであればこのような現象は見られないレベルの間での遷移によるものである。グループ３のはずである。そこで、もし、大気パラメータに原因が線は励起ポテンシャルが 10eV 程度の高励起線で、そあるとしたならば、有効温度を 1000〜1500K 高く設

れらが示す鉄量は他のグループより明らかに大きい。

定しなければならないが、これは考えにくい高い数字

しかし、他の高励起線と変るところはないのでゼーマである。

ン効果に大きな違いがあるとは見えない。

7.11 BaFe II 線 で 興 味 深 い の は グ ル ー プ ２ の 中 の２本を対象とした。5853.682A 線は FeI と CeII 線

6586.699A 線である。この線の有効ランデ因子は０で、が混合しており、これから Ba 量が求められたのはゼーマン効果を受けないか、受けても極めて小さな影

βCrB のみであった。この線のゼーマン効果は大きく、響しかないと考えられる。53 Cam、HR 4816、βCrB、等価幅は 83 mA で、そこから直接求められた Ba 量は

HR 7575 の４星に対し 6586.699A 線の示す鉄量はそ

4.12 dex である。ゼーマン効果を差し引いくと 2.12

れぞれ 8.53、8.72、8.24、8.26 である。一方、表６でdex となり、太陽値 2.13 dex と等しい。これはゼーマ

磁場の影響を取り除いた鉄量の平均値を見ると、それン効果を考慮したスペクトル合成法により求められたものである。

7.15 Nd6496.90A 線は比較的高温の星では 6497.037A の５本の Nd III 線が測定できて４本についてゼーマ

Mn II 線の混合が効いてくる。この線から得られた

ン効果を考慮することができた。レベルのタームはHR 4816 と βCrB の Ba 量は 2.77 dex と 2.20 dex

Bord (2000) から採用した。いずれの線にも弱い混合である。測定の信頼性を考慮すると太陽値とほぼ等しが見られる。ゼーマン効果を差し引いた後の Nd 量はいと結論してよいだろう。

太陽より 1.97〜2.35 dex 大であった。

7.12 La

Nd II 線は今回の対象星の温度領域ではほとんど見１〜５本の測定ができ、10〜49 mA の等価幅が得らえない。Ryabchikova, et al. (2000) が磁気特異星 10れた。
ゼーマン効果を差し引いた後の La 量は太陽より

Aql （HD 176232, Teff = 7550, log g = 4.0）のスペク

1.48〜2.17 dex 大であった。

トル線リストを示しているが、それを見ると Nd II 線

7.13 Ce

はほとんど全部が 1〜5 mA という極めて微弱なもの

希土類元素のなかで最もよく見られもので、本測定で、たとえ測定できたとしても大きな誤差を含んでいでも 6〜53 本のデータが得られた。図 12，13 に等価るものと推察される。

幅、励起ポテンシャルに対するセリウム量を示した。

7.16 Sm(a) は等価幅から直接求めた量で、(b) が磁場の効果をどの星でも弱く、
6104.781A 線だけが見えている（た

差し引いた後の量である。５星の結果が混在している

だし、Ce II 線が混合しているので要注意）。スペク

ので分りにくいところもあるが、それぞれに依存してトル合成法でゼーマン効果を考慮して得た結果は 1.69

いない傾向が出ている。磁場の効果を除いた後の結果〜2.34 dex 太陽より大となり、他の希土類と同様の値も同様である。

であった。

Ce II 線の多くは LS カップリングとは異なるレベ7.17 Euル間（jj カップリングや J1j カップリング、J1J2 カッ

Eu II 線には超微細構造（hfs）があり、それにゼープリング）の遷移で形成されている。これらのゼーマ

マン効果が重なっているという複雑な構造になっていン効果を扱うのは複雑なので、ここでは磁場の効果をるので（図３に例示）、等価幅は用いず、スペクトル

近似的に扱うことにして、LS カップリングの３つの場

合成法により Eu 量を得た。6645.10A の超微細構造デ合を想定してそれぞれの場合のセリウム量を求め、後ータは Mashonkina & Gehreen (2000) から採用し、に平均して最終のセリウム量とした。その内容は５章

線輪郭を計算したが、観測をよく再現できた。他の線で記したとおりである。

の超微細構造データは Kurucz & Bell (1995) から採後の Eu や Gd と異なる振る舞いを見せているのは以上のような原子構造の違いが反映されているのかも知れない。
ゼーマン効果を差し引いた後の Ce 量は太陽より用した。
図 14 に等価幅に対する元素量を示した。磁場の効果を入れると元素量の分散が小さくなった。最終的な Eu
量は 1.55〜3.39dex 太陽より大となり、他の希土類と1.80〜2.93 dex 大であった。

同様の範囲である。なお、以下で議論するように、Eu

7.14 Pr

III 線には信頼が置けないので元素量定量には使用しプラセオディミウムについては Pr II より Pr IIIなかった。

線の方が卓越しており、測定に使用できた Pr II 線は１

6666.347A にある線は全ての星できれいに見えてい本のみであった。したがって、両者間での Pr 量の差はる。これは Eu III 線と同定されていて、DREAM デ

明確には求まらなかった。
最終的な Pr 量は 1.94〜2.34

ータベースでは log gf = -1.450 という線強度が与え

dex 太陽より大であった。

られている。たとえば HR 7575 では、この gf 値を採用すると 6.20 という Eu 量（磁場の効果を差し引いたするガドリニウム量を示した。全般的に等価幅ととも後の量）となる。これは Eu II から得られた値 3.90 ににガドリニウム量が増える傾向を示しているが（図比べても十分大きく、太陽値の 0.51 に比べれば 5.69

15(a)）、磁場による肥大効果を引いてやると等価幅へ

dex 大という結果であり、50 万倍ということになる。

の依存性がなくなるか小さくなる（図 15(b)）。また、今回の観測波長範囲ではその他に以下の３本の２階励起ポテンシャルには大きな依存性が見られないが電離 Eu 線が DREAM データベースに登録されてい（図 16(a)）、磁場の効果を引いてやると分散が小さくる：5506.612A (log gf = -2.71)、5582.319A (log gf =なる（図 16(b)）。

-3.42)、5719.155A (log gf = -2.74) である。6666.347A

7.19 Tbも含めたこの４本の線は同じマルチプレットに属してTb III 線が βCrB と HR 4816 に見えているが、混おり、同じ励起ポテンシャルとなっている。そこで、合が強く、結果は余り信頼できない。

HR 7575 を例にとり、6666.347A 線から得られた Eu

7.20 Dy, Ho および Er

量 6.20 と DREAM データベースの gf 値を使って他のDy II 線はどの星でも弱い。
6196.234A（χ=1.95eV、

３本の線の強度を計算したところ、それぞれ 49mA、log gf = -1.287）が HR 4816、βCrB、HR 7575 に見34mA および 48mA の等価幅となった。この値は磁場えるようだが、明確には測定できず上限しか抑えられの効果を受けないという仮定であり、磁気特異星ではなかった。その値はそれぞれ、2.7、2.7、3.4 であった。

もっと強く出ることが期待される。これだけの強度がDREAM データベースにある Dy III 線はどの星にもあれば観測にかかるはずであるが、どの星のスペクト

検出できなかった。

ルにも全く見えない。
Ryabchikova et al. (1999) はこの不一致を見て6666.347A 線の astrophysical gf 値として +1.180 をDREAM データベースには Ho III 線が多数リスト
されているが、どの星にも検出できなかった。
DREAM データベースに記載されている Er III 線

提案している。これを採用すれば HR 7575 では 3.57

はどの星にも検出できなかった。

となり、Eu II の 3.90 と整合する。

7.21 Tm

Mashonkina (2002) はこの問題をnon-LTE の視点

２〜３本の Tm II 線が HR 4816、βCrB、HR 7575から議論している。彼らによれば、Eu III 線のに見つかった。しかし、混合が大きく、太陽値より 3.60

non-LTE 効果は非常に小さく、また βCrB の場合、〜4.13 dex 大という表５・６の結果は大きな誤差を含

Eu II の 6645.11A も non-LTE 効果は小さいという。

んでいる。

やや高温の磁気特異星 α2 CVn の場合、6666.347A 線

DREAM データベースに記載されている Tm III 線の gf 値として-0.984 を採用すれば、Eu II のはどの星にも検出できなかった。

6645.11A も Eu III の 6666.347A も non-LTE 効果に

7.22 Yb

より同じ値となるという。そこで、こうした奇妙な現

Tb II 線はどの星でも弱い。結果は 2.92 dex 以上太象を説明するため Eu が大量に含まれている層がある

陽より大きいとなったが、信頼できない。

のではないかと提案している。

7.23 Lu

7.18 Gd
Gd II の線はどの星でも明瞭に見えている。磁場に6199.593A の Lu II 線が βCrB と HR 7575 に検出されたが、近くにある Ce II 線の影響が大きい。

よる効果は 0.38〜1.66 dex あった。最終的な Gd 量は他の元素より大きく、太陽に比べ 2.74〜4.32 dex 大で８．元素量の結果と考察あった。特に HR 7575 では 4.32 という大きな値を示

最終的な元素量を表６にまとめておいた。それを図している。図 15，16 に等価幅、励起ポテンシャルに対示したのが図 17 である。O から Si までの軽元素は太陽より欠乏気味で、Ca から鉄族の Ti までは太陽値、鉄族の Cr、Mn、Fe は過剰で、Ba は太陽値、希土類は２桁程度過剰というのが大雑把な分布である。
なお、詳細な議論を行うにはもう少し追究が必要であるから、本格的議論は次の機会に譲り、概略のみを記しておくことにする。
8.1 元素量の傾向

加藤賢一・西村昌能・定金晃三 2003a、
月刊うちゅう 5 月号（大阪市立科学館）
加藤賢一・西村昌能・大西高司・定金晃三
2003b、岡山天体物理観測所ユーザーズミーティ
ング（国立天文台・岡山天体物理観測所）
西村昌能・加藤賢一・定金晃三 2003、天文月報
96、383元素によって傾向が異なる。

Babel, J. 1992a, A&A, 258, 449

Cr と鉄は励起ポテンシャル EP への依存が明らかで、Babel, J., & Lanz, T. 1992, A&A, 263, 232

磁場を考慮してもなおその傾向は消えない。高いポテ

Babel, J. 1994, A&A, 283, 189

ンシャル線は大きな元素量を示す。解釈の一つは有効

Biemont, E., Palmeri, P., Quinet, P., Zhang Z.

温度を疑うことであるが、それでも 1000 度以上も高く

G., & Svangerg, S. 2002, ApJ, 567, 1276

することは色やフラックスの観測に抵触する。そこで、

Didelon, P. 1983, A&AS, 53, 119

別の可能性として、励起ポテンシャルの高い線は深部

Hoffleit, D., & Warren, W. H., Jr. 1991, Brightで形成される傾向にあるから、深部では Cr、鉄量が多Star Catalogue, 5th revised edition, available

いと解釈することが考えられる。つまり、元素の層構

in a machine-readable form (Greenbelt:

造を想定することである。

National Space Science Data Center)

78 Vir には特にそうした傾向が見えないことは磁Hubrig et al. 2000, ApJ, 539, 352

場の強い特異星に固有の現象であることを印象づける。

Grevesse, N., Noles, A., & Sauval A. J., 1996, in

希土類でもそうした傾向があるかも知れないが、励

Cosmic Abundances, ASP Conf. Ser. Vol. 99,

起ポテンシャルの範囲が狭く、明瞭な傾向は見えない。
なお、励起ポテンシャルへの依存性については

p.117
Griffin, R., & Griffin, R. 1979,

Ryabchikova et al. (2004) が Cr II、Fe II の励起ポテ

Kato, K., & Sadakane, K. 1999, PASJ, 51, 23

ンシャルへの依存性を議論している。

Kholopov, P. N., Samus, N. N., Frolov M. S.,

8.2 ゼーマン効果の影響と小規模乱流速度

Goranskij V. P., Gorynya N. A., Karitskaya E.

ゼーマン効果によるスペクトル線の肥大化の影響を

A.,Kazarovets E. V., Kireeva N. N.,

小規模乱流速度 mircroturbulence によって模倣する

Kukarkina N. P., Kurochkin N. E.,

ことが一般に行なわれている。Landstreet (1999)は４Medvedeva G. I., Pastukhova E. N., Perova N.

KG 程度の 2km/s の小規模乱流速度を導入すれば模擬

B., Rastorguev A. S., and Shugarov S. Yu.

できるので、スペクトル線への磁場の効果は大きくな

1998, Combined General Catalogue of

いと言っている。

Variable Stars, 4.1 Edition (Astronomical

図 18 に小規模乱流速度で磁場の効果をどの程度模擬できるかを HR 4816 と 78 Vir について例示しておいた。

Data Center, NAOJ)
Kochukhov, O., Bagnulo, S., Wade, G. A.,.
Sangalli, L., Piskunov, Ｎ．, Landstreet, J. D.,
Petit, P., ＆ Sigut, T. A. A. 2004 A＆Ap,

参考文献
泉浦秀行 2003、天文月報 96、291
加藤賢一 1994、大阪市立科学館研究報告誌 4, 1

414, 613
Kurucz, R. L. 1993a, ATLAS9 Stellar
Atmosphere Programs and 2km/s Grid,Kurucz CD-ROM No.13 (Cambridge, MA:

Sokolov, N. A. 1998, A&Ap, 130, 215

Harvard-Smithsonian Center for

Stenflo, J. O. & Lindegren, L. 1997, A&A, 59,

Astrophysics)
Kurucz, R. L. 1993b, SYNTHE Spectrum
Synthesis Programs and Line Data, Kurucz
CD-ROM No.18 (Cambridge, MA: Harvard–
Smithsonian Center for Astrophysics)
Kurucz, R. L. 1996, in Model Atmospheres andStellar Spectra, ASP conf. Ser. Vol. 108, p.160
Kurucz, R. L., & Bell, B. 1995, Atomic Line List,
Kurucz CD-ROM No.23 (Cambridge, MA:
Harvard-Smithsonian Center for
Astrophysics)
Landi Degl'Innocenti, E. 1975, A&Ap, 269, 276
Landstreet, J. D. 1988, ApJ, 326, 967
Landstreet, J. D. 1996, in Model Atmospheres
and Stellar Spectra, ASP conf. Ser. Vol. 108,
p.34
Leone, F., & Catanzaro, G. 2001, A&A, 365, 118
Mashonkina, L., & Gehren, T. 2000, A&A, 364,
249
Mashonkina, L. I., Ryabtsev, a. N., &Ryabchikova, T. A. 2002, Astron. Let., 28, 41
Mathys, G., & Lanz, T. 1992, A&A, 256, 169
Ryabchikova,T., Nesvacil, N., Weiss, W. W.,
Kochukhov, O., & Stutz, Ch. 2004, A&A,
423,705
Ryabchikova, T., Piskunov, N., Kochukhov, O.,
Tsymbal, V., Mittermayer, P., & Weiss, W. W.
2002, A&A, 384, 545
Ryabchikova, T., Piskunov, N., Savanov, I.,
Kupka, F., & Malanushenko, V. 1999, A&A,
343, 229
Ryabchikova, T. A., Savanov, I. S., Hatzes, A. P.,
Weiss, W. W., & Handler, G. 2000, A&A, 357,
981
Savanov, I. S., & Kochukhov, O. P. 1998, Atsron.
Let., 24, 516

367
Takeda, Y. 1991, PASJ, 43, 823
Takeda, Y. 1993, PASJ, 45, 453

表１．加藤による特異星研究一覧
年

発表誌

タイトル

1993

大阪市立科学館研究報告誌 第３号

磁気特異星 HR 7575(HD 188041) 青色域スペクトルの吸
収線同定

1993

大阪市立科学館研究報告誌 第３号

Ａ型特異星νCnc の可視域分光解析

1994

大阪市立科学館研究報告誌 第４号

ゼーマン効果を受けたスペクトル線の強度 −低温磁変星
への応用−

1997

第３回天体スペクトル研究会集録

ゼーマン効果について

1997

大阪市立科学館研究報告誌 第７号

Mild Ａ型金属線星 14 Del のスペクトル線解析

1999

Publications of the Astronomical Analysis of the Photospheric Lines of the Magnetic CP
Society of Japan 51, 23

Star HR 7575

エシェル時代の高分散分光観測（ぐん ESO NTT EMMI で得られた高分散エシェルスペクトル2001

によるコバルト特異星 HR 5049 の解析とその実際

ま天文台研究会集録）（2001）
2002

大阪市立科学館研究報告誌 第 12 号 磁気特異星 HR 6958 のスペクトル線解析

2003

Publications of the Astronomical Abundance Analysis of the Silicon Star HR 6958
Society of Japan 55, 1133

2004

Astronomy and Astrophysics 420, Chemical composition of the magnetic B star HR 5049
681

2004

第９回天体スペクトル研究会集録

BS 番

星名

希土類元素と化学特異星

HD 番号

mv

表２．観測対象星一覧
B-V
スペクトル型V sin i

変光

周期(日)

号
53 Cam

3109

65339

6.01

A2pSrCrEu

+0.14

14:

5.95--6.08

8.0278

HR 48164816

110066

6.45

A0pSrCrEu

+0.06

13

6.32--6.55

78 Vir

5105

118022

4.94

A1pSrCrEu

+0.03

15

4.91--4.99

3.7220βCrB5747

137909

3.68

F0p

+0.28

19

3.65--3.72

18.487

HR 7575

7575

188041

5.65

A5p

+0.20

2

5.61--5.67

4900.

224.5

表３．観測データ
星名

観測時 JD

露出時間（秒）

S/N 比

位相53 Cam2452745.968

1200

200

0.789

HR 48162452746.223

1500

160

----

78 Vir2452745.196

1200

380

0.845

βCrB

2452747.214

800

320

0.402

HR 75752452751.282

1500

140

0.995

表４．大気パラメータ
星名

Teff

log g

[M/H]

ξt(km/s)

磁場強度(KG)

53 Cam

8240

3.94

0.5

0.0

12.7

HR 4816

8730

3.74

1.0

0.0

4.1

78 Vir

9250

3.50

0.5

0.0

1.5

βCrB

7450

3.74

1.0

0.0

5.5

HR 7575

8110

3.79

1.0

0.0

3.7

Spica

2
Gd II

Cr II

Cr II

Pr IIINd III

Gd II

Ce II Tb III

βCrB

HR 7575

1.5intensity

HR 481653 Cam78 Vir1

Procyon

Fe I

0.5
5840

5842

5844
5846
wavelength (A)5848

図 1．対象５星のスペクトルの一部。比較のためスピカとプロキオンのスペクトルを添えたSpica2
Fe II 6147.74

βCrB

Fe II 6149.26

Cr II
HR 7575
1.5intensity

HR 481653 Cam78 Vir1

Procyon

Fe I
0.5
6145

6146

6147

6148
wavelength (A)

6149

6150

6151

図２．ゼーマン効果で分離した１階電離鉄の線（6149.A）とゼーマン効果の小さい線（6147A）。両者は同じマルチプレットに属し、gf 値もほぼ等しい。しかし、有効ランデ因子が異なる。一番下は比較のためプロキオンのスペクトル
Zeeman splitted components of Eu 6437.64 line for βCrB (5500G)

observed profiles

4

log gf + const.

2

0

-2
hfs components-46437.46437.56437.66437.76437.86437.9wave length

図３．超微細構造に磁場が効いた場合のゼーマン分岐例。Eu II 6437.64A 線の例（β CrB、磁場強度 5500G）。図の下半分は超微細構造による 32 成分、上はそれが磁場でさらに 30 本ずつに分岐し、合計 960 成分となった様子を示す。観測された線輪郭を上に添えた。縦軸は相対強度

Spica2
Ca I 6342.95

Ca I 6361.79

βCrB

HR 7575

1.5intensity

HR 481653 Cam78 Vir1

Procyon

0.5
6300

6320

6340
6360
wavelength (A)

6380

6400

図４．Ca I の autoionization
Ca 1 & Mn 2

Ca 1 & Mn 29978 Vir

HR 7575
8

8

7

7

6

6

5

0

50

100

150

Ca 1 & Mn 2

9

5
0

50

100

HR 4816
8

7

7

6

6

50

100

150

5
0

50

100

150

Ca 1 & Mn 2

9log abundance

53 Cam

8

5
0

150

Ca 1 & Mn 2

9

Bet CrB8
CA1_EW.TXT
CA1_EW.TXT
MN2_EW.TXT
MN2_EW.TXT

7

6

5
0

50

100
EW (m A)150

図５．元素量と線の等価幅の相関（Ca I および Mn II）。白丸（○）と四角（□）は見かけの元素量、黒丸（●）と黒四角（■）は磁場効果を補正した元素量

10
3700G

10
log abundancelog abundance

HR 757598
778 Vir1500 G987

604100 G

HR 4816

10

9
8
7

50
100
equivalent width (mA)
53 Cam50
100
equivalent width (mA)

150

12700 G

98
7

Cr 1 & 2

0

Cr 1 & 2

0log abundancelog abundance

10

50
100
equivalent width (mA)

Cr 1 & 2

0

150

50
100
equivalent width (mA)

150

10
log abundance

Bet CrB

5500 G9

Cr 1, crude abundance
Cr 1, corrected abundance
Cr 2, crude abundance
Cr 2, corrected abundance

8
7
Cr 1 & 2
6
0

50
100
equivalent width (mA)150

図６．元素量と線の等価幅の相関（Cr I および Cr II）
10
3700G

10
log abundancelog abundance

HR 757598
778 Vir1500 G

9
8
7

6
0

5

10

15

Cr 1 & 2

05lower excitation potential LEP (eV)

4100 G

HR 481610
log abundancelog abundance

10
9
8
7

LEP (eV)53 Cam98
75

LEP (eV)

10

15

0

Cr 1 & 2
510
LEP (eV)10log abundance

Bet CrB

5500 G9

Cr 1, crude abundance
Cr 1, corrected abundance
Cr 2, crude abundance
Cr 2, corrected abundance

8
7
Cr 1 & 2
5101512700 GCr 1 & 2

0

6
0

10

15

LEP (eV)

図７．Cr 量と線の励起ポテンシャルとの相関

15

10

11
3700G

78 Virlog abundancelog abundance

HR 7575
9
8
7
6
0

2

4
LEP (eV)

10
9
8
7
0

6

11

4
LEP (eV)62

4LEP (eV)6

53 Cam

HR 481610

log abundancelog abundance

2

11

9
8
7
0

2

4
LEP (eV)

10
9
8
7
0

6

10

Fe I, magnetically intensified abundance
Fe I, corrected abundance

8
7
6
0

2

4
LEP (eV)6

図８．励起ポテンシャルに対する元素量（鉄、Fe I ）11

1078 Vir

3700G
log abundancelog abundance

HR 7575
9
8
7
6
0

10
9
8
7
0

50
100
equivalent width (mA)

11

50
100
equivalent w idth (mA )11
HR 481653 Camlog abundancelog abundance

10
9
8
7
0

10
9
8
7
0

50
100
equivalent width (mA)

10

50
100
equivalent w idth (mA )β CrB
log abundancelog abundance

β CrB
9

9
8
Fe I, crude abundance
Fe I, corrected abundance

7
6
0

50
100
equivalent width (mA)150

図９．等価幅に対する元素量（鉄、Fe I）

HR 7575
log abundance(Fe)log abundance(Fe)

11
10
9
8
7
0

5

10

11

78 Vir

10
9
8
7
0

15

5

LEP (eV)log abundance(Fe)log abundance(Fe)HR 4816

11
10
9
8
7
0

5

10

11

15

10

15

53 Cam

10
9
8
7
0

15

5

LEP (eV)LEP (eV)

β CrB

11

log abundance(Fe)10LEP (eV)10

Fe II, crude abundance
Fe II, corrected abuundance

9
8
7
0

5

10

15

LEP ( eV)HR 7575
log abundance(Fe)

11
10
9
8

log abundance(Fe)

7
0

11

50
100
equivalent width (mA)
HR 48161098log abundance(Fe)

7
0

11

50
100
equivalent width (mA)

150

11

78 Vir

10
9
8
7
0

150

log abundance(Fe)log abundance(Fe)図 10．励起ポテンシャルに対する元素量（鉄、Fe II ）

11

50
100
equivalent width (mA)

150

50
100
equivalent width (mA)

150

53 Cam

10
9
8
7
0

β CrB

10
9

Fe II, crude abundance
Fe II, corrected abuundance

8
7
0

50
100
equivalent width (mA)

150

図 11．等価幅に対する元素量（鉄、Fe II）

7

7
(a)

(a)
6
log abundance (Ce)log abundance (Ce)

6

5

4

53 Cam
HR 481678 Virβ CrB
HR 7575

3

2
0

10

20

30
40
equivalent width (mA)

50

5

4

3

2
0

60

1
lower excitation potential (eV)27753 Cam
HR 481678 Virβ CrB
HR 7575

(b)

(b)

6
log abundance (Ce)log abundance (Ce)

6

5

4

2
0

10

20

30
40
equivalent width (mA)50

図 12．等価幅に対する元素量（セリウム、Ce II）

2
0

60

7
(a)

log abundance (Eu)

6

5

4

53 Cam
HR 481678 Virβ CrB
HR 7575

3

2
0

100

200

equivalent width (mA)
7
(b)
6

5

4

3

100

200

equivalent width (mA)

図 14．等価幅に対する元素量（ユーロピウム、Eu II）

1
lower excitation potential (eV)2

図 13．励起ポテンシャルに対する元素量（セリウム、CeII ）log abundance (Eu)

4

3

3

2
0

5

7

(a)

6

5

4

53 Cam
HR 481678 Virβ CrB
HR 7575

3
0

20

40
60
equivalent width (mA)

80

6

5

4

1

100

7

(b)

6

5

4

3
0

(a)

3

log abundance (Gd)7
log abundance (Gd)log abundance (Gd)log abundance (Gd)

7

1.5

2

53 Cam
HR 481678 Virβ CrB
HR 7575

(b)

6

5

4

3
20

40
60
equivalent width (mA)

80

100

1

1.5

図 15．等価幅に対する元素量（ガドリニウム、Gd II）

図 16．励起ポテンシャルに対する元素量（ガドリニウム、GdII）

log abundance

8

6

4
O
8

10

Na

Mg

Si

12

14

16

18

Ca

Ti

Cr

Fe

20

22

24

26
Mn

Sc

53 Cam
HR 481678 VirBet CrB
HR 7575Sun

atomic number
6

log abundance

4

2

0
Ba
-2

56

Ce
La

58

2

lower ex citation potential (eV)

Pr

Nd

Sm

60

62

Gd
Eu

64

Yb
Tb

66

68

Tm

70

atomic number

図 17．５低温化学特異星の元素量

72
Lu

10
log abundance(Fe)Vt = 0Vt = 29

Vt = 48
HR 4816magnetic

Fe II

0

50

100

150

equivalent width (mA)10
log abundance(Fe)Vt = 09

Vt = 2magnetic

878 Vir0

Vt = 4

Fe II

50

100

equivalent width (mA)

図 18．小規模乱流速度と磁場の効果

150