大阪市立科学館研究報告 19, 15-32 (2009)

磁気特異星大気における元素の層状分布加藤賢一1、西村 昌能2、大西 高司3、定金 晃三４１

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 10３名古屋市科学館
名古屋市中区栄２丁目 17-1
４大阪教育大学 大阪府柏原市旭ヶ丘４２

概 要
本誌第 15 巻（2005）で報告した磁気特異星５星 53 Cam （= HD 65339）、HR 4816 （= HD 110066）、78 Vir （=HD 118022）、βCrB （= HD 137909）、HR 7575 （= HD 188041）のスペクトル（2003 年、国立天文台岡山天体物理観測所 188cm 望遠鏡付属のエシェル分光器 HIDES によって得られたもの）を詳細に解析したところ、クローム Cr と鉄 Fe が層状分布を示していて、クロームの場合、大気下層には上層の 100 倍から 1000 倍含まれ（ただし、HR 4816、βCrB、HR 7575 について）、鉄の場合、100 倍から 10000 倍含まれていて（同様に HR 4816、
βCrB、HR 7575 について）、沈澱した状態となっていることが分かった。これに対し、78 Vir は一様分布という結果となり、53 Cam では沈澱しているものの、上層における元素量は特定することができないほど少量という結果となった。
Cr と Fe が層状に分布していることは、これらのスペクトル線強度が励起ポテンシャルの大きい高励起線ほど強いことや、等価幅の大きな強い線ほど相対的に線強度が弱いことなどから定性的に推察される。ここでは新たに元素が層状分布している場合の線強度をシミュレーションするプログラム SynVer を開発し、このような観測的特徴を再現するために必要な元素分布を求めることで定量的に層状分布を示すことができた。
磁場によるゼーマン効果と元素の層状分布を考慮することにより、低温型磁気特異星の奇妙なスペクトル線の振る舞いは極めて良く理解できることを示す。

１．はじめにまた、自転に伴って強度の変化するスペクトル線と変化しな

低温型磁気特異星は CrEu 型特異星のうち、有効温度がいスペクトル線があり、そうした低温型磁気特異星では特定7000K から 10000K と低い方に属する一群の星々である（高の元素が大陸のようにある領域に集中しているものと考えら

い方は 10000K～15000K）。可視域スペクトルには金属によるれている（たとえば、α2 CVn）。スペクトル線変動の様子から吸収線が卓越し、その多くにゼーマン効果によると考えられ表面での元素分布を再現するドップラー・トモグラフィー法がる肥大化が見られ、数千から１０万ガウス程度の磁束密度を開発され、元素や磁場の３次元的分布が描かれるようになっ持つ磁場が表面を被っていると考えられている。そのスペクトてきた。

ルの様子や光度、磁場強度などは数日から数 100 日程度のスペクトル線強度を説明する拡散理論の研究はその後、大周期的変動を示しており、自転による効果と見られている。

いに進歩したが、観測的にはその兆候を見出すことができな金属元素に起因するスペクトル線が極めて強く、元素量にかった。その大きな要因の一つは磁場の効果を適切に評価すると 100 倍から 10000 倍以上ともなる。しかし、恒星自体ができなかったことで、もう一つは磁場の効果を分離して元素

実際にそれだけ豊富に含んでいるとは考えにくく、1970 年頃

量を評価できるほどの質の良いスペクトル・データを得ることから Michaud (1970) らによって、特定の元素が放射圧によができなかったことである。ここ 20 年ほどの間に CCD の高性って内部から湧き上がり、大気層に吹き寄せられているため能化により高分散分光が可能となり、分解能 50000 以上、SNではないかという拡散理論が提案されていた。

比数 100 以上の良質のスペクトル・データが得られるようにな加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三り、ようやく拡散理論の観測的研究が現実のものとなってき元素量を求めることができない。ここでは磁場を考慮して求めた。

た先の論文の結果（加藤他 2005）を用いることにする。元素

筆者は 1997 年、低温型磁気特異星 HR7575 についてカナ

量の計算法や磁場を入れた元素量の評価法については先

ダ・ドミニオン天文台で得られたスペクトルを解析し、磁場のの論文に記載されているとおりである。

影響を評価した（Kato & Sadakane 1997）。この時用いたデー

図１および２に、Cr と Fe の各スペクトル線の等価幅およびタは高分散分光器によるものではあったが、写真乾板を用い励起ポテンシャルに対する元素量（磁場の影響を考慮した場ていた関係で十分な SN 比が得られず、また、波長範囲も狭く、合としない場合の双方）を再掲した。

十分な数のスペクトル線を解析することができなかった。しかし、今回、より高性能の岡山天体物理観測所のエシェル分光

２-１．等価幅との相関

器 HIDES（泉浦 2003）を用いる機会に恵まれ、拡散理論のゼーマン効果を考慮して求めた元素量分布（図１、●印）を実験的検証に耐えうるだけのデータを取得することができ

見ると、Cr と Fe の双方について一般的に等価幅が大きくなる

た。

と低い値を示す傾向が出ている。特に、HR7575、HR 4816、

低温の磁気特異星大気において元素が層構造を成してい

βCrB の３星ではそれが顕著である。通常の恒星大気ではる兆候として下記のような現象が挙げられている（たとえば、逆の相関となり、等価幅とともに大きな元素量を示すため小

Ryabchikova et al. 2003）。

規模乱流速度 (microturbulent velocity) を導入し、等価幅に対する依存性を無くすようにしていることと対照的で、低温磁・強いスペクトル線の場合、コア部とウイング部を１つの元素量で合わせるのが難しい、

気特異星では反小規模乱流速度とでも言うべき量を導入する必要があることを示している。

・高い励起ポテンシャルを持つ線から得られた元素量が平均値と大きく異なる・通常の元素量解析で得られる小規模乱流速度が元素ごとに異なる、・電離段階の異なる線から得られた元素量が一致しない（電離平衡の破れ）。

２-２．励起ポテンシャルとの相関
図２のβCrB と HR7575 の Cr を見ると、励起ポテンシャルが大きくなると元素量が増えるという傾向が明瞭にわかる。
鉄では Fe I は励起ポテンシャルの値域が狭い（2～5eV）
ので、傾向がはっきりしないが、Fe II の場合、値域が 3～12eV と広く、励起ポテンシャルが大きくなるとともに元素量がこれらの現象を念頭に置いて行われた研究については先上がっていく傾向が出ている。ただし、78 Vir ではほとんどの論文（加藤他 2005）にまとめているので、ここでは繰り返さ依存性が見られない。

ない。本稿ではここで挙げた２番目の事項を主に扱うことにすここで示した励起ポテンシャルへの依存性は前章で挙げたる。

低温型磁気特異星の特性の２番目に該当するものである。

なお、観測対象となった星ならびにスペクトルは先の論文と同じである。対象星についての基本データを表１および２に再掲しておく。

２-３．解釈一般に弱い吸収線は強い線より比較的温度の高い下層で今回、解析対象に Cr と Fe を選んだのは励起ポテンシャル形成されるから、弱い線ほど大きな元素量を示している図１はが広い範囲に分布していて、層状構造を示すのに適してい下層ほど Cr や Fe が多いことを示していると解釈することがでるからである。

きる。つまり、大気層ではこれらは沈殿していると考えることができる。

２．磁場の効果を取り入れた線強度解析

また、励起ポテンシャルの大きい高励起線は比較的温度観測されたスペクトル線は磁場によるゼーマン効果を受けの高い深部で形成されやすいところから、深部に Cr や Fe がて肥大化しているため、磁場の影響を考慮しなければ本来の沈澱していると図２を解釈することもできる。

磁気特異星大気における元素の層状構造

すなわち、図１と図２はともに Cr と Fe が沈澱しており、元素

１％に）、観測値を再現できた。

が層構造をなしていることを示唆しているということになる。

比較のため、図６には一様に鉄量を増やした場合の等価幅の振る舞いを示した。下層の方が上層より等価幅の比（理論３．層構造を考慮した線強度解析

値と観測値の比）が小さいという傾向（グラフ上で右下がり）は

元素量分布が層構造となっている大気中におけるスペクト

太陽値の 10 倍、100 倍と一様に鉄量を上げていっても変わらル線形成を計算するため、スペクトル合成用プログラムＳｙｎ

ず、観測値を再現することはできない。

Ｍａｇを元素量分布が入るように改造した（SynVer）。ただし、同じ計算を他の４星についても行ったところ、78 Ｖｉｒを除く３大気モデルは ATLAS9 (Kurucz 1993) を用いているため、大星（53 Ｃａｍ、HR 4816、HR7575）では同様に下層の元素量を

元素量分布は一様と仮定されているので、解析はコンシステ

上げてやれば観測値された等価幅を再現できることがわかっ

ントとはなっていない。

た。ただし、 53 Cam では傾向として下層に沈殿している傾

ここでは簡単化のため、上下２層（境界は 5000Åにおける向を見出すことはできたが、他の３星ほどうまく観測値を説明

光学的深さが－1（対数値）前後と仮定）に元素分布が階段状できる組み合わせを見出すことができなかった。また、78 Ｖｉｒに分かれているものと仮定することにした。

ではＣｒ、Ｆｅ共、一様分布として観測値を再現できた。

SynVer による計算結果の例を図３に示した。図３-１は等価幅に対する層構造の効果を見たのが図７である

4210Å前後のスペクトル計算例で、鉄が太陽値で一様な場（βCrB について）。図５と同じ結果をプロットしたものなので、合と、２層構造を成している場合（上層は太陽値、下層はその図５同様、層構造を考慮した場合はどの等価幅に対しても観１００倍）を比較してみた。図３-２は１階電離鉄 Fe II について測値が再現されている。

見た例で、HR 7575 の大気モデルを用いてスペクトル合成を行った。破線は鉄が太陽の 10 倍量で一様に分布していると４．元素の層状分布

した場合で、実線は２層構造となっていて、下層（5000Åにお以上の議論により、観測された等価幅を説明できる元素のける光学的深さが-0.812（対数値）より下）が太陽値の 1000 倍、層状分布を得ることができた。Cr と Fe に対する各星の結果を上層が 10 倍となっていると仮定した場合である。図３-２の中

図８、９に示した。太陽の元素量（Cr は 5.67、Fe は 7.50。ただで H と記した線は励起ポテンシャルが 10eV より大きな高励起

し、水素の量を 12 とした対数値）に相対的な量を表３にまとめ線で、L は 5 eV 以下の低励起線、記号がついていない線はておいた。

その中間の励起ポテンシャルの線である。層構造を成してい53 Cam は Cr と Fe で振る舞いが随分異なっており、Cr はる場合、高励起線の方が低励起線より等価幅の変化が大き

上層には極めて少ないという結果となった。また、上で触れたいことが分かる。

ように２層モデルでは完全には再現できず、より複雑な元素

図４はβCrB のクローム Cr について、太陽と同一量で一様分布となっているかも知れない。

に分布している場合と上下２層を成している場合について、

78 Vir は図１と２において等価幅や励起ポテンシャルへの理論値と観測値を比較したものである。縦軸が等価幅の比の依存性が見られなかったことから推察されるように、元素分布

対数で、０が観測値を再現していることを意味している。太陽はほぼ一様と見ることができる。ただし、太陽より Cr で約 60量と同一で一様分布の場合（○）、観測された等価幅の 10％

倍、Fe で 600 倍多く含まれている。

以下の強度にしかならず、励起ポテンシャルの高い線ほど理

HR 4816、βCrB、HR 7575 の３星では、程度の差はあるも論値は観測値より小さくなるという傾向を示している。そこで、のの、階段状の２層分布で十分観測を説明できる。

下層部の Cr 量を太陽の 1000 倍、上層部で太陽値の半分とCr の沈殿量分布はかなり広い範囲に広がっているが、沈澱した場合の計算値を●で示しておいた。励起ポテンシャルのしている Fe の量はほぼ太陽値の 100 倍前後に集中している

大小によらず理論値と観測値はほぼ一致している。

のは興味深い（図８、９）。

鉄 Fe について計算した例が図５で、Cr と同様に下層部の以下、各星について結果を議論しておく。

鉄量を増やしてやると（下層部を太陽値の 70 倍、上層部を加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

４-１．53 Cam = HR 3109 = HD 65339

用いた細密解析は Ryabchikova et al. （2004b）によって報告

53 Cam は Cr と Fe で振る舞いが随分異なっており、Cr はされているが、層構造については言及されていない。彼ら

上層にはほとんど無いか、極めて少ないという結果となった。

の元素量の定量結果は、

また、上で触れたように２層モデルでは完全には再現できず、

logε(Cr) = 8.41/8.63、

より複雑な元素分布となっているものと推察される。

logε(Fe) = 8.65/9.17、Babel (1992) は恒星風による拡散効果を考え、元素 Ca、 Sr、であり、本研究では上層～下層でMn、 Cr、Ti の層状分布を理論的に与えた。それによれば、

logε(Cr) = 8.27 ～ 9.47、

Cr については logτ(5000Å) = -1 前後を遷移層とし、それよlogε(Fe) = 8.20 ～ 9.80、

り深部では logε(Cr) = 8 前後、それより浅部では logε(Cr) =であり、彼らの結果はこの範囲に包含されている。上層～

6 前後になるという。深さやマスロス率により値は多少前後す下層による元素量の幅はより低温のβCrB、HR 7575 などるが、近似的には２層モデルに近い分布となっている。そしより小さいという結果となった。

て、この結果を用いてスペクトル合成を試みたところ、観測を十分満足させることができたと言う。

４-３．78 Vir = HR 5105 = HD 118022

Babel & Lanz (1992) は IUE による紫外域スペクトル線を解

本研究では、78 Vir の元素分布はほぼ一様と見ることがで析。磁場の効果を取り入れたスペクトル合成法で、求めたとこ

きる。ただし、太陽より Cr で約 60 倍、Fe で 600 倍多く含まれろ、logε(Cr) = 6.1、6.5（位相により異なる）という値が最良ている。

のものとして得られた。この値は可視域から求めたれ値より小Kochukhov et al. (2006) は磁気特異星HD 133792 = HR

さく、IUE で見ている紫外線を放出している上層部の Cr 量は5623 の解析結果を報告しているが、この星は 78 Vir と似た可視光で見えるより深部より少ないことを示唆している。また、

大気パラメータを示している。すなわち、（Teff, log g, mean

鉄については logε(Fe) = 7.5 で合わせることができて、

magnetic field modulus） = (9400, 3.7, 1.1KG) であると言う。

Landstreet (1988) が可視域から求めた値（logε(Fe) = 8.4、

本研究で採用した 78 Vir では、（Teff, log g, mean magnetic

8.1、 8.6。 位相により異なる）より低いと言う。Cr と同様の現

field modulus） = (9250, 3.5, 1.5KG) である。彼らは観測され象が起っていると推定される。

た吸収線強度と輪郭が理論値と合うような元素の層分布を求以上の過去の研究と比較すると、本研究における上層におめるという方法（これを inversion problem solution と名づけ

ける Cr 量の結果はかなり異なっている。Babel (1992) は緩やている）により、Ca、Si、Mg、Fe、Cr、そしてSrが層構造を成し

かな階段状分布を導いたが、本研究ではそれより差の大きなていることを求めた。 その結果は、Cr、Fe共に 2 層近似にき階段状となった。ただし、下層部での Cr 量は一致している。

わめて近い階段状で、内部が多いという分布となり、本研究では上層における Cr 量が極めて少ないという結果にlogε(Cr) = 7.8 ～ 8.3 、なったが、その理由は不明である。

logε(Fe) = 8.5 ～ 9.3、Fe 量については上層･下層で 1000 倍の違いがあるというのとなっている（彼らの図５）。本研究における 78 Vir の値は、が本研究の結果であるが、Babel & Lanz (1992)の示唆する相logε(Cr) = 8.4、

異より大きい結果となった。

logε(Fe) = 9.3、

53 Cam の層構造については Babel (1992)の理論との詳細であり、彼らの下層における値と同じ結果となった。本解析でな対照が必要のように思われる。

は 78 Vir に層構造は認められなかったが、HD 133792 のよ
うに緩やかな層状分布をしている可能性は排除できない。

４-２．HR 4816 = HD 110066

ちなみに、Kochukhov et al. (2006) が HD 133792 で示した

HR 4816 の ス ペ ク ト ル の 異 常 性 は Adelman(1973) 、層状分布を 78 Vir に適用して Cr 線強度を計算し、観測値とSelvelli (1974)、Cowley & Arnold (1978) などによって指摘さ比較したところ、観測値と極めて良く合うことが分かった。そのれ、Cr や Fe が過剰であることは知られていた。大気モデルを

結果を図 10 に掲げた。図中の●が Cr 線強度の観測値と理

磁気特異星大気における元素の層状構造論値の比をとったもので、励起ポテンシャルによる依存性がを採用し、SynVer を用いてスペクトル合成を試みたが、求め消え、かつ両者は一致している。なお、この図は一様分布をられた等価幅は観測された等価幅には小さく、全く再現する

仮定した場合とほとんど差が認められない。

ことができなかった。採用した有効温度の差があるとしても余本研究では 78 Vir が層状分布を示している明確な兆候をりに大きな違いであり、原因追究が待たれる。

つかむことはできなかったが、Kochukhov et al. (2006) が示

Ryabchikova et al. (2004b) はβCrB のスペクトルが層構造したような緩やかな層構造になっているとしても観測値は説を示していることに言及したが、具体的な元素量の差を与え明できるのである。

るには至らなかった。
Nesvacil et al. (2008) が roAp 星 10 Aql (HD 176232) の４-４．βCrB = HR 5747 = HD 137909

層構造について発表している。 10 Aqlは (Teff, log g, surface

Savanov & Kochukhov (1998)、Savanov et al. (2001) は Hβmagnetic field) = (7550K, 4.0, 1.25KG) であり、βCrB (Teff,

線中心から様々な距離にある Cr 線の測定から、βCrB、HR

log g, surface magnetic field) = (7450K, 3.74, 5.5KG) に類似

7575 では下層ほど Cr 量が増えるという元素の層構造を得た。

しているので（磁場強度はやや異なる）、元素量分布を比較

Hβ 線中心に近いほど浅い大気層を観測しているという特徴

してみよう。10 Aqlではを生かした研究であった。

logε(Cr) = 5.2 ～ 7.4、

その後、Wade et al. (2001) は磁場の影響を考慮したスペク

logε(Fe) = 5.2 ～ 9.2、

トル合成法により、Cr と Fe が２層構造になっていると仮定しという値であった。Cr は 階段状分布だが、Fe は緩やかな変て線強度を求め、観測に合わせることに成功した。その結化を見せている。彼らは SYNTHMAG や DDAFIT というプ果、

ログラムを用いてそうした連続的な変化を得ることに成功しlogε(Cr) = 5.6 ～ 8.4 、た。

logε(Fe) = 6.2 ～ 9.4、

本研究では、βCrB に対しという値を導いた。 本研究では、

logε(Cr) = 5.4 ～ 8.7、logε(Cr) = 5.4 ～ 8.7、logε(Fe) = 5.5 ～ 9.3、logε(Fe) = 5.5 ～ 9.3、だから、深い層での Cr 量が１桁違うが、他は良く似ている。しであり、上層部における元素量には不確定性が大きいことをかし、深部での分布量はスペクトル線強度（特に高励起線に考慮すると、両者は極めて近いと言えよう。

ついて）に大きな影響があるので、この差については注意がLeBlac & Monin (2004) は大気中の元素拡散を考慮した大必要であろう。

気モデルを構築することに成功し、必然的に元素量分布と拡

Kurtz et al. (2007) は希土類 REE の線が 16.2 分周期で脈散がない場合とは異なった温度分布が導かれることを示した。

動を示すことを見出し、この星も roAp であることが分かった。

すなわち、その結果はそれまで仮定されていた２層構造が必

また、磁場による効果を取り入れた元素量解析も行い（層構

ずしも的外れな仮定ではなかったことを示していた。表面層造は考慮していない）、では２層構造近似の場合に比べて元素量は２桁ほど低く、深logε(Cr) = 6.97/7.06 （Cr I/Cr II）、部では高いところと低いとろがあり、遷移層は logτ（5000）logε(Fe) = 7.75/7.86 （Fe I/Fe II）、

= 0 前後であることが示されており、という結果をえた。加藤他（2005）の結果

logε(Cr) = 4.2 ～ 8.5、logε(Cr) = 7.06/7.64 （Cr I/Cr II）、logε(Fe) = 4.0 ～ 8.5、logε(Fe) = 7.54/8.45 （Fe I/Fe II）、という値であった。 本研究と比較すると、Ｃｒ、Ｆｅ共に表面層と比べると中性元素では比較的よく似ているものの、１階電離では約１桁以上異なっている。Wade et al. (2001) の結果ともイオンでは明らかに低くでている。この差が何に起因するの当然、同様の差がある。

か不明であるが、要因の１つは彼らが採用した有効温度がそこで、本研究では LeBlac & Monin (2004) の元素量分布7800K と、加藤他（2005）の 7450K より高いことが挙げられる。

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

また、すでに知られているように、磁気特異星では線ごとによ

最も強いのは 53 Cam であるが、この両星とも得られた層構る元素量のばらつきが大きく、解析に供する線の選択によっ造に他には見られない特徴がある。78 Vir の層構造は緩やて平均元素量は変わることがあるので、注意が必要である。

かで、53 Cam は急峻である。また、両星とも図１、２から分かるように励起ポテンシャルや等価幅への依存性は小さい。こ４-５．HR 7575 ＝ HD 188041

れが層構造の差が何に起因するのか、不明である。

Savanov & Kochukhov (1998)、 Savanov et al. (2001) はAlecian & Stift (2007, 2008) は 磁場を考慮した元素拡散Hβ 線から様々な距離にある Cr 線の測定から、βCrB、HR

を考慮して大気モデルを計算し、その結果、層構造を導くと7575 では下層ほど Cr 量が増えるという元素の層構造を得た。

いう苦労の多い研究を行った。その結果のうち、Teff = 8500K

Hβ 線中心に近いほど浅い大気層を観測しているという Hβの場合が 53 Cam (Teff = 8240K) と HR 4816 (Teff = 8730K)

線の特徴を生かした研究であったが、磁場の効果は考慮さの場合に近いが、今回対象としたCrやFeの結果は示されてれていない。

いないので、残念ながら、本研究との直接的比較はできなか

Kato & Sadakane (1999) は微小乱流速度が元素によって異った。ただ、Teff = 10000K の場合に示されているFeの例を見なること、C ｒと Fe について電離平衡が破れていること、従っ

ると、磁場の傾斜によって層構造の様子が随分異なっており、て、放射分布から求めた有効温度では電離平衡が達成され10KGの磁場でも観測者に垂直に立っている場合、磁場のなないこと、また水素のガンマ線輪郭や微小乱流速度などのパい場合とほとんど同じで、深部ほどFe量が多いという構造とな

ラメータが一意に決まらないことなどを指摘したが、これらはっているのに対し、水平に傾斜している場合では反対に上層

元素量分布が層状を成していることを強く示唆していた。

ほどFe量が多く、鉄が雲のように浮かんでいる構造となってここで示したように、層構造に磁場を導入することにより観測いる。磁場の傾斜がなく、垂直になっている状態ではゼーマ値をよく再現することができたので、Kato & Sadakane (1999)

ン分岐した成分のうちパイ成分は消失し、円偏光しているシが提起した問題は解消したと言える。

グマ成分は残る。しかし、それでもゼーマン分岐していない

Ryabchikova et al. (2004b) は Kato & Sadakane (1999) を場合とほとんど同じ放射圧を受け、同じような程度の拡散が引用し、電離平衡になっていないことから層構造として扱わ

起こるというAlecian & Stift (2007, 2008) の結果にはいささかなければならぬと言っている。

奇妙な感じを受ける。それに、磁場が水平になっている場合

Ryabchikova et al. (2004a) は、ＥＳＯのＵＶＥＳで得られたはFeが雲のように浮かんでいるという結果であるが、磁気特ＨＲ 7575 のスペクトルを、２層構造という仮定のもとに解析し異星ではこれまでこのような例は知られていない。10KGに達た結果として、するような強い磁場の星はあまり知られていないが、Alecianlogε(Cr) = 7.34 ～ 8.74 （平均 7.93）、& Stift (2007, 2008) の結果はなお検証していく必要があるよlogε(Fe) = 7.12 ～ 9.33 （平均 8.20）、

うに思われる。

という値を導いた。 本研究では、層構造は星による違いが大きく、特異星は個性に富んでいlogε(Cr) = 7.0 ～ 10.3 、る。その例が HD 204411 で、 Ryabchikova et al. (2005) にlogε(Fe) = 6.3 ～ 9.3 、よればHD 204411 はTeff = 8400K～8700KのCr型の特異星で、であり、彼らの結果と若干乖離がある。彼らが採用している有磁場は比較的弱い（750G）が、彼らはMg、Si、Ca、Cr、Fe が

効温度は 8800 Ｋと、700 Ｋほど高いが、それを考慮してもな

層構造を成していることを見出した。有効温度はHR 7575 やお差が大きい。特に Cr の沈殿量では１桁の違いが見えてい53 Cam に似ている。ＣｒとFeの垂直分布を見ると、る。

logε(Cr) = 6.95 ～ 7.25、logε(Fe) = 7.5 ～ 9.25、５．議論と考察となっており、Cr 線が卓越しているにも関わらず、平均量は５-１．磁場強度との関係

HR 7575 や 53 Cam に比べて小さく、Fe には大きな差が見

本研究の対象のうち磁場強度の最も弱いのは 78 Vir で、られない。HD 204411 は Cr 分布に特徴が見られることは確磁気特異星大気における元素の層状構造

かなようである。磁場強度と層構造の相関を示す例と言えよ

見たように、このような試みが部分的になされるようになってきう。

ているが、述べたようにまだ完全な一致を見るまでには至っていない。さらに観測例を重ねることと、より一層の精密化が５-２．有効温度との関係求められている。

図１１、１２に本研究で得られた Cr 量と Fe 量をこれまで特異星について得られている値と比較してみた。比較対象となっ本研究で使用されたスペクトルは国立天文台・岡山天体物

たデータは Ryabchikova (2005) から採用した。ここで、■は理観測所で得られたものです。同天文台ならびに関係スタッ加藤他（2005）の平均値（中性、１階電離イオン）である。本研

フの皆様のご支援に御礼申し上げます。また、研究の一部は究のサンプルは他の特異星とよく似通った有効温度との相関

加藤賢一に対する平成２０年度の科学研究費補助金（奨励研を示している。

究、課題番号 20914006）の支援を得て行われました。合わせて感謝申し上げます。

５-３．元素の拡散を取り入れた大気モデルとそれに基づく層構造解析
元素の拡散効果を取り入れた大気モデルを構築すること
は層構造を観測的に解析する上でも非常に重要である。層構造が元素拡散の効果によるものならば、このようにして求められた大気モデルは当然元素毎に層構造を成しているはず

参考文献
泉浦秀行 2003、天文月報 96、291
加藤賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三
2005、大阪市立科学館研究報告誌 15、11
Adelman、S. J. 1973, ApJ, 183, 95

であり、適当なパラメータを採用すれば完全に観測に合わせ

Alecian, G., & Stift, M. J. 2007, A&A, 475, 659

ることができると期待されるからである。

Alecian, G., & Stift, M. J. 2008, Contrib. Astron.

このような大気モデルを構築した最初の試みが 53 Cam

Obs. Skalnate Pleso, 38, 113で紹介した Babel (1992) であった。

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

また、γEqu について Ryabchikova et al. (2002) が Ca、Babel, J., & Lanz, T. 1992, A&A, 263, 232

Cr、Fe、Ba、Si、Na は下層ほど、希土類の Pr と Nd は反対に

Cowley, C. R., & Arnold, C. N. 1978, ApJ 226, 420

上層の方が下層より６桁も多いという層構造であると主張してKato, K., & Sadakane, K. 1999, PASJ, 51, 23

いるが、彼らは層構造を持った大気モデルを構築し、観測とKochukhov O., Tsymbal, V., Ryabchikova, T.,

比較することによってこのような結果を得た。

Makaganyk, V., & Bagnulo, S. 2006, A&A, 460,

その後、LeBlac & Monin (2004)がそのような大気モデルを

831

構築し、βCrB に適用したことは上で紹介したとおりで、期待

Kurucz, R. L. 1993, ATLAS9 Stellar Atmosphere

通り、層構造が得られた。しかし、その元素量構造では観測

Programs and 2km/s Grid, Kurucz CD-ROM No.13を再現できず、なお、課題が残っていると思われる。

(Cambridge, MA: Harvard-Smithsonian Center

その後、Monin and Le Blanc (2007) が同様の大気モデル

for Astrophysics)を構築したことを報告しているが、その結果は LeBlac &Monin (2004)と基本的に同じで、我々が本研究で得た元素量

Kurtz, D. W., Elkin, V. G., & Mathys, G．2007,
MNRAS, 380, 741

より 1 桁以上小さな値であり、観測を満足させることができな

Landstreet, J. D. 1988, ApJ, 326, 967

い。

LeBlac, F., & Monin, D. 2004, in The A-Star Puzzle,

大気の層構造をスペクトル線観測と整合性を持たせるため

eds. J. Zverko, J. Ziznovsky, S. J. Adelman, & W.

には元素の拡散を取り入れた大変複雑な大気モデルを計算

W. Weiss, 193

し、その結果として層構造を得て、それが観測されたスペクト

Michaud, G. 1970, ApJ, 160, 641

ル線の振る舞いを再現できるようにしなければならない。上でMonin, D., & Le Blanc, F. 2007, in Physics ofMagnetic Stars, eds. I. I. Romanyuk, & D. O.

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

Kudryavtsev, 360
Nesvacil, N., Weiss, W. W., & Kochukhov, O., 2008,
Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso, 38, 329
Ryabchikova, T. 2005、Pis'ma Astron. Zh., 31, 437
Ryabchikova T., Leone, F., & Kochukhov, O. 2005,
A&A, 438, 973
Ryabchikova, T., Leone, F., Kochukhov, O., &Bagnulo, S. 2004a, in The A-Star Puzzle, eds. J.
Zverko, J. Ziznovsky, S. J. Adelman, & W. W.
Weiss, 580
Ryabchikova, T., Nesvacil, N., Weiss, W. W.
Kochukhov, O., & Stutz, Ch. 2004b, A&A, 423, 705
Ryabchikova, T., Piskunov, N., Kochukhov, O.
Tsymbal, V., Mittermayer, P., & Weiss, W. W.
2002, A&A, 384, 545
Ryabchikova,T., Wade, G. A., & LeBlanc, F. 2003, inModelling of Stellar Atmospheres, eds. N.
Piskunov, W.W. Weiss, & D.F. Gray, 301
Savanov, I. S., & Kochukhov, O. P. 1998, Atsron. Let.,24, 516
Savanov, I. S., & Kochukhov, O. P., & Tsymbal, V. V.
2001, Astrophysics, 44, 64
Selvelli, P. L. 1974, A&A, 31, 113
Wade, G. A., Ryabchikova, T. A., Bagnulo, S., &Piskinov, N. 2001, in Magnetic Fields across the
Hertzsprung-Russel Diagram, eds. G. Mathys, S.
K. Solanki, & Wickramasinghe, D. T., 373

磁気特異星大気における元素の層状構造

表１．観測対象星一覧
星名

BS

HD

mv

スペクトル型

B-V

V sin i

変光

53 Cam

3109

65339

6.01

A2pSrCrEu

+0.14

14:

5.95--6.08

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

周期(日)表２．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

表３．層構造モデル（２層）に基づく Cr ならびに Fe の分布
太陽値に対する比（対数 dex）
Cr（5.67）

Fe（7.50）

星名

上層

下層

上層

下層

53 Cam

-5.00

2.70

-1.00

2.00

HR 4816

2.60

3.80

0.70

2.30

78 Vir

2.80

2.80

1.80

1.80

βCrB

-0.30

3.00

-2.00

1.80

HR 7575

1.30

4.60

-1.20

1.80

8.0278
4900.

224.5

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

10
3700G

78 Vir10
log abundancelog abundance

HR 75759871500 G987

604100 G

HR 48168

12700 G

8
7

50
100
equivalent width (mA)

150

9

Cr 1 & 2

050
100
equivalent width (mA)
53 Cam10

97

Cr 1 & 2

0log abundancelog abundance

10

50
100
equivalent width (mA)

Cr 1 & 2

0

150

50
100
equivalent width (mA)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１-１．Cr 量と等価幅の相関（Cr I および Cr II）
11

10

78 Vir

3700G
log abundancelog abundance

HR 7575
9
8
7
6
0

10
9
8
7
0

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

50
100
equivalent w idth (mA )

11

10
9
8
7
0

9
8
7
0

50
100
equivalent width (mA)

10

10

50
100
equivalent w idth (mA )log abundance

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

7
6
0

50
100
equivalent width (mA)150

図１-２．Fe 量と等価幅の相関（Fe I）

150

磁気特異星大気における元素の層状構造

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

11
10
9
8

11

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

7
0

11

50
100
equivalent width (mA)

78 Vir

10
9
8
7
0

150

log abundance(Fe)log abundance(Fe)

7
0

11

11

150

50
100
equivalent width (mA)

150

53 Cam

10
9
8
7
0

150

50
100
equivalent width (mA)

β CrB

10
9

Fe II, crude abundance
Fe II, corrected abuundance

8
7
0

50
100
equivalent width (mA)150

図１-３．Fe 量と等価幅の相関（Fe 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)10

53 Cam

12700 G

98
7

Cr 1 & 2

Cr 1 & 2

0

5

LEP (eV)

10

15

0

5

10
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
6
0

5

10

15

15

LEP (eV)

図２-１．Cr 量と線の励起ポテンシャルとの相関（Cr I および Cr II）

15

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

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
log abundance

β CrB
9Fe I, magnetically intensified abundance
Fe I, corrected abundance

8
7
6
0

2

4
LEP (eV)611

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

図２-２．Fe 量と線の励起ポテンシャルとの相関（Fe I ）

10
9
8
7
0

5

10

11

78 Vir

10
9
8
7
0

15

5

11

HR 4816

10
9
8
7
0

5

10

15

log abundance(Fe)LEP (eV)
11

10

15

10

15

LEP (eV)log abundance(Fe)log abundance(Fe)LEP (eV)11

53 Cam

10
9
8
7
0

5
LEP (eV)

β CrB

10
9

Fe II, crude abundance
Fe II, corrected abuundance

8
7
0

5

10

15

LEP ( eV)

図２-３．Fe 量と線の励起ポテンシャルとの相関（Fe II ）

磁気特異星大気における元素の層状構造

Fe 100 times enhanced below at log tau(5000) = -8.6600E-01
uniform dis tribution(9000, 4.0, metal*10) Vt=0.0

100

0

4205

4210

Fe 1 16.18

Fe 1 16.66

Sr 2 15.52 / Cr 2 15.74

N 1 14.80 / Fe 1 14.83

Fe 1 13.65

Fe 2 11.80

Fe 1 10.34

Fe 1 08.60

Cr 2 07.36

Fe 1 03.66

Fe 2 03.94/ Fe 03.98

Fe 2 02.86

20

V 2 02.36 / Fe 2 02.52

40

Fe 1 07.13

V 2 05.04 / Eu 2 05.04 / V 2 05.09
Fe 1 05.54 / Nd 2 05.58/ Fe 2 05.60

60

Fe 1 02.03

intensiy

80

4215

λ（Å）

図３-１．プログラムSynVerによる出力例。(Teff, log g) = (9000, 4.0)で、金属量は太陽値の 10 倍の大気モデルを採用。太陽値の 10 倍の量の鉄が一様分布している場合（破線）と太陽値の 1000 倍の鉄が下層に沈殿している場合（実線）

HR 7575 (8110, 3.79, +1.00)
H

H

100

H

L

H

H

H

H

H

80

60

40

Fe * 1, uniform distribution

20

Fe *100, below at log Tau(5000) = -0.812
0

5505

5510
λ（Å）

5515

5520

図３-２．一様分布している場合（破線）と、深部に沈殿して層構造を成している場合（実線）の１階電離
鉄 FeII の振る舞い。HR7575 の大気モデルで計算。この波長範囲に入るよう実際のデータのうち波長を調整した。H は励起ポテンシャルが 10 eV 以上、L は 3 eV 以下、その他はその中間

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

β CrB

log (EW(theory)/EW(observation))

1

Cr

0

-1

-2

-3

uniform solar abundance-0.30 in the upper, and +3.0 in the lower

-4

0

5
lower ex citation potential (eV)10

図４．βCrB の Cr 線の等価幅比較。一様分布している場合と層構造を成している場合の等価幅を比較。縦軸はスペクトル合成法により求められた等価幅と観測値との比（対数値）

log(EW(theory)/EW(observation))

1

β CrB

0

-1

-2
uniform solar abudance
0.01 times in the upper, 70 times in the lower
-3
0

5

10

lower ex citation potential (eV)

図５．βCrB の Fe I および Fe II の等価幅比較。一様分布している場合と層構造を成している場合の等価幅を比較。縦軸はスペクトル合成法により求められた等価幅と観測値との比（対数値）磁気特異星大気における元素の層状構造

100 times the solar, in all the layers

1log(EW(theory)/EW(observation))

100 times the solar Fe, in deeper layers

0

10 times in deeper layers-1-2

uniform solar Fe(=7.50)
-3
0

5

10

lower ex citation potential (eV)

図６．一様に鉄量を太陽値の 10 倍、100 倍に増やした場合の理論値と観測値との比較。対象は HR 7575

log(EW(theory)/EW(observation))

1

β CrB

0

-1

-2
uniform solar abudance
0.01 times in the upper, 70 times in the lower
-3
0

50

100

measured equivalent width (mA)

図７．等価幅に対する層構造の効果。図５の結果を等価幅に対してプロット150

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

vertical distribution of Cr10

Cr abundance

78 Vir8

ＨR 4816
HR 7575

6solar ⇒

βCrB

△ 53 Cam ↓
4
-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

1

2

τ(optical depth, 5000A)

図８．２層分布モデルによる Cr の分布。78Vir には層構造は見られない

vertical distribution of Fe
1078 Vir9

Fe abundance

ＨR 48168

solar Fe abundance⇒

7
53 Cam

HR 7575

6

βCrB

5
-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

1

τ(optical depth, 5000A)

図９．２層分布モデルによる Fe の分布。78Vir には層構造は見られない2磁気特異星大気における元素の層状構造<78 Vir> Cr, following the stratification determined by Kochukhov et al. (2006) for HD 13379

log (EW(theory)/EW(observation))

1

0

-1

-2

-3

-4

0

5
lower ex citation potential (eV)10

図 10．Kochukhov et al. (2006) が HD 133792 について求めた Cr 分布を 78 Vir に適用して Cr 線強度を求め、観測値と比較（●）。下の○は、太陽の Cr 量で一様分布している場合の理論値と観測値の比較

HR 7575
10

HR 4816

log abundance (Cr)78 Vir8

6solar abundance

βCrB

53 Cam

4

6000

8000

10000

12000

14000

Teff

図 11．クローム量の幅と有効温度の相関。○は Ryabchikova (2005) がまとめた特異星のデータ。
■は加藤他（2005）が Cr I 及び Cr II から得た Cr 量の平均値。矢印が今回の結果で、上下層での元素量分布範囲を示す

加藤 賢一・西村 昌能・大西 高司・定金 晃三

1078 Virlog abundance (Fe)98
HR 4816

solar abundance

7
53 Cam6

HR 7575

βCrB
5
6000

8000

10000

12000

Teff

図 12．鉄量の幅と有効温度の相関。他は図 11 に同じ

14000