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EUREKA

高分散分光が見せる化学特異星の素顔
西

村

昌

能

〈京都府立洛東高校〒 614-8353 京都市山科区安朱川向町 10〉

e-mail: mnisimura@kcat.zaq.ne.jp

加

藤

賢

一

〈大阪市立科学館〒 530-0005 大阪市北区中之島 4-2-1〉

e-mail: kato@sci-museum.jp

定

金

晃

〈大阪教育大学三〒 582-8582 大阪府柏原市旭ヶ丘 4〉

e-mail: sadakane@cc.osaka-kyoiku.ac.jp

Ｂ型からＡ型の主系列星領域に 20 ％以上にものぼる化学特異星（CP 星）があります．この星々の研究が始まって 60 年たち，その素顔がかなり明らかになってきました．磁変星と水銀・マンガン星（HgMn 星）を例にとって，高分散分光学が見せてくれた CP 星の横顔を紹介します．

１．はじめに（Chemically Peculiar Stars）と言い，CP 星と略しています．このような CP 星は，対応する主系列星の

世界各国にある中口径望遠鏡に同架された高分

実に 20% を占めていると言われています．これら

散分光器によって得られたハイクオリティーなスペの星々はＡ型星を中心に見られるため，Ap 星（Aクトルの研究から，謎の多かった化学特異星（CP型特異星）とも呼ばれることがあります．Ap 星は星）の素顔がかなり明らかになってきました．岡山

A 型星のうち，特定の吸収線に強すぎるとか弱す

天体物理観測所（OAO）の HIDES は国内で稼働

ぎるといった「異常性」が見られるものを指していする分光器のなかで最高の分解能を誇り，口径ます．実は，中性ヘリウムの吸収線，たとえば，

188cm 望遠鏡自身も現在，最大の集光力を持って

HeI4471 Å線が見えるか，見えないかで B 型星と A

います．私たちはこの分光器を利用させていただい型星を区別していますが，CP 星は一般に He の吸て，一層，CP 星に肉薄したいと考えています．こ収線が弱いので A 型に分類される傾向がありまし

こでは CP 星の中でも数キロガウスから数十キロガた．しかし，測光観測から求めた表面温度は B 型

ウスにも上る強い磁場を持つ磁変星と HgMn 星にのものが多く，中にはヘリウムが過剰だったり，不焦点を当て，化学組成比研究の最近の動向やそれ足していても He の吸収線が見えるほど温度の高いらが提示する問題を紹介したいと思います．

星もありますので，これらを Bp 星と分類するよう

２．CP 星と Preston の分類になりました．
さて，何を持って「正常」な化学組成比と定義

Ｂ型からＡ型の主系列星の中に，化学組成比がするか，議論のあるところですが，通常，太陽の化「正常（もしくは標準）の星」と比べ「異常な星」

学組成比を「正常（標準）」としています．太陽類がかなりの数，存在します．これを化学特異星

似の恒星の化学組成比の問題はこの号の竹田洋一

第 96 巻第６号

1

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EUREKA表１2)

3)

CP 星の分類（Preston と Wolff から）

表面温度（Ｋ）

磁場

自転速度

連星率

化学組成比

Am 星（CP1）

7000 〜 10000

無

小

多

Si 星（CP2）

10000 〜 12000

強

小

希

SrCrEu 星（CP2） 8000 〜 12000

強

小

希

HgMn 星（CP3） 10000 〜 15000

弱

小

正常

Hg,Mn 強He 星（CP4）

14000 〜 21000

強

小

不明

He,C 弱強 He 星21000 〜 30000

有

小

不明

He ＝ H O,N 強

λBoo 型

9000

不明

正常

不明

Ca,Sc 弱

Fe 族強

He 弱
He 弱

Si 強

Cr 強

He 弱

重元素強
RE 強

RE 強

Fe 強

弱

P,K 強

Si,Ca,Mg 弱Fe 弱さんの稿にありますが，A 型星周辺でも，たとえば，ということです．最近は四重極子磁場や八重極標準星「ベガ」の金属量が太陽値の半分しかない子磁場が双極子磁場に混じっているという報告

1)という Sadakane, Nishimura の発見が口火を切ったも出ています．今後，この方面の精密な研究が一連の研究で明らかなように，見かけ上正常な A進むことでしょう．

型星でも化学組成比のばらつきが大きいので，注意が必要です．
2)

Preston は詳細な化学組成比の研究成果を加味して，分光学的に Ap 星と分類された星を CP 星と

３）自転速度は大変小さく，正常の A 型星が100km/s 以上なのに対し数 km/s から大きいもの
でも高々数 10km/s−そのため，吸収線はシャープです．

して再定義し，CP1 ： A 型金属線星（Am 星），４）色指数が周期的に変化します．数日の周期か

CP2 ：磁変星，CP3 ： HgMn 星，CP4 ：弱 He 星，

ら 100 日を越す長周期変光するものも観測されの４つに分類しました． 表１に現在の標準的な CPています

星の分類を示しておきました．Preston の定義の拡・変光の具合が，波長域で全く逆位相になるも張版となっています．

のがあります．この変光周期は磁場強度の変化

３．磁変星およびその周辺の恒星
表１を見ると，強い磁場（〜数キロガウス）をの周期と一致することが多く，そのためこの周期は自転周期ではないかと考えられます．
５）特定の元素の吸収線が強かったり，弱かった持つものと持たないものがあります．私たちはこのりします

中の磁場を帯びた磁変星（CP2 星）に大きな興味−そのため，スペクトル分類では ApSi-Cr-Eu とを持っています．

いうように特徴的な元素の吸収線が見えるかど

磁変星の特徴を詳しく見ると，

うかを添え字で表しています．この強度は変光

１）表面温度は 7500K 〜 12000K で，主系列星

周期に一致することがはっきりしていて，４）２）磁場は一般に双極子磁場で 1000 ガウスから数の変光周期との関係から双極磁場の軸と恒星の2万ガウスまで自転軸が地球の様に傾いていて，恒星表面の磁−ゼーマン効果により，吸収線が肥大していた場構造に特定の元素が結びついているという斜り，スプリットしていたりしています．双極子磁回転モデル（oblique rotator model）がこの恒星の場というのは太陽黒点のような磁場ではない，

もっともらしいモデルと考えられています．自転
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EUREKA軸と磁極軸の傾きが 90 °にもなる星もあります．

Przybylski's star ＝ HD 101065 は，1961 年，プルツ

以上のような点から，CP2 星は mCP 星（magnet-

ブルスキーが最初にスペクトルの異常を報告した

ic CP 星）とか，磁変星（magnetic variable star）と星で，中性鉄の吸収線がなく，一回電離した希土も呼ばれています．単に magnetic stars とも書かれ

類元素起源のたいへん強い吸収線がたくさん見え，ることもあります．

また未同定の吸収線がたくさんあることから，ど磁変星の中には，さらに表面温度が低温のように解釈して良いか長い間分かりませんでし（7000K 〜）で，しかも数分の周期の非動径振動をたが，最近，アメリカの Cowley 氏とウィーン大学する roAp 星（rapidly oscillating Ap stars）があり，の Weiss 氏を中心とするグループによって詳しい解また中には 1000 日以上もの変光周期を持つ長周期析が行われました ．この研究から，表面温度が磁変星などがあります．

6600K，表面重力加速度（log g）が 4.2 というかな

4)B5 型から A2 型の主系列星の実に 6 ％程度はこり低温の CP2 星であることが判明し，弱いながらの磁変星と言われています．これは大変大きい値

も中性鉄の吸収線が見えていて，鉄族元素は太陽

ですし，これほどの割合があるならば「異常」では値の 10 ％くらいしか存在しないことが分りまし

なく，恒星進化の中の一般的現象と考えるべきかた．ところが，コバルトは太陽値の 30 倍，希土類も知れません．

元素は太陽値の 1000 倍から数 1000 倍という高濃度ということです．希土類元素では２回電離した

3.1. 最近の分光学的研究の動向

イオンの吸収線がたくさん見られ，そのうち，Pr，冷戦の終結と共に，ヨーロッパを舞台にしてロNd，Er（原子番号がそれぞれ，59，60，68）は１

シア・ウクライナ・東欧の研究者の活躍が目立つ

回電離したイオンの吸収線から求めた組成比よりようになりました．南米チリの欧州南天文台（ESO），

一桁以上大きいそうです．さらに，水素のバルマ

フランスのオート・プロヴァンス天文台，カナリアー線のコア（中心部）が異常に深いコア-ウィング

諸島の La Palma 等にある中口径（２〜４ m クラス）異常という現象が見られます．これらの研究結果の望遠鏡に分解能数万以上の高分散分光器がセッ

は，Weiss 氏らウイーン大学とロシアの Ryabchikoba

トされ，CP 星研究に活躍しています．

氏のグループによって 1990 年代後半から研究されCP 星は B 型から A 型に普通に見られる主系列ていた roAp 星の研究結果と，ほぼ一致するもので星だと述べました．ということは，我々の近傍にした．なお，Przybylski's star は 1978 年に非動径振も存在し，明るい恒星である可能性があるという動が発見された最初の roAp 星でした．

ことです．事実，磁変星のプロトタイプであるりょうけん座α2 星は２等星ですし，６等以上の恒星

3.3. 日本の星−大沢スター

も多数あります．これ位の明るさなら中小口径の

この CP2 星業界には日本人の名前のついた恒星

望遠鏡でも十分観測可能で，中には１ m クラスのもあります．それが大沢スター（Osawa's star）です．

望遠鏡で確かな成果を上げている例もあります．

この星の名前の由来のご本人である大沢清輝先生はこの意味で８ m クラスのジャイアントと棲み分け

元東京天文台長で，初期の岡山天体物理観測所でていると言えます．

Ap 星の研究をされていました．その成果の一つが3.2. 奇妙な星プルツブルスキー星と roAp
星の研究
人名がついているのは変わり者の証拠です．
第 96 巻第６号

カシオペア座にある HD 221568（V436 Cas）の発見でした．この星の明るさは 7.6 等星で A0p (Sr-Cr-Eu)星と分類され，159 日の長周期で色指数が変光す
るりょうけん座α2 星型磁変星でした．この恒星3エウレカ6 03.4.11 11:45 ページ4

EUREKA
5)の詳しい研究史は大沢先生のご著書 に記されてが観察されたり，吸収線が強くなったりします．

います．

この様子をシミュレートして調べました．

この恒星の化学組成比は 1967 年，小平桂一先

原子線データ（イオン種，波長，励起温度，遷生（現総合研究大学院大学学長）によって詳しく

移確率，減衰常数，線のタームなど）は VALD

6)

9)

調べられました ．小平先生は岡山天体物理観測

データベース を基本とし，最新のデータを補いま

所 188cm 望遠鏡のクーデ分光器の C4 や C10 乾板

した．VALD という原子線データベースはウィーンで観測され，成長曲線法で解析されました．特に，大学のグループが作り上げたもので，ヨーロッパの変光の位相 P = 0.30 のブルーフェーズで，太陽と比多くの研究者が利用しています．

較して Fe，Cr，Mg でそれぞれ 10 倍超過，Sr，Zr

大沢スターの磁場について調べてみると，600 ガで 20 倍の超過，Ce で 100 倍，Pr で 4000 倍，Sm

ウスから 4 キロガウス程度と文献によりばらつきがと Gd で 6000 倍，Nd で 1600 倍の超過を示されまあり，はっきりしません．そこで，まず，同じマルした．このように，特に１回電離の希土類元素

チプレットで遷移確率がほぼ同じでしかも，磁場（REE）が太陽値に比べ大きな組成比を示しているの影響の受け方が異なる２対の吸収線の強度比をことが明らかになりました．この研究では主に C4調べる方法を検討しました．ところが，吸収線周乾板が使われましたが，分解能も SN 比も大変悪辺にあまりにもたくさんの吸収線があって，とてもい中，手作業で解析されたのですから，大変なご

正確にその強さを測定することができないと判断

苦労があったと推察されます．

されたのでこの方法を放棄し，磁場の強さを考慮

ところで，私たちはこの大沢スターの化学組成してシミュレートした吸収線輪郭と観測された吸比を改めて調べてみることにしました．現在はすば

収線のプロフィールの比較から磁場の強さを求める望遠鏡の時代です．スペクトルデータは
すばる望遠鏡に同架された高分散分光器
HDS の試験観測期間に得られたものを利用させていただきました．データの諸元は，波長域： 3840 Åから 5070 Å，分解能：45000，SN 比： 150 以上，観測時刻：
2000 年 8 月 13 日 11 時，変光の位相
P=0.24 と，小平先生が研究されたブルーフェーズとほぼ同じです．大気パラメータは
7)

Stepien 氏と Muthsam 氏 が提案した表面
温度 10300K

表面重力加速度 3.7 を採用

し，Kurucz 氏の ATLAS9 モデル大気を使用しています．このモデル大気コードはこの号の比田井さんの稿でも述べられているとおりで，今や恒星分光では世界標準のものです．
8)

化学組成比の決定は竹田洋一氏 のスペ
クトル解析ツール SPTOOL を利用して行いました．磁変星では吸収線にゼーマン分岐
4

図１：HD 221568（大沢スター）に見られる一回電離鉄（FeII
4416.82）の吸収線．白丸は観測（すばる望遠鏡/HDS）で得られたスペクトル．実線は上から１キロガウス，２キロ
ガウス（青線），３キロガウス，４キロガウスを仮定したときに予想されるスペクトル．この場合，微視的乱流速度を 0km/s としました．鉄の組成比は太陽値の 14 倍と求ま
りました．
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EUREKA
回電離のイオンから求めた組成比の大きな違いは見つかりませんでした．ただ，この恒星もコバルトの存在量が他の鉄族元素より大きいこと，塩素量も大きいこと，希土類元素がかなりの超過を示すことが明らかになりました．

3.4. コバルト過剰星
大沢スターはコバルト過剰星ということが分りました．私たちは，大沢ス
ターの研究に先立っていくつかのコバ
ルト過剰星の研究を行っています．まず，著者の一人定金は HR 1094 という
図２：HD 221568（大沢スター）の観測（白丸）と合成スペクトル．
磁場の強さは２キロガウス，微視的乱流速度は 0km/s としました．各元素の組成比はそれぞれ太陽値に比べて，鉄で 10 倍，
クロムが 67 倍，チタンが５倍，プラセオジミウム(Pr)が 4300
倍で良くフィットしそうです．

コバルト過剰星の研究を行いました11）．この恒星は表面温度 12000K の主系列星で，コバルトや塩素が多く，また，白金や水銀などの HgMn 星に見られる元素も多いという点で興味深い星でした．

ることにしました．そこで，最初に，磁場の影響

当時，HR 1094 以外にもコバルト過剰星がもうを受けにくい FeII 4508 Åの吸収線（NULL-Line）

一 つ知 られていました． それが HR 5049（ HDから Fe の組成比を決定しました．結果は太陽の116458）です．5.7 等星で，A0(Si-Eu-Cr)と分類さ12.6 倍でした．次にこの値を利用して，磁場の影

れ，126 日の周期を持つ分光連星です．変光周期

響を受けやすい（ゼーマン分岐が大きい）線につが 149 日というこの星は天の南極近くにあり，北いて磁場強度を０キロガウスから４キロガスまで変半球から観測することはできません．そこで，磁えてスペクトルを合成してみました．そして，２キ場測定のため撮影されていたスペクトルを ESO のロガウスが最適値と判断しました．

Mathys 氏から提供していただきました．最初は，以上の結果に基づき，他の吸収線に汚染されて口径 3.6m の望遠鏡にゼーマンアナライザーを取りいなクリーンな吸収線を解析したところ，次のこと

付けた CASPEC という分光器のデータでした．分

が分りました10)．

解能は 16000，SN 比は 150 程度で，磁場観測のた

１）He は太陽値の 10 分の１程度，

め左右の円偏光に分けて撮られていました．測光

２）塩素が太陽値のおよそ 1000 倍，

データからこの恒星の表面温度は 11000K，表面重３）鉄族元素は過剰．鉄は約 10 倍，コバルトは太力加速度は 4.0 であることが分りました．それを使

陽値の 1000 倍，ってモデル大気を構築し，化学組成比を求めると，

４）Sr，Y，Zr の過剰は 100 倍から 1000 倍，

Fe が太陽値の 30 倍，コバルトが 10000 倍などと，

５）希土類元素は過剰．特に PrIII，NdIII，DyIII

いくつかの元素で太陽値に比べ過剰という結果に
12)．その後，ESO の新技術望遠鏡の吸収線が強く，太陽値の 10000 倍程度．

なりました

roAp 星に見られるような希土類の１回電離と２（NTT）に同架された高分散エシェル分光器

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5

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EUREKA（EMMI）で得られた分解能
70000 〜 80000，SN 比 150 以上のものを利用して解析を続けています．この HR5049 は磁場の強さが 4.7 キロガウスもありますので，いくつかの吸収線ではゼーマン分岐がはっきり見えています．
図３に，磁場に敏感な FeII
6149 Å線付近を示しておきました．このように，磁場を考慮
してスペクトルフィッティングをしてみても，やはり，塩素が太陽値の 100 倍以上，鉄が数倍，そしてコバルトが数 1000
倍，希土類元素では，２回電離した吸収線が観測され，太陽値の 10000 倍程度の値を示しています．それに，中性ヘリウム

図３：HR 5049 のスペクトル．白丸は観測スペクトル（ESO EMMI），青線は磁場の強さを 4.7 キロガスとした時の合成スペクトル．一回電離鉄（FeII 6149.26）はゼーマン効果により２本に分岐しています．モデル
大気の有効温度を 11000K，表面重力加速度（log g)を 4.0 としたとき，鉄の組成比は太陽値の 10 倍，クロムは 166 倍となり，10300K，3.8 での値は鉄が 7.4 倍，クロムが 120 倍となりました．

の吸収線が見えず，11000K の表面温度では太陽値の 1000 分の１，最近，Hippar-

測定するのは難しく，定量するまでに至りませんでcos 衛星の視差データから求められた表面温度

した．しかし，最近，ベルギーの Biemont 氏らのグ

（10300K）と表面重力加速度（3.8）でモデル大気

ループが，レーザーを利用した実験値と理論計算かを構築しても 100 分の１という値になります．

ら求めた中性から数回電離の希土類元素の遷移確

HR5049 の他にもヘリウム量が太陽値の 1000 分の率を出版し始めました

１という CP2 星が見つかっています．どうやら，

ループも２回電離した希土類の遷移確率を発表しま

ヘリウムの定量が大事になってきているようです．

したが，両者はほぼ同じ値なので安心して利用でき

3.5. CP2 星の謎のギャップは２回電離希土類吸収線の林か13）．また，ほぼ当時に別のグそうです．
大沢スターや HR 5049 のスペクトルを調べていま
すと，5200 Å辺りに多数の同定できない非常に強い

希土類の１回電離イオンの電離ポテンシャルは吸収線群が見えます．そのうちいくつかは NdIII や

およそ 10 〜 12eV ですから水素（13.6eV）とほぼ

DyIII，PrIII などが２回電離したスペクトル線と判明

同じで，ちょうど 10000K 程度でよく電離します．

しました．この吸収線群のため，低分散ではスペク

そのため，この温度あたりの CP2 星では１回電離トルの連続部が凹んで見えます．4200 Å，6300 Å

イオンより２回電離イオンの吸収線が強くなりま付近にも同様の凹みがあります．これを発見された

す．ところが，たとえば，Pr（原子番号 56）などのは小平先生でした

では，２回電離したイオンはすぐに１回電離イオ

土類の吸収線によるものではないかと Wahlgren 氏のンに転換する性質があるため実験的に遷移確率を

グループは提案しています

614）．この現象は２回電離した希15）が，私たちの研究もこ
天文月報

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EUREKA間にこのわし座 46 番星の観測を行い，MnIIのほかに TiII の輝線を確認しました

17）．

輝線とは，全く，思いもよらないものでした．いったい，どのような理屈で輝線が見えるのでしょうか？ 輝線を見せる吸収線は 8.0eV 以上の高励起線で，同じ元素の低励起線では普通の吸収線になっています．
Sigut 氏18）

は，大気上層にマンガンが濃集したところがあれば non-LTE（非局所的熱平衡）効果で MnII の輝線が生じうることを示しました．たぶん，他の輝線も同様に説明できそうです．このわし座 46 番星は通常の HgMn 星に比べおかしげなことが多く，見えないはずの XeII や AsII の吸収線が見えたり，見えるはずの吸収線が見えません．
たとえば，中性ヘリウムは太陽値にくらべ60 分の１以下，炭素，窒素，酸素やネオンも少なく，珪素や硫黄の吸収線もたいへん
図４：46 Aql (HD 186122)に見られる一回電離マンガン(Mn II) の輝線．細実線は，有効温度 13,000 K, 表面重力加速度(logg) 3.65 の大気モデルで予想されるスペクトル．一回電離鉄(Fe II)の線は予想通り吸収線になっていますが，Mn IIの線は全部輝線として見えています．すばる望遠鏡（HDS）
で得られたデータです．

弱いという異常性を示しています

17）．

Whalgren 氏と Hurbrig 氏は，ESO の 1.5mの FEROS 分光器（分解能 48000，波長域
5000 〜 9200 Å）でケンタウルス座３番星
A を詳しく観測し，FeII，PII，TiII，CrII，れを支持しています．しかし，まだまだ未同定線がた

MnII，NiII，CoII，CaII，CuII，HgII で輝線を見い

くさん残っています．この Biemont 氏らのプロジェク

出しました

トの進展を待つばかりです．

測して次のように結論づけました19）．彼らはまた，12 個の HgMn 星を観20)．

１）表面温度 10000K 〜 14500K の範囲では，輝線

3.6. HgMn 星（CP3 星）に金属線の輝線がの有無と表面温度と間に相関は見い出せない，

従来から良く研究されてきた明るい恒星を高分

２）大気中に過剰な元素は輝線になる．また，輝線

散スペクトルで調べたところ，とんでもないものがの強さはその遷移確率に比例する，

見えてきました．HgMn 星に Xe，Mn，Ti などの弱

３）水銀の同位体とその輝線の関係は明らかでない．

い輝線が見つかったのです．事の始まりは，CP4 星

たくさんの HgMn 星を調べたら，輝線は HgMn

（弱ヘリウム星）のケンタウルス座３番星 A（HD120709，スペクトル型 B5III-IV）の赤波長域で MnII，PII，HgII の輝線が弱いながらも観測されたことで16）星に普通に見られる現象になるかもしれません．

４．組成比の起源について．同時に，MnII の輝線は HgMn 星（CP3 星）

この難物天体 CP 星の異常な組成比の起源につのわし座 46 番星（B9III）でも見られました．そこ

いては Michaud 氏の拡散説が一番有力です．1970

で，筆者の一人定金はすばる望遠鏡 HDS の試験期

年，Michaud 氏す第 96 巻

第６号

20）

は，
「対流や乱流などのない静か7

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EUREKAな大気では，質量の大きな元素は内部に向かって言われています．化石磁場と言われているものです

沈んでいく．しかし，適当な吸収線を持つ元素でが，この磁力線がどのように恒星に取り込まれていあれば，内部からの光圧を受けることができて大気

くのか，未だ，はっきり分っていません．星間雲に上部に浮上する」という拡散理論を提案しました．

磁場が存在していることは，星間空間の偏光観測

そして，Am 星の化学組成比を説明することに成功から間違いないでしょう．ところで，原始星から主しました．CP2 星では，磁場が強いため，完全電系列星になる直前に Herbig Ae/Be 星という若い離している大気の乱流は押さえられ，「静かな大気」

星々（YSO）が存在します．これらには弱いながらは実現されていると仮定してもよさそうです．現在，も磁場が観測され，双極磁場に沿うジェット流も

この拡散説の研究はゼーマン分岐を考慮した計算あるようです．ですから，これが CP2 星の卵ではなを Alecian 氏と Stift 氏

22）が発表したことで，次の段階に入りました．彼らによると，表面温度

いかと言われています．
最近，Pohnl ら23)

は４つの若い散開星団にある12000K，表面重力加速度 4.0 の大気で数キロガウ

13 個の CP2 星の表面温度と光度を見積もり，理論

スの磁場でゼーマン分岐が非飽和な場合，いくつ的な進化経路と比較して年齢と質量を求め， CP2かの元素種でかなり拡散加速が増幅されうること，

症状 は主系列滞在時間の 30% を経過するまでにまた，それは磁場の強さと向きに大きく依存すると発症することを示しました．

いうことです．さらに，磁場の傾きが鉛直線と恒星の光球に浮上した元素種は，どこへ行くの

60 °の時に最大 30 倍まで増幅されることを示しまでしょうか？

それらは CP2 星の進化の途中で放した．ということは，磁極と 60 °の位置に元素の出されることになります．その際，磁場の圧力が恒多い所（元素大陸）が見られることを意味します．

星風の圧力より強ければ電離した原子は恒星周辺拡散説の他に今までいくつか説が提案されていに閉じこめられ，ドーナツ状に分布するはずです．

ます．それらをまとめると，

このドーナツは恒星磁場に結びついていますから，（１）磁場による降着（Havnes, Conti 1971）−近恒星の自転に伴って回転しているというイメージがくの超新星爆発により生まれた重元素で汚染さ描けます．このドーナツ内のイオンがぶつかり合っ

れた星間物質が恒星の紫外線によって電離さてＸ線を放射し，磁力線に沿って走る電子が非熱れ，恒星磁場に沿って表面に降着する，的な電波を放射している可能性があります（２）惑星間塵（彗星様）による降着（Krishna Kumar
et al. 1989），（３） 連 星 系 で の 質 量 交 換 （ van den Heuvel
1967,1968），（４）近接連星系が合併して形成された水素不足星（Bidelman 2002）．
まさに，百家争鳴の様相です．

５．恒星進化の中の CP2 星
CP 星の起源の問題は，恒星進化の中で考えるべ

24）．

また，主系列段階を終えると巨星になりますが，磁場の強い巨星のことはよく分りません．その後，白色矮星となりますが，ここにはたいへん強い磁場を持つ magnetic WD といわれる白色矮星がたくさんあります．これらは磁変星のなれの果てなのでしょうか？

謎は深まるばかりです．

６．私たちの野望
この稿が出版される頃，私たちは OAO での観測を終えています．観測にあたり，私たちは次のようきだと言いましたが，ここで CP2 星の進化をたどな目標を設定しました．

ってみましょう．

（１）２回電離した希土類元素の系統的な定量の結磁場の起源は星間雲にあった磁力線であろうと
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果はどうでしょうか？

表面温度や表面重力加天文月報2003 年６月

エウレカ6 03.4.11 11:45 ページ9

EUREKA速度，磁場の強さとの関係は見つからないでしょうか？
（２）コバルトと塩素の量はどうでしょうか？

希

土類元素との関係は？
（３）ヘリウムの定量．本当に大きな不足なのでしょうか？

輝線となって，吸収線を埋めていな

いでしょうか？
（４）HgMn 星で見られた CrII，MnII の高励起線の輝線が CP2 星で見えるでしょうか？

ひょっとするとコバルトの輝線が見える星があるかもしれません．
（５）若い CP2 星と古い CP2 星の化学組成比の違
いはどのようになっているのでしょうか？
このような課題を調べることで化学組成比と表面温度，重力加速度，磁場の強さなどの物理量と12）Nishimura M. 1998 PASJ 50, 285
13）Biemont E. Palmeri P., Quinet P. 2002
http://www.umh.ac.be/~astro/dream.shtml
14）Kodaira K. 1969 ApJ 157, L5915）Wahlgren G. M., Bord D. J., Cowley C. R. 2001
APS Conference Series, ed Mathys G. et al. 248,
36116）Sigut T. A. A, Landstreet, J. D., Shorlin S. L. S.
2000 ApJ 530, L8917）Sadakane K. et al. 2001 PASJ 53, 1223
18）Sigut T.A.A. 2001 ApJ 546, L115
19）Wahlgren G. M., Hurbrig S. 2001 APS Conference
Series ed Mathys G. et al. 248, 36520）Wahlgren G. M., Hurbrig S. 2001 APS Conference
Series ed Mathys G. et al. 248, 36921）Michaud G. 1970 ApJ 160,64122）Alecian G., Stift M. J. 2002 A&A 387,271
23）Pohnl H., Maitzen H. M., Paunzen E. 2003 A&A
in press (astro-ph/0303189v1)
24）Montmerle T. 2001 Science 293, 2409の比較を行い，磁変星の進化についてまだほぐれていない糸を解きたいと考えています．このため，
OAO の HIDES にはしばらくお世話になりたいと思っています．

参考文献
１）Sadakane K., Nishimura M. 1981 PASJ 33,189
２）Preston G. W. 1974 Ann. Rev. Astron. Astrophys.
12, 257３）Wolff S. C. 1983 THE A-STARS: PROBLEMSAND PERSPECTIVES, NASA SP-463
４）Cowley C. R., Ryabchikova T., Kupka F., Bord
D.J., Mathys G., Bidelman W.P. 2000 MNRAS
317,299
５）大沢清輝 1984 「星の色」（地人選書６）６）Kodaira K. 1967 Ann. Tokyo Astron. Obs. Ser. II
10, 157
７）Stepien K., Muthsam H. 1987 A&A 185,225
８）Takeda Y. 1995 PASJ 47,287
９）Kupka F., Piskunov N., Ryabchikova T.A., Stemples H.C., & Weiss W.W. 1999 A&AS 138, 11910）西村昌能 他 2002 CP2 星 HD 221568 の分光解析(II) 日本天文学会 2002 年秋季年会 講演予稿集
N55b11）Sadakane K. 1992 PASJ 44, 125

第 96 巻第６号

The Spectral Features and the Chemical
Abundances of CP22 and HgMn Stars
Derived from High Dispersion Spectra
Masayoshi NISHIMURA
Rakutou High School
Yamashina-ku, Kyoto, 614-8353
Ken-ichi KATO
Osaka Science Museum
Nakanoshima, Kita-ku, Osaka, 530-0005
Kozo SADAKANEOsaka Kyoiku University
Asahigaoka, Kashiwara, Osaka, 582-8582
Abstract: The complex spectral features and theresults of recent studies for chemically peculiar (CP)stars are reviewed with the emphasis on the magnetic
peculiar and mercury-manganese stars. We stressthat modern analyses using high dispersion spectrographs including HIDES (High-Dispersion Spectrograph) at Okayama Astrophysical Observatory andrecent atomic data have revealed the presence ofemission lines of some metals on mercury-manganese stars and the complex spectra on magnetic CPstars to be partly due to the absorption lines of second ionized rare earths.

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