金属欠乏星の亜鉛組成 ~亜鉛組成の中間報告~

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1 金属欠乏星の亜鉛組成 ~亜鉛組成の中間報告~
齋藤雄二（東海大学 理学研究科） 2004年5月20日　HDS seminar

2 Zinc Z=30 鉄族元素 Volatile elements： Sulfur,Oxygen
　　　　　　Ｆｅに比べてDust depletion が小さい DLAsでは金属量の指標 起源は明確ではない Si-burningが有力 (Umeda & Nomoto2002,Cayrel et al.2004) 中性子捕獲(s-process)？

3 過去の観測データ(1) Sneden et al.(1991) McDonald & ESO-CAT, R~50000
[Zn/Fe]=0.04±0.02 Sneden et al.(1991) McDonald & ESO-CAT, R~50000 -2.9<[Fe/H]<-0.1 の40 disk and　halo Zn & Cu を解析 Nissen et al.(2004) VLT/UVES R~60000 34Halo Dwarf & subgiants Zn & S　を解析 我々とほぼ同様の手法で　 大気パラメーターを決定 [Zn/Fe]=0.03±0.08

4 過去の観測データ(2) Johnson (2002) KeckⅠ/HIRES(R~45000)
[Fe/H]<-2で一定の傾きで増加 Johnson (2002) KeckⅠ/HIRES(R~45000) Lick Shane 3m/Hamiltonian spectrograph(R~60000) -3.2<[Fe/H]<-1.7 　の23Giants 30 elements(NaI,ZnI,EuII,etc) Cayrel et al.(2004) VLT/UVES(R~45000) -4.1<[Fe/H]<-2.7 の35星 15 elements(C to Zn) Cayrel et al.(2004)

5 過去の観測データ(3) 太陽値的(？) [Fe/H]<-2 増加 -2.5<[Fe/H]<0 太陽値
Mishenina et al.(2002) OHP/ELODIE(R~42000),データベース -3<[Fe/H]<-0.5 の90星 Zn(3line) & Cu を解析 σavg=0.16 (0.08~0.26) Teff:Hαのwing,　log g:電離平衡 再解析を行う予定 太陽値的(？) [Fe/H]<-2　増加 Blake et al.2001 Johnson 2002 Honda et al.2004 Cayrel et al.2004 -2.5<[Fe/H]<0 太陽値 Sneden et al.1991 Mishenina et al.2002 Nissen et al.2003

6 過去の観測データ(4)：まとめ [Fe/H]の減少に伴い [Zn/Fe]は 減少⇒-1.5⇒増加 か？ 減少 増加
　　どこから増加するのか？ -2.0<[Fe/H]<0 　[Fe/H]<-1.5は増加傾向？ 　-1.5<[Fe/H]<-1.0で極小値? データが希薄 減少 増加 [Fe/H]の減少に伴い [Zn/Fe]は 減少⇒-1.5⇒増加 か？

7 各元素の鉄に対する組成 Goswami & Prantzos (2000)

8 目的 [Zn/Fe]の振る舞いの確証を得る [Fe/H]=-1.5付近で[Zn/Fe]の振る舞いは変化するのか
一定⇒増加 減少⇒増加 一定 他元素との相関：Ｃｕ、S、Mn

9 観測 2003年10月15‐19日 ⇒5夜(53時間) 2004年1月5‐12日 ⇒8夜(50時間)
　 2004年1月5‐12日 ⇒8夜(50時間) 岡山天体物理観測所　188cm/HIDES 分解能　約50000 SN比　100－500　大部分は200－400 波長域　4650－5820Å 　　　ZnⅠ: , Å 　　　CuⅠ: , , Å 　　　MnⅠ: , , Å 金属度　-2.9<[Fe/H]<0 mainは[Fe/H]=-1.5付近 22星（うち矮星7）

10 大気パラメーター Effective Temperature Teff : (V-K)よりIRFM（Alonso et al.1996,1999） 　　　Reddening補正：Schlegel et al.(1998) Dust mapを使用 K等級：2MASS*　σtotal>0.03 ⇒ KTCSを採用(4星) 　 System間の系統誤差：δK(2MASS – TCS)=0.019 　　Nissen et al.2003 　　　　　　　　　　　　　　　　　　補正は行わない 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　*Two Micron All Sky Survey 　　　　例) θeff(V-K)= (V-K) (V-K)2 　　　　　　 　　　 (V-K)[Fe/H] [Fe/H] [Fe/H]2 Surface Gravity log g : 質量、Luminosity、Teff 　　　　質量M－Evolutionary tracks 〈Girardi et al.(2000,1994)〉 Luminosity－Mv,BC(V),Mbol 　　　log g=log(M/M。)-log(L/L。)+4log(Teff/Teff。)+log g。 Microturbulence Vt：文献値を採用（無い星は1.5(km/s)） 金属度 [Fe/H]: 文献値

11 Log g: BC(V),質量 Giants V0=V-3.1E(B-V) Mv=V0-5log(D/10) Mbol=BC(V)+MV
Alonso et al.(1999) V0=V-3.1E(B-V) Mv=V0-5log(D/10) Mbol=BC(V)+MV 　　　　　Teff,[Fe/H]より決定⇒ Mbol-Mbol(solar)= -2.5 log(L/Lsolar) Dwarfs Alonso et al.(1995) Girardi et al.による恒星のEvolutionary tracksをもとに質量を決定 経路からはずれた星は0.6太陽質量と推定 [Fe/H]=1.024 logZ+1.739

12 微小乱流速度 Vt(km/s) 〈決定法〉 測定したFeⅠ吸収線の等価幅と組成値との間に相関がない、という条件をもとに決定
〈 Edvardsson et al.(1993)の経験則〉　　　　　　 　　ξ(km/s)=1.25+8×10-4(Teff－6000) 　　　　　　　　　　　　　　　　－1．3(log g－4.5) 5550<T<6800　3．8<log g<4.5 －1.1<[Fe/H]<0.3 矮星のみに適用可

13 Vtの決定例

14 採用した大気パラメーター

15 解析 IRAFを用いて一次元化 等価幅測定: IRAF splot にて 主にGaussian profile fitting
一部、直接積分（e,e） & Voigt profile fitting 使用コード： ATLAS9（Model Atmosphere） WIDTH9(Abundance Analysis) gf 値　ZnⅠ: Biemont & Godefroid (1980) CuⅠ: Kurucz CDROM#23 　　　　　 MnⅠ: Westin et al.(2000), Martin et al.(1988) LTE解析

16 ZnⅠ 等価幅は10～120mÅ 大半は40～60mÅ 全22星で2本とも検出 4722.16Å 4722.16Å 4722.16Å
Å Å Å Å Å

17 CuⅠ 20星 18星 19星 EW:20~70mÅ EW:2~40mÅ EW:1~30mÅ 5105.54Å 5218.20Å
Å 20星 EW:20~70mÅ 18星 EW:2~40mÅ 19星 EW:1~30mÅ

18 結果. Zinc Abundance

19 Zinc Abundance

20 Zinc all

21 Copper Abundance(Z=29)

22 Copper Abundance

23 Zinc & Copper

24 [Zn/Cu] vs [Fe/H]

25 This study ｖｓ Mishenina et al.
　Δ[Zn/Fe]avg=0.028, Δ[Cu/Fe]avg= (HD6833は除外）

26 Zinc & Sulfur Nissen et al.(2004)
HIDESで観測したTakada-Hidai et al.のSulfurとは7星が重複しているが、　　　-2<[Fe/H]<-1のデータが不足 Nissen et al.(2004)はSとZnを同時に検出 Nissen et al.(2004)

27 [S/Zn] vs [Fe/H] Sulfurの方が系統的に大きい(-2.8<[Zn/H]<-0.5)

28 Manganese Abundance(Z=25)

29 [Zn/Fe] vs [Mn/Fe]

30 まとめ 減少⇒増加の可能性アリ [Zn/Fe]～0.06 [Fe/H]=-1.5±0.2 [Zn/Fe]：0±0.25 の分散
　　　　　　　　　　　　　　　　太陽値以下の星もある Copperとの比較： 　　　　-1.5< [Fe/H]<-1.0 ZnとCuはほぼ同様の傾きで減少 　　　　[Fe/H]<-1.5　 Zn:増加、　Ｃｕ：減少 減少⇒増加の可能性アリ Sulfurとの比較： 　 Sの方が系統的に大きい(0.3dex) Manganeseとの比較： 　　　　　　　-1.5<[Fe/H]<0 傾向としては似ている・・・同じ振る舞いを示すならSNⅠaの寄与を 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　考慮する必要がある

31 今後の課題 サンプルを増やす（特に -1.5<[Fe/H]<-1） 現時点の倍(40星)以上を目指す
Microturbulence(FeI)、[Fe/H](FeII)の決定 Kinematicsとの関連の調査 他元素との相関：α、鉄族、中性子捕獲元素 ELODIEスペクトルの解析 　　　Mishenina et al.より小さい分散で