太陽類似星のベリリウム組成 竹田洋一、田実晃人、川野元聡、安藤裕康、櫻井 隆 （国立天文台） 太陽に類似した早期 G 型主系列星同士を比較すると、恒 本田敏志 （京都大学） 本研究の詳細については文献 [5] を参照されたい。 星の基本物理量は互いに似通っているにもかかわらず、 6708 Å の中性リチウムの共鳴線から導かれる表面層の Li 組成は 2 桁以上ものきわめて大きな散らばりを示している。 我々は 2005 年から 2008 年にかけて岡山観測所の 188 cm 鏡 +HIDESで観測して得られた118個の太陽類似星の高分散分 光データに基づき、この多様性が何に起因するのかという 問題に取り組んだところ、Li 線の強度と幅に密接な関連が あることを見出し、これから「自転速度が鍵となる重要な パラメータであり自転の遅い星ほど Li 欠乏が促進される」 という結論に至った[1]。さらにCa II 8542 Åの中心強度から 恒星活動（自転に密接に依存する）との関連をも調べたと ころ、Li 組成と恒星活動の明らかな正の相関が示されたの でこのことが裏付けられた [2]。 しかしなぜ自転速度が遅いとLiの欠乏が促進されるのだ ろうか？ 理論的な立場からは、 （自転が速いと剛体的に回 図 1．太陽外層の物理構造． るが）自転が遅いと対流層と輻射層の境界（タコクライン） で微分回転が生じてシア混合が生じ、従って低速自転にな るほど外層混合で Li（250 万度以上で燃える）が内部に運ば れて壊されやすく表面での欠乏につながるとの興味深い説 が提唱されている[3]。この描像が正しければ対流層と輻射 層の境界部分での混合効率が鍵を握ることになるが、この 境界層付近の混合の様子を探るには Li のみならず Be（350 万度以上で燃える）もうってつけのプローブである（図 1 に太陽外層の構造を示す：文献 [4] より） 。 そこで Be のふるまいを調べるために、2009 年から 2010 年にかけて同じ太陽類似星サンプルをすばる望遠鏡＋HDS で観測して得られた紫外域高分散スペクトルを基に、Be II 3131 Å線を含む領域に対してスペクトル合成法からBe組成 を決定したところ次のような結果が得られた（図 2） 。 ― Be は Li の場合とは異なり、散らばりは少なく太陽は他の 星と同程度の Be 組成を示す。 図 2．Be 組成と射影自転速度の関係． ―しかし Li と同様に自転 / 活動が低下するほど Be 組成も緩 く減少する傾向が見て取れる。 ―ただし奇妙なのは 4 個の星のみは極めて顕著な Be 欠乏 （> ~ 2 dex）を示し、しかもこれらは他のパラメータは太陽 とほぼ同一で低活動低自転の solar twin である。 ―従って、Be については事情がより複雑で、 （1）輻射層の 底で少しずつ起こる（自転が遅いほど効率は良い）混合過 程により Be が少しずつ欠乏して行く「弱い過程」 、 （2）具 体的な機構はよくわからないが自転の遅い星の中の一部に 参考文献 [1] Takeda, Y., Kawanomoto, S., Honda, S., Ando, H., Sakurai, T.: 2007, A&A, 468, 663. [2] Takeda, Y., Honda, S., Kawanomoto, S., Ando, H., Sakurai, T.: 2010, A&A, 515, A93. [3] Boubier, J.: 2008, A&A, 489, L53. [4] Stix, M.: 2002, The Sun, 2nd ed. (Berlin: Springer), ch.6. [5] Takeda, Y., Tajitsu, A., Honda, S., Kawanomoto, S., Ando, H., Sakurai, T.: 2011, PASJ, 63, 697. おいてきわめて大きな Be の枯渇を引き起こす「強い過程」、 の二種類の Be 欠乏過程があることが判明したのでこの観 測事実を合理的に説明する理論の出現が待たれる。 I Scientific Highlights 005
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