類太陽色球活動(dòng)恒星的高色散光譜觀測(cè)和鋰豐度?

李遠(yuǎn)超 邢麗峰

(1 中國科學(xué)院云南天文臺(tái)昆明 650011)

(2 中國科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室昆明 650011)

(3 中國科學(xué)院大學(xué)北京 100049)

1 引言

鋰元素是在大爆炸初期形成的少數(shù)幾種元素之一,其在宇宙化學(xué)演化、元素核合成等方面的研究中都有著特別重要的地位.對(duì)存在對(duì)流層的小質(zhì)量恒星,其外部殼層和內(nèi)部的物質(zhì)交換使得鋰元素在恒星內(nèi)部被損耗,所以研究恒星的鋰元素豐度對(duì)于理解恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)與演化具有十分重要意義.

對(duì)大量的類太陽(質(zhì)量或光譜型與太陽相近)恒星的光譜、測(cè)光觀測(cè)和研究發(fā)現(xiàn),自轉(zhuǎn)較快的主序(包括零齡)類太陽恒星鋰損耗較少[1–3].并且,隨著主序的類太陽恒星年齡增加恒星表層鋰元素逐漸減少[4–5].所以鋰又被稱為類太陽恒星的年齡指示器[4–8].這也說明主序類太陽恒星中,自轉(zhuǎn)較快的恒星比自轉(zhuǎn)較慢的恒星更為年輕.模型計(jì)算預(yù)測(cè)和恒星轉(zhuǎn)動(dòng)周期(速度)觀測(cè)研究都發(fā)現(xiàn)在星風(fēng)的作用下,類太陽恒星從零齡主序開始其自轉(zhuǎn)逐漸變慢[9–14].所以,恒星自轉(zhuǎn)的快慢也可以大致表明主序恒星的年齡[15].對(duì)類太陽恒星高色散光譜和高精度測(cè)光研究還發(fā)現(xiàn),色球活動(dòng)強(qiáng)的恒星,也具有較高的鋰豐度[16–21].那么色球活動(dòng)恒星(色球活動(dòng)強(qiáng)的恒星)的鋰豐度和恒星活動(dòng)強(qiáng)弱之間又有著什么樣的關(guān)系呢?

大多數(shù)晚型(F-M型)矮星的大氣層里面擁有黑子、光斑、譜斑、耀斑、星珥和星冕等類似太陽的活動(dòng)現(xiàn)象,所以這些晚型(F-M型)矮星又被稱為類太陽活動(dòng)恒星.然而類太陽恒星的活動(dòng)性強(qiáng)弱是與恒星自轉(zhuǎn)速度相關(guān)的.以色球活動(dòng)和星冕輻射為例,類太陽恒星色球活動(dòng)水平(在活動(dòng)性達(dá)到飽和之前)隨恒星自轉(zhuǎn)變快而快速增加.自轉(zhuǎn)較快的恒星(T Tauri型星、RS CVn和BY Dra等雙星系統(tǒng))的色球活動(dòng)水平[22]、X射線輻射強(qiáng)度也較高[23–24].但是直至現(xiàn)在,人們對(duì)類太陽活動(dòng)恒星鋰豐度和恒星活動(dòng)之間關(guān)系的研究還沒有得到比較清晰的結(jié)論.我們以具有強(qiáng)的X射線輻射為依據(jù),從Tycho星表中選出了較亮(恒星V星等mV≤10 mag),并且具有強(qiáng)的X射線輻射的類太陽恒星作為研究目標(biāo),通過高色散光譜觀測(cè),獲得了這些恒星的高信噪比的高色散光譜,測(cè)量了鋰線的等值寬度,計(jì)算了這些恒星表層鋰元素豐度,借此研究了這些恒星鋰元素豐度和恒星活動(dòng)之間的關(guān)系.

2 高色散光譜觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理

應(yīng)用中國科學(xué)院云南天文臺(tái)麗江天文觀測(cè)站2.4 m望遠(yuǎn)鏡及高色散光纖光譜儀(High Resolution Echlle Spectrograph,HiRES),在2018年10月30日、11月14日以及2019年2月22日,分別對(duì)9顆色球活動(dòng)較強(qiáng)的恒星(包括4顆自轉(zhuǎn)變星、3個(gè)雙星或多星系統(tǒng)、一個(gè)RS CVn和一個(gè)BY Dra雙星系統(tǒng))進(jìn)行了高色散光譜觀測(cè).觀測(cè)中我們選用了寬度0.5 mm的狹縫,同時(shí)選用對(duì)應(yīng)天空角為1.2′′光纖導(dǎo)入星光,對(duì)應(yīng)光譜分辨率R=λ/?λ=48000.光譜儀光譜波長覆蓋范圍為320–920 nm[25].每顆恒星都使用盡可能長的曝光時(shí)間以便獲得高信噪比光譜.在表1中我們給出了觀測(cè)恒星一些參數(shù)和觀測(cè)曝光時(shí)間等.表1中SpT.表示恒星光譜型,B-V表示恒星色指數(shù).Teff表示恒星有效溫度,單位為K.EW(Li)表示恒星鋰線的等值寬度,單位為m°A.lgN(Li)表示恒星鋰豐度.Plx表示恒星的周年視差,單位為mas.Exposure表示光譜觀測(cè)所用曝光時(shí)間,單位為s.lgLX表示恒星X射線輻射流量的對(duì)數(shù)值,LX單位為W.lgFBR表示恒星Ca II線絕對(duì)流量值的對(duì)數(shù)值,FBR單位為erg·cm?2·s?1.

表1 樣本恒星的測(cè)光數(shù)據(jù)及其他恒星參數(shù)Table 1 Photometric results and other parameters of our sample stars

我們應(yīng)用IRAF (Image Reduction and Analysis Facility)軟件包,對(duì)2.4 m望遠(yuǎn)鏡及其高色散光纖光譜儀觀測(cè)獲得的9顆恒星光譜圖像進(jìn)行了數(shù)據(jù)處理.數(shù)據(jù)處理的方法和步驟主要包括:(1)圖像預(yù)處理:去除CCD (Charge Coupled Device)記錄圖像中的熱點(diǎn)和死點(diǎn);(2)級(jí)次定位:應(yīng)用平場(chǎng)或者恒星的光譜確定CCD所記錄的光譜圖像中每一級(jí)次的光譜位置;(3)減bias:應(yīng)用0 s曝光的bias去除CCD不同位置的偏差;(4)除平場(chǎng):利用平場(chǎng)對(duì)記錄圖像的CCD不同像素量子效率差異進(jìn)行改正;(5)波長定標(biāo):由光譜觀測(cè)時(shí)拍攝的Th-Ar定標(biāo)燈譜確定抽取的恒星光譜的波長,給出恒星光譜沿波長方向的強(qiáng)度分布;(6)級(jí)次抽取:沿著各個(gè)級(jí)次的方向?qū)⒚總€(gè)狹縫對(duì)應(yīng)的像素值相加,把二維光譜轉(zhuǎn)換成一維的光譜.經(jīng)過數(shù)據(jù)處理得到了9顆樣本恒星的高色散光譜,我們將這些樣本恒星光譜在鋰I線λ6707.8°A附近的部分畫在了圖1中.

圖1 9顆觀測(cè)樣本恒星在鋰I線λ 6707.8 °A附近的光譜Fig.1 Examples of a portion of spectra of 9 stars in the range of the Li I λ 6707.8 °A lines

首先確定所獲恒星高色散光譜的連續(xù)譜,然后將這些高色散光譜進(jìn)行了歸一化處理.又由于觀測(cè)光譜分辨率高(105量級(jí)),可以較清楚地將鋰I線λ6707.8°A和鐵I線λ6707.44°A區(qū)分開.對(duì)鋰吸收線(鋰I線λ6707.8°A)較弱的恒星光譜(EW(Li) ≤1.5×10?2°A),我們直接應(yīng)用高斯擬合方法獲得了鋰線等值寬度;對(duì)鋰吸收線(鋰I線λ6707.8°A) 較強(qiáng)(EW(Li) ≥1×10?1°A)的恒星光譜,應(yīng)用直接積分方法獲得了這些恒星鋰吸收線等值寬度;對(duì)鋰吸收線為中等強(qiáng)度(1.5×10?2°A ≤EW(Li) ≤1×10?1°A)的恒星光譜,則采用高斯擬合與直接積分兩種結(jié)果的加權(quán)平均來獲得鋰吸收線的等值寬度.在我們觀測(cè)的9顆恒星中,有5顆恒星曾經(jīng)被其他研究人員[9,26–27]觀測(cè)和研究.為了比較,我們將通過高色散光譜觀測(cè)獲得的5顆恒星鋰I線λ6707.8°A線的等值寬度和其他研究人員獲得的相同的5顆恒星鋰線等值寬度比較圖畫在了圖2中.由圖可見,這5顆恒星鋰吸收線等值寬度偏離均值小于3× 10?3°A.這表明,應(yīng)用中國科學(xué)院云南天文臺(tái)麗江天文觀測(cè)站2.4 m望遠(yuǎn)鏡及其高色散光纖光譜儀觀測(cè)所獲得的高信噪比、高色散光譜以及恒星鋰吸收線等值寬度是可信的.

圖2 我們獲得的5顆樣本恒星鋰吸收線等值寬度與其他研究人員所得值的比較圖[9,26–27]Fig.2 Comparison of our measurements of the Li equivalent width and similar measurements obtained by other authors for 5 stars[9,26–27]

3 鋰豐度計(jì)算

3.1 恒星有效溫度和表面重力加速度

我們由VizieR數(shù)據(jù)庫獲得了9顆恒星的色指數(shù)(B-V),又應(yīng)用Casagrande等[28]的方法,計(jì)算并得到了這9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的有效溫度,這9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的有效溫度列在了表1中.

應(yīng)用恒星重力加速度(g)和恒星質(zhì)量(M)、半徑(R)關(guān)系:

和恒星光度(L)與恒星半徑、有效溫度(Teff)關(guān)系:

可以得到恒星的重力加速度:

其中g(shù)⊙、M⊙、Teff,⊙和L⊙分別為太陽表面重力加速度、太陽質(zhì)量、太陽的有效溫度和太陽的光度.這些類太陽色球活動(dòng)恒星的光度可以通過下面的式子計(jì)算得到:

這里的d和m分別為恒星的距離、恒星的視星等值.恒星距離可以通過恒星的周年視差與恒星距離公式計(jì)算獲得.每顆類太陽色球活動(dòng)恒星的周年視差是通過查詢VizieR數(shù)據(jù)庫得到.為了獲得恒星的質(zhì)量,我們將9顆恒星畫在了赫羅圖中,通過各個(gè)恒星在赫羅圖中的位置獲得恒星的質(zhì)量.

3.2 鋰豐度計(jì)算

基于我們測(cè)得的9顆類太陽色球活動(dòng)恒星鋰線等值寬度,應(yīng)用Pavlenko和Magazzu[29]給出的基于非局部熱動(dòng)平衡(non-local thermodynamic equilibrium,NLTE)的生長曲線,獲得了這9顆恒星鋰元素豐度(氫元素豐度lgN(H)=12.00).Pavlenko和Magazzu[29]的生長曲線應(yīng)用了基于局部熱動(dòng)平衡和平行平面層以及流體靜力學(xué)平衡假設(shè)的Kurucz模型(ATLAS9)[30].而大氣模型中涉及的主要參數(shù)有金屬豐度、重力加速度和恒星有效溫度,其中金屬豐度采用了太陽的金屬豐度,lgg取值范圍設(shè)為3.0–4.5,Teff取值范圍設(shè)為3500–6000 K,恒星微觀湍流速度ξ則設(shè)為定值2.0 km·s?1.具體描述可參閱文獻(xiàn)[9],這9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的鋰豐度見表1.

由于恒星鋰豐度對(duì)溫度敏感,基于NLTE的生長曲線獲得的鋰豐度誤差主要來源于恒星有效溫度的差異.其次還有恒星金屬豐度取值與恒星實(shí)際金屬豐度值差異、計(jì)算的重力加速度與恒星實(shí)際重力加速度差異,還有恒星微觀湍流速度取值與實(shí)際微觀湍流速度值差異帶來的誤差.不過這些恒星參數(shù)取值誤差對(duì)鋰豐度影響較小.按照L′opez-Valdivia等[31]的分析,若在Kurucz模型中,Teff=5750 K、lgg=4.5、金屬豐度[Fe/H]=0.0和ξ=2.0 km·s?1等這些參數(shù)為定值,如果恒星金屬豐度改變?[Fe/H]=0.15 dex、重力加速變化?lgg=0.5 dex、恒星微觀湍流速度變化?ξ=1 km·s?1,會(huì)給鋰豐度計(jì)算帶來?lgN(Li)=0.01 dex的誤差.9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的周年視差見表1.由這9顆恒星的周年視差,我們可以清楚看到這9顆恒星為近太陽恒星,它們的金屬豐度與太陽十分接近(例如:HD 21845、HD 26923、BD+33 1646和HD 220140其[Fe/H]值分別為0.04、?0.047、?0.02和?0.03 Solar unit).在Kurucz模型中金屬豐度取定值[Fe/H]=0.0,與恒星實(shí)際金屬豐度的差值給恒星鋰豐度計(jì)算帶來的誤差很小;依據(jù)L′opez-Valdivia等[31]給出的F7–G2 MS型恒星ξ值都在1.0–2.0 km·s?1之間.在Kurucz模型中ξ取為定值2.0 km·s?1,與實(shí)際的恒星微觀湍流速度的差值會(huì)給鋰豐度計(jì)算帶來?lgN(Li) ≤0.01 dex的誤差.這與恒星有效溫度變化?Teff=100 K給鋰豐度計(jì)算帶來誤差?lgN(Li)=0.09 dex相比可以忽略.其他研究人員[9,26–27,32]也曾獲得了這9顆類太陽色球活動(dòng)恒星中5顆恒星鋰豐度,我們把這5顆類太陽色球活動(dòng)恒星鋰豐度和其他研究人員獲得的鋰豐度比較圖畫在了圖3中.圖中每一個(gè)點(diǎn)的橫坐標(biāo)代表我們獲得的一顆恒星鋰豐度值,縱坐標(biāo)代表其他研究人員獲得的該恒星鋰豐度值,斜線代表鋰豐度均值.和預(yù)期相同,我們獲得的鋰豐度與其他研究人員得到的值差異很小.這也證明我們通過高色散光譜觀測(cè)、計(jì)算獲得的鋰豐度是可靠的.

圖3 本文的5顆類太陽色球活動(dòng)恒星lg N(Li)與其他研究人員[9,26–27,32]獲得lg N(Li)的比較圖Fig.3 A comparison of lg N(Li) of 5 sample stars of this work with that of others[9,26–27,32]

3.3 X射線光度

我們從ROSAT (天文衛(wèi)星:R¨ontgen Satellit)全天巡天亮源表中X射線源的數(shù)據(jù),獲得了9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的X射線數(shù)據(jù),應(yīng)用公式:

計(jì)算出了每顆恒星的X射線流量(FX).式中ECF為能量轉(zhuǎn)換系數(shù),可由下面的式子給出:

其中HR1=(Zh1+Zh2?Zs)/(Zh1+Zh2+Zs),X射線觀測(cè)通常用Zs、Zh1和Zh2表示ROSAT PSPC不同能量譜帶軟、硬1和硬2的相應(yīng)計(jì)數(shù),HR1為硬1計(jì)數(shù).再應(yīng)用公式:

就得到了LX.我們?cè)诒?中給出了這9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的X射線光度.

4 討論和結(jié)果

恒星活動(dòng)性的強(qiáng)弱主要使用恒星光譜中的Ca II H和K、Hα等譜線輻射強(qiáng)度或者X射線光度來表征.類太陽活動(dòng)恒星大氣層存在譜斑和星冕,其中X射線輻射主要來自于星冕.由于恒星的類太陽活動(dòng)與恒星自轉(zhuǎn)速度相關(guān),即類太陽恒星色球活動(dòng)水平隨恒星自轉(zhuǎn)變快而快速增加.對(duì)恒星鋰耗散的研究發(fā)現(xiàn),自轉(zhuǎn)較快的主序類太陽恒星比自轉(zhuǎn)較慢的恒星鋰損耗更少[1–3].為了探討類太陽色球活動(dòng)恒星的活動(dòng)和鋰豐度之間的關(guān)系,我們通過高色散光譜觀測(cè),由鋰生長曲線得到9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的鋰豐度,并且將這些恒星的鋰豐度和其X射線光度關(guān)系畫在了圖4中.由圖可見,盡管存在一定的彌散,但圖4還是清楚表明:樣本恒星鋰豐度值的大小隨恒星的X射線光度增強(qiáng)而增大.也就是說,這些類太陽色球活動(dòng)恒星鋰豐度值隨恒星活動(dòng)變強(qiáng)而變大.

圖4 類太陽色球活動(dòng)恒星鋰豐度和恒星X射線光度關(guān)系Fig.4 Lithium abundances as a function of the X-ray luminosity for the sample solar-type stars

為進(jìn)一步證明這一結(jié)果,我們還計(jì)算了9顆恒星Ca II線的絕對(duì)流量.Cincunegui等[33]通過研究晚型恒星活動(dòng)性指標(biāo)Hα、Ca II H和K線,獲得了Ca II線在連續(xù)譜上的平均流量(fBR),并將其轉(zhuǎn)化為恒星Ca II線的絕對(duì)流量(FBR),也給出了Ca II線流量的經(jīng)驗(yàn)公式.我們應(yīng)用Cincunegui等[33]給出的經(jīng)驗(yàn)公式計(jì)算了這9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的Ca II線絕對(duì)流量(FBR),并將其列在了表1中.并且將9顆類太陽色球活動(dòng)恒星的Ca II線絕對(duì)流量(FBR)與恒星鋰豐度關(guān)系圖畫在了圖5中.圖中每個(gè)點(diǎn)的橫坐標(biāo)代表一顆恒星Ca II線絕對(duì)流量(FBR)值,縱坐標(biāo)代表該恒星鋰豐度值.和我們預(yù)期完全相同,這些類太陽色球活動(dòng)恒星的鋰豐度值隨恒星的Ca II線絕對(duì)流量(FBR)值變大而變大.這又進(jìn)一步說明,這些類太陽色球活動(dòng)恒星的鋰豐度值隨恒星活動(dòng)變強(qiáng)而變大.

圖5 類太陽色球活動(dòng)樣本恒星鋰豐度和恒星Ca II流量關(guān)系Fig.5 Lithium abundances as a function of the flux excess in the Ca II lines for the sample of solar-type stars

對(duì)于這些主序的類太陽色球活動(dòng)恒星(色球活動(dòng)較強(qiáng)的矮星)而言,活動(dòng)性較強(qiáng)的恒星其鋰豐度也較高,活動(dòng)性較弱的恒星其鋰豐度也較弱.這些并不難理解,主序的類太陽恒星鋰元素隨著恒星年齡的增加逐漸減少[4–5].另一方面,類太陽恒星從零齡主序開始其轉(zhuǎn)動(dòng)隨著恒星年齡增加而逐漸變慢[9–14].隨著類太陽色球活動(dòng)恒星自轉(zhuǎn)速度的減小,色球活動(dòng)變?nèi)?這也表明,類似于鋰豐度,類太陽色球活動(dòng)恒星自轉(zhuǎn)速度的大小和恒星的活動(dòng)水平同樣也可以表明恒星的年齡.這一結(jié)果支持恒星色球活動(dòng)也是恒星年齡的指示器[34].

致謝感謝審稿人對(duì)文章修改提出的寶貴建議,使得文章的質(zhì)量有了顯著的提高.