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Vega의 낮은 금속함량은 λ Boo 그룹의 특징과 비슷하여, Vega를 λ Boo 그룹의 별에 속하는지 여부에 대한 논의가 있어 왔다. 그래서 Vega 및 태양의 금속함량을 분석하여, λ Boo 그룹에 대한 정의를 토대로 Vega가 λ Boo에 속하는 지 여부를 알아보고자 한다. 한편 연구의 범위를 확장하여 K형 별인 γ1 Leo의 원소함량 패턴을 분석하였으며, 최근 G, K형 별을 대상으로 외계 행성 탐사 연구가 활발한 가운데 γ1 Leo의 원소 함량 패턴 연구를 통해 K형 별들의 화학적인 조성의 특징을 알아보았다. 이를 위해 보현산 1.8m 망원경에 echelle 분광기를 장착한 BOES를 통해 얻은 고분해능(R = 90,000)의 분광자료를 이용하여 각 흡수선의 등가폭을 측정함으로써 ...

Vega의 낮은 금속함량은 λ Boo 그룹의 특징과 비슷하여, Vega를 λ Boo 그룹의 별에 속하는지 여부에 대한 논의가 있어 왔다. 그래서 Vega 및 태양의 금속함량을 분석하여, λ Boo 그룹에 대한 정의를 토대로 Vega가 λ Boo에 속하는 지 여부를 알아보고자 한다. 한편 연구의 범위를 확장하여 K형 별인 γ1 Leo의 원소함량 패턴을 분석하였으며, 최근 G, K형 별을 대상으로 외계 행성 탐사 연구가 활발한 가운데 γ1 Leo의 원소 함량 패턴 연구를 통해 K형 별들의 화학적인 조성의 특징을 알아보았다. 이를 위해 보현산 1.8m 망원경에 echelle 분광기를 장착한 BOES를 통해 얻은 고분해능(R = 90,000)의 분광자료를 이용하여 각 흡수선의 등가폭을 측정함으로써 항성 대기 모델 및 금속함량을 결정했으며, 다른 문헌들을 참고하여 Vega와 γ1 Leo의 금속함량을 각각 비교 분석하였다. 또한 스펙트럼 분석에 유용한 atlas를 두 목적성에 대해 각각 계산하였다. 그 결과, Vega의 금속함량 패턴은 일반적인 A형과 F형 별의 금속함량보다 λ Boo 그룹의 금속함량의 특징과 매우 유사하게 나타났으며, Heiter (2002) 및 Paunzen (2004)에서 제시한 λ Boo 그룹의 조건을 대부분 만족한다. 따라서 적어도 금속함량 패턴에서는 λ Boo 집단의 조건을 만족하는 것으로 결론 내렸으며, 3782Å에서 6922Å까지의 파장 범위에 걸쳐 관측 스펙트럼과의 차이가 4% 미만인 atlas를 만들었다. 한편 γ1 Leo는 대부분의 행성을 가진 별들에 비해 매우 낮은 금속함량을 보였으며, 심지어 일반적인 별들보다도 더 낮은 함량을 보였다. 이것은 최근의 행성을 가진 K형 거성에 대한 연구 결과와 일치하는 것으로, 만일 γ1 Leo가 시선속도의 연구를 통해 행성을 가진 것으로 판명된다면 행성을 가진 K형 거성의 금속함량이 태양보다 낮은 또 하나의 예로 기록될 것이다.

Abstract ▼ AI-Helper

Since Vega is similar to λ Boo stars in chemical composition, there have been argument about belonging of Vega to λ Boo group. So we analysed the abundance of Vega and Sun, and discussed the belonging of Vega to λ Boo group based on the definition of λ Boo stars. On the other hand, we extended the r...

Since Vega is similar to λ Boo stars in chemical composition, there have been argument about belonging of Vega to λ Boo group. So we analysed the abundance of Vega and Sun, and discussed the belonging of Vega to λ Boo group based on the definition of λ Boo stars. On the other hand, we extended the range of investigation, analysed the abundance pattern of γ1 Leo and studied the characteristics of K giant stars through the abundance analysis of γ1 Leo. In order to do that we determined the stellar atmosphere models and abundances of program stars using the high resolution(R = 90,000) spectrum, which recorded with the fiber-fed echelle spectrograph BOES attached to the 1.8m telescope at the Bohynsan Observatory in South Korea. And we analysed the abundances of Vega and γ1 Leo comparing with the literature, respectively. Moreover we calculated the atlases of two program stars individually. Consequently, the abundance pattern of Vega was closer to that of λ Boo stars than the normal A, F stars, and mostly satisfied the conditions of λ Boo group which proposed by Heiter(2002) and Paunzen(2004). Therefore we concluded that the Vega is a λ Boo star at least from the viewpoint of chemical composition. And we computed a high resolution atlas of Vega in the region from 3782Å to 6922Å within the 4% discrepancy. On the other hand, the abundance of γ1 Leo was lower than the stars with planets, and even lower than normal stars. This result agrees with the findings of several recent studies about K giant stars. If γ1 Leo prove a star with planet through the investigation of radial velocity variations, γ1 Leo will be recorded as an example of the K giant stars with underabundance.

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