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1. On the most luminous planetary nebulae of M 31 Galera-Rosillo et al. 2022, A&A 657, A71 AGBゼミ 2022/4/22 田實晃人 概要 • PNLF (Planetary Nebula Luminosity Function)は系外銀河への距離指標として使えるとされており、特 に brightest-end (= cutoff = tip) はホスト銀河のタイプやpopulation ageに寄らず一定ということが経 験的に 言われてきた (metallictyについてはmildなdependense)。 • しかし old populationの中に bright PN を作るというのは恒星の進化モデルを考えると難しい。 • そもそも経験則であって各天体の物理パラメータはそれほど詳細に調査されていない。 • 10.8m GTC OSIRIS で M31 の disk にある brightest PN を分光観測 • 物理パラメータ(Te , ne )、化学組成、中心星パラメータ(initial/final mass) をこれらについてもとめた。 （手法としてはごくごく一般的） • GTCで観測された他のサンプルとあわせて、brightest PN がどのような特色を持つのか？どのような 親星から進化したものなのか？について議論する。 Choiceした理由 • すばる/PFS で類似した観測等が行われるようになるだろう。現在の系外銀河PN観測のトレンドを知りたかったから。
2. 1. Introduction PNLF Jacoby et al. (1980) Narrow band filter の撮像 • 特定のemission line (おもに [O III]λ5007) のヒストグラム • Secondary (empirical) distance ladder (～10% 程度の精度） • 現在まで20Mpc程度まで50以上の銀河で調べられている → Ciardullo et al. (2013) • 50 Mpc 程度までextend される予定 → Chase et al. (2021) (VLT MUSE) • 特に PNLF のbright cut-off はホスト銀河のタイプや populationの年齢に依存せず一定 （重い星のいる）渦巻き銀河のディスク （古い星しかいない）楕円銀河やバルジ 関係なく一定 • Metallicityにはmildに依存
3. • Empirical なものであって theoreticalなbackgroundは薄い • 標準的な星進化モデルでは PNLFの bright cut-off (M* )はホストのタイプによって一定ではなく、 特に old populationでは brightest PNeは作ることができない 矛盾 理論面から説明する努力が諸処なされている (例) 軽い星 （Mi =1.1～2.0Msun ）で bright PNを作れないか？ Gesicki et al. (2018) 他にも • Binary evolution • 他種天体の混入 etc. etc. …
4. というわけで M31 disk の Bright cut-offにいるPNを分光してきっちり調べてみましょう というのがこの論文の主目的 M31 • Milky way よりもリストされているPNは多い • 2615 likely PN (Merett et al. 2006) Cut-offから 3.5mag • Bhattacharya et al. (2021) 5265 PNe （ごく一部のみ分光） Substructure ごとでのPNLF (metallicity で cut-offに変化)
5. Name m5007 ξ η dapp dapp ddisk vradrot vobs vdiff (mag) (deg) (deg) (deg) (kpc) (kpc) (km⋅s−1) (km⋅s−1) (km⋅s−1) PN1687* 20.16 0.12 −0.18 0.21 2.82 12.69 −326 −362 −36 PN2068* 20.19 −0.36 −0.61 0.71 9.54 10.78 −514 −423 91 PN2538* 20.25 −1.21 −1.67 2.06 27.7 27.95 −541 −426 114 PN50* 20.33 0.74 0.88 1.15 15.5 15.67 −79 −42 37 PN1596 20.71 −0.63 −0.15 0.65 8.74 26.69 −369 −378 −9 PN2471 20.69 0.08 1.08 1.08 14.5 39.33 −237 −254 −17 PN2860 20.84 −0.72 −0.15 0.74 9.95 31.07 −366 −419 −53 PN1074 20.88 −0.40 0.01 0.40 5.38 20.43 −345 −453 −108 PN1675 20.67 0.10 −0.20 0.22 2.96 12.49 −333 −379 −46 2. Observation & Data reduction 9 targets selected from Merrett et al. (2006) Bright (4) Control (5) Δm5007 < +0.5 PNLF の cut-off にあるPN （↑）とそれより暗いものの比較をしたい 過去の GTC のデータから 21天体をextended sampleに追加 published flux から extinction, Te , ne , abundance (He, O, N) を再計算
6. • 10.4m GTC (Sep 2015) OSIRIS long-slit mode • 3630 – 7850 A R=6.3A • seeing 0.6-0.9” slit 0.8” • 積分時間は一天体 約2時間
7. 3．PN physical condition & chemical abundance ここから温度・密度・化学組成・中心星パラメータの導出までごくごく一般的な手法 3.1 Emission line fluxes and reddening measurements • line flux : IRAF の splot の multi-gaussian fitで測定 • interstellar extinction : 分けるのは難しい i. dust in our Galaxy ii. dust in M31 iii. circum-nebular dust (early AG phaseでのmass-loss) iv. intra-nebular dust (ionized gasとmix) v. circumstellar dust (CSの周囲) c(Hβ) → (i)～(iv)のtotalを導出 c(Hβ) : I(Hα)/I(Hβ) = 2.86 for Te =10000K, ne =1000 cm-3 • 4 brightest PN は[O III]λ5007がサチっている 4959 との比(2.98)から求めている
8. 3.2 Physical conditions Te , ne : Collisional Excited Lines (CELs) から求める PyNeb (Luridiana et al. 2015) two ionization zone low : IP <17eV high : IP > 17eV Te ([O III]) 4363/4959 for high ionization zone Te ([N II]) 5755/6548 for low ionization zone Te ([O III]) は信頼性が高いが Te ([N II])はある程度の誤差がある ne ([Ar IV]) 4711/4740 for high ionization zone ne ([S II]) 6716/6731 for low ionization zone • M1074 と M2860の2天体だけdensity zone の違いがはっきりしている • 他は似通っていたり誤差の範囲にある
9. 3.3 ionic and total abundance PyNeb を使用して計算 O He N S Ne Ar Cl のイオン abundance → Table A2 O+ N+ S+ low ionization zone He+, He2+, O2+, Ne2+, Ar2+, Ar3+, Ar4+, S2+, Cl2+ high ionization zone total elemental abundance 測定できないステージのイオンを ionization correction factors (ICFs) をつかって導出 N/O=N+/O+ (classical relation) を使用 O2+/O が大きくなるような天体ではICF(N)の estimation は難しい ICF → Table7 total abundance → Table 8
10. 4. Correlations among abundance ratios 4.1 Alpha elements • Ne, Ar, S vs O 強い相関 • bright / control / extended サンプル間で特に違いはない extended sample の分散が少しおおきめである • これらα元素はヘリウム燃焼以降で作られるので大質量星起源であり強い相関があるのは自然 • Ne, Ar と同様に S, O はM31 disk (high metallicity) では progenitor の進化段階で大幅に生成または破壊されない • S vs O は 従来のMilky way やM31 PNではそれほど強い相関は見られていない → analysis のqualityがよい？ Ne Ar S O
11. 4.2 N, He, and O N, He, C と s-process elements : PN progenitorの進化段階でそこそこ作られる （Oは作られない） N, He と O の比較 → nucleosynthesis model のテストとして使われる。 Nはとくに key elements • bright & control サンプルで強い相関 extended サンプルはそれほど強くない • N vs He Bright + Control PN で強い相関かつ広いレンジ → N と He が同じ nucleosynthesis で作られている • He vs O ↑の傾向が強まる。 Galactic PN ではこの相関がみえたことはない。 Heのこのworkでの誤差は 0.02 dex と正確なのでこれがみえてきた? N/H N/H He/H He/H O/H O/H
12. 4.3 N-to-O ratio • N/O ratio は(C / Oと一緒に）model と観測の比較でprogenitor のinitial mass の影響を打ち消すためよく使 われる指標 • N : low-to-intermediate mass star O : massive star (CCSN) で作られるというまったく違う出所を持つので N/O ratio を理解するのはいつもchallengingなsubject • N/O=N+/O+ としたため N/O はICF(N)にinsensitive • log(N/O) は log(N/H) と tight correlation ⇒ N/O のばらつきは基本的にN のばらつき • (b)から initial mass の情報がとれる。type I PNe (by Peimbert; He/H > 0.125, log(N/O)>-0.3) はいない → これらは single star nucleosynthesis modelにのっとれば massive (>2.5Msun )なprogenitorは持たない N/O N/O N/O N/H He/H O/H • log(N/O) vs log(O/H) 9PNe で非常に強い相関 extended sample では消 える
13. N/O vs He/O • nucleosynthesisモデル Karakas & Lugaro (2016) のMONASH、Ventura et al.(2018) のATON と比較 • bright / control sample は あきらかに逆相関 • extended sample では無相関 • MONASHのZ=0.007 とZ=0.014 (M31 の disk) の間に観測値が存在 • extendedのうち 7PNは high He/O, low N/O 5/7 は outer halo にあるPN • 9 PNの estimated progenitor massは 1.1-1.8 Msun のごく 狭い領域に限られている（次節）が、両モデルとも log(N/O) > -0.4 を再現できない ← 5/9 PNe モデルの問題？ (rotation, 磁場, extra-mixingの影響か、HR図上での進 化モデルの initial/final mass の wrong determinationか) Henry (1990) Galactic PNe • 9 PNe はあきらかに相関が強い （これらは確実に homogeneousな M31のdisk population) • extended sampleは diskからの距離 が 5kpc 、ものによっては 100kpc は なれたouter halo structure内のもの も存在するので mtellicity などカバー している範囲が広い
14. 5. PN Central Stars 5.1 CLOUDY model CSPN の Teff , L* を HR図上において post-AGBの進化トラックから finall mass Mf を決定→ initial mass Mi を initial-final mass relation (IFMRs)を使って導出する pyCloudy packageを使用 (Morisset 2013) 1D photoionization code PN excitation class (EC)と Hβ absolute fluxを使って Teff と L* を推定（具体的な方法は Dopita & Meatheringham 1991) 後者は de-reddened I(Hβ)/I(5007) in Table A1を使用 ECは I(4686)/I(Hβ) line ratio から求められる （上記論文） 9PN では非常に狭いレンジ(4.5 – 6.3) CLOUDYを使って観測された line ratioを再現する He II4686 と He I 5876 のflux を再現できる Teffを selectし、他のラインを見ていく • Carbon abundance (major nebular coolant) は分からない なので C/O = 0.5, 1.0, 1.5, and 2.0 でテスト Cをかえても He II 4686, He I 5876, Hβ, [O III]5007 では大きな変化はなかった • L* も Teff も非常に狭いレンジ → post-AGB trackで似たような場所にいる 予測どおり extended sampleよりも L* は平均で30%程度大きい Teff はそれほどかわらない ここもごくごく一般的な手法
15. 5.2 HR図上でのlocation, progenitor mass • Z=0.02 の post -AGB evolutionary track をオーバープロット Miller Bertolami (2016) • Mf (CSPN mass) を interpolation で求め、Mi を推定する • 4 bright PN のMf のバラつきは非常に小さい Mf =0.574 ± 0.004 Msun • 5 control sample は少しレンジが広い 0.545 – 0.578 Msun これらのPN はすべて Mi < 2Msun の low-intermediate mass star から進化したPN どのPNも 進化トラックの”ひざ”のtightな箇所に集まっている
16. 6. Discussion 6.1 Physical properties of the most luminous PNe and their central stars • Te はbright / control sample で大きくはかわらないが、 ne は前者で高くなる傾向 extended sample と比較して bright PN で40%, control sample で 18%、neが髙い • bright / control sample でMi や CSPNのTeff は大きくかわらない Mi = 1.1 – 1.8 Msun Teff = 106,000 – 166,000 K • 4 bright PN は isochrone で 5000yrs よりも前にすべて存在する control sample では ⅖ が少しそれよりも時間が経った 5000-10000 yrsに存在 • Marigo et al. (2004) PNLF cutoff のstudy Mf = 0.7–0.75 Msun , Mi > 2.5Msun のような重いprogenitorからの 進化だとしていた • Schoeberner et al. (2007), Valenzuela et al. (2019) Lyman continuum に対して nebula のoptical depth (thin or thick) をどう扱うか、 post-AGBの進化中にどうかわるのかが問題 (stellar UV photon がどの程度 nebular emission にかわるのか） この論文の 9 PNe は 比較的 high ne & high Te , ECはmoderate → optically thick PN shell [O I]6300があることからもおそらく optically thick
17. • morphologyはわからない spherical でなくなると optically thick状態を保ちやすくなる • Gesicki et al. (2018) PNLF の re-evaluation Miller Beltolami (2016)の進化モデルを使用 Mi =1.1-2.5 Msun のモデルで PNLF cutoff の [O III]を再現 (100-数千年の間, nebulaがopaqueなら) 4 brigh PN はより狭い Mi =1.45±0.09 Msun に集中 Gesicki たちの計算ではこの cutoff の [O III] emission は1000年程度は保たれる
18. 6.2 Large N/O ratios found in PNe with low-mass progenitors • もし Mi ～ 1.5 Msun の星が 本当に brightest PNe であったらどうやって N over abundance （log (N/O) > -0.4 for 5/9 PNe) を作るのか? N/O としては signidfincatly larger : Mi = 3～3.5Msun などに相当するような数字 Fig 6 では He/O がへるにしたがって スムーズにN/O が増えている Mi =3.5-4 Msun のnucleosynthesisモデルではもっと急激に N/O が上昇する • AGB時のHot Bottom Burning (HBB) のlow-end mass limit C → N at bottom of the convective envelope いくつかのモデルでは Mi > 4Msun overshoot などを考慮して Mi ～ 3Msun このリミットは観測結果からどんどんさがっている この論文の brightest PN は Mi < 1.8Msun 程度だが、その可能性はある • IFMRs の re-evaluation が解決の道か？ Marigo et al. (2020) old Galactic open cluster (M67) の WD sample を使って Mf と Mi を導出 Mi =1.8-1.9Msun のkink --> Mf =0.70-0.75Msun こうした観測例は現在のAGB進化の理論モデルと合致していない 理論モデルでは このMf に対応するのは Mi =3-3.5Msun Miller Bertolami のモデルでは Mf =0.6Msun は Mi =2.3Msun 程度 Vassiliadis & Wood (1994) のモデルでは Mf =0.6Msun ← Mi =1.5Msun
19. • Mi ～ 1.5–2.0 Msun の星では AGB, post-AGBの進化を理解するうえで重要な領域 1.8–1.9 Msun の星まで He buring phase の最初でcore He flush を経験する 2.0以上ではそれがおきない 進化のタイムスケールだけでなく3rd dredge up の強さやそれにともなうchemistry もおおきくかわる • Mi =1.8-1.9 Msun というのは IFMRでも observed kink Miller Bertolami のモデルでは Mi =1.5Msun がC-enrichがおこなわれる最大のmass (Mi =2.0Msun の約二倍) もしそうした 1.5Msun の星が 0.6Msun の CSPNに進化するとすると Mf =0.676-0.580Msun のCSPNとはまったくことなっ たpropertyを持つことになり、high luminosity を持つはず (3rd dredge up efficiency, initial H envelope, H burning rate) N enrich をするにはモデルでは Mi > 3Msun でしかおきない 観測された N/O ratio とモデルの間には隔離がある • low mass star model の改良にはさらなる観測が必要 N の overabundance がM31の brightest PN で発見されたことは そうしたことのモチベーションにつながるだろう Marigo et al. (2020)
20. 7. Conclusions • 10.4 m GTC をつかって I(Hβ) の 0.2% (3σ) までのdeep なスペクトルを得た • physical parameter, ICFs for abundance clalc. を導出 • Bright + Control sample (9 PNe)はかなりuniformなnebula parameter Te ([O III])=10100– 12700 K. 髙い electron density ne ([Ar IV])=5000-32000cm-3 nebular Excitation Coefficient 4.5–5.6 • He, Ne, N, O, Ar and S のabundance を導出 (i) alpha elements (He, Ar, S) は理論予測どおり Oと強い相関 (ii) Bright + Control PN においてのみ He と N はお互いにそして O とも強い相関 (iii) Bright + Control PN のみ He vs O, N/O vs He, N/O vs O の相関 (iv) Bright + Control PN のみ N/O vs He/O では tightな逆相関 Nucleosynthesis 理論モデルとdiagram上で比較。 He/O はほぼモデルと一致するが、N/O は5天体で観測値が1.5-3倍になった (v) extended sampleのPNはM31の様々なsubcomponentに属するinhomogeneous なサンプル(なので相関等がみられない） • Mf と Mi を決定。CLOUDYのモデルでほぼユニホームな結果 4 bright PN : L* /Lsun =4300±310, Teff =122000±10600 K 5 control PN : L* /Lsun =3300±370, Teff =13500±26000 K • brightest PN のCSはHR図上で Mi =1.5Msun のトラックの”ひざ” に固まって存在 5 control PN はもうすこし広がっている Mi =1.1-1.8Msun M31 disk の brightest PN は normalだが denseな PN low mass Mi ～1.5Msun の progenitor およそ～1000年程度この場所にいつづける （Geiscki et al. 2018)