P18 2009 岡山ユーザーズミーティング

ISLEスペクトルをもちいた惑星状星雲 NGC 7027の元素組成解析
大塚雅昭1、柳澤顕史2、田実晃人3、泉浦秀行2、 黒田大介2
Space Telescope Science Institute、 2国立天文台岡山、3すばる望遠鏡

1

e-mail: otsuka@stsci.edu

Introduction

Results

惑星状星雲 (Planetary Nebula; PN)は初期質量が 1- 8 Msunの星が、漸近赤巨星枝(Asymptotic Giant Branch; AGB)を経て至る、最終進化段階にある天体と考えられている。星が自身を構成するガスを星周空間に放出するというこの天体は、銀河の化学的進化の舞台そのものであると考えられる。
PNの輝線強度比から求められる元素組成比は、PNの親星の様相や銀河の重元素汚染史を知る手助けとなりうる。

(1) ISLE観測による[Kr III]2.19μｍ、[Xe III]1.23μｍ、[P II]1.15/1.19μｍの候補輝線の検出(3) P、Kr、Xe存在量- これらfine-structure linesから求めたKr2+、Xe2+はHDSスペクトルで検出されたnebular linesか
ら求めた量とほぼ一致

つぎに、P+, Kr2+, Xe2+からP, Kr, Xeの存在量をIonization correctionfactor(ICF)をつかってもとめる。N、Clのイオン存在量、元素存在量はIUE & HDSスペクトルを使ってもとめた。

我々はPNの元素組成解析と理論モデルとの比較を通じて、親星の様相を詳しく知りたい。そのためには、特にCの量を正確に求める必要がある。現在の理論モデルによれば、Cは中性子捕獲元素とともに、AGB末期に起こるThird Dredge-upによって星表面に運ばれると考えられている。Cとともに中性子捕獲元素量を求めることができれば、PNの親星の様相がより詳しくわかる可能性がある。
我々はNGC 7027における中性子捕獲元素量をIUE、すばるHDS、岡山ISLEによってえられたスペクトルを基に調査した。解析の結果、ISLEスペクトルにおいては[Kr III]2.19μm、[Xe III]1.23μm、そして中性子捕獲で合成される31Pの輝線 [P II]1.15/1.19μmを検出した。31PはHe-intershell 内でC、Kr、Xeとともに合成されると考えられている。

・Kr2+/H+=2.5x10-9 (ISLE) vs. 2.4x10-9 (HDS) using Ne(C III]) & Te([Kr III])・Xe2+/H+=3.8x10-11(ISLE) vs. 4.1x10-11 (HDS) using Ne(C III]) & Te([Kr III])- [P II] I(1.15μm)/I(1.19μm)は理論値とほぼ一致。P+はtrans-aurora linesから求めた量とほぼ一致
・P+/H+=1.6x10-7 (ISLE) vs. 1.7x10-7 (HDS) using Ne([SII]) & Te([P II]
・I(1.15μm)/I(1.19μm)= 0.33±0.04 (観測値) vs 0.38 (理論値)- 結論
・[Kr III]2.19μｍ、[Xe III]1.23μｍ: identificationはおそらく正しい・[P II]1.15/1.19μｍ: これで確定(2) すばるHDS観測によるBr、Kr、Rb、Sr、Xe、Ba、Pb輝線を40本以上検出- 詳細については、日本天文学会等で報告する予定

このポスターでは主にISLE観測による解析結果を報告する。

P/H = ICF(P) x P+/H+,
ICF(P) = N/N+
Kr/H = ICF(Kr) x Kr2+/H+ICF(Kr) = Cl/Cl2+
Xe/H = ICF(Xe) x Xe2+/H+ICF(Xe) = Cl/Cl2+元素(X) ICF(X) log(X/H)+12 [X/H]
P
9.26
6.17
0.63
Kr
2.72
3.83
0.47
Xe2.722.01-0.34(4) 元素合成理論との比較 / 他PNとの比較
NGC7027の(L*,T*)と理論進化トラックとの比較から親星質量は34Msunと推測されている。本研究からZ~0.008、[Kr/O]=+0.5と求まっている。
この[Kr/O]の量は、1.9 or 2.5 Msun & Z=0.008の理論モデルで推測される量と比較しうる。

Observations- IUE スペクトル(1150-3350Å)
・MASTから複数のデータセットをダウンロード、そして足しあわせ- すばるHDSスペクトル(3500-7500Å)
・観測日: 2008/10/06 (PI: Otsuka)
・積分時間: 1s, 5s, 10s, 30s, 180s, 600s
・波長分解能: > 30,000- 岡山ISLEスペクトル(10700-12500Å, 20200-23800Å)

Fig.4: 1.9, 2.5, 3 Msunの親星がPNに進化した時、予想される元素量 (Amanda Karakasによる). PNにおいては網掛けで示されてる範囲でSe、Krが観測されている.

・観測日: 2009/04/18,22(観測所時間)
・積分時間: 19 x 120s (J-band), 18 x 120s (K-band)
・波長分解能: > 2,000

Reductions & Analysis- NOAO/IRAF twodspecを使用- アパーチャサイズの補正
・Line intensity ratioはNebula内で一定と仮定
・He II I(1640Å)/(4686Å)、 H I I(1.09, 2.17μｍ)/I(4861Å)の理論値で補正

Fig.1: NGC 7027 Jバンドスペクトル.
(1)[P II]1.15μｍ; (2)[P II]1.19μｍ; (3)[Xe III]1.23μｍ

Fig.2: NGC 7027 Kバンドスペクトル.
(1)[Kr III]2.19μｍ.2.32-2.34μｍ付近をのぞいて大気吸収の補正はうまくいっている.

Ne (cm -3)
Diag. I.P.(eV) ID
[N I]
0(1)
[O II]
13.6(2)[Ne IV]
63.5(3)[Fe III]
16.2(4)[S II]
10.4
(5)
[K V]
60.9(6)
C III]
23.4(7)[Ar IV]
40.7(8)

Results
1,580
5,730
16,10021,97028,24060,45058,480100,000- イオン存在量の計算
・multi atomic level (≧ 5)でのlevel populationを解く
Background: NGC7027 NICMOS2 image

Fig.3: 電離診断図.
Ne-sensitive: blue lines
Te-sensitive: green lines

Te (K)
Diag. I.P.(eV) ID
Results[Ar V]
40.7(9) 15,770[O III]35.1 (10) 13,800[Kr III]
24.4 (11) 12,280[Ar III]
27.6 (12) 12,360[P II]
10.5 (13) 14,910[N II]
14.5 (14) 13,140[S II]
10.4 (15) 14,910[K V]
60.9 (16) 15,590[O II]
13.6 (17) 15,420[Ar IV]40.7 (18) 17,960[Ne IV]
63.5 (19) 18,920[Kr,Xe,Ba/Ar]-[C/Ar] diagramを下に示す。NGC7027はC-richかつ、Kr-richな天体である。[Kr,Xe,Ba/Ar]と[C/Ar]との間で正相関がみられる。中性子ソースはHe-intershell内での13C(α,n)16Oと思われ、理論とあう。

NGC7027
NGC7027

Fig.5: [Kr/Ar]-[C/Ar] diagram.

Fig.6: [Xe, Ba/Ar]-[C/Ar] diagram. CEMP:Carbon-Enhanced Metal Poor star