Spatially-Resolved Study ofPlanetary Nebulae with theSeimei/KOOLS-IFU

M. Otsuka (Okayama Obs, Kyoto U.),T. Ueta (U. of Denver), Y.-H. Chu (ASIAA), X. Fang (Hong Kong U.),and PEGASS consortiumThis work is based on NAOJ open-use and Kyoto-U. programs
1

Stellar Evolution and Material Recycling
between the stars and the host Galaxy
中小質量星 (< 1-8 太陽質量)
漸近巨星枝星(asymptotic giantbranch, AGB) stars

大質量星 (> 8 太陽質量)

星間物質(interstellarmedium, ISM)
ガス/ダスト

惑星状星雲(planetary nebulae, PN)

ガス/ダスト超新星

AGB 星/PN からの質量放出の解明は銀河の化学進化の理解に必須!2

この研究で明らかにしたいこと
恒星風質量放出をCSE(星周殻)の詳細解析で解明し、最終的に銀河の物質循環における中小質量星の役割の理解につなげたい。

• いつ/どの方向に/どれ位の量の質量放出をしてきたのか?そして、CSEの多様な形状を決定する恒星風の運動学的特性は何か?

さまざまなPNのCSE

PNのCSEの層構造• どの元素も一様に星周物質(ISM)へと拡散してるのか？
• 恒星風質量放出が周辺のISMに与える化学的作用は？
!3
GMOS slit-scan mapping of the PN NGC2392
Nλ(Å)
W[S III]9067A
Paschen H I lines[O II]7320/30A[S II]6717/31A
HeI6678A
Hα6563A[N II]6548A

HeI5876A[N II]5755A[Cl III]5537A[Cl III]5517A[Ar III]5191A[O III]5007A[N II]6583Å

IFUが視線方向の縮退を解き、三次元恒星風質量放出を解明する[N II]6583Å位置-視線速度マップ

視線速度 -250km/s から+250km/sで見たときのイメージ!4

KOOLS Observation of Galactic PNe;
the case of Hu1-2

せいめい望遠鏡とKOOLの特性を知り、どのようなPNサイエンスが展開できるか見極める
2019年5月15日に実施、シングル360秒積分、背景光引き用オフソースデータも取得[N II] 6583Å image!530 emission-Line maps created from
Multiple Gaussian Fitting

6Comparison btn NOT 2.5-m Narrow-band
image and Seimei 3.8-m Emission mapN

[S III]6312Å[O I]6300Å

KOOLSIFU obswindowλ(Å)
HeI 5876Å[N II]5755Å[N I]5197/99Å

W15”x15”

HeII5411Å[O III]5007Å[O III]4959Å
HI4861Å
HeII4685Å[Ar IV]4711Å[Ar IV]4740Å

HI4340Å+[OIII]4363Å
HI4101Å

NOT [O III] 5007Å narrow band image

KOOLS-IFU [O III] 5007Å emission map

7

Inhomogeneous element distribution

This work

HeNO

ClSAr

11.15+/-0.06 7.97+/-0.07 8.05+/-0.07 4.97+/-0.15 6.68+/-0/14 6.06+/-0.09

Fang et al. 201511.16+/-0.04

8.12+/-0.07

8.15+/-0.06

̶

6.62+/-0.13

5.92+/-0.12

Hyung et al. 2004

11.118.23

8.11

5.08

6.48

6.08

各研究の結果の違い(私たちは星雲全体の、他はBOXで示した領域での値)は見積もり誤差、デー8
タの質由来ではなく、そもそも元素組成分布が非一様であるから。

KOOLS/HIDES PV-maps of[OIII]5007Å; Rotating Disk?
Approaching gas / Leaving gas

160 km/s

160km/s

HIDES

1.

• Diskの両端で速度のズレ(KOOLS)• Keplerian rotation curveに良く似たプ8”

ロファイル(HIDES)• 中心星質量0.65太陽質量と仮定したときの回転速度@10AUは7.5 km/s。ディ
スク回転成分+別の速度成分を見てい9る。

Plausible Nebula StructureEdge-on View

Pole-on View
KOOLSが新たに発見

bipolar nebula

したのは青・赤矢印で示した速度成分trous!10

Lessons learned from our Hu1-2 study
with Seimei/KOOLS-IFU• 元素組成分布は一様ではない。天体のサイズに対してエントランスが狭いス

リット分光でえられた物理量は対象天体の代表的値であることを保証しない。

• 一方、KOOLS-IFUなど面分光観測は物理量の空間的分布、代表的な値を得ることが可能。よって、面分光観測で得られる物理量マップは、
1. 対象天体の理解、2. AGB元素合成モデルのカリブレーション、
3. 銀河の化学進化（たとえば金属量勾配）、などに有用。

• 視線方向の縮退で決して見ることができない速度成分も面分光を使えば見ることができる。

11

Mapping observation of the PN NGC7027

28箇所にファイバーユニットをあてて、像を合成

20”

12

よりよいアウトプットを高効率?でえるための提言
KOOLS-IFU 編• (提言1) Observing windowが大きいファイバアレイモードもあるとサイズが大きめの天体観測で助かる。スパースでもディザリングしてファイバ間を埋める。

• (提言2) 4000Åでも十分な感度があると嬉しい。現状の感度では[O III]4363Å、Hg4340Åでも検出は厳しい。[O III]4363Å、Hg 4340Åが検出できないと、VPH-Blueの場合、[O III] 電子温度、バルマーライン比を使った星間赤化補正ができない。わたしたちは星間赤化補正をできるだけ多くのバルマーラインとパッシェンラインを使って行なっている。

• (提言3) 広い波長範囲で波長分解能1000以上を達成する分散素子。現状のVPH495/683グ

リズムは分散は高いが、波長カバレッジがかなり限られている(ミディアムバンドフィルタに近い)＆オーバーラップ波長域がないのでスペクトルの１本化、ライン強度比較ができない。
VPH Blue/Redは波長カバレッジが大きい一方、分散が足りない。4363Å、5755Åにある
人口光は電子温度測定に必要な[O III]4363Åと[N II]5755Å測定に影響を及ぼしている。現状は全天体に対してスカイフレームも取得している。分散が高ければ、目的ラインからこうしたコンタミの同定・除去ができる。ボーナスとしてスカイフレームをとる必要もなくなるので、その分サイエンスターゲットに積分をかけられるかと。
13