[論文レビュー] Evolution of Planetary Nebulae I. An improved synthetic model

Paola Marigo, L. Girardi+2 more|ArXiv.org|Sep 11, 2001

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 39被引用数 33

ひとこと要約

本稿では、Post-AGB星の進化とネビュラの力学的挙動および光電離を結合する、高速で解析的な合成モデルを提案する。従来のモデルに比べ、三重風の相互作用と光電離駆動によるシェルの厚化を組み込むことで、特にH-連続スペクトルの光学的厚さ効果によって説明可能なZanstraの矛盾を含め、電離質量–半径関係、線比の時間的変化、光学的厚さ・薄さの遷移といった主要な観測的傾向をうまく再現した。

ABSTRACT

We present a new synthetic model to follow the evolution of a planetary nebula (PN) and its central star, starting from the onset of AGB phase up to the white dwarf cooling sequence. The model suitably combines various analytical prescriptions to account for different (but inter-related) aspects of planetary nebulae, such as: the dynamical evolution of the primary shell and surrounding ejecta, the photoionisation of H and He by the central star, the nebular emission of a few relevant optical lines (e.g. Hbeta; HeII4686; [OIII]5007). Predictions of the synthetic model are tested by comparison with both findings of hydrodynamical calculations, and observations of Galactic PNe. The sensitiveness of the results to the models parameters (e.g. transition time, mass of the central star, H-/He-burning tracks, etc.) is also discussed. We briefly illustrate the systematic differences that are expected in the luminosities and lifetimes of PNe with either H- or He-burning central stars, which result in different ``detection probabilities'' across the H-R diagram, in both Hbeta and [OIII]5007 lines. Adopting reasonable values of the model parameters, we are able to reproduce, in a satisfactory way, many general properties of PNe, like the ionised mass--nebular radius relationship, the trends of a few main nebular line ratios, and the observed ranges of nebular shell thicknesses, electron densities, and expansion velocities. The models naturally predict also the possible transitions from optically-thick to optically-thin configurations (and vice versa). In this context, the origin of the Zanstra discrepancy is also analysed. (abridged)

研究の動機と目的

• AGB進化とPN段階の進化の間のギャップを埋める、計算的に効率的な合成モデルの開発。
• 動的効果（三重風相互作用、光電離誘発によるシェルの厚化）を一貫してモデル化することで、従来の合成モデルを改善すること。
• ネビュラの線比、質量–半径関係、光学的厚さの遷移といった、惑星状星雲の主要な観測的性質を再現すること。
• 中心星の進化の違い（H燃焼 vs. He燃焼）が、PNの検出可能性および発光関数に与える影響を調査すること。
• 将来の集団合成研究を可能にするために、グリッドベースのモンテカルロシミュレーションに適した高速でパrameter化されたモデルを提供すること。

提案手法

• モデルは、中心星のPost-AGB進化とネビュラ噴出物の力学的拡張および光電離を、解析的手続きで結合する。
• ネビュラの非均一な密度構造を考慮するため、薄いシェル近似を緩和し、光電離駆動によるシェルの厚化をモデル化する。
• AGBスーパーウインド、スロー・ウィンド、Post-AGBの高速ウィンドの三重風相互作用を、解析的にモデル化し、衝撃形成および熱的圧力効果を記述する。
• HおよびHe iiのストルムグレーン半径近似を用いてイオン化フロントを計算し、H連続スペクトルの光学的厚さを経路で追跡する。
• 一定の電子温度を仮定した解析的光電離モデルを用いて、ネビュラ線の輝度（Hβ、He ii λ4686、[O iii] λ5007）を計算する。
• モデルは、AGB開始から白色矮星の冷却までの過程で、ネビュラ半径、電子密度、電離質量、線輝度の時間依存的進化を追跡する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 光電離駆動によるシェルの厚化と三重風相互作用が、薄いシェル近似を超えて惑星状星雲の進化に与える影響は何か？
• RQ2 合成モデルが、電離質量–半径関係や線比の傾向といった観測的性質をどれほど正確に再現できるか？
• RQ3 H連続スペクトルへの光学的厚さが、HおよびHe ii線からの温度推定値の差（Zanstraの矛盾）を生じさせる役割は何か？
• RQ4 中心星の進化の違い（H燃焼軌道 vs. He燃焼軌道）が、Hβおよび[O iii] λ5007線におけるPNの検出可能性および発光関数に与える影響は何か？
• RQ5 R_ion ≈ 0.1 pcにおける電子密度–半径関係の曲がり（kink）が、一定の電離質量への収束に起因するものとして、観測と一致するか？

主な発見

• モデルは、観測された電離質量–ネビュラ半径関係およびHβ、[O iii] λ5007などのネビュラ線比の時間的傾向をうまく再現した。
• モデルは、光学的厚さと薄さの間の遷移を予測し、特に星の表面温度が最大に達する段階で、H連続スペクトルの光学的厚さがZanstraの矛盾に重要な役割を果たすことを示した。
• R_ion ≈ 0.1 pcにおける電子密度–ネビュラ半径関係のkinkは、自然に再現され、電離質量が一定に近づく兆候として解釈された。
• モデルは、PNの寿命と検出可能性が、星の進化 timescale と力学的拡張 timescale のバランスに強く依存しており、H燃焼とHe燃焼の中心星では、H-R図上での検出確率が異なることを示した。
• 合成モデルは、光学的薄さ段階ではI(He ii λ4686)/I(Hβ)線比がほぼ一定の1に保たれることを予測したが、半径が大きくなると再びH連続スペクトルに対して光学的厚くなるため、観測と一致するように低下した。
• モデルの計算効率の高さにより、グリッドベースのシミュレーションが可能となり、今後の金属量や質量関数が異なる銀河における集団合成研究に適している。