[論文レビュー] Knots in the Helix Nebula found in H2

M. Matsuura, A. K. Speck+7 more|UCL Discovery (University College London)|Jun 16, 2009

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 39

ひとこと要約

本研究では、すばる望遠鏡のMOIRCSを用いてヘリックス星雲の高分解能H₂画像を取得し、内側から外側の輪にかけてのコマット型星雲の多様な形態を明らかにした。結果から、内側の星雲はより速い、追いつく風によって形作られているのに対し、外側の星雲では縞状の尾が存在せず、形作りのメカニズムに変化が生じていることが示唆される。また、H₂は赤色超巨星（AGB）段階から惑星状星雲（PN）段階へと移行する間も生存していることが示唆される。

ABSTRACT

We present a deep and wide field-of-view (4'x 7') image of the planetary nebula (PN) NGC 7293 (the Helix Nebula) in the 2.12 micron H2 v=1-0 S(1) line. The excellent seeing (0.4'') at the Subaru Telescope, allows the details of cometary knots to be examined. The knots are found at distances of 2.2'-6.4' from the central star (CS). At the inner edge and in the inner ring (up to 4.5' fromthe CS), the knot often show a `tadpole' shape, an elliptical head with a bright crescent inside and a long tail opposite to the CS. In detail, there are variations in the tadpole shapes, such as narrowing tails, widening tails, meandering tails, or multi-peaks within a tail. In the outer ring (4.5'-6.4' from the CS), the shapes are more fractured, and the tails do not collimate into a single direction. The transition in knot morphology from the inner edge to the outer ring is clearly seen. The number density of knots governs the H2 surface brightness in the inner ring: H2 exists only within the knots. Possible mechanisms which contribute to the shaping of the knots are discussed, including photo-ionization and streaming motions. A plausible interpretation of our images is that inner knots are being overrun by a faster wind, but that this has not (yet) reached the outer knots. Based on H2 formation and destruction rates, H2 gas can survive in knots from formation during the late asymptotic giant branch (AGB) phase throughout the PN phase. These observations provide new constraints on the formation and evolution of knots, and on the physics of molecular gas embedded within ionized gas.

研究の動機と目的

• ヘリックス星雲の内側および外側領域にわたるH₂発光星雲の形態と空間的分布を調査すること。
• 特に流れ運動、光電離、影の形成の役割を含め、コマット型星雲を形作る物理的メカニズムを特定すること。
• 分子水素（H₂）が赤色超巨星（AGB）段階から惑星状星雲（PN）段階への移行期にわたって生存するかを評価すること。
• 径方向の星雲構造の変化、特に縞状の尾の有無を検討し、力学的プロセスの変化を推測すること。
• イオン化された星雲環境に埋め込まれた分子ガスの物理的状態と進化を制約すること。

提案手法

• 8.2メートルのすばる望遠鏡に搭載されたMOIRCSを用い、0.4″ FWHMの分解能で、4′ × 7′の広視野でH₂ 2.12 µm S(1)線の深紫外画像を取得した。
• スカイ背景の差し引きとデテクターアーテファクトの低減のため、望遠鏡のノッキングおよびジッタリング技術を採用した。
• 中心星からの距離2.2′–4.5′の内縁部と4.5′–6.4′の外縁部を対象に、H₂発光をマッピングし、星雲の形態を比較した。
• 高空間分解能を活かし、トビラ型、破断型、蛇行型、複数ピークを持つ尾などの星雲形状を分析し、力学的プロセスを推測した。
• 理論的予測と観測形態を比較することで、流れ運動、光電離、影の形成といった競合モデルを評価した。
• H₂の生成および消失レートの計算を用い、AGB段階からPN段階にかけての分子ガスの存続可能性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ内側の輪ではトビラ型星雲が見られるのに対し、外側の輪では破断型・尾のない星雲となるのか？
• RQ2 流れ運動、光電離、影の形成のどの要因が、観測されたH₂星雲構造を形作っているのか、それぞれの寄与度はどの程度か？
• RQ3 速い風が内側の星雲と外側の星雲の形態的・運動的特性に与える影響は、どのように異なるのか？
• RQ4 H₂はAGB段階から惑星状星雲段階へと移行する間に生存可能であり、その証拠として観測されたH₂発光はどのようなものか？
• RQ5 なぜ外側の輪では縞状の尾が存在しないのか？これは、そこでは速度勾配の異なる流れが存在しないことを何を示唆するのか？

主な発見

• H₂発光は星雲の塊にのみ関連しており、分子ガスが均一に分布しているのではなく、密度の高い構造に閉じ込められていることを確認した。
• 中心星からの距離2.2′–4.5′の内側星雲では、明るい月牙型の頭部と長い縞状の尾を持つトビラ型星雲が一般的に観測され、速い風による活性的な形作りが示唆された。
• 中心星からの距離4.5′–6.4′の外側星雲では、破断型・拡散型の形態を示し、縞状の尾が存在しないため、流れ運動などの形作りメカニズムが不活性または効果が薄いことが示唆された。
• 内側から外側への星雲形態の変化は、速い風が内側の星雲を追いついてはいるが、まだ外側の領域に到達していないことを示唆している。
• 蛇行型・複数ピーク型・細くなる尾の存在は、流れ運動またはイオン化フロントの不安定性を伴うモデルを支持するが、直線的な尾は純粋な影の形成によるものと予想される。
• H₂生成および消失レートの計算から、AGB段階で形成された分子ガスがPN段階を通しても存続可能であり、観測されたH₂発光と整合的であることが示された。