[논문 리뷰] Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. II. Chemical abundances and the abundance discrepancy factor

J. García–Rojas, M. Peña외 4명|arXiv (Cornell University)|2013. 09. 06.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 101인용 수 25

한 줄 요약

이 연구는 고해상도 분광광도측정을 통해 [WC] 중심별을 가진 12개의 행 星운에 대한 화학성분을 분석하며, 충돌적으로 자극된 선(Line, CELs)과 광학 재결합선(ORLs)으로부터 유도된 이온 농도를 비교한다. 결과적으로, 은하적 특성과 무관하게 중간 정도의 농도 불일치 계수(ADF(O++) = 1.2–4)를 관측하였으며, ORL로 유도된 산소 농도는 태양 농도를 초과하고, C/O 비율은 약 절반의 표본에서 초기 질량 ≥4 M⊙인 원형성질을 나타낸다.

ABSTRACT

(Abridged) We present the abundance analysis of 12 PNe ionized by [WC]-type stars and wels obtained from high-resolution spectrophotometric data. Our main aims are to determine the chemical composition of the PNe and to study the behaviour of the abundance discrepancy problem (ADF) in this type of planetary nebulae. The detection of a large number of optical recombination lines (ORLs) and collisionally excited lines (CELs) from different ions were presented previously. Most of the ORLs were reported for the first time in these PNe. Ionic abundances were derived from the available CELs and ORLs, using previously determined physical conditions. Based on these two sets of ionic abundances, we derived the total chemical abundances in the nebulae using suitable ICFs (when available). In spite of the [WC] nature of the central stars, moderate ADF(O^++), in the range from 1.2 to 4, were found for all the objects. We found that when the quality of the spectra is high enough the ORLs O^++/H^+ abundance ratios obtained from different multiplets excited mainly by recombination are very similar. Possible dependence of ADFs with some nebular characteristics were analysed, finding no correlation. Abundances derived from CELs were corrected by determining the t^2 parameter. O abundances for PNe, derived from ORLs, are in general larger than the solar abundance. We derived the C/O ratio from ORLs and N/O and alpha-element/O ratios from CELs and found that these PNe are, in average, N-and C-richer than the average of large PN samples. About half of our sample is C-rich (C/O>1). The alpha-elements grow in lockstep with O abundance. Comparing the N/O and C /O ratios with those derived from stellar evolution models, we estimate that about half of our PNe have progenitors with initial masses > 4 M_sun. No correlation was found between the stellar [WC]-type and the nebular abundances.

연구 동기 및 목표

• WC 유형 및 약한 방출선을 보이는 중심별에 의해 이온화된 12개의 행 星운의 화학 조성을 규명하기 위해.
• [WC] 중심별을 가진 행 星운에서 농도 불일치 계수(ADF)의 행동을 조사하기 위해.
• 충돌적으로 자극된 선(CELs)과 광학 재결합선(ORLs)으로부터 도출된 이온 농도를 비교하고, 이온화 보정 계수(ICFs)를 사용하여 총 농도를 계산하기 위해.
• 별의 유형이 행 星운 농도에 미치는 영향을 평가하고, 별의 진화 모델과의 비교를 통해 원형성질 질량을 추정하기 위해.
• 은하계의 산소 농도 기울기를 PN 데이터를 사용하여 검토하고, H II 영역의 기울기 및 은하화학진화 모델과 비교하기 위해.

제안 방법

• 6.5m 맥달렌 망원경(LCO)에서 MIKE 분광계를 사용하여 고해상도 분광광도측정 데이터를 확보하였다.
• 논문 I에서 얻은 물리적 조건(Te, ne)을 사용하여 CELs 및 ORLs로부터 이온 농도를 유도하였다.
• 특히 He, C, N, O, Ne, S, Cl, Ar, Mg, Fe, Ni 등의 원소 총 농도를 계산하기 위해 이온화 보정 계수(ICFs)를 적용하였다.
• 온도 변동 계수 t²를 두 가지 방법으로 계산: He⁺/H⁺ 비율의 카이제곱 최소화 및 ORL과 CEL 이온 농도 간 일관성.
• 불일치 계수 ADF(O++)를 ORL로 유도된 O++ 농도와 CEL로 유도된 O++ 농도의 비율로 계산하여 불일치 정도를 정량화하였다.
• 관측된 N/O 및 C/O 농도 비율을 별의 진화 모델 예측과 비교하여 원형성질 질량을 추정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 WC 중심별을 가진 행 星운에서 농도 불일치 계수(ADF)의 크기와 행동은 어떠한가?
• RQ2 이 행 星운에서 광학 재결합선(ORLs)으로부터 유도된 이온 농도는 충돌적으로 자극된 선(CELs)으로부터 유도된 농도와 어떻게 비교되는가?
• RQ3 ADF와 표면 빛의 세기, 직경, 이온화도 또는 밀도와 같은 행 星운 특성 간 상관관계가 있는가?
• RQ4 ORL로 유도된 산소 농도가 태양 농도를 초과하는 것이 행 星운 및 별의 진화 모델에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ5 행 星운에서의 산소 농도 기울기는 H II 영역과 비교하여 어떻게 다른가? 또한 은하화학진화 모델과의 비교에서 어떤가?

주요 결과

• O++의 농도 불일치 계수(ADF(O++))는 1.2에서 4 사이로 변동하며, 이는 ORL과 CEL 간 중간 정도의 불일치를 나타내며, 일반적인 행 星운 수준과 일치하지만 극단적이지는 않다.
• 다양한 멀티플렛(예: 1, 2, 10, 20, 3d-4f) 간에 ORL로 유도된 O++/H+ 농도 비율이 일관되며, 이는 멀티플렛 1이 재결합 지배적 이온화를 대표함을 확인한다.
• ORL로 유도된 산소 농도는 태양 농도를 초과하며, 이 차이는 태양의 분획화나 현재의 화학진화 모델로는 완전히 설명되지 않는다.
• ORL로 유도된 C/O 비율은 약 절반의 표본에서 탄소가 풍부한(C/O > 1) 상태를 보이며, 이는 초기 질량 ≥4 M⊙인 원형성질을 시사한다.
• 행 星운 화학 농도와 [WC] 별의 유형 간 상관관계는 발견되지 않아, 이 표본에서는 [WC] 현상과 원형성질 질량 간 상관관계가 없음을 시사한다.
• 행 星운의 산소 농도 기울기는 H II 영역보다 더 평탄하고 분산되어 있으며, 은하화학진화 모델은 이 PN 기울기를 재현하지 못한다. 이는 이동 또는 핵합성 이후 풍부화와 같은 고려되지 않은 과정이 존재할 가능성을 시사한다.