[논문 리뷰] Evolution of planetary nebulae II. Population effects on the bright cut-off of the PNLF

Paola Marigo, L. Girardi외 3명|ArXiv.org|2004. 04. 20.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 51인용 수 47

한 줄 요약

이 논문은 몽테카를로 시뮬레이션을 활용한 별집단 모델과 CLOUDY 광이온화 모델을 결합하여 행성상운성광도함수(PNLF)의 절단 magnitude $M^*$를 조사한다. 그 결과, $M^*$는 마지막 별 형성 폭발의 연령에 따라 크게 영향을 받으며, 젊은 별집단에서 100억 년 된 집단으로 갈수록 최대 5등급 어두워지는 것으로 나타났다. 이는 PNLF를 표준 캔들로 사용하는 데 있어 오랫동안 유지되어 온 연령 불변성 가정을 도전하는 결과이다.

ABSTRACT

We investigate the bright cut-off of the [OIII]l5007 planetary nebula luminosity function (PNLF), that has been suggested as a powerful extragalactic distance indicator. Theoretical PNLFs are constructed via Monte-Carlo simulations of populations of PNe, whose individual properties are described with the aid of recent PN synthetic models (Marigo et al. 2001), coupled to a detailed photoionisation code (CLOUDY). The basic dependences of the cut-off magnitude M* are then discussed. We find that: (i) In galaxies with recent or ongoing star formation, the modelled PNLF present M* values between -4 and -5, very close to the observationally-calibrated value for the LMC. (ii) In these galaxies, the PNLF cut-off is produced by PNe with progenitor masses of about 2.5 Msun, while less massive stars give origin to fainter PNe. As a consequence M* is expected to depend strongly on the age of the last burst of star formation, dimming by as much as 5 mag as we go from young to 10-Gyr old populations. (iii) Rather than on the initial metallicity of a stellar population, M* depends on the actual [O/H] of the observed PNe, a quantity that may differ significantly from the initial value (due to dredge-up episodes), especially in young and intermediate-age PN populations. (iv) Also the transition time from the end of AGB to the PN phase, and the nuclear-burning properties (i.e. H- or He-burning) of the central stars introduce non-negligible effects on M*. The strongest indication derived from the present calculations is a serious difficulty to explain the age-invariance of the cut-off brightness over an extended interval, say from 1 to 13 Gyr, that observations of PNLFs in galaxies of late-to-early type seem to suggest.

연구 동기 및 목표

• 행성상운성광도함수(PNLF)의 밝은 절단의 이론적 기원을 조사하며, 특히 다양한 은하 집단에서 관측된 일관성 있는 특성에 초점을 맞춘다.
• 다른 연령과 금속성을 가진 은하들 사이에서 관측된 $M^*$의 일관성이 현재의 별 및 성운 진화 모델에 의해 이론적으로 지지되는지 평가한다.
• PNLF 절단 magnitude를 지배하는 주요 물리적 매개변수(예: 원천 별 질량, 전이 시간, 중심 별 연소 단계 등)를 규명한다.
• 인구에 따라 영향을 받는 요소들을 감안할 때 PNLF가 외은하 거리 측정에 신뢰성 있게 표준 캔들로 사용될 수 있는지 평가한다.
• 후 AGB 진화, 금속성 진화, 이온화 구조의 역할을 분석하여 관측된 PNLF 데이터와 이론 모델을 조율한다.

제안 방법

• 별집단 합성 모델에 기반해 합성된 행성상운성(PNe) 집단을 생성하기 위해 몽테카를로 시뮬레이션을 사용한다.
• 각 시뮬레이션된 PNe의 이온화 구조와 복사선 유량(특히 [O III] $\lambda 5007$)을 계산하기 위해 CLOUDY 광이온화 코드를 사용한다.
• 주계열에서 AGB 단계를 거쳐 후 AGB 단계로의 별원천의 진화를 추적하며, 질량 손실 및 핵합성 효과를 포함한다.
• 별 형성 역사(SFH), 초기 질량 함수(IMF), AGB에서 PN 단계로의 전이 시간($t_{\rm tr}$), 중심 별 연소 방식(H-연소 대비 He-연소)과 같은 핵심 매개변수를 변화시킨다.
• 각 합성 집단의 PNLF 형태를 계산하고, 연령, 금속성, 진화 스케일에 따른 절단 magnitude $M^*$를 추출한다.
• LMC 및 타원은하와 같은 은하에서의 관측된 PNLF와 비교하여 모델 예측이 관측된 $M^* \approx -4.47$와 일치하는지 테스트한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 다른 연령과 금속성을 가진 은하들 사이에서 관측된 PNLF 밝은 절단 magnitude $M^*$의 일관성은 어떤 이론적 기원을 가진다?
• RQ2 최근 별 형성 폭발의 연령이 가장 밝은 PNe의 빛의 세기와 따라서 $M^*$ 값에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 PNe 내 실제 [O/H]는 AGB 단계 동안의 덜어내림 과정에 의해 형성되며, 이는 初기 금속성과 어떻게 다를 수 있으며, $M^*$에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 AGB에서 PN 단계로의 전이 시간 $t_{\rm tr}$에 따라 $M^*$는 얼마나 민감하게 변하는가? 관측된 PNe 특성과 일치시키기 위해 이 시간을 제약 조건으로 설정할 수 있는가?
• RQ5 오래된 타원 은하에서 관측된 $M^*$의 일관성은 현재의 별 및 성운 진화 모델로 설명될 수 있는가, 아니면 새로운 물리학이 필요한가?

주요 결과

• 최근 또는 지속적인 별 형성이 일어나는 은하에서는 모의된 PNLF 절단 magnitude $M^*$가 $-4$에서 $-5$ 사이에 분포하며, LMC의 관측값인 $-4.47$과 일치한다.
• 절단은 주로 약 $2.5\,M_\odot$의 원천 별 질량을 가진 PNe에 의해 생성되며, 집단 연령이 젊은 시기에서 100억 년으로 증가함에 따라 $M^*$가 최대 5등급 어두워진다.
• 절단 magnitude $M^*$는 별집단의 초기 금속성보다 AGB 단계 동안의 덜어내림에 의해 형성된 성운의 실제 [O/H]에 더 강하게 의존한다.
• AGB에서 PN 단계로의 전이 시간 $t_{\rm tr}$는 $M^*$에 큰 영향을 미치며, 관측된 절단 밝기를 재현하기 위해 $500-1000$ 년의 값이 필요하다.
• 최근 별 형성이 없는 오래된 침체된 집단의 경우, 모델은 관측된 것보다 훨씬 어두운 절단을 예측하여, PNLF의 연령 불변성 가정에 도전한다.
• 다양한 유형의 은하들 사이에서 $M^*$의 명백한 일관성은 최근 별 형성이 존재하지 않는 한 현재의 모델로는 설명될 수 없으며, 이는 오래된 은하에서 관측된 $M^*$가 예외적인 경우일 수 있음을 시사한다.