[論文レビュー] Chemical Abundances of NGC 5461 and NGC 5471 derived from Echelle Spectrophotometry

V. Luridiana, C. Esteban+2 more|LA Referencia (Red Federada de Repositorios Institucionales de Publicaciones Científicas)|May 2, 2002

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 2被引用数 9

ひとこと要約

本研究では、M101銀河内の巨大H II領域NGC 5461およびNGC 5471の高分解能エシェル分光測光法を実施し、適合した光電離モデルとイオン化補正係数（ICF）を用いて物理的状態および元素組成を導出している。その結果、Mathis & Rosa（1991）の方法から得られるICFとモデルに基づくICFとの間に顕著な差異が認められ、特に窒素、ネオン、塩素、アルゴンについて、金属量が低くイオン化限界のH II領域では標準的なICFの規定に限界があることが示された。

ABSTRACT

We present high resolution spectroscopic data of the two giant extragalactic H II regions NGC 5461 and NGC 5471 in M101, which have been obtained with the 2.1-m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional in San Pedro Mártir, Baja California. We measured the intensities of several H and He recombination lines, and of forbidden lines of a large number of ions. We calculate the physical conditions in the two nebulae with a large number of diagnostics and determine their chemical abundances by applying ionization correction factors icf's to the observed ionic abundances. For NGC 5461, the icf's are based on a tailored photoionization model of the region (Luridiana & Peimbert 2001), while for NGC 5471 they are computed from those predicted by a photoionization model of NGC 2363 (Luridiana, Peimbert, & Leitherer 1999), a region which is similar to NGC 5471 in the ionization structure. For both regions, the icf's are compared to those computed following the prescriptions by Mathis & Rosa (1991). Such comparison shows large discrepancies for several elements, including nitrogen, neon, and chlorine.

研究の動機と目的

• M101の渦巻銀河内の2つの巨大銀河的H II領域、NGC 5461およびNGC 5471における正確な元素組成を特定すること。
• 経験的公式ではなく、適合した光電離モデルを用いることで、イオン化補正係数（ICF）の精度を向上させること。
• Mathis & Rosa（1991）のICF手法の信頼性を、主要な要素についてモデルから導出されたICFと比較することで評価すること。
• 特にイオン化限界の星雲において顕著な差異を示す窒素、ネオン、塩素、アルゴンのICFの不一致を調査すること。
• 密度のフラクチュエーションおよび電荷交換反応が、元素組成の決定に与える影響を評価すること。

提案手法

• 3450–9100 Åの波長域をカバーする0.5 Å FWHMのスペクトル分解能で、サンペドロマルティール天文台の2.1-m望遠鏡を用いて高分解能エシェル分光測光法を実施した。
• 水素およびヘリウムの再結合線、および複数イオンの禁制線（例：[O II]、[S II]、[Ar IV]）の線強度を測定し、物理的状態の診断に用いた。
• 電子温度および密度の物理的状態は、[O III] λ4363、[S II] λλ6717,6731、[Ar IV] λ4711などの複数の独立した診断法を用いて導出した。
• 観測されていないイオン状態のイオン化補正係数（ICF）は、NGC 5461についてはLuridiana & Peimbert（2001）のカスタム光電離モデル、NGC 5471についてはLuridiana et al.（1999）のNGC 2363モデル（類似したイオン化構造のため）を用いて計算した。
• ICF値は、Mathis & Rosa（1991）の経験的公式から予測された値と比較し、系統的バイアスの有無を評価した。
• 観測されたイオン組成とICFを組み合わせることで、イオン化構造および体積分率を考慮した全元素組成を計算した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 NGC 5461およびNGC 5471において、詳細な光電離モデルから導出されたICFは、Mathis & Rosa（1991）の経験的公式から得られるICFとどのように異なるか？
• RQ2 窒素、ネオン、塩素、アルゴンのICFに生じる差異が、全元素組成の導出にどの程度の影響を及ぼすか？
• RQ3 Mathis & Rosa（1991）の方法ではNe++およびCl++のICFが過大評価されているのは、どのような要因によるか？
• RQ4 NGC 5461におけるイオン化限界の状態および電荷交換反応（例：O++ + H⁰ → O⁺ + H⁺）は、ICFの信頼性にどのように影響を与えるか？
• RQ5 モデル依存のICFおよびイオン化構造のため、NGC 5461の元素組成の決定はNGC 5471に比べてより不確実性が大きいとされるか？

主な発見

• NGC 5461におけるN⁺のICFは、Luridiana & Peimbert（2001）のモデルから得られた値が、Mathis & Rosa（1991）の方法から得られた値のおよそ2倍高い。
• NGC 5461におけるNe++のICFも、Mathis & Rosa（1991）の予測値と同程度に2倍高い。これは経験的手法による過大評価の可能性を示唆している。
• NGC 5461において、モデルに基づくNe++のICFは経験的ICFよりも高く、また経験的関係式Ne++/O++ = Ne/Oから導かれる値よりも高い。これはモデルによる過大評価の可能性を示唆している。
• NGC 5461におけるlog(O/Ne)比は、電荷交換反応により有効なNe++のICFが低下するため、上界としての可能性が高い。
• NGC 5471では、Mathis & Rosa（1991）の方法によるCl++のICFから得られるlog(Cl/O)は-2.81であるが、モデルに基づくICFではlog(Cl/O) = -3.71に達し、顕著な差異が生じている。
• Mathis & Rosa（1991）の方法によるAr++のICFではlog(Ar/O) = -1.67と予測されるが、モデルに基づくICFではlog(Ar/O) = -2.38に達しており、経験的手法による顕著な過大評価が示された。