[論文レビュー] The abundance discrepancy in H II regions

C. Esteban, L. Toribio San Cipriano+1 more|arXiv (Cornell University)|Dec 12, 2016

Advanced Queuing Theory Analysis被引用数 8

ひとこと要約

本稿は、再結合線（RL）からの金属量が衝突励起線（CELs）からのものより高いというH II領域における金属量の不一致問題を調査する。この不一致は、金属量不一致要因（ADF）として定量化される。高分解能分光法を用いて多様なH II領域を調査した結果、ADFは金属量と電子温度と相関しており、ADF対O/HおよびT_eのプロットで「カモメ」の形状を示す。これは、特に低イオン化領域や衝撃影響を受ける領域において物理的条件が一様でないことが、不一致の原因である可能性を示唆している。

ABSTRACT

In this paper we discuss some results concerning the abundance discrepancy problem in the context of H II regions. We discuss the behavior of the abundance discrepancy factor (ADF) for different objects and ions. There are evidences that stellar abundances seem to agree better with the nebular ones derived from recombination lines in high-metallicity environments and from collisionally excited lines in the low-metallicity regime. Recent data point out that the ADF seems to be correlated with the metallicity and the electron temperature of the objects. These results open new ways for investigating the origin of the abundance discrepancy problem in H II regions and in ionized nebulae in general.

研究の動機と目的

• 再結合線（RL）からの金属量が衝突励起線（CELs）からのものより高いというH II領域における金属量不一致要因（ADF）の起源を調査すること。
• 多様なH II領域において、ADFが金属量（O/H）、電子温度（T_e）、イオン化度（O2+/O）と相関するかどうかを特定すること。
• 温度の揺らぎ、密度構造、衝撃といった物理的不均一性が不一致を引き起こす役割を評価すること。
• 低金属量環境か高金属量環境において不一致が顕著になるか、またイオン化状態が異なる領域でどのように変化するかを評価すること。
• 星風や大規模な相互作用に起因する衝撃が、特に矮星銀河における大規模・拡張型H II領域でADFを増幅させるという仮説を検証すること。

提案手法

• 大型口径望遠鏡を用いた高分解能および中分解能分光法により、H II領域における重元素（O II、C II、Ne II）の微弱な光学・近赤外再結合線（RLs）を測定した。
• 金属量不一致要因（ADF）を ADF(X⁺) = log(X⁺/H⁺)_RLs − log(X⁺/H⁺)_CELs として定義し、RLとCELからの金属量を比較した。
• 銀河系H II領域（オリオン、M8）、LMC（30 Dor、N66C）、SMC、M33、M101、星形成矮星銀河を含むデータを収集し、広範な金属量と物理的条件をカバーした。
• ADF(O²⁺)がO/H、T_e([O III])、イオン化度（O²⁺/O）とどのように相関するかを、データ分布の統計的および視覚的分析により分析した。
• イオン化度の影響を明確にするために、サブプロットから低イオン化対象（O²⁺/O < 0.5）を除外した。
• リング型ネビュラや矮星銀河内の巨大H II領域におけるADF値を比較することで、衝撃および運動的構造の役割を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 H II領域における金属量不一致要因（ADF）は金属量（O/H）と相関するか？ もしそうならば、その相関関係はどのように現れるか？
• RQ2 イオン化ガスの電子温度（T_e）はADFにどのように影響するか。特に金属量およびイオン化状態と関連して、その影響は何か？
• RQ3 低イオン化H II領域（O²⁺/O < 0.5）は一貫して高いADF値を示すか？ もしそうならば、これはO²⁺領域における代表的でない物理的条件に起因するのか？
• RQ4 衝撃に起因する運動的構造が、星形成矮星銀河における大規模・拡張型H II領域で観測される高いADF値を説明できるか？
• RQ5 なぜADF対O/H関係は12 + log(O/H) ≈ 8.5の周辺で最小値を示し、「カモメ」の形状をとるのか？ そのようなパターンを生じる物理的メカニズムは何か？

主な発見

• H II領域におけるADF(O²⁺)は0.10〜0.35 dexの範囲にあり、特に低イオン化または衝撃影響を受ける領域では0.5 dexを超える値も観測された。
• ADF(O²⁺)対O/Hプロットでは「カモメ」の形状が観測され、12 + log(O/H) ≈ 8.5の周辺で最小値を示し、高金属量および低金属量領域でADFが増加する傾向が見られた。
• ADF(O²⁺)は電子温度T_e([O III])と負の相関を示し、特に近似太陽系金属量領域（T_e < 10⁴ K）でその傾向が顕著であった。
• 低イオン化対象（O²⁺/O < 0.5）は、主に銀河系H II領域であり、ADFプロットの高O/H、低T_e領域に位置し、高いADF値を示した。
• 低イオン化対象を除外した場合、金属量およびT_eとのADFトレンドは著しく弱まり、イオン化度が観測されたADF値に強く影響していることが示唆された。
• 星形成矮星銀河および進化した大質量星に伴うリングネビュラでは、ADF(O²⁺)が0.38〜0.50 dexの範囲にあり、衝撃がこのような環境における金属量不一致の主な駆動要因である可能性が示された。