惑星状星雲の光度関数

惑星状星雲光度関数（PNLF）は、天文学で使用される二次的な距離指標です^{[ 1 ]} 。これは、古い恒星集団（種族II ）に属するすべての惑星状星雲（PNe）に見られる[O III] λ5007禁制線を利用します^{[ 1 ]}。恒星集団が全く異なるにもかかわらず、渦巻銀河と楕円銀河 の両方までの距離を決定するために使用でき、銀河外距離尺度の一部となっています^{[ 2 ]}。 

PNLF を用いて銀河までの距離を推定するには、対象銀河内で λ5007 で見えるが全スペクトルを考慮した場合は見えない天体を発見する必要があります。これらの点は PNe の候補ですが、HII 領域、超新星残骸、Lyα 銀河など、同様の輝線を示す他の 3 種類の天体も除外する必要があります。PNe が決定された後、距離を推定するには、単色 [O  III] λ5007 光度を測定する必要があります。残るのは PNe の統計的サンプルです。観測された光度関数は、何らかの標準法則にフィッティングされます。^{[ 3 ]}

最後に、前景の星間減光を推定する必要があります。減光の原因は、天の川銀河内部からの減光と、対象銀河の内部減光の2つです。前者はよく知られており、H  I測定と銀河数から計算された赤化マップや、IRASおよびDIRBE衛星実験などの情報源から取得できます。後者のタイプの減光は、後期型の渦巻銀河または不規則銀河である対象銀河でのみ発生します。ただし、この減光を測定するのは困難です。天の川銀河では、惑星状星雲 (PNe) のスケールハイトは、塵のスケールハイトよりもはるかに大きいです。観測データとモデルは、これが他の銀河にも当てはまり、PNLF の明るい端は主に塵層の手前にある惑星状星雲によるものであることを支持しています。データとモデルは、銀河の惑星状星雲の内部減光が0.05等級未満であることを支持しています。 ^{[ 3 ]}

PNLF法は金属量によるバイアスを受けません。これは、酸素が主要な星雲冷却物質であるためです。酸素濃度が低下すると、プラズマの電子温度が上昇し、イオンあたりの衝突励起量が増加します。これにより、PNe内の発光イオン数が少なくなることを補償し、λ5007の発光にほとんど変化が生じません。したがって、酸素密度の低下は、放出される[O  III] λ5007輝線強度を、存在量の差の平方根程度に低下させるだけです。同時に、PNeのコアは金属量に対して逆の反応を示します。前駆星の金属量が低い場合、PNeの中心星はわずかに質量が大きくなり、その照射する紫外線フラックスはわずかに大きくなります。この追加されたエネルギーは、PNeの発光量の減少をほぼ正確に説明します。したがって、 PNeによって生成される[O III] λ5007の全光度は、金属量とは実質的に相関がありません。この有益な否定は、PNe進化のより精密なモデルと一致している。極めて金属量の少ないPNeでのみ、PNLFカットオフの明るさがわずかな割合を超えて暗くなる。^{[ 3 ]}

PNLFカットオフが集団年齢に対して相対的に独立していることは理解しにくい。PNe の[O III]λ5007フラックスは中心星の明るさと直接相関する。さらに、中心星の明るさはその質量と直接相関し、中心星の質量はその前駆星の質量と直接関係して変化する。しかし、観測により、明るさの低下は起こらないことが示されている。^{[ 3 ]}