观察AGB的签名年代行星状星云的动线核合成:一个起源故事
哈丽雅特·l·Dinerstein- 天文学,德克萨斯大学奥斯汀分校,奥斯汀,TX,美国美国
我与一个坊间的历史起源研究的一个新的倡议行星状星云的化学成分:即调查iron-peak通过红外光谱以外的元素的丰度。在某些行星状星云的许多这些元素显示充实由于中子俘获反应在祖的星星。这段历史提供了一个示例的科学进步如何收敛的改进仪器,领域之间的交叉,相互作用和建设性的理论和观察。它还强调了这一事实未发现的地域和发现空间仍然是即使在看似完善的科学领域。
背景和动机
星星改变宇宙的化学成分通过举办核反应的内饰和随后设法返回结果星际环境化学修饰材料。后者是通过恒星风和更壮观的最后阶段金属含量丰富的流出,即超新星遗迹和行星状星云(PNe)。作为化学浓缩的代理,每个低质量恒星产生的新合成元素总量小于单个高质量恒星,但低质量恒星集体重要贡献者因为他们更为普遍。他们是特定元素的主要来源包括C, N,某些trans-iron核素产生的中子俘获反应称为缓慢或类型年代动线,因为它收益加上中子核间隔足够长的时间来允许中间产品β衰变前下一个中子俘获(卡柏et al ., 2011)。低到中等质量恒星提供一个环境,这种反应可以发生在渐近巨头分支(AGB)阶段的进化Busso et al ., 1999;Karakas & Lattanzio 2014)。
AGB星的网站已经是众所周知的了年代动线所指定的B2跳频(十et al ., 1957)发现以来的“生活”,短暂的(放射性)锝碳星美林(1952)。这样其他的强化年代动线产品归因于原位合成已发现在c AGB星详细分析了(如兰伯特et al ., 1995;名为Abia et al ., 2002,在许多其他作品)。PNe构成前AGB星的信封,经过多次的深层搅拌驱动对流同质化组成,“盐”的表面原子与新trans-iron元素(Busso et al ., 1999)。PNe以来提供一个直接的观点这些进化的恒星在丰富他们的行为环境的产品的合成,通过测量这些物种的数量在PNe我们实证和定量建立AGB星的角色作为星系化学演化的代理。
第一努力寻求签名的年代在PNe是由动线Pequignot和Baluteau (1994,以下PB94)。他们提议作业的许多薄弱的排放特性的光谱的PN NGC 7027过渡元素的行4,5和6的元素周期表,信心水平从“明确的”,“有可能,”到“提示。“这项工作是由丹尼尔Pequignot 180 IAU研讨会在格罗宁根的行星状星云,荷兰,1996年8月(Pequignot 1997;Pequignot & Baluteau 1997)。他的建议受到了相当大的兴趣,但怀疑并非完全不合理。PB94指出,许多怀疑从trans-iron元素特性本质上可弱功能更丰富的物种,例如允许线过程中产生的大量人口丰富的元素,如碳氮氧的复合瀑布,Ne,是的,等。然而,尽管这样的预订,一颗种子被种植在许多思想。
进入红外光谱学
勾起了我的好奇心和重原子质量检测元素的可能性,非常低丰度相对于氢,PNe和模糊的名称。这是一个诱人的前景,尽管一个几乎不可能希望匹配发现52元素的聚宝盆通过吸收线在缺乏金属的恒星CS 22892 - 052(如。Sneden et al ., 2003)。我甚至获得的光谱NGC 7027 1998年,和我的同事克里斯•Sneden恒星丰富迷使用新发布的10米Hobby-Eberly望远镜(HET)在西德克萨斯。当时,配备有现有的HET暂时中等分辨率光谱仪而专门设计的第一代仪器HET正在发展。HET光谱证实了声称PB94检测的6826 (Kr III),但我们认为它不能出版,因为它没有添加重要的新信息。
通过我的第一个博士后研究生作为国家研究委员会NASA艾姆斯研究中心的研究员,我研究了精细结构更加丰富离子的发射谱线(中期Dinerstein 1980)和远红外线(Dinerstein et al ., 1985)。中期红外主机精细结构元素周期表的行三线(如年代、Cl和Ar),加上年底的第二行,而较轻的物种在第二行如C, N, O往往在远红外线(50 - 200μm)。元素后趋势更大的能级间距与更高的核电荷,重物种的精细结构转型主要是在近红外。红外发射谱线从地势较低的能量状态具有优势光学转换工具确定离子和元素丰度。电子人群兴奋的精细结构的地面水平而言是更大的和更少的敏感温度比更高能级的光学线路产生(例如,Dinerstein 1995)。此外,一些离子不拥有任何光学转换,特别是“二能级原子”只有一个低能量的兴奋水平,因此在地上只有一个过渡词。例子包括n p,n p5,n维,n维9物种,n是最外层的主量子数。这些配置尤其有利于观察自激发电子合并成一个单一的水平。下一个最好的案例是物种的术语是一个密集的三重态能量最低,如n p2和n p4离子。
PB94强调的光发射谱线相对较弱,由于小数量相对高能的上水平过渡。为什么不看看相应的红外精细结构的地面条件,可能会更强?
这种思想以一种意想不到的方式与我的长期利益分割的中性PNe和分子组成部分(Dinerstein 1991)。近红外振动转动转换的电子状态的H2第一次发现PN NGC 7027的吗Treffers et al。(1976)。这些行是碰撞的主要激励机制激发在温暖的热化气体(例如,加热冲击),和辐射激发通过11.3 - -13.6 eV光子的吸收FUV Lyman-Werner乐队的H2紧随其后的是一个辐射级联(“荧光”)。最初似乎容易区分这些可能性由于锋利的二分法的特征光谱。荧光光谱显示大量的发射谱线高度兴奋(v > 2)气体碰撞不可到达的水平够酷,避免游离H2(例如,黑色和van Dishoeck 1987)。关心哪些机制负责的原因是,由于辐射激发相对效率低下,需要更少的分子质量产生强烈的主要振动转动发射线thermally-emitting H2通过辐射激发比。因此,识别荧光的激发机制表明存在大量的分子在PNe材料。后变得不那么分叉,当等额外因素的碰撞修改水平人口密集的辐射兴奋H2(斯特恩伯格和Dalgarno 1989)或时间的影响(例如,Bertoldi和德雷恩1996)包括在模型中。
在1980年代中期我用2.7哈伦j·史密斯的德克萨斯大学的麦当劳天文台的望远镜研究H2PNe的发射光谱。在一些但不是所有的情况下,可以观察到一个空间电离气体和激动的H之间的转变2一般,由于层状结构的光离解地区(PDR), H II区(外Hollenbach Tielens 1997)。意外,我选择观察相对模糊的PN哈勃12 (Hb 12)。我随意开始映射超出其紧凑的电离核心搬到东(这些天的单梁映射,很久以前的引入积分场单元光谱),和偶然发现的峰值H2中央电离发射,大约4“E星云,显示荧光光谱(Dinerstein et al ., 1988)。一个短暂的时期,Hb 12 H成为最喜欢的目标为研究辐射兴奋2(拉姆齐et al ., 1993;卢迈和里克1996)。尽管它再次陷入相对默默无闻,Hb 12显示的一个最显著的荧光H2已知光谱(Dinerstein et al ., 2015;卡普兰et al ., 2016)。
几年后,麦当劳天文台获得了新的、更有能力的近红外光谱仪,CoolSpec (莱斯特et al ., 2000)。与劳伦Likkel合作(威斯康辛大学欧克莱尔),我们重新研究H2从PNe发射。这个调查(Likkel et al ., 2006发现混合励磁指标H2。为了更清晰地分辨荧光和冲击激励,我们关注K带线从振动水平v = 3。虽然起初采取他们的优势在某些PNe作为荧光的指标,我很快意识到干扰的存在两个身份不明的在2.199和2.287μm线。后者已经注意到了Treffers et al。(1976),发现纸H2发射,在许多PNe包括一些显示没有其他H2行。Geballe et al。(1991)讨论这些线,建立了,他们不能v = 3 - 2 S(2)和(3)线几乎是重合在波长与神秘,而且可能出现从一个电离金属物种,尽管他们未能找到一个元素之间的识别通过锌元素(30)。
我的“nebulium”的时刻
回到追求光发射谱线的精细结构线对应的怀疑来自trans-iron元素,一个很好的起点是基米-雷克南(原子序数36),负责(Kr IV)线的元素被认为是最强的PB94的这些特性。一天早上在2000年12月初,当我获得一个罕见的学期离开教学,我坐下来在我们部门的私人阅览室(Peridier图书馆,现在取而代之的是一个计算机实验室)和一个尘土飞扬的原子能水平(摩尔1952)。我透过地形能级最低的一些离子的Kr。我的冲击,我发现从第一激发态能级过渡到Kr的地面+ 2有正确的能源负责不明μm 2.199线。自谱线强度可能会被合成基米-雷克南在增强年代动线,这是一个合理的身份终于!
这是最引人注目的实例的一个谜题的答案突然落入地方我经历;还令人惊讶和本质上的预期。我叫它“nebulium”的时刻。这样一个名不见经传的参考要求我填写基本信息在天文谱线的识别。可能熟悉的:第一部分发现氦通过其突出的黄色的发射谱线在5876年太阳色球层(独立)由詹森和洛克在1868年(奥尔德-威廉姆斯著,2012,页191 - 92)。称谓“氦”来自其发现网站,直到1895年,同样的发射谱线观测了拉姆齐从陆地矿物质(氦可以排除奥尔德-威廉姆斯著,2012,p . 332)。
通过与氦类比,提出了“nebulium”作为强大的物种负责一对绿色Hβ附近发射谱线,第一次看到PN NGC 6543(现在被广泛称为“猫眼星云”)。这一发现是由威廉·哈金斯1864年,二次,只让他意识到,由于光谱显示发射谱线,必须“…不是一个聚合的恒星,但发光气体”(玻璃2006,p . 130)。我第一次意识到绿色的线,后来发现(O III) 4959年和5007年,被发现在NGC 6543从一篇文章的第一段Czyzak et al。(1968)。最终让我亲自跟踪并阅读原文(哈金斯和米勒1864年)在皇家艺术学院学报》合订本,而坐在一个小镶木板的阅览室的主要在纽约公共图书馆在42街(我的家乡,因为它会发生)。我必须做一个快速的计算来验证PN的身份,因为纬度坐标在北极的距离,而不是偏了!后来我读了识别纸(鲍恩1927),发表63年之后发现这些行。我发现不仅有鲍文推断这些线出现亚稳态能级的双电离氧气,但他也确定了光学[O II]和[N II]行也在星云。这些所谓的“强有力”的光学线路使用今天来确定金属丰度的高红移的宇宙,他们来自H II区域照亮了热,大量的年轻恒星星系中恒星(例如,Kewley et al ., 2013)。
红外(Kr III)的身份是检查通过比较它的强度(Kr III)使用原子数据从6826年舍恩(1997)和发现两条线的强度比与理论预测是相一致的。我的方法识别2.287μm行Kr-adjacency假设”。“我寻找另一个附近的元素在元素周期表中产生年代动线,甚至用一个原子序数(针对奇偶效应,使之更丰富的比奇数偶数元素),并很快发现有(Se IV)线μm波长接近2.287。一个精确的检查是由联系瑜珈乔希,圣弗朗西斯泽维尔大学的一个原子物理学家在加拿大,请提供更确切的能级值(私人交流)。不可能检查识别与另一行相同的离子,因为Se+ 3是一个“二能级原子”如上所述,没有其他转换其地面配置。
的识别(Kr III)和(Se IV)发表在Dinerstein (2001)在4月1日出版,可能导致怀疑这是一个愚人节玩笑。(至少有一个可能怀疑作者归结于[K III] !)这也暗示有可能其他行红外trans-iron元素。虽然前两行通过意外被发现,从那时起战略成为一个有针对性的搜索,预期可以被探测到。2001年秋天,我加入了这项努力的n·c·斯特林,最初是我的博士学生,仍然是我的一个有价值的合作伙伴和这一领域的领导者。他的调查显示,超过100银河PNe Se和Kr (英镑和Dinerstein 2008;英镑et al ., 2015)仍然在PNe中子俘获元素的最大规模的调查。
新仪器和新视野
自然地方原子在波长转换无论他们发生在土地,不是天文学家的便利。由于没有全色仪器覆盖整个电磁波谱,如果目标是追求线条感兴趣的元素在他们居住的任何地方,一个人必须准备利用各种仪器在一系列光谱区域。
新一代的敏感的到来,high-spectral分辨率红外光谱仪约2014引发了很大的进步。德克萨斯大学的麦当劳天文台我们开始使用浸入式光栅红外光谱仪,IGRINS (公园et al ., 2014在2.7米望远镜)。我们很快发现了三种新的线,低于Se和Kr行(英镑et al ., 2016),从通用电气的元素(元素32),Rb(37)和Cd (48)。使用IGRINS,哈马德•本•哈利法•阿勒萨尼(加尔松等人。,2016)在格兰Telescopio加在拉帕尔码肆虐,我们检测到行Br(35)和Te (52) (麦当娜et al ., 2018)。与宜居带行星仪高通滤波器(马哈德文et al ., 2014)在西德克萨斯10米Hobby-Eberly望远镜,我们发现第二离子Te的台词和两离子Xe (54) (Dinerstein et al ., 2022)。最后,使用iSHELL (雷纳et al ., 2012)IRTF,那样Maunakea NASA(美国航空航天局)的3 m红外望远镜,我们发现额外的溴离子的台词和Rb (Dinerstein et al ., 2021)。这些新行被发现在R≥30000光谱解决权力,甚至呈现弱行可见连续。trans-iron元素的同时,检测的光发射谱线已经积累的文献(例如,英镑兑美元gbp = 2020;2022年Kwitter和亨利;Manea et al ., 2022)。
理论的作用不容忽视,因为它提供了一个宝贵的指导手观察策略。模型的进化和年代动线核合成AGB星告诉我们哪些元素可能是丰富和什么因素。这些取决于恒星质量和金属丰度等参数,和混合对流和其他的治疗过程。组使用不同的方法对这些模拟发现不同预测充实一些物种(例如,而且et al ., 2015;Karakas Lugaro 2016;Busso et al ., 2021;Yague洛佩兹et al ., 2022)。观察PNe提供可以利用的选择在这些选择。
此外,原子数据需要从理论和实验的研究线优势转化为离子丰度,并且常常没有在文献中我们观察到的物种。重要参数包括精确的能量差异,转移概率和碰撞的优势。元素丰度,我们需要正确的部分元素的离子。解决方法做出这样的修正包括详细的电离星云的结构使用星云建模规范如多云(Ferland et al ., 2017),或者采用配方基于网格的模型(例如,Delgado-Inglada et al ., 2014;英镑et al ., 2015)。这两种方法依赖于附加原子数据:光电离截面,复合系数,和其他微观物理学的参数。
今天,我们正在进入一个时代,红外光谱将再次开放较少探究光谱区域:波长段的空间被地球的大气层。詹姆斯韦伯太空望远镜上的光谱仪光谱分辨率低于那些在许多地面设施,但可能揭示新的见解,而观测和地面望远镜和仪器将继续开发新发现的能力。
数据可用性声明
这里描述的数据曾被发表在引用的引用。进一步调查应该指向相应的作者。
作者的贡献
HLD完全负责这篇文章的内容。
资金
作者的研究在这个领域是由NSF格兰特ast - 1715332,和以前支持是由美国国家科学基金会资助ast - 0406809和ast - 0708245。
确认
我很幸运的话题年代动线充实行星状星云与许多优秀的合作者和学生包括(时间顺序)c . Sneden t·r·Geballe n c英镑和k·f·卡普兰(以前在得克萨斯大学的研究生),k·巴特勒,a . Karakas m . Lugaro m .包蒂斯塔,麦当娜,w . Vacca c . Manea m·斯蒂芬森等等。
的利益冲突
作者说,这项研究是在没有进行任何商业或金融关系可能被视为一个潜在的利益冲突。
出版商的注意
本文表达的所有索赔仅代表作者,不一定代表的附属组织,或出版商、编辑和审稿人。任何产品,可以评估在这篇文章中,或声称,可能是由其制造商,不保证或认可的出版商。
引用
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关键词:行星状星云、化学丰度、核合成,恒星演化,s过程,渐近大分支(AGB)明星,红外光谱
引用:Dinerstein霍奇金淋巴瘤(2022)观察AGB的签名年代行星状星云的动线核合成:一个起源故事。前面。阿斯特朗。空间科学。9:1063995。doi: 10.3389 / fspas.2022.1063995
收到:2022年10月07;接受:2022年11月14日;
发表:2022年12月02。
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凯伦B Kwitter威廉姆斯学院,美国审核:
Jorge Garcia-Rojas、学院Astrofisica德加、西班牙版权©2022 Dinerstein。这是一个开放分布式根据文章知识共享归属许可(CC)。使用、分发或复制在其他论坛是允许的,提供了原始作者(年代)和著作权人(s)认为,最初发表在这个期刊引用,按照公认的学术实践。没有使用、分发或复制是不符合这些条件的允许。
*通信:哈丽雅特·l·Dinersteinharriet@astro.as.utexas.edu
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