评论文章

前面。阿斯特朗。空间科学。,16米一个y 2022
秒。天体化学
卷9 - 2022 | https://doi.org/10.3389/fspas.2022.896326

行星状星云光度函数精确宇宙学的时代

¹天文学和天体物理学,宾夕法尼亚州立大学,大学公园,美国宾夕法尼亚州
²引力和宇宙,宾夕法尼亚州立大学,大学公园,美国宾夕法尼亚州

1980年代末的惊喜之一是发现[O III]λ5007年行星状星云光度函数(PNLF)可以作为精密银河系外的标准烛光。尽管缺乏坚实的理论现象,通过各种内部和外部的技术测试,并成为一个非常可靠的工具获取距离大星系内 $\sim 20.$ 货币政策委员会。但在最近几年,这项技术的使用有所下降,部分原因是不断变化的景观宇宙学。这里我们回顾PNLF的历史,实验证实其效用,感兴趣的原因方法在世纪之交褪色。我们还描述如何以及为什么PNLF卷土重来,和现在的一些方法最近的业绩。最后,我们将讨论如何PNLF必须分析精确宇宙学的时代,和细节的问题必须克服为了解决当前的哈勃常数当地措施之间的紧张关系和价值观来自微波背景。如果这些问题能被理解,那么PNLF可以提供一个有用的过境距离测量 $\sim 40$ 货币政策委员会。

1介绍

最亮的恒星的星系一直作为银河系外的标准烛光(1936年哈勃望远镜)。然而,直到1960年代早期,这是欣赏年轻的行星状星云(PNe)也落入“亮星”类别和可能用于距离测量(星系和韦斯特朗,1963;霍奇1966)。当时的形成,PNe一样发光的渐近大分支(AGB)祖细胞;唯一的区别在于,而不是排放的大部分能量在可见光或近红外波长,大部分PN中央恒星的远紫外发射出来,可以电离的气体前信封。这困能量然后再加工成一系列的发射谱线,最亮的功能通常被禁线的双电离氧气在5007年。因此,实际上,PN的星云是一个宇宙装置转换极其明亮的恒星的连续发射单色通量,效率可以高达 $\sim 11 %$ (例如,Dopita et al ., 1992;Schonberner et al ., 2010;Kwitter et al ., 2012)。

图1显示的光谱(O III)明亮PNe M31的内部凸起。尽管只有2。′2从星系的核,(O III)的高对比度λ5007连续使对象很容易检测到。传统上,一个确定银河系外的PNe通过两个图像:一个通过窄带(≲50宽)滤波器以[O III]λ5007年在星系的红移,另一个位于缺乏发射谱线的光谱区。当图像减去,连续源消失,允许发射谱线对象(见例如脱颖而出福特et al ., 1973;雅各比et al ., 1989)。在一个早型星系,大部分,如果不是全部,未解决的发射谱线对象将行星状星云。

图1

图1。M31隆起的光谱PN CJFN 29日中的一个典型的对象 $\sim 1$ 杂志的行星状星云光度函数。PN是由一个日志l/l_⊙= 3.66中央恒星和近6%的核心的总能量出现在[O III]λ5007年。阴影区域表示干扰的带通滤波器用于对象的检测。注意多少亮(O III)λ5007年相比,Hα和Hβ。从雅各布和Ciardullo (1999)。

当然,仅仅因为一个物体足够明亮,在一个遥远的星系距离不会使它有用指标。实际上,基于广泛的属性表现出银河系PNe(见,例如,郭,2007;Kwitter和亨利,2022年),该实用程序PNe作为标准烛光似乎不太可能。然而,福特和詹纳(1978)注意到最亮的PNe M31,两个同伴M32, NGC 185和NGC 205都有大致相同的(O III)λ5007光度,建议进一步调查。这导致了一系列的论文在1980年代末和1990年代,认为[O III]λ5007年行星状星云光度函数(PNLF)标准烛光不仅是可行的,但与最好的技术竞争。

2 PNLF的崛起

一个期望的[O III] PNLF星系很复杂。PN的权力中央恒星星云,所以一个大质量,快速发展的中央恒星,应该产生一个PNLF,反映了恒星的光度进化,调制电离星云的结构的变化。这条线的推理认为non-monotonic PNLF,浸在中间大小的恒星迅速从他们燃烧着氢的post-AGB痕迹过渡到白矮星冷却序列。然而,对于质量,逐渐进化中央恒星,它是星云的时间表决定发射谱线的发展扩张。在这种情况下,line-emission从光学薄,自由扩展半径的星云R数量和密度N_H将发展成为

\begin{align} l \propto N_{H} N_{e} \cdot (\frac{4}{3} π R^{3}) \propto R^{- 3} \propto t^{- 3} \\ \Rightarrow t \propto l^{- 1 / 3} \propto 1 0^{米 / 7.5} \propto e^{0.307 米} \end{align} (1)

在哪里米是对象的绝对星等。因此,如果没有更改星云的电离结构,

N (米) \propto \frac{d t}{d 米} \propto e^{0.307 米} (2)

(星系和韦斯特朗,1963)。一个星系的观测PNLF应该介于这两个政权,并包含由PN核心质量的分布特性,恒星风相互作用的影响,星云几何、材料的莱曼连续光学深度,和许多其他因素(例如,Schonberner et al ., 2010)。

第一个现代测量PNLF被执行Ciardullo et al。(1989 b)使用0.9米的望远镜,窄带干涉滤光片和CCD探测器测量PN (O III)的分布λ5007级四个本地组星系研究相同福特和詹纳(1978)。这些观察结果很快就其次是类似的测量M81 (雅各比et al ., 1989),狮子座我银河集团(Ciardullo et al ., 1989 a),室女座星系团(雅各比et al ., 1990 a),LMC (雅各比et al ., 1990 b),NGC 5128 (回族et al ., 1993)和其他几个系统。这些初步的调查和收集的数据更现代的观察,导致了以下结论:

•(O III)的光度函数PNe确实是复杂的。见图2,不同的人群有不同的PNLFs:在恒星系统中,如LMC SMC, PNLF展品至少两个拐点(例如,雅各比德马科,2002;里德和帕克,2010年;Ciardullo 2010),而在老年恒星的数量,光度函数是单调,虽然不一定毫无特色的(巴塔查里亚et al ., 2019;巴塔查里亚et al ., 2021)。然而,在所有的星系,极端bright-end PNLF经历一个非常快速下降,Ciardullo et al。(1989 b)发现可以通过实施建模一个指数截止情商。。换句话说,

N (米) \propto e^{0.307 米} \{1 - e^{3 (米^{*} - 米)}\} (3)

PN的视星等,米第三,有关其单色(O)λ5007通量,F_5007年(在尔格厘米⁻²年代⁻¹),

米 = - 2.5 日志 F_{5007年} - 13.74 (4)

和米^∗是视星等超出它没有行星状星云。

图2

图2。(O III)行星状星云M31的光度函数(巴塔查里亚et al ., 2019),NGC 5128 (Ciardullo 2010),LMC (里德和帕克,2010年)和SMC (雅各比德马科,2002)。虚曲线显示了分布预测情商。。四个星系的PNLFs大大不同,但都有一个非常尖锐bright-end截止米_5007年∼−4.5。(截止 $\sim 0.5$ mag微弱的SMC由于星系的金属丰度低。)NGC 5128的调查是不完整的米_5007年∼0(点)开放。

显然,这个表达式并不意味着应用普遍。作为图2表明,恒星的数量有一个non-monotonic PNLF不能容易被描述通过一个单参数模型。一个方法解决这个行为是表达PNLF两个(或更多)的和组件,每个形式给出的情商。,但自己的规范化和价值米*。Rodriguez-Gonzalez et al。(2015)获得合理的适合使用这个配方,虽然在一个额外的成本参数人为截断的一个组件。另外,模仿PNLFs的变化出现在人口II系统,伦巴et al。(2013)广义情商。这

N (米) \propto e^{c_{2} 米} \{1 - e^{3 (米^{*} - 米)}\}, (5)

与c₂描述符的函数的faint-end斜率。这个表达式已经成功地应用于深PNLFs晕和星团内地区的狮子座我(Hartke et al ., 2020)、处女座(伦巴et al ., 2013;Hartke et al ., 2017)。最近,巴塔查里亚et al . (2019)综合的概括伦巴et al。(2013)双组分的形式主义Rodriguez-Gonzalez et al。(2015)复制的数量计算的快速好转很微弱(米>米* + 5)PN候选人M31(见图2)。最后,数值模拟的伴侣post-AGB恒星进化的歌曲(例如,米勒Bertolami 2016)和假设的分布post-AGB质量,星云(O III) / Hβ线率,莱曼连续光学深度,预测略浅坡PNLF bright-end截止(例如,门德斯et al ., 2008;Valenzuela et al ., 2019)。然而,鉴于这些模型假设嵌入的数量,其适用性的一般问题PNLF尚不清楚。

幸运的是,研究银河系外的距离,这是顶部 $\sim 1$ 杂志的PNLF携带几乎所有的信息:PNLF faint-end斜率的变化和/或存在一个拐点的光度函数不影响适合bright-end截止(斯普里格et al ., 2021)。因此对于大多数应用程序的类型,给出了单参数表达式情商。是所需要的。

•PNLF能够提供一个高度精确的估算距离的明亮,巨大的星系。根据这两个模型(Dopita et al ., 1992)和观测(Ciardullo和雅各比,1992年),PNLF截止消失在系统级sub-LMC氧丰度。由于众所周知的星系的恒星质量之间的相关性及其气相金属丰度(例如,Lequeux et al ., 1979;特雷蒙蒂et al ., 2004),这意味着需要校正因子PNLF测量在低质量,low-luminosity系统。不幸的是,这个修正的准确数量是很难确定的。行星状星云是相对罕见的对象:它们不仅只可见 $\sim 20000年$ 年(雅各et al ., 2013),但是,从燃料消耗定理,一个米_V∼−21.2星系应该每年只创建一个引人注目的对象(Renzini Buzzoni, 1986;Buzzoni et al ., 2006)。自亮PNe -对象在前 $\sim 1$ 杂志的光度function-represent不到 $\sim 2 %$ 所有的行星,低质量星系非常一些对象的大小范围定义PNLF bright-end截止。因此,一个人不能可靠地测量米∗在低质量,low-luminosity系统。

相反,在一个巨大的l^∗星系,PNLF很好定义,多达 $\sim One hundred.$ PNe内 $\sim 1$ 杂志的米^∗。在这些系统中,相关的统计误差拟合PNLF媲美,或者比,这些来自测量造父变星周期光度关系或确定的位置的红巨星分支(TRGB)。这就是PNLF作为银河系外的标准烛光照亮。

•显著的价值米^∗在大型星系恒星人口几乎没有依赖。的第一个真正考验的行为米^∗是由Ciardullo et al。(1989)显示三个星系核心的狮子座我Group-NGC 3379 (米_V≃−20.8;哈勃类型E0), NGC 3384 (米_V≃−20.2;SB0₁),NGC 3377 (米_V≃−19.8;E6) -有相同的值米^∗在测量的精度。随后,这种一致性测试是重复在许多环境中,在所有情况下,结果是一样的:在统计测量的不确定性,星系(大概)相同的距离相同的值米^∗。图3展示了这两个最有说服力的测试网站日期:混合狮子座我集团(Ciardullo et al ., 1989 a;Feldmeier et al ., 1997;Ciardullo et al ., 2002 a)和天炉座星系团(斯普里格et al ., 2021)。前系统有五个星系就PNLF测量,包括NGC 3368 (米_V≃−21.0;哈勃类型Sab)和NGC 3351 (米_V≃−20.5;类型SBb);后者为21早型星系集群数据。在这两种情况下,散射米^∗是完全符合测量的内部错误,并且没有明显的系统性与恒星质量有关,星系的颜色,哈勃类型,或恒星的形成率。

图3

图3。测量的值米*我狮子座的星系集团(Ciardullo et al ., 1989 a;Feldmeier et al ., 1997;Ciardullo et al ., 2002 a)和天炉座星系团(斯普里格et al ., 2021)。在狮子座的我,星系由哈勃类型排序,从左边某人E0在右边。天炉座星系团数据给出为了星系的明智的W1大小(左边的明亮星系)和跨度超过4.5杂志。立即低于或高于每个点的数量是PNe PNLF配合使用;狮子座我星系,这个数字只包括对象高于90%的完整性限制;在天炉星座,所有PN在星系中发现被用于解决方案。浅蓝色的阴影显示1σ分散分布的最佳值,虚线表示的距离从平均值±1 Mpc。错误的酒吧代表个人测量的不确定性,并在很大程度上是由PNe前的数量 $\sim 0.5$ 杂志的光度函数。没有迹象表明米*取决于任何星系属性。

•PNLF可以应用到晚型星系通过使用发射谱线诊断。最初,PNLF被视为一种人口II标准烛光,由于可能的混淆与紧凑H II区域和超新星遗迹(雅各比et al ., 1992)。然而,观察在麦哲伦星云(雅各比et al ., 1990 b),M101 (Feldmeier et al ., 1996),然后其他晚型星系(例如,Feldmeier et al ., 1997;Ciardullo et al ., 2004)证明解决H II区域能有效地从列表中被删除的PN候选人使用[O III]λ5007 Hα通量比作为判别。简要地说:因为PNe激动人心的恒星的顶部 $\sim 1$ 杂志的PNLF是如此多的温度比星星电离H II区域,因为这些PNe星云的密度远远大于ISM密度的一个典型的恒星形成区域,λ5007年发射明亮的行星状星云是一般的两倍以上α。相比之下,在绝大多数H II区域,Hα占主导地位的光度(O III)。判别,首次量化了赫尔曼et al。(2008)是显示在图4。后续工作也显示,这一标准将排除大多数超新星遗迹(戴维斯et al ., 2018 a)和任何信噪比错过了可能会被排除在外通过其Hα/ (N II)和Hα/ II [S]行比率(Kreckel et al ., 2017;本篇报告et al ., 2022)。

图4

图4。(O III)的比率λ5007 Hα+二[N]观察PNe M31的凸起,M33的磁盘,大麦哲伦星云里Ciardullo (2005)。虚线轮廓定义的“PNe锥”赫尔曼et al。(2008)。在前 $\sim 1$ 杂志的PNLF [O III]λ5007总是比Hα;相反,绝大多数的H II区域和超新星遗迹Hα比[O III]。

•星系之间存在良好的协议经造父变星的距离和PNLF周期光度关系。目前有13个明亮的星系已经被这两种技术调查;系统中列出表1和策划在左边面板中图5,假设米^∗=−4.53所有星系的样本。两者之间的通信距离指标正是一个希望从两个健壮的方法与精度。一对一的散射线是一致的内部错误测量,并没有什么证据表明任何系统隐藏的数据。事实上,像这样的图表明PNLF应该距离银河系外的阶梯不可分割的一部分。

表1

表1。星系与造父变星的距离。

图5

图5。左:比较PNLF,造父变星的距离13发光星系,假设米* =−4.53。前面板显示one-to-relation;底部面板显示模派生的距离的差异。没有证据表明任何系统的行为,以及散射与内部错误的方法是一致的。正确的:比较的PNLF TRGB距离。Carnegie-Chicago哈勃的圈是测量程序(Beaton et al ., 2016),从广场代表值Anand et al。(2021)三角形,来自其他来源。这里的散射大于内部错误,表明一个或两个方法有更多的不确定性。

另一方面,右边面板的图5显示PNLF-TRGB比较的结果。不同的造父,分散在这个图中不能完全解释的内部错误的方法。残差的有些组件可能是由于不均匀性的测量(大多数TRGB距离要么来自PHANGS调查(Anand et al ., 2021)或卡内基芝加哥哈勃项目(Beaton et al ., 2016);看到表2),比较确实把一些怀疑到PNLF技术的整体鲁棒性,特别是星系被研究的类型有更多的品种,造父变星的比较。

表2

表2。与TRGB星系的距离。

3 PNLF垮台

1989年和2010年之间,有将近一百的出版物致力于测量和建模的PNLFs遥远的星系。但在接下来的十年,不到30论文写的主题,和大多数的识别微弱PNe本地组星系。有几个原因低迷。

首先,到2012年,宇宙学的格局发生了变化。梯子(Cepheid-calibrated SN Ia的测量距离里斯et al ., 2011)和微波背景(梦幻号et al ., 2013)都声称是好的哈勃常数的值 $\sim 3 %$ ,现在的目标是将这些不确定性减少一半。要做到这一点,我们需要减少错误与每个方法的零点校准,关联,实际上,这意味着避免intermediate-distance标准烛光的使用。哈勃常数的路径现在开始距离银河系规模和直接到父Ia型超新星的星系。

这两步方法跳过PNLF。在银河系,PNe解决对象(光)微弱的中央恒星嵌入分散,往往非常高表面亮度星云。这使得盖亚测量最聪明(O III)排放困难的在最好的情况下(Chornay和沃顿,2021;Gonzalez-Santamaria et al ., 2021)。此外,观测银河系PNe不得不面对银河灭绝。总红PN是容易衡量通过星云的巴尔莫减量(例如,Osterbrock Ferland, 2006)。但这红包含两个组件:一个由前景的材料,和一个与PN本身有关,即。,对象的circumnebular灰尘。前者是污染物的效果需要被删除,但后者是一个PN的内在属性,必须单独留下。事实上,测量由circumnebular灭绝戴维斯et al。(2018 b)显示的位置和形状PNLF截止在很大程度上是定义的行为组成。因此,PNLF不容易校准通过银河系行星的观察。

PNLF校准的问题占据了这一事实,没有理论指导的预期绝对星等PNLF截止。行星状星云的发射谱线是兴奋,直接或间接,通过其中央恒星所发射的能量,这种能量,反过来,取决于质量恒星的post-asymptotic巨头分支(Vassiliadis和木材,1994年;米勒Bertolami 2016)。由于PAGB核心质量与质量恒星的主线通过initial-final质量关系(卡明斯et al ., 2018;El-Badry et al ., 2018),这意味着PN的最大(O III)亮度可以达到强烈的函数其前身星的时代。星系的PNLF应取决于系统的恒星的形成历史。例如,星系和恒星形成持续的应该PNLF达标,至少比级达标中发现的最古老的恒星数量(Marigo et al ., 2004;Gesicki et al ., 2018)。但肯定不是这样,的价值米^∗椭圆星系中观察到,米_5007年≃−4.53或l_5007年≃640l_⊙)内的不确定性,以螺旋的相同。

,使情况更加混乱,当一个人认为的隆起和外部磁盘M31,影响内PNe circumnebular灭绝的平均数量 $\sim 1$ 杂志的米∗是c_Hβ0.20∼敏捷(雅各比et al ., 1989;Kwitter et al ., 2012;戴维斯et al ., 2018 b;Galera-Rosillo et al ., 2022)。这意味着PNe震级附近米^∗实际上是发射≳1000l_⊙在他们的权力(O III)λ5007行。因为两个模型(Dopita et al ., 1992;Schonberner et al ., 2010)和观测(雅各比et al ., 1989;Kwitter et al ., 2012)建议不超过 $\sim 11 %$ PN中央恒星的光度可以再加工成[O III]λ5007年,这意味着中央的恒星米^∗行星通常光度大概接近9000l_⊙。即使加速进化模型米勒Bertolami (2016),这需要人口 $\sim 3$ Gyr老祖细胞存在于所有恒星不断的处女座和天炉座的老椭圆星系。

如果米^∗第三行星发出[O]λ效率大于5007 $\sim 11 %$ ,那么这个问题能源生产可以避免post-asymptotic巨大的分支。但更有可能解决这一悖论可能躺在二进制进化。有很好的证据支持这一假说,大多数PNe是由二进制系统(例如,德马科,2009;研究员和琼斯,2019年;Kwitter和亨利,2022年),如果是这样的话,可能没有一个简单的人口年龄和PN亮度之间的关系。这样的场景建模需要非常小心,因为所指出的Ciardullo et al。(2005),l≳000l_⊙post-AGB明星流行II系统很难创建,甚至通过二进制进化。因此,的起源的问题米^∗PNe老恒星系统仍然是开放的,离开PNLF没有强大的理论和没有当地的校准。米^∗因此必须校准在外部星系与已知的距离,即。,通过最小化的散点图如所示图5。今天距离梯子试图避免这个额外的不确定性。

PNLF使用率下降的第二个原因是发现一个可能的系统误差与测量。所示图5,PNLF距离也同意那些来自造父变星周期光度关系的距离 $\sim 10$ 货币政策委员会。但Ferrarese et al。(2000)指出,超出这个极限,有提示的偏移量。更重要的是,在处女座和天炉座星团,PNLF系统的椭圆星系的距离 $\sim 0.2$ 杂志比造父变星的距离短,系统的螺旋。因为这个偏移量也出现在与表面亮度波动的结果进行比较(SBF)方法(托尼et al ., 2001),他们得出的结论是PNLF不能推到距离需要校准阶梯的顶端附近的距离。

Ciardullo et al。(2002)认为PNLF和SBF距离尺度之间的一个明显的错误可能是由于系统内部灭绝晚型校准星系之间的区别在更遥远的地方宇宙和椭圆和透镜状PNLF和SBF方法的目标。(总之,两种方法有不同的反应在reddening-if内部错误灭绝小于预期,那么PNLF距离将被低估,而SBF距离会高估了。)虽然这个系统确实有适当的符号解释的区别PNLF SBF测量,这个假设很难确认,,更重要的是,它不能解释抵消处女座和天炉座的造父变星的距离。PNLF结果在这两个集群质疑整个方法的前提。

可能抵消相关距离是“overluminous”对象的问题。在深(O III)调查的处女座和天炉座的集群,Jacoby et al。(1990)和麦克米兰et al。(1993)发现了一个小的人口没有解决(O III)来源与明显的大小明显比米^∗。最初,这些对象是一个难题,挑战的基本假设PNLF的形状。然而,几年后,积累的证据表明两种可能的解释:明亮的[O III]发射器可以是PNe前景假设父星系,即。恒星星团内(弗格森et al ., 1998;德雷尔et al ., 2002;Mihos et al ., 2005与供应),或者背景星系α排放转移到的窄带带通滤波器用于他们的发现(考伊和胡锦涛,1998;胡锦涛等人。,1998年;Hayashino et al ., 2004)。事实上,后续观测支持这两个场景:虽然一些对象光谱一致,明亮的行星状星云(Ciardullo et al ., 2002 b;罗斯et al ., 2021),有的则很明显z3.13∼Lyα发光星系(Kudritzki et al ., 2000)。然而,尽管这些数据,关于overluminous来源的问题今天依然存在。例如,明显的大小的一些spectroscopically-confirmed PNe发现处女座和天炉座星团内人口至少扩展需求 $\sim 2$ Mpc前有针对性的星系。这将需要恒星星团内的分布非常细长的沿着我们的视线。此外,星团内假说不能解释的观测Sambhus et al。(2006),他发现,处女座的PNe椭圆星系NGC 4697似乎分为两个截然不同的运动人口,每个国家都有自己的价值米^∗。这削弱了技术背后的基本假设。

最后,有技术问题。第一波PNLF测量与4 m类进行了望远镜,使用30到50多种干扰过滤器集中在第三[O]λ5007年在星系的红移。在良好条件下,通宵接触这样的设置可以检测PNe远至 $\sim 20.$ Mpc,处女座和天炉座的集群就触手可及。PNLF初始破裂的调查,许多最大的,最重要的是观察宇宙星系在当地的使用方法。

介绍8 m类的望远镜在1990年代末的扩展PNLF调查的范围。然而,许多这些下一代设施配备的成像系统,是为了工作在快速梁和大的视野。这不仅增加过滤器的半峰全宽的带通(雅各比et al ., 1989),但它也使“红移”的成本一组窄带(O III)和Hα干扰过滤器非常昂贵。因此,更大的新望远镜的收集区域增加部分否定的天空背景与wider-bandpass过滤器。结果,改进PNLF距离测量更多的增量,而不是变革。

4 PNLF即将换上新貌

前景PNLF改变了广角的引入场地单位(IFU)光谱仪在8 m类望远镜。IFU光谱有巨大优势传统窄带成像PNLF调查:它不仅允许闯入污染物立即排除在PN样本通过光谱分类,但它也可以提供一个有效的带通PN检测比 $\sim 5$ 次小于由传统干扰过滤器。自银河系外的PN观察总是背景有限,在连续发射谱线的高对比度立即改善所有测量的信噪比的一个因素 $\sim 2$ 。再加上更大的望远镜光阑,IFU摄谱仪可以PNLF转型,从一个小方法,驻留在一个中间距离阶梯响一个可行的探测宇宙有趣的距离。

图6显示了PNLF调查的一个例子通过广角IFU光谱学。这20′×20′(O III)λ5007图像一片数据立方体M101为中心,并获得作为爱好的一部分,希伯望远镜暗能量实验(HETDEX;格布哈特et al ., 2021)。多维数据集创建的网格16短(18分)与病毒暴露,一组51 78′′×51”IFU光谱仪,分布在中央18′直径焦平面的爱好希伯望远镜(希尔et al ., 2021)。尽管病毒单位有相对较低的光谱(R∼800)和空间(1。′′5)决议,和有一个有限的波长范围(3500≲λ≲5500),他们扩展到一个巨大的区域在天空,使大星系,如M101,调查的效率。此外,尽管缺乏覆盖红排除使用[O III] / Hα作为一个PN + II [N] / H II区域判别,仪器的高灵敏度Hβ和获取(O二世)λ3727年超过弥补了这个限制。

图6

图6。一个[O III]λ5007 M101的“形象”,来源于病毒IFU HETDEX调查期间的观察。数据代表16指出每指向18分钟,和20′。缺失的部分是由于IFUs故障或未安装时的观察。四个PNe强调的光谱。

一个更好的例子来证明IFUs革新PNLF研究的力量来自于多光谱Explorer(灵感)单位IFU ESO的甚大望远镜摄谱仪(培根et al ., 2010)。即使在其广角模式,缪斯IFU视场是1弧分²,但其卓越的图像质量(0。′′4与地面层自适应光学;褐et al ., 2020)、光谱分辨率(R4800∼2000)和波长范围(≲λ≲9000)使广泛的PNLF之前不可能科学。在过去的几年中,缪斯+视频彩票终端系统已被用于识别PNe在几十个星系宇宙在当地,螺旋和椭圆,使得PNLFs测量出来 $\sim 20.$ Mpc例程(例如,斯普里格et al ., 2021;本篇报告et al ., 2022)。更重要的是,通过使用一个微分发射谱线滤波器(代夫特陶器)模仿on-band / off-band图像减法,罗斯et al。(2021)能够显示精度PNLF调查现在可行吗 $\sim 40$ Mpc与少量的固定图形噪声与flatfield修正。

的罗斯et al。(2021)研究是次优的,进行档案图片,最遥远的星系分析tidally-distorted椭圆NGC 474,只有两个缪斯观察,都集中在星系的光环。的精度米^∗因此测量是有限的,通过统计(仅15 PN在NGC 474的光环被发现)和分类学(从一个不确定的孔径校正和通量校正)。然而,分析了距离总≲误差10%。专用,精心挑选的曝光与近地面层自适应光学能够获得PNLF距离遥远的星系 $\sim 40$ 货币政策委员会的统计误差 $\sim 5 %$ 。

这是一个宇宙有趣的距离。如果一个非集群星系的特殊运动≲300公里⁻¹(例如,Giovanelli et al ., 1998;托尼et al ., 2000),然后在40 Mpc,错误H₀星系的运动造成的空间将订单的 $\sim 10 %$ 。如果一个典型PNLF大型星系进行测量 $\sim 5 %$ 统计的不确定性,然后PNLF调查一打D∼40 Mpc星系能够生成一个总(随机)误差的哈勃常数 $\sim 3 %$ 。PNLF测量就可以,理论上,帮助调查当前测量之间的“紧张”H₀在本地,从微波背景(弗里德曼,2021)。

5未来

最伟大的批评反对使用PNLF标准烛光来自我们缺乏了解的具体行为和分类学bright-end截止。做情商。充分代表了最亮的形状 $\sim 1$ 杂志的光度函数,米∗真的一个常数所有(富含金属)环境吗?因为我们不能校准PNLF在银河系中,仔细分析这些问题必须加以解决的银河系外的PN的人口。

第一步解决PNLF截止的问题更多地了解来源,不服从经验定律,即。PN候选人,似乎绝对(O III)大小比米^∗。如第3节所述,这些对象通常被解释为前景PNe由恒星星团内(Ciardullo et al ., 2002 b),背景Lyα发光星系(Kudritzki et al ., 2000),未解决的超新星遗迹(Kreckel et al ., 2017),甚至紧凑银河系外的H II区域(格哈德et al ., 2003)。然而,最近的缪斯分析斯普里格et al。(2021),罗斯et al。(2021),本篇报告et al。(2022)指出另一种可能性:PN叠加的作用。,the projection of two (or more) separate PNe onto a single spatial (and spectral) resolution element. Although a chance alignment of two rare objects would seem improbable,罗斯et al。(2021)证明了光度混合比以前更经常发生意识到,如果叠加PNe径向速度相差不到 $\sim One hundred.$ 公里的年代⁻¹,即使是缪斯不能解决他们的通量。的一个例子(O III)源实际上是由三个独立的行星状星云所示图7。在这种情况下,优秀的(0。′′7)图像质量的观察允许两个对象空间得到解决,但第三PNe只能识别通过仔细检查源的发射谱线的概要文件。如果看到贫穷,如果星系的距离比较远,或者解决缪斯略少,三个来源将显示为一个overluminous PNe。因为一个叠加的概率(即物理盘的平方规模。,pc "⁻¹),这一假设提供了一种自然的解释为什么overluminous对象只在最遥远的星系,以及为什么处女座和天炉座的PNLF结果出现不同于其他距离指标。

图7

图7。缪斯女神(O III)的数据来源位于0。′3核的NGC 1380。左边的面板显示一段源代码的拟合谱(蓝色所示)中提取两个0。′′6光阑半径由0。55′′天空;右面板显示两个1.25宽的“图像”源,一个集中在5034 .72点(上),另一个在5037 .22(底部)。仔细检查数据表明[O III]实际上包括三个独立的PNe来源。PNe的deblended光谱显示左边的黑色和灰色的线,和个人的最佳位置PNe用右边的蓝色的圆圈。如果更遥远的银河系,如果看到贫穷,或者少缪斯的决议,三个对象将出现一个“overluminous PNe”。从罗斯et al。(2021)。

包括混合的形式主义PNLF分析是相当简单的,详细描述追逐et al。(2022)。如果我们让ϕ₁(F)代表单一的PNLF对象(例如,情商。通量为单位,而不是大小),然后设置两个重叠的对象的流量分布期望的总和是谁的发射谱线的净通量组件通量是简单ϕ₁(F)卷积本身。如果我们让ϕ₂(F)表示这个光度函数卷积,然后一个星系的形状的观察PNLF将

ϕ_{T} (F) = {一个}_{1} ϕ_{1} (F) + {一个}_{2} ϕ_{2} (F) + {一个}_{3} ϕ_{3} (F) + \dots (6)

的系数一个_我代表一个观察来源的相对可能性组成的我PNe,每个术语,ϕ_我(F),是由一个卷积与以前的术语,例如,

ϕ_{我 + 1} (F) = ϕ_{1} (F) * ϕ_{我} (F) (7)

唯一的困难来自确定适当的预期值分析(一个_我),选择一个假定的形状ϕ₁。

前者是驯良的,单位PNe光的比例通常不会改变在一个星系的表面(例如,回族et al ., 1993;与et al ., 2006;伦巴et al ., 2013;Hartke et al ., 2017)。如果人知道星系的光的量存在于单一分辨率的元素,并且可以估计的数量单位PNe星系光度(通常称为α),预期值可以很容易地计算。后者的问题是更多的问题,因为,在第二节详细,只有最明亮的 $\sim 1$ 杂志的PNLF不变。然而,由于最重要的将是那些形成叠加的两个明亮的物体,引入的错误不知道微弱的来源的相对数量小到可以被忽略。

图8演示了在PNLF忽视混合的效果观察光度函数的NGC 1380,宿主星系的Ia型超新星SN 1992 a。这个星系有一个清晰的“overluminous”PNe,其包含在传统PNLF健康会导致星系之间的距离被低估。这两个斯普里格et al . (2020,2021)和罗斯et al。(2021)从他们的分析排除这个对象,但是图8表明,武断的消除一个明亮的对象并不一定导致一个公正的解决方案,作为其他不那么明亮的混合可能仍然出现在示例。事实上,在NGC 1380的情况下,高阶项的包容情商。使最终结果的显著差异,将星系更接近其SBF距离。

图8

图8。天炉座星系团的观察PNLF透镜状星系NGC 1380的罗斯et al。(2021)。打开圆显示测量微弱比90%的完整性限制。黑色的曲线显示的最佳情商。数据,而蓝色曲线显示了最适合PNe如果明亮任意排除在分析之外。红色曲线代表了最适合当包括在PN叠加的可能性分析。之间的补偿曲线说明配合使用情商。会引入系统误差到PNLF距离,即使明显overluminous对象从样本中删除。

最后,重要的是要注意,红色的曲线图8不“出现”是一个很好的适合的数据。这是因为一个_我值依赖于星系的底层表面亮度,这表面亮度变化从对象到对象。因此,当叠加都包含在分析,预期的光度函数,ϕ_T,每PN在示例是不同的,一个曲线不能适合所有的数据。红色的曲线显示在图8只是显示允许视觉比较的最佳距离。

当然,问题的关键是是否明亮的PNLF确实是一个标准烛光。在当地的宇宙,唯一明显的系统性PNLF截止的趋势米^∗消失在低金属丰度(Ciardullo和雅各比,1992年;Ciardullo et al ., 2002 a)。这种依赖是不重要的,因为,如第2部分所述,low-metallicity系统通常包含PNe很少。然而,没有一个已知的系统并不意味着不存在。转变≲5%米^∗与星系的颜色,金属丰度,或恒星的形成率仍有可能隐藏在噪声。

直到现在,它已经不可能寻找这样的小分类学,当没有光谱信息,你不能保证所有的点源(O III)调查中发现对象实际上是PNe。这种限制的后果之一是任意排除overluminous对象从PNLF样本。在低于5%的水平,甚至一个闯入者或混合源附近的大小米^∗可以洗掉的人口产生的信号变化。的可用性IFU光谱仪现在大量消除这种不确定性和允许仔细检查的分类学技术。

的唯一途径发现PNLF截止的微妙变化是通过仔细比较与其他标准的蜡烛。在20世纪的下半叶,错误和偏见在远处梯子被确定通过比较每个测量技术的结果对所有其他人(例如,van den马瑞医生,1982年;Rowan-Robinson 1985;雅各比et al ., 1992)。这个反复核查过程最终导致的工作哈勃太空望远镜关键项目,仔细检查的距离由十个不同的方法(Ferrarese et al ., 2000;弗里德曼et al ., 2001)。

这样反复试验基本上不存在在现在的时代,因为大多数银河系外的标准烛光的能力 $\sim 5 %$ 精度。3节中提到的,现代的估计哈勃常数包含尽可能少的阶梯上的距离。例如, $\sim 1 %$ 哈勃常数引用错误里斯et al . (2019,2021)来自一个两步的方法,从银河系和LMC光度法测量造父变星的仙王座变光星附近的SN Ia宿主星系,SN Ia magnitude-rate最大的下降关系。最好的再确认这是测量的2%弗里德曼et al。(2019),替代品TRGB测量造父在上面的阶梯。逗人地,这两个结果相差近2σ。Megamasers (Pesce et al ., 2020)和重力有透镜的类星体(黄et al ., 2020)也给值与造父变星的数字一致,但是这些方法并不是距离阶梯的一部分,很难确认。需要额外的精度标准烛光,尤其是之外 $\sim 40$ Mpc,与特殊的运动相关的不确定性和体积小于流动 $\sim 10 %$ 。PNLF现在能够达到这些距离;所需要的就是足够的高质量的测量,使任何小,系统的趋势。

最后,在确定必须取得进展的原因PNLF截止。这需要比较PNLF观测模型伴侣post-AGB恒星物理学的进化轨迹不断扩大的星云和恒星风互动。由此产生的冲突理论与观测提供添加PNLF基本假设的信心,并帮助改善我们的恒星演化的知识。具有讽刺意味的是,一个主要限制在这样一个程序建模,几项研究(Dopita et al ., 1992;Schonberner et al ., 2010;Gesicki et al ., 2018;Valenzuela et al ., 2019)模拟了银河系外的PNe属性集合。相反,它是PNLF观察自己,是不充分的。灰尘的作用,形成在恒星AGB的阶段,仍然关闭,当恒星变得足够热电离星云,是预测的关键观察到发光PN的亮度。大量的调查(如赫曼Ciardullo, 2009 a;Kwitter et al ., 2012;方et al ., 2018;Galera-Rosillo et al ., 2022)表明,PNe内部 $\sim 1$ 杂志的米^∗有大量的circumnebular灭绝,戴维斯et al。(2018 b)显示的形状de-reddened PNLF M31的膨胀可能完全不同于观察到的星系的光度函数。然而目前,LMC是唯一的星系de-reddened PNLF测量(里德和帕克,2010年)。获得de-reddened PNLFs是具有挑战性的,因为它需要足够深的接触检测Hα和Hβ,后者是相对微弱的(见图1)。此外,病毒和缪斯都不为这样一个设计项目:前仪器不包括Hα,而Hβ在极端(低吞吐量)限制缪斯的波长范围。不过,这样的观察对于更好地理解PNLF至关重要。

作者的贡献

作者证实了这项工作的唯一贡献者和已批准出版。

资金

机构的支持,HETDEX由美国国家科学基金会资助(批准号ast - 0926815),德克萨斯州,美国空军(AFRL fa9451 - 04 - 2 - 0355),从个人和基金会和慷慨的支持。万有引力,宇宙研究所支持的希伯学院的科学,研究高级副总裁的办公室在宾夕法尼亚州立大学。

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。

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确认

M101获得的数据立方体通过(HET)霍比艾博利天文望远镜,这是德克萨斯大学奥斯汀分校的合作项目,宾夕法尼亚州立大学,慕尼黑Ludwig-Maximilians-Universitat, Georg-August-Universitat哥廷根。HET命名为其主要的受益者,威廉·p·爱好,和罗伯特·e·希伯。病毒是德克萨斯大学奥斯汀分校的合作项目(UTA) Leibniz-Institut皮毛Astrophysik波茨坦(AIP),德州农工大学(TAMU)的Max-Planck-Institut毛皮Extraterrestriche-Physik (MPE)的Ludwig-Maximilians-Universitat慕尼黑,宾夕法尼亚州立大学,研究所毛皮Astrophysik哥廷根,牛津大学的Max-Planck-Institut毛皮Astrophysik (MPA)和东京大学。HETDEX由德克萨斯大学奥斯汀分校麦当劳天文台天文系,与参与Ludwig-Maximilians-Universitat慕尼黑,Max-Planck-Institut的皮毛Extraterrestriche-Physik (MPE)的Leibniz-Institut毛皮Astrophysik波茨坦(AIP),德州农工大学,宾夕法尼亚州立大学,研究所毛皮Astrophysik哥廷根,牛津大学的Max-Planck-Institut毛皮Astrophysik (MPA),东京大学,密苏里科技大学。

引用

Anand, g S。李,j . C。,V一个n Dyk, S. D., Leroy, A. K., Rosolowsky, E., Schinnerer, E., et al. (2021). Distances to PHANGS Galaxies: New Tip of the Red Giant Branch Measurements and Adopted Distances.我通知皇家阿斯特朗。Soc。501年,3621 - 3639。doi: 10.1093 / mnras / staa3668