Extragalaktische Planetarische Nebel als diagnostische Sonden der chemischen Entwicklung von Galaxien
Zusammenfassung der Projektergebnisse
In einer konzertierten Aktion wurde unser Verständniss der Bildung und Entwicklung von Planetarischen Nebeln in Sternpopulationen mit unterschiedlichen Metallgehalten entwickelt und vorangetrieben. Dabei wurden sowohl hydrodynamische Simulationen mit unterschiedlichen Anfangs- und Randbedingungen durchgeführt als auch dedizierte Beobachtungsprogramme geplant, beantragt und durchgeführt. Die Beobachtungen dienten dabei dazu, die Ergebnisse der Simulationen auf ihre Richtigkeit hin zu kontrollieren und ihre Bedeutung für die Interpretation von Beobachtungsmaterial zu untersuchen. Die wesentlichsten neuen Erkenntnisse lassen sich wie folgt zusammenfassen: • Die dynamischen Eigenschaften Planetarischer Nebel werden entscheidend durch den Metallgehalt bestimmt, denn die Stärke des Stemwindes und die Höhe der Nebeltemperatur hängen davon ab. Metallreiche Objekte, wie man sie in der Scheibe der Milchstraße findet, besitzen eine deutliche Zweischalen-Stmktur, die einen vom Stemwind ausgeformten deutlichen "Hohlraum" einhüllen. Die innere, helle Schale ist dabei das Resultat des Stemwindes, der die dem Stem zugewandten Nebelregionen komprimiert. In metallarmen Stempopulationen, wie z.B. dem Halo der Milchstraße, ist der Sternwind schwach, und der Nebel besteht nur noch aus einer relativ schnell expandierenden Schale ohne auffälligem Hohlraum. • Nebel in entfemten Stempopulationen sind räumlich nicht aufgelöst, und als Beobachtungsgroßen stehen nur globale Linienstärken und -profile zur Verfügung. Ein Anwachsen der Nebelexpansionsrate mit der Zeit kann zwar aus der Halbwertsbreite bestimmt werden, eine Abhängigkeit vom Metallgehalt kann allerdings nicht gefunden werden, da durch die Integration über das gesamte Nebelvolumen gerade die Informafion über die schnell expandierende äußere Nebelregion nahezu verloren geht. In Übereinstimmung mit unseren Simulationen haben Planetarische Nebel in ihrer hellsten Phase (5007 Ä-Linie von O^2+) immer "Halbwertsbreitengeschwindigkeiten" von ca. 18 km s-1 praktisch unabhängig von ihrem Metallgehalt. • Die dynamischen Nebelmodelle zeigen, dass mit abnehmendem Metallgehalt die Expansionskühlung an Bedeutung gewinnt und berücksichfigt werden muss. Die Linienanalyse mittels normaler Photoionisationsmodelle, bei denen Expansionskühlung nicht berücksichtigt ist, kann in diesen Fällen natürlich keine befriedigenden Resultate liefem. Die Überlegenheit unser dynamischen Modelle wurde am Beispiel des extremen Halonebels PN G135.9+55.9 demonstriert, in dem gezeigt werden konnte, dass nun eine konsistente Beschreibung der Linienemission vom UV bis in den optischen Bereich möglich ist. Nach unseren Modellen ist dieses Objekt der sauerstoffarmste aller bekannten Nebel. • Die für die Plasmadiagnostik extrem wichtigen lonisationskorrekturfaktoren wurden auf eine neue Gmndlage gestellt, denn unsere dynamischen Modell Sequenzen decken einen erheblich größeren Parameterbereich ab als die bisher benutzten Photoionisationsmodelle. Durch unsere Simulationen können jetzt bessere Empfehlungen für den Gültigkeitsbereich der bisher benutzten lonisafionskorrekturfaktoren gegeben werden. • Die gute Übereinstimmung observabler Größen zwischen unseren dynamischen Modellen und den Beobachtungen in Stemsystemen unterschiedlicher Metallizität erlaubt den Schluss, dass erstens sphärische Modelle die mittleren Eigenschaften eines Objektensembles richtig wiedergeben, und dass zweitens die Bildung und Entwicklung Planetarischer Nebel im wesentlichen durch nur einen physikalischen Prozess besfimmt ist, nämlich durch Photoionisation und die dadurch bedingte Auftieizung des Nebelgases nebst Bildung einer expandierenden Stossfront. Der Zentralsternwind spielt nicht die entscheidende Rolle, die ihm im allgemeinen zugeschrieben wird. Außerdem scheinen die Massenverluste am Ende der AGB-Entwicklung sehr einheitlich zu sein: ~ 10^-4 Mo a^-1. Abschließend können wir feststellen, dass die im Rahmen dieses Projektes durchgeführten Forschungen vollkommen neue Erkenntnisse über die Bildung und Entwicklung von Planetarischen Nebeln in Stempopulationen mit unterschiedlichen Metallizitäten geliefert haben, was auch durch die Zahl der durchweg umfangreichen Publikafionen belegt wird. Einige Themenkomplexe sind noch nicht erschöpfend abgearbeitet oder werfen neue, spannende Fragestellungen auf. Insgesamt ist der Themenbereich „extragalaktische Planetarische Nebel" eingebettet in ein wachsendes Interesse an der Untersuchung räumlich aufgelöster stellarer Populationen in benachbarten Galaxien und damit ein sehr aktueller Gegenstand weiterführender Projekte, so z.B. der „Science Case" für die Nutzung garantierter Beobachtungszeit mit MUSE am VLT, die geplante Untersuchimg von Planetarischen Nebeln in den Magellanschen Wolken mit "FIREBALL" (Roth 2009, "Determining AGB mass-loss histories from planetary nebulae: hexabundle MOS of Magellanic Cloud PNe"; Bland, Hawthom 2009,,Fireball: 3D spectroscopic survey of 10 000 galaxies at z = 0.1- 0.2 using hexabundles on FLAMES"; siehe http://www.eso.org/sci/meetings/ssw2009/program.html), sowie langfristig die Vorbereitung von Arbeiten mit dem geplanten E-ELT.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
- 2005, Integral Field Spectroscopy of Faint Halos of Planetary Nebulae, ApJ 628, L139
Monreal-Ibero, A., Roth, M.M., Schönberner, D., Steffen, M., Böhm, P.
- 2006, 3D Spectroscopy, a Powerful New Tool for PN Research, in Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond, eds. M.J. Barlow & R.H. Mendez, lAU Symp. 234, p. 17
Roth, M.M.
- 2006, Experiences with the PMAS-IFUs, New Astronomy Review, 50,355
Kelz, A., Roth, M.M.
- 2006, New Observations oft he Halo Radial Temperature Structure in NGC 7662, in Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond, eds. M.J. Barlow & R.H. Mendez, lAU Sym.234, p. 501
Sandin, C., Schönberner, D., Roth, M.M., Steffen, M., Monreal-Ibero, A., Böhm, P., Tripphahn, U.
- 2006, Nod and Shuffle 3D Spectroscopy, Scientific Detectors for Astronomy 2005, 99
Roth. M.M., Cardiel, N., Cenarro, J, Schönberner, D., Steffen, M.
- 2006, Performance oft he PMAS 3D Spectrophotometer, SPIB 6269, 15
Roth,M.M., Kelz, A.
- 2006, PSF-Fitting Techniques for Crowded Field 3D Spectroscopy, New Astronomy Review, 49, 573
Roth, M.M.
- 2006, Working with V I M O S - I F U Data: Searching and Characterizing the Faint Haloes of Planetary Nebulae, New Astronomy Review, 50, 426
Monreal-lbero, A., Roth, M.M., Schönberner, D., Steffen, M., Böhm, P.
- 2007, 3D Spectroscopy of Emission nebulae. Science Perspectives for 3D Spectroscopy, p. 291
Roth, M.M.
- 2007, 3D-Spectroscopy of Extragalactic Planetary Nebulae as Diagnostic Probes for Galaxy Evolution, in Science Perspectives for 3D Spectroscopy, eds. M. Kissler-Patig, J.R. Walsh, & M.M. Roth, ESO Astrophysics Symposia, p. 339
Kelz, A., Monreal-Ibero, A., Roth, M.M, Sandin, C , Schönberner, D., Steffen, M.
- 2007, The Evolution of Planetary Nebulae IV.: On the Physics ofthe Luminosity Function, A&A 473, 467
Schönberner, D., Jacob, R., Steffen, M., Sandin, C.
- 2008, Integral-Field Spectroscopy with VIMOS, The 2007 ESO Instrument Calibration Workshop, ESO, Astrophysics Symposia, Springer
Roth, M.M., Monreal-Ibero, A., Christensen, L., Becker, T., Gerssen, J., Weilbacher, P.
- 2008, Spatially Resolved Spectroscopic Studies of Planetary Nebulae and Their Halos, in Asymmetrical Planetary Nebulae IV., eds. R.L.M. Corradi, A. Manchado, & N. Soker
Sandin, C , Schönberner, D.,Roth, M.M., Steffen, M., Böhm, R, Monreal-Ibero, A.
- 2008, Spatially Resolved Spectroscopy of Planetary Nebulae and Their Halos I.: Five Galactic Disk Objects, A&A 486, 545
Sandin, C , Schönberner, D., Roth, M.M., Steffen, M., Böhm, R, Monreal-lbero, A.
- 2008, Toward Better Simulations of Planetary Nebulae Luminosity Functions, ApJ 681, 325
Mendez, R.H., Teodorescu, A.M., Schönberner, D. Jacob, R. Steffen, M.
- 2010, The Evolution of Planetary Nebulae VI.: On the Chemical Composition ofthe Metal-Poor Planetary Nebula PNG135.9+55.9, A&A, 512, A18
Sandin, C , Jacob, R., Schönberner, D., Steffen, M., Roth, M.M.
