La función de luminosidad de la nebulosa planetaria ( PNLF ) es un indicador de distancia secundario [1] utilizado en astronomía . Hace uso de la línea prohibida [O III] λ5007 que se encuentra en todas las nebulosas planetarias (PNe) que son miembros de las antiguas poblaciones estelares ( Población II ). [1] Puede usarse para determinar distancias a galaxias espirales y elípticas a pesar de sus poblaciones estelares completamente diferentes y es parte de la Escala de Distancia Extragaláctica . [2]
La estimación de la distancia a una galaxia utilizando el PNLF requiere el descubrimiento de dicho objeto en la galaxia objetivo que sea visible en λ5007 pero no cuando se considera todo el espectro. Estos puntos son candidatos PNe, sin embargo, hay otros tres tipos de objetos que también exhibirían dicha línea de emisión que deben filtrarse: regiones HII , remanentes de supernova y galaxias Lyα . Una vez determinados los PNe, para estimar una distancia se debe medir su luminosidad monocromática [O III] λ5007. Lo que queda es una muestra estadística de PNe. Luego, la función de luminosidad observada se ajusta a alguna ley estándar. [3]
Finalmente, hay que estimar la extinción interestelar en primer plano . Las dos fuentes de extinción provienen del interior de la Vía Láctea y de la extinción interna de la galaxia objetivo. El primero es bien conocido y puede obtenerse de fuentes como mapas de enrojecimiento calculados a partir de mediciones de H I y recuentos de galaxias o de experimentos con satélites IRAS y DIRBE . El último tipo de extinción ocurre sólo en galaxias objetivo que son de tipo espiral tardío o irregulares . Sin embargo, esta extinción es difícil de medir. En la Vía Láctea, la altura de escala del PNe es mucho mayor que la del polvo. Los datos de observación y los modelos respaldan que esto también es válido para otras galaxias: que el borde brillante del PNLF se debe principalmente al PNe delante de la capa de polvo. Los datos y modelos respaldan una extinción interna de magnitud aparente inferior a 0,05 del PNe de una galaxia. [3]
El método PNLF no está sesgado por la metalicidad . Esto se debe a que el oxígeno es un refrigerante nebular primario; cualquier caída en su concentración eleva la temperatura de los electrones del plasma y aumenta la cantidad de excitaciones de colisión por ion. Esto compensa tener un número menor de iones emisores en el PNe, lo que produce pocos cambios en las emisiones de λ5007. En consecuencia, una reducción en la densidad de oxígeno solo reduce la intensidad de la línea de emisión emergente [O III] λ5007 en aproximadamente la raíz cuadrada de la diferencia en abundancia. Al mismo tiempo, el núcleo del PNe responde a la metalicidad de manera opuesta. En el caso de que la metalicidad de la estrella progenitora sea menor, la estrella central del PNe será un poco más masiva y su flujo de iluminación ultravioleta será un poco mayor. Esta energía adicional explica casi con precisión la disminución de las emisiones del PNe. En consecuencia, la luminosidad total [O III] λ5007 producida por un PNe prácticamente no está correlacionada con la metalicidad. Esta beneficiosa negación está de acuerdo con modelos más precisos de evolución de PNe. Sólo en PNe extremadamente pobres en metales el brillo del límite de PNLF se atenúa en más de un pequeño porcentaje. [3]
La relativa independencia del límite del PNLF con respecto a la edad de la población es más difícil de entender. El flujo [O III] λ5007 de una PNe se correlaciona directamente con el brillo de su estrella central. Además, el brillo de su estrella central se correlaciona directamente con su masa y la masa de la estrella central varía directamente en relación con la masa de su progenitora. Sin embargo, mediante observación, se demuestra que no se produce una reducción del brillo. [3]