The O II Recombination Line Abundance Problem in Planetary Nebulae

Abstract

We present new observations of O II recombination lines in ten bright planetary nebulae, along with spatially-resolved measurements of O II and [O III] in the Ring nebula NGC 6720, to study the discrepancy between abundances derived from O II recombination lines and those derived from collisionally-excited [O III]. We see a large range in the difference between O II- and [O III] derived abundances, from no difference up to a factor six difference. The size of this discrepancy is anti-correlated with nebular surface brightness; compact, high-surface-brightness nebulae have the smallest discrepancies. O II levels that are populated mainly by dielectronic recombination give larger abundances than other levels. Finally, our long-slit observation of the Ring nebula shows that the O II emission peaks interior to the bright shell where [O III] and H β are strongest. Based on the observed correlations, we propose that the strong recombination line emission in planetary nebulae is a result of enhanced dielectronic recombination in hot gas in the nebular interior, perhaps driven by a hot stellar wind.

Resumen

Presentamos observaciones de líneas de recombinación de O II en diez nebu- losas planetarias brillantes, y mediciones de O II y [O III] con resolución espacial en NGC 6720. Esto es con el fin de estudiar la discrepancia entre las abundancias calculadas con líneas de recombinación de O II y aquellas derivadas de líneas de excitación colisional de [O III]. Observamos una gran variación en la discrepan- cia, desde tener resultados consistentes hasta una diferencia de un factor de seis. La magnitud de esta discrepancia esta anti-correlacionada con el brillo superficial de la nebulosa (aquellas que son compactas y más brillantes tienen las menores variaciones). Los niveles de O II poblados a través de recombinación di-electrónica dan abundancias mayores que otros niveles. Nuestra observación en rendija larga muestra que la emisión en O II tiene su máximo al interior de la cáscara brillante donde [O III] y Hβ son más brillantes. Con base en las correlaciones observadas, proponemos que la intensa emisión en líneas de recombinación en nebulosas plan- etarias proviene de recombinación di-electrónica aumentada en el interior de la nebulosa, la cual posiblemente esté impulsada por un viento estelar caliente.