The Origin of Jovian Planets in Protostellar Disks: The Role of Dead Zones
木星行星的最终质量是当它们施加在周围原恒星盘上的潮汐力矩足以在盘的粘性面前打开缺口，从而关闭任何进一步的吸积时达到的。在充分电离的磁盘中，磁盘粘性的主要形式来自驱动磁流体磁盘湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。在电离率足够低的区域--所谓的死区--湍流被阻尼，我们证明了低质量行星将形成。我们考虑了三种电离源（X射线、宇宙射线和放射性元素），并使用Chiang等人（2001）开发的辐射流体静力平衡圆盘模型确定了总电离率的死区大小。我们研究了表面质量密度（Sigma_{0} =10^3 - 10^5 g cm^{-2}）和X射线能量（kT_{x} =1 - 10 keV）的范围。我们还比较了X射线和宇宙射线对这种盘的电离率，发现后者在电离原恒星盘中占主导地位，除非X射线能量很高（5 - 10 keV）。我们的主要结论之一是，在典型的条件下，死区包括一个延伸到几个AU的区域-在我们的太阳系中发现类地行星的区域。我们的研究结果表明，太阳系外行星系统中低质量和高质量行星的划分是其出生原行星盘中存在死区的结果。我们还发现，死区的程度主要取决于磁盘的表面质量密度。我们的研究结果提供了进一步的支持的想法，在太阳系外的类木行星必须有大量向内迁移从他们的原点。
2003-08-03 astro-ph
Low-ionization structures in planetary nebulae: confronting models with observations
目前已知大约有50个PNe具有“小尺度”低电离结构（LIS）。我们认为在这里的喷气式飞机，喷气式，对称和非对称的LISs和现有的模型预测与观测形态和运动学特性的详细比较。我们发现，星云与LISs出现模糊的传播之间的所有形态类的PNE，这表明导致形成LISs的过程不一定与那些负责的非球面的大规模形态组件的PNE。我们发现，所观察到的速度和位置的最不对称的LISs可以合理地很好地再现假设无论是化石凝结起源于AGB风或原位不稳定性。到目前为止提出的喷流模型（HD和MHD相互作用风或吸积盘准直风）似乎无法同时考虑运动学年龄和喷流与星云对称轴之间的角度。与纯HD相互作用风模型相比，在几个射流中观察到的速度线性增加有利于MHD约束。另一方面，我们发现，形成的射流状系统的特点是相对较低的膨胀速度不能解释任何现有的模型。最后，出现在对称和相反的低速对中的结可以理解为在AGB阶段形成的化石（对称）冷凝的幸存者，或者是经历了环境介质的大幅减速的结构。
2000-10-14 astro-ph
Improved Neutron-Capture Element Abundances in Planetary Nebulae
行星状星云（PNe）的光谱学提供了研究在渐近巨星分支（AGB）恒星中无法检测到的中子（n）捕获元素的s-过程富集的手段。然而，准确测定这些元素的丰度是一个挑战。对未观测到的离子的校正可能很大且不确定，因为在许多PNe中，仅检测到给定n-捕获元素的一个离子。此外，控制这些物质的电离平衡的原子数据没有很好地确定，抑制了精确电离校正的推导。我们提出了解决这些挑战的方案的初步结果。利用~（20）PNe的深高分辨光谱技术，对Se、Br、Kr、Rb、Sr 2+等反式铁物种的发射谱线进行了探测。光谱区域提供了对这些元素的多个离子的访问，这降低了电离校正中的不确定性的幅度和重要性。此外，实验和理论的努力提供的光电离截面和复合速率系数的Se，Kr，和x2离子的测定。这些新的原子数据将使我们有可能对这些元素进行强有力的电离校正。总之，我们的观测和原子数据结果将使n-捕获元素丰度在电离星云中以前所未有的准确度被确定。
2008-12-11 astro-ph
On the nitrogen abundance of FLIERs: the outer knots of the planetary nebula NGC 7009
我们已经构建了一个行星状星云（PN）的三维光电离模型，其结构类似于NGC 7009，其外部对结（也称为FLIERs -快速，低电离发射区）。这项工作的动机是这样一个事实，即在许多行星状星云中，来自FLIER的强[N II] 6583 A线发射被归因于氮的显着局部过剩。我们探讨的可能性，即明显增强的氮丰度先前报道的FLIERS可能是由于电离效应。我们的模型确实能够再现NGC 7009明亮的内缘和它的外结对的主要光谱和成像特征，假设整个星云的元素丰度均匀，氮以及模型中包含的所有其他元素。由于我们的模型预测的（N+/N）/（O+/O）比值对于边缘为0.60，对于结为0.72，因此与电离校正因子方法（icf）的N+/N=O+/O假设明显不一致，经验方案将低估icf，在边缘和结两个分量中，但在结中更是如此。这种影响是部分负责的经验得出的明显的不均匀的N丰度。星云中这两个组成部分的上述比率的差异可能是由于一些效应，包括电荷交换-正如其他作者先前指出的那样-以及相关物质电离势的差异-这使得该比率对局部辐射场的形状非常敏感。由于后者，如果要像NGC 7009那样从空间分辨观测中提取有用的信息，则真实的密度分布对非球形物体的建模至关重要。
2005-11-03 astro-ph
The 3--D ionization structure of NGC 6818: a Planetary Nebula threatened by recombination
NGC 6818的长缝NTT+EMMI阶梯光栅衍射图根据Sabbadin等人（2000 a，b）介绍的3-D方法，在9个等距位置角处对小宝石进行了简化，使我们能够推导出：膨胀定律，诊断和离子径向分布，距离和中心恒星参数，星云光电离模型，He II的三维重建，[O III]和[N II]，投影和一系列电影。小宝石的结果是一个年轻的（3500年），光学薄（在某些方向上准薄）双层壳（Mion~0.13 Msun），距离1.7千秒差距，几乎在赤道上看到：一个脆弱而不完整的球形外壳（r~0.090 pc）围绕着一个致密而不均匀的三轴椭球体（a/2~0.077 pc，a/b~1.25，b/c~1.15），其特征是沿长轴有一个孔，并有一对赤道厚须。NGC 6818正处于重组阶段的开始，伴随着0.625 Msun中心恒星的光度下降，它最近耗尽了氢壳核燃烧，并迅速向白矮星区域移动（log T*~5.22 K; log（L*/Lsun）~3.1）。星云注定会变得越来越厚，最外层的中性尘埃气体比例越来越大。只有经过几百年的时间，由于膨胀而导致的等离子体稀薄才会战胜越来越慢的恒星衰退，导致电离前沿逐渐重新增长。NGC 6818（mV~17.06）是一颗目视双星：在PA= 190度的0.09角秒处出现一颗微弱的红色伴星（mV~17.73），对应的距离>=150 AU，轨道周期>=1500年
2002-11-21 astro-ph
The Iron abundance in Galactic Planetary Nebulae
我们限制铁丰度的样品中的33个低电离银河系行星状星云（PNE）使用[Fe III]线和校正的贡献较高的电离状态与电离校正因子（ICF），考虑到原子数据的不确定性。我们在所有天体中发现了非常低的铁丰度，这表明它们90%以上的铁原子凝聚在尘埃颗粒上。这个数字是基于太阳铁的丰度，意味着尘埃与气体质量比的下限，仅由于铁，我们的样品的M_dust/M_gas>1.3x10^{-3}。不同PNe的损耗因子约为两个数量级，可能反映了其尘埃颗粒形成、生长或破坏的差异。然而，我们没有发现任何系统的差异计算的气态铁丰度为富C和富O PNE，这表明在这两种环境中类似的铁消耗效率。我们的样品PNe的铁丰度是类似的，得出以下相同的程序为一组10个银河系H II区域。这些高损耗因素表明，在分子云和AGB星中，难熔元素对尘埃颗粒的损耗效率很高，而在星际和星周电离气体中，尘埃的破坏效率很低。
2009-03-31 astro-ph
The compact planetary nebula B[e] star Hen 2-90
我们提出了一个研究的光谱的迷人的B[e]星亨2-90的基础上采取的新的高分辨率观测与FEROS在ESO 1.52米望远镜在拉西拉（智利）。最近HST拍摄的母鸡2-90（Sahai等人，2002）的图像显示了一个双极的高度电离区域，一个中性盘状结构，几乎完美地从边缘观察到，以及一个中等电离的中间区域。我们观测到的狭缝覆盖了与HST图像相同的Hen 2-90最内部区域，这使我们能够将观测结果结合起来。我们的光谱包含了大量的允许和禁止发射线的原子在不同阶段的电离。此外，线翼传递发射区域的速度信息。我们发现不同的电离状态的元素和来自线轮廓的速度之间的相关性：高度电离的原子具有最高的流出速度，而中性线具有最低的。结合速度信息和Hen 2-90的HST图像，非球形星风模型似乎是解释星周物质电离和空间分布的一个很好的选择。我们的禁发射线的建模结果在强有力的证据表明，母鸡2-90是一个紧凑的行星状星云，经历了高，非球形质量损失的超级风阶段，最有可能是由一个中心恒星，旋转约80%的临界速度。我们发现，在这个超级风阶段的总质量损失率为3 × 10^（-5）M_sun/yr。
2005-11-30 astro-ph
X-rays, pre-main sequence stars and planet formation
通过X射线辐射研究主序前恒星的磁活动已进入成熟阶段。我们在此回顾两个最近的事态发展。首先，我们提出了一些早期的发现，从钱德拉猎户座超深项目（COUP）有关的PMS恒星的年龄-活动-旋转关系。COUP是猎户座星云团在13天内几乎连续的曝光，并给出了PMS人口的X射线发射的最全面的看法。我们发现，主导主序星活动行为的活动旋转连接是不存在的PMS恒星，虽然活动年龄的关系是存在的，以及恒星质量和体积的链接。其次，我们讨论了PMS X射线对冷原行星盘的影响的研究。PMS恒星耀斑产生的高能光子和粒子的电离、加热和散裂效应可能对盘的动力学、加热和化学有重要影响。X射线电离可能会在盘中引起MHD湍流，这反过来可能会调节盘的演化和行星形成过程，如类木行星迁移。
2005-01-12 astro-ph
Assembling the Building Blocks of Giant Planets around Intermediate Mass Stars
我们研究了一个物理过程，导致气体巨行星围绕中等质量恒星的有效形成。在气体原行星盘周围的快速吸积的中等质量的恒星，我们表明，中平面温度（加热主要由湍流耗散）可以达到> 1000 K到1 AU。这种热气体的热电离将磁盘耦合到磁场，使磁旋转不稳定性（MRI）产生湍流并传输角动量。离中心恒星越远，电离率越低，圆盘与磁场的耦合度就越低，角动量传输的效率也就越低。随着磁盘向准稳态演变，表面密度和中平面压力的局部最大值都在MRI死区的内边缘形成，从而捕获向内迁移的固体。小颗粒聚集并凝结成星子，这些星子迅速生长，直到它们达到孤立的质量。与太阳型恒星周围的情况相反，我们表明，在这个临界半径的更大质量的恒星周围的核心的隔离质量是足够大的，以促进吸积的显着数量的气体盘耗尽之前。通过这一过程，我们预计在中等质量恒星周围会产生大约1 AU的气体巨星。
2008-06-09 astro-ph
K 4-47: a planetary nebula excited by photons and shocks
K4 -47是一个不寻常的行星状星云，由一个紧凑的高电离核心和一对低电离结组成。本文分析了球结和核心的长缝中分辨光谱。假设从中央恒星的光电离，我们推导出的物理参数的所有星云组件，和（icf）的核心，这似乎类似于I型PNE的He和N/O，但显着缺乏氧气的化学丰度。该星云已被进一步模拟使用光电离（云）和冲击（映射）代码。从核心的光电离模型，我们发现，无论是强极光[O III] 4363 A和[N II] 5755 A的发射线观察和核心的光学尺寸不能占，如果采用的是高斯密度。我们认为，一个强大的密度分层，匹配的高密度核心检测到的无线电波长和低得多的密度的光学核心，可能会解决这个问题。另一方面，从结的弓形激波模型中，我们发现结的化学成分也由I型PN丰度表示，并且它们将以250 - 300 km/s的速度移动。
2004-08-06 astro-ph
Metal Absorption Profiles from the Central Star of the Planetary Nebula M27 (NGC 6853, PN G060.8-03.6, the Dumbbell) -- Photospheric and Nebular Line Identifications
行星状星云（CSPN）M27的热中心恒星的高分辨率光谱，用远紫外光谱探测器（\FUSE）获得，揭示了一组异常丰富的窄分子氢吸收特征。这个天体的独特之处还在于，星云吸收特征的速度与中间星际介质的速度完全分离。这些特征与原子特征相混合，在许多情况下使原子特征模糊不清。我们已经建立了一个连续介质模型的CSPN包括原子和分子的氢吸收。使用这个模型，我们已经确定和制表的金属线所产生的光球，星云和/或非星云的速度系统。我们发现星云外流和电离平衡是分层的高电离态有利于在低速和低电离态有利于在高速。发现中性粒子和分子的速度标志着这两种状态之间的转变。这些观测结果对PN演变的相互作用风模式是一个挑战。给出了\ion{C}{1} \ion{-}{4}、\ion{N}{1} \ion{-}{3}、\ion{O}{1}、\ion{O}{6}、\ion{Si}{2} \ion{-}{4}、\ion{P}{2} \ion{-}{5}、\ion{S}{2} \ion{-}{4}、\ion{Ar}{1} \ion{-}{2}和\ion{Fe}{2} \ion{-}{3}在\FUSE和STIS带通内的高分辨率谱线分布图。恒星的数字光谱和模型可以在H $_2$ ools网站上免费获得。它们将有助于光球分析，以确定中心恒星的金属丰度，并用于基于吸收线的星云外流的原子和分子丰度测定。
2007-01-15 astro-ph
Iron Abundance in Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
我们报告正在进行的高分辨率紫外光谱分析的热富氢中心恒星的行星状星云（CSPN），获得了哈勃太空望远镜和FUSE。由于许多CSPN的紫外光谱主要由Fe和Ni线，我们打算用它们作为温度指标，以检查CSPN的温标，我们已经从CNO电离平衡推导出较早。此外，观测到的重金属谱线强度显示，不同物体之间的差异很大，这表明丰度可能存在扩散。我们将通过非LTE模式大气的定量光谱分析来确定铁族元素的丰度。
2004-11-15 astro-ph
Infrared Observations of Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae
我们目前正在进行的调查银河系行星状星云（PNe）的红外发射线[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287微米的结果。氪和硒可能是在PN祖星的渐近巨星分支（AGB）阶段通过缓慢的中子捕获核合成（“s过程”）产生的，并在PN喷射之前通过对流疏浚带到表面。我们检测到的114个银河系PNE中的65个硒和氪的发射，并使用线通量来推导离子丰度。我们采用基于电离势符合的电离校正因子来计算总元素丰度，并讨论了设计用于测试这些校正的准确性的光电离模型。我们的目标的硒和氪的丰度范围从大约太阳能富集的一个因素为5，这表明不同程度的疏浚和S-过程的效率在祖星。在表现出Se和Kr发射的Pne中，我们发现这些元素的相对丰度通常与s过程核合成理论模型的预测一致。我们研究我们的结果之间的相关性S-过程的丰富和其他星云的属性，如CNO丰度，形态和中央恒星的特点。具有沃尔夫-拉叶中心恒星的PNE往往比其他星云表现出更高的Se和Kr丰度。双极星云，被认为是产生于最大质量的PN祖先，可能有较低的n-捕获丰度比椭圆形PNE。
2005-06-10 astro-ph
3-He in the Milky Way Interstellar Medium: Ionization Structure
氦-3同位素的宇宙丰度对天体物理学的许多领域都有重要的意义。我们利用8.665 GHz的3-He+超精细跃迁来测定银河系HII区和行星状星云中的3-He/H丰度。这是一个系列的文件中，我们讨论的问题，从现有的测量得出准确的3-He/H丰度比。在这里，我们描述了用于将3-He+/H+丰度y3+转换为3-He/H丰度y3的电离校正。原则上，星云的电离结构可以显着影响y3的个别来源。我们发现，在一般情况下，没有足够的信息，使详细的电离校正。在这里，我们做一个简单的更正，并评估其有效性。校正是基于无线电复合线测量的H+和4-He+，连同简单的核心晕源模型。我们使用这些模型来建立标准，使我们能够识别可以准确校正电离和那些不能。我们认为，这种影响不可能是非常大的，在我们的观测样本中的大多数来源。对于广泛的星云电离结构模型，我们发现电离校正因子从1到1.8不等。虽然很大的修正是可能的，但在密度和电离结构之间必须有一个阴谋，我们才能低估电离修正的相当大的量。
2007-06-13 astro-ph
IRS observations of the LMC planetary nebula SMP83
本文介绍了最近发射的斯皮策太空望远镜对大麦哲伦星云SMP 83的红外光谱的首次观测。高分辨R~600光谱显示出强的发射线，但没有明显的连续谱。红外线精细结构线，连同公布的光谱，推导出几个离子的电离气体的电子温度。发现电子温度与电离势之间存在相关性，导出了观测到的红外离子的离子丰度，并确定了氖和硫的总丰度。将这些丰度与HII区域的平均LMC丰度进行比较，以更好地了解这些元素的化学演化。还讨论了祖星的性质。
2004-06-07 astro-ph
The discovery of an extreme jet in Rosette that shedding light on the formation of free-floating brown dwarfs and giant planets
我们报告在玫瑰星云中发现了一个具有惊人形态的光学喷流。这可能是已知的吸积盘和喷流系统直接暴露于强电离场的最极端情况，强电离场对其盘的演化产生强烈影响。与典型的光流不同，这种射流系统被发现具有高激发性质，主要是由于与暴力环境的破坏性相互作用。因此，高度准直喷流的延伸和可能的退化反喷流的前集都显示弓激波结构。我们的研究结果提供了如何在巨大的分子云中的大质量恒星的初始防止进一步的低质量恒星形成的几代人的影响，并提供了一个进化的解决方案，如何孤立的亚恒星/行星质量的物体在大质量恒星形成的区域形成。
2005-04-01 astro-ph
Sulfur, Chlorine, & Argon Abundances in Planetary Nebulae. I: Observations and Abundances in a Northern Sample
本文是专门研究银河系盘中II型行星状星云（PNE）中硫、氯和氩丰度的系列文章中的第一篇。S/O、Cl/O和Ar/O的比值构成了对这些元素的微分核合成的重要检验，并成为大质量恒星产额预测的严格约束。我们提出了新的地基光谱从3600-9600埃的样品19 II型北PNE。该范围包括[S III] 9069，9532的强近红外线，这使我们能够广泛测试它们作为硫丰度指标的有效性。我们还介绍了一个新的，模型测试的硫电离校正因子。对于本样品，我们发现S/O=1.2E-2（+/- 0.71E-2）、Cl/O=3.3E-4（+/- 1.6E-4）和Ar/O=5.0E-3（+/- 1.9E-3）的平均值。
2001-09-11 astro-ph
