Planetary Nebulae as Tracers of the Intergalactic Stellar Background: a Population Synthesis Theoretical Approach
我们希望从理论的角度来评估行星状星云（PNe）的人口和给定的母恒星星族之间的关系。我们的研究结果依赖于原始的人口合成模型，用于估计预期的亮度特定的PN密度占不同的演化场景和恒星形成的历史，在近宇宙的星系中观察到的。对于一个完整的PN样本，我们发现，1 PN/1.5E06 L（太阳）的安全（IMF无关）的下限跟踪全球辐射热光度的母恒星星族。对室女星系团数据的一个试验性应用使我们能够将“松散”星系际恒星提供的星系团的全球B光度的下限设定在~7%。
2004-07-12 astro-ph
Molecules as Tracers of PN Structure
分子气体在行星状星云的结构中扮演着重要的角色：它是双极星云赤道环面的主要组成部分，它形成了球状体和相关微结构的核心，并且可能是多弧的起源。它也是形成早期阶段的一个关键组成部分，与流出或射流的相互作用提供了一个重要的成形机制。
2000-01-29 astro-ph
Nucleosynthesis Predictions for Intermediate-Mass AGB Stars: Comparison to Observations of Type I Planetary Nebulae
I型行星状星云（PNe）具有高的He/H和N/O比值，被认为是初始质量约为3- 8 Msun的恒星的后代。这些特征表明，祖星经历了质子捕获核合成的基础上的对流信封，除了慢中子捕获过程中运行的He壳（S-过程）。我们比较预测的元素丰度Sr从模型的中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的测量丰度在I型PNE。特别是，我们比较轻trans-iron元素Se和Kr的预测和观测，以约束对流混合和这些恒星的s-过程。部分混合区包括在选定的模型中，以探索13 C口袋上的S-过程产量的效果。太阳-金属丰度模型产生的[（Se，Kr）/Fe]富集度< 0.6，与银河系I型PNe一致，其中观察到的增强通常< 0.3 dex，而较低的金属丰度模型预测C，N，Se和Kr的富集度更大。O的破坏发生在最大质量的模型中，但它不足以解释在某些I型PNe中观察到的> 0.3 dex O的消耗。这是不可能的，以达到坚定的结论，在大规模的AGB星从Se和Kr丰度在I型PNe的中子源操作;丰度为更多的S-过程元素可能有助于区分两个中子源。我们预测，只有最大质量的模型将演变成I型PNE，表明额外的混合过程是活跃的低质量的恒星（3- 4 Msun），如果这些恒星演变成I型PNE。
2008-09-08 astro-ph
Multi-dimensional nucleosynthesis calculations of Type II SNe
通过将示踪粒子方法与一维和二维欧拉流体动力学计算相结合，研究了核塌缩超新星的爆炸性核燃烧。采用最新的实验和理论核数据，我们计算的15 Msun恒星与太阳金属丰度的核合成产额，通过后处理的温度和密度的历史平流示踪粒子。我们比较我们的结果发表在文献中的一维计算。
2003-05-22 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
Wolf-Rayet nebulae as tracers of stellar ionizing fluxes: I. M1-67
我们使用WR 124（WN 8h）和它的关联星云M1-67，测试理论上的非LTE模型的沃尔夫-拉叶（WR）星。莱曼连续电离通量分布来自恒星分析WR 124，星云的性质通过光电离建模进行了比较。我们的研究表明，线覆盖在影响WR星的莱曼电离能分布中起着重要的作用，特别是与包含年轻恒星星族的HII区域的研究相关。我们证实了以前的结果，非线覆盖的WR能量分布不能解释观测到的星云M1-67的性质，这样的预测电离光谱太难。使用Hillier & Miller（1998）的方法对WR 124进行了线覆盖分析，其恒星性质与以前的结果一致，除了在恒星风中包含聚团将其风性能因子降低到仅约2。线覆盖模型的电离光谱比可比较的温度未覆盖的情况要软得多，使得可以忽略的通量以高于HeI 504边缘的能量发射。光电离建模，将所观察到的径向密度分布M1-67显示出良好的协议与所观察到的星云电子温度，电离平衡和线强度。根据de Koter等人（1997）的方法，计算了WR 124的另一种恒星模型，并根据Schmutz等人（1991）的方法，将其扩大到包括线覆盖。WR 124的恒星性质具有很好的一致性，但与M1-67星云性质的一致性比Hillier & Miller的差一些。
1999-08-18 astro-ph
Observational Tests Of Intermediate Mass Star Yields Using Planetary Nebulae
本文概述了一个旨在研究行星状星云样本丰度的项目，这些星云代表了广泛的祖星质量和金属丰度。我们收集的C，N和O的丰度确定为整个样本，并将它们与理论预测的行星状星云丰度从网格的中等质量恒星模型。我们发现非常好的协议之间的观测和理论，贷款强有力的支持，我们目前的理解与祖质量低于8太阳质量的恒星核合成。观测和理论之间的这种一致性也支持了已发表的C和N的恒星产额在研究这两种元素丰度演化中的有效性。
2001-01-04 astro-ph
Planetary Nebulae Surveys Beyond the Local Group
遥远行星状星云（PNe）被用来通过PN光度函数测量距离，作为确定椭圆星系质量分布的运动学示踪剂，最近，用于测量星系团中弥散恒星星族的运动学。本文回顾了光度和光谱测量技术，已被用来检测PNe超出本集团，在后发座星系团在100兆秒差距的距离。将讨论其他排放源的污染和克服它们的方法，以及一些科学亮点和未来的前景。
2007-03-20 astro-ph
Discovery of photospheric argon in very hot central stars of planetary nebulae and white dwarfs
本文报道了在热演化恒星和白矮星中首次发现氩的情况。我们已经在一些已知最热的行星状星云中心恒星（Teff=95000-110000 K）和各种光谱类型的（前）白矮星中发现了ArVII 1063.55 A线。我们确定氩丰度，并将其与恒星演化理论以及扩散计算的理论预测进行比较。我们用远紫外光谱探测器分析高分辨率光谱。我们使用非LTE线覆盖模型大气，并进行线形成计算来计算合成氩线轮廓。我们在富含氢的中心恒星NGC 1360和缺乏氢的PG 1159恒星PG 1424 +535中发现了太阳氩丰度。这证实了恒星演化模型预测氩丰度几乎不受核合成的影响。对于DAO型中心恒星NGC 7293和热DA白矮星PG 0948 +534和REJ 1738 +669，我们发现氩丰度比假设辐射悬浮和引力沉降平衡的计算结果小三个数量级。对于热DO白矮星PG 1034 +001，理论上的超预言值为1 dex。我们的研究结果证实了从恒星核合成计算的氩丰度在AGB星的预测。然而，在热白矮星中发现的氩丰度是另一个极端的例子，说明目前的微量元素平衡态理论无法定量解释观测结果。
2007-02-14 astro-ph
Abundance Patterns in Planetary Nebulae
我们以前确定的氦，碳，氮，氧，氖的样本的行星状星云（PNe）代表了广泛的范围内的祖质量和金属丰度，我们现在比较它们与理论预测的PNe丰度从网格的中等质量的恒星模型。我们发现非常好的协议之间的观测和理论，贷款强有力的支持，我们目前的理解核合成的恒星低于8Mo的出生质量。特别是，C和N的丰度模式与大约3.5Mo以上的恒星发生热底燃烧是一致的，这是一个在AGB阶段将大部分12 C转化为14 N的过程。这一协议也支持的有效性，公布的恒星产额的C和N在研究这些元素的丰度演变。
1999-09-17 astro-ph
Measurements of the 12C/13C ratio in Planetary Nebulae and implications for stellar evolution
本文介绍了利用12 CO和13 CO的毫米波观测来确定两个行星状星云（PNe）样品中12 C/13 C比值的研究结果。第一组包括6个在3 He+超精细跃迁中观察到的PNe;另一组由23个具有丰富分子包层的星云组成。我们已经确定了14个对象的同位素比，结果表明，9和23之间的值的范围。特别是，三个PNe的比值远低于标准演化模型预测的值（约20），表明这些恒星中发生了一些额外的混合过程。我们简要地讨论了我们的结果的标准和非标准恒星核合成的影响。
1997-10-03 astro-ph
Stellar evolution and nucleosynthesis of Post-AGB Stars
我讨论最近的新模型后渐近巨星分支恒星演化。这些模型旨在阐明各种缺氢后AGB恒星的演化起源和地位，如沃尔夫-拉叶光谱型行星状星云的中心恒星，PG 1159恒星或樱井天体。从具有过冲的AGB模型开始，这样的恒星可以通过四个不同的通道之一进化。这些通道中的每一个都具有典型的丰度模式，这取决于离开AGB的相对时间和最后一次热脉冲的发生。我讨论了负责机制和观察对应方。
2001-03-01 astro-ph
Determining element abundances of [WC]-type Central Stars for probing stellar evolution and nucleosynthesis
[WC]型CSPN是行星状星云的贫氢中央恒星，显示出强烈的恒星风和富碳的化学物质。我们分析了新的高分辨率光谱[WC]型CSPN与波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）非LTE膨胀大气模型，使用升级的模型原子和原子数据。以前的分析是重复的基础上，目前的模型占铁线覆盖。我们特别专注于确定化学成分，包括一些微量元素，如氮，这对理解缺氢中央恒星的进化起源至关重要。
2007-12-20 astro-ph
Intracluster Planetary Nebulae as dynamical probes of the diffuse light in galaxy clusters
我将回顾在附近的宇宙和中等红移的漫射光的存在的最新结果，然后讨论的最新结果从流体动力学宇宙学模拟的团簇形成的预期性质的漫射光在集群。我将介绍如何利用星团内行星状星云（ICPNe）作为附近星团中弥散恒星星族的优秀示踪剂，以及它们的数密度剖面和径向速度分布如何为团簇形成模型提供观测检验。初步比较现有的ICPN样品与宇宙学模拟的预测支持晚落作为最有可能的机制，在集群中的漫射恒星光的起源。
2005-08-25 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
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae II. s-process Enrichments and Interpretation
我们提出了一个大规模的调查结果的中子（n）捕获元素在银河系行星状星云（PNe），进行研究富集从S-过程核合成在其祖星。从新的K波段观测超过100 PNe的补充数据从文献中，我们已经检测到的发射线[Kr III] 2.199和/或[Se IV] 2.287 $μ$ m的120个对象中的81。我们确定Se和Kr元素丰度，采用电离校正公式在本系列的第一篇论文中得出的。我们发现一个显着的范围内的硒和氪丰度，从近太阳（没有富集）增强>1.0 dex相对于太阳，我们解释为自我富集由于在原位的s-过程核合成。氪往往是更强烈的富集比硒，在18个对象表现出硒和氪发射，我们发现，[氪/硒] = 0.5 $\pm$ 0.2。我们的调查增加了与n-捕获元素丰度测定的PNe的数量的一个因素的10，使我们能够第一次寻找与其他星云属性的相关性。正如预期的那样，我们发现S-过程富集和C/O比之间呈正相关。I型和双极型PNe来自于中等质量的祖核（>3-4个太阳质量），它们几乎没有s-过程富集。最后，PNe与H-缺乏沃尔夫-拉叶中心恒星不表现出系统性较大的S-过程富集比对象与H-丰富的核。总的来说，我们的样品中44%的PNe显示出显著的s-过程富集（> 0.3dex）。使用经验PN光度函数来校正不完整性，我们估计，s-过程丰富的银河系PNe的真实分数至少是20%。
2007-06-07 astro-ph
Modelling the evolution and nucleosynthesis of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的碳增强贫金属（CEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们表明，氮和氟是有用的示踪剂的CEMP星的起源，并得出结论，观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。CEMP星的大部分可能需要更有效地从低金属丰度渐近巨星分支星中挖掘出来。
2008-08-20 astro-ph
Bright Planetary Nebulae and their Progenitors in Galaxies Without Star Formation
我们目前的化学丰度的行星状星云M32，NGC 185，和NGC 205的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用多目标摄谱仪。从这些和类似的数据汇编从其他本星系群的文献中，我们认为明亮的行星状星云的恒星的起源和演化的恒星形成很久以前停止星系的祖先。在明亮的行星状星云中，氖与氧的丰度之比要么与在形成恒星的矮星系的星际介质中测量到的丰度相同，要么最多变化几个百分点，这表明两者的丰度都没有因为恒星祖先的进化而发生显著的变化。有几个行星状星云似乎已经吸收了氧气，但这些都是例外，而不是规则。明亮的行星状星云的祖先通常将其原始氦丰度提高不到50%。相比之下，氮的增加可以达到100倍。然而，氮往往表现出很少或没有增强，这表明氮富集是一个随机的过程。氦、氧和氖的丰度表明，根据当前理论模型的核合成预测，这里考虑的所有星系中典型的明亮行星状星云都是初始质量约为1.5 Msun或更小的恒星的后代。然而，这些模型无法解释氮的富集或其分散。类似的结论也适用于正在形成恒星的星系中明亮的行星状星云。因此，尽管组成成分差异很大，但在典型明亮行星状星云的前身似乎经历了类似的物理过程这一点上，它们是统一的。（节录）
2008-05-23 astro-ph
Probing the kinematics of early-type galaxy halos using planetary nebulae
我们提出的第一个结果的晕运动学的早期类型的星系样本使用行星状星云（PNe）作为运动示踪剂的研究。PNe允许扩展到几个有效半径（Re）的吸收线运动学的信息（限于1或2 Re），合并模拟和星系形成模型提供有价值的信息和约束。我们发现，当考虑晕区时，单位质量的比角动量具有更复杂的径向依赖关系，晕速度色散与星系总光度、等照度线形状和单位光度PNe数有关
2008-11-14 astro-ph
An empirical calibration of sulphur abundance in ionised gaseous nebulae
我们已经推导出作为S23参数的函数的S/H丰度的经验校准，使用[SII]和SIII]的亮硫线定义。与广泛使用的O $_{23}$参数的情况相反，直到在盘HII区域中观察到的丰度值，校准仍然是单值的。校准是基于一个大样本的星云的电子温度的直接测定存在和硫的化学丰度可以直接导出。从[SIV] 10.52 $μ$发射线（ISO观测）得到的ICF显示出通过α = 2.5的Barker公式很好地再现。无论如何，样本中只有大约30%的对象需要大于1.2的ICF。建议的校准的使用打开了使用S/H作为金属丰度示踪剂进行丰度分析的可能性与红色到红外光谱数据。
2005-11-07 astro-ph
Temperature Scale and Iron Abundances of Very Hot Central Stars of Planetary Nebulae
通过光学H和He谱线剖面的模型大气分析来确定非常热的中心恒星（Teff> 70000 K）的有效温度存在相当大的不确定性，主要是由于缺乏中性氦谱线。只有通过紫外线才能得到的金属电离平衡，可以更精确地估计温度。指出了铁线的潜力。与此同时，铁和其他金属的丰度，几乎没有调查，直到今天，可以从紫外光谱。我们描述了最近的HST光谱为此目的进行。用FUSE在最热的缺氢中心星（PG 1159型，Teff> 100000 K）的FUV光谱中寻找铁谱线是不成功的。推导出的不足解释在铁耗尽由于n-捕获核合成的壳间物质，这是现在暴露在恒星表面作为一个后果，晚他壳闪光。
2002-02-01 astro-ph
Intracluster Planetary Nebulae
本文综述了近五年来星团内行星状星云的研究进展。在附近的室女座和天炉座星系团中又发现了数百个星团内行星状星云，对几个星系团进行了搜索，在遥远的后发座星系团中发现了星团内行星候选者。对团内行星的第一次理论研究也已经完成，研究它们作为团内光的示踪剂的效用作为整体，也作为单个物体。从迄今为止的结果来看，团内行星似乎在星系团中很常见（占星光总量的10-20%），但到目前为止，还没有在星系团中检测到，这一结果目前还没有得到很好的理解。有限的光谱跟踪室女座的团内行星表明，它们有一个复杂的速度结构，与团内光的数值模型一致。流体动力学模拟预测，它们的形态是显着改变了他们的集群内环境，但他们的发射线的属性似乎不受影响。
2006-06-07 astro-ph
Dynamics of the Galactic Bulge using Planetary Nebulae
在银河系中心有一个酒吧的证据引发了对银河系酒吧隆起的动力学建模的新热情。我们的目标是比较运动学的示踪剂，行星状星云，广泛分布在凸起的一系列模型的内部银河系的相应的运动学。这些模型中有三个是由恒星盘的不稳定性引起的N体棒系统（Sellwood，Fux和Kalnajs），一个是构造来表示COBE/DIRBE近红外光的3D分布的Schwarzschild系统，然后演化为N体系统几个动力学时间（Zhao）。为了将我们的数据与模型进行比较，我们使用了Saha（1998）开发的一种新技术。该过程找到每个模型的参数，即模型单位中的太阳银河系中心距离R_o，取向角φ，速度尺度（单位为km/s/模型单位），以及最适合数据的太阳切向速度。
2000-05-04 astro-ph
Kinematic evidence for different Planetary Nebulae Populations in the elliptical galaxy NGC 4697
我们分析了椭圆星系NGC 4697中320颗PNs的星等、运动学和位置。我们证明了：（i）NGC 4697中的PNs并不构成一个单一的星族，它是所有恒星分布的一个合理的示踪剂。径向速度分布，平均速度，和分散的明亮和暗淡的子样本不同的高统计置信度。(ii)使用组合数据的PN亮于26.2，我们已经确定了一个子群的PN是方位角纯和运动学上奇特的，因此既不能跟踪所有恒星的分布，也不能在动态平衡与星系的潜力。(iii)NGC 4697中两个运动子样本的行星状星云光度函数（PNLF）在99.7%的置信度下存在差异，排除了普适PNLF。我们估计，推断次级PN人口介绍了一个不确定性的明亮的截止星等为0.15等这个星系。--我们认为，这种次级PN分布可能与一个更年轻的，>~ 1 Gyr的老恒星星族有关，也许是在潮汐结构中形成的，现在已经回落到星系中，就像以前对这个星系中的X射线点源提出的那样，或者来自最近与红星系的合并/吸积。使用PN来测定河外距离并不一定会受到影响，但将它们用作暗晕的动力学示踪剂将需要对大型PN样本进行深入观测和仔细分析。
2005-10-17 astro-ph
3He in Planetary Nebulae: A Challenge to Stellar Evolution Models
在ISM中观测到的3 He丰度与恒星和星系化学演化预测的丰度之间的差异在很大程度上仍然无法解释。在本文中，我们试图阐明这个悬而未决的问题，提出了一个定量的比较，最近在六个行星状星云（PNE）的3 He丰度测量与相应的预测恒星演化理论。PNe祖星质量的测定使我们可以在很大程度上排除以下假设：在恒星演化的最后阶段，由于某种混合机制的作用，所有低质量恒星的包层中氦3丰度相对于标准理论值都大大降低。考虑到样品的局限性，丰度与质量的相关性实际上与恒星演化的经典预测完全一致。我们研究的影响，这一结果的星系演化的3 He的帮助下，一系列的模型与标准和非标准的核合成处方。只有当绝大多数低质量恒星遵循非标准处方时，结果才与观测到的银河系丰度一致。这意味着，要么是PNe星云的样本是高度偏颇的，要么是3 He问题的解决方案在其他地方。
1996-09-26 astro-ph
Post-AGB stars as testbeds of nucleosynthesis in AGB stars
我们构建了一个数据库的125后AGB对象（包括R CrB和极端氦星）与公布的光球参数（有效温度和重力）和化学成分。我们估计后AGB星的质量，通过比较它们在（log Teff，log g）平面上的位置与不同质量的理论演化轨道。我们构建各种图表，目的是寻找线索AGB核合成。这是第一次，大样本的后AGB恒星已被用于系统的方式为这样一个目的，我们认为，在几个方面，后AGB恒星应该是更强大的行星状星云测试AGB核合成。我们的主要发现是：绝大多数没有显示出从原生碳产生N的证据的天体具有较低的恒星质量（M* < 0.56 Msun）;没有证据表明没有经历第三次疏浚的天体与经历过第三次疏浚的天体具有不同的恒星质量分布;有明确的证据表明第三次疏浚在低金属丰度时更有效。由于ASTRO-F和后续观测，已知的后AGB恒星的样本在不久的将来可能会显著增加，使这些物体更有希望成为AGB核合成的试验台。
2006-01-23 astro-ph
Chemistry and clumpiness in planetary nebulae
研究了AGB星向行星状星云和行星状星云转变过程中慢风的化学组成。我们表明，有一个非常丰富的化学降解产物所产生的光处理，由逐渐硬化的辐射场的中心恒星。然而，如果风是平稳的，这些产品中的大多数是在PPN阶段光解离的。相比之下，如果风是块状的，可能是因为在AGB大气中的块状，那么许多这些降解产物生存到PN阶段。因此，化学可用于推断在AGB相中存在结块。我们确定潜在的分子示踪剂，我们注意到，在块状的情况下，大分子可能生存的运输从恒星大气到星际介质。我们比较了我们的模型结果与观测的三个对象在不同的演化阶段：CRL 618，NGC 7027和Havana星云（NGC 7293）。
2003-08-06 astro-ph
Intracluster Planetary Nebulae in the Virgo Cluster III: Luminosity of the Intracluster Light and Tests of the Spatial Distribution
星系团内行星状星云是研究星系和星系团演化的一种有用的示踪物。我们分析了在室女星系团0.89平方度内发现的318个团内行星状星云候选者的目录。我们提供了额外的证据，大深度的室女星系团的团内恒星星族，这意味着大部分的团内恒星来自晚型星系和矮星。我们还提供了证据表明，集群内的恒星聚集在天空上的弧分尺度，在协议的潮汐剥离方案的集群内的恒星生产。虽然存在显著的系统不确定性，但我们发现室女座星系团内星光的平均比例为15.8% +/- 3.0%（统计）+/- 5.0%（系统），如果星系团内恒星具有较大的空间视线深度，则可能会更高。我们发现，星团内的恒星密度变化不大的半径或投影密度的范围内调查。这些结果，连同其他的星团内恒星观测，意味着室女座的星团内恒星生产正在进行中，并且与星团已知的动力学青年相一致。
2004-07-20 astro-ph
Measurements of 12C/13C ratio in planetary nebulae: implications on stellar and Galactic chemical evolution
本文介绍了通过对12CO和13CO的毫米波观测来确定两个行星状星云（PNE）样品中12C/13C比值的研究结果。第一组包括6个PNe，它们是Balser等人（1997）在3He+超精细跃迁中观测到的;另一组包括22个具有丰富分子包层的星云。我们测定了14个天体的碳同位素比值，其中9个是新发现的。结果表明，12 C/13 C值的范围在9和23之间。我们估计我们的样品的PNE的祖细胞的质量，并将此信息与派生的12 C/13 C同位素比值来测试恒星核合成模型的预测。我们发现，大多数PNe的同位素比低于预期的值，从目前的标准渐近巨分支模型的质量范围内的利益。我们认为，PNe的祖先必须经历了一个非标准的混合过程中，他们的红巨星阶段和/或渐近巨星阶段，导致在一个显着增强的13 C丰度在表层。我们的研究证实了一个类似的行为推断，从光谱观测场人口II恒星和球状星团巨星，并将其扩展到恒星演化的最后阶段。最后，我们讨论了我们的结果的银河系化学演化模型的3He和12C/13C的影响。
1999-12-06 astro-ph
Uncovering Planetary Nebulae in Early Type Galaxies using the Rutgers Fabry-Perot
我们报告的四个早期型星系的观测与罗格斯大学的法布里-珀罗为了寻找这些系统中的行星状星云（PNE）。目的是使用PNE作为星系潜力的运动示踪剂。我们描述了我们的数据减少和分析程序，并表明，我们的检测统计的适当校准是至关重要的，在得到我们的极限幅度的$m_{5007} = 26.1$。在两个狮子座星系的情况下，我们发现中等大小的样本：NGC 3379中有54个PNe，NGC 3384中有50个PNe;为了完整起见，NGC 4636（2个PNe）和NGC 1549（6个PNe）也包括在内。我们以表格形式呈现我们的样品，以及每个PN的光谱。我们使用蒙特卡罗马尔可夫链方法为NGC 3379构建了简单的非参数球形质量模型，以探索可能的质量模型空间。我们发现一个显着恒定的质光比在五个半光半径与整体$B$带质光比$\sim 5$。对NGC 3384进行简单的质轻比估算得到了$Υ_B \sim 11$，但可能高估了。
2005-11-10 astro-ph
Observations of [S IV] 10.5 micron and [Ne II] 12.8 micron in Two Halo Planetary Nebulae: Implications for Chemical Self-Enrichment
我们在晕族行星状星云（PN）DdDm 1中探测到了[S IV] 10.5微米和[Ne II] 12.8微米的精细结构谱线，并在晕族行星状星云PN H 4-1中确定了它们的强度上限。我们还基于覆盖3800 A至1微米光谱范围的高色散光谱，对DdDm 1的S、Ne、O和H各种离子的光学线进行了新的测量。这些星云的O/H丰度相似，（O/H）= 1 e-4，但H 4-1的S/H和Ne/H比DdDm 1低半个数量级，因此H 4-1似乎属于更贫金属的星群。这支持了以前的建议，PNe所产生的贫金属的祖星可以有升高的氧丰度，由于内部核合成和对流疏浚。人们普遍认为，许多PNe中的高丰度碳是自富集的结果。由于氧气也会受到影响，因此使用星云O/H值来推断母恒星星族（例如，在外部星系中）的总体金属丰度可能是可疑的，特别是对于低金属丰度。
2002-10-16 astro-ph
Extragalactic Planetary Nebulae: Observational Challenges & Future Prospects
河外行星状星云的研究是一个迅速发展的领域。强大的新仪器的出现，如PN光谱仪，导致了新的EPN发现雪崩内和星系之间。我们现在在附近星系及其局部环境的异质选择中有数千个EPN探测，使上个世纪的星系探测努力相形见绌。推动EPN研究和发现快速增长的关键科学动机是使用PNLF作为标准蜡烛，作为其宿主星系和暗物质的动力学示踪剂，以及作为星系演化的探测器。这是再加上PN的基本效用作为实验室的星云物理学和随之而来的比较与理论的人口差异，丰度变化和恒星形成的历史内和恒星系统之间通知恒星和星系演化。在这里，我们提出了一些紧迫的问题，讨论了一些观测挑战，并概述了这个令人兴奋的，相对较新的研究领域的一些未来前景，因为我们努力去更暗，图像更精细，看得更远，调查速度比以往任何时候都快，波长范围更广
2004-12-08 astro-ph
Chemical evolution of the Magellanic Clouds based on planetary nebulae
行星状星云（PN）是研究银河系和本星系群的化学演化的重要工具，特别是麦哲伦星云。在这项工作中，我们提出了一些最近的结果，从PN在大麦哲伦云和小麦哲伦云的化学丰度的测定，并比较这些结果与数据从我们自己的银河系和其他星系的本星系群。由于我们持续的长期计划，我们有一个大型的数据库，其中包括约300个对象，从氦到氩的几种元素的可靠丰度已获得。这些数据可以用来推导不同金属丰度的星系中的祖星的核合成过程的约束。我们还研究了SMC中氧丰度的时间演化，通过推导PN祖星的性质，其中包括它们的质量和年龄。然后，我们得到了一个年龄-金属丰度关系，同时考虑到氧和[Fe/H]丰度。我们表明，这些结果有一个重要的后果，特别是通过建议在过去的2-3 Gyr的恒星形成爆发的SMC的恒星形成率。
2008-08-13 astro-ph
Galactic Abundance Patterns via Peimbert Types I & II Planetary Nebulae
行星状星云（PNe）的丰度模式长期以来一直被用来记录核加工的特征，并追踪整个星系中金属的分布。我们提出了丰度梯度和重元素比的基础上新获得的光谱样品>120银河PNE。这个新的数据集是从3600 - 9600 A的光谱中提取的，允许使用9069和9532 A的[S III]特征。由于PNe中的S有很大一部分位于S+2和更高的电离阶段，包括这些强功能应该改善从观测到的离子丰度到总元素丰度的外推。S被认为在PNe祖物质的范围内被排除增强和耗尽，使其成为典型氧的替代金属性示踪剂。如果能在PNe中可靠地确定S，那么它在中等质量恒星中的稳定性将使其成为探测PNe祖星诞生条件和演化的有价值的工具。这是我们II型PNE工作的延续，其动力是编制一组相对较大的线强度和丰度，并进行内部一致的观察，减少，测量和丰度测定，最大限度地减少来自编制各种数据集的系统影响。这项研究得到了AAS小型研究资助计划，富兰克林和马歇尔资助委员会以及NSF资助AST- 0307118的支持。
2006-05-02 astro-ph
Yields from single AGB stars
为了了解行星状星云的组成，我们首先需要研究在热脉冲渐近巨星分支（AGB）阶段发生在祖星的核合成。我提出了一个单一的AGB演化的概述，重点是混合过程，改变信封组成，然后讨论的恒星产量可从单一AGB恒星模型。
2007-08-29 astro-ph
Big-bang Nucleosynthesis Enters the Precision Era
大爆炸核合成的最后一个参数，重子密度，正在通过测量高红移氢云中的氘丰度来确定。当它被确定时，它将固定原始光元素丰度。D、^3 He和^7 Li将成为研究银河系和恒星化学演化的"示踪剂“，而大爆炸核合成将成为粒子物理学的一个更尖锐的探测器，例如，轻中微子种类的数量限制将大大收紧。两个关键的测试标准理论的一致性是在地平线上：一个独立的，高精度的测定重子密度从各向异性的宇宙背景辐射和精确测定原始$^4$ He丰度。
1997-06-07 astro-ph hep-ph
Germanium Production in Asymptotic Giant Branch stars: Implications for Observations of Planetary Nebulae
Sterling、Dinerstein和Bowers对行星状星云（PNE）的观测表明，中子捕获元素锗（Ge）的丰度从太阳到太阳的3 - 10倍。增强的Ge是慢中子俘获过程（s过程）在母星的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段的一个迹象。我们计算了一系列AGB模型的详细核合成，以估计Ge在AGB末端附近的表面富集。恒定质量的部分混合区包括在最深的范围内的每个疏浚情节，导致在富氦间壳的顶部~1/10的13 C口袋的形成。所有的模型显示表面增加的[Ge/Fe]小于约0.5，除了2.5Msun，Z=0.004的情况下，产生了6倍的Ge增强。在TP-AGB的尖端附近，可能会出现几个额外的TP，以解释最富Ge的PNe的组成。在AGB恒星演化的理论模型中，Ge的增强可能比我们在这里预测的要大。或者，一个可能的解决方案可以提供一个晚TP的发生在后AGB阶段。还需要考虑到与光谱丰度估计有关的困难。需要进一步研究，以更好地评估模型的不确定性如何影响预测，因此，如果一个晚TP应调用。
2007-01-16 astro-ph
AGB Stars: Summary and Warning
渐近巨枝（AGB）阶段非常短，但它的重要性是在它的核合成。在过去的20年里，恒星模型发生了一场革命，受到这种丰富的核合成以及部分新数据的启发。例如，来自前太阳颗粒的同位素数据（见本卷）迫使理论学家包括以前被忽视的物种，这些物种在能量上不重要（即它们在决定恒星结构方面没有作用），但可以用来限制模型。核合成现在作为温度和混合的示踪剂是重要的，而不仅仅是能量产生的副产品。但伴随着这些进步而来的是更多的量化需求。现在越来越重要的是要知道什么是众所周知的，什么是不太确定的。这就是本文的目的。
2002-01-20 astro-ph
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae
本文介绍了银河系行星状星云（PNe）中子（n）俘获元素Se和Kr大尺度观测的初步结果。这些元素可能是由s-过程核合成在PN祖核中产生的，并通过第三次疏浚（TDU）被带到恒星包层。我们在120个PNe中搜索了[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287 $μ$ m，在79个对象中检测到一条或两条线，检测率为66%。为了确定Se和Kr的丰度，我们将这些元素添加到光电离代码CLOUDY的原子数据库中，并构建了一个大型网格模型，以获得未观察到的电离阶段的校正。Se和Kr富集在73%的PNE中，它们已被检测到，并表现出广泛的丰度，从大约太阳能到富集10倍或更多。这些富集被解释为在祖星的s-过程和TDU的操作的证据。与理论预期一致，Kr比Se更强烈地增强，并且这两种元素的丰度与碳丰度相关。Kr和Se在I型PNe中有强烈的增强，这可能是$^{22}$ Ne中子源在中等质量AGB星中运行的证据.这些结果构成了第一个广泛的表征的S-过程富集在PNE作为一个人口，并揭示了低和中等质量的恒星的化学演变的影响，在银河系中的反式铁元素。
2006-05-02 astro-ph
The Kinematics and Dynamics of the Globular Clusters and the Planetary Nebulae of NGC 5128
本文对巨椭圆星系NGC 5128的晕进行了新的运动学和动力学研究。利用光谱学证实的340个球状星团和780个行星状星云的样品，测定了NGC 5128晕的自转振幅、自转轴、速度色散和总动力学质量。通过将球状星团样品分为158个富金属（[Fe/H] > -1.0）和178个贫金属（[Fe/H] < -1.0）的球状星团，研究了球状星团运动学的径向依赖性和金属丰度依赖性。我们的研究结果表明，富金属和贫金属亚群的运动学是非常相似的。的运动学相比，行星状星云人口的差异是显而易见的外部地区的光环。NGC 5128的总质量是使用示踪质量估计器（Evans et al. 2003）来确定内部随机运动所支持的质量，以及Jeans方程的球分量来确定旋转所支持的质量。我们从行星状星云的数据中发现，投影半径为90 kpc的行星状星云的总质量为（1.0+/-0.2）x 10^（12）Msun，从球状星团的数据中发现，投影半径为50 kpc的球状星团的总质量为（1.3+/-0.5）x 10^（12）Msun。最后，我们提出了一个新的和均匀的NGC 5128中已知的球状星团的目录。这个星表结合了以前所有来自径向速度研究和HST成像研究的确定性星团识别，以及来自M.A. Beasley et al.（2007，in preparation）.
2007-05-19 astro-ph
The populations of planetary nebulae in the direction of the Galactic bulge
我们观测了44个位于银河系隆起方向的行星状星云（PNe），并将我们的数据与已发表的数据合并。在合并的164个PNE样本中，我们区分了那些最有可能物理上属于银河系凸起的PNE和那些最有可能属于银河系盘的PNE。我们已经以连贯的方式确定了所有164个物体的化学成分。我们寻找恒星的发射特征，发现了14颗新的[WR]恒星和15颗新的弱发射线中心恒星。分析结果表明：（1）[WR]星的光谱型分布在星系核球和星系盘中有很大的不同。然而，观察到的分布强烈依赖于选择效应。(2)[WR] PNe的比例在凸起中明显大于在盘中。(3)在[WR]星的氧丰度似乎没有显着影响核合成和混合的祖先。(4)银河系盘PNe的O/H梯度分布在银河系的最内部。(5)凸起PN群中的中位数氧丰度比凸起方向上观察到的圆盘群中的氧丰度大0.2 dex。(6)具有较小O/H的凸起PNe倾向于具有较小的径向速度。(7)核球PNe的氧丰度分布与核球巨星的金属丰度分布形状相似，但明显窄一些。(8)SB 32（PN G 349.7-09.1）在（V_lsr，l_II）图上的位置和它的低氧丰度表明它可能属于晕族。
2004-09-22 astro-ph
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae -- I. Photoionization Modeling and Ionization Corrections
我们对120个行星状星云（PNe）进行了大尺度巡天，以寻找[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287微米的近红外发射线。中子俘获元素Se和Kr可能在PN中富集，如果它的祖星经历了s过程核合成和第三次疏浚。为了确定Se和Kr丰度，我们将这些元素添加到光电离代码Cloudy和XSTAR的原子数据库中，我们使用这些数据库来推导电离校正因子（ICF），以解释未观测到的Se和Kr离子的丰度。然而，这两种元素的电离平衡的原子数据大部分是未知的，并且已经从一般原理近似。我们发现原子数据的不确定性会导致Se丰度的误差接近0.3 dex，Kr丰度的误差可达0.2- 0.25 dex。为了减少近似原子数据引起的Kr电离平衡的不确定性，我们在我们的样品中模拟了十个明亮的PNe，选择它们是因为它们在其光学和近红外光谱中显示出来自多个Kr离子的发射线。我们根据经验调整了不确定的Kr原子数据，直到我们的模型充分再现了各种Kr离子的观测线强度。使用调整后的Kr原子数据，我们已经计算了一个网格的模型在广泛的物理参数（中心恒星温度，星云密度和电离参数），并推导出公式，可用于计算硒和Kr的ICF。在本系列的第二篇论文中，我们将把这些ICF应用于我们的120个PNe的完整样本，这包括PNe中n-捕获元素的第一次大规模调查。
2006-11-20 astro-ph
Probing AGB nucleosynthesis via accurate Planetary Nebula abundances
借助TP-AGB相的合成演化模型，分析了十个行星状星云的元素丰度，这些元素丰度以高精度获得，包括ISO和IUE光谱。模型处方是不同的，直到我们实现的所有元素的功能，这使得放置重要的约束的特征质量和核合成过程所经历的恒星祖先的同时再现。首先，可以将样品分成两组PNe，一组表明在TP-AGB阶段仅发生第三次疏浚，另一组也显示热底燃烧的化学特征。前一组由具有可变分子不透明度的恒星模型（参见Marigo 2002）重现，采用初始太阳金属丰度，第三次挖掘的典型效率为0.3-0.4。后一组PNe具有极高的He含量（0.15<=He/H<=0.20）和明显的缺氧，与原始的太阳下金属丰度（即LMC组成）相一致。此外，我们还能定量地解释N/H-He/H关联和N/H-C/H反关联，从而解决了Becker & Iben（1980）早就指出的矛盾。这仅在具有LMC组成的中等质量TP-AGB祖细胞（M > 4.5-5.0 Mo）经历了许多非常有效的、贫碳的、疏浚事件的假设下获得。最后，富氦PNe的氖丰度可以通过在热脉冲过程中产生大量的22 Ne来恢复，这意味着22 Ne（α，n）25 Mg反应作为中子源在这些恒星的s-过程核合成中的作用降低。
2003-07-11 astro-ph
A Large-Scale Survey of Neutron-Capture Element Abundances in Planetary Nebulae
我们介绍了行星状星云（PNe）中子（n）捕获元素丰度的第一次大规模调查结果。这项调查的动机是一个PN可能是丰富的n-捕获元素，如果它的祖星经历的S-过程核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段。[Kr在120个PNe中，81个PNe中检测到[III] 2.199和/或[Se IV] 2.287 $μ$ m，检出率接近70%。我们推导出硒和氪的丰度或上限使用来自光电离模型的电离校正因子。一个显着的范围被发现在Se和Kr丰度，从近太阳（没有富集），富集了十倍。我们的调查增加了数量的PNE与已知的N-捕获元素丰度的数量级，使我们能够探索S-过程富集和其他星云和中央恒星的属性之间的相关性。特别是，Se和Kr富集显示与星云C/O比正相关，正如理论上预期的那样。Peimbert I型PNe和双极PNe的前身星被认为是中等质量恒星（>3-4 M_sun），它们几乎没有或没有s-过程富集。有趣的是，具有H-缺乏[WC]中心恒星的PNe并没有表现出比其他PNe系统更大的s-过程富集，尽管它们的中心恒星富含C和可能的n-捕获元素。最后，在我们的样本与已知的或可能的二元中心恒星系统的少数PNe表现出很少的S-过程富集，这可能是解释，如果二进制相互作用截断其AGB阶段。我们还简要地讨论了一个新的观测计划，以检测光发射线的n-捕获元素，和新的原子数据计算，将大大提高在PNe的n-捕获元素丰度测定的准确性。
2007-08-09 astro-ph
s-Process Nucleosynthesis in AGB Stars: A Test for Stellar Evolution
[摘要]我们用三种不同的恒星演化模型研究了AGB星的s-过程，计算了一颗3 Msun和太阳金属丰度的恒星。首先，我们调查的形成和主中子源的效率。我们参数化地改变从包层进入富含C12的核心的质子数。对于p/C12 > 0.3，主要产生N14，其代表主要的中子毒物。He中间壳层中C12的含量与时间积分中子通量的最大值成正比。然后，我们生成详细的s-过程计算的基础上，恒星演化模型构建了三个不同的代码。一个代码认为对流流体动力过冲，取决于一个自由参数f，并导致部分混合对流边界以外，最有效的第三疏浚和形成的C13口袋。对于其他两个代码，在后处理核合成计算中引入相同的C13口袋。该模型一般再现光谱观察到的s-过程增强。无超调情况下的结果非常相似。包括流体动力过冲的代码产生的He intershell组合物附近观察到的H-缺乏中心恒星的行星状星云。由于这种壳层间的疏通，中子通量在脉冲间隔期间和热脉冲内都具有更高的效率。s-元素分布被推向较重的s-过程元素，并产生了由s-过程路径中的分支点供给的大量丰中子同位素。几个观测约束更好地匹配模型无超调。我们的研究需要扩展到不同的质量和金属丰度，并在自由超调参数f的空间。
2002-12-16 astro-ph
Abundances in the Galactic bulge: results from planetary nebulae and giant stars
我们对银河系核球化学演化的理解需要测定巨星和行星状星云（PNE）大样本的丰度。我们讨论PNE丰度在银河系的隆起，并比较这些结果与文献中提出的巨星。我们提出了最大的，高质量的数据集，可用于PNE在银河系的凸起方向（内盘/凸起）。为了比较的目的，我们还考虑了一个样本的PNE在大麦云（LMC）。我们以一致的方式推导出所研究的所有Pne的元素丰度。通过比较丰度的凸起，内盘，和LMC，我们确定的PN祖细胞的演变过程中没有被修改的元素，可以用来跟踪凸起的化学富集的历史。然后，我们比较了PN丰度与隆起场巨星的丰度。在核球的金属丰度，我们发现，O和Ne的丰度接近的值为星际介质在PN祖形成的时间，因此这些元素可以被用来作为示踪剂的核球化学演化，以同样的方式作为S和Ar，预计不会受到核合成过程中的PN祖的演变。PN氧丰度分布向低值移动了0.3 dex，相对于巨星给出的分布。Ne和S也出现类似的变化。我们讨论了可能的原因，这种PNE巨星的差异，并得出结论，这可能是由于系统误差的丰度推导中的巨人或PNE（或两者）。我们对在化学演化研究中使用绝对丰度提出重要警告。
2008-12-02 astro-ph
Nucleosynthesis in the Hot Convective Bubble in Core-Collapse Supernovae
当大质量恒星坍缩的核心发生爆炸时，中微子辐射会驱动原中子星外的辐射、核子和核子对组成的热气泡中的对流。此后不久，中微子从中子星中驱动出类似风的外流。在对流气泡和早期风中，弱相互作用暂时导致质子过剩（Ye > 0.5）在喷射物质中发展。这种情况至少会持续第一秒，并且大约0.05 - 0.1太阳质量的抛射物具有不寻常的成分，可能对核合成很重要。使用示踪粒子跟踪由Janka，Buras和Rampp（2003）计算的成功超新星爆炸的二维模型中的条件，我们确定了这种物质的组成。大部分是氦和56镍。其余的是相对稀有的物种，由对正电子发射不稳定的富质子同位素衰变产生。在没有明显的带电中微子捕获的情况下，核流将被64 Ge附近的长寿命等待点核所阻碍。由此产生的丰度模式可以适度富含一些有趣的稀有同位素，如45 Sc，49 Ti和64 Zn。目前的计算意味着，与超新星其余部分的主要物质相比，产量大约是解释太阳45 Sc和49 Ti丰度所需的产量。由于合成过程在高金属量和低金属量的恒星中几乎是相同的，这些物质的初级产物可能在低金属量恒星的丰度中具有可辨别的特征。我们还讨论了核物理和早期超新星演化的不确定性，感兴趣的核的丰度是敏感的。
2004-09-17 astro-ph
Iron as a tracer in galaxy clusters and groups
收集和整理了关于星系团和星系群的铁和气体含量以及星系团星系的光学光度、质量和铁丰度的现有X射线数据。一些天体物理学的推论，然后得出，包括证据丰富的集群已经演变没有太多的重子交换与周围，并经历了非常相似的恒星形成的历史。与星系团相比，星系团中的气体要少得多，而且看起来已经失去了它们原来在宇宙中所占的重子份额的大部分，这表明星系团不可能是通过组装类似于现在的星系团而形成的。有人认为，这有利于低$Ω$宇宙，其中丰富的集群的增长几乎是在高红移完成。也有人认为，星团中的元素丰度比接近太阳，这与Ia型和II型超新星的相似比例是一致的，这些超新星富集了整个太阳系和星团。星团中的大部分铁似乎都存在于星团内的介质中，而不是星系内部。看来，星系团中的重子到恒星的转换几乎和目前整个宇宙的转换一样有效。然而，星系团的金属丰度比附近宇宙采用的全球金属丰度高出$\sim 5$倍。它的结论是，星系际介质应具有金属丰度$\sim 1/3$太阳，如果恒星核合成进行了恒星内的场星系与恒星内的星系团的效率相同。
1997-06-09 astro-ph
