Clumpy Flows in Protoplanetary and Planetary Nebulae
许多天体物理流动发生在非均匀介质中。我们简要地讨论了绝热和辐射非均匀系统的一些一般性质，并讨论了这些性质与行星状星云系统的相关性。然后，我们专注于辐射高超音速子弹和这个模型的适用性，如CRL 618，NGC 6543，母鸡3-1475行星和原行星系统。
2003-10-10 astro-ph
Evolution of PAH Features from Proto- to Planetary Nebulae
为了研究UIR波段特征随紫外辐射硬化（恒星有效温度的增加）的整体演化，我们分析了32颗富C恒星的ISO光谱：20颗原行星状星云和12颗沃尔夫-拉叶中心恒星的行星状星云。在这篇文章中，我们讨论了UIR波段的峰位在分析对象之间的变化，并证明了在"7.7“至11.3微米的通量比的变化与有效温度（可能是由于增加的电离状态的载流子）。
2005-10-11 astro-ph
Two Subclasses of Proto-Planetary Nebulae: Model Calculations
我们使用详细的辐射转移模型来研究由Ueta，Meixner，& Bobrowsky（2000）提出的两个PPN子类--可见星低水平伸长原行星状星云（SOLE PPN）和尘埃突出纵向延伸原行星状星云（DUPLEX PPN）之间的差异。我们选择了一个SOLE PPN HD 161796和一个DUPLEX PPN IRAS 17150 $-$ 3224，这两个PPN都经过了充分的研究，并代表了它们的PPN类别。使用轴对称尘埃壳辐射转移代码，我们模拟这两个源的详细和约束他们的质量损失的历史，倾角和尘埃成分。HD 161796和IRAS 17150 $-$ 3224的物理参数表明，它们在物理上是完全不同的，它们观察到的差异不能归因于倾角效应。如果这些计算反映了关于SOLE与DUPLEX PPN的更普遍的事实，则PPN的这两个亚类在物理上是不同的，SOLE PPN源自低质量祖细胞，DUPLEX PPN源自高质量祖细胞。
2002-02-07 astro-ph
Binary central stars of planetary nebulae
本文回顾了我们对行星状星云中心双星的认识，并就它们的演化提出了一些个人的看法。三种类型的相互作用被区分：第一种类型，其中的双伴星引起质量损失;第二种类型，它塑造质量损失，但不会增强它;第三种类型，其中一个宽的轨道导致质心移动，导致嵌入风中的螺旋。调查的二元中心星进行了讨论，并比较的分离分布的二元后AGB星。讨论了密近双星演化对星云形态的影响。后共包层双星被薄而膨胀的盘所包围，在轨道平面内被驱逐。更宽的双星会产生更厚的膨胀鸟居。I型双星演化预测了中心恒星质量的广泛分布，向低质量倾斜。与观测到的质量分布比较表明，这不太可能是导致行星状星云形成的唯一通道。一个新的致密膨胀星云样本显示，大约40%的星云具有双星诱导的形态。
2006-10-18 astro-ph
BRIGHT lights, BIG city: Massive galaxies, giant Ly-a nebulae, and proto--clusters
高红移射电星系是宇宙学上用来精确定位早期宇宙中质量最大的天体的重要工具：大质量的形成中的星系、活跃的超大质量黑洞和原星系团。本文报道了几个z > 2射电星系场的深窄带成像和光谱观测，以研究以星系为中心的巨大Ly-alpha星云的性质，并寻找它们周围的过密区域。我们讨论的可能影响，我们理解的形成和大质量星系和星系团的演化。
2002-09-10 astro-ph
HST/NICMOS Imaging Polarimetry of Proto-Planetary Nebulae II: Macro-morphology of the Dust Shell Structure via Polarized Light
原行星状星云（PPN）的尘埃拱星包层（CSE）的结构揭示了这些源的质量损失历史，以及椭圆（SOLE）和双极（DUPLEX）PPN的质量损失历史可能有何不同。为了通过尘埃散射的线性偏振星光研究PPN结构，我们已经编译了迄今为止使用哈勃太空望远镜（HST）上的NICMOS获得的所有18颗演化恒星的成像偏振数据。这种替代成像技术提供了一种独特的方法来探测在演化恒星周围散射光线的尘埃颗粒的分布。从成像偏振数据中获得的新视角揭示了PPN结构的几个新方面。点对称性是CSE中的方位角密度梯度导致的普遍成像偏振特性。在这些点对称星云中，可以通过它们的偏振强度I_pol和偏振强度P来区分三种详细的形态类型。虽然在光学较厚的双极星云中，赤道平面上方和下方的方位角密度梯度是相反的，但光学较薄的椭圆形星云中没有梯度反转。由积分偏振角定义的系统赤道面不一定与总强度数据中表观双极结构的轴正交。
2007-01-30 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
Asymmetry and Inhomogeneity in Proto and Young Planetary Nebulae
我研究了在渐近巨星分支（AGB）的最后阶段非球面质量损失对原行星状星云（PNs）和年轻PNs的外观的一些影响。非球面质量损失可以是小尺度不均匀性和/或轴对称质量损失几何形状。我首先研究的作用，尘埃不透明度的光学波段上的外观的原PN。我的结论是，大的光学深度将被发现在原PN是AGB星的后裔具有高赤道质量损失率，这需要一个恒星的双星同伴为他们的存在。这些原PN将变成双极PN，即，有两个叶片的PN，在它们之间有一个赤道腰部，或极端椭圆形PN。然后，我推导出增强的非径向密度不均匀性的电离前在早期PN阶段的传播的条件。电离将沿着低密度区域在径向方向上进行得更快。低密度区域将更早地被加热，并且它们将由于其较高的压力而膨胀，从而进一步降低其密度。相反的情况发生在高密度区域。
1999-12-01 astro-ph
HST/NICMOS Imaging Polarimetry of Proto-Planetary Nebulae: Probing of the Dust Shell Structure via Polarized Light
利用HST上的NICMOS，我们对原行星状星云进行了成像偏振测量。我们的目标是通过分离尘埃散射的线偏振光和非偏振的直射光来研究后渐近巨星分支星的光学薄壳层的结构。这种独特的技术使我们能够探测明亮的中央恒星周围的微弱反射星云，这些星云在常规成像中可以被隐藏在中央恒星的点扩散函数之下。我们的观测和档案检索已经产生了五个源的偏振图像：IRAS 07134+1005（HD 56126），IRAS 06530-0213，IRAS 04296+3429，IRAS（Z）02229+6208和IRAS 16594-4656。这些图像通过偏振强度图以前所未有的细节揭示了星周尘埃分布，为理解这些尘埃壳的三维结构提供了基础。我们已经观测证实了AGB质量损失的停止和内部壳层结构，这是强烈联系在一起的祖先星的质量损失历史上的AGB所造成的内腔的存在。我们还发现，在这些拱星壳赤道增强来不同程度的对比度，这表明在这些光学薄壳的光学深度范围。我们的数据支持的解释，PPN形态的二分法主要是由于光学深度和次要的倾斜效应的差异。偏振图揭示了这些光学薄反射星云的倾斜角度范围，消除了椭圆星云是两极双极星云的概念。
2004-11-19 astro-ph
Molecular line observations of proto-planetary nebulae
我们提出了我们的毫米波CO观测的原行星状星云的最新结果。这些包括高分辨率的干涉图的各种CO线在三个众所周知的双极PPNe：M1-92，M2-56和OH 231.8 +4.2。通过对~（12）CO和~（13）CO的J=1-0和2-1谱线的高灵敏度单碟观测，研究了后AGB源高速分子发射的全局性质。我们讨论了这些结果的影响，以约束的起源后AGB分子高速风和双极PNe和PNe的塑造。此外，我们还提出了一个高纬度的明亮的恒星89 Her，低质量的后AGB源，这也是一个紧密的双星系统的分子包层的干涉图的结果。
1999-10-05 astro-ph
Radio continuum properties of young planetary nebulae
我们选择了一个小样本的后AGB恒星过渡到行星状星云，并提出了新的甚大阵多频高角分辨率射电观测。多频数据被用来创建和模拟目标的无线电连续谱，证明这些恒星从非常年轻的行星状星云开始演化。在光学薄范围内，斜率与预期的光谱指数（-0.1）兼容。两个目标（IRAS 18062+2410和17423-1755）似乎即使在高频下也很厚，正如文献中在少数其他后AGB恒星中观察到的那样，而第三个目标（IRAS 20462+3416）显示可能来自冷尘埃。在IRAS 18062+2410中，我们有三次观测，时间跨度为四年，我们检测到它的通量密度增加，与CRL 618中观察到的相似。高角分辨率成像显示可能是由于拱星环面造成的双极结构，尽管有不同的假设（即，也可以解释这些观察结果。对这些来源的进一步观测和监测将使我们能够测试目前行星状星云的演化模型。
2008-07-24 astro-ph
Application of MHD Disk Wind Solutions to Planetary/Protoplanetary Nebulae
来自吸积盘的风被认为是行星状星云（PNe）和原行星状星云（pPNe）中旋进喷流和极端双极形态的驱动源。在本文中，我们解决的适用性MHD磁盘风模型PNe和pPNe。我们首先回顾Pelletier和Pudritz（1992）的非自相似方法磁离心盘风。然后，我们讨论的条件可能发生在PNe和PNe吸积盘，形成通过二元相互作用。最后，检查磁离心盘风模型所需的无量纲参数的条件，我们表明，这样的风可以恢复所观察到的动量和能量输入率PNe和PNe。在后一种情况下，可能需要高吸积速率（$M_a \approx 10^{-4}$ \mdot）。我们发现，所观察到的{ \it总}的能量和动量在pPNe可以恢复与磁盘风模型使用现有的磁盘形成的情况。当结合现有的情况下，吸积盘的形成从破坏恒星同伴，我们的模型可能会提供一个解释的存在下观察到的高速极结（FLIERS）在一些PNE。
2004-02-04 astro-ph
3mm & 7mm VLBA Observations of SiO masers: probing the close stellar environment of the bipolar Proto Planetary Nebulae OH231.8+4.2
我们给出了双极后AGB星云OH 231.8+4.2中SiO脉泽发射$v$ =1 J=2- 1（3 mm）的毫秒分辨率图，并与我们以前观测到的$v$ =2 J=1- 0线（7 mm）进行了比较。我们的观测表明，SiO脉泽出现在几个亮点中，形成一个在垂直于星云对称轴方向上拉长的结构。这一点，以及观测到的复杂速度梯度，与旋转中的赤道环面的存在和物质向恒星的下落是一致的。
2003-09-08 astro-ph
Axisymmetry in proto-planetary nebulae: using imaging polarimetry to investigate envelope structure
我们使用地面成像偏振探测和成像的尘埃拱星信封的样品的原行星状星云（PPNe）在近红外波长。我们检测扩展（直径达9角秒）拱星信封周围15个16源的一系列形态，包括双极和壳。散射光的分布结合其偏振（高达40%）提供了明确的证据轴对称在14个对象显示这是一个共同的特点PPNe。我们认为，所观察到的信封形态的范围内的结果从一个轴对称的尘埃分布的发展过程中的超风阶段在年底的AGB。我们确定壳看到的偏振光与散射从这些超风尘埃分布，使我们能够提供的超风阶段的持续时间的限制。在一个对象（IRAS 19475+3119）的拱星信封有一个双臂螺旋结构，我们建议从质量损失的恒星与一个双伴星的相互作用的结果。
2000-10-03 astro-ph
Broad Halpha wings in Nebulae around Evolved Stars and in Young Planetary Nebulae
11个被报道为原行星状星云或年轻行星状星云的物体显示非常扩展的Halpha翅膀。这些机翼的伸展大于800 km/s。两个共生星的数据，显示出同样的特点也提出。拉曼散射是最能解释10颗PNE和2颗共生星的翅膀的机制。在PN IRAS 20462+3416中，机翼剖面可以用非常强烈的恒星风来解释。
2003-02-19 astro-ph
A Model For the Formation of High Density Clumps in Proto-Planetary Nebulae
在蛋星云CRL 2688中，要在大半径范围内探测到NaCl，需要在r ~几× 10^17 cm的厚壳层中有10^7 ~ 10^8 cm^-3的密度。为了解释这些结果，需要一种机制来在距离中心恒星相当远的地方产生高密度。在快速风与环境介质相互作用的二维模拟中，材料变得热不稳定。由此产生的团块可以达到NaCl激发的必要条件。我们提出了2D模型与简单的物理原理证明计算表明，丛生行为是强大的。在碰撞风模型中，成团是冷却的自然结果，与从观测中推断的结果相当。
2003-09-19 astro-ph
Detection of an inner torus in the Proto planetary Nebulae OH231.8+4.2
我们首次对原行星状星云OH 231.8+4.2（也称为烂蛋星云）中的SiO v=1和v=2 J=1- 0脉泽进行了毫角秒分辨率的VLBI观测。只有v=2脉泽跃迁被检测到。我们探测到几个脉泽点位于几乎垂直于星云对称轴的直线上。我们发现所有的辐射都集中在一个10质量的区域内，这表明SiO脉泽起源于非常接近恒星表面的地方。两个发射区中的一个呈现出具有明显速度梯度的细长结构。探测到的辐射与一个以约6公里/秒的速度旋转的圆环或圆盘相一致，并以约10公里/秒的速度下降。
2001-09-28 astro-ph
2-D Radiation Transfer Model of Non-Spherically Symmetric Dust Shell in P roto-Planetary Nebulae
用二维辐射传输模型拟合了三个原行星状星云的HST图像和光谱能量分布。这些PPN的几何和质量损失性质也来自。
2000-01-05 astro-ph
High-Resolution Near-Infrared Imaging and Polarimetry of Four Proto-Planetary Nebulae
HST NICMOS（F160 W，F222 M）的高分辨率近红外图像和偏振（2 μ m）观测是对四个双极原行星状星云（PPN）：IRAS 17150-3224，IRAS 17441-2411，IRAS 17245-3951和IRAS 16594-4656进行的。其中前三个几乎是从侧面观察的，第一次看到了其中的中心恒星。彩色图显示边缘朝上病例双极叶之间的环形突起变红，而双极叶变蓝。极化值很高，最大值范围为40%至80%。偏振方向图基本上是中心对称的，在赤道低偏振区有一些偏差。对于IRAS 17150-3224，在1.6微米处看到了拱星弧，以及在赤道区域新发现的环。在叶的末端可以看到明亮的帽，表明它们不是开放式的。在偏振矢量的强度中可以看到明显的点对称图案，特别是在IRAS 17150-3224中。HST NICMOS观测为WFPC 2可见光图像提供了一个有价值的补充，用于推导双极PPN的基本结构。
2003-04-22 astro-ph
A search for CO+ in planetary nebulae
我们已经进行了一个系统的搜索分子离子CO+在8个原行星状星云和行星状星云的样本，以确定的起源，意想不到的强HCO+排放先前在这些来源中检测到的。对HCO+化学的理解可能为行星状星云的物理和化学演化提供直接线索。我们发现CO ~+谱线的积分强度与HCO ~+谱线的积分强度有一定的相关性，表明CO ~+与分子氢的反应可能是这些行星状星云中HCO ~+形成的重要途径。
2007-09-06 astro-ph
Dual Axisymmetry in Proto-Planetary Nebula Reflection Nebulosities: Results from an HST Snapshot Survey of PPN Candidates
我们总结了我们的{ \it HST}成像调查的原行星状星云（PPN）候选者，其中我们发现了两种类型的轴对称反射星云的结果。可见恒星的低层拉长星云（SOLE）显示了一颗明亮的中央恒星嵌在一个平滑、暗淡的扩展星云中，而尘埃突出的纵向扩展星云（DUPLEX）则具有显著的双极结构，中央恒星完全或部分被遮蔽。PPN反射星云的内在轴对称性表明，在行星状星云中经常发现的轴对称性早于PPN相位。我们认为，造成这种双重形貌的主要原因是星周尘埃壳层的光学厚度差异，而不是倾角效应。
2000-01-28 astro-ph
Near-Infrared echelle spectroscopy of Proto-Planetary Nebulae: probing the fast wind in H2
一个非常年轻的行星状星云IRAS 21282+5050和四个原行星状星云IRAS 19343+2926（M 1-92）、IRAS 17150-3224的H2、[Fe II]和Br-γ线发射的中阶梯光谱学（AFGL 6815）、IRAS 17423-1755（Hen 3-1475）和IRAS 17441-2411。在每个星云的叶中的离散激波阵面中检测到H2线发射，无论源光谱类型如何。在IRAS 17150-3224中，我们还发现了可能的旋转迹象，如果H2特征在磁离心盘风中被激发，这将是预期的。[FeII]排放检测到只有一个源，M 1-92。M1 -92的H2和[Fe II]观测，以及IRAS 21282+5050中复杂的H2剖面，都用Smith和合作者的激波模型进行了解释。在每种情况下，J型船首模型都是足够的，即不需要强磁化风。最后，在五个目标中的每一个中检测到Br-γ;在G型PPN中的吸收中，尽管在O和B型源中的发射中。在每个PPN中，主要朝向近红外连续峰检测到Br-γ发射。在每个目标中测量到低峰值速度，尽管剖面宽度非常宽。因此，发射必须来自非常接近中心恒星的快速风中的电离区域，或者，在晚型源中，来自赤道环面的吸收。
2005-03-15 astro-ph
A Mid-Infrared Imaging Survey of Proto-Planetary Nebula Candidates
我们提出的数据从中红外成像调查的66个原行星状星云候选人使用两个中红外相机（MIRAC 2和Berkcam）在美国宇航局红外望远镜设施和英国红外望远镜。这次巡天的目的是确定中红外发射区的大小、通量和形态，这些发射区取样于原行星状星云的星周尘埃壳的内部区域。我们用窄带滤光片（$Δλ/ λ\sim 10%$）在显著的尘埃特征波长处对这些原行星状星云进行了成像。我们的典型角分辨率为1 \arcsec，我们解决了17个源，发现48个对象未解决，并没有检测到1个源。对于几个源，我们检查了源的光学和红外关联和位置。我们以表格的形式列出了所有探测到的物体的大小和通量测量值，并显示了所有分辨源的图形。所有探测到的物体的图像都可以从国家超级计算应用中心的天文数字图像库以FITS格式在线获得。除了主要的原行星状星云外，原行星状星云候选样本还包括极端渐近巨星分支星、年轻行星状星云、超巨星和明亮的蓝色变星。我们发现，尘埃壳是冷（$\rm T \sim 150$ K）和明亮的红外线更容易解决。11的17个解决源的扩展和落入两种类型的中红外线形态类：核心/椭圆形或环形。核心/椭圆结构显示了未分辨的核心，表面亮度较低的椭圆星云。环形结构显示边缘增亮的峰，表明赤道密度增强。我们认为，核心/椭圆有更密集的尘埃壳比环面。
1998-12-15 astro-ph
A Study of H2 Emission in Three Bipolar Proto-Planetary Nebulae: IRAS 16594-4656, Hen 3-401, and Rob 22
我们对三个原行星状星云IRAS 16594-4656、Hen 3-401和Rob 22进行了空间运动学研究。高分辨率的H2图像是用HST上的NICMOS获得的，高分辨率的光谱是用Gemini-South上的Phoenix摄谱仪获得的。IRAS 16594-4656显示了一个“花生形”的双极结构，H2从壁和两对更远的点对称微弱斑点发射。速度结构显示极轴在天空平面内，与更复杂的视觉图像和中央恒星的可见度所给人的印象相反，具有椭球速度结构。Hen 3-401显示了H2的发射来自于在可见光下看到的非常细长的、末端开放的叶瓣的壁，以及围绕恒星的可能的小圆盘。双极叶似乎相对于天空平面倾斜10-15度，它们的运动学显示出类似哈勃的流动。在罗布22中，H2以“S”形的形式出现，近似描绘出可见光中看到的类似图案。H2特别出现在叶的末端和两个相对的区域，靠近看不见的中央恒星。叶的轴几乎在天空的平面上。根据近似距离计算，叶的扩张年龄约为1600年（IRAS 16594-4656），1100年（Hen 3-401）和640年（Rob 22）。
2008-08-18 astro-ph
The Evidence for a Binary origin of the Young Planetary Nebula HB 12
年轻的行星状星云在中低质量恒星（0.8 $\sim$ 8 M $_\odot$）从原行星状星云阶段演化到行星状星云阶段的恒星演化过程中扮演着重要的角色。许多年轻的行星状星云在远离原行星状星云阶段的过程中显示出明显的两极结构。他们的两极性的一个可能原因可能是由于其能量来源的二元起源。在这里，我们报告了我们对年轻行星状星云哈勃12的详细调查，哈勃12以其延长的沙漏状信封而闻名。我们提出的证据与时间序列测光观测存在的食双星中心的哈勃12。另一方面，中心源的低分辨率光谱显示CN、G带和Mg b ${\arcsec}$等吸收特征，这可能暗示次级组分的低质量性质。
2006-03-09 astro-ph
Planetary nebula or symbiotic Mira? Near infrared colours mark the difference
共生的Miras周围的星云看起来非常像真正的行星状星云，尽管它们的形成方式略有不同。我们目前的近红外测光已知和怀疑共生星云获得的深近红外南天巡天（DENIS）。我们证明，近红外线的颜色是一个很好的工具，以区分共生从真正的行星状星云。特别是我们发现双极行星状星云M2 -9和Mz 3实际上是共生的Miras。对原型共生Miras的进一步观察证明，所提出的分类方案一般有效。
2001-08-21 astro-ph
Polarimetric observations of OH masers in proto-planetary nebulae
在47个原行星状星云候选者中，测量了1612和1667 MHz OH脉泽谱线的全部四个斯托克斯参数。在探测到的42个物体中，分别有40个和34个是1612和1667兆赫发射器。在约80%的目标中，1667 MHz谱线的频谱范围超过1612 MHz谱线的频谱范围。1612和1667 MHz源中分别有52%和26%的源至少在某些特征中显示出线性极化。圆偏振更常见，分别出现在78%和32%的OH线源中。偏振百分比通常很小（<15%），在少数光源中高达50-80%。线偏振辐射的特征通常是弱的（0.5-4Jy）和窄的（0.3-0.5kms^{-1}）。从两个来源的几个mG的可能塞曼对推断的磁场强度与其他地方报道的这些类别的对象的值是一致的。由两条OH线的极化矢量位置角之差得到的OH 17.7 -2.0包络线内的电子密度上限约为1cm^{-3}。在1612和1667 MHz的极化位置角的独特的配置文件中看到的约三分之一的源，并强烈建议的信封是结构化的磁场渗透。磁场的几何形状被认为是在一些PPN候选者中发现的去极化的重要原因。对于在光学或无线电图像中显示轴对称壳的目标子集，我们发现磁场分量与星云的长轴正交。这一发现支持这样的双极叶是由磁场形成的假设。
2004-05-17 astro-ph
Molecules in bipolar proto-planetary nebulae
两个双极原行星状星云IRAS 16594 -4656和IRAS 17150 -3224在不同的分子谱线中被探测到，即CO、^{13}CO、HCN和CN，在其他几个物种中仍然没有被探测到。将CO（J=2-1）和CO（J=3-2）谱线轮廓与先前在CO（J=2-1）中未检测到的类似PPN候选物的新光谱进行比较：CPD-53^{o}5736、IRAS 17106 -3046、IRAS 17245 -3951和IRAS 17441 -2411。IRAS 16594 -4656和IRAS 17150 -3224的CO（J=2-1）谱图表明，这两个PPNe的蓝光、中心光和红移光之间的分离很小，CO（J=2-1）发射的大小与望远镜光束的大小相似。所有检测到的分子（CO除外）的分数丰度计算使用CO线建模和一个简单的光解模型的结果。对于那些未检测到的物种，推导出上限。这些分数丰度与其他PPNe的分数丰度之间的比较表明，与富含分子的来源如CRL 618、CRL 2688和OH 231.8 +4.2相比，IRAS 16594 -4656和IRAS 17150 -3224的丰度相当低。作为这种赤字的原因，在拱星信封/环面密度之间的分子丰富的来源和分子贫乏的来源的差异提出，并支持的化学模型，该模型遵循的拱星信封通过AGB阶段的过渡，并进入PPN阶段的演变。该模型包括紫外线辐射、宇宙射线和X射线的影响。最后，这…
2004-07-19 astro-ph
Grand Challenges in Planetary Nebulae Studies: Binary Evolution and MHD
我们回顾工作的行星状星云和原行星通过磁旋转机制的演变表明，发电机产生的磁场可以产生的能量和动量需要驱动pPN和PNE流出。角动量的考虑导致这样的结论，即单个恒星可能无法长时间支持强场。因此，我们采取的工作假设，大多数PN可能通过双星形成。我们建议PN研究的巨大挑战是充分理解在工作中的二进制后期阶段的演化，包括磁盘，字段和外流的发展的各种物理过程。
2006-06-23 astro-ph
Searching for Jets in Asymmetrical Nebulae with the Hubble Space Telescope
在NGC 6543中看到的喷流促使我们在其他PNE中寻找类似的特征。我们的HST快照程序使用[N II]和H-α窄带滤波器寻找喷流。虽然壮观的喷流被发现在原始PNE，真正的喷流似乎很少在成熟的PNE。在后一组中，IC 4593是我们样本中最好的情况。我们区分了喷气式飞机和一些有趣的“类似喷气式飞机”的特征，例如，"彗星“结构，在面对中央恒星的一端有一个致密的球状体。
1999-10-01 astro-ph
Accreting White Dwarfs among the Planetary Nebulae Most Luminous in [O III]5007 Emission
我认为，一些最明亮的行星状星云（PN）实际上是原始PN，其中一颗伴星白矮星（WD）以相对较高的速率从爆炸星云的后渐近巨星分支星吸积质量。WD维持着持续的核燃烧并使星云电离。在年轻的恒星星族中，这些WD吸积系统只占[O III]发光PN的一小部分，但在年老的恒星星族中，这些双星可能占大部分甚至全部[O III]发光PN。这也许可以解释行星状星云光度函数在不同星系类型中令人困惑的恒定截止（最大）[O III]5007光度。
2005-12-06 astro-ph
Binarity of Central Stars of Planetary Nebulae
我列出了16个行星状星云（PNe）已知含有近双星核，并表明星云一般具有轴对称结构，包括椭圆形，双极，或环形形态。轨道周期从2.7小时到16天不等，近距离双星占所有中心恒星的10%。由于已知的双星主要是从光度变化中发现的，这取决于非常小的恒星间距的加热效应，因此有必要进行径向速度测量，以找到预测的大量双星核，其周期约为10-100天。其他可能由双星相互作用引起的PN现象包括喷流和点对称，HST在几个PNe和原PNe周围的微弱晕中揭示的周期性间隔弧，以及球状星团中PNe的存在。因此，有相当多的间接证据表明，双星的过程中发挥了重要作用的形成和塑造许多甚至大多数PNE。
1999-09-30 astro-ph
On the Luminosities and Temperatures of Extended X-ray Emission from Planetary Nebulae
我们研究的机制，可以解释的光度和相对较低的温度扩展X射线发射行星状星云。通过建立一个简单的流动结构的风从中央恒星在原始，早期，行星状星云的阶段，我们估计的X射线发射气体的温度和它的总X射线光度。我们的结论是，为了解释X射线的温度和光度，从中央恒星的风和绝热冷却后的冲击风的材料的演变必须考虑。发射X射线的气体主要来自于行星状星云早期阶段（风速适中）喷出的激波段。或者，发射X射线的气体可能是由中心恒星的伴星吹来的准直快风造成的。在某些情况下，热传导和冷热区域之间的混合可能会发生，并可能决定星云的详细X射线形态，但不需要解释X射线发射气体的基本性质。
2002-09-09 astro-ph
Near-IR spectroscopy of planetary nebulae precursors
我们提出了近红外光谱的30个IRAS源最近确定为晚AGB星，后AGB星或早期PNe的样本。所获得的光谱集中在覆盖分子氢v=1-0 S（1）和v=2-1 S（1）发射线、氢Br-γ、Pf-γ和Br-α的复合线以及CO[v=2-0]第一泛音带头的2.294微米处的各种波长处。由于这些观察结果，我们已经从4增加到13的总数量的原PNe在分子氢中检测到。当氢分子被荧光激发时，发现探测率与中心恒星的演化阶段直接相关，而不是与星云形态相关。相比之下，冲击激发的分子氢被检测到只有在强双极原PNE，有时甚至在早期阶段的后AGB阶段。冲击激发的分子氢发射与所发现的双极性的强相关性证实了Kastner等人（1996）在进化的PNe中先前报道的结果。然而，我们的研究结果表明，这种相关性不存在的情况下，荧光激发的分子氢。
2002-03-21 astro-ph
Observations of Pulsar Wind Nebulae with the VERITAS Array of Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes
许多最近发现的银河系甚高能（VHE）伽马射线源与脉冲星风星云有关，脉冲星风星云是TeV能量最多的银河系源类别。在X射线波段观测到的这些天体的扩展同步加速器星云是相对论风的标志，相对论风是由年轻的高能中子星产生的，与超新星爆炸喷出的物质和周围的星际气体相互作用。相对论电子或质子在脉冲星风中或在其激波边界处加速，与磁场和低能种子光子相互作用，产生观测到的VHE伽马射线发射。VERITAS阵列的四个成像大气切伦科夫望远镜的目的是研究天体物理源的伽马射线的能量域从约100 GeV高达几十TeV。VERITAS阵列的灵敏度允许从PWNe的伽马射线发射的形态和光谱特征的详细研究。在2006年期间，VERITAS观测到了三个北方天空PWNe，G75.2+0.1，G106.6+2.9和3C58。没有证据表明TeV的伽马射线发射的位置与这些PWNe的脉冲星。
2007-09-25 astro-ph
Dynamical PN Evolution with Magnetic Fields
在过去的一个世纪里，流体动力学模拟在理解行星状星云的动力学和形状方面发挥了重要作用。然而，流体动力学模拟只是一阶方法。新千年到来时，人们普遍认识到，磁场的影响对于研究行星状星云的动力学是必要的。因此，B场为建模引入了全新的物理可能性。在本文中，我们回顾了在过去5年中所做的观测工作和一些工作的磁流体动力学的原行星状星云，因为所有的努力都集中在这一阶段，并讨论了不同的方案的起源磁化风，和双极性的关系。
2006-06-26 astro-ph
Rings in the Haloes of Planetary Nebulae
我们提出了一个搜索环或弧的行星状星云（PNE）的晕。我们在八个PNE中发现了这样的结构，使PNE的样本与已知的环增加了两倍。这表明，与迄今为止所认为的相反，在渐近巨星分支阶段（AGB）结束时，时间尺度为~100至~1000年的质量损失波动的发生是常见的。我们估计PN晕中环的出现率的下限为~ 35%。使用这些新的检测和以前已知的情况下，我们讨论的统计性质的环系统的PNE晕。我们估计，质量调制产生的环发生在过去的10或20 kyrs的AGB的演变。在PNe中，环之间的间距范围从<0.01 pc到0.06 pc，明显大于原始PNe中所见的环之间的间距。这一点，再加上发现星云的间距与AGB后的年龄可能正相关，表明环的间距随着时间的推移而增加。这些特性，以及环的适度表面亮度振幅，与Meijerink等人（2003年）探索的尘埃驱动风不稳定性模型的预测一致，但不能立即排除其他拟议的模型。
2004-01-06 astro-ph
Future GLAST observations of Supernova remnants and Pulsar Wind Nebulae
壳型超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是超相对论性粒子的聚集地，它们在超新星激波中通过扩散激波加速机制被加速。电子存在的实验证据高达~100 TeV的能量首先由硬X射线同步辐射的检测提供，例如在年轻的SNR SN 1006的外壳中。此外，从理论上说，壳型超新星遗迹一直被认为是银河系中质子--宇宙射线--的主要加速器;然而，这一过程的确切证据仍然缺失。脉冲星风星云（Pulsar Wind Nebulae，PWN）--围绕年轻恒星的弥散结构--是另一类已知的银河系中粒子加速的天体，同样是通过硬同步加速器X射线的探测，如蟹状星云。100 MeV以上的伽马射线提供了加速过程的直接途径。GLAST大面积望远镜将在30 MeV至300 GeV的能量范围内运行，并将在以前探索得相当少的能带中提供出色的灵敏度、角度和能量分辨率。我们将描述用GLAST研究这些银河系粒子加速器的前景。
2007-09-20 astro-ph
Shock excitation of the knots of Hen 3-1475
我们提出了新的光学STIS HST光谱观测的喷流的原行星状星云Hen 3-1475。从观测到的光谱导出了Hen 3-1475的激发条件，证实了该结是激波激发的。用简单的“3/2”维弓形激波模型定性地再现了激波谱。本文提出了一套行星状星云的弓激波模型，讨论了预电离条件、弓激波速度、弓激波形状和化学丰度对预测谱的影响。为了探讨"3/2“D弓形激波模型的可靠性，我们还比较了另外三个原行星状星云（M1 -92，M2 -56和CRL 618）的观测光谱与预测光谱。
2006-05-10 astro-ph
Merged ionization/dissociation fronts in planetary nebulae
当电离光子通量与气体密度之比足够低且光谱足够硬时，紫外辐射源周围的氢电离和解离锋应该合并。这一机制特别适用于在已演化的行星状星云中常见的分子结，如赫布里底星云，在那里，传统的光解区模型已被证明无法解释H_2谱线中观测到的高亮度。在本文中，我们提出的结构和稳态动力学的这种对流为主的合并前，使用多云等离子体/分子物理代码计算的结果。我们发现H_2的主要破坏过程是极紫外光电离和与质子的电荷交换反应，这两个过程都形成H_2^+，H_2^+迅速与自由电子结合，进行解离复合。平流将离解前沿移动到比静态情况下更低的柱密度，这大大增加了部分分子气体中由于He^0、H_2和H^0的光电离而产生的加热。这导致相当一部分热辐射通量以热激发红外H_2线的形式再辐射，其中低激发纯转动线出现在1000 K气体中，高激发H_2线出现在2000 K气体中，这是解释赫氏彗星结H_2谱所需要的。
2007-11-27 astro-ph
MHD Stellar and Disk Winds: Application to Planetary Nebulae
MHD风可以从恒星和周围的吸积盘中发出。感兴趣的是知道有多少风力可用以及两个转子中的哪一个（如果有的话）主导该功率。我们在多极行星状星云（PNe）和原行星状星云（PPNe）的背景下对此进行了研究，最近的观测表明，需要超过辐射驱动的风力发电源，并且可能需要磁场整形。我们计算了磁流体风力发电从一个耦合的磁盘和明星，其中前者的结果从二进制中断。由此产生的风力只取决于吸积率和恒星的性质。我们发现，如果恒星的信封最初缓慢旋转，盘风将占主导地位的整个演变。如果恒星的包层是快速旋转的，恒星风最初可能具有与盘风相当的能量，直到恒星风带走恒星的角动量。由于一颗初始快速旋转的恒星可能会使其自转轴和磁轴与盘不一致，因此这种盘风系统可能会导致多极外流。对于大于自旋下降时间的时间，后AGB恒星风是奴隶的磁盘缓慢和快速的初始自旋的情况下，盘风光度占主导地位。我们发现一个相当大的参数空间，混合星+磁盘MHD驱动风是合理的，其中两个或两个都可以占PPNe和PNe的权力。我们还推测可能出现的耦合系统的形态。耦合风可能有助于解释许多引人注目的多壳层或多极星云的形状。磁活动，如X射线耀斑可能与两个中心的恒星和磁盘，将是一个有价值的诊断MHD过程中的动力学作用PNE。
2000-08-18 astro-ph
The Ultraviolet Spectra of the Weak Emission Line Central Stars of Planetary Nebulae
本文介绍并讨论了所有行星状星云弱发射线中心星的紫外光谱。我们进行了线识别，等效宽度和通量测量的几个功能，在他们的光谱。我们发现，WELS可以分为三个不同的组，就其UV：i）强P-Cygni配置文件（主要是在CIV 1549）; ii）弱P-Cygni功能和iii）缺乏P-Cygni配置文件。最后一组包括具有无特征的紫外光谱或具有强烈发射线和弱连续谱的恒星，这些恒星最有可能是星云起源的。我们已经测量了所有在NV 1238和/或C IV 1549中呈现天鹅座P-Cygni轮廓的物体的风终极速度。将所得结果与[WC]-PG 1159类的两颗原型星（即A30和A78）的紫外数据进行了比较。对于代表P-Cygnis的WELS，大多数终极速度落在~1000-1500 km/s的范围内，而[WC]-PG 1159恒星具有更高的值，约为3000 km/s。[WC]-PG 1159星的特征是在1150- 2000 A的间隔内同时发射出强烈的天鹅座P-Cygni辐射，分别是NV 1238、O V 1371和C IV 1549。与此相反，我们发现，O V 1371是非常弱的或不存在的WELS光谱。仅根据紫外光谱，我们的研究结果表明，[WC]-PG 1159恒星不同于WELS，与文献中先前的说法相反。
2007-10-03 astro-ph
The chemistry of compact planetary nebulae
我们报告的几个分子物种（13 CO，HCN，HNC，CN，HCO+和N2H+）在紧凑的行星状星云样品的高灵敏度毫米观测。有些物质，如HCO+和CN，与AGB恒星周围的包层甚至星际云相比特别丰富。我们已经估计了柱密度比的以下平均值：CN/HCN~2.6，HCO +/HCN~0.5，和HNC/HCN~0.4。因此，这些致密PNe中的分子包膜的化学组成似乎介于原始PNe（如CRL 2688或CRL 618）和进化良好的PNe（如Ring、M4 - 9或Hisp）之间。根据对CO同位素的观测，我们估计了12 C/13 C比值在10~<12 C/13 C~<40之间。这些值低于标准的渐近巨分支模型的预期，并建议非标准的混合过程。所观察到的分子丰度进行比较，最近的建模工作，我们的结论是，观察很好地解释，在一般情况下，与时间相关的气相化学模型中，电离率提高了几个数量级的平均星际值。因此，我们的观察证实，PNe的中性壳层中的化学物质基本上是由来自热中心恒星的高能辐射控制的。化学过程的复杂性由于与中心恒星的性质以及包层的几何形状和结块程度有关的许多因素而增加。PN化学的几个方面，仍然有待理解的框架内讨论的可用的化学模型。
2002-10-31 astro-ph
HST/WFPC2 and VLT/ISAAC observations of PROPLYDS in the giant HII region NGC 3603
我们报告了在巨大的HII区NGC 3603中发现的三个类似突起的结构。HST/WFPC 2的窄波段和宽波段光学观测以及VLT/ISAAC的近红外宽波段观测都清晰地分辨出发射星云。这三个星云都是蝌蚪状的，头部明亮的电离前沿面对着中央的星团，而尾部周围的电离前沿则远离星团。典型尺寸为6，000 A. U。x20 000 A.U.这些星云的整体形态与猎户座的前行星状星云（PROto PLANETARY PROS ''）相同，但尺寸要大20到30倍。位于星云和中央电离星团之间的其他暗丝可以解释为来自星团中大质量恒星的快风与来自前体的蒸发流相互作用的弓形激波。NGC 3603中蝌蚪状的发射星云与猎户座中的probuds惊人的相似性表明，这两种类型的物体的物理结构可能是相同的。我们提出了一个外部照明的星盘信封系统，这仍然是在其主要吸积阶段时，第一次暴露于电离辐射从中央集群的二维辐射流体动力学模拟。模拟结果很好地再现了NGC 3603中原子弹的整体形态，但同时也表明，要解释原子弹的大小，质量损失率必须达到10^-5 Mo/yr。（略）
1999-10-05 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
Magnetic-Driven Winds from Post-AGB Stars: Solutions for High Speed Winds and Extreme Collimation
本文探讨的影响后AGB风驱动的磁压力从恒星表面。在这个假设下，风可以达到很高的速度，并导致高度准直的原行星状星云的形成。该模型较好地再现了具有周期性特征和恒速的双极多节射流。计算了几个终极速度从几十$\kms$到$10^3$ $\kms$的风模型，得到了线性动量在$10^{36}-10^{40} \gcms$范围内，动能在$10^{42}-10^{47} $ erg范围内的外流。这些结果与最近对原行星状星云的观测结果一致，这些观测结果指出，如果辐射压被认为是这些外流的唯一驱动力，则会出现严重的能量和动量赤字。我们的模型加强了这样一个概念，即后AGB恒星的大质量损失率，以及从晚期AGB到行星状星云阶段的短过渡时间，可以直接与在这个过渡阶段产生强磁场有关。
2004-09-24 astro-ph
Synthetic post-Asymptotic Giant Branch evolution: basic models and applications to disk populations
我们从理论的角度探索后渐近巨分支（后AGB）恒星的领域，通过构建过渡对象，原行星状星云，行星状星云核，和后行星状星云对象的合成人口。我们使用蒙特卡洛过程来过滤出相应的人口一组给定的假设。我们通过研究初始质量函数（IMF）、初始质量-终末质量关系（IMFMR）、跃迁时间（t_tr）、包层抛射结束时的包层质量（Me_r）、行星状星云寿命（t_PN）、中心恒星的氢燃烧和氦燃烧阶段对参数空间的影响来探索参数空间。根据HR图分布、Mv-t平面和质量直方图对结果进行了讨论。我们发现：（1）合成布居对假定的IMF和IMFMR的依赖性一般是温和的;（2）Me_r的不确定性对t_tr产生很高的不确定性，从而对由此产生的AGB后布居产生很高的不确定性;（3）合成模型对He-与H-燃烧的PNNi比率进行了检验。在本文中，磁盘后AGB人口。未来的应用将包括麦哲伦云PNe，以及膨胀和椭圆星系的人口。
2000-05-25 astro-ph
Diffraction-limited 3 um Spectroscopy of IRAS 04296+3429 and IRAS 05341+0852: Spatial Extent of Hydrocarbon Dust Emission and Dust Evolutionary Sequence
本文介绍了利用斯巴鲁望远镜的自适应光学系统对富碳原行星状星云IRAS 04296+3429和IRAS 05341+0852进行的3 μ m光谱测量。我们利用近衍射极限光谱探测碳氢尘埃发射区的空间范围。我们发现了一个从IRAS 04296+3429中心延伸到100- 160质量的烃排放核，相当于400- 640 AU的物理直径，假设距离为4千秒差距。另一方面，我们发现，IRAS 05341+0852是没有空间分辨与此仪器。这些原行星状星云的物理范围，以及先前发表的IRAS 22272+5435的重新分析数据，表明这些后AGB恒星中烃尘排放的物理范围与脂肪族到芳香族特征的光谱演化之间存在相关性。这些测量结果代表了对碳质尘埃在演化恒星的星周环境中的化学合成路线的首次直接测试。
2006-11-29 astro-ph
Radiative Transfer Modeling of Three-Dimensional Clumpy AGN Tori and its Application to NGC 1068
最近对NGC 1068和其他活动星系核的观测支持这样一种观点，即活动星系核的中心超大质量黑洞和吸积盘周围有一个几何和光学厚度都很大的尘埃环。在2型活动星系核中，环面大致是从侧面看到的，导致中心辐射源的遮蔽和10微米附近的硅酸盐吸收特征。虽然目前大多数的环面模型都能平滑地分布尘埃，但越来越多的证据表明尘埃必须排列在云中。我们描述了一种新的方法来模拟近红外和中红外发射的三维clustertori使用蒙特卡罗模拟。我们计算的辐射场的各个云在不同的距离AGN和分布这些云的环面区域内。单个云的属性和它们在环面内的分布是从接近引力势剪切极限的自引力云的理论方法确定的。我们证明，块状活动星系核环面可以克服的问题过于明显的硅酸盐功能。最后，我们提出了模型计算的原型塞弗特2星系NGC 1068，并比较它们最近的高分辨率测量。我们的模型是能够再现SED和干涉观测的NGC 1068在近红外和中红外。
2006-02-22 astro-ph
Morphological Properties of PPNs: Mid-IR and HST Imaging Surveys
我们将回顾我们对原行星状星云的拱星尘埃壳的中红外和HST成像调查。虽然光学成像通过尘埃散射的星光间接探测尘埃分布，但中红外成像直接绘制了温暖尘埃颗粒的分布。这两个成像调查揭示了优先轴对称性质的PPN尘埃壳，这表明轴对称的行星状星云集在年底的渐近巨星分支阶段，最有可能的轴对称超风质量损失。此外，这两次调查产生了两个形态类，这两个调查之间有一对一的对应关系，表明拱星尘埃壳的光学深度起着同样重要的作用，在确定的PPN壳的形态的倾斜角。
2000-10-11 astro-ph
