The central binary and surrounding nebula of the symbiotic star V1016 Cygni
我们提出了共生星V1016天鹅座的HST/WFPC 2图像，这是第一次，直接探索星云的内部区域，以AU尺度的光学波长。他们还表明，[OIII] 4959，5007发射发生在双极流出。我们使用这些图像来确定这两颗恒星的位置，因此投影的双星间距为84 AU（假设距离为2 kpc），位置角为143.5度。此外，我们结合我们的图像与VLA无线电成像，使诊断测试的应用和性能的拱星星云被确定。最后，我们获得了V1016 Cyg的存档HST/STIS光谱，我们能够在空间上分辨星云中不同位置的源。这使得发现紫外对应于Bang等人（1992）发现的~25 arcsec扩展发射。
2002-02-04 astro-ph
The X-ray Structure and Spectrum of the Pulsar Wind Nebula Surrounding PSR B1853+01 in W44
我们介绍了钱德拉ACIS观测脉冲星PSR B1853+01及其相关的脉冲星风星云（PWN），嵌入在超新星遗迹W 44。一个硬带ACIS地图干净区分PWN从W 44的热发射。星云在南北方向上延伸，其范围约为射电辐射的一半。X射线和无线电图像之间的形态差异是明显的。光谱拟合揭示了PSR B1853+01的硬发射（Gamma ~ 1.4）和扩展星云（Gamma ~ 2.2）之间的光谱指数的明显差异。X射线通量和光谱指数的更精确值用于精确估计PWN参数，包括磁场强度、风中粒子的平均洛伦兹因子γ、磁化参数σ以及电子与其他粒子的比率k。
2002-07-03 astro-ph
Shocked gas layers surrounding the WR nebula NGC 2359
NGC 2359是一个沃尔夫-拉叶星云（Wolf-Rayet，W-R），部分被一个相当致密和温暖的分子云束缚。本文给出了分子材料的CO和$^{13}$ CO全采样图的结果，其角分辨率可达12”。我们探测到了三个不同的速度分量，并确定了它们的空间分布和物理性质。相对于W-R星，运动学、形态、质量和密度都有明显的分层。这些特征使我们能够了解HD 56925最近的演化历史，因为多个层可能与作用于周围星周介质的几个高能事件有关。因此，仔细研究不同的冲击波阵面包含了确定这颗演化的大质量恒星与其周围环境现在和过去相互作用的线索。通过对HD 56925这类大质量恒星的质量损失历史的分析，我们认为多层激波分子气体可能产生于HD 56925早期的LBV阶段和/或实际的W-R阶段。
2003-08-29 astro-ph
NLTE Model of NGC 6543's Central Star and its Relation with the Surrounding Planetary Nebula
我们分析了行星状星云NGC 6543的中心恒星的化学成分的基础上详细的NLTE模型的恒星风。对数丰度为H=12.00，He=11.00，C=9.03，N=8.36，O=9.02，Si=8.19，P=5.53，S=7.57和Fe=7.24。与太阳丰度相比，除C过剩0.28 dex和Fe亏损$\sim 0.2$ dex外，大部分元素相对于氢具有太阳组成。相反，大多数以前的工作，我们发现，明星不是H-穷人，并有一个正常的他组成。这些丰度与在弥漫的X射线等离子体和星云气体中发现的丰度进行了比较。与等离子体发出的漫射X射线相比，恒星风中的铁元素要少得多。由于星云气体和X射线等离子体中的铁的损耗是相似的，我们得出结论，等离子体发射的漫射X射线是来自星云气体，而不是恒星风。在恒星风和星云复合线丰度之间获得了很好的一致性，为He，C和O相对于H。另一方面，推导出的恒星N丰度小于来自复合线的星云N丰度，并同意从碰撞激发线发现的丰度。由五种不同的方法确定的平均温度变化表明，复合线和碰撞激发线之间的星云丰度的差异可以解释为由于在化学均匀介质中的温度变化。
2008-02-25 astro-ph
Resolving the bow-shock nebula around the old pulsar PSR B1929+10 with multi-epoch Chandra observations
利用Chandra X射线天文台的亚角秒角分辨率，对附近的老脉冲星PSR B 1929 +10及其周围的星际介质进行了研究。钱德拉数据被发现是完全一致的结果从深XMM-牛顿观测脉冲星而言。我们确认了脉冲星X射线辐射的非热辐射性质。除了在ROSAT和XMM-牛顿X射线天文台之前的观测中已经看到的X射线轨迹之外，我们还发现了一个围绕脉冲星的弧形星云。我们解释的功能作为一个弓激波星云，并讨论其能量的背景下，标准激波理论。
2008-05-29 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae in Evolved Supernova Remnants
对于与蟹状星云类似的恒星，大部分能量输入到周围的风星云的时间尺度小于1000年;在这段时间内，星云膨胀成自由膨胀的超新星喷出物。在10，000年的时间尺度上，超新星与周围介质的相互作用驱动了一个反向冲击波阵面朝向遗迹的中心，在那里它粉碎了PWN（脉冲星风星云）。一维和二维，双流体模拟的破碎和再膨胀阶段的PWN表明，（1）这些阶段是瑞利-泰勒不稳定性，导致热流体和非热流体的混合，和（2）周围的星际介质的不对称性引起的不对称的位置的PWN相对于脉冲星和爆炸现场。由于无线电发射电子的寿命很长，这些效应预计将在演化的PWN的无线电发射中观察到。该方案可以解释船帆座X PWN相对于船帆座脉冲星的混沌和不对称外观，而无需求助于脉冲星附近的定向流。G327.1- 1.1、MSH 15 - 56（G326.3- 1.8）、G0.9+0.1和W 44中射电星云相对于X射线星云的位移可能是由于这种机制。在比星云破碎时间大得多的时间尺度上，初始的PWN可能与热气体混合而变得不可观测，因此即使是射电辐射也由最近注入的粒子主导。
2001-07-04 astro-ph
The Galactic Disk Distribution of Planetary Nebulae with Warm Dust Emission Features: II
红外亮星系盘PNe中暖尘成分的分布与其下的恒星星族有联系吗？温暖的尘埃排放的PNe代表一个均匀的人口，这大概是年轻的，受影响最小的PN寿命可能依赖于祖质量。因此，论文I中的样本允许测试单星演化的预测，通过与合成分布的比较，并假设尖的AGB和PN统计相似。我们构造了一个AGB演化的示意模型（改编自Groenewegen & de Jong 1993），模型的自由参数由LMC中C星的光度函数（LF）、初末质量关系和PN组分范围标定。观测到的金属丰度梯度和恒星形成区域的分布与银河中心半径（Bronfman等，2000），使我们能够合成银河系盘PN祖人口。我们发现富氧PNe的分数f（O）是对AGB参数的严格约束。对于我们的最佳模型，最小PN祖细胞质量Mmin= 1 Msun预测，与观察到的22%的分数相比，所有年轻的PNe中约有50%应该富含O;因此，在2 σ置信水平下，Mmin=1.2Msun。相比之下，目前的单星AGB模型既不能解释N富集的连续范围（Leisy & Dennefeld 1996），也不能解释大多数非常富C的PNE具有Peimbert I型的观测结果（论文I）。因此，f（O）是一个更容易建模的可观测量。如论文I所报道的，f（O）随银河中心半径的减小是合成分布的一个强性质，与Mmin无关。这种趋势反映了AGB星的表面温度和核心质量在第一个热脉冲的银河金属丰度梯度的敏感性。
2000-09-25 astro-ph
The Nature of Plerions Surrounding Soft Gamma-Ray Repeaters
在至少两个软γ射线中继站（SGR）的位置上探测到了紧凑的稳定X射线发射源。这些辐射源被解释为同步加速器星云，由导致爆发的中子星提供能量。我们探讨了一个plerion模型的源周围SGR稳定观测到的排放供电的SGR爆发，而不是由自旋下降的脉冲星。在这种情况下，中子星的磁场没有极限。我们发现，注入到plerion周围SGR 1806 -20的粒子的同步辐射寿命是足够长的涂抹从个别爆发的星云发射。因此，在SGR爆发之后，不会检测到瞬态星云发射。来自多个爆发注入的组合无线电发射预计将具有比典型的plerion更陡峭的频谱。
1995-06-28 astro-ph
Probing the Magnetized Interstellar Medium Surrounding the Planetary Nebula Sh 2-216
我们目前的1420兆赫偏振图像的2.5 × 2.5度的区域周围的行星状星云（PN）Sh 2-216。这些图像来自加拿大银河平面调查（CGPS）。在Sh 2-216可见光盘的东北部显著地出现了一个低偏振强度的弧，这与PN和星际介质（ISM）之间光学识别的相互作用区域相一致。电弧包含结构变化下降到1弧分的分辨率极限在两个偏振强度和偏振角。沿着弧出现了几个偏振角“结”。通过比较节点中心的偏振角和Sh 2-216外的平均偏振角，我们估计通过节点的旋转测度（RM）为-43 +/- 10 rad/m^2。利用对RM的估计和对Sh 2-216壳层中电子密度的估计，我们推导出在5.0 +/- 2.0 microG的相互作用区域中的视线磁场。我们相信观测到的磁场更可能是星际磁场而不是恒星磁场，尽管我们不能完全排除后一种可能性。我们通过一个简单的模型来解释我们的观测，该模型描述了Sh 2-216周围的ISM磁场，并评论了旧PNe作为磁化ISM探针的潜在用途。
2008-06-09 astro-ph
Kinematic Structure of the Orion Nebula Cluster and its Surroundings
我们目前的结果，从1351高分辨率光谱的1215颗恒星的猎户座星云团（ONC）和周围的猎户座1c协会，获得与Hectochelle多目标阶梯光栅摄谱仪上的6.5米MMT。我们确认了1111颗恒星的成员，根据他们的径向速度和/或H-α发射。成员的径向速度分布显示出3.1 km/s的离散度。我们发现了一个实质性的南北速度梯度和空间相干结构的径向速度分布，类似于在该地区的分子气体。我们还确定了几个双星和高速恒星，一个区域表现出触发恒星形成的迹象，和一个可能的前景人口的恒星有点老比ONC。没有红外线过剩的恒星（如斯皮策太空望远镜上的IRAC仪器所探测到的）比红外线过剩的恒星表现出更宽的径向速度分布;这种分布主要是由于可能构成前景种群的蓝移恒星。我们还确定了一些吸积星，H-α的基础上，没有可检测的红外过度与IRAC，因此是潜在的过渡盘系统（内盘孔的对象）。我们认为，在恒星和气体成分中看到的亚结构是气体非均匀分布的引力坍缩的结果。恒星和气体成分之间的空间和运动学相关性表明该区域非常年轻，可能只有~1个穿越时间或更少，以避免冲击耗散和引力相互作用，这往往会破坏恒星和气体之间的相关性。
2007-11-02 astro-ph
Resolving the radio nebula around beta Lyrae
在本文中，我们提出了高空间分辨率的射电图像的令人费解的二进制系统β天琴座获得MERLIN在5 GHz。我们发现一个星云围绕着双星，亮度温度为11000+-700K，直径约40 AU。这明确地证实了射电辐射的热起源，这与B6- 8 II组分的风辐射一致（每年损失10^-7兆太阳的质量），被较热的伴星辐射场电离。这个包围着双星的星云，证明了β层是以一种非保守的方式进化的。e.并不是初级线圈损失的所有质量都被次级线圈吸收，目前的测量表明，自从罗氏波瓣溢出阶段开始以来，系统损失了几乎0.015兆太阳能。此外，该星云与最近的光学测量推断的喷流状结构对齐，表明它们之间可能存在联系。
2000-05-23 astro-ph
Molecular Line Observations of the Tornado Nebula and its Eye
我们目前毫米和近红外分子线观测龙卷风星云和它的眼睛。观测的动机是向星云发射的OH（1720 MHz）脉泽，被认为是超新星遗迹和分子云之间相互作用的指标。我们发现龙卷风周围分子气体的分布补充了它的射电形态，这意味着星云的外观受到周围分子气体结构的影响。我们的近红外H $_2$观测揭示了在星云膨胀到周围分子云的位置存在冲击分子气体。有人认为，龙卷风之眼与星云的关系是基于它们明显的接近。我们的近红外和毫米线观测表明，这两个物体在空间上并不相关。Br $γ$谱线的发射，结合较长波长的红外数据和高分辨率的射电连续观测，表明眼是一个深深嵌入致密分子核心的巨大原恒星源。
2003-04-17 astro-ph
Interstellar Medium Surrounding the WO Star in the Galaxy IC 1613: New Optical and Radio Observations
本文报道了对IC 1613星系中与WO星有关的星云S3及其周围扩展区域的观测结果。这颗恒星和星云明亮的核心是用安装在俄罗斯科学院特殊天体物理观测台6米望远镜上的多光瞳光纤摄谱仪观测的。获得了该恒星和三个致密团块的主谱线和积分谱图像，并构造了径向速度场。在21厘米处用甚大阵列观测到了星系的一个扩展区域。IC 1613中发现了一个巨大的环或HI壳层，其中包含了大部分的恒星星族。WO星和相关的双极星云，我们之前发现的，位于H环的内边缘。还首次发现了一个局部HI缺陷和两个弧形HI脊，可能代表WO星周围双极壳的中性成分。这两个弧形脊也可能是由集体恒星风（和超新星爆炸？）在霍奇名单上的OB协会第9号。根据新的数据，讨论了形成扩展双极特征的情况。
2001-03-20 astro-ph
XTE J0111.2-7317 : a nebula-embedded X-ray binary in the SMC
本文研究了SMC高质量X射线双星XTE J0111.2-7317周围星云的观测特征，分析了三种可能的星云类型：SNR区、弓形激波区和HII区。观测证据似乎支持的解释，XTE J0111.2-7317周围的星云是一个HII区域。因此，源似乎是一个正常的SMC Be X射线二进制（BeXRB）嵌入在一个局部增强的ISM，它已光电离创建一个HII区。1998-1999年用BATSE和RXTE观测到的X射线爆发支持了这一点。它表现出BeXRB中的巨型或II型爆发的典型特征，包括大的自旋上升速率，Lx~ 10 E38 erg/sq. cm-s，以及自旋上升速率和脉冲通量之间的相关性。然而，爆发的时间分布是不寻常的，由两个类似的强度峰值组成，第一个峰值的持续时间比第二个短。
2003-06-05 astro-ph
An HI interstellar bubble surrounding WR85 and RCW118
分析了Wolf-Rayet星LSS 3982（= WR 85，WN 6 +OB？）与光环星云RCW 118有关。我们的研究是基于中性氢21厘米线数据属于南银河平面调查（SGPS）。对HI数据的分析使我们能够识别出一个与WR 85和直径为25'的环状星云RCW 118有关的中性氢星际泡。HI泡的系统速度为-21.5 km/s，相当于2.8+/-1.1 kpc的运动学距离，与恒星距离一致。中性结构的半径约为25'或21+/-8 pc，并以9+/-2 km/s的速度膨胀。相关的电离和中性质量为3000 Mo。CO排放分布描绘了一个缺乏CO的区域与HI结构在位置和速度上一致。直径为9 '.3的内部光学星云似乎与中性原子壳层的接近部分有关。HI空洞和壳层是光学泡的中性气体对应物，很可能起源于O型和WR相期间中心恒星的强星风对周围星际介质的作用。HI泡似乎处于动量守恒阶段。
2005-07-20 astro-ph
The WC6 Wolf-Rayet star MLA 1159 in M31 and its ionization nebula BA 1-642
我们报告的光学成像和光谱观测的沃尔夫-拉叶候选星MLA 1159和周围的电离星云BA 1-642在仙女座星系。虽然这两个天体已经被发现很多年了，但我们的观测（1）证实了MLA 1159的沃尔夫-拉叶性质，（2）允许人们确定该星云是一个电离星云，（3）证明了MLA 1159与该星云的关联。超软X射线源RX J0045.5+4206的误差框包含了整个星云，似乎是一个偶然的叠加，与MLA 1159和/或BA 1-642无关。
1999-05-03 astro-ph
The mineral composition and spatial distribution of the dust ejecta of NGC 6302
我们分析了行星状星云NGC 6302的完整ISO光谱，以推导出星云中尘埃的矿物学成分。我们使用光学薄尘埃模型结合实验室测量的宇宙尘埃类似物。我们发现两个主要的温度组件分别在约100和50 K，具有明显不同的尘埃成分。温暖的组成部分包含了一个重要的贡献，从灰尘没有强红外共振。特别地，可以排除小的温热的无定形硅酸盐颗粒的存在。微弱的PAH波段的探测也指出了这个富氧星云中尘埃的特殊化学成分。冷尘埃成分包含了大部分的质量，并显示出来自结晶硅酸盐的强烈发射，其中约占质量的10%。此外，我们确定了92微米带的矿物方解石，并认为，60微米带包含碳酸盐白云石的贡献。我们提出了六种不同的碳酸盐矿物的质量吸收系数。利用TIMMI 2中红外图像研究了NGC 6302周围尘埃壳层的几何结构。我们认为，冷的尘埃成分是存在于一个拱星尘埃环，而从温暖的组件的弥漫性发射起源于叶。
2002-08-06 astro-ph
Birth and early evolution of a planetary nebula
当恒星形成行星状星云时，其最后的气体排出过程-经常观察到的围绕在年轻白矮星周围的电离气体壳层-是恒星演化中最不为人所知的阶段之一。这样的星云形成非常迅速（电离大约100年），因此形成过程本质上很难观察。特别令人困惑的是，一颗球形恒星如何能够产生一个高度不对称的星云，并有准直的外流。在这里，我们报告的黄貂鱼星云已成为一个电离的行星状星云在过去几十年的光学观测。我们发现，准直流出已经很明显，我们已经确定了星云结构，重点流出。我们还发现了一颗伴星，加强了先前的怀疑，即双星伴星在塑造行星状星云和改变连续流出的方向方面发挥了重要作用。
1998-04-02 astro-ph
Disks around Hot Stars in the Trifid Nebula
我们报告中红外观测的中心区域的Trifecta星云，进行ISOCAM在几个宽带红外滤波器和低分辨率光谱模式提供的圆形可变过滤器。对发射的分析表明，在星团的几个成员周围存在着热尘埃成分（500至1000 K）和较低温度（150-200 K）的温暖尘埃成分，这些成分激发了HII区域，以及其他在光学波长下未被检测到的恒星。补充的VLA观测表明，中红外辐射可能来自尘埃茧或星周盘，在星云的中心源和激发星的电离下蒸发。在几个源中，发射中可见$9.7μm$硅酸盐带。一个年轻的恒星源显示出星周尘埃中结晶硅酸盐的迹象。
2001-01-25 astro-ph
Temporal Variability of the X-ray Emission of the Crab Nebula Torus
我们分析了1991年至1997年期间蟹状星云的五幅ROSAT HRI图像，发现脉冲星周围的X射线环的发射结构发生了显著变化。某些地区的亮度在六年内增加了约20%，而其他地区的表面亮度则有所下降。这些变化的起源尚不清楚，但一个可能的解释是同步辐射电子的整体速度也降低了20%。
1998-08-19 astro-ph
A Multi-Frequency Radio Study of Supernova Remnant G292.0+1.8 and its Pulsar Wind Nebula
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列在20、13和6厘米的观测波长下对年轻超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8及其相关脉冲星PSR J1124-5916进行了详细的射电研究。我们发现，源的无线电形态包括三个主要组成部分：一个极化的平谱中心核心与脉冲星J1124-5916一致，周围的圆形陡谱高原与尖锐的外边缘，叠加在高原上，一系列的径向细丝光谱显着平坦比他们的周围。HI吸收主张到系统的距离的下限为6 kpc。核心清楚地对应于由PSR J1124-5916提供动力的脉冲星风星云的无线电发射，而高原则代表周围的SNR壳层。平台的尖锐外缘描绘了SNR的前向冲击，而平台区域的厚度表明前向冲击和反向冲击是分离的。假设距离为6千秒差距，源的年龄为2500年，我们推断信噪比约为1200 km/s，环境密度约为0.9 cm^-3时的膨胀速度。我们解释的平坦频谱径向细丝叠加在陡峭的频谱平台之间的前向和反向冲击的SNR瑞利-泰勒不稳定区域。平坦的无线电频谱，这些功能的结果，从有效的二阶费米加速在强烈放大的磁场。
2003-05-13 astro-ph
ISO observations toward the reflection nebula NGC 7023: A nonequilibrium ortho- to para-H2 ratio
我们观测到了反射星云NGC 7023中氢分子（H2）朝向光离解区（PDR）峰的S（0），S（1），S（2），S（3），S（4）和S（5）转动谱线。观测到的H2线比表明，它们出现在动力学温度约300 - 700 K的暖气体中。然而，数据不能通过3的邻位对对位（OTP）比率拟合。OTP比率在~1.5 - 2的范围内是解释我们的观察所必需的。这是在PDR中从H2纯旋转线测量的非平衡OTP比率的第一次检测。动态PDR的存在进行了讨论，作为这种低OTP比的最可能的解释。
1999-04-12 astro-ph
The Ever Changing Circumstellar Nebula Around UW Centauri
我们提出的反射星云周围的北冕座R星，UW岑新的图像。这个星云于1990年首次被发现，它的外观发生了重大变化。在UW Cen的估计距离上，这个星云的半径约为0.6 ly，因此星云不可能在短短8年内发生物理变化。相反，星云的形态似乎发生了变化，因为不同的部分被来自中央恒星的光照亮，这些光被其表面附近移动的厚厚的尘埃云所调制。这些尘埃云以不规则的间隔形成和消散，导致了北冕座R（RCB）恒星的著名衰退。通过这种方式，中央恒星就像一座灯塔，穿过尘埃云中的小孔，照亮了星云的不同部分。这个星云的存在为RCB星的演化历史提供了线索，可能将它们与行星状星云和最后的氦壳闪光星联系起来。
1999-03-27 astro-ph
Modeling Spitzer observations of VV Ser. II. an extended quantum heated nebula and a disk shadow
我们目前的中红外斯皮策IRAC和MIPS图像的UX猎户座恒星VV Ser和周围的云。5.6- 70微米的图像显示明亮的，本地化的和云雾状的发射扩展超过4弧分中心的VV Ser。我们解释的星云状是由于瞬态加热颗粒激发的UV光子发出的VV Ser。一个配套文件描述了如何VV Ser磁盘的物理结构已被约束使用广泛的观测数据建模的轴对称蒙特卡罗辐射转移代码。在本文中，我们采用该模型来研究星云周围VV Ser使用量子加热的PAH分子和非常小的颗粒（VSGs）组成的无定形碳在热冷却近似。印在星云体上的是一个楔形的暗带，以恒星为中心。我们解释这个黑暗的楔形阴影的近边缘上的磁盘在紫外光的内部区域，使多环芳烃被激发，只有在这个阴影之外。盘影的存在强烈地限制了盘的倾角和位置角。虽然取决于所采用的多环芳烃不透明度，在周围的云的多环芳烃的丰度被限制在5+/-2%的总尘埃质量，给定的不透明度。对于100的气尘比，雾化程度将VV Ser盘周围的气体密度限制在500+/-200 cm-3。这种低密度表明，量子加热的物质不是VV Ser原始包层的一部分，而是恒星形成后进入的巨蛇座分子云的一个静止部分。[摘要删节]
2006-10-12 astro-ph
Photodissociation regions and star formation in the Carina Nebula
我们已经获得了宽场热红外（IR）图像的船底座星云，使用SPIREX/阿布望远镜在南极。多环芳烃（PAHs）在3.29 μ m处的光解离区域（PDR）示踪物的发射揭示了整个复合体中许多有趣的、定义明确的团块和扩散区域。近红外图像（1- 2微米），以及来自中途空间实验（MSX）卫星的图像（8- 21微米）被合并，以更详细地研究年轻恒星与周围分子云之间的相互作用。在匙孔星云中发现了两个新的PAH发射团，并利用SEST在12 CO（2- 1）和（1- 0）中进行了映射。对它们的物理性质的分析表明，它们是致密的分子团，在其表面上用PDR进行外部加热，并以与该区域其他团相似的方式受到外部压力的支持。一个先前确定的外部加热小球包含IRAS 10430-5931在南部分子云，显示出强烈的3.29-，8-和21-um的发射，光谱能量分布（SED）揭示了一个超紧凑（UC）的HII区域的位置。星云的北部是复杂的，PAH辐射与中红外尘埃连续辐射混合。几个点源位于这里，通过两个组件的黑体适合他们的SED，我们已经确定了3个可能的UC HII地区，以及一个年轻的恒星周围的拱盘。这意味着该区域的恒星形成正在进行中，并且不会因周围年轻大质量恒星的强烈辐射而停止。
2001-11-16 astro-ph
Deep MIPS Observations of the IC 348 Nebula: Constraints on the Evolutionary State of Anemic Circumstellar Disks and the Primordial-to-Debris Disk Transition
我们描述了新的，深MIPS测光和新的高信噪比光谱的250万年前的IC 348星云。为了探索IC 348盘人口的属性，我们将这些数据与以前的光学/红外光度学和光谱学相结合，以识别气体吸积的恒星，检查它们的中红外颜色，并模拟它们的光谱能量分布。IC 348包含许多不同演化状态的源，包括原恒星和被原始盘包围的恒星，两种过渡盘和碎片盘。大多数围绕早期/中等光谱型恒星（大于1.4 Msun，2.5 Myr）的盘是碎片盘;大多数围绕太阳和亚太阳质量恒星的盘是原始盘。在1- 2 sigma水平，质量较大的恒星也比质量较低的恒星具有较小的气体吸积频率和较小的中红外光度。这些趋势暗示了一个恒星质量相关的磁盘演化，其中大多数磁盘周围的高/中等质量的恒星脱落的快速，250万年的时间尺度上的原始磁盘。对于质量大于0.5 Msun的恒星，MIPS探测到的过渡盘的频率约为15- 35%。与100万年前的金牛座和500万年前的NGC 2362相比，IC 348中过渡盘的相对频率与过渡时间尺度是一致的，过渡时间尺度是原始盘总寿命的一个重要部分。
2009-06-16 astro-ph
The Triple-Ring Nebula around SN1987A: Fingerprint of a binary merger
超新星1987A是自1604年开普勒超新星以来第一颗肉眼观测到的超新星，它违背了许多理论预期。它的异常现象长期以来被归因于两颗大质量恒星之间的合并，这发生在爆炸前大约20，000年，但到目前为止还没有确凿的证据表明这种合并发生了。在这里，我们提出了三维流体动力学模拟的质量喷射与这样的合并和随后的演化的喷出物，我们表明，这准确地再现了三环星云周围的超新星的属性。
2007-03-13 astro-ph
Infrared Nebulae Around Young Stellar Objects
我们提供了一个包含106个反射星云的K波段图集，其中41个是新发现的。我们观察到这些星云与UH 2.2米望远镜的过程中，被选为附近的年轻I类源的197个对象的成像调查。每个星云的K波段图像和流量校准的表面亮度等值线图。我们发现，星云的近红外光度和物理尺寸随着照明源的辐射光度的增加而增加。只有22个星云（约占候选I类源的10%）有激波H_2发射的迹象。我们观察到的星云种类繁多，使我们无法根据形态对它们进行分类。然而，我们注意到，随着光谱指数的降低，中央恒星在K波段更频繁地可见，来自中央恒星的通量往往比来自星云的通量占主导地位。对于具有较高光谱指数的天体，大部分K波段的通量来自反射星云，而中央恒星的可见度较低。IRAS 05450+0019周围的星云具有独特的形态，我们推测它可能是一个盘状阴影投射到周围云层中的例子。我们目前的J，H和K波段图像的这个对象的表面亮度轮廓，以及它的SED从1.2微米到100微米。
2006-11-20 astro-ph
High Resolution Millimeter Imaging of the Proto-Planetary Nebula He 3-1475
我们报告的高分辨率（1-2角秒）成像的CO2 -1线和毫米连续的原行星状星云He 3-1475。观测结果表明，在HST光学图像中看到的显着的双极喷流系统的起源周围存在大量（~0.6 M_sun）的分子气体包层。CO的运动学是由一个扩展的双锥包络很好地模拟的：在单碟CO光谱中看到的突出的高速（~50 km/s）机翼出现在双锥的侧面沿着视线投影的地方。在1.3 mm和2.6 mm处检测到连续谱，这是由于温暖（~80 K）的星周尘埃的热发射。包层的结构、运动学和膨胀时间为高速射流夹带分子气体提供了强有力的证据。这些观测结果支持了一种进化的设想，即在中心恒星质量损失增加的一段时间之后，双极喷流的发展冲破了分子包层。喷流与包层的相互作用在形成随后的电离星云中起着至关重要的作用。
2004-01-15 astro-ph
A Multiwavelength Optical Emission Line Survey of Warm Ionized Gas in the Galaxy
我们报告的观测几个光学发射线对各种新发现的微弱，大规模的α-发射区域的银河系。这些谱线包括[NII] 6583、[NII] 5755、[SII] 6716、[OIII] 5007和HeI 5876，这些谱线是用威斯康星州的H-Alpha测绘仪（WHAM）获得的，它们指向探测超级气泡、高纬度的对流特征和更弥散的暖电离介质（WIM）的视线。我们的观测包括覆盖数千平方度的地图，朝向著名的猎户座-波江座气泡，最近发现的60度x 20度双极超级气泡，以英仙座为中心，加上围绕OB恒星和热演化恒星核心的几个经典HII区域。我们使用的发射线数据，以探索的温度和电离条件内的发射气体和它们之间的不同发射区域的变化。我们发现，与明亮的经典HII区相比，在弥漫的WIM区和微弱的高纬平行结构中，[NII]/Ha和[SII]/Ha的线比一般较高，而[OIII]/Ha和HeI/Ha一般较低。这表明产生这种微弱的宽分布辐射的气体温度更高，处于较低的电离状态，并且比O星周围的经典HII区域的气体电离更软，这是WIM的假定电离源。此外，我们发现大气泡结构和更扩散的WIM之间的物理条件的差异，这表明从内部O协会的辐射的超气泡壁的电离并不完全占范围内的WIM，特别是最高值的[NII]/Ha和[SII]/Ha的条件。
2006-09-20 astro-ph
ISO Spectroscopy of H2 in Star Forming Regions
利用红外空间天文台（ISO）获得的光谱，我们研究了21个YSO样品中的分子氢发射。在12个来源中检测到H2发射，可以解释为由嵌入式YSO与周围分子云的流出相互作用引起的冲击，或者在暴露的年轻早期型恒星周围的PDR中引起。这两种机制之间的区别不能总是由纯转动H2线单独作出。需要其他示踪剂，如PAH发射或[SI] 25.25微米发射，以识别H2加热机制。激波和PDR都显示出H2中的暖组分和热组分，我们将其解释为来自暖分子气体的热发射（暖组分），或者在PDR的情况下紫外泵浦的红外荧光和激波中H2的再形成（热组分）。
2000-01-19 astro-ph
A Circular Planetary Nebula around the OH/IR Star OH 354.88-0.54 (V1018 Sco)
英国施密特望远镜（UKST）对南银道面进行的H-α巡天拍摄的新的深度高分辨率H-α图像显示，存在一个微弱的、高度圆形的行星状星云，围绕着一颗非常长周期的变星（现在称为V1018 Sco），该恒星最初是作为1612 MHz OH脉泽发现的，OH 354.88-0.54。星云的相位滞后距离、直径和径向速度分别为3.2kpc、0.3pc和13 km/s。结合脉泽属性与近，中，远红外数据和我们的光谱的环，我们得出结论，该对象是一个中等质量的AGB星（初始恒星质量> 4 Msun，其中快速风最近打开，电离以前脱落的星周物质。因此，我们推测，我们可能正在目睹一个迄今未被观察到的PN演化阶段，其中PN只是最近才开始围绕一颗明确仍处于AGB中的恒星形成
2004-12-08 astro-ph
3-D ionization structure (in stereoscopic view) of Planetary Nebulae: the case of NGC 1501
高激发行星状星云NGC 1501的长缝阶梯光栅图，根据Sabbadin等人（2000 a，b）开发的方法进行还原，使我们能够获得光谱狭缝覆盖的八个星云切片中电离气体的“真实”分布。一个3-D渲染过程的描述和应用，组装的层析图像和重建的空间结构。NGC 1501的图像，在12个方向上分开15度，形成了一系列立体对，在许多方向上提供了令人惊讶的3D视图。主星云由一个近似扁椭圆的中等椭圆度（a=44角秒，a/b=1.02，a/c=1.11）的椭球体组成，在赤道带较亮，因几个隆起而变形，嵌入一个非常均匀的向内延伸的茧状星云中。对重建后的星云进行了可靠性检验，给出并分析了径向物质分布、小尺度密度起伏和2-D（形态）- 3-D（结构）关联。三维重建在一般膨胀星云（行星状星云、新星和超新星遗迹、Wolf-Rayet星族I星周围的壳层、共生星喷出的星云、早期光谱型主序星周围的气泡等）的形态、物理条件、电离参数和演化状态等方面有着广泛的应用。阐述
2001-02-21 astro-ph
