Oxygen and neon abundances of planetary nebulae in the elliptical galaxy NGC 4697
本文给出了距扁平椭圆星系NGC 4697中心不同角距离的14个行星状星云的深光谱。在中心附近和最外围的PN中，我们都发现了几个非常强的[O III] 5007的例子，大约比H β亮20倍。这与强[Ne III]线一起，意味着在中心附近的太阳附近以及距离NGC 4697中心超过两个有效半径处的O和Ne丰度的下限。因此，我们已经发现，第一次从个别恒星，直接证据的存在，在椭圆星系中的金属丰富的人口，确认来自吸收线指数和扩展的信息，恒星表面亮度太低的吸收线研究的角距离的金属丰度。通过与NGC 4697中心附近的综合吸收线光谱的丰度比较，发现在一个有效半径范围内金属丰度梯度非常陡峭，而在一个有效半径范围外金属丰度梯度就变得不那么明显了。这种解释的唯一替代方案是存在[Z/H]低于-1的非常贫金属的PN人口，我们不能排除这种情况，但需要一个几乎没有中间金属丰度的极端双峰金属丰度分布。
2005-03-29 astro-ph
Giant Ly-alpha nebulae in the high redshift (z>2) Universe
高红移射电星系（z>2）被认为是今天巨型椭圆星系的祖先。它们经常与巨大的Ly-alpha星云（有时大于100 kpc）联系在一起，这些星云在20多年来一直是关于宿主星系演化状态及其化学富集和恒星形成历史的宝贵信息来源。本文总结了近10年来有关巨型星云的最重要的研究结果，以及这些结果对我们理解大质量椭圆星系早期演化的意义。
2006-11-24 astro-ph
Spectroscopy of Planetary Nebulae in Sextans A and Sextans B
六分仪A和六分仪B是位于本星系群外围的两个dIr星系，其中的PNe和H II区域都被探测到（Alberby & Lesser 1981，Magrini et al. 2002，2003）。本文介绍了这两个星系的PNe区和HII区的光谱观测结果。
2004-07-09 astro-ph
Chemical Abundances of Planetary Nebulae in the Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy
本文介绍了最近在人马座矮椭圆星系中发现的两个行星状星云He 2 -436和Wray 16 -423的分光光度和成象。Wray 16 -423是一个高激发行星状星云（PN），中心有一颗炽热的恒星。相比之下，He 2 -436是一个高密度的PN，有一颗较冷的中心恒星和局部尘埃的证据，消光比Wray 16 -423高出E（B-V）=0.28。Wray 16 -423的绝灭（E（B-V）=0.14）与人马座矮星的绝灭是一致的。两个PN在它们的光谱中显示Wolf-Rayet特征，尽管在Wray 16 -423中的线很弱。在[O III]和H-α +[N II]中的图像，尽管受到较差的视觉效果的影响，但在去卷积后，Wray 16 -423的直径为1.2“; He~2-436未被解析。He 2 -436的光度大约是Wray 16 -423的两倍，它的大小和高密度表明它是一个更年轻的PN。为了调和这两个PN的不同光度和星云性质与相似的年龄祖星，建议他们是在He燃烧的轨道上的丰度模式是非常相似的，在两个星云中，并显示出一个相对于银河系PN的平均O丰度为-0.4 dex和[O/H] =-0.6的氧贫化。Sgr PN祖星是Sgr星群中金属丰度较高的尾星的代表。丰度耗尽的模式是类似的，在唯一的其他PN在银河系的矮星系伴侣，在天炉座，其中新的光谱。然而，丰度大于星系晕PN，表明形成年龄较晚。由其PN推断的S…
1997-05-13 astro-ph
Detection, photometry and slitless radial velocities of 535 planetary nebulae in the flattened elliptical galaxy NGC 4697
我们已经在NGC 4697中探测到了535个行星状星云（PN），使用经典的带内，带外滤波技术，在ESO甚大望远镜的第一个8米望远镜单元的卡塞格伦焦点上使用焦点缩减器和摄谱仪（FORS）。通过我们的测光，我们建立了NGC 4697的[O III] 5007行星状星云光度函数（PNLF）。它表明距离为10.5 Mpc，大大小于早期动力学研究中使用的先前估计的24 Mpc。PNLF还提供了特定PN形成率的估计值。结合带上图像的信息与PN的位置分散，狭缝棱镜图像，我们已经获得了531的535 PN的径向速度。它们提供的运动学信息最远可达距原子核近三个有效半径的距离。在外部区域检测到一些旋转，但该星系的旋转曲线似乎下降超过一个有效半径。假设速度分布是各向同性的，速度色散曲线与原子核的三个有效半径内没有暗物质是一致的（然而，如果速度分布是各向异性的，则可以存在一些暗物质）。我们得到蓝色的质光比为11。NGC 4697的早期M/L比值太小，因为用于推导它们的距离太大。
2001-09-05 astro-ph
Planetary Nebulae in NGC 5128 (Centaurus A)
对邻近的合并后椭圆星系NGC 5128（CenA）中的行星状星云（PNe）的研究已有近20年的历史。作为最近的巨型椭圆星系，它是河外PN研究的主要目标。这些研究涉及了许多问题，包括星系的距离，暗物质含量，晕结构，合并历史和恒星星族。我们回顾了在NGC 5128中进行的主要PN研究，并介绍了一项新的研究，我们测量了134 PNe的[NII]/H-alpha比值。我们发现在我们的样本中没有明显属于I型的PNe，这支持了星系晕中最后一次主要的恒星形成事件发生在1-2 Gyr之前的观点。
2004-12-17 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
The formation of bipolar planetary nebulae
使用辐射流体动力学代码，我遵循不同质量的恒星周围行星状星云的形成。由于一颗质量较大的中心恒星比质量较小的恒星演化得更快，因此可以预期这将影响PN的形成。对于恒星，我使用Bloecker（1995）中质量为0.605 M0和0.836 M0的残余物的演化轨迹。AGB风被假设集中在一个薄的圆盘中，在没有演化恒星的模型中，这导致了双极星云的形成。我发现，在0.836 M0残留物的情况下，星云确实获得了双极形状，而对于0.605 M0残留物，形状更椭圆。其原因是AGB材料的扩散需要时间;如果这发生得足够慢，AGB风中的密度分布将变得平滑，导致更多的椭圆形状。如果它发生得很快，原始的密度分布（在这种情况下是一个薄的磁盘）几乎不会受到影响。这一结果表明，较低质量的中心恒星不太容易产生双极星云，这一点得到了观测的支持。
1997-04-17 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
Halo Kinematics
我总结了最近在椭圆星系晕（球状星团，行星状星云，和综合恒星光）的热示踪剂的运动学观察，这些告诉我们的动力学，暗物质的内容，和形成的椭圆。一个普遍的结果是椭圆星系中普遍存在的暗物质晕。对球状星团和行星状星云的研究发现，在许多椭圆星系中存在着外晕旋转，其V/sigma ~ 1值超过几个R_e。在某些巨型椭圆星系（M49，M87）中，贫金属和富金属球状星团之间可能存在运动学差异。这些结果与椭圆星系的合并起源是一致的。高质量的数据和新的建模技术现在使得有可能通过积分光测量同时确定椭圆星系中的轨道各向异性和引力势;这些研究现在为椭圆星系中的暗物质晕提供了最好的证据。新一代的8- 10米望远镜，带有多目标和积分场摄谱仪，将大大增加离散示踪剂的样本大小，并提供椭圆晕的二维光谱。新的分析方法将允许在大量的椭圆星系中对恒星运动学和暗物质分布进行可靠的测定。与数值模拟的比较将变得越来越重要，数值模拟变得越来越详细，物理上也越来越逼真。
1998-11-09 astro-ph
Spectra of planetary nebulae in NGC 5128 (Centaurus-A)
本文给出了Hui等（1993）星表中椭圆星系NGC 5128（Centaurus-A）中五个行星状星云的低色散谱。行星状星云（PN）的半径范围为7.9至17.7弧分（8至18Kpc）。光谱显示出H I、He I、He II、[O III]、[N II]和[S II]的典型发射线，与银河系中的高激发行星状星云非常相似。这意味着，从恒星演化的角度来看，不应该有特殊的影响，通过考虑的PN光度函数的距离估计的明亮的截止。特别是在NGC 5128中检测到的最亮PN在光谱上并不罕见。其中一个PN显示出相对较强的He II和[N II]线，而衍生的N/O比表明它可能是一个I型星云，被认为是由高质量的祖星产生的。五个PN的氧丰度的测定显示出低于太阳的平均值0.5 dex。鉴于NGC 5128是一个椭圆星系，可能含有丰富的金属，PN的低金属丰度是出乎意料的，尽管在M 31的凸起处观察到了类似的情况。
1999-04-21 astro-ph
Planetary Nebulae as Mass Tracers in Galaxies
行星状星云是所有类型星系中恒星运动学的有用示踪物。我回顾了最近的观测驱动的星系质量分布研究的发展。这些研究在螺旋星系盘质量和椭圆星系晕质量上取得了令人惊讶的结果。一个关键的遗留问题是PNe和潜在的恒星星族之间的耦合。
2006-05-10 astro-ph
Modelling Kinematics and Dark Matter: The Halos of Elliptical Galaxies
这篇评论的重点是椭圆星系的外晕。它的重点是：（一）行星状星云作为测试粒子，追踪大半径恒星运动学;（二）椭圆星系晕中观测到的角动量及其理论相关性;（三）恒星运动学数据的动力学模型;（四）从广泛的测量结果中讨论椭圆星系中暗物质晕的证据。
2005-02-02 astro-ph
Properties of Proto--Planetary Nebulae
本文介绍了原行星状星云的一些一般性质，特别着重介绍了近年来的形态学研究工作。观测证据的重要性表明，原行星状星云（PPNe）肯定是轴对称的，就像行星状星云一样。最近的工作提出了两个子类的PPNe光学形态，尘埃突出的纵向延伸（DUPLEX）和明星明显的低水平拉长（SOLE）。这里给出的示例DUPLEX PPN和SOLE PPN的辐射转移模型支持DUPLEX和SOLE是两种物理上不同类型的PPNe的解释。DUPLEX PPNe和SOLE PPNe可能分别是双极和椭圆PNE的前体。
2000-02-18 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
Space telescope Imaging Spectrograph ultraviolet spectra of LMC planetary nebulae. A study of carbon abundances and stellar evolution
我们获得了24个LMC PNe在1150- 3000 nm范围内的光谱，以确定碳和其他离子丰度。该样品使LMC PNe的数量增加了一倍以上，在该波长范围内具有良好的紫外光谱质量，其光学图像可在{ \it HST}存档中获得。{ \it太空望远镜成像摄谱仪}使用了一个非常大的孔径，以获得几乎没有狭缝的光谱，因此也可以获得主要星云发射线的单色图像。对数据的分析显示出极高质量的光谱。本文介绍了发射谱线的识别和测量，以及发射碳和其他离子的离子丰度和总碳丰度的计算。在一小部分星云中发现了天鹅座P-Cygni剖面，并估计了恒星风的极限速度。在大多数星云中，总的碳丰度可以可靠地推断出来。我们发现，在圆形和椭圆形PNe的平均碳丰度是一个数量级大于双极PNe，而椭圆形和圆形PNe与双极核心有双峰行为。该结果证实了LMC PNe中的双极性与高质量祖细胞紧密相关。当与预测产量相比，我们发现，观测到的丰度比显示出向更高的碳丰度的转变，这可能是由于在模型中假设的初始条件不适合LMC PNE。
2004-11-23 astro-ph
Axisymmetrical Structures of Planetary Nebulae and SN 1987A
我总结了最近关于行星状星云和SN 1987A三环轴对称结构形成的一些模型和观点，如下。(a)我回顾了双星伴星的一般作用，包括褐矮星和行星。(b)我提出了一个机制，轴对称的质量损失的AGB，可能占轴对称结构的椭圆行星状星云和缓慢旋转的AGB恒星。(c)在Soker（1989）数值模拟的基础上，提出了SN 1987A两个外环的形成模型，并讨论了它们从爆炸恒星上位移的机制。
1998-04-02 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
Lost and found dark matter in elliptical galaxies
等质量恒星+气体+暗物质螺旋星系合并过程中形成的椭圆星系的运动学性质进行了比较，所观察到的低速分散发现的行星状星云的外围椭圆，这已被解释为指向一个缺乏暗物质的椭圆（这构成了一个问题的标准模型的星系形成）。我们发现，模拟的椭圆星系中的恒星的速度色散分布与观测的相匹配。低的外层恒星速度色散主要是由最外层恒星的径向轨道引起的，对于给定的结合能，这些恒星必须具有低的角动量才能到达它们的大径向距离，通常沿着潮汐尾被驱逐。
2006-01-16 astro-ph
New Planetary Nebulae in the Northern Galactic Plane
我们提出了深Halalpha +[N II] CCD图像的选定的新行星状星云（PNe）发现通过[O III] 5007 A发射线调查在银河系隆起地区与l > 0度。我们总共探测到了200多个天体，其中包括45个新的PNe。深Halalpha +[N II] CCD图像以及低分辨率光谱获得新的PNe，以详细研究它们。他们的第一个形态学研究表明，它们中的大多数是圆形的（60%），而椭圆形和双极分别为31%和9%。63%的圆形PNe呈环状结构，37%的圆形PNe呈致密结构。
2003-11-25 astro-ph
An atlas of synthetic line profiles of planetary nebulae
我们建立了球形、椭圆形和双极行星状星云的光电离模型网格。假设不同的速度场，我们计算了对应于不同的取向，狭缝大小和位置的线轮廓。该图集既用于教学目的，也用于解释真实星云的数据。作为一个应用程序，我们已经表明，线的轮廓往往是退化的，并恢复的几何形状和速度场的观测需要从不同的质量和不同的电离势的离子线。我们还表明，如果考虑HWHM，从观测到的线宽测量质量加权膨胀速度的经验方法是相当准确的。对于完全被狭缝覆盖的遥远星云，未知的几何形状和方向不会在统计上改变测量的速度。该地图集可从互联网上免费获取。Cloudy_3D套件和相关的VISNEB工具可应要求提供。
2008-01-31 astro-ph
A Possible Hidden Population of Spherical Planetary Nebulae
我们认为，相对于非球形行星状星云（PNs），球形PNs是大约一个数量级的可能性较小，在几千秒差距的距离被检测到。注意到的结构相似性的光环周围的非球形PN观测到的球形PN，我们假设，大多数未观测到的球形PN也类似的结构，非球形PN周围的球形晕。从最近的一项研究中得出的非球形PN与周围检测到的球形晕的比例，使我们声称在可见波段中有大量（相对于非球形PN）隐藏的球形PN。建立一个玩具模型的光度演变的PN，我们表明，声称检测分数的球形PN的基础上晕周围的非球形PN，是兼容的观测灵敏度。我们使用这个结果来更新早期的研究在二进制模型中的不同的PN整形路由。我们估计，所有PNs的~30%是球形的，也就是说，它们的祖先没有与任何双星伴星相互作用。将该分数与所有观察到的PN中观察到的球形PN的~3%分数进行比较。在所有PNs中，约15%的PNs的中等椭圆形状是由于它们的祖先与行星的相互作用，而约55%的PNs的椭圆或双极形状是由于它们的祖先与恒星伴星的相互作用。
2005-08-21 astro-ph
Morphology and Evolution of Galactic and Magellanic Cloud Planetary Nebulae
行星状星云（PNe）存在于一系列不同的形态中，从非常简单和对称的圆形外壳到椭圆形，双极甚至四极形状。它们呈现出极其复杂的花丝、节、袢和壳多样性的集合体。因此，要推导出合理的进化路径来证明所观察到的PNe形状是极其复杂的。为了理解形态多样性的起源，需要将贝壳的进化与中心恒星的进化进行对比。我们提出了一些背景和最近的结果PN形态和PN核（PNNi）的演变，包括麦哲伦云PNe的研究之间的相关性。
1999-06-10 astro-ph
Luminous red mergers in the z=0.83 cluster MS1054-03: Direct evidence for hierarchical formation of massive early-type galaxies
我们目前的结果从遥远的X射线星系团MS 1054 -03在z=0.83的形态学研究。我们获得了这个星系团的大型双色HST WFPC 2镶嵌图，并用10米凯克望远镜测量了MS 1054 -03视场中186个星系的红移。在81个光谱证实的星系团中，有13个是合并系统。这些合并中的大多数可能会演变成明亮的椭圆星系，有些可能会演变成S 0星系。如果MS 1054 -03中的星系群是典型的红移星系，那么50%的椭圆星系可能是在z<1的合并中形成的。合并一般是红色的，没有检测到OII 3727排放。这一结果与从其他研究中推断的椭圆星系的古老恒星年龄是一致的。合并优先被发现对集群的外围，这表明他们可能发生在下落块。在MS 1054 -03的外围发现了大量的近距离红星系对，证实了这个星系团中有大量的相互作用星系。
1999-10-14 astro-ph
Velocity dispersion around ellipticals in MOND
我们研究了如何不同的模型，已提出解决暗物质的问题，可以适合椭圆星系周围观察到的速度色散，无论是在小尺度（~ 20 kpc）与恒星示踪剂，如行星状星云，或大尺度（~ 200 kpc）与卫星星系作为示踪剂。牛顿引力的预测，无论是包含纯重子物质，或嵌入在大规模的冷暗物质（CDM）晕，与修正后的MOND引力的预测进行比较。标准CDM模型在小尺度上有问题，牛顿纯重子模型在大尺度上有困难，而MOND模型在两个尺度上都是可能的。
2007-10-22 astro-ph
Elliptical Galaxy Halo Masses from Internal Kinematics
附近单个椭圆星系的晕质量可以通过使用它们的恒星、行星状星云和球状星团的运动学来估计--理想的情况是结合起来。随着目前对普通光度和形态的星系的覆盖范围的不断扩大，可以确定系统性的趋势。明亮的四方形椭圆星系显示出强烈的暗物质特征，而暗淡的圆盘状星系则通常没有。前一个结果对于MOND引力理论来说是有问题的，而后者对于星系形成的LCDM范式来说是一个挑战。
2005-11-23 astro-ph
Planetary nebulae as tracers of galaxy stellar populations
本文讨论了行星状星云（PN）数的一般性问题，定义为α = N（PN）/L（gal），以及它与母恒星星族的年龄和金属丰度的关系。我们的分析依赖于简单的恒星星族和更详细的星系模型沿哈勃形态序列的整个恒星形成范围的人口合成模型。这个理论框架进行了比较与更新的人口普查的PN人口在本地组星系和外部椭圆的狮子座集团，室女座和天炉座星系团。
2006-02-21 astro-ph
Intracluster Stars and the Galactic Halos of Virgo
行星状星云可以成为椭圆星系晕的有用动力学探测器，但迄今为止，可用于研究的数据样本很少，阻碍了进展。为了获得大量的行星状星云样本用于动力学分析，我们对位于室女星系团中心的巨椭圆星系M87进行了重新观测。令人惊讶的是，我们发现，M87样本是由一个显着的部分集群内对象的污染。对星团中三个空白区域的后续观测证实，室女座的星光有很大一部分是在星团内。我们讨论了星团内恒星的星系晕的研究集群的影响。
1997-11-18 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
Departure from Axisymmetry in Planetary Nebulae
许多行星状星云（PNe）表现出明显的非轴对称结构，要么（i）星云的形状，要么（ii）在照明恒星的偏心位置。通过检查大量的高分辨的PNe图像，我们估计大约有30-50个质子的所有PNe表现出明显的非轴对称结构。在本文中，我们将讨论如何从轴对称偏离可能会产生的二元性质的PNE的祖先。这些设想包括：（a）具有偏心轨道的相对近距离双星，以及（b）具有圆形或偏心轨道的较长轨道周期系统。为了评估的分数PNe的非轴对称形态预计将出现在二元系统中，我们进行了详细的人口合成研究。对每个二元体的轴对称性的预期偏差进行了分类，并将结果制成表格。我们发现，大约25个椭圆粒子和30-50个双极粒子有望从二元相互作用中获得非轴对称结构。
2001-02-12 astro-ph
Abundances of Planetary Nebulae NGC3242 and NGC6369
行星状星云NGC3242和NGC6369的光谱是利用斯皮策太空望远镜和红外太空天文台（ISO）在中红外波段进行的光谱测量重新分析的。目的是确定这些物体的化学成分。我们还利用国际紫外探测器（IUE）和地面光谱。这些椭圆形的PNe是有趣的，因为它们是经过充分研究的，附近的，明亮的物体，因此允许对这种类型的星云进行合理完整的比较。从中红外线，这是不敏感的电子温度，确定的丰度被用作确定的组合物，这被发现从早期的结果有所不同的基础。发现的丰度，特别是氦和氧的低值，表明中心恒星最初质量相当低。首次测定了NGC3242中磷的丰度。这两个星云的电子温度大致恒定，不像NGC6302和NGC2392那样有很强的温度梯度。最后将这些星云的元素丰度与太阳的元素丰度作了比较。Fe和P的丰度较低，这表明这些元素是星云尘埃的重要组成部分。
2008-09-22 astro-ph
Expansion velocities and core masses of bright planetary nebulae in the Virgo cluster
用欧洲南方天文台VLT上的FLAMES摄谱仪测量了室女星系团核心11个行星状星云（PNs）的视向速度和[OIII] 5007 AA膨胀速度。这些PN位于两个巨大椭圆形星系M87和M86之间的大约中间位置。根据[OIII] 5007 AA谱线轮廓宽度，11个PN样本的半最大膨胀速度的平均半宽为v_HWHM = 16.5 km/s（RMS=2.6 km/s）。我们使用与M87绑定的PN子样本来消除距离不确定性，并由此得到[OIII] 5007 AA光度来推导中心恒星质量。我们发现这些质量至少为0.6 M太阳，得到PN的可观测寿命t_PN < 2000 yrs，这意味着在室女星系团核心探测到的明亮PN是致密的高密度星云。最后，我们讨论了几个方案，解释这些明亮的M87晕PN的高中心恒星质量。
2008-01-07 astro-ph
Far Infrared Emission from Elliptical Galaxies: NGC 4649, NGC 4472, and NGC 4636
本文给出了室女星系团中三个明亮椭圆星系的ISOPHOT P32过采样图和P37/39稀疏图。这些图在60、100、170和200微米处达到ISOPHOT仪器的极限灵敏度。两个椭圆星系在几十毫焦的水平上没有显示出所有远红外线等时线波长的发射。零探测提供了一个测试的椭圆星系中的尘埃的演变及其大小分布和组成。如先前的研究所示，在许多椭圆星系中，红外天文台和国际标准化组织都检测到相对于恒星连续谱的中红外辐射超过6-15微米，这表明辐射来自星周尘埃。在假设这些来自演化中的红巨星和行星状星云的尘埃流不断地向星际介质提供尘埃的情况下，我们计算了适合于NGC 4472的ISOPHOT波段的红外光度。零远红外等时线观测结果超过了从正常老恒星星族排出的尘埃所预期的远红外通量。
2002-09-27 astro-ph
The isolated elliptical NGC 4555 observed with Chandra
我们目前的钱德拉观测椭圆星系NGC 4555的分析。该星系位于一个非常低密度的环境中，要么与所有类似质量的星系隔离，要么位于一个星系群的外围。尽管如此，NGC 4555有一个巨大的气体晕，延伸到约60 kpc。我们发现平均气体温度为~0.95 keV，铁丰度为~0.5太阳能。我们模拟的表面亮度，温度和丰度分布的晕，并使用这些结果来估计参数，如熵和冷却时间的气体，和总的引力质量的星系。与最近的结果显示中等光度椭圆星系包含相对少量的暗物质相反，我们的结果显示NGC 4555有一个巨大的暗晕和大的质光比（50 kpc时56.8 [+34.2，-35.8]太阳，5个有效半径时42.7 [+14.6，-21.2]太阳，1 sigma误差）。我们讨论这种差异，并考虑可能的机制，星系可能会减少其暗物质的内容。
2004-07-27 astro-ph
The Correlations between Planetary Nebula Morphology and Central Star Evolution. Analysis of the Northern Galactic Sample
对北银河系行星状星云（PNs）进行了研究，以揭示星云形态与中心恒星（CSs）演化之间可能存在的相关性。为此，我们建立了迄今为止最好的数据库，考虑到同质性和完整性。我们使用更新的统计距离，更新的形态分类方案，我们计算Zanstra温度为大样本的PN。通过我们的研究，我们证实了圆形，椭圆形和双极PN在银河系内具有不同的空间分布，到银河系平面的平均绝对距离分别为0.73，0.38和0.21 kpc。我们还发现的证据表明，中央恒星的质量分布是不同的这些形态组，虽然我们没有发现，CS主办的双极PN是热的，平均而言，比CS内的圆形和椭圆形PN。我们的结果与以前的分析，表明圆形，椭圆形和双极PNs演化的祖先在不同的质量范围内，可能属于不同的恒星星族，也表明了不同形态的PNs的氦和氮的丰度。
2002-05-02 astro-ph
UV excess and AGB evolution in elliptical-galaxy stellar populations
在一些椭圆星系中观察到的“紫外线上升”现象的令人困惑的起源，最近已经通过确定热HB星为星系紫外线光度过剩的主要贡献者而得到解决。虽然蓝色的HB形态似乎是金属贫乏的恒星星族的自然特征，但它在富含金属的系统中的出现，往往伴随着每单位星系光度行星状星云的比率较低，可能需要在早期类型星系中紫外线过量和AGB属性之间建立密切联系。在这项工作中，我们想简要地评估这个问题，依靠红外表面亮度波动作为一个强大的工具来跟踪AGB属性与未解决的恒星星族的外部星系。
2007-08-01 astro-ph
Lost & Found Dark Matter in Elliptical Galaxies
有强有力的证据表明，宇宙中的质量是由暗物质主导的，暗物质产生引力，但其确切性质尚不清楚。特别是，所有的星系都被认为嵌在大量的暗物质晕中。这种观点最近受到了普通椭圆星系外围令人惊讶的低随机恒星速度的挑战，这被解释为缺乏暗物质（Mendez et al. 2001; Romanowsky et al. 2003）。在这里，我们表明，低速实际上是兼容的星系形成暗物质晕。利用盘星系合并的数值模拟，我们发现，恒星轨道在外部区域的椭圆是非常拉长。这些恒星在第一次近距离通过时被潮汐力从它们原来的星系中撕裂出来，并沿着向外的轨道运行。拉长的轨道，加上观测到的示踪剂的密度急剧下降，解释了即使在存在大量暗物质的情况下观测到的低速。当观察三轴椭圆时，投影效应会导致沿某些视线观察到的速度更低。
2005-06-27 astro-ph
Elliptical Galaxies: Darkly Cloaked or Scantily Clad?
行星状星云（PNe）可能是早型星系晕中最有希望的示踪物。我们已经使用多目标光谱仪的WHT和VLT，和新的行星状星云光谱仪的WHT，获得数百个PN速度在附近星系的一个小样本。这些椭圆星系显示出微弱的晕旋转，这可能与星系形成的从头算模型一致，但与更详细的主要合并模拟不一致。L* 附近的星系显示出普遍下降的速度色散曲线的证据，动力学模型表明在5 Reff内存在很少的暗物质-这意味着晕要么没有CDM预测的那么大，要么没有集中。
2003-10-30 astro-ph
Jets, knots and tails in planetary nebulae: NGC 3918, K 1-2 and Wray 17-1
我们分析了三个行星状星云的光学图像和高分辨率，长狭缝光谱，这些星云具有准直，低电离的特征。NGC 3918是由一个内部的纺锤形外壳组成，相对于天空平面略微倾斜。离开这个壳的极地地区，我们发现一个双边喷流扩展的速度线性增加，从50到100公里/秒的距离。喷流可能与内壳层同时代（年龄约为1000 D yr，其中D是以kpc为单位的距离），这表明它的形成应该归因于同样的动力学过程，也塑造了主星云，而不是更近的质量损失事件。我们根据流体力学和磁流体力学理论讨论了非球面壳层和喷流的形成。K 1-2是一个行星状星云，有一个紧密的双星核，显示出一串平行的结嵌入在一个弥漫的椭圆壳中。这些纽结以与椭圆星云相似的速度（25 km/s）扩张，除了位于主星云外的延伸尾巴，其线性加速高达45 km/s。我们估计一个倾角的视线上的40度的字符串的结;一旦轨道的方向也被确定，这些信息将使我们能够测试的预测目前的理论发生的极地喷流从密切的双系统。Wray 17-1有着复杂的形态，显示了两对低电离结构，它们位于与中心恒星几乎垂直的方向，并嵌入在一个巨大的弥漫星云中。这两个对显示出显著的相似性和差异，他们的起源是非常令人费解的。
1999-12-22 astro-ph
Collisionless evaporation from cluster elliptical galaxies: a contributor to the intracluster stellar population
通过简单的数值模型，我们讨论了“无碰撞恒星蒸发”从星系团椭圆星系可能是一个有效的机制，产生集群内恒星星族。这一机制的有效性是由于这样的事实，即对于现实的星系和集群模型，在集群潮汐场的平衡位形附近的星系振荡周期是相同的顺序的恒星轨道时间在外部的星系本身。借助于蒙特卡罗模拟，我们探讨了处于不同平衡位置附近的振荡星系中恒星轨道的演化。我们发现，在哈勃时间内，主要的影响是星系外围的大幅扩张，特别是影响星系团中心的星系和那些在星系团核心半径附近运行的星系：总体而言，大约10%的星系质量受到影响。因此，提出的机制可能是一些重要的cD星系晕的形状，并在更容易"星系骚扰“的形成内集群恒星星族。
2004-04-13 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
An Infrared Survey of Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae
我们目前正在进行的调查结果的红外线发射线的中子捕获元素硒和氪在银河系行星状星云（PNe）。Se和Kr可能产生于PN祖星的渐近巨星分支（AGB）阶段的s-过程的初始阶段，并在PN抛射之前通过对流疏浚带到表面。因此，PNe中Se和Kr丰度的富集表明，S-过程和疏浚是活跃的祖星。我们已经检测到的发射线[Kr III] 2.199和[Se IV] 2.287微米，在68 119银河PNe，并使用这些线通量，以获得离子和总元素丰度。利用电离校正因子Se^{3+}/Se = Ar^{++}/Ar和Kr^{++}/Kr = S^{++}/S，我们发现Se和Kr的丰度范围从接近太阳到富集5-10倍，这意味着在祖星中不同程度的疏浚效率。我们已经搜索了N-捕获元素丰度和其他星云属性之间的相关性，并发现，PNE与沃尔夫-拉叶中心恒星往往表现出更高的Se和Kr丰度比其他星云。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。
2004-08-25 astro-ph
Collimated Fast Winds in Wide Binary Progenitors of Planetary Nebulae
我们讨论了行星状星云（PNe）的形成，它的内部区域有一对或多个裂片，被椭圆形或球形的壳或晕所包围。我们认为，这些PNe大部分是由宽的双星系统形成的，最终的轨道周期在40- 10，000年的范围内，因此没有强烈的潮汐相互作用。外层的球状结构是由早期的渐近巨支风（AGB）形成的。接近AGB的末端，质量损失率增加，风速可能降低，使得在宽伴星周围形成吸积盘的条件更加有利。我们假设，吸积的同伴吹喷流或准直快风（CFW），这导致形成的一对瓣的内部区域。在旋进吸积盘的情况下，可以形成多叶结构。我们对这类系统进行了总体合成研究，发现所有PNe的5-20个子都是由这类二元系统形成的。我们还估计，这些系统中有20-40个具有可观察到的轴对称偏离，例如，中心恒星不在星云的中心。
2001-02-07 astro-ph
Intracluster Planetary Nebulae in the Virgo Cluster I. Initial Results
本文报道了对室女星系团内行星状星云巡天的初步结果。在两个16' x 16'的视场中，我们分别识别出69个和16个星团内行星状星云候选者。在靠近中央椭圆星系M87的第三个16'x16'区域，我们探测到75个行星状星云候选者，其中相当一部分是团内星云。通过对每个视场中探测到的行星的数目和行星状星云光度函数的形状的分析，我们发现：1）室女座的团内星光分布不均匀，在子团A和子团B之间存在差异; 2）室女星系团的核心在M87前方延伸约3 Mpc，因此沿视线方向被拉长，3）室女座恒星光度的至少22%存在于我们视野中的星系之间，而真实的数字可能要大得多。我们还使用我们的行星状星云的数据，认为在室女座的星团内的恒星可能来自人口是中等年龄和金属丰度。
1998-03-06 astro-ph
On the Transition from AGB Stars to Planetaries: The Spherical Case
我们讨论的基本物理模型和相关的过程负责创建和塑造出一个凉爽的AGB风信封行星状星云。我们表明，沿AGB上部的流体动力学处理，很自然地导致更现实的初始配置的行星密度斜率比r^{-2}。考虑到光电离和风的相互作用，在一个现实的方式，后AGB风信封的流体动力学导致密度结构和速度场非常相似的球形或椭圆形行星状星云的观测。
1999-12-16 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
The Number of Planets Around Stars
基于大量的椭圆行星状星云，我认为大约55%的行星状星云的祖先周围有行星。当恒星沿着红巨星分支或渐近巨星分支演化时，行星使恒星旋转。这些论点在我早期的几部作品中提出，并在本文中进行了总结，表明太阳系中存在四颗气体巨行星是普遍现象，而不是例外。我在这里继续和：（1）研究在行星状星云中探测到幸存的类土星行星的可能性，（2）提出一个模型，根据这个模型，决定水平分支恒星在HR图中分布的水平分支的第二个参数是行星的存在。一颗红巨星分支恒星与行星相互作用，将失去大部分的外壳，并将成为一颗蓝色的水平分支恒星。
1997-06-24 astro-ph
The origin of HI-deficiency in galaxies on the outskirts of the Virgo cluster. II. Companions and uncertainties in distances and deficiencies
本文对位于室女星系团外围的13个旋涡星系中性氢缺乏的成因进行了重新评价。如果这些星系穿过了星系团的核心，它们的星际气体应该已经通过星系团的热X射线发射气体的冲压压力剥离而消失了。我们分析这些HI缺乏和其他螺旋星系的速度-距离图中的位置，在其中我们包括我们的汇编61椭圆星系的速度-距离数据，并与宇宙学N体模拟获得的模拟速度-距离图进行比较。我们发现，~20%的相对塔利-费舍尔距离误差与绝大多数螺旋一致，除了少数物体，其在速度-距离图中的位置表明距离非常不正确，这意味着塔利-费舍尔误差分布函数具有非高斯翼。此外，我们发现，距离误差可能会导致不正确的拟合的Tolman-Bondi解决方案，可以产生显着的错误的距离，特别是质量估计的集群。我们提出了4种可能性，为边远的HI-缺乏螺旋（频率递减）：1）它们有很大的相对距离误差，实际上足够近（距离我们12.7 - 20.9 Mpc）的星系团穿过了它的核心，看到它们的气体被冲压压力剥离; 2）它们的气体通过与其他星系的潮汐相互作用转化为恒星; 3）它们的气体在最近与较小星系合并时被加热; 4）它们实际上并不是缺乏HI的（例如S 0/a被错误地归类为Sa）。
2004-01-19 astro-ph
X-Ray Emission from Central Binary Systems of Planetary Nebulae
本文研究了行星状星云（PN）中央电离星的主序星双星伴星在什么条件下可能变得磁活跃，从而显示出强的X射线亮度。由于大多数PNE的年龄都超过几十亿年，任何主序星伴星的旋转速度都太慢，以至于没有磁场活动，因此不会发射明亮的X射线，除非它是自旋的。我们证明，如果在AGB阶段的PN祖先的轨道间隔小于30-60 AU，在光谱类型范围F7到M4的主序星同伴将吸积足够的角动量从AGB风快速旋转，成为磁活跃，并表现出强大的X射线光度。质量较低的M星和棕矮星也可以变得磁活跃，但它们的轨道间隔应该很小，因此不太可能在祖先的AGB阶段幸存下来。我们估计，20- 30%的椭圆PN和30- 50%的双极PN可能有磁活性的同伴，将揭示自己在X射线观测。对NGC 7293致密中心源的钱德拉X射线天文台光谱的重新分析表明，该物体的发射区域具有与日冕活动主序星类似的丰度异常。
2001-11-14 astro-ph
Stellar halos and elliptical galaxy formation: Origin of dynamical properties of the planetary nebular systems
最近对几个椭圆星系行星状星云的光谱观测揭示了外星晕区的结构和运动学性质。为了阐明这些行星状星云系统（PNS）的性质的起源，我们考虑的合并方案中，一个椭圆星系合并的旋涡星系形成。使用数值模拟，我们特别调查的径向配置文件的投影PNe数密度，旋转速度，和速度色散的PNS延伸到外晕区域的椭圆星系形成的主要和不等质量合并。我们发现，径向轮廓的项目数密度可以拟合幂律和平均数密度的外晕的椭圆可以超过一个数量级高于原来的螺旋晕。在椭圆星系的外晕区（$R$ $>$ $5R_{\rm e}$），PNS显示出显著的旋转（V/sigma >0.5）。从模拟中得到了PNS的二维速度场，并详细讨论了它们与星系合并模型参数的关系。我们比较模拟的PNS的运动学与NGC 5128中观察到的PNS，从而讨论合并模型在解释所观察到的运动学的PNS的优点和缺点。我们还发现，在椭圆星系的PNS的运动学是相当不同的，取决于星系合并的轨道配置，合并祖先螺旋的质量比，和星系的视角。这种变化直接转化为可能的偏差，在观测质量估计中可能有两倍以上的偏差。~ ~
2006-06-22 astro-ph
Narrow band survey for intragroup light in the Leo HI cloud. Constraints on the galaxy background contamination in imaging surveys for intracluster planetary nebulae
我们已经观测到位于M96（狮子座）星系群中0.26度^2区域的发射线天体，与星系际HI云重合。发射线天体的选择过程与在室女星系团中搜寻团内行星状星云的过程相同，它们的m_5007光度函数有一个明亮的截止值~ 1.2等，比与M96群椭圆星系有关的PNLF要暗。因此，绝大多数这些发射线天体都不符合在狮子座群距离为10 Mpc。光谱跟踪两个发射线对象在这个狮子座领域表明，这些确实没有[OIII]双峰预期一个真正的PN。较亮的光源被认为是红移z = 3.128的星暴天体，因为它在近红外线有第二个辐射，被认为是Fe II（λ2220 AA）。从这些数据中，我们得到三个主要结果：（i）从PN的情况下，我们可以确定一个更严格的上限，在任何老的恒星星族与狮子座HI云的表面亮度。(ii)这意味着在狮子座星系群的3x 2度区域中，相对于星系中的光，弥漫的群内成分的光度的上限为1.6%。(iii)使用这个狮子座区域作为空白区域，我们得出进入处女座星系团内PN勘测的背景发射线物体的平均比例为13.6%。这一小部分证实了室女座群内PN候选者选择标准的有效性。
2003-04-02 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
A principal component analysis approach to the morphology of Planetary Nebulae
主成分分析（PCA）是用于对一组向量进行去相关的公知技术。它已被应用于探索星系的恒星形成历史或确定质量损失恒星的距离。在这里，我们应用PCA的行星状星云（PNe）的光学数据，其目的是提取信息的形态差异。对已知丰度和形态的55个PNe样品的初步分析表明，第二个组分（PC 2）是由参数log（N/O）、PNe的初始和最终质量产生的关系产生的，它取决于PNe的形态。已经发现，当log（N/O）< -0.18时，对于双极（B）、椭圆形（E）或圆形（R）PNe，PNe的氮是低的，与氧丰度无关。一个有趣的结果是，E和R PNe都具有log（N/O）< 0，而只有B PNe显示负值和正值。因此，预计B PNe比E和R PNe具有更高的氮值。在此之后，第二个样品为35 PNe，也发现n_{e}在B PNe中更高。此外，在所有的PNe形态中，PC 2似乎有一个最小值为0.89，PNe的初始质量为2.6太阳质量。还给出了PCA组分与物理参数之间的5-D图。更多的结果将遵循，而简单的模型将被应用，以试图给一个物理意义的组成部分。
2007-10-22 astro-ph
