Two Ring Nebulae around Blue Supergiants in the Large Magellanic Cloud
环星云经常出现在大质量恒星周围，例如沃尔夫-拉叶星、OB星和Of星以及亮蓝变星（LBV）。本文报道了大麦云星云中围绕蓝超巨星的两个环状星云。恒星Sk-69 279被分类为O 9 f，被一个直径为4.5 pc的封闭壳层包围。我们的中阶梯观测表明，膨胀速度为14 km/s，[N II] 6583 A/H α比值很高。这条线的比例表明，氮丰度增强与从LBV喷出物中看到的一致。因此，Sk-69 279周围的环状星云是一个拱星泡。恒星Sk-69 271是一颗B2超巨星，被一个类似半壳的H α弧所包围。中阶梯观测显示一个巨大的膨胀壳，弧是接近表面的一部分。膨胀速度约为24 km/s，[N II] 6583 A/H α与背景辐射相比并不高多少。缺乏氮丰度异常表明，膨胀壳层是一个星际气泡，动力学年龄为2 - 10^5年。
1997-04-30 astro-ph
Unraveling the Helix Nebula: Its Structure and Knots
通过HST对赫芬顿星云主环内部的成像，以及CTIO 4-m对较暗外部的成像，我们对最近的明亮行星状星云有了前所未有的质量。这些图像允许确定星云的主环是由一个直径约为499 \arcsec（0.52 pc）的内盘组成，外环（实际上是一个环面）直径为742 \arcsec（0.77 pc），其平面高度倾斜于盘的平面。这个外环被一个直径为1500 \arcsec（1.76 pc）的最外环所包围，它在与周围的星际介质碰撞的一侧变平。内盘具有沿其旋转对称轴的低密度气体的延伸分布，并且盘对于电离辐射是光学厚的，外环也是如此。已公布的这些结的径向速度支持了星云主环的双组分结构，并支持了在那里发现的这些结与其最近起源的星云物质一起膨胀的观点。有一个变化的形态的结作为一个函数的距离从本地电离前。这支持了一种假设，即这些结是在电离前沿或附近形成的，然后当电离前沿超越它们时，它们被来自中央恒星的恒星辐射雕刻而成。
2004-07-27 astro-ph
Rings and Jets around PSR J2021+3651: the `Dragonfly Nebula'
我们描述了最近钱德拉ACIS观测船帆座脉冲星PSR J2021 + 3651和它的脉冲星风星云（PWN）。这个"蜻蜓星云"显示出轴对称的形态，有明亮的内部喷流，一个双脊状内部星云和一个~30 "的极地喷流。PWN嵌入在微弱的弥散辐射中：一个类似弓形激波的结构，距离约1 '，将脉冲星包围在东方，辐射向西拖尾3 - 4'。热（kT = 0.16 +/-0.02 keV）和幂律发射检测到脉冲星。星云的X射线显示光谱变陡，从赤道环面的伽马= 1.5到外层星云的伽马= 1.9，表明同步加速器烧毁。与"Dragonfly"结构的拟合表明具有双赤道环面的大倾角（86 +/-1度）。Vela是目前唯一显示这种双重结构的PWN。脉冲星色散测量所暗示的大于12千秒差距的距离并没有得到X射线数据的支持;光谱、尺度和效率参数表明，这个距离是3 - 4千秒差距。
2008-02-25 astro-ph
Discovery of a nearby twin of SN1987A's nebula around the luminous blue variable HD168625: Was Sk--69 202 an LBV?
斯皮策拍摄的候选亮蓝变星（LBV）HD 168625的图像揭示了一个比其先前已知的赤道尘埃环大几倍的双极星云的存在。HD 168625的外层星云的完整范围约为80弧秒或0.85秒差距，其中一个叶有一个明确的极环。该星云是围绕SN 1987 A的三环系统的近孪生星云。由于这些极环，以及恒星/祖星的光度，HD 168625是SN 1987 A的孪生兄弟，比NGC 3603中的B超巨星谢尔25更近。HD 168625的星云很可能是在一次巨大的LBV喷发中被喷射出来的，而不是在红超巨星阶段，因此它与SN 1987 A周围的星云的相似性可能为SN 1987 A的环的形成提供了新的可能性。也就是说，假设Sk-69 202遭受了LBV般的爆发，将通过提供一种不太可能的双星合并方案来避免其双极星云的单星模型的完全投降。这也暗示了LBV可能是某些II型超新星的前身，而HD 168625的星云是一个很好的爆炸前环境的例子。
2006-11-16 astro-ph
Multiple ring nebulae around blue supergiants
在大质量恒星的生命过程中，风与风的相互作用可以导致星周星云的形成，这在自然界中是可以预测和观测到的。我们提出了通用的模型计算来预测蓝超巨星这样的星云的属性。从包含自转的恒星演化计算中，我们得到了恒星风性质和恒星辐射场的时间依赖关系。这些都被用来作为输入流体计算的拱星介质在整个恒星的生命。在这里，我们提出了一个快速旋转的12个太阳质量的单星的结果。这颗恒星在其主序后演化期间经历了一个蓝色环，在开始时，它的收缩使它旋转到接近临界旋转。由于各向异性的质量损失，蓝超巨星风将前面的慢风扫到沙漏结构中。它与先前形成的球形红超巨星风壳碰撞，形成了一个由两个极冠和一个中央内环组成的短寿命发光星云。随着时间的推移，极冠逐渐演变成中纬度环，逐渐向赤道平面移动，而中央环正在消失。这些结构让人联想到蓝超巨星谢尔25和SN 1987 A的前身周围的星云。沙漏与球壳碰撞的简单模型恢复了蓝超巨星周围发现的大多数有趣的星云几何形状，并表明它们形成了一个进化序列。我们的研究结果表明，二进制是不需要获得它们。
2008-07-19 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
WeBo 1: A Young Barium Star Surrounded by a Ring-Like Planetary Nebula
Webo 1（PN G135.6+01.0）是一个先前未被识别的行星状星云，具有显着的薄环形态，是在数字化巡天图像上偶然发现的。中心恒星被发现是一颗晚型巨星，具有过量的碳和s过程元素。这颗巨星色球活跃，光度变化不定，可能的周期为4.7天;这表明这颗恒星是有斑点的，4.7天是它的自转周期。我们提出了一个方案，其中一个组成部分的二元系统成为一个AGB星与密集的恒星风富含C和S-过程的元素，风的一部分被吸积的同伴，污染其大气和旋转。AGB星现在已经变成了一颗热的亚矮星，留下了一颗在电离行星状星云中的新污染的钡星。
2002-09-19 astro-ph
A multiband study of Hercules A. II. Multifrequency VLA imaging
我们已经映射了强大的无线电星系武仙座A在六个频率跨越1295至8440兆赫使用VLA在所有四个配置。在这里，我们讨论的结构，揭示了在总强度，光谱指数，极化，和投影磁场。我们的观测清楚地揭示了明亮喷流、射电源之间的关系。喷流和环形成了一个相干结构，其光谱比周围的瓣和桥要平坦得多，这强烈表明它们代表了活动核最近的新爆发。波瓣的频谱也比典型的射电源陡峭，并且向中心进一步陡峭。致密的核心是光学薄，也有一个非常陡峭的光谱（α-1.2）。有一些证据表明，在新的爆发之前，旧的裂片物质已经被扫走和压缩。我们解释了戏剧性的不对称的明亮的结构，和更微妙的差异之间的扩散叶结构，在相对论光束结合前后光旅行延迟，这意味着我们认为这两个叶在不同阶段的爆发。在校正法拉第旋转后，投射的磁场紧密地跟随着波瓣、喷流和环的边缘;两个波瓣中的场图案大致相似。我们确认了强烈的不对称性，在去极化和法拉第旋转，与射流侧的去极化和平坦的光谱，这些不对称性之间的一般相关性一致。光谱折射率的不对称性明显存在于“旧”波瓣材料中，因此，至少在这种情况下，不是由于光束的作用，而是可以从光传播延迟的角度来理解。
2003-05-30 astro-ph
Formation of Double Rings Around Evolved Stars
我提出了一个形成双环系统的方案，在一些行星状星云和SN 1987A的外环中观察到。在这种情况下，两个喷流，赤道平面的每一侧一个喷流，膨胀成一个薄而致密的壳。这样的流动是预计在二元系统中的质量损失的主要经历了一个脉冲的质量损失插曲，形成一个薄，致密的壳。我假设一小部分质量被吸积到一个吹喷流的伴星上。每一次喷射都会加速外壳的物质，形成一个密度更高的环。使用几个简化的假设，我推导出一个表达式的环的半径，这取决于相对较弱的射流和脉冲质量损失情节的属性。由此可见，这种设想是可行的。如果有几个这样的脉冲质量损失事件，就会形成更多的双环，就像在行星状星云MyCn 18（沙漏星云）中观察到的那样。由于双星的相互作用和轨道运动，双环系统被从主星云的对称轴上移开。
2002-01-18 astro-ph
Formation of the Ring-like Structure in the SN 1987A Nebula due to the Magnetic Pressure of the Toroidal Field
超新星1987 A爆发几周后，超新星紫外闪光在距超新星0.65光年处的星周物质中发现了一个环状结构。来自SN的恒星风之间的相互作用被认为是形成星周结构的候选者。在恒星风是球对称的情况下，这种相互作用会导致壳状结构。然而，在本文中，我们表明，在风的磁场引起的各向异性，导致形成的环状结构。当母星蓝超巨星相的快风扫过周围红超巨星相的慢风时，磁场和风物质在相互作用区堆积。由于磁能与振幅的平方成比例地增加，磁场在相互作用区域表现出显著的作用;由于磁压力，低纬度的材料被压缩成环状结构。这一磁过程也可以解释SN 1987 A星云中新观测到的一对环。
1997-11-22 astro-ph
An Interstellar Conduction Front Within a Wolf-Rayet Ring Nebula Observed with the GHRS
利用哈勃太空望远镜上的高分辨率摄谱仪，我们获得了沃尔夫-拉叶星HD 50896的窄吸收线的高信噪比（S/N > 200 - 600/17 km/s分辨率元素）光谱。围绕这颗恒星的环状星云S308被认为是由一个被星周气体（很可能来自红超巨星或发光的蓝色变星）包围的压力驱动气泡被强烈的恒星风推开而形成的。我们的观测结果首次表明，蓝移（约70公里/秒相对于恒星）的吸收分量的C IV和N V出现在热的内部的气泡和冷壳的扫起的材料之间的传导前。这些线对传导前沿的模型设定了限制。壳中的氮似乎过剩了约10倍。N V和C IV的天鹅座P轮廓是可变的，可能是由于HD 50896的疑似双星伴星。
1996-10-23 astro-ph
VLA Observations of H I in the Helix Nebula (NGC 7293)
本文报道了在行星状星云NGC 7293中探测到H Ⅰ的21厘米谱线发射。利用甚大天线阵进行的观测表明，在电离星云的外部存在着一个氢原子环。这个环最有可能是在AGB阶段喷出的气体，随后被来自中央恒星的辐射光分解。H I辐射的径向速度超过50 km/s。H I的质量约为0.07太阳质量，约为氢分子质量的三倍，与电离氢的质量相当。
2002-04-04 astro-ph
Ring Nebula and Bipolar Outflows Associated with the B1.5 Supergiant Sher #25 in NGC 3603
我们已经确定了一个环形发射线星云和一个可能的双极外流，中心位于银河系巨星HII区域NGC 3603（距离6 kpc）的B1.5超巨星Sher #25。Sher #25周围的cluvering环似乎相对于天空平面倾斜了64度。其半长轴（位置角约为165度）为6.9”长，其对应于0.4 pc的环直径。双极流出丝，可能位于Sher #25两侧环平面的上方和下方，显示出约1.5 mm的分离。0.5中央星的pc。高分辨率光谱显示，环的系统速度为VLSR = +19 km/s，去投影膨胀速度为20 km/s，其中一个双极暗条的外流速度约为1.5 km/s。83公里/秒光谱还显示出高的[NII]/H α比，表明强N富集。Sher #25必须是一颗经过红超巨星（RSG）阶段的蓝超巨星（BSG）。我们发现，在红超巨星阶段的赤道到极地的质量损失率的比例约为16。我们讨论的RSG-BSG风演变模式的框架下的结果。我们将Sher #25与SN 1987 A的祖先进行了比较，它在许多方面都很相似。
1996-11-06 astro-ph
Rings and Echoes: An Overview (of SN 1987A's Environment)
SN 1987 A周围的体积包含各种结构，包括但不限于在复合线中发光的三环星云。其中许多结构都是通过光回波揭示的，因此通过我们对SN周围场的光学成像监测已经绘制了三维地图。这三个环是双极星云的一部分，双极星云的腰部和顶部包含它们，而双极星云本身包含在一个更大的弥漫星云中，具有可检测到的赤道过密度。这个弥漫的星云终止于一个高密度的边界，这很可能标志着一个由祖星及其邻居的主序星风吹出的气泡的内边缘。在这个气泡之外，是由光回波揭示的星际结构的丰富集合。除了检测和映射这些结构，我们通过建立气体的运动学，在星际和星周尺度上添加动力学和年龄信息。例如，这些揭示了外环星环的时间尺度，它与内环的时间尺度非常一致。这些结构的存在，它们的年龄和形态应该包括在任何解释祖星演化及其质量损失包络的模型中。
1997-10-27 astro-ph
SN 1987A's Circumstellar Envelope, II: Kinematics of the Three Rings and the Diffuse Nebula
利用CTIO 4 m和HST数据，对SN 1987 A星周包层内的结构进行了不同的速度测量，包括赤道内环（ER）、外环（ORs）和半径< 5 pc的弥散星云。STIS和WFPC 2 [N II]6583位点的比较表明，ER的半径以10.5+-0.3 km/s的速度扩张，北部的OR以大约26 km/s的速度沿着视线扩张，南部的OR以大约23 km/s的速度扩张。CTIO 4 m数据也得到了类似的结果。考虑到倾角，对所有数据的最佳拟合显示两个ORs从SN的膨胀为26 km/s。ER与OR的速度之比几乎等于ER与OR半径之比，因此这些环大致上是同源的，它们的运动学年龄都对应于SN爆炸前的约20，000年。这使得先前报道的ER和OR之间的大的组成差异难以理解。此外，以SN为中心的长缝4 m/中阶梯光栅光谱网格显示，在与从SN延伸约5 pc（20 arcsec）的外部星周包络大致同延的区域上有两个速度分量。一个分量是蓝移的，另一个是从SN质心红移的，每个分量约为10 km/s。这些特征可能代表了从SN扩展的双极流，其中OR的推进速度比它们传播进入的周围包层的速度快10-15 km/s。整个星云的运动时间尺度至少约为350，000年。这些不同结构的运动学限制了可能的模型，为祖先的演变和质量损失星云的形成。
1999-07-26 astro-ph
The Crab Nebula: 3-dimensional Modeling
我们构造了蟹状星云的轴对称模型。气流动力学是以Kennel和Coroniti（1984）的模型为基础的，但我们假设动能主导风仅限于赤道地区。我们重现空间分辨光谱，同意与钱德拉结果。然而，再现的图像不是环而是唇形。此外，如果我们假设sigma参数小到10**-3，则环的前后侧之间的亮度对比不能再现。我们认为，星云场是高度无序的，例如由于磁重联。sigma的估计值可能大于先前的预期。
2002-11-28 astro-ph
Discovery of the Inner Ring around PSR B1509-58
本文介绍了对年轻高能脉冲星PSR B1509-58周围的脉冲星风星云的Chandra研究。总曝光时间为190 ks的高分辨率X射线图像显示了距离脉冲星10“的环状特征。这个特征类似于蟹状星云的内环，因此可能对应于风终止激波。激波半径使我们能够限制风的磁化强度，σ>= 0.01。得到的σ比蟹状星云的σ大一个数量级。在脉冲星附近，南部喷流似乎延伸到风终止激波之外，与螃蟹的狭窄喷流形成对比。宽射流的形态与最近提出的理论模型相一致，在该模型中，磁环向应力转向并挤压激波后赤道流向极向方向产生射流。
2008-08-05 astro-ph
A search for outstanding sources of PeV cosmic rays: Cassiopeia A, the Crab Nebula, the Monogem Ring--But how about M33 and the Virgo cluster?
我们研究了能量范围为0.1- 10 PeV的EAS-1000原型阵列记录的1.4 × 10^6广泛空气簇射（EAS）的到达方向。通过应用一种迭代算法，该算法提供了关于恒星时和方位角的均匀分布的数据，我们发现了一些区域，在>=3 sigma水平上具有过量的宇宙射线（CR）通量。我们比较的位置与银河系超新星遗迹（SNRs）的区域，恒星，疏散星团的位置，和电离氢的区域，并发现显着的巧合，这可能会证明有利于假设，这些类型的某些对象，包括SNRs仙后座A，蟹状星云，Monogem环和其他一些，提供了一个显着的贡献，在PeV的能量范围内的CR通量。此外，我们发现某些迹象的贡献，从M33星系和一些相对较近的集团的活动星系核和相互作用的星系，特别是那些在室女星系团的星系。这些结果也为寻找超高能（UHE）宇宙射线的可能来源提供了一些线索，并支持了早期的想法，即UHE和PeV CR的一部分可能起源于相同的天体物理对象。
2005-04-22 astro-ph
Kinematics of Molecular Hydrogen Emission from Planetary and Pre-planetary Nebulae
本文报道了双极行星状星云和前行星状星云旋转H_2辐射的高分辨率光谱测绘结果。NOAO凤凰近红外光谱仪获得的长缝光谱使我们能够以中等空间分辨率探测这些星云的分子运动学。我们在蛋星云（RAFGL 2688）的赤道H_2辐射中发现了强有力的自转分量的证据。在这个星云和行星前星云RAFGL 618中，H_2运动学指向最近出现的高速极流，这可能标志着其中心恒星的红巨星阶段相当突然的终止。经典的双极行星NGC 2346显示出独特的运动学成分，我们解释为在星云的赤道和极地区域的形态不同。在凤凰星云的位置-速度图中观测到的H_2环支持了这样的假设：显示H_2辐射的环状行星具有双极结构。
2000-02-02 astro-ph
On the X-ray Image of The Crab Nebula: Comparison with Chandra Observations
本文建立了蟹状星云的轴对称模型，用以研究星云内的流体动力学。该模型是基于Kennel和Coroniti（1984）的模型，尽管我们假设动能主导风局限于赤道区域。计算了星云中流出的正负电子等离子体分布函数的演化。在给定视角的情况下，我们再现了该星云的图像，并将其与钱德拉观测结果进行了比较。复制的图像不是环形的，而是“唇形”的。结果表明，环向场的假设不能再现Chandra像.我们必须假定存在一个振幅与平均环向场一样大的无序磁场。此外，如果我们假设磁化参数$σ$与$\sim 10^{-3}$一样小，则不能再现环的正面和背面之间的亮度对比。还检查了沿环面的半长轴的亮度分布。星云中的非耗散、理想MHD近似似乎被打破了。我们推测，如果磁能是通过某种过程释放出来的，这种过程在星云流中产生湍流场，并引起加热和加速，例如通过磁重联，那么目前的困难可能会得到解决（即我们可以重现一个环形图像，以及更高的亮度对比度）。因此，磁化参数$σ$可以大于先前预期的。
2003-08-25 astro-ph
Stellar wind bubbles around WR and [WR] stars
我们使用数值模拟研究了贫氢恒星周围的恒星风气泡的动力学与时间和离子相关的冷却。我们考虑两种类型的缺氢恒星，大质量WR恒星，产生环形星云，和低质量[WR]恒星，产生行星状星云。我们发现，对于行星状星云，氢缺乏风的不同冷却特性导致后来从动量到能量驱动的流动，这可以解释这些星云观察到的湍流。我们发现，环形星云应该都是能量驱动的，并显示如何比较泡沫的动量和动能的输入风的动量和动能，可以给误导信息的动态泡沫。
2002-09-28 astro-ph
Chandra reveals the Dynamic Structure of the Inner Crab Nebula
我们提出了一系列的监测观测的蟹状星云与钱德拉X射线天文台，专注于结构的时间演化。这一系列的8次观测，跨越了大约六个月的时间，显示了内部X射线结构的动态性质。我们从最近发现的光学观测中看到的内环中检测到向外移动的“小缕”。我们还发现，内环本身显示出结构的时间变化。这个环形山似乎也在膨胀。这种时间上的变化通常符合标准的假设，即从脉冲星注入的膨胀的同步加速器星云被超新星喷出物所限制。
2001-12-11 astro-ph
Discovery of warm and dense molecular gas surrounding the ring nebula G79.29+0.46
我们提出的第一次检测中J CO线发射在郊区的一个演变的大质量恒星，这表明存在的温暖和/或高密度分子气体。为了研究演化中的大质量恒星与周围环境的相互作用，我们在环形星云G79.29+0.46周围的4 'x4'视场中进行了CO J =2-1，J=3-2和（13）CO J=2-1的谱线观测。在CO和（13）CO J=2-1谱线上，全场都显示出扩展的优势发射，这可能来自包含恒星形成区DR 15的大星云。当这种大尺度的辐射被去除后，小尺度的特征变得明显，特别是在CO J=3-2线上，与环状星云惊人地重合。CO的高临界密度J=3-2（约10^4 cm^（-3））为与大质量恒星的关联提供了额外的支持，因为高密度的分子气体在如此恶劣的环境中有更多的生存机会。这种结构可能是由LBV阶段或更早的强稳定风的累积效应产生的，它压缩了幸存的母体分子云。此外，在这个CO特征中，我们还发现了一个密度更高的团块（至少有几个10^5 cm^（-3）），望远镜无法分辨，可能具有更高的动力学温度。在靠近团块的地方，气体速度出现14-16 km/s的跳跃，这可能表明存在激波阵面。这个团块可能是由10^3 - 10^4年前的至少一次大规模喷发形成的。因此，这项工作表明，并不是所有的分子气体在大质量恒星演化过程中被破坏，因此我们正在处理一个新的实验室，在那里人们可以了解与短暂的LBV阶段相关的质量损失现象。
2008-04-02 astro-ph
Crowded field 3D spectroscopy of LBV candidates in M33
本文给出了本星系群M33中LBV候选星B416和v532的积分场光谱。B416被一个细长的环状星云包围，其投影半径为20 x30 pc。从数据立方体中我们创建了星云的电离和径向速度图。气体的激发向环的外部减少，而星云的内部充满了更受激发的气体。在东西方向，环被认为是扩大与最大的投影速度振幅约40公里/秒。东方接近观察者。我们估计星云的动力学寿命为8* 10 E5年。它可能是一个残留的MS气泡，这表明该恒星的主序或前LBV状态。我们将B416归类为“铁星”或B[e]-超巨星。在v532中，一个细长的星云被勉强探测到。星云沿主轴的总投影尺寸为30 pc，总径向速度梯度为44+/-11 km/s。V532表现出很强的光度和光谱可变性。在我们观测的时候，它处于中等亮度状态，光谱中含有丰富的氮。我们将v532分类为LBV，显示LBV <->Ofpe/WN转换。我们强调积分场光谱的重要性，作为研究星云和LBV类恒星在附近星系的演化的最佳技术。
2005-03-28 astro-ph
Spatially-Resolved O II Recombination Line Observations of the Ring Nebula, NGC 6720
本文给出了环形星云NGC 6720中O Ⅱ允许线和[O Ⅲ]禁戒线的空间分辨光谱。我们发现O II和[O III]线的空间分布存在显着差异。[O III]的发射遵循H-β的发射测量;然而，O II的发射峰值更接近中心恒星。这表明辐射复合可能不是产生O II线的主要机制。在距中心星20”以内的区域，由O II线导出的O+2丰度比由[O III]导出的O +2丰度大5-10倍，但在此区域以外的区域，两者在0.2-0.3 dex范围内一致。[O III]电子温度从外壳的约10，000 K平稳上升到中心的约12，000 K;我们没有看到与冲击相关的温度跃升的证据。如果温度波动是造成O+2丰度差异的原因，那么He $^{+2}$区的平均温度必须约为6，500 K，外壳层的平均温度必须约为9，000 K，这样才能使[O III]的丰度与O II的丰度相等。因此，我们认为，温度波动不能解释丰度的差异。的O II排放量不达到峰值的位置的灰尘结，造成困难的模型解释的O II - [O III]的差异的密度波动。我们研究的可能性高温双电子复合在中央热泡增强O II线强度在中央星云。然而，复合率与碰撞激发率的比较表明，在T ~ 10^5 K时，由于双电子复合而引起的复合发射的增加不足以克服[O III]发射的增加。（节录）
2001-05-11 astro-ph
Spectroscopy of the candidate luminous blue variable at the center of the ring nebula G79.29+0.46
我们报告了射电源G79.29+0.46的中心恒星的光学和近红外光谱，G79.29+0.46是一个候选的发光蓝变星。光谱包含许多窄的（FWHM < 100 km/s）发射线，其中低位氢线最强，类似于其他LBVc和B[e]超巨星的光谱。一些突出的红外线是无法识别的。终端风速由H α确定为110 km/s。H α的强度意味着存在非常密集的风。从H α和[N II]的延伸发射被检测到，但似乎与天鹅座X区域，而不是无线电源。中心恒星的光谱中既有弥漫的星际带又有星际吸收线，这表明在消光过程中既有弥漫的成分也有分子云成分，这意味着该恒星的最小距离为1 kpc，最小光度为10^5 L（太阳）。新的光谱及其分析表明，低激发，密集，缓慢扩展的风，并支持LBVc分类。
2000-08-18 astro-ph
The Hourglass Nebulae of Sher 25 and SN 1987 A: Two of a Kind?
我们对银河系巨星HII区NGC 3603中蓝超巨星谢尔25周围的沙漏状星云的形态和运动学进行了详细的研究。将Br γ线的近红外高分辨率自适应光学图像和HeI 1.08 μ线的HST/NICMOS图像与H α和[NII]线的等速度图进行了比较。自适应光学观察清楚地分辨出环的宽度（0.9”，即，0.027 pc），得到Δ R / R = 1：8。我们发现，H α和[NII]线跟踪沙漏的整个轮廓。沙漏的双极叶以70 km/s的速度膨胀，而沙漏腰部周围的环以30 km/s的速度膨胀。这两个环和双极叶有大约相同的动力学年龄，表明一个共同的起源和一个主要的爆发和质量损失事件6630年前。沙漏中的电离质量在0.3 Mo和0.6 Mo之间-与SN 1987 A周围膨胀（超新星前）壳的总质量相当。谢尔25周围的沙漏结构在空间范围、质量和速度上与SN 1987 A相似。这两个星云之间的主要区别可能来自环境的影响。谢尔25星云的内部和外部电离源都是可用的。此外，谢尔25和它的沙漏状星云相对于周围的星际介质似乎正在向西南方向移动，而冲压压力显然使沙漏变形。我们的结论是，围绕SN 1987 A和谢尔25的拱星星云是非常相似的，并定义了一个新的类星云周围的蓝超巨星在其最后的演化阶段。
1997-09-15 astro-ph
Fuel-Supply-Limited Stellar Relaxation Oscillations: Application to Multiple Rings around AGB Stars and Planetary Nebulae
我们描述了一种新的机制，在演化的恒星脉动：弛豫振荡驱动的光度依赖的质量损失率和氢燃料丰度之间的耦合在一个核燃烧壳。当考虑质量损失时，当恒星光度接近爱丁顿光度$L_{\rm Edd}$时，向外的物质流可以调节进入壳层的燃料流。当光度降到$L_{\rm Edd}$以下时，质量流出下降，外壳重新被供给燃料。这个过程可以重复。我们证明了这种振荡的存在，并讨论了结果对恒星参数的依赖性。特别是，我们表明，振荡周期的尺度具体与质量的H-燃烧弛豫壳（HBRS），定义为H-燃烧壳的一部分以上的最小半径，从下面的亮度首先超过爱丁顿阈值在发病的质量损失阶段。对于恒星质量$M_*\sim 0.7\Msun$、光度$L_*\sim 10^4\Lsun$和质量损失率$|\dot M|\sim 10^{-5}\Msun$ yr $^{-1}$，振荡的重现时间为$\sim 1400$年$\sim 57τ_{\rm fsm}$，其中$τ_{\rm fsm}$是通过变化的质量损失率调制高光谱辐射系统中燃料供应的时间尺度。这一周期与某些行星状星云壳层间距的$\sim$ 1400年周期相一致，而且预测的壳层厚度（0.4倍于壳层间距）也相当吻合。
2002-04-02 astro-ph
WR bubbles and HeII emission
我们目前的第一个高质量的图像，在麦哲伦星云的三个高激发星云的HeII 4686发射。第四个高激发星云位于WR恒星BAT 99 -2周围，在以前的一封信中进行了分析。利用VLT FORS资料，研究了早型WN星BAT 99 -49和AB 7周围的环状星云的形态。我们推导出每个对象的总HeII通量，并将其与最近的理论WR模型进行比较。使用Halalpha，[OIII]和HeI 5876图像以及长缝光谱，我们研究了这些环状星云的物理性质，只发现了适度的化学富集。我们还调查了其他七颗LMC WR星，但我们未能检测到任何HeII发射，但注意到BAT 99 -11周围的星云显示出的N/O比和氧丰度略低于LMC值，而BAT 99 -134周围的星云呈现出与BAT 99 -2，49和AB 7附近相似的中等化学富集。本文中提出的第三个高激发星云，N44 C，没有比中O型主序星更热的恒星。它被认为是一个化石X射线星云电离，但我们的观察N44 C显示没有实质性的变化，在激发相比，以前的结果在文献中报道。
2003-06-04 astro-ph
The Structure of the Circumstellar Envelope of SN 1987A
SN 1987 A周围的体积包含各种结构，而不仅仅是在复合线中发光的三个环。其中许多都是通过光回波揭示的，因此我们对SN周围的光学成像在三维空间中进行了映射。这些光环位于一个双极星云中，在它的腰部和顶部包含它们，而它本身包含在一个更大的弥漫星云中，具有可检测到的赤道过密度。这个弥漫的星云终止于一个密度更大的壁，这可能标志着一个由祖先的主序星风吹出的气泡的内边缘。在绘制这些结构的同时，我们还用光谱测量了气体的速度，例如，揭示了内环和外环的运动学年龄。这些结构的存在，它们的年龄和形态必须包括在解释祖星及其质量损失包络演化的模型中。
1999-10-29 astro-ph
Cometary Knots and High Energy Photons And Neutrinos From Gamma Ray Bursts
哈勃太空望远镜最近在最近的行星状星云中发现了数千个巨大的彗星状物体，它们围绕着中央恒星形成一个环。我们认为这种环存在于大多数恒星周围。在致密的恒星区域，伽马射线暴产生的相对论性碎片与这种巨大的彗星状物体碰撞，产生了可探测的高能$γ$射线和中微子通量，这些物体是通过引力摄动从星周环上剥离下来的。
1997-08-11 astro-ph
The nature of the dense core population in the pipe nebula: core and cloud kinematics from C18O observations
我们目前的分子线观测的94个黑暗的云核心确定的烟斗星云通过近红外消光映射。利用亚利桑那射电天文台12米望远镜，我们获得了这些核心在C_（18）O的J=1-0跃迁的光谱。我们使用测量的核心参数，即，天线温度，线宽，径向速度，半径和质量，探索这些核心的内部运动学以及它们通过较大分子云的径向运动。我们发现绝大多数暗消光核是真正的云核，而不是不相关的细丝的叠加。虽然我们确定没有显着的核心的内部气体运动和核心的其他物理参数之间的相关性，我们确定空间相关的径向速度的变化，概述了云的两个主要的运动学组成部分。最大的是一个15 pc长的灯丝，在空间维度和径向速度上都令人惊讶地狭窄。从管道的主干开始，这条灯丝显示出均匀的小C18 O线宽（dv~0.4kms-1），以及仅略高于气体声速的核心到核心的运动。第二个部分勾勒出一个大的（2 pc; 1000太阳质量）环状结构的一部分。与此组件相关联的核心显示比主云中更大的线宽和核心到核心运动。管道分子环可能代表了与这种云的形成有关的原始结构。
2007-09-04 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
AG Carinae III. The 1990 hot phase of the star and the physical structure of the circumstellar environment
1990年6月，在其新的增亮阶段开始之前，获得了发光蓝色可变AG车周围区域的长狭缝光谱，表明AG车处于迄今为止记录的最热阶段。光谱显示出He II 468.6 nm和[Fe III] 465.8-470.1 nm的强宽发射，以及He I、N II、Si III、Al III和Fe III的具有P Cygni轮廓的发射。我们还发现了C Ⅱ和O Ⅱ的弱谱线。在整个环状星云中探测到了微弱的连续辐射。我们还发现，某些区域的光谱部分是由于散射恒星的光。这提供了尘埃颗粒存在的证据，并表明即使在现在，灰尘也是从AG汽车风中冷凝出来的。环的尖锐外缘表明存在激波阵面。我们还发现了一个扩展的低密度H II $halo$，这应该与AG Car先前较冷演化阶段的恒星风残余有关。在晕中，H $α$ /[N II]的比值相对于环形星云而言是加强的，这可能是因为N丰度的不连续性。我们认为恒星变红的部分原因是环状星云和弥散晕，这可能会改变目前对恒星距离的估计。提取的光谱图可以通过rossi@astrom.astro.it获得。
1993-05-19 astro-ph
A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?
斯皮策望远镜在8、24和70微米处探测到了一个点源发出的多余辐射，该点源与星云的中心恒星重合。在24 μ m处，中心源叠加在扩展的漫射发射区域上。虽然[OIV] 25.89 μ m谱线对漫发射有贡献，但中心源的10-35 μ m光谱显示出强的热连续性。恒星的过量辐射很可能来自于一个黑体温度为90- 130 K的尘埃盘。假设一个简单的光学薄碎片盘模型，尘埃分布在距离中央恒星约35到150天文单位的环中，可能是由柯伊伯带物体的碰撞或从中央恒星后主序星演化中幸存下来的奥尔特云彗星的分裂产生的。
2007-02-11 astro-ph
ISO SWS-LWS observations of the prototypical reflection nebula NGC 7023
我们提出了SWS和LWS ISO观测对一个带的光解离区（PDR）的反射星云NGC 7023。SWS02和LWS01的光谱是朝向恒星拍摄的，最亮的红外线灯丝位于恒星的西北和西南方向（以下称为西北和西南PDR）。此外，SWS02光谱已被带到两个中间位置。虽然所有的PDR示踪物（[CII] 157.7 $\mic$，[OI] 63.2和145.6 $\mic$，[HI] 21 cm和H $_2$旋转线）都呈现出环状的形态，峰值朝向西北和西南PDR，最小值围绕着恒星，但SiII的发射正在填充这个环的空洞，峰值朝向恒星。如果硅发射出现在PDR（A $_v$ $<$ 2 mag）和HII区域的最低消光层中，则只能解释这种形态。在这些层中，至少20%-30%的Si必须处于气相。对于A $_v$ $\geq$ 2 mag，Si主要为固体形式（$δ$ Si =-1.3）。在NW和SW PDR中，H $_2$旋转线的强度只能通过假设在旋转温度为400至700 K的气体中的邻位与对位H $_2$的比率小于3来拟合。因此，在该区域中存在非平衡OTP比率。从H $_2$振动线和纯H $_2$转动线导出的OTP比之间的比较表明，OTP比在光解离区域从$\sim$ 1.5增加到3，在较少的屏蔽气体中具有较大的值（A $_v$ $<$ 0.7 mag）。这种行为被解释为一个先进的光解前线的后果。
2000-01-10 astro-ph
The blue supergiant Sher 25 and its intriguing hourglass nebula
蓝色超巨星谢尔25被一个不对称的沙漏状拱星星云所包围。它的结构和动力学先前已经通过高分辨率成像和光谱学进行了研究，它在动力学上与SN 1987 A周围的环结构相似。在这里，我们提出了长狭缝光谱的拱星星云周围的谢尔25，和背景星云的主机集群NGC 3603。我们进行了详细的星云丰度分析，以测量氧气，氮气，硫，氖和氩的气相丰度。星周星云中的氧丰度（12 + log[O/H] = 8.61 +/- 0.13 dex）与背景星云中的氧丰度（8.56 +/- 0.07）相似，表明主星团的组成是围绕太阳的。然而，我们确认星周星云中的氮非常丰富，丰度为8.91 +/- 0.15，而背景值为7.47 +/- 0.18。用FASTWIND模式大气程序对恒星光谱进行的一项新的分析表明，谢尔25的光球氮和氧丰度与星云的结果是一致的。虽然氮丰度很高，但与恒星演化模型相比，它们并不能明确地证实恒星在之前的红超巨星阶段经历了对流疏浚。我们认为更可能的情况是，星云是在蓝超巨星阶段从恒星中喷射出来的。这颗恒星的初始质量约为50 M_sun，这对于它作为红超巨星的对流包层阶段来说太高了。旋转恒星模型，导致核心处理的材料混合到恒星表面的核心H燃烧过程中，可以定量地匹配恒星的结果与星云的丰度。
2008-03-29 astro-ph
Star Formation in Polar-Ring Galaxies
极环星系是具有两个几乎正交的旋转轴的系统，因此显然是星系与星系相互作用的结果。极环的宿主星系是典型的贫气体早型系统。然而，环本身是典型的富含气体的蓝色恒星形成系统。它们传统上被认为是吸积矮不规则星系的残余。已发表的关于分子气体含量和星云丰度的结果反对这一模型。本文给出了三个极环星系的H-α成像数据，并推导了它们的H Ⅱ区光度函数。在这三个星系中，HII区的光度函数比任何矮星系都要陡峭得多。斜率通常更接近Sa星系。因此，极环的HII区域LF加入了ISM丰度，类似于最早的螺旋星系，而不是它们假定的矮不规则前体。
1998-08-17 astro-ph
