银河系膨胀PNe中的混合化学现象

具有特殊尘埃化学性质的新行星状星云群朝向银河系凸起

New groups of planetary nebulae with peculiar dust chemistry towards the Galactic bulge

我们调查银河系的球状行星状星云没有发射线的中心恒星，特殊的红外光谱已获得与斯皮策太空望远镜，包括同时迹象的氧和碳基尘埃。可以定义三个独立的亚组，其特征在于粉尘的不同化学成分以及结晶和无定形硅酸盐的存在。我们发现，基于尘埃性质的分类反映在这些行星状星云的更一般的性质。然而，一些观测到的性质很难与行星状星云的共同观点联系起来。特别是，在行星状星云祖先演化的标准图像中解释许多分析对象的特殊气体化学成分是具有挑战性的。我们证实，双尘埃化学现象不仅限于行星状星云的发射线中心的恒星。

具有精确星云丰度的银河系行星状星云作为理解渐近巨分支星演化的工具

Galactic planetary nebulae with precise nebular abundances as a tool to understand the evolution of asymptotic giant branch stars

我们提出了核合成预测（HehocCl）从渐近巨分支（AGB）模型，从所有的对流边界扩散超射，在金属丰度范围Z/4 < Z <2 Zsun。它们是比较最近精确的星云丰度在银河系行星状星云（PNe）的样本，分为双尘埃化学（DC）和氧尘埃化学（OC）根据红外尘埃功能。与我们最近分析的银河碳尘化学PNe的类似子样本不同，这里的个别丰度误差，较高的金属丰度分布，以及某些PNe中不确定的尘埃类型/亚型，无法明确确定两个PNe样本的AGB祖质量（和形成时期）;因此，比较更侧重于逐个对象的基础上。最低的金属丰度OC PNe演化自低质量（~1 Msun）O-丰富的AGB，而较高的金属丰度的（所有不确定的灰尘分类）显示类似的DC PNe的化学模式。与最近的文献一致，DC PNe主要来自经历热底部燃烧（HBB）的高质量（M > 3.5 Msun）太阳/超太阳金属丰度AGB，但在获得更准确的C/O比之前，不能忽视低质量AGB中的其他形成通道，如额外混合，恒星旋转，双星相互作用或He预富集。DC PNe中的两个物体显示了先进的CNO处理和深二次挖掘的印记，这表明祖先质量接近极限，可以演变为核心坍缩超新星（超过6 Msun）。如果得到证实，其实际C/O比率表明受到第三次挖掘的污染，从而否定了这种高金属丰度块状AGB的化学成分完全被六溴代二苯改变的假设。

CRIRES+揭示隆起化石碎片Liller 1中恒星子群的化学特征

CRIRES+ reveals the chemistry of the stellar sub-populations in the bulge fossil fragment Liller 1

利用CRIRES+高分辨率光谱对Liller 1的30颗红巨星进行化学丰度测量，发现其具有多金属丰度子群，无Na-O反相关，证实其为银河系隆起内原位形成。

行星状星云告诉我们关于氦和银河系核球恒星中的CNO元素的什么

What planetary nebulae tell us about helium and the CNO elements in Galactic bulge stars

使用合成模型计算了膨胀星的热脉冲渐进巨分支（TP-AGB）模型。我们的目标是通过再现银河系凸起行星状星云（PNe）的典型化学成分和中心恒星质量来推断典型的祖星质量和成分。AGB的尖端光度和观测到的缺乏明亮的碳星在隆起的模型相匹配。分析了五组星系核球PNe，以找到典型的丰度和行星状星云（CSPN）质量的中心星。这些全局参数与AGB模型相匹配。这些集合被证明是符合最大质量的CSPN具有最大的氦和重元素丰度。最富氦的（He/H $\ga$ 0.130或$Y\ga0.34$）PNe的CSPN质量估计在0.58和0.62 $ {\rm M}_{\sun}$之间。这些最高质量CSPN的形式$\log{\rm (O/H)}+12$的氧丰度估计为$\approx$ 8.85。TP-AGB模型的ZAMS质量在1.2和1.8 $ {\rm M}_{\sun}$之间，具有$Y_{\rm ZAMS}\approx0.31-0.33$和$Z_{\rm ZAMS}\approx0.19-0.22$，符合最高质量CSPN的典型全局参数、质量和丰度。根据ZAMS的氦丰度推断，大多数金属富集恒星的氦丰度意味着银河系核球存在$dY/dZ\sim4$。这些模型没有产生明亮的碳星，这与对核球的观测一致。这些模型产生了与观测一致的AGB尖端光度的隆起。这些模型表明，银河系隆起中最年轻的主序星在主序星上具有增强的氦丰度（$Y…

银河系行星状星云化学丰度的Spitzer谱

Chemical abundances in Galactic planetary nebulae with Spitzer spectra

本文用Spitzer谱给出了22个银河系PNE的新的低分辨率（R~800）光谱。这些数据相结合，最近的光学光谱数据在文献中构建具有代表性的样品紧凑（大概是年轻的）银河系光盘和凸起PNE斯皮策光谱。注意到在斯皮策光谱中看到的尘埃特征的性质，银河系盘和隆起PNe根据四种主要的尘埃类型（氧化学或OC，碳化学或CC，双重化学或DC，无特征或F）和亚型（无定形和结晶，脂肪族和芳香族）进行分类。星云气体丰度的He，N，O，Ne，S，Cl，和Ar，以及等离子体参数（如Ne，Te）的均匀推导，我们研究的中值化学丰度和星云的性质在银河系盘和隆起PNE根据其斯皮策尘埃类型和亚型。将导出的中值丰度模式与AGB核合成预测进行比较，主要表明：i）DC PNe，无论是无定形硅酸盐还是结晶硅酸盐，都显示出高金属丰度（太阳/超太阳）和最高的He丰度和N/O比值，表明相对巨大（~3-5 M_sun）热底燃烧AGB星为祖先星; ii）具有富含O和富含C的未演化尘埃的PNe（无定形和脂肪族）似乎是从太阳下金属丰度演变而来的（z~0.008）和较低质量（<3 M_sun）AGB星; iii）少量富O PNE和大量富C PNE，并伴有更多的演化尘埃（分别为晶体和芳香族）显示出与DC PNe相似的化学丰度，表明它们是相关的物体。比较派生的星云属性与预测模型相结合的理论中心恒星演化与一个简单的星云模型。最后，斯皮策尘埃的性质，…

双星行星状星云的核朝向银河系的膨胀。II。倾向于双极性和低电离结构

Binary planetary nebulae nuclei towards the Galactic bulge. II. A penchant for bipolarity and low-ionisation structures

相当大的努力已被应用于了解负责行星状星云（PNe）所表现出的各种形态的精确成形机制。一个二进制的同伴越来越多地获得支持，作为一个主导的形成机制，但形态学研究的少数PNE，我们知道肯定是由二进制的演变是稀缺或偏见。OGLE-III光度变化巡天中新发现的中心双星（CSPN）大大增加了可用于形态分析的后共包络（CE）星云样本。我们目前的双子座南窄带图像的新样本，以补充现有的数据在30后CE星云的定性形态研究。近30%的星云具有典型的双极形态，然而，一旦在几何模型的帮助下将倾斜效应纳入其中，这一比例就会上升到60%。这是迄今为止将CE进化与双极形态联系起来的最强有力的观察证据。高于平均比例的样品显示出低电离结、细丝或喷射，暗示着二元起源。这些功能也是常见的发射线核，这可能是解释的投机二元形成的情况下，H-缺乏CSPN。

膨胀区和z > 10宇宙中最贫金属恒星的化学

Chemistry of the Most Metal-poor Stars in the Bulge and the z > 10 Universe

银河系中的贫金属恒星是第一批恒星和第一批星系时代的局部遗迹。然而，低金属丰度并不能证明一颗恒星是在这个古老的时代形成的，因为贫金属恒星在不同的环境中形成了一系列的红移。银河系形成的理论模型表明，在恒定的金属丰度下，最古老的恒星是那些在最紧密的轨道上最靠近银河系中心的恒星。由于这个原因，银河系凸出部分中最缺乏金属的恒星为高红移宇宙的化学性质提供了极好的示踪剂。我们报道了核球中三颗含[Fe/H] $\lesssim-2.7$的恒星的动力学和详细的化学丰度，其中两颗是核球中最贫金属的恒星。我们发现，除了钪，所有三颗恒星遵循以前确定的贫金属晕星的丰度趋势。这三颗恒星的[Sc II/Fe]丰度是银河系中$α$增强巨星中最低的。此外，这三颗恒星都是在贫金属晕星中观察到的紧密[Sc II/Fe]-[Ti II/Fe]关系中的异常值。理论模型预测，至少有30%的机会，这些恒星中的一个形成在$z\gtrsim15$，而有70%的机会，至少有一个形成在$10 \lesssim z \lesssim 15$。这些观测结果意味着，到了$z\sim10$，银河系的祖先星系都达到了[Fe/H] $\sim-3.0$，并建立了在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。

南银河系盘状行星状星云的光谱学。关于化学组成和发射线星的说明

Spectroscopy of southern Galactic disk planetary nebulae. Notes on chemical composition and emission-line stars

我们目前的低分辨率光谱观测样本的53个行星状星云（PNe）位于南部天空之间的船帆座和诺玛星座和银河系盘与预期的银河系中心距离范围为5至10千秒差距。用经典的经验方法计算了星云的化学成分和等离子体参数。对于大多数观测对象来说，这是第一次。所观察到的磁盘样品的化学丰度的分布通常是无法区分的银河系的隆起和内部磁盘PNe人口。例外的是可能的差异，在He/H的分布，相比，隆起PNe和Ne/Ar，相比，内部磁盘PNe样本。导出的观测盘PNe的O/H比符合银河系内部化学梯度平坦化的概念。我们使用的光谱，以搜索所观察到的样本中的发射线中心的恒星。我们发现了6颗新的发射线中心恒星，包括所有已知类型的例子：WEL，VL和[WR]。我们确认，这些类型代表了三个进化的不相关的形式增强质量损失的中央恒星的PNE。我们注意到的问题，高电离PNE与星云CIV发射，可以模仿存在的WEL中心恒星的一维光谱。

来自微弱光学复合线的具有双重尘埃化学的行星状星云中的C/O比率

C/O ratios in planetary nebulae with dual-dust chemistry from faint optical recombination lines

我们提出了深高分辨率（R~15,000）和高质量的UVES光学分光光度计的九个行星状星云与双尘埃化学。我们从几个诊断中计算出物理条件。大量的N，O，Ne，S，Cl，Ar，K，Fe和Kr离子的离子丰度来自碰撞激发线。元素丰度是使用最先进的电离校正因子计算的。我们从光学复合线得到精确的C/O比。我们已经重新分析了额外的高质量光谱的14 PNe从文献中遵循相同的方法。与渐近巨星分支模型的比较表明，大约一半的样本天体是低质量祖星（M < 1.5 Msun）的后代。考虑到观测到的N/O、C/O和He/H比值，我们不能排除某些天体来自遭受过轻度HBB的更大质量的祖星（M > 3- 4 Msun）。没有一个物体似乎是非常巨大的祖先的后代。我们认为，在这里研究的大多数行星状星云中，多环芳烃是通过CO分子的解离形成的。最后一个热脉冲将富O PNe转变为富C PNe的假设被放弃，除了三个物体显示C/O > 1。我们还讨论了一个他预富集的可能性，以解释最丰富的对象。我们不能放弃其他场景，如额外的混合，恒星旋转或二元相互作用，以解释我们的样品中观察到的化学丰度行为。

银河系隆起行星状星云Angular Momentum矢量的排列

Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge

我们使用130个行星状星云（PNe）的高分辨率H α图像来研究银河系隆起内是否存在行星状星云的优先取向。整个样品的取向具有均匀分布。然而，在0.01的显著性水平上，有证据表明那些具有明显双极形态的行星状星云分布不均匀。如果我们假设双极PNe的极轴在银河系坐标系中呈单峰分布，则平均银河位置角与90°一致，即沿银河平面，显著性水平优于0.001（相当于高斯分布的3.7σ显著性水平）。PNe的形状与原始恒星或恒星系统的角动量有关，其中星云的长轴测量角动量矢量。在年老的低质量恒星中，角动量主要是在双星轨道运动中。因此，我们所发现的双极星云的排列表明，双星系统的轨道平面是垂直于银河平面的。我们认为，在最初的恒星形成过程中，沿银河系平面排列的强磁场起到了减缓恒星形成云在垂直于平面方向上收缩的作用。这将产生一种倾向，更广泛的双星具有更高的角动量，轨道轴平行于银河平面。我们的发现提供了第一个迹象表明，一个强大的，有组织的磁场沿银河系平面，影响角动量矢量的结果恒星星族。

双星行星状星云的核心朝向银河系隆起。I.样本发现、周期分布和二进制小数

Binary Planetary Nebulae Nuclei towards the Galactic Bulge. I. Sample Discovery, Period Distribution and Binary Fraction

双星被假设在行星状星云（PNe）的形成中起着重要的作用，如果不是普遍存在的话。然而，仍然有一个严重缺乏已知的联星中心恒星需要测试的联星假说，并把强有力的约束的共同包络（CE）阶段的物理学的联星恒星演化。大型光度测量提供了一个无与伦比的机会，有效地发现许多双中心恒星。我们结合了测光从OGLE微透镜调查的最大样本的PNE对银河系隆起系统地寻找新的双星。总共发现了21颗周期双星，比已知的样本多出一倍。轨道周期分布被认为是最好的描述CE人口合成模型时，没有相关的初级和次级质量之间的初始质量比分布假设。与后CE白矮星双星的比较表明，这两种分布是真正的后CE周期分布的代表，大多数双星表现出的周期小于一天。一个估计的接近二进制分数12- 21%的推导，是第一个强大的和独立的验证占主导地位的10- 15%的分数估计债券（2000年）。这表明，双星不是形成PNE的先决条件，密切的双星不发挥主导作用的星云形态的塑造。系统的影响和偏见的调查进行了讨论，为未来的光度调查的影响。

Apogee巡天发现的外星系核中的贫金属恒星

Very Metal-poor Stars in the Outer Galactic Bulge Found by the Apogee Survey

尽管它的重要性，了解早期恒星世代的性质和限制银河系隆起的形成模型，目前很少有人知道的金属贫恒星的内容，中央银河系。这是一个结果，涉及的距离很远，并干预尘埃遮蔽，挑战光学研究。然而，阿帕奇角天文台星系演化实验（APOGEE）是斯隆数字巡天III（SDSS-III）中的一项广域、多光纤、高分辨率光谱巡天，正在红外波长下探索银河系所有恒星星族的化学组成，特别强调盘和球核。对在APOGEE调试期间获得的12个区域的2，403颗巨星的数据进行自动光谱分析，产生了5颗低金属丰度（[Fe/H] $\le-1.7$）的恒星，其中包括两颗根据球核标准非常缺乏金属的[Fe/H] $\sim-2.1$。基于亮度的距离估计将五颗恒星置于外部凸起内，其他1，246颗被分析的恒星可能居住在那里。对光谱的人工再分析证实了低金属丰度，并发现这些恒星的$α$ -元素O、Mg和Si被增强，而与其他具有类似金属丰度的局部晕或弱金属厚盘星，甚至与其他更富金属的凸起星没有显著的$α$ -模式差异。虽然这些恒星的运动学和化学都不能确定哪些（如果有的话）是真正的凸起成员，而不是与凸起共存的其他种群的居民，但新发现的恒星揭示了银河系中央贫金属恒星的化学性质类似于金属丰度相似的金属弱厚盘恒星。

COMBS巡天I：银河系隆起贫金属星的化学起源

The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge

化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。

银河系行星状星云分析：物理性质、化学丰度及银河系分布

Analysis of Planetary Nebulae in the Milky Way: Physical Properties, Chemical Abundances, and Galactic Distributions

本研究基于1,449个行星状星云，分析其物理性质、化学丰度及银河系分布，发现薄盘丰度较高、晕最低，并建立含7,200个丰度值的数据库，以支持理论模型发展。

行星状星云的分子研究

Molecular studies of Planetary Nebulae

演化恒星周围的星周包层（CE）是产生分子的活跃场所。在经历了渐近巨星分支（AGB）、原行星状星云（PPN）、行星状星云（PN）等阶段后，CE最终与星际介质（ISM）融合。因此，对PNe中分子的研究对于理解从恒星到星际物质的转变至关重要。到目前为止，在PNe中已经发现了20多种分子物种。PNe的分子组成与AGB和PPNe的分子组成有很大的不同，这表明PN祖细胞中合成的分子已经被来自中央恒星的强紫外线辐射大量处理。有趣的是，富勒烯和具有芳香族和脂肪族结构的复杂有机化合物可以快速形成，并且在PPN/PN演化期间大部分存活。PNe和弥漫云的相似分子组成以及ISM中C $_{60}^+$的探测加强了这样一种观点，即PNe的质量损失可以显著地使ISM中的分子种类丰富，其中一些可能是弥漫星际带的原因。在这篇文章中，我简要地总结了一些最近的观察分子在PNE，强调其对拱星化学的影响。

富碳行星状星云中的氧富集

Oxygen enrichment in carbon-rich planetary nebulae

我们研究了一组20个具有高质量光学和红外光谱的银河系行星状星云（PNe）中存在的化学成分和尘埃类型之间的关系。光谱与最佳电离校正因子一起用于计算Ar、C、Cl、He、N、Ne和O相对于H的丰度。红外光谱被用来分类的PNe在两个组中，这取决于所观察到的灰尘的功能是富氧或富碳环境的代表。样本包含一个来自光晕的对象，八个来自凸起的对象，以及十一个来自局部圆盘的对象。我们比较它们的化学丰度与核合成模型的预测，并在7个银河系H II区域的太阳附近获得的。我们发现O富集的证据（由$\sim$ 0.3 dex），但一个PNE与富碳尘埃（CRD）。我们的分析表明，Ar，特别是Cl，是最好的金属丰度指标的PNE的祖先。有一个紧密的相关性之间的丰度Ar和Cl在所有的对象，在协议的锁步演化的两个元素。Cl丰度所暗示的金属丰度的范围涵盖了一个数量级，我们发现CRD和富氧尘埃（ORD）的PNE的初始质量和金属丰度的显着差异。具有CRD的PNE倾向于具有中等质量和低金属丰度，而大多数具有ORD的PNE显示出较高的N和He富集，这表明它们具有高质量的祖细胞。

通过射电和多波长特征选择新的银河系行星状星云

New Galactic Planetary Nebulae selected by radio and multi-wavelength characteristics

我们已经使用了康沃尔无线电目录结合使用多波长数据，以确定62个新的行星状星云（PN）的候选人接近银河系中平面。在该样品中，11个在深窄带H $α$成像中具有弱光学对应物，这允许它们的光谱跟踪。我们已经观察到这些候选者中的8个光谱，导致确认7的8个PNe。除了一个新检测到的PNe样品外，所有样品似乎都是I型化学，具有非常大的[NII]/H $α$比。这表明我们的选择方法非常有利于检测这种PN。康沃尔是一个低银河纬度的巡天，那里年轻的天体和I型PNE（被认为是来自更高质量的祖先）更丰富，但那里的消光很大。在该区域中正确识别PNe的非常高的成功率证明了我们的无线电和多个多波长诊断工具用于成功预测并确认其PN性质的有效性，至少在发现并观察到光学对应物的情况下。该研究加强了多波长和光学数据相结合的有效利用，以识别新的银河系PNE，特别是那些I型化学物质，其灰尘环境往往使其难以单独在光学制度中检测。

银河系行星状星云中铁元素向尘埃颗粒的贫化

Iron Depletion into Dust Grains in Galactic Planetary Nebulae

我们目前的初步结果分析的铁贫化因子到尘埃颗粒的样本20行星状星云（PNE）从银河系的隆起。我们比较这些结果与我们在先前的28个银河系盘PNE和8个银河系H II地区的分析。我们在所有的对象中得到高的损耗因子，这表明它们的铁原子的80%以上凝聚成尘埃颗粒。铁耗尽的范围内的样品PNe涵盖约两个数量级，我们在这里探讨的差异是否与PN形态。然而，我们没有发现任何显著的相关性。

银河系盘HII区和行星状星云中O、Ne、Cl、Ar的比较研究：径向梯度的时变？

A comparative study of O, Ne, Cl, and Ar in Hii regions and PNe of the Galactic disk: Temporal evolution of radial gradients?

利用高质量观测数据比较银河系盘HII区和行星状星云的O、Ne、Cl、Ar丰度径向梯度，发现包含温度涨落时HII区与造父变星的O/H梯度一致，而较老天体的梯度更平坦，可能源于径向迁移而非化学演化。

Hu1-2：一个贫金属的双极行星状星云，具有快速准直外流

Hu1-2: a metal-poor bipolar planetary nebula with fast collimated outflows

我们对Hu 1 -2进行了窄带光学和近红外成像以及光学长缝光谱观测，Hu 1 -2是一个银河系行星状星云（PN），具有一对[N II]明亮，快速移动（> 340 km/s）的双极结。中等色散光谱用于推导整个星云的物理条件和丰度，高色散光谱用于研究空间运动学结构。一般来说，Hu 1 -2具有高的He/H（~0.14）和N/O（~0.9）比值，这是典型的I型PNe。另一方面，它的O，Ne，S和Ar的丰度与银河系核球和盘PNe的平均丰度相比是低的。位置-速度图通常可以描述为一个沙漏状的双极膨胀星云，尽管最内部区域的形态和运动学不能用一个简单的倾斜赤道环面来满意地解释。空间-运动学研究限定其长轴的倾角在10度以内的天空平面。与IC 4634和NGC 7009的辐射弓形激波一样，在Hu 1 -2的西北（NW）结处，[O III]、H_α和[N II]的发射峰也有明显的分层现象。PNe中的快速准直流出物表现出比其他低电离结构更高的激发。这是特别的情况下，双极结的Hu 1 -2，与He II的排放水平高于那些在其他银河系PNE准直流出。在Hu 1 -2中激发的结与来自中心恒星的冲击和紫外线辐射的综合效应一致。这些结的机械能和光度与在PNe中观测到的相似，PNe中有一颗后共包络（post-CE）近距离双星。

研究潜在的行星状星云/星团对

Investigating potential planetary nebula/cluster pairs

表征中等质量恒星终态的基本参数可能会受到在疏散星团（OC）中发现行星状星云（PNe）的限制。星团成员可以用来确定PNe的距离、光度、年龄和物理大小，以及其中心恒星的内禀光度和质量。四个潜在的PN-OC协会进行了调查，以评估集群成员的PNe。径向速度测量中分辨率光谱，补充以前的估计文献中。当径向速度研究支持PN/OC关联时，我们分析了其他参数（例如，年龄，距离，红化，中心恒星亮度）与这一结论一致。我们的测量结果表明，PNe VBe 3和HeFa 1不是OC NGC 5999和NGC 6067的成员，分别，可能属于背景隆起人口。相反，一致的径向速度表明NGC 2452/NGC 2453可能是相关的，但我们的结果不是决定性的，需要额外的观测。最后，我们证明，所有可用的信息点，他2 -86是一个年轻的，高度内部模糊的PN成员的NGC 4463。通过Via Lactea ESO公众调查中的Vista Variables获得的新的近红外测光与现有的UBV测光一起用于测量NGC 4463的距离，红化和年龄，分别发现d=1.55+-0.10 kpc，E（B-V）=0.41+-0.02，tau=65+-10 Myr。如果建议的集群成员资格将得到确认，则PN应采用相同的值。

The COMBS Survey -- III. The Chemodynamical Origins of Metal-Poor Bulge Stars

The characteristics of the stellar populations in the Galactic Bulge inform and constrain the Milky Way's formation and evolution. The metal-poor population is particularly important in light of cosmological simulations, which predict that some of the oldest stars in the Galaxy now reside in its center. The metal-poor bulge appears to consist of multiple stellar populations that require dynamical analyses to disentangle. In this work, we undertake a detailed chemodynamical study of the metal-poor stars in the inner Galaxy. Using R$\sim$ 20,000 VLT/GIRAFFE spectra of 319 metal-poor (-2.55 dex$\…

EMBLA巡天--银河系核球中的贫金属星

The EMBLA Survey -- Metal-poor stars in the Galactic bulge

宇宙学模型预测，银河系中最古老的恒星应该位于最靠近势阱中心的隆起部分。EMBLA巡天利用独特的SkyMapper光度滤镜成功地搜寻了这些古老的贫金属恒星，在核球中发现了候选的贫金属恒星。然后使用AAT上的AAOmega光谱仪证实了它们的贫金属性质。本文对10颗来自MIKE/Magellan观测的核球星（-2.8<[Fe/H]<-1.7）进行了丰度分析，共测定了22种元素的丰度。将这些结果与我们之前作为Gaia-ESO调查的一部分所获得的高分辨率数据相结合，我们已经开始将隆起中最缺乏金属的恒星的化学和运动学性质的图片放在一起。目前可用的运动学数据与属于凸起的恒星是一致的，尽管需要更精确的测量来限制恒星的轨道。这些核球星的化学性质与相同金属丰度的晕星不同。两个显着的区别是缺乏碳增强贫金属凸起星，α元素丰度表现出大的内在散射，包括在这些典型的增强元素中丰度不足的恒星。

Milky Way凸起的争议性恒星形成历史和氦富集

The Controversial Star-Formation History and Helium Enrichment of the Milky Way Bulge

银河系凸起的恒星星族被彻底研究，天文学家几乎可以使用全套仪器进行大量测量。因此，也许令人惊讶的是，除了公认的结果之外，它的恒星形成历史中存在着一些重大的不确定性。宇宙学模型预测的隆起主机银河系最古老的恒星为[Fe/H] $\lesssim -1$，这是由RR天琴座恒星和球状星团的观测证明。有一个共识是，具有[Fe/H] $\lesssim0$的球星比$t \approx10$ Gyr更老。然而，在超太阳的金属丰度，有一个重大的未解决的差异。从主序星转折点和次巨星分支的光谱测量数据、渐近巨星分支恒星的丰度、Mira变星的周期分布、行星状星云的化学成分和中心恒星质量，都表明存在大量的中年人口（$t \approx 3$ Gyr）。这与基于宇宙学的化学演化模型和主序星关闭区的光度学研究的预测相矛盾，后者都认为几乎没有比$t \approx 8$ Gyr更年轻的恒星。解决这一矛盾的一个可能办法是加强氦的浓缩，因为这将使几乎所有的年龄估计朝着减少差异的方向转变。增强的氦富集也可以通过测量红巨星分支凸起和R参数来提出。

Binary Central Stars of Planetary Nebulae Identified With Kepler/K2

We present the identification of 34 likely binary central stars (CSs) of planetary nebulae (PNe) from {\it Kepler/K2} data, seven of which show eclipses. Of these, 29 are new discoveries. Two additional CSs with more complicated variability are also presented. We examined the light curves of all `possible', `likely' and `true' PNe in every {\it Kepler/K2} campaign (0 through 19) to identify CS variability that may indicate a binary CS. For Campaigns 0, 2, 7, 15, and 16 we find 6 likely or confirmed variables among 21 PNe. Our primary effort, though, was focused on Campaign 11 which targeted a …

从斯皮策光谱看致密银河系行星状星云中尘埃的性质

The nature of dust in compact Galactic planetary nebulae from Spitzer spectra

本文给出了157个致密星系PNE的Spitzer/IRS谱。这些年轻的PNe提供了洞察力的影响，尘埃在早期后AGB的演变，之前的大部分尘埃被改变或破坏硬化恒星辐射场。大多数选定的目标具有PN型IRS光谱，而少数被证明是错误分类的恒星。我们检查了PN光谱的组属性，并根据不同的尘埃类别（无特征，富碳尘埃;富氧尘埃;混合化学尘埃）和子类（芳香族和脂肪族;结晶和无定形）对其进行分类。所有PNe的特征都是尘埃连续体，超过80%的样品在连续体上方显示出固态特征，而麦哲伦云样品只有约40%的样品显示出固态特征;这表明尘埃性质和金属丰度之间存在强烈的联系。显示固态特征的银河系PNE在CRD、ORD和MCD之间几乎平分。我们分析了尘埃的性质和其他PN性质，发现（i）有一个增强的MCD PNe向银河系中心;（ii）CRD PNe可以被看作是定义一个演化序列，相反的ORD和MCD PNe;（iii）C-和O-丰富的颗粒保持不同的平衡温度，从模型的预期;（iv）ORD PNe是高度不对称和CRD PNe高度对称;点对称在统计学上在MCD中更常见。我们发现，银河系盘样本不包括MCD PNe，和其他尘埃类不同的人口从高到低的金属丰度环境。MCPNe似乎在类似的演化阶段达到更高的尘埃温度，与低金属丰度星际环境中较小尘埃颗粒的观测结果一致。

Plaut场中Na、Al和重元素丰度对银河系隆起形成的制约

Constraints on the Formation of the Galactic Bulge from Na, Al, and Heavy Element Abundances in Plaut's Field

报道了位于Plaut低消光窗的39颗红巨星分支星和23颗潜在的内盘红团星的Na、Al、Zr、La、Nd和Eu的化学丰度。我们还测量了超级富锂RGB星的锂。丰度是通过对Blanco 4 m望远镜和Hydra多光纤光谱仪获得的高分辨率（R~ 25，000）、高信噪比（S/N~50-100像素-1）光谱进行光谱合成来确定的。对于核球RGB星，我们发现随着金属丰度的增加，[Na/Fe]和[Na/Al]比值普遍增加，而[La/Fe]和[Nd/Fe]比值则类似地减少。此外，[Al/Fe]和[Eu/Fe]的丰度变化趋势几乎与α-元素一致，[Zr/Fe]比值随[Fe/H]的变化相对较小。RGB星的[La/Eu]比值一直很低，这表明至少大多数的核球星形成得很快（<1 Gyr），并且在主s过程成为重要的污染源之前。相比之下，我们发现，潜在的内盘星团星表现出更相似的薄和厚磁盘的丰度模式。在不同的隆起位置的丰度趋势之间的比较表明，内部和外部的隆起形成类似的时间尺度。然而，我们发现的证据之间的一些丰度差异最贫金属和富金属的恒星在不同的凸起领域。这些数据还表明，晕可能有一个更显着的影响外隆初始组成比内隆组成。[Na/Fe]和在较小程度上[La/Fe]的丰度进一步表明，缺乏金属的凸起，至少距离银河系中心约1 kpc，和厚盘可能不具有相同的化学成分。

利用 OH 和 H$_2$O 脉泽识别并表征新生行星状星云

Identification and characterization of nascent planetary nebulae with OH and H$_2$O masers

本研究结合公共数据与 ATCA/VLA 观测匹配 OH、H$_2$O 脉泽与行星状星云位置，新确认 1 个 PN、12 个候选体及 3 个水喷泉，并揭示其混合化学与非热辐射特征。

科学与ngVLA：行星状星云

Science with the ngVLA: Planetary Nebulae

行星状星云（PNe）代表了初始质量为$\sim$ 1-8 $M_\odot$的恒星演化的近终点，其中渐近巨星分支（AGB）恒星的包层被来自新出现的白矮星的高能辐射光解离和电离，这是祖先恒星的核心。越来越明显的是，大多数PNe是从二元系统中派生出来的。因此，PNe提供了独特的洞察力，以各种各样的天体物理现象，包括伴星的影响，后期阶段的恒星演化;恒星风的相互作用和冲击;物理和化学的光电离等离子体和光子为主的区域（PDR）;和丰富的ISM的产品中质量恒星核合成。我们描述了ngVLA在这些领域的潜在影响的具体例子。

High-α-Metal-Rich stars in the LAMOST-MRS survey and its connection with the galactic bulge

We report the detection of a large sample of high-$α$-metal-rich stars on the low giant branch with $2.6<logg<3.3$ dex in the LAMOST-MRS survey. This special group corresponds to an intermediate-age population of $5-9$ Gyr based on the $[Fe/H]$-$[C/N]$ diagram and age-$[C/N]$ calibration. A comparison group is selected to have solar $α$ ratio at super metallicity, which is young and has a narrow age range around 3 Gyr. Both groups have thin-disk like kinematics but the former shows slightly large velocity dispersions. The special group shows a larger extension in vertical distance toward 1.2 k…

渐近巨分支演化理论的检验：大麦云星云中的行星状星云

A test for asymptotic giant branch evolution theories: Planetary Nebulae in the Large Magellanic Cloud

我们使用了新一代的渐近巨星分支（AGB）恒星模型，包括尘埃形成的恒星风之间的联系，发现进化模型和观测到的性质的均匀样本的大麦云（LMC）行星状星云（PNE）。CNO等元素的演化产率与相应观测到的化学丰度之间的比较是揭示热底燃烧（HBB）和第三次疏浚（TDU）等演化过程的有力工具。我们发现，需要六溴代二苯的出现来解释富氮（log（N/H）+12 8）PNe。特别是，质量M >=6 Mo的AGB模型很好地再现了碳含量最低的富氮PNe，其表面化学反映了六溴代二苯的纯效应。log（N/H）+12 <$7.5的PNe对应于没有经历HBB的恒星的喷出物，其初始质量低于3 Mo。这些恒星中的一些显示非常大的碳丰度，由于许多TDU事件经历。我们从我们的LMC PN样品中发现，AGB表面积累的碳量存在一个阈值，log（C/H）+12 <$9。这一限制的确认将表明，在达到C星阶段后，AGB只经历了一些热脉冲，这表明外部地幔的快速损失，可能是由于辐射压力对星周包层中的碳质尘埃颗粒的影响。这些研究结果的影响AGB进化理论和扩展PN样本目前可用的必要性进行了讨论。

Hunting for C-rich long-period variable stars in the Milky Way's bar-bulge using unsupervised classification of Gaia BP/RP spectra

The separation of oxygen- and carbon-rich AGB sources is crucial for their accurate use as local and cosmological distance and age/metallicity indicators. We investigate the use of unsupervised learning algorithms for classifying the chemistry of long-period variables from Gaia DR3's BP/RP spectra. Even in the presence of significant interstellar dust, the spectra separate into two groups attributable to O-rich and C-rich sources. Given these classifications, we utilise a supervised approach to separate O-rich and C-rich sources without BP/RP spectra but instead given broadband optical and inf…

AGB后的进化比以前想象的要快得多

Post-AGB evolution much faster than previously thought

对于32个中心恒星的PNe，我们提出了他们的参数之间的新的演化序列内插。导出的恒星最终质量被限制在0.53和0.58 $M_\odot$之间，与白矮星质量分布的峰值非常一致。因此，推断的银河系隆起的恒星形成历史被很好地限制在3和11 Gyr之间，并与其他已发表的研究兼容。新的演化轨迹被证明是分析恒星生命后期阶段的一个非常好的工具。结果提供了一个令人信服的确认加速后AGB的演变。

在Milky Way的凸起、盘和晕中新发现的具有球状星团样丰度模式的巨星的化学动力学

Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way

本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。

从AGB到PN阶段的分子过程

Molecular processes from the AGB to the PN stage

在渐进巨支（AGB）星和行星状星云（PNE）之间的过渡阶段，在恒星（富C和富O）的星周壳中观察到许多复杂的有机分子和无机固态化合物。这个短暂的（~100-10.000年）恒星演化阶段代表了天体化学的一个极好的实验室，并对任何气相和固态化学模型提供了严格的限制。当今天体物理学和天体化学的主要挑战之一是了解这些复杂有机分子和无机固态化合物（例如，多环芳烃、富勒烯和石墨烯（在富C化学的情况下）以及氧化物和结晶硅酸盐（在富O环境中）。在这篇评论中，我提出了一个观察审查的分子过程中的后期阶段的恒星演化，特别强调的第一次检测到的富勒烯和石墨烯的PNE。

沃尔夫-拉叶行星状星云PB 8的双丰度电离结构

Bi-abundance ionization structure of the Wolf-Rayet planetary nebula PB 8

围绕[WN/WC]-混合中心星的行星状星云（PN）PB 8是具有中等丰度差异因子（ADF ~ 2-3）的行星状星云之一，这可能表明星云中嵌入了少量富含金属的包裹体（双丰度）。在这项工作中，我们已经建立了光电离模型，再现的光学和红外观测的PN PB 8使用非LTE恒星模型大气电离源。最初使用的化学均匀模型不能预测光学复合线（ORL）。然而，双丰度模型提供了一个更好的适合大多数观察到的ORL从N和O离子。在双丰度模型中，富含金属的包裹体占星云总体积的5.6%，并且比周围星云的平均值大约冷1.7倍。富金属包裹体的N/H和O/H丰度比分别比弥漫暖星云大1.0和1.7倍。为了重现PB 8的斯皮策光谱能量分布，还包括了尘气比为0.01（按质量计）的尘埃颗粒。据发现，富含金属的夹杂物的存在下，可以解释重元素ORL，而不同的颗粒种类和离散的晶粒尺寸的双灰尘化学可能产生的红外连续的PN。本研究表明，在少数丰度差异较大（ADF> 10）的PNe中检验的双丰度假说也适用于丰度差异中等的典型PNe。

光学引力透镜实验。OGLE-III变星表。XV。银河系膨胀中的长周期变星

The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. XV. Long-Period Variables in the Galactic Bulge

OGLE-III变星星表（OIII-CVS）的第十五部分包含232，406颗长周期变星（LPV），这些变星是在OGLE-II和OGLE-III观测场中探测到的。样本包括6528颗Mira星，33，235颗半规则变星和192，643颗OGLE小振幅红巨星。正在发布的目录数据和数据资源包括恒星的观测参数，发现图表以及1997年至2009年期间获得的时间序列I和V波段测光。我们讨论了样本的统计特征，并将其与麦哲伦星云中的LPV集合进行比较。银河系核球中的绝大多数红巨星都具有富氧的化学性质。米拉变星在周期-振幅图中形成一个单独的组，这在麦哲伦云中的富氧米拉没有被注意到。我们发现一个明显的赤字，长的第二周期的恒星向银河系中心相比，麦哲伦云的LPV的样本。

Pristine内银河系巡天（PIGS）V：利用核球中最贫金属恒星对银河系早期组装进行化学-动力学研究

The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) V: a chemo-dynamical investigation of the early assembly of the Milky Way with the most metal-poor stars in the bulge

本研究结合Gemini/GRACES化学丰度与Gaia EDR3轨道，分析PIGS中17颗核球极贫金属恒星，揭示其早期晕星起源、瓦解球状星团及低质量超新星污染遗迹。

AKARI颜色可用于对Miras的化学类型进行分类

AKARI color useful for classifying chemical types of Miras

结合S9 W和L18 W波段的AKARI/IRC颜色对于区分富氧和富碳的星周尘埃是有用的。石原和合作者在2011年发现，这种颜色与近红外颜色J-Ks一起使用，可以用来分类两组具有不同化学成分的尘埃笼罩的恒星。他们研究了这些尘埃AGB恒星在银河系中的分布，发现那些富含氧气的尘埃更加集中。虽然这与以前的研究一致，但石原等人的地图显示，富碳恒星也存在于银河系的核球中，而以前几乎没有富碳恒星的报道。在这里，我们专注于米拉变量的距离可以很好地约束的周期光度关系的基础上。在AKARI颜色选择的富碳Miras候选者中，我们用它们的光谱确认了至少四个富碳Miras。这给了我们一个新的视角来了解核球中恒星星族的复杂本质。

富碳行星状星云中未识别分子纯转动谱线的探测 I. 含富勒烯的行星状星云 IC 418

Detection of unidentified molecular pure rotational lines in C-rich PNe I. The fullerene-containing PN IC 418

利用RT40m和IRAM 30m射电望远镜的高灵敏度观测，在富碳行星状星云IC 418中探测到20条弱未识别特征，通过转动常数估计排除已知分子和富勒烯衍生物，提出非平面碳质分子作为候选载体。

利用高精度自行运动检验行星状星云的星团成员资格。I. 球状星团 Palomar 6 附近 JaFu 1 的 HST 观测

Testing Cluster Membership of Planetary Nebulae with High-Precision Proper Motions. I. HST Observations of JaFu 1 Near the Globular Cluster Palomar 6

本研究利用HST高精度自行运动数据检验PN JaFu 1是否属于球状星团Palomar 6，发现其自行运动与星团存在显著差异，排除了成员资格，但其核心仍属于罕见的“EGB 6型”中心星而具有天体物理研究价值。

银河中心区域的年龄、化学成分和运动学揭示：MUSE

Age, Chemistry, and Kinematics of the Inner Galaxy Revealed by MUSE

利用MUSE观测银河系中心区域恒星，发现其年龄分布呈现多个峰值，表明恒星形成经历了多个阶段，且恒星金属丰度广泛分布。

建模环绕双星盘吸积对后AGB双星演化及表面化学的影响

Modelling the impact of circumbinary disk accretion on post-AGB binary evolution and surface chemistry

本研究通过MESA模拟，发现高吸积率和大盘质量可解释post-AGB双星的化学耗损，快速吸积延长恒星寿命，但不足以解释电离行星状星云的缺乏。

富氧行星状星云中的PAH形成

PAH Formation in O-rich Planetary Nebulae

多环芳烃（PAHs）已被观测到在富O行星状星云朝向银河系隆起。这种富氧和富碳物质的组合，被称为双重尘埃或混合化学物质，预计不会在这样的物体周围看到。我们最近提出多环芳烃可以由CO在致密环中的光解形成。在这项工作中，使用VISIR/VLT，我们在空间上解决了多环芳烃波段的发射和电离发射的[SIV]线，确认在所有观察到的富含O的对象中存在致密的中央环面。此外，我们发现，对于大多数的对象，多环芳烃位于这些致密/紧凑的环面的外缘，而电离的材料主要是存在于这些环面的内部，与我们的假设在这些系统中的多环芳烃的形成。致密环的存在与中央双星的活动密切相关，因此，在这些区域中看到的丰富化学物质也可能与后共包络双星系统中系外行星的形成有关。

银河系核星团的首次化学普查

The First Chemical Census the Milky Way's Nuclear Star Cluster

该研究利用IGRINS光谱仪对银河系核星团9颗恒星进行19种元素化学丰度分析，发现其化学趋势与内核球及内盘序列一致，但Na丰度异常偏高，暗示共同增丰过程。

GALEX-413827：一颗新的极端氦星

GALEX J184559.8-413827: a new extreme helium star identified using SALT

用SALT HRS获得的富氦“热亚矮星”GALEX J184559.8-413827（J1845-4138）的高分辨率光谱表明，它是近40年来发现的第一颗极端氦（EHe）星。定量分析表明，它的大气层描述为Teff = 26 170 +/- 750 K，log g /（cm s^-2）= 4.22 +/- 0.10，表面化学特征为经过hoc处理的氦，1%的氢污染（以数量计），金属丰度为0.4 dex亚太阳。它的距离和位置与银河系凸起的成员一致。它的尖锐的吸收线的旋转和微湍流速度的地方强烈的约束。在光谱上，J1845-4138非常类似于脉动的EHe星V652 Her，通常被认为是双氦白矮星合并的产物，演变成一颗富氦的sdO星。