Discovery of Radial Spectral Hardening in the Hot Bubble of Planetary Nebula BD+30 3639 with Median Energy Imaging
本文提出中值能量成像新技术，发现行星状星云BD+30 3639热气泡存在径向光谱硬化，归因于边缘柱密度增加，为暗弱延展X射线源空间变化研究提供新途径。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
FAST search for circumstellar atomic hydrogen. IV. bubbles associated with planetary nebulae
该研究利用两项H I巡天识别14个与行星状星云相关的星际泡，并以Gaia距离约束银河系自转曲线，进而提出由泡速度推导行星状星云运动学距离的新框架。
2025-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds. III. Formation and evolution in comparison with hydrogen-rich bubbles
本研究通过流体动力学模拟与12个行星状星云样本的观测对比，揭示了Wolf-Rayet型中心星贫氢风驱热泡的演化特性与富氢泡的差异，及其形成途径的多样性。
2024-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution Very Large Array observations of 18 MIPSGAL bubbles
我们目前的无线电观测18 MIPSGAL气泡在5 GHz（6厘米）与卡尔G。配置B和BnA中的Jansky超大型阵列。观测的目的是了解高分辨率和高灵敏度的射电图可以提供关于不同类型演化恒星的星周包络的什么样的信息，以及它们与具有类似分辨率的红外图像的比较可以告诉我们什么。我们发现，18个气泡可以分为五类，根据其无线电形态。射电图像中呈现中心点源的三个气泡都对应于发光的蓝色变星候选者。11个气泡呈现椭圆形，射电中完全没有中心物体，可能与行星状星云有关。在这个假设下，我们推导出它们的距离，它们的电离质量和它们在银道面上的分布。我们讨论的可能性，MIPSGAL气泡目录（428对象）可能包含一个大部分的所有银河系行星状星云位于1.4千秒差距和6.9千秒差距之间的距离，躺在MIPSGAL的视野。在剩下的气泡中，我们还确定了一个H II区域和一个原行星状星云候选者。
2016-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A non-equilibrium ionization model of the Local Bubble (I)
目标。本文首次对湍流超新星驱动的星际介质中局域泡和圈I超泡的联合演化进行了高分辨率非平衡电离模拟。详细研究了类锂离子Civ、Nv和Ovi在LB中的时间变化和空间分布。方法.这项工作使用并行自适应网格细化代码EAF-PAMR耦合到新开发的原子和分子等离子体发射模块E（A+M）PEC，具有通过Fe的H的电离结构的随时间变化的计算，使用最新的太阳丰度的修订。AMR最好的分辨率是在一个网格内的1 pc，该网格覆盖了银河系盘（中平面上的面积为1 kpc ^2）和晕（中平面上下延伸至10 kpc）的代表性补丁。结果LB的演化年龄是由模拟和观察到的类锂离子Civ，Nv和Ovi的吸收特性之间的匹配。模拟的LB电流演化时间在0.5到0.8百万年之间，因为最后一颗超新星重新加热了空腔，以便在模拟的LB空腔内使N（Ovi）< 8 \times 10^12 cm-2，log[N（Civ）/N（Ovi）] < -0.9和log[N（Nv）/N（Ovi）] < -1，正如哥白尼，IUE，GHRS-IST和FUSE观测所发现的那样。
2012-01-27 astro-ph.GA
HST STIS observations of the mixing layer in the Cat's Eye Nebula
行星状星云（PNe）在$\geq$ 10 $^{6}$ K的内部热泡和~10 $^{4}$ K的光学星云壳层之间有一个~10 $^{5}$ K的界面层。PN结构和演变，以及X射线发射关键取决于在该界面层处的材料混合的效率。然而，迄今为止，它的位置和空间范围都没有确定。利用高空间分辨率的HST STIS光谱观测猫眼星云（NGC 6543）中的NV 1239、1243线，我们首次在PN中探测到了这个界面层，并确定了它的位置、范围和物理性质。我们确认，这个界面层，所揭示的N V 1239线发射的空间分布，位于热泡和光学星云壳层之间。我们估计的厚度为1.5 $\times$ 10 $^{16}$厘米和电子密度约200厘米$^{-3}$的混合层。混合层的热压力约为2 $\times$ 10 $^{-8}$达因·厘米$^{-2}$，与NGC 6543的热泡和电离星云边缘处于压力平衡状态。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A radio-polarisation and rotation measure study of the Gum Nebula and its environment
口香糖星云是36度宽的壳状发射星云，距离只有450 pc。它被假设是一个古老的超新星遗迹，化石HII区，风吹气泡，或多个物体的组合。在这里，我们调查的星云的磁离子特性使用的数据从最近的调查：无线电连续数据从NRAO VLA和S波段帕克斯全天巡天，和H-阿尔法数据从南部的H-阿尔法巡天图集。我们把星云的上部模拟成一个电离气体球壳，膨胀到周围的介质中。我们执行一个最大似然马尔可夫链蒙特卡罗拟合NVSS旋转测量数据，使用H-halpha数据来约束壳层$n_e$中的平均电子密度。假设在RM中存在纬度背景梯度，我们找到$n_e=1.3^{+0.4}_{-0.4} {\rm cm}^{-3}$、角半径$ϕ_{\rm outer}=22.7^{+0.1}_{-0.1} {\rm deg}$、壳层厚度$dr=18.5^{+1.5}_{-1.4} {\rm pc}$、环境磁场强度$B_0=3.9^{+4.9}_{-2.2} μ{\rm G}$和暖气体填充因子$f=0.3^{+0.3}_{-0.1}$。我们将有序银河磁场的局部小尺度（~260 pc）俯仰角限制在$+7^{\circ}\lesssim\wp\lesssim+44^{\circ}$，这代表了与千秒差距尺度上的中值磁场方向（~-7.2 $^{\circ}$）的显著偏差。在H-α壳层边缘的中等压缩因子$X=6.0\,^{+5.1}_{-2.5…
2015-02-23 astro-ph.GA
A Consistent Spectral Model of WR 136 and its Associated Bubble NGC 6888
我们分析是否与代码CMFGEN计算的恒星大气模型提供了一个最佳的描述WR 136的恒星观测，同时再现星云观测NGC 6888，如电离度，这是仿照pyCloudy代码。所有现有的观测材料（远紫外和近紫外光谱和光学光谱）都被用来限制这种模型。我们发现，即使在恒星光度和质量损失率受到很好的约束时，τ = 20时的恒星温度T_* 也可以在70000 ~ 110000 K之间。当把星云作为一个附加的限制条件时，我们发现T_* \sim 70 000 K的恒星模型代表了恒星和星云的最佳解。光电离模型的结果表明，如果我们考虑一个化学均匀的星云，那么在不同星云带中观测到的N^+/O^+比值是可以重现的，因此没有必要假设一个化学不均匀的星云。我们的工作表明了计算包括恒星和星云约束的相干模型的重要性。这使我们能够以一致的方式确定恒星及其相关星云的所有物理参数。该恒星的化学丰度分别为12 + log（N/H）= 9.95、12 + log（C/H）= 7.84和12 + log（O/H）= 8.76，12 + log（N/H）= 8.40、12 + log（C/H）= 8.86和12 + log（O/H）= 8.20。因此，恒星和星云大部分是富含N-和C-而O-贫乏的。
2015-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
When asymmetric cosmic bubbles betray a difficult marriage: the study of binary central stars of Planetary Nebulae
行星状星云代表了一个强有力的窗口，可以看到中低质量恒星的演化，这些恒星经历了大量的质量损失。星云的形状非常多样，但尽管经过了30多年的激烈争论，但损失的质量究竟是如何形成如此多样的形态的仍然是高度不确定的。二进制一直被认为是解决这一棘手问题的一种方法。现在，由于最近的调查和改进的观测策略，很明显，一个双通道，特别是共同信封（CE）的演变，是负责大部分行星状星云。此外，由于行星状星云与其他后CE系统相比只是“新鲜出炉”，它们为研究共同包层演化和双星系统中喷流的形成提供了宝贵的贡献。我们的研究也开始发现双星和形态之间的密切联系，包括高比例的双极星云和类似SN 1987 A的低电离细丝环。同样重要的是新发现的具有中间周期的双星CSPN，它们似乎与化学性质特殊的恒星有关，这些恒星的组成经过双星演化而改变。他们的研究还可能揭示双星中质量和角动量转移过程的许多信息。在这里，我们展示了四个PNe的例子，我们已经发现了它们的二元性质，包括发现了一个罕见的富含钡的冷中心恒星。
2011-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-Ultraviolet Observations of the Spica Nebula and the Interaction Zone
本文报道了对$α$ Vir（Spica）周围广大区域进行的远紫外（FUV）观测的分析结果，包括Loop I和Local Bubble的相互作用区。整个区域在光学上是薄的，并且在FUV连续谱强度和尘埃消光之间存在一般的相关性，除了在明亮的中心恒星附近，这表明FUV连续谱的尘埃散射性质。我们进行了Monte-Carlo辐射转移模拟，以获得与尘埃散射相关的光学参数以及该区域的几何结构。的不对称因子被认为是0.38 $\pm$ 0.06和0.46 $\pm$ 0.06，分别与银河系尘埃颗粒模型。相互作用区的距离和厚度分别估计为70 $^{+4}_{-8}$ pc和40 $^{+8}_{-10}$ pc。角宿一北部的漫射FUV连续谱主要是角宿一星光散射的结果，而南部的漫射FUV连续谱主要是背景星散射的结果。\ion{C}{4} $λλ$ 1548、1551发射遍及整个区域，这与仅在\ion{H}{2}区域内明亮的\ion{Si}{2} * $λ$ 1532发射形成对比。这表明\ion{C}{4}线主要出现在气泡的壳层边界，其中来自环I的部分可能比来自局部气泡一侧的部分更大，而\ion{Si}{2} * 线则来自光电离的角宿星云。
2013-07-19 astro-ph.GA
The Geometry and Dynamical Role of Stellar Wind Bubbles in Photoionised HII Regions
来自年轻大质量恒星的风为它们的宿主分子云提供了大量的能量。这对恒星形成云的动力学和可观测结构产生了影响。在本文中，我们提出了辐射磁流体动力学模拟的湍流分子云，形成30，60和120太阳质量的个别恒星发射风和紫外线辐射以下现实的恒星演化轨道。我们发现，风有助于总的径向动量所携带的恒星周围的光电离反馈的水平的10%的膨胀星云，并只有一个小的影响星云的径向膨胀。辐射压力在这里研究的系统中基本上可以忽略不计。风泡的3D几何形状和演变是高度非球面和混乱的，其特征是快速移动的“烟囱”和热驱动的“羽流”。这些羽流有时会由于云中的致密气体流动而与恒星源断开。我们的研究结果与文献中的相关模拟，分析模型和观测结果相比，同时表明需要完整的3D模拟，包括恒星风。然而，需要更有针对性的模拟来更好地理解观察性研究的结果。
2020-12-07 astro-ph.GA
Formation and X-ray emission from hot bubbles in planetary nebulae - III. The impact of [Wolf-Rayet]-type winds
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Fakultät für Physik, Universität Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）
研究通过辐射-流体动力学模拟，发现[WR]型风显著提高PNe热气泡的X射线辐射功率，但等离子体温度趋于稳定，表明混合是产生软X射线发射的关键机制。
2026-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
IFU spectroscopy of Southern Planetary Nebulae IV: A Physical Model for IC 418
我们描述了高光谱分辨率，高动态范围的积分场光谱的IC 418覆盖的光谱范围3300- 8950 nm，并与早期的数据进行比较。我们确定线通量，推导出化学丰度，提供了中央恒星的光谱，并确定星云连续体的形状。利用光电离模型，我们从星云的连续谱和复合谱线推导出红化函数。该星云有一个非常高的内部电离参数。因此，辐射压力占主导地位的气体压力和灰尘吸收了大部分的电离光子。辐射压导致密度随半径增加。从光电离分析，我们得出中心恒星参数; $\log T_{\mathrm eff} = 4.525$ K，$\log L_*/L_{\odot} = 4.029$，$\log g = 3.5$和使用恒星演化模型，我们估计初始质量的$2.5 < M/M_{\odot} < 3.0$。内壳层受到迅速增加的恒星风冲压压力的冲击，我们将其建模为外部光电离冲击。此外，一个冲击被驱动到预先存在的渐近巨星分支恒星风的强大的D型电离前发展在星云的外边界。从内部质量损失气泡的动力学，并从恒星演化模型，我们推断，星云成为电离在最后$100-200$ \，年，但在$\sim 2000$年的结构演变，因为中央恒星的AGB演变。估计的当前质量损失率（$\dot M = 3.8\times 10^{-8} M_{\odot}$ yr $^{-1}$）和终端速度（$v_{\infty} \sim 450$ km/s）足以激发内部质量…
2017-05-10 astro-ph.GA
Imaging and spectroscopic observations of a strange elliptical bubble in the northern arm of the spiral galaxy NGC 6946
NGC 6946，因其高超新星爆发率和高恒星形成率而被称为烟花星系，嵌入在一个非常扩展的HI晕中。它的北旋臂与银河系主体分离得很好。我们发现，这个手臂包含一个大的（约300 pc大小）红色椭圆形，根据其光学图像上H-α发射线的强烈污染而命名。椭圆形伴随着一个短的平行弧和其他一些更小和更不规则的弧;在这些特征中可以看到一个明亮的星团。复杂的弧线组合似乎是独一无二的，它只是有点类似于某些SNR。然而，俄罗斯6米望远镜获得的长缝光谱数据并没有证实星云的起源是单一SN爆发的结果。发射线光谱对应于年轻热恒星的光电离，其中激波电离的贡献很小。对红椭圆最可能的解释是，位于红椭圆东北侧的星团中的大质量恒星集体反馈产生了一个超级气泡。然而，星云非常规则的椭圆形状似乎很奇怪。
2016-06-04 astro-ph.GA
Interaction between massive star winds and the interstellar medium
大质量恒星驱动强风，冲击周围的星际介质，为孤立的恒星和年轻的星团周围的超级气泡产生秒差距尺度的气泡。这些气泡可以通过电磁波谱观察到，包括风本身和被扫起的星际气体。失控的大质量恒星产生弓形激波，强烈压缩星际气体，产生明亮的红外线，光学和无线电星云。随着对弓形激波的非热射电辐射的探测，现在也可以研究粒子加速。我回顾了大质量恒星周围的风泡和弓形激波的研究，突出了红外，无线电和X射线观测的最新进展，以及这些星云的多维模拟的进展。这些进展使理论和观测之间的定量比较，并允许测试一些物理过程的重要性，如热传导和开尔文-亥姆霍兹不稳定性在塑造星云和限制能量的恒星风反馈到星际介质。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The JWST/MIRI view of the planetary nebula NGC 6302 I.: a UV irradiated torus and a hot bubble triggering PAH formation
利用 JWST/MIRI 对行星状星云 NGC 6302 进行空间分辨光谱观测，揭示其核心由脉冲式气泡抛射和含尘环面塑造，并首次在该类天体中识别出 PAH 形成地点。
2025-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution CARMA Observation of Molecular Gas in the North America and Pelican Nebulae
我们给出了北美和鹈鹕星云（NAP）CARMA高分辨率$^{12}$ CO（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）分子线巡天的第一批结果。CARMA的观测结果与紫金山13.7米望远镜的单碟数据相结合，以增加短间距并产生高动态范围图像。我们发现，分子气体主要是由一个O星驱动的W80 HII气泡。几个明亮的边缘可能是被大质量恒星加热和剥离的残余分子云。匹配这些轮辋的分子线和光学图像，我们构建了一个模型的NAP复杂的三维结构。两组分子团/细丝在气泡的近侧，一组被推向我们，而另一组则向气泡移动。另一群人在泡沫的另一边，正在离开。海湾地区的年轻恒星天体位于三个不同的星团中，每个星团都由三个分子团群中的一个组成。虽然NAP中的所有气体含量都受到中央O星反馈的影响，但有些区域没有恒星形成的迹象，而其他区域则明显显示出恒星形成活动。其他被反馈切割的分子气体包括鹈鹕头区域的彗星结构和海湾区域边界的回飞棒特征。结果表明，NAP复合体是研究恒星形成反馈效应的理想场所。
2021-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet extinction properties of the 30 Dor Nebula and interpreting observations of starburst clusters
最近对30 Dor和蜘蛛星云在光学和近红外波段的消光规律的研究表明，总消光与选择消光之比R_V=A_V/E（B-V）约为4.5。这表明大颗粒的比例比银河系弥漫星际介质（ISM）中的大。可能的原因包括小颗粒的聚结、小颗粒的生长、小颗粒的选择性破坏和大颗粒的新鲜注入。通过对30 Dor星云（R139，R140，R145）中三颗大质量恒星的紫外消光特性的研究，我们发现，大颗粒的过剩并不是以小颗粒为代价的，小颗粒仍然存在，甚至可能更丰富。大颗粒的新鲜注入似乎是主导机制。在蜘蛛星云这样的环境中，大质量恒星的形成已经持续了超过2000万年，一个能够自然解释这一点的过程是大质量恒星作为II型超新星（SN）的爆炸。随后ISM条件的变化只是暂时的，持续时间不到1亿年，因为破碎和冲击最终会破碎并摧毁较大的谷物。然而，这是唯一的时候，恒星形成区域是检测到这样的星暴和高红移星系，我们强调在这些环境中解释恒星形成区域的观测固有的复杂性。如果不正确地了解消光特性，任何试图导出定量物理参数的尝试都注定会失败。
2019-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-excitation nebulae around Magellanic Wolf-Rayet stars
SMC拥有一类热的氮序沃尔夫-拉叶星（WNE），只显示相对较弱的宽发射线。这表明低质量损失率，使它们也难以检测。然而，这类恒星可能是强He+ Lyman连续谱的发射体，而这又可能导致可观测到的HeIII区域，即高激发的HII区域发射星云HeII 4686辐射。我们在这里报告的发现，一个罕见的HeIII区的SMC位于OB协会NGC 249周围的弱线WN星SMC WR 10。WR 10是一颗特别有趣的恒星，因为它是一颗显示大气中存在氢的恒星。在分析两个流行的WR大气模型的框架中的频谱时，我们发现对于相同的输入参数，He+ Lyman连续统的预测强烈不一致（1 dex）。这里报告的工作的第二个方面是关于美丽的MCELS图像，它清楚地揭示了一类强[OIII]5007发射（蓝色编码）星云。不出所料，大多数“蓝色”星云都是已知的沃尔夫-拉叶气泡，但也发现了一些WR周围的新气泡。此外，我们报告的蓝星云的存在没有相关的已知WR和讨论的可能性，他们揭示弱风WR星非常微弱的恒星HeII 4686发射。或者，这样的星云可能暗示了迄今为止通过大质量双星演化计算预测的相对低质量的热He星的失踪人口。这样的双星系统可能是唯一的HeII 4686发射星云N44 C电离的原因。
2009-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
870 micron continuum observations of the bubble-shaped nebula Gum 31
我们在这里介绍的是对红外环状星云Gum 31中的冷尘埃的研究。我们的目标是推导出与星云相关的分子气体和尘埃的物理性质，并研究其与该地区恒星形成的相关性，这可能是由电离前沿的膨胀引发的。我们使用LABOCA获得的870微米数据来绘制粉尘排放图。所获得的LABOCA图像进行了比较档案红外，无线电连续谱，光学图像。870微米的发射遵循8微米（斯皮策）、250微米和500微米（赫歇尔）的发射分布，显示了球壳的经典形态。我们使用870微米和250微米的图像，以确定60个尘埃团块的分子气体收集层使用高斯团块算法。这些团块的有效去卷积半径在0.16 pc和1.35 pc之间，质量在70 Mo和2800 Mo之间，体积密度在1.1x10^3 cm^-3和2.04x10^5 cm^-3之间。团簇的总质量为37600 Mo。团簇的尘埃温度在21 ~ 32 K之间，而HII区内部的尘埃温度达到~ 40 K。团块质量分布通过与M^（-α）成比例的幂律dN/dlog（M/Mo）良好拟合，其中α =0.93+/-0.28。的斜率不同的恒星IMF在太阳附近，这表明团块不是直接的祖先的单星/原恒星。在870微米的发射中检测到的41个团块的质量-半径关系显示，其中只有37%位于或高于高质量恒星形成阈值，其中大多数都有候选的YSO投射在内部。通过对HII区的动力学年龄与碎裂时间的比较，我们得出结论，收集和坍缩机制可能…
2015-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ring nebulae around Wolf-Rayet stars in M33 as seen by SITELLE
利用 SITELLE 光谱数据分析 M33 中 178 颗沃尔夫-拉耶星，基于三个判据探测到 33 颗（19%）存在星周气泡，气泡与光谱类型无关，平均直径 21 秒差距。
2024-03-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Central Star of NGC 2346 as a Clue to Binary Evolution through the Common Envelope Phase
我们基于国际紫外线探测器（IUE）的档案数据和新的低分辨率和高分辨率光谱（3700 - 7300 nm），对行星状星云NGC 2346的中心双星进行了分析。通过在光谱分析中包括恒星和星云连续谱的贡献，我们调和了长时间不一致的UV和光学诊断，并推导出$E(B-V)=0.18\pm0.01$。通过分析高分辨率（$R=67\,000$）光谱中巴耳末吸收线的翼，我们将伴星重新分类为A5 IV。利用距离星云1400 pc的Gaia DR 2，我们建立了一个基于低分辨率光谱的丰度和谱线强度的光电离模型，得到了电离星的温度为$T_{\rm eff}=130\,000$ K，光度为$L=170$ L $_\odot$，与紫外连续谱一致.这种分析使我们能够更好地描述双星系统的演化。我们的结论是，NGC 2346的祖星经历了一个共同的信封阶段，在这一阶段中，伴星已经吸积了质量，并从主序星演化出来。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical characterization of S169: A prototypical IR bubble associated with the massive star-forming region IRAS12326-6245
为了研究银河系红外气泡的性质及其对大质量恒星形成的影响，我们对与大质量恒星形成区IRAS 12326 -6245相关的红外气泡S169进行了研究。我们利用APEX望远镜获得的CO（2 -1），$^{13}$ CO（2 -1），C $^{18}$ O（2-1），HCN（3-2）和HCO+（3-2）谱线数据研究了星云中分子气体的性质和IRAS源。为了分析尘埃的性质和分布，我们使用了IRAC-GLIMPSE，Herschel和ATLASGAL数据。利用从SUMSS巡天和SuperCOSMOS数据库获得的图像研究了电离气体的性质。在我们的搜索恒星和原恒星的对象在该地区，我们使用红外和光学点源calalogs。新的APEX观测使我们能够确定与星云有关的三种分子成分，即：$-$ 39 km/s（成分A），$-$ 25 km/s（成分B）和$-$ 17 km/s（成分C）。在组分A中鉴定出六种分子凝聚体（MC 1至MC 6），其中MC 3（最致密且质量更大的一种）是IRAS 12326 -6245的分子对应物。对于该源，我们估计H $_2$柱密度高达8 $\times$ × 10 $^{23}$ cm $^{-2}$。为了解释组分A、B和C的形态和速度，我们提出了一个简单的模型，由一个部分完整的半球状结构组成，以约12 km/s的速度膨胀。这个模型的引入引发了对S169和IRAS 12326 -…
2020-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multiwavelength Survey of Wolf-Rayet Nebulae in the Large Magellanic Cloud
对大麦云云（LMC）中沃尔夫-拉叶（WR）星的巡天观测已经产生了一个相当完整的154颗已知恒星的星表。我们利用麦哲伦云发射谱线巡天（MCELS）的H $α$、[O III]和[S II]谱线图像、斯皮策空间望远镜8和24 $μ$ m图像、布兰科4 m望远镜H $α$ CCD图像、澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）+帕克斯望远镜H I数据立方体。我们还研究了WR星是否属于OB星协，对WR星的H II环境进行了分类，并利用这些信息定性地评估了WR星的演化阶段。30 Dor巨H II区有活跃的恒星形成和年轻的大质量星团，因此我们对30 Dor和LMC的其余部分分别和一起进行了统计分析。由于大量年轻星团的存在，30 Dor的WR星群与LMC其他地方的相当不同。我们发现小气泡（$<$ 50 pc直径）周围的$\sim$ 12%的WR星的LMC，其中大部分是WN星，而不是在OB协会。小WR泡沫的稀缺性进行了讨论。需要对丰度进行光谱分析，以确定小WR气泡是否包含星际介质或星周介质。讨论了WR星周围的星际环境和OB协会的统计意义。每个LMC WR星的多波长图像。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morpho-kinematics of the planetary nebula NGC 3242: an analysis beyond its multiple-shell structure
本文介绍了复杂行星状星云NGC~3242的光学高分辨成像和光谱学研究结果。我们的研究是基于对窄带H $α$ $λ$ 6563、[O III] $λ$ 5007、[N II] $λ$ 6584和[S II] $λ$ 6724图像的分析，以及使用以H $α$ $λ$ 6564、[N II] $λ$ 6583和[O III] $λ$ 5007为中心的光谱范围的高分辨率光谱学。我们检测和分析了形态成分超出了这个PN的多壳结构，以调查小规模的形态成分对准其主轴（如节和袢，以及弧形特征）及其周围。因此，我们研究了NGC~3242的形态运动学性质，以及它们的性质和形成。我们的结果关于椭圆双壳层结构和该星云的距离与以前的研究是一致的。此外，我们还利用SHAPE软件建立了NGC~3242的三维模型，使我们能够成功地再现我们的观测数据。我们的结论是，突出的结发射在[N II]线是快速，低电离发射区（FLIERS）有关的高速射流和所谓的ansae样功能，而类似于泡沫。在[O III]高激发发射线中检测到的晕中的破裂显着显示出高速度，并且与最内层的FLIER和气泡相比，可能在更早的喷射事件中形成。最后，根据我们的模型，NGC~3242中的结构的运动学年龄为390 - 5400年。
2015-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered massive star formation associated with the bubble HII region Sh2-39 (N5)
为了研究银河系红外气泡的物理性质，并探讨它们在触发大质量恒星形成中的影响，我们对气泡HII区域Sh 2 -39（N5）及其周围进行了多波长分析。为了分析分子气体，我们使用ASTE望远镜获得的CO（3-2）和HCO+（4-3）线数据。为了研究尘埃的物理特性，我们利用ATLASGAL，Herschel和MSX的存档数据，而电离气体的研究利用NVSS数据。我们使用公共IR点源目录来搜索该地区的候选YSO。为了研究星团[BDS 2003]6，我们使用ARCoIRIS摄谱仪获得的红外光谱数据，以及VVVX巡天新获得的红外Ks波段观测数据。新的ASTE观测使人们能够详细研究与Sh 2 -39有关的速度在30公里/秒至46公里/秒范围内的分子气体成分。我们已经确定了四个分子团，这可能是由电离前沿的扩张形成的，并确定了它们的一些物理和动力学性质。具有HCO+和870微米对应物的团块显示出引力坍缩的证据。我们在分子组分中鉴定了几个候选YSO。它们的空间分布，以及分子气体收集层的碎裂时间，表明大质量恒星的形成可能是由星云的膨胀通过收集和坍缩机制引发的。光谱距离的星团[BDS 2003]6，放置在一个崩溃的团块，揭示了这个集群是物理上与neabula和触发大质量恒星形成的场景提供更多的支持。无线电连续数据分析表明，该星云比典型的银河系红外气泡更古老，膨胀速度也更低。
2017-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
IC 1297: The Most Distant Known X-ray Planetary Nebula and One of the Most Luminous
The University of Hong Kong（香港大学）；Tsinghua University（清华大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, IAA-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）
本研究利用爱因斯坦探针后续X射线望远镜探测到IC 1297的X射线辐射，确认其为已知最遥远的X射线行星状星云，还汇编41个银河X射线行星状星云数据，揭示相关特性与偏差。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The morpho-kinematical structure and chemical abundances of the complex planetary nebula NGC 1514
我们目前的高分辨率，长缝光谱和图像的行星状星云NGC1514。[OIII]发射线的位置速度图揭示了具有多种结构的复杂运动学。一个形态运动学分析表明，内壳，最初是球形的，现在扭曲的几个气泡，和一个附加的外壳。在我们的高分辨率长缝光谱中没有检测到NGC1514的两个定义明确的中红外环，这使我们无法对它们进行运动学分析。完全基于它们的形态，我们提出了一个桶状结构来解释环。星云的形成可能涉及几个喷射过程，尽管很难用现有的数据建立时间顺序。我们还分析了中等分辨率，长缝光谱的目的是研究的物理参数和化学丰度的NGC1514。星云光谱显示了一个中等激发的星云，具有[ArIII]，[NeIII]，HeI和HeII的弱发射线。没有[NII]，也没有检测到其他低激发发射谱线。我们发现在气体中的电子温度约为14000 K，电子密度在2000和4000 cm $^{-3}$的范围内。
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
