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。
2017-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and Chemical Properties of Planetary Nebulae with WR-type Nuclei
我们对含有沃尔夫-拉叶星和弱发射线星的银河系行星状星云样品进行了发射线的光谱测量。等离子体诊断和元素丰度分析已经完成使用碰撞激发线（CEL）和光学复合线（ORL）。发现丰度差异因子（ADF=ORL/CEL）与禁戒线温度和He I复合线温度的二分法密切相关，暗示星云中存在缺H物质。H $β$表面亮度的相关性表明它们也可能与星云的演化有关。
2014-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Large Telescope deep echelle spectroscopy of Galactic planetary nebulae NGC 6153, M 1-42 and Hf 2-2
我们提出了三个银河系行星状星云（PNe）的深光谱与大丰度差异因子（ADF）：NGC 6153，M1-42和Hf 2 -2。光谱由VLT/UVES获得，覆盖整个光学范围（3040- 11，000 A），光谱分辨率约为20，000。对于所有三个PNe，都探测到并确定了几百条排放线，其中70%以上是允许的排放线。这些允许的谱线中的大多数是由复合激发的。在光谱中检测到O Ⅱ、C Ⅱ、N Ⅱ和Ne Ⅱ的许多弱光学复合线，并测量了精确的通量。线通量表已汇编完毕，可供星云天体物理学界使用。这些ORL进行了严格的分析，使用最近计算的光学复合光谱的N II和O II的光电离气体星云的物理条件下的有效复合系数。利用新的原子数据进行了基于重元素ORL的等离子体诊断。对于NGC 6153、M1-42和Hf 2 -2，来自ORL的元素丰度系统地高于来自碰撞激发线（CEL）的元素丰度，分别为约10、2 - 2和80倍。来自重元素ORL的电子温度系统地低于来自CEL的电子温度。这些ORL与CEL丰度和温度的差异，以前观察到的三个PNe通过深光谱与中低光谱分辨率，从而证实了我们的分析深阶梯光谱使用新的原子数据。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the Kappa-distributed electron energies account for the intensity ratios of O II lines in photoionized gaseous nebulae?
在行星状星云和\ion{H}{2}区域的研究中，一个令人烦恼的难题是基于碰撞激发线的等离子体诊断结果与基于复合线的结果系统地不同。一个相当推测性的解释是存在具有所谓$κ$能量分布的非热电子，但几乎没有观测证据来验证或反驳这一假设。在本文中，我们研究的影响$κ$分布的电子对\ion{O}{2}复合线的发射率使用近似的方法，其中的速率系数为$κ$分布的Maxwellian-Boltzmann速率系数与适当的权重求和计算。结果表明，如果引入$κ$分布电子，由[ \ion{O}{3} ] $(\lambda4959+\lambda5007)/\lambda4363$比值得到的温度与由\ion{O}{2} $\lambda4649/\lambda4089$比值得到的温度相吻合.然而，估计的温度和$κ$值是不一致的，通过比较得到的[ \ion{O}{3} ] $(\lambda4959+\lambda5007)/\lambda4363$比率和氢复合光谱，这表明电子能量是不可能遵循$κ$ -分布在全球范围内的星云区域。然而，仅根据这一观测结果，我们不能明确地排除在星云内部某些微结构中存在$κ$分布的电子。
2020-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Excitation of emission lines by fluorescence and recombination in IC 418
我们预测的CII，NI，NII，OI和OII线的强度，并将它们与IC 418的深光谱调查进行比较，以测试星光的连续荧光对星云发射线的激发效果。我们的计算使用星云模型和其中心恒星的合成光谱，考虑到连续荧光和重组线的激发。由于星云的低激发条件，NII光谱主要由荧光产生，但许多CII和OII线的荧光激发多于复合。在中性包线中，NI允许谱线由荧光激发，而OI谱线几乎全部由复合激发。电子激发产生OI的禁戒线，而连续荧光激发大部分NI的禁戒线强度。因此，低于莱曼极限的荧光激发的谱线提出了一种新的诊断方法来探索星云的光解区域。
2011-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Plasma Diagnostics for Planetary Nebulae and H II Regions Using the N II and O II Optical Recombination Lines
利用N Ⅱ和O Ⅱ光学复合线对123个行星状星云和42个H Ⅱ区进行了等离子体诊断分析。新的有效复合系数的N II和O II光学复合光谱。这些数据计算下的中间耦合计划的电子温度（Te）和密度（Ne）的情况下。我们使用了一种新的方法来确定星云样品的Te和Ne，将ORL与每个离子的最可靠测量和基于新原子数据的预测强度相结合。估计每个对象的导出的Te和Ne的不确定性。重元素ORL的诊断结果与文献中以前的计算结果有合理的一致性。我们比较了来自N II和O II ORL的电子温度Te（ORL）、来自碰撞激发线（CEL）的电子温度Te（CEL）以及氢巴耳末跃变Te（H I BJ），特别是对于丰度差异较大的Pne。He I复合线的温度Te（He I）也可用于比较。对于我们样本中包含的所有对象，Te（ORL）低于Te（H I BJ），而Te（H I BJ）又系统地低于Te（CEL）。具有Te（He I）的星云显示出Te（ORL）< Te（He I）< Te（H I BJ）< Te（CEL）的关系，这与Liu et al.（2000）提出的双丰度星云模型的预测一致。
2012-11-29 astro-ph.GA
The abundance discrepancy factor and t^2 in nebulae: are non-thermal electrons the culprits?
光致电离产生超热电子，这些电子的能量比在星云的电子温度特征下的热化气体中发现的能量大得多。这些高能电子的存在可能会解决长期存在的t^2/ADF难题，即从复合和碰撞激发线获得的丰度不一致的观察结果，以及不同的温度指标给出不同的结果，如果它们存活足够长的时间以影响诊断发射线。这些非麦克斯韦分布的电子的存在通常由术语κ表示。在这里，我们使用成熟的方法来表明，加热速率变化的距离比超热电子可以移动的距离长得多，并且使这些电子热化的时间尺度比加热或冷却的时间尺度短得多。这些估计建立了超热电子将消失到麦克斯韦速度分布，很久之前，他们影响碰撞激发禁止和重组线，用于推导相对于氢的丰度。星云中的电子速度分布应该是接近热的。
2016-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recombination of hot ionized nebulae: The old planetary nebula around V4334 Sgr (Sakurai's star)
低密度天体物理等离子体在电离后将开始缓慢的复合过程。这方面的模型仍然存在很大的不确定性。复合通常不能孤立地观察到，因为电离遵循电离源的演化时间尺度。实验室实验无法达到适当的条件，因为需要很长的时间尺度。围绕甚晚氦闪光（VLTP）恒星V4334 Sgr的扩展星云为这种研究提供了一个独特的实验室。VLTP事件后电离紫外线辐射的突然消失使星云能够在不受其他影响的情况下重组。利用2007年至2022年期间在ESO VLT上用FORS 1/2拍摄的290多条长缝谱，跟踪了H、He、N、S、O、Ar谱线的时间演化。代表大部分电离质量的氢和氦谱线没有显示出显著的变化。[N II]略有增加（+2.8%/年;显著性2.7 sigma），而[O III]下降（-1.96%/年; 2.0 sigma）。[S II]线显示+3.0%/年的变化; 1.6 sigma）。[S III]和Ar III]的谱线无明显变化。对于[S III]，测量值与预测值相差4.5 sigma。一个可能的解释是，[S IV]和更高的分数大于预期。这种效应可能为行星状星云中的硫异常提供一种潜在的解决方案。
2022-09-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A pilot search for mm-wavelength recombination lines from emerging ionized winds in pre-planetary nebulae candidates
我们报告的结果，从试点搜索无线电复合线（RRL）发射在毫米波长的小样本的行星状星云（pPNe）和年轻的PNe（yPNe）与新兴的中央电离区。用IRAM 30米射电望远镜对H_（30）α、H_（31）a、H_（39）a、H_（41）a、H_（48）b、H_（49）b、H_（51）b和H_（55）g谱线进行了1和3毫米波段的观测。这些线是这些物体的致密内部（<~150 au）和严重模糊区域的优秀探针，这些区域是尚未发现的PN成形剂的来源。我们在三个对象中检测到mm-RRL：CRL 618，MWC 922和M 2-9。对于CRL 618，唯一的pPN与以前公布的检测H41 a，H35 a和H30 a的排放，我们发现显着的变化，线轮廓表明，目前的观测探测区域的电离风更大的膨胀速度和质量损失率比~29年前。在MWC 922的情况下，我们观察到一个急剧的转变，从单峰轮廓在3毫米到双峰轮廓在1毫米，这是一致的微波激射放大的最高频率线;所观察到的线的轮廓是兼容的旋转和膨胀的电离气体，可能安排在一个磁盘+风系统周围的一个约5-10 Msun的中心质量。在M2 -9中，mm-RRL辐射似乎是追踪中央双星系统中一颗恒星最近的质量爆发。我们提出的结果从非LTE线和连续辐射转移模型，这使我们能够约束的结构，运动学和物理条件（电子温度和密度）的电离核心，我们的样品。（节略）。我们推断质量损失率为~ 1 e-6…
2017-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic confirmation of the planetary nebula nature of PM1-242, PM1-318 and PM1-333 and morphological analysis of the nebulae
本文给出了PM 1 -242、PM 318和PM 1 -333的中分辨率长缝光谱和窄带Halpha、[NII]和[OIII]图像，这三个IRAS源被归类为可能的行星状星云。光谱显示，这三个天体是真正的行星状星云，使我们能够研究它们的物理性质;图像提供了它们形态的详细视图。PM 1 -242是一种中到高激励（例如，HeII 4686/H β ~0.4; [NII]6584/H α ~0.3）行星状星云，椭圆形，包含[NII]增强的点对称弧。PM 1 -242的电子温度[Te（[SII]）]为~10250 K，电子密度[Ne（[SII]）]为~2300 cm-3。近似计算表明，在PM 1 -242中有很大的氦丰度（He/H ~0.29）。PM 1 -318是一个高激发（HeII 4686/Hbeta ~1）行星状星云，有一个环状的内壳，包含两个增强的相对区域，被一个在[OIII]光下较亮的较暗的圆形附着壳包围。PM 1 -333是一个扩展的行星状星云，具有高激发（HeII 4686/H β高达~0.9）的片状圆形主体，包含两个低激发的多节弧。该星云的Ne（[SII]）约为450 cm-3，Te（[OIII]）约为15000 K。Abstract计算表明，PM 1 -333是一个I型行星状星云。PM 1 -333缺乏尖锐的壳层形态，低电子密度和高激发强烈表明它是一个演化的行星状星云。PM…
2009-03-02 astro-ph.GA
Atomic data for neutron-capture elements I. Photoionization and recombination properties of low-charge selenium ions
我们提出了多组态Breit-Pauli AUTOSTRUCTURE计算的扭曲波光电离（PI）的截面，和总的和部分的最终态分辨的辐射复合（RR）和双电子复合（DR）速率系数的前六个离子的trans-Fe元素Se。这些计算的动机是最近在大量行星状星云中探测到的Se发射线。硒是中子俘获核合成的一种潜在的有用示踪剂，但由于缺乏控制其电离平衡的原子数据，因此无法准确测定其在光电离星云中的丰度。我们的计算是在中间耦合与半相对论径向波函数。针对每个离子的基态配置内的水平确定PI和重组数据，并使用实验PI横截面测量来基准我们的结果。对于DR，我们允许dn=0核心激发，这是重要的光电离等离子体温度。在光电离星云的典型温度（~10^4 K）下，DR是这些Se离子的主要复合过程。为了估计这些数据的不确定性，我们比较了每个离子的三种不同构型相互作用展开的结果，并测试了结构计算中径向标度因子对结果的敏感性。我们发现，内部的不确定性通常是30-50%的直接PI截面和~10%的计算RR率系数，而那些低温DR可以相当大（从15-30%到两个数量级），由于未知的近阈值自电离共振的能量。结果是适合纳入光电离代码用于数值模拟天体物理星云，并将使强大的测定星云硒丰度。
2011-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Keck HIRES Spectroscopy of Extragalactic HII Regions: C and O Abundances from Recombination Lines
我们提出了非常深的分光光度法的14个明亮的河外HII地区属于螺旋形，不规则，和蓝色的紧凑星系。13个物体的数据是用凯克一号望远镜上的HIRES阶梯光栅摄谱仪拍摄的。我们已经测量了10个对象中的CII复合线和8个对象中的OII复合线。我们从几种离子的谱线比，特别是低电离势离子的谱线比测定了电子温度。我们发现Te（[NII]）和Te（[OIII]）之间存在一个相当紧密的线性经验关系。我们发现OII线总是比[OIII]线给出更大的丰度。此外，两个O++丰度测定的差异-所谓的丰度差异因子-在所有天体中非常相似，平均值为0.26+/-0.09 dex，与HII区域和母星系的性质无关。利用观测到的复合线，我们测定了3个旋涡星系M33、M101和NGC 2403的O、C和C/O径向丰度梯度，发现C丰度梯度总是比O的更陡，在银盘上产生负的C/O梯度。这一结果与在银河系中发现的结果相似，并对化学演化模型和C的核合成具有重要意义。
2009-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Excitation of emission lines by fluorescence and recombination in IC418
我们比较计算的强度线的CII，NI，NII，OI和OII与已发表的深光谱调查的行星状星云IC 418。我们的计算使用自洽星云模型和中央恒星大气的合成光谱，考虑到线激发连续荧光和电子复合。我们发现，由于星云的低激发条件，s，p和大多数d态的NII光谱被荧光激发。许多CII和OII线具有显著量的荧光激发。双光子激发了f和g态的所有谱线以及大多数OII谱线。在中性电离边界的NI四重态和OI三重态偶极允许线被激发的荧光，而五重态OI线被激发的复合。电子激发产生OI的禁戒线，连续荧光增强NI的禁戒线强度。因此，低于莱曼极限的荧光激发的谱线提出了一种新的诊断方法来探索星云光解区域的内边界。
2012-08-04 astro-ph.GA physics.atom-ph
Nebular spectroscopy: A guide on H II regions and planetary nebulae
我们提出了一个教程的确定的物理条件和化学丰度的气体星云。我们也包括一个简短的回顾最近的结果，对气体星云的研究，其相关性的研究恒星演化，银河系化学演化和宇宙的演化。丰度测定中最重要的问题之一是存在的碰撞激发线和重组线确定的丰度之间的差异，这被称为ADF（丰度差异因子）的问题，我们审查与这个问题有关的结果。最后，我们讨论了在气体星云中观察到的大t $^2$值的可能原因。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Green Bank Telescope H II Region Discovery Survey: IV. Helium and Carbon Recombination Lines
绿岸望远镜H II区发现巡天（GBT HRDS）通过探测来自候选H II区目标的氢射电复合线（RRL），发现了数百个以前未知的大质量恒星形成的银河系区域。由于HRDS星云位于距离太阳很远的地方，它们位于银河系盘上以前未探测到的区域。在这里，我们推导出的HRDS星云的氦和碳RRL发射的性质。我们的目标样品是HRDS的子集，具有可见的氦或碳RRL。该标准给出了84个速度分量（HRDS的14%）与氦排放和52（9%）与碳排放。对于我们最高质量的源，平均离子He-4+/H+丰度比<y+>为0.068 +/- 0.023（1-sigma）。这与先前已知的银河系H II区样本的测量结果相同。没有检测到氦发射的星云给出了稳健的y+上限。有5个RRL排放组分的y+小于0.04，另外12个组分的上限低于该值。这些H II区域必须要么具有非常低的He-4丰度，要么含有大量的中性氦。HRDS有20个星云，在其灵敏度水平上有碳RRL发射，但没有氦发射。这些星云的碳RRL参数和8微米中红外形态之间没有相关性。
2012-12-10 astro-ph.GA
MUSE spectroscopy of planetary nebulae with high abundance discrepancies
利用MUSE深积分场单位谱学方法对NGC 6778、M1 -42和Hf 2-2三个高丰度差异因子（ADF > 20）行星状星云进行了观测。我们已经为40多条发射线构建了通量图，并使用它们来构建消光、电子温度（T $_e$）、电子密度（n $_e$）和一些离子种类的离子丰度图。利用复合诊断法，对T $_e$和低电离物质丰度图上复合对极光[N II]和[O II]线的贡献进行了评价。结果，发现T $_e$值较低，并且T $_e$的向下梯度朝向每个PN的内部区域。在空间上，这几乎与使用复合线测量的PNE的内部区域的重元素丰度的增加相一致，并强烈支持存在两个不同的气相：一个冷的和富含金属的和一个温暖的“正常”的金属含量。我们同时构建了，第一次，ADF地图的O $^+$和O $^{2+}$，并发现他们集中峰值为所有三个PNE的研究。我们发现，主要的问题时，试图计算现实的丰度从ORL或CELs是估计每个气体成分的H I排放的相对贡献，我们提出了一种方法来评估它。它还发现，对于所研究的高ADF PNE，在寒冷和温暖的地区的氧气量是相同的顺序。
2021-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An overabundance of oxygen in planetary nebulae of the solar neighborhood
我们研究的氧丰度在5个H II区域和7个行星状星云（PNe）位于2千秒差距内，从太阳，具有高质量的光谱。我们的分析使用类似的程序和相同的原子数据来获得所有对象的丰度。用H Ⅱ区碰撞激发线计算的结果表明，局部星际介质是非常均匀的，12+log（O/H）=8.45-8.54。至于PNe，七个中有六个显示出明显更高的丰度：12+log（O/H）=8.65-8.80。当我们考虑复合线所暗示的丰度时，PNe中氧的过剩也成立。
2011-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical conditions and chemical abundances in photoionized nebulae from optical spectra
本章综述了光电离气体H Ⅱ区和行星状星云中元素物理条件和化学丰度计算的最新进展。高灵敏度摄谱仪的到来，连接到大型望远镜和更复杂和详细的原子数据计算和电离校正因子的发展，有助于提高在过去几年中研究的光电离星云中的离子种类的数量，以及减少计算丰度的不确定性。将特别注意探测非常微弱的谱线，如H II区和行星状星云中C、N和O的重元素复合谱线，以及行星状星云中中子俘获元素（Z >30）的碰撞激发谱线。
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting for Extremely Faint Planetary Nebulae in the SDSS Spectroscopic Database
利用SDSS的~ 1，700，000个目标和天空纤维光谱，我们通过探测[OIII] 4959，5007线对银河系行星状星云（PNe）进行了系统的搜索。得益于SDSS光谱测量的出色灵敏度，这是迄今为止对Pne进行的最深入的搜索，达到了[OIII] 5007线的表面亮度低至约29.0等。/ arcsec^2。搜索恢复了13个以前已知的PNE在银河系帽。总共识别出44个新PN候选，其中包括7个多次检测的候选和37个单次检测的候选。7个多重探测的候选者都是非常大的（21' -154'）和暗淡的，主要位于银河系低纬度地区，运动学类似于盘星。在检查了它们在Ha和其他波段的图像后，其中三个可能是HII区，一个可能与新的超新星遗迹有关，另一个可能是真正的PN，剩下的两个可能是PNe或超新星遗迹。根据天空位置和运动学，7个候选的单一检测可能属于晕人口。如果得到证实，它们将显著增加星系晕中已知PNe的数量。所有新发现的PN候选者都非常微弱，[OIII] 5007线的表面亮度在27.0 - 30.0等之间。arcsec ^[2]，用以前的技术很难发现，因此可能会大大增加“丢失”的微弱PNe的数量。我们的研究结果证明了大尺度光纤光谱学在寻找超微弱PNE和其他类型的发射线星云方面的作用。结合SDSS和其他正在进行的项目（例如LAMOST银河系巡天）提供的大型光谱数据库，有可能建立一个统计上有意义的超微弱，大…
2013-08-23 astro-ph.GA
Faint emission lines in planetary nebulae with a [WC] nucleus
我们目前的第一个结果，从14个行星状星云的样本与[WC]核检测微弱的碳和氧复合线（RL）的分析。这些结果是基于在智利的6.5米麦哲伦-克莱望远镜上用MIKE获得的深阶梯光栅光谱。
2011-02-01 astro-ph.GA
Atomic data for neutron-capture elements II. Photoionization and recombination properties of low-charge krypton ions
我们给出了前六个氪离子的多组态Breit-Pauli畸变波光电离（PI）截面和辐射复合（RR）及双电子复合（DR）速率系数。这些计算与AUTOSTRUCTURE代码，使用半相对论径向波函数在中间耦合。Kr已经在几个行星状星云（PNe）和H II区域被探测到，并且是中子俘获核合成的有用示踪剂。PI，RR和DR数据需要准确地校正电离星云中未观测到的Kr离子，从而确定元素Kr丰度。我们测定了Kr^0--Kr^5+基态的PI截面，最大可达100个里德伯。通过与实验测量值的比较，我们的Kr^+ PI计算得到了显著的改进。RR和DR速率系数由温度（10^1- 10^7 Ω z ^2 K，其中z为电荷）下的直接和共振PI截面确定。我们考虑了Δ n=0的DR核心激发，发现在光电离等离子体温度下，除了Kr^+，DR是所有离子的主要复合机制。内部的不确定性估计通过比较计算的结果与三个不同的配置相互作用膨胀为每个离子，并通过测试的灵敏度变化的轨道径向标度参数。PI截面在接近基态阈值时一般不确定30-50%。在10^4 K附近，RR速率系数的不确定性通常小于10%，而DR速率系数的不确定性为2到3倍，这是由于近阈值自电离共振的能量未知。与本系列的第三篇论文中提出的电荷转移速率系数，这些数据使强大的氪丰度测定光电离星云的第一次。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
PyEMILI: A New Generation Computer-aided Spectral Line Identifier -- II. Emission-line Identification and Plasma Diagnostics of a Sample of Gaseous Nebulae
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences (NAOC)（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Laboratory for Space Research, Faculty of Science, The University of Hong Kong（香港大学科学学院太空研究实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天体物理前沿研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新基石科学实验室）
为测试新一代谱线识别器PyEMILI的性能并建立基准数据集，将其应用于气态星云样本线表，通过扩展数据库、新增子程序等优化，实现更优自动识别，还能用MCMC拟合获取等离子体参数，确立其作为相关研究工具的地位。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Kinematically cold and warm planetary nebulae samples, HII regions and supernovae remnants in the disc of the face-on spiral galaxy NGC 628 (M74) -- The Planetary Nebulae Spectrograph with the H$α$ arm
ESO（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institüt fur Extraterrestrisches Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australia National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Oxford Astrophysics, University of Oxford（牛津大学牛津天体物理学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA), University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系图奥拉天文台）；Turku Collegium for Science, Medicine and Technology (TCSMT), University of Turku（图尔库大学科学、医学与技术学院）；School of Physics and Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidade Federal do Rio de Janeiro, Observatório do Valongo（里约热内卢联邦大学瓦隆戈天文台）；Osservatorio Astronomico di Capodimonte, INAF（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Department of Physics “E. Pancini”, University of Naples Federico II（那不勒斯斐迪南多二世大学“E.潘奇尼”物理学系）；Department of Physics and Astronomy, San Jose State University（圣何塞州立大学物理与天文学系）
研究利用行星状星云光谱仪Hα臂测量NGC 628中行星状星云、HII区域和超新星残骸的Hα流量和光谱特征，揭示了两种不同动能的行星状星云群体，并确定了星系盘的旋转曲线分解。
2026-04-17 astro-ph.GA
AKARI/IRC Near-Infrared Spectral Atlas of Galactic Planetary Nebulae
用红外照相机（IRC）获得了72个银河系行星状星云（PNe）的后氦相近红外（2.5-5.0 $\,μ$ m）低分辨（$λ/Δλ{\sim}100$）光谱。IRC配备了用于点源光谱分析的$1'{\times}1'$窗口，能够在无狭缝模式下获得近红外光谱，而不会因狭缝而造成任何通量损失。光谱显示出包括氢复合线和3.3-3.5 $\,μ$ m烃特征的发射特征。通过光谱拟合测量了发射特征的强度和等效宽度。我们做了一个目录，提供了独特的信息调查的近红外发射的PNE。本文介绍了该星表的观测细节和特点。
2016-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A deep narrowband survey for planetary nebulae at the outskirts of M33
内容：行星状星云（PNe）是低表面亮度恒星星族的优秀示踪物，因此提供了探测和探索本星系群主要旋涡星系周围丰富子结构系统的有力手段。目的：我们在本星系群螺旋星系M33（三角座）的外围寻找PNE，以获得对盘北侧扩展恒星子结构的新见解，并研究微弱经典晕的存在。研究方法：搜索是基于宽视场成像，覆盖4.5平方度的区域，距离星系中心的最大投影距离约为40千秒差距。通过选择[OIII] $\lambda5007Å$和H $α$ + [NII]星云谱线的窄带滤波器和连续谱g'和r'宽带滤波器中获得的图像的组合来检测PN候选者。结果：在M33明亮的光盘中，鉴定出8个新的PN候选者，其中3个经光谱学证实。没有发现PN候选在盘的界限之外。还发现了另外14个显示[OIII]过量的来源。结论：在本次调查所涵盖的星系盘以外的区域没有明亮的PN候选者，这为$\mathrm{\sim1.6\cdot10^{7}L_{\odot}}$的底层人口的光度设定了上限，表明缺乏大量的经典晕，这与使用RGB人口获得的结果一致。
2017-12-20 astro-ph.GA
First Detection of Radio Recombination Lines of Ions Heavier than Helium
我们报告的第一次检测到的无线电复合线（RRL）的离子比氦重。在利用天马65米射电望远镜（TMRT）对猎户座KL进行的高灵敏度多波段（12- 50 GHz）谱线巡天中，我们成功地探测到了15条以上的由XIII重新组合而成的单电离物质（XII）的RRL的未混合$α$谱线。Ka波段（35- 50 GHz）光谱也显示出离子的$β$线的试探性信号。检测到的谱线可以成功地与CII和/或OII的RRL的剩余频率交叉匹配。这一发现大大扩展了离子RRL的内涵，因为在此之前，只有两个混合线（105 $α$和121 $α$）的HeII已被报道。我们检测到的线可以同时拟合假设的局部热力学平衡（LTE）。CIII和OIII的丰度为8.8 $\times$ 10 $^{-4}$，避免了光学/红外观测的复杂性和原子RRL的混合。这是一致的，但接近上限的值（10 $^{-4}$ - $10^{-3}$）估计从光学/红外观测。双电子复合的影响可能有助于提高水平的人口，即使在大$n$。我们期望未来的射电干涉仪观测可以打破C和O之间的简并性，并有助于揭示各种电离区的电离结构和动力学演化。
2023-02-07 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
Fornax 3D project: automated detection of planetary nebulae in the centres of early-type galaxies and first results
河外行星状星云（PNe）可以通过相对较强的星云[OIII]发射来探测，并作为对当地恒星星族的直接探测器。由于PNe具有明显的普遍不变的星等截止值，因此也被认为是距离估计的一个重要标准烛光。通过对星系内PNe的探测，我们的目标是将PNe的相对丰度与其宿主星系恒星星族的性质联系起来。通过去除FCC 167和FCC 219的恒星背景成分，我们的目标是产生这些星系的PN光度函数（PNLF），从而也估计到这两个系统的距离模量。最后，我们测试了我们的新的检测和分析方法的可靠性和鲁棒性。它检测未解决的点源的[OIII] 5007m3的排放范围内的地区，以前未被探索。我们在空间和光谱维度上对[OIII]排放进行了建模，正如多单元光谱探测器（MUSE）提供给我们的那样，我们利用了作为Fornax3D调查的一部分收集的数据。对于每个源，我们检查星云发射线的属性，以消除其他来源，可能会阻碍PNLF的安全建设，如超新星遗迹和HII地区。作为进一步的步骤，我们排除了任何潜在的限制，并通过一组模拟得出关于我们建模方法可靠性的结论。通过应用这种新的检测和建模方法，积分场单位观测，我们报告的距离估计和光度特定的PNE频率值的两个星系。此外，我们还概述了源污染，星系的差异，以及可能对密集恒星环境中的PNe人口的影响。
2020-11-18 astro-ph.GA
Low-ionization structures in planetary nebulae -- II. Densities, temperatures, abundances and excitation of 6 PNe
在这里，我们提出的空间分辨研究的六个银河系行星状星云（PNe），即IC 4593，母鸡2-186，母鸡2-429，NGC 3918，NGC 6543和NGC 6905，从2.5米艾萨克牛顿望远镜和1.54米丹麦望远镜的中分辨率光谱。的物理条件（电子密度，N $_{e}$，和温度，T $_{e}$），化学成分和占主导地位的激发机制，为这些对象的不同区域的推导，在尝试去更深入的知识，低电离结构（LIS）托管这些PNe。我们加强了以前的结论，LISs的特点是低（或最多等于）N $_{e}$比他们相关的轮辋和壳。对于T $_{e}$，我们指出了N诊断和O诊断之间的\textit{possible}不同趋势。T $_e$ [NII]在整个星云成分中没有显示出显著的变化，而T $_e$ [OIII]在LIS中似乎略高。与LIS的T $_e$ [OIII]相关的更大的不确定性不允许得出可靠的结论。此外，化学丰度显示没有变化，从一个到另一个PN组件，甚至没有对比LISs与轮辋和贝壳，也发现在一些其他作品。通过讨论激波和恒星辐射引起的电离光子通量，我们探讨了激发LISs的可能机制。我们认为，在LISs的冲击的存在是不可忽略的，虽然有一个很强的依赖于主机PNE和LISs的方向。
2022-09-22 astro-ph.GA
Evidence for cold plasma in planetary nebulae from radio observations with the LOw Frequency ARray (LOFAR)
我们目前的观测行星状星云的低频阵列射线（LOFAR）之间的120和168兆赫。这些图像显示了星云壳层的热自由辐射。我们已经确定了空间分辨的光学厚星云的电子温度。这些温度比从碰撞激发的光发射谱线估计的温度低20%至60%。这有力地支持了冷等离子体成分的存在，它与行星状星云中的热等离子体共存。这种冷等离子体对碰撞激发线没有贡献，但对复合线和射电通量有贡献。在我们的图像中，这两种等离子体成分都没有空间分辨，尽管我们推断冷等离子体延伸到行星状星云的外半径。然而，更冷的等离子体似乎存在于更小的半径。在行星状星云射电辐射的模拟中应考虑冷等离子体的存在。无线电发射的模型通常使用从碰撞激发的光学和/或红外线计算的电子温度。这可能会导致低估的电离质量和高估的灭绝校正时，来自行星状星云的无线电流量单独。校正提高了一致性的消光来自无线电通量相比，从巴尔末衰减通量比的估计。
2021-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Excitation mechanisms of C II optical permitted lines in ionized nebulae
本研究利用 DESIRED 数据库分析 C II 光学允许线的激发机制，发现部分谱线仅源于复合且无荧光贡献，证实 C2+ 丰度差异非由荧光或原子参数误差所致，而源于温度变化或化学不均匀性等其他现象。
2024-04-29 astro-ph.GA
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. I. Line intensities and physical conditions
沃尔夫-拉叶[WR]中心恒星周围的行星状星云（PNe）（[WR]PNe）构成了一个特殊的光电离星云类别，约占分类中心恒星PNe的10%。我们分析了12 [WR]PNe的深高分辨率分光光度数据。该样品代表了迄今为止在如此高的光谱分辨率下分析的最广泛的样品。我们的目标是选择最佳的物理条件中的PNe用于离子丰度计算，将在即将发表的论文。我们在LCO用6.5米望远镜和MIKE摄谱仪获得了光谱，覆盖了3350到9400 A的波长范围。光谱暴露的深度足够深，信噪比高于3，OII，CII和其他物种的弱ORL。我们检测和识别约2980发射线，这是迄今为止，最完整的一套分光光度数据公布的这种类型的对象。从我们的深层数据，许多诊断线比Te和Ne确定从CEL，ORL，和连续测量。对于ne<10^4 cm-3的天体，密度可以用所有测定值的平均值来描述，而对于致密天体，密度可以用ne（[Cl III]）来描述。对于Te，我们采用三区电离方案，其中低电离区的特征在于Te（[NII]），中等电离区的特征在于Te（[OIII]），最高电离区的特征在于Te（[ArIV]）。我们计算Te从HI Paschen不连续和从HeI线。我们没有找到证据的存在下，低温，高密度团块在我们的[WR]PNE从微弱的O II和N II等离子体诊断分析。Te（[OIII]）/Te（[NII]）在高电离度下很低的行为可以由一组结合的物质束…
2012-01-25 astro-ph.GA
The Kinematics of the Permitted C II $λ$ 6578 Line in a Large Sample of Planetary Nebulae
本文介绍了76个行星状星云中83条视线的C II $λ$ 6578允许谱线的高光谱分辨率光谱观测结果，其中大部分是用位于Sierra San Pedro Mártir的国家天文台的2.1m望远镜上的Manchester Echelle摄谱仪获得的。我们研究了C Ⅱ $λ$ 6578允许谱线相对于其它允许谱线和碰撞激发谱线的运动学。统计上，我们发现，运动学的C II $λ$ 6578线是不是那些预期的，如果这条线产生的重组的C $^{2+}$离子或荧光的C $^+$离子在电离平衡中的化学均匀的星云等离子体，但相反，它的运动学是那些适合的体积比预期的更内部。这个样本中的行星状星云具有明确的形态，并且与银河系凸起中的对应物相比，H $α$线宽限制在有限的范围内（没有大的值），这两者都可以解释为年轻星云壳的结果，星云模型也支持这一推论。关于长期存在的化学丰度之间的差异推断允许和碰撞激发的发射线在光电离星云，我们的研究结果意味着，多个等离子体成分通常发生在行星状星云。
2017-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bi-abundance photoionization models of planetary nebulae: determining the amount of Oxygen in the metal rich component
我们研究的假设，高金属丰度块负责的丰度差异发现在行星状星云之间的重组和碰撞激发线获得的值。我们产生网格的光电离模型结合冷金属丰富的团块发射重元素复合线，嵌入在一个正常的金属丰度区域负责的禁线。网格的两个运行参数是团块的金属丰度和它相对于整个星云的体积分数。我们确定密度和温度（从巴尔末跳跃和[OIII] 5007/4363 A线比），和离子丰度从碰撞和重组线，作为一个观察者会做的。近太阳区域的金属丰度得到恢复，而团块的金属丰度被系统地低估，最多可达2个数量级。这主要是因为大多数H $β$发射来自“正常”区域，并且应该仅使用由富含金属的团块发射的小贡献。我们发现，一个给定的ADF（O $^{++}$）可以复制少量的丰富的团块，或大量的不太丰富的团块。最后，与NGC 6153的观测结果进行比较，我们发现有两个模型能再现NGC 6153的ADF（O $^{++}$）和电子温度。我们确定富金属区域中的氧含量（体积分数小于1%）大致在星云中氧总量的25%到60%之间（几个$^{-3} M_\odot$）。
2020-07-28 astro-ph.GA
Deep high spectral resolution spectroscopy and chemical composition of ionized nebulae
高光谱分辨率光谱学已被证明是非常有用的光电离星云，如H II区和行星状星云（PNe）的化学丰度的研究进展。经典分析利用明亮的碰撞激发线（CEL）的强度，这对电子温度和密度有很强的依赖性。通过使用高分辨率分光光度数据，我们的团队已经领导了一些重元素离子的化学丰度的测定，主要是来自微弱复合线（RL）的O++，O+和C++，使我们能够将它们与附近的其他发射线或天空特征分离。这些谱线的重要性在于它们的发射率与气体的温度和密度结构关系不大。在这个领域中未解决的问题是，重元素离子的复合线给出的丰度比来自CEL的丰度高约2-3倍-在H II区-对于相同的离子，并且在一些PNe中甚至可以高70倍。这种不确定性使我们怀疑金属丰度的表面值的有效性，我们不仅用它来代表本地宇宙中的电离星云，而且还用它来代表不同红移的恒星形成矮星系和螺旋星系。此外，高分辨率的数据可以使我们能够检测和去混合中子俘获元素离子在PNe中的微弱线条。这些信息将进一步限制AGB的演化模型，并将有助于量化低质量和中等质量恒星产生的S元素的化学富集。在E-ELT上配备阶梯光栅摄谱仪将具有重要意义，可用于：（a）将重元素复合线的研究扩展到低金属量天体，（b）将s元素丰度的测定扩展到河外行星状星云和明亮的银河系和河外H II区。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. II. Chemical abundances and the abundance discrepancy factor
利用高分辨率分光光度数据对12颗[WC]型星和Wels电离的PNe进行了丰度分析。我们的主要目的是确定PNE的化学成分，并研究这种类型的行星状星云的丰度差异问题（ADF）的行为。大量的光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）的检测来自不同的离子先前提出。大多数ORL在这些PNE中首次报告。离子丰度来自可用的CEL和ORL，使用先前确定的物理条件。基于这两组离子丰度，我们使用合适的ICF（如果可用）推导出星云中的总化学丰度。尽管中心恒星的[WC]性质，但所有天体的ADF（O^++）都在1.2到4之间。我们发现，当光谱质量足够高时，由主要由复合激发的不同多重态得到的ORL O^++/H^+丰度比非常相似。可能的依赖性的ADF与一些星云的特点进行了分析，发现没有相关性。通过测定t^2参数校正来自CEL的丰度。O丰度PNe，来自ORL，一般大于太阳丰度。我们从ORL和N/O和α-元素/O比从CEL导出的C/O比，发现这些PNe平均比大PN样品的平均值更富N和C。大约一半的样品是富碳的（C/O>1）。α元素随着O丰度的增加而同步增长。通过与恒星演化模型计算的N/O和C /O比值的比较，我们估计大约一半的PNE具有初始质量大于4 M太阳的祖先星。没有发现恒星[WC]型和星云丰度之间的相关性。
2013-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
AtomNeb: IDL Library and Python Package for Atomic Data of Ionized Nebulae
本文介绍AtomNeb数据库及其IDL库和Python包，用于存储电离星云碰撞激发线与复合线的原子数据，并结合proEQUIB/pyEQUIB实现等离子体诊断与丰度分析。
2024-11-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Fornax3D project: Planetary nebulae catalogue and independent distance measurements to Fornax cluster galaxies
河外行星状星云（PNe）提供了一种方法来确定到其宿主星系的距离，这要归功于行星状星云光度函数（PNLF）的几乎通用的形状。精确的PNe距离测量依赖于获得良好采样的PNLF和观测到的PNe尺度与所包围的恒星质量的数量。这意味着要么放弃宽视场观测，要么把注意力集中在星系明亮的中心区域。在这项工作中，我们采取这第二种方法，并进行人口普查的PNE人口在中央地区的星系在天炉座星系团，使用VLT/MUSE数据的早期类型的星系观测过程中的天炉座3D调查。使用这样的积分场光谱观测仔细分离星云发射从恒星连续体，我们隔离[OIII] 5007感兴趣的源，过滤掉未解决的冒名顶替源或运动学异常值，并提出了一个目录的1350个独特的PNe源在21个早期类型的星系，其中包括他们的位置，[OIII] 5007的视星等，和视线速度。使用每个星系内编目的PNe，我们提出了独立推导的距离估计的基础上，适合整个观察到的PNLF观察，同时仔细占PNe检测不完整。通过这些单独的测量，我们得出了到天炉座星团本身的平均距离为19.86 $\pm$ 0.32 Mpc（$μ_{PNLF}$ = 31.49 $\pm$ 0.04等）。我们的PNLF距离测量结果与以前基于表面亮度波动的距离一致，发现这两种方法之间没有显着的系统偏移，否则在以前的研究中报告。
2021-07-22 astro-ph.GA
The Green Bank Telescope Galactic H II Region Discovery Survey
我们发现了一个大的人口以前未知的银河系H II地区使用绿岸望远镜检测其氢射电复合线发射。由于复合线在3厘米波长处光学上很薄，我们可以在整个银河系盘上探测到H II区域。我们的目标是根据空间上一致的24微米和21厘米连续发射选择的。对于银河带-16度< L_gal < 67度和abs（B_gal）< 1度，我们从448条视线中检测到602条离散复合线分量，占样本目标的95%，这是银河系这一部分已知H II区域数量的两倍多。我们发现了25个新的具有负LSR速度的第一象限星云，将它们置于太阳轨道之外。因为我们可以探测到太阳轨道内所有被O星电离的星云，所以发现巡天的目标，当与现有的H II区域目录相结合时，可以更准确地普查银河系H II区域及其性质。H II区域在银盘上的分布显示出在4.3和6.0 kpc的银河半径处有一个强而窄的峰值（约1 kpc宽）。现在，H II区域的椭圆速度分布为银河系的结构提供了明确的证据，包括空间分布中径向峰值的运动学特征，银河棒末端的星云集中，以及位于3千秒差距臂运动轨迹上的星云。
2010-06-30 astro-ph.GA
A Hard Ionizing Spectrum in z=3-4 Ly-alpha Emitters with Intense [OIII] Emission: Analogs of Galaxies in the Reionization Era?
我们给出了15个红移z=3.1-3.7的Ly-alpha发射体（LAEs）和Lyman break星系（LBG）的诊断星云发射谱线[OIII] 5007、4959、[OII]3727和H-β的Keck/MOSFIRE光谱。结合其他调查的光谱，我们证实了早期的迹象表明，LAEs有一个更高的[OIII]/[OII]线比在类似的红移LBG。通过比较它们在[OIII]/[OII]与R23图上的分布，我们证明了这种差异不能仅仅因为它们的金属丰度较低而出现，而很可能是由于更硬的电离光谱。使用H-β和重组理论的措施，我们证明，对于我们的LAEs的一个子集，xi_ion -莱曼连续体光子数每紫外光度-确实是0.2-0.5德克斯大于典型的LBG在类似的红移。使用光电离模型，我们估计这将对[OIII]/[OII]和R23的影响，并得出结论，这样的硬光谱只能部分解释这种强烈的线发射。另一种可能性是，如此大的[OIII]/[OII]比率部分是由于密度而不是电离束缚的星云区域，这意味着电离光子的逃逸分数很高。我们讨论如何进一步的观察可以证实这种可能性。显然，具有强[OIII]发射的LAE代表了具有类似强线的z>7源的有希望的模拟，这些强线被认为是宇宙再电离的重要贡献者。
2016-09-22 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) III. Constraints from deep planetary nebula luminosity functions on the origin of the inner halo substructures in M31
仙女座（M31）星系在其内晕中显示出几个子结构，其起源是吸积卫星的残余或预先存在的盘的扰动，这些子结构在其恒星星族（SP）的性质中编码，在其深[OIII] 5007的行星状星云光度函数（PNLF）上留下痕迹。通过表征PNLF的形态，我们约束它们的起源。从我们的54平方米。°的通过对M31的深窄波段[OIII]巡天，我们在M31盘中识别出行星状星云（PNe）和六个主要的内晕子结构--巨流、东北陆架、G1-丛、北丛、西陆架和流-D。我们从累积拟合中测量PNLF参数，并统计比较每个子结构和椎间盘中的PNLF。我们链接的PNLF参数和那些大麦云云公布的金属丰度和年龄测量的父SP。这些子群的PNLF亮截止（$M^{*}$）的绝对星等跨越了一个显著的星等范围，尽管具有相似的距离和视线消光。巨流、W-大陆架和流-D PNLF的$M^{*}$比PN演化模型对母SP金属丰度的预测更微弱。PNLF的暗端斜率随着M31区域和大麦哲伦星云中小于5 Gyr的恒星质量的减少而线性增加。从它们的PNLF来看，巨流和东北大陆架与坠落卫星的恒星碎片一致，而G1团似乎与合并前的圆盘有关。子结构的SP与模拟2- 3 Gyr前在M31发生的单一大规模合并事件所预测的SP一致。Stream-D有一个不相关的、独特的起源。此外，这项研究提供了独立的证据表明，PNLF的暗端优先填充由老恒星演化而来的PNe。
2021-01-28 astro-ph.GA
Discovery, Photometry, and Kinematics of Planetary Nebulae in M 82
使用[OIII]5007带内/带外滤波器技术，我们在8.2米斯巴鲁望远镜上使用FOCAS仪器识别了M 82中的109个行星状星云（PNE）候选者。辅助高分辨率HST ACS H-α成像的使用有助于区分PNe与超新星遗迹和致密HII区域等污染物。一旦确定，这些PNE揭示了大量的宿主星系，我们的分析包括运动学，恒星分布和距离测定。径向速度测定94这些PNe使用的方法，狭缝光谱，从中我们得到一个清晰的图片星系的旋转。总的来说，我们的结果与CO（2-1）和HI测量结果一致，显示出下降，近开普勒旋转曲线。然而，我们发现我们的PNe的一个子集，似乎躺在远远高于平面（~1 kpc），但这些对象似乎是旋转的速度接近平面的对象。这些天体将需要进一步的研究，以确定它们是否是晕族的成员，或者它们是否可以被解释为过去与M 81相互作用的结果而增厚的盘的表现。此外，[OIII]5007对PNe的发射谱线测光允许构建行星状星云光度函数（PNLF）。我们对M 82的PNLF距离测定产生了比使用TRGB、使用造父变星变星或使用M 81的PNLF所获得的距离更大的距离。我们表明，这种不一致性很可能源于我们无法完全纠正这个充满尘埃的星爆星系所带来的内部灭绝。（节录）
2009-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Realistic Models for Filling and Abundance Discrepancy Factors in Photoionised Nebulae
当比较来自碰撞激发线（CEL）的星云电子密度估计使用发射措施，显着的差异是常见的。标准的解决方案是把星云看作是在一个空无一物的空间中密度恒定的致密区域的集合体。该孔隙度由填充因子$f<1$参数化。类似地，光学复合线（ORL）和CEL之间的丰度和温度差异通常通过调用浸没在扩散的、温暖的、贫金属的等离子体中的致密的、冷的、富含金属的组分的双δ分布来解释。在本文中，我们研究的可能性，导致这种差异的观测诊断，可以产生一个现实的分布密度和温度波动，如可能出现在等离子体湍流。我们用不同的概率分布函数（pdf）来描述模拟的星云的密度和温度波动。标准的天文诊断应用于这些模拟观测，以获得星云密度，温度和丰度的估计。我们的研究结果表明，对于似然密度分布函数，模拟观测导致填充因子在观测范围内。我们的模拟没有令人满意地再现行星状星云的丰度差异因子（ADF），虽然有可能与\ion{H}{ii}地区的一致性。与仅密度和仅温度波动的情况相比，密度和温度之间的正相关性降低填充因子和ADF（来自光学CEL），而负相关性增加两者，最终导致填充因子超过1。这一结果表明，实际观测可以提供小尺度波动的热力学约束。
2019-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-ionization structures in planetary nebulae - I: physical, kinematic and excitation properties
虽然行星状星云（PNe）的小尺度、低电离结、细丝和喷流（LIS）已经被发现了约30年，但它们的一些观测性质还没有得到很好的确定。因此，我们的能力，包括他们在更广泛的背景下形成和演变的PNE直接受到影响。为什么大多数结构的密度都比承载它们的PN壳层低？它们在低电离线中的强发射是它们主要激发机制的关键吗？因此，如果一并考虑，可以LISs线比，化学丰度和运动学启发不同的激发和形成过程之间的相互作用？在这里，我们提出了一个光谱分析的五个PNe，拥有LIS确认，所有的星云组件具有可比的电子温度，而电子密度是系统的LIS低于周围的星云。LIS与其他PN组分的化学丰度也没有显示出显著差异。通过使用激波模型的诊断图，我们证明了LISs的主要激发是由于冲击，而其他组件主要是光电离。我们还提出了新的诊断图，涉及一些发射线（[NII]，[OIII]，[SII]）和$\rm{log}$（f $_{shocks}$ /f $_{\star}$），其中f $_{shocks}$和f $_{\star}$是电离光子通量由于冲击和中央恒星电离连续，分别。发现了区分结构的稳健关系，其中冲击激发的明显具有$\rm{log}$（f $_{shocks}$ /f $_{\star}$）$>$-1;而光电离的显示为$\rm{log}$（f $_{shocks}$ /f $_{\star}$）$<$-2。还定义了一个过渡区，…
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
IFU spectroscopy of Southern PNe: VII Photo-ionization modelling of intermediate excitation class objects
我们目前的积分场单位光谱观测南银河系行星状星云（PNe），IC 2501，母鸡2-7，和PB 4。一起研究这些物体的目标是，尽管它们具有大致相似的中间激发和中心恒星（CS）演化，但它们的星云结构显示出非常不同的演化，这需要理解。使用一组代表不同电离区的发射线图的对象的形态和电离结构进行了研究。我们使用这些，以构建两个区域的自洽的光电离模型，每个星云，以确定新的模型依赖的距离，祖光度，有效温度和CS群众。导出了这些星云的物理条件、化学成分、膨胀速度和年龄。在Hen 2-7中，我们发现了一个强的极向喷流从假定的双CS。来自碰撞激发和重组线的氧和氮的丰度显示，PB 4显示一个极端的丰度差异因子，我们提出的证据表明，这是由紫外线泵浦的OII离子的相互作用的二进制CS的EUV连续，而不是由重组的OIII离子。IC 2501和PB 4都被其他人归类为弱发射线星（WELS）。然而，我们的发射线地图显示，它们的重组线在空间上延伸的两个对象，因此，星云，而不是CS的起源。考虑到我们已经在许多其他PNE中发现了这一结果，这一结果进一步怀疑了WELS分类的可靠性，甚至是现实性。
2019-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Green Bank Telescope Observations of ${\bf ^3He^{\bf +}}$: Planetary Nebulae
我们使用绿岸望远镜从四个银河系行星状星云的样本中寻找$^3He^+$发射：NGC 3242，NGC 6543，NGC 6826和NGC 7009。在原始核合成时期，轻元素$^2H$、$^3He$、$^4He$和$^7Li$大量产生，这些丰度主要被恒星改变。对位于整个银河系盘的H II区域的$^3He^+$的观测显示，$^3He/H$丰度比--“$^3He$高原”--的变化非常小，这表明恒星中产生$^3He$的净效应可以忽略不计。这与一些行星状星云中高得多的$^3He/H$丰度比形成对比。这种差异被称为“$^3He$问题”。我们使用无线电复合线同时观察到的$^3He^+$过渡，使这些观测达到的光谱灵敏度的强大的评估。我们在$\sim$ 1 - 2 mK强度下检测谱线，但在这些水平下，仪器效应损害了我们测量准确谱线参数的能力。我们没有证实先前在NGC 3242中检测到$^3He^+$的报告，也没有从我们的任何来源检测到$^3He^+$排放。这一结果对所有报告的行星状星云$^3He^+$发射的探测提出了质疑。我们在这里推导出的NGC 3242的$^3He/H$丰度上限与标准恒星产生的$^3He$不一致，因此需要在低质量恒星中进行某种类型的额外混合过程。
2020-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangling the physical parameters of gaseous nebulae and galaxies
我们提出了一个分析，解开物理量之间的联系，表征电离HII区域的条件-金属丰度（$Z$），电离参数（$U$），电子密度（$n_\mathrm{e}$）-和全球恒星质量（$M_\ast$）和特定的恒星形成率（$\mathrm{sSFR}=\mathrm{SFR}/M_\ast$）的宿主星系。我们在斯隆数字巡天的$0.027 \le z \le 0.25$上构造了星系的合成光谱，将样本分成$M_\ast$和sSFR两个波段，并从发射线通量比估计了星云的状况。特别地，金属丰度是基于微弱极光线[OIII] $λ$ 4363和[OII] $λλ$ 7320，7330的直接方法估计的。金属丰度估计值涵盖了从$12+\log\mathrm{O/H}\sim7.6\textrm{--}8.9$。发现这三个星云参数都与在$M_\ast$ -sSFR平面上的位置密切相关。简单的物理动机ansätze，我们得到这些物理量之间的比例关系，通过执行多元回归分析。特别地，我们发现$U$主要由sSFR控制，如$U \propto \mathrm{sSFR}^{0.43}$，但也显著依赖于$Z$和$n_\mathrm{e}$。推导出的$U \propto Z^{-0.36}$的部分相关性弱于表观相关性（$U\propto Z^{-1.52}$）。发现$U$对$n_\mathrm{e}$的剩余负依赖性为$U \pro…
2018-12-17 astro-ph.GA
Can X-rays provide a solution to the abundance discrepancy problem in photoionised nebulae?
我们重新审视通过分析复合线（RL）和碰撞激发线（CEL）确定的离子丰度之间的众所周知的差异。我们表明，丰度的变化可以模仿{ \it化学均匀}介质中存在的密集的X射线照射区域，呈现不同的电离和温度结构，从那些更扩散的介质，他们被嵌入其中，这主要是电离的极紫外辐射。X射线电离的致密团块或细丝的存在也自然地解释了当与由CEL确定的温度相比时，通常从O { \sc ii}重组线和从巴耳末跳跃测量的较低温度。我们讨论了通过分析CELs和RL确定的丰度的影响，并提供了一个简单的分析程序，以获得向上校正CEL确定的丰度。虽然我们表明，从猎户座星云的观测确定的丰度差异因子（ADF）和巴尔末跳跃温度可以同时复制这个模型（这意味着向上校正CELs的因子为1.15），我们发现，所需的X射线通量超过已知的猎户座的恒星和弥漫的X射线预算，如果我们假设团块位于边缘的水泡。然而，我们建议，空间分辨的观测可以用来经验性地测试模型，我们概述了如何在这封信中开发的框架可能会被应用在未来的对象具有更好的约束几何形状（如行星状星云）。
2009-05-12 astro-ph.GA
Revised Simulations of the Planetary Nebulae Luminosity Function
我们描述了行星状星云光度函数（PNLF）数值模拟的一个修正过程，改进了以前的工作（Méndez & Soffner 1997）。该程序现在基于新的H燃烧后AGB进化轨迹（Miller Bertolami 2016）。对于一个给定的恒星质量，新的中心恒星更明亮，进化得更快。我们稍微改变了[OIII] 5007相对于H $β$的强度分布和吸收因子的产生，同时仍然基于从银河系行星状星云（PN）及其中心恒星的研究中提取的经验信息进行数值模拟。我们认为，假设的PNs是完全光学厚的H-电离光子导致与观察的冲突，并表明，以占光学薄PNs是必要的。然后，我们使用新的模拟来估计最大的最终质量，澄清其含义，并讨论内部尘埃消光的影响，作为解释PNLF和表面亮度波动（SBF）距离之间的持续差异的一种可能的方式。通过调整最小到最大最终质量的范围，也有可能解释在中等震级下观测到的PNLF形状的多样性。新的PN形成率计算略低于建议由以前的模拟的基础上旧的后AGB的进化轨迹。
2019-10-19 astro-ph.GA
Radiation Transfer in the Cavity and Shell of Planetary Nebulae
本文给出了球对称行星状星云电离腔和分子壳层中氢复合谱线中谱线平均辐射传输的近似解析解。散射问题被视为一个扰动，使用来自一个无散射的解决方案的平均强度。分析函数拟合到行星状星云NGC6537的H α和H β数据。强度分布图中最大值的位置产生了一致的空腔半径值，作为尘埃星云半径的一部分：H α为0.21，H β为0.20。观测到的光学深度与星云中观测到的光学消光大致一致，但在这种情况下，拟合参数的范围是尘埃呈团块状分布的证据。
2012-01-18 astro-ph.GA
The Properties of Lyman Alpha Nebulae: Gas Kinematics from Non-resonant Lines
[摘要]使用VLT/X-shooter，我们在z~2.3处获得了六个Ly-alpha斑点的光学和NIR光谱。使用三个措施-Lya线和非共振[OIII]或H-α线（Dv_Lya）之间的速度偏移，堆叠星际金属吸收线的偏移，和光谱分辨[OIII]线轮廓-我们研究气体沿视线到每个斑点中心内的星系的运动学。这三个指标通常在速度和方向上一致，并且与一个简单的图像相一致，即气体是静止的或以几百公里/秒的速度从嵌入的星系中缓慢流出。没有更强的流出不是投影效应：我们样本的覆盖率限制在<1/8（13%）。外流速度排除了恒星形成或活动星系核产生高达1000公里/秒的"超级"或"超"风的模型。这里的Dv_Lya偏移小于LBG的典型偏移，但与紧凑LAE的Dv_Lya偏移相似。后者表明，外流速度不能是一个主导因素，在驱动扩展Lya排放。对于一个Lya团块（CDFS-LAB 14），其Lya轮廓和金属吸收线偏移表明没有明显的体运动，我们使用一个简单的辐射转移模型，首次测量了嵌入星系中气体的柱密度，发现它与DLA系统一致。总的来说，没有明确的流入签名表明，引力冷却辐射进入Lya的通道在这里探测的半径上并不重要。然而，一个奇特的系统（CDFS-LAB 10）有一个蓝移的Lya分量，它与任何星系都没有明显的联系，这表明要么是由团块星系之间的潮汐相互作用产生的气体，要么是流入团块中心的气体。前者预计在这些过密的区域，后…
2014-07-25 astro-ph.GA
KCWI observations of the extended nebulae in Mrk 273
超亮红外星系（ULIRGs）代表了星系合并驱动演化的一个关键阶段，此时活动星系核活动是常见的，活动星系核反馈是预期的。我们提出了高灵敏度和大视场积分场光谱的ULIRG Mrk 273使用新的数据从凯克宇宙网络成像仪（KWCI）。KCWI的数据捕捉到了复杂的核区域和两个扩展星云，分别位于东北（NE）和西南（SW），尺度为$\sim 20$千秒差距。在核区域的kinetics显示了快速，扩展，双极流出的方向，以前报告的核超级气泡跨越$\sim 5$ kpc，两到三倍以上，以前报告的大小。$\sim 20$ kpc上的大尺度扩展星云显示出相当一致的运动学，SW星云的FWHM为$\sim 300 ~\kmps$，NE星云的FWHM为$\sim 120 ~\kmps$。我们首次在扩展的NE星云中探测到高电离[NeV]3426、[OIII]4363和HeII 4684发射线。核区域的发射线比率与运动学结构相关，双极流出和准直度较低的“流出区域”显示出不同的线比率趋势。高电离发射线的线比诊断揭示了NE星云和核区的激波加前体电离与活动星系核光电离的非平凡贡献。这些数据是高度约束冷电离气体存在的模型~20千秒差距的星系核。
2021-04-12 astro-ph.GA
The abundance discrepancy in ionized nebulae: which are the correct abundances?
本文探讨电离星云（H~{\sc ii}区和行星状星云）中碰撞激发线与复合线推导的重元素丰度不一致问题，并讨论其可能成因及最新研究进展。
2023-11-17 astro-ph.GA
Balmer Decrement Anomalies in Galaxies at z ~ 6 Found by JWST Observations: Density-Bounded Nebulae or Excited H I Clouds?
通过物理建模研究z~6星系中Balmer减量异常的物理起源，发现密度有界星云和被光学厚激发H I云包围的电离有界星云两种机制可定量解释该异常，后者与高红移星系中由吸积和超新星引起的过度碰撞激发有关。
2024-08-25 astro-ph.GA
