Galactic planetary nebulae as probes of radial metallicity gradients and other abundance patterns
我们使用行星状星云（PNe）作为探测器来确定银河系径向氧梯度和其他丰度模式。我们从最近的数据集中均匀地选择数据，包括在大银河系中心距离的PNe。一般的PN星群，探测银河系中心和$\sim$ 28 kpc之间的区域，计算出的径向氧梯度很浅，斜率$\sim$-0.02 dex kpc $^{-1}$，与以前的发现一致。我们寻找的金属丰度梯度的时间演化与不同年龄的祖先作为金属丰度探针的PNE。我们确定的PNE的祖星是年轻的1 Gyr（YPPNe），和那些祖星的年龄大于7.5 Gyr（OPPNe），根据演化产量和元素丰度的PNE之间的比较。通过对OPPNe和YPPNe的研究，我们发现：（1）OPPNe的氧梯度较浅（$\sim-0.015$ dex kpc $^{-1}$）比衍生自YPPNe（$\sim-0.027$ dex kpc $^{-1}$）;（ii）氧的OPPNe内部径向分布与厚盘种群的径向范围的无梯度相容（$\sim$ 10 kpc），类似于在厚盘星中观察到的;（iii）行星状星云（特别是OPPNe）表明，显著的梯度斜率仅限于银心距在$\sim$ 10至$\sim$ 13.5 kpc之间，就像观测到的疏散星团和场星一样。在这个范围之外，分布几乎是平坦的。我们发现，径向氧梯度是陡峭的PN人口更接近银河系盘，类似于观察到的一般恒星星族的SEGUE调查。我们使用我们的新人口约会比较我们…
2018-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31). IV. Radial oxygen and argon abundance gradients of the thin and thicker disc
我们获得了仙女座（M 31）盘PNe的星等有限的样品与化学丰度估计通过直接检测的[OIII] 4363 $\mathring{\mathrm A}$线。这导致分别具有氧和氩丰度的$205$和$200$ PNe。我们发现，高和低消光M31盘PNE有统计上不同的氩和氧丰度分布。在径向范围$2-30$ kpc内，较老的低消光盘PNe平均上是贫金属的，具有稍微正的径向氧丰度梯度（$0.006 \pm 0.003$ dex/kpc），氩略呈阴性（$-0.005 \pm 0.003$ dex/kpc），而较年轻的高消光盘PNe平均更富含金属，氧和（$-0.013 \pm 0.006$ dex/kpc）和氩（$-0.018 \pm 0.006$ dex/kpc），类似于为M 31 HII区域计算的梯度。M 31盘的丰度梯度与主要合并模拟计算的值是一致的，大多数低消光PNE是较老的合并前盘星在较厚的磁盘，和大多数的高消光PNE是年轻的恒星在薄盘，合并事件期间和之后形成。由于主要的合并，M31厚盘的化学丰度已经径向均匀化。考虑到星盘尺度长度，M31厚星盘的正径向氧丰度梯度与MW厚星盘的负径向氧丰度梯度形成鲜明对比。然而，MW和M31的薄圆盘具有非常相似的负氧丰度梯度。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polycyclic aromatic hydrocarbons and molecular hydrogen in oxygen-rich planetary nebulae: the case of NGC6720
演化的恒星是多环芳烃（PAH）和尘埃颗粒形成的主要来源。它们的星周化学通常被称为富氧或富碳，尽管双尘埃化学物体，其红外光谱显示硅酸盐和碳尘埃特征，也是已知的。这种双重尘埃化学的确切起源和性质尚不清楚。斯皮策-IRS对附近富氧行星状星云NGC 6720的中红外光谱成像显示了11.3微米芳香族（PAH）发射带的存在。这归因于中性多环芳烃的排放，因为在7至8微米范围内没有观察到条带。多环芳烃的空间分布与暖团分子氢的空间分布密切相关。从中性多环芳烃和温暖的H2的排放很可能产生与密集的结，位于主环内的光解区域。多环芳烃的存在与先前获得的高丰度的游离碳（相对于CO）表明，在富氧环境中的局部条件也可以成为有利于原位形成的大碳质分子，如多环芳烃，通过自下而上的化学途径。在这种情况下，同一个恒星源可以使星际介质富含富氧尘埃和大的碳分子。
2015-11-27 astro-ph.SR
The chemical composition of Galactic ring nebulae around massive stars
我们给出了与沃尔夫-拉叶星（WR）和O型星（NGC 6888，G2.4+1.4，RCW 58，S 308，NGC 7635和RCW 52）有关的环形星云的深光谱。这些数据是由10米的加那利大望远镜和6.5米的粘土望远镜拍摄的。我们提取光谱的几个孔径的一些对象。我们从NGC 6888和NGC 7635的微弱重组系中获得了C $^{++}$和O $^{++}$的丰度，从而可以获得它们的C/H和C/O比值，并估计O $^{++}$的丰度差异因子（ADF）。ADF大于正常HII区域的典型ADF，但与在恒星形成矮星系的电离气体中发现的ADF相似。我们发现，化学丰度是相当均匀的星云，我们有几个光圈的光谱：NGC 6888，NGC 7635和G2.4+1.4。我们获得了非常高的值的电子温度在外围区域的NGC 6888，发现冲击激发可以重现其光谱特性。我们发现所有与WR星有关的天体都表现出N的富集。有些还表现出He富集、O亏缺和Ne/O比预期值低的现象，这可能表明ON和NeNa循环的强烈作用。我们比较了NGC 6888、G2.4+1.4、RCW 58和S 308的化学组成与大质量恒星恒星演化模型预言的核合成。我们发现，初始质量在25和40太阳质量之间的恒星的非旋转模型似乎再现了观测到的大多数星云的丰度比。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances from planetary nebulae in local spiral galaxies
虽然在本地螺旋星系的明亮行星状星云中观察到的化学物质比矮星中的对应物变化更少，但它们提供了新的见解。与原始丰度相比，它们的氦丰度通常富集不到50%。氮素丰度总是表现出一定程度的次生富集，但绝对富集并不极端。特别是，I型PNe是罕见的亮PNe中的本地螺旋。氧和氖的丰度是非常好的相关性，并遵循在恒星形成星系中观察到的这些丰度之间的关系，这意味着要么这些PNe的祖先恒星既不修改丰度实质上或他们修改两者以保持比例（理论上没有预测）。根据理论，这些结果意味着，在局部螺旋星系中，明亮PNe的祖先星的质量大约为$2\,\mathrm M_{\odot}$或更小。如果是这样，这些PNe的祖先星就有相当长的寿命，使我们能够利用它们来研究其宿主星系的近代历史，包括与邻居星系的引力相互作用。需要进一步研究的领域包括通过狭缝和光纤获得的光谱之间观察到的系统差异，分配给化学丰度的不确定性，包括电离校正因子的影响，以及产生PN光度函数的物理学。事实上，只要我们不了解最后一个星系是如何产生的，我们使用明亮的PNe作为探测器来了解其宿主星系演化的能力就仍然有限。
2015-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2010-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recalibration of the H$α$ surface brightness-radius relation for planetary nebulae using Gaia DR3: new distances and the Milky Way oxygen radial gradient
Instituto de Física e Química, Universidade Federal de Itajubá（伊塔茹巴联邦大学物理与化学研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA), ESAC（天体生物学中心（西班牙国家科学研究委员会/国家航空航天技术研究所）欧洲空间应用中心）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；Núcleo Cosmo-Ufes & Departamento de Física – Universidade Federal do Espírito Santo（埃斯皮里托桑托联邦大学宇宙学核心与物理系）
通过Gaia DR3的视差数据重新校准了行星状星云的Hα表观亮度-半径关系，确定了1130个行星状星云的距离，并揭示了银河系氧径向梯度的变化特征，为银河系化学演化的研究提供了新的约束。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae Research: Past, Present, and Future
该综述梳理了行星状星云研究的发展历程，总结了多波段观测揭示的星云结构特征与未解的双极/多极结构成因问题，指出其在银河系化学增丰中的重要作用，并展望了未来研究方向。
2024-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae: Sources of Enlightenment
在这篇评论/教程中，我们探索行星状星云作为低到中等质量恒星演化的一个阶段，作为星际介质的质量和化学富集的主要贡献者，并作为天体物理实验室。我们讨论了许多观测到的行星状星云的性质，特别强调元素丰度的测定和与理论预测的比较。与行星状星云有关的尘埃和分子也被考虑在内。然后，我们研究距离，双星，行星状星云的形态和演化。最后，我们将提到未来观测能力将带来的一些进步。
2021-10-26 astro-ph.SR
Neutron-Capture Element Abundances in Planetary Nebulae
星云光谱学是评估慢中子俘获核合成（s-过程）产生重元素的有价值的工具。在过去的几年里，借助于高分辨率的近红外光谱仪，在行星状星云（PNe）中已经发现了几个n-俘获元素的跃迁。结合光谱学，新发现的近红外线能够比以前更准确地确定丰度，并提供以前未在PNe或其祖先中研究的元素。在人马座矮星系的PNE和麦哲伦星云中也发现了中子俘获元素。在这篇简短的评论中，我讨论了在PNE的s-过程富集的观测研究的发展，重点是在过去的五年中，并注意到一些开放的问题和初步的趋势。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of planetary nebulae and HII regions in M81. A study of radial metallicity gradients and chemical evolution
我们分析了行星状星云和HII区的化学丰度的M81磁盘洞察星系演化，并比较它与其他星系，包括银河系。我们获得了39个PNe和20个HII区域的Hectospec/MMT光谱，其中33个光谱可用于温度和丰度分析。我们的PN观测代表了有史以来发表的M81中的第一个PN谱，而之前已经发表了几个HII区谱，尽管没有直接的电子温度测定。我们确定氦，氮，氧，氖，硫和氩的元素丰度在PNE和HII区域，并确定其平均值和径向梯度。PNe的平均O/H比与HII区的平均O/H比相比，表明M81在最后~10 Gyr普遍富氧。M81盘的PN金属丰度梯度为-0.055 ± 0.02dex/kpc。氖和硫在PNe中的径向分布类似于氧的径向分布，具有类似的梯度斜率。如果我们将我们的HII样本与文献中的样本相结合，我们会发现梯度斜率可能会发生温和的演变，其结果与梯度随时间变陡一致。需要额外的光谱来证实这一趋势。在我们的M81样本中没有I型PNE，这与PNLF，星系金属丰度和后AGB壳层演化的最亮仓的观测一致。年轻和年老的M81星群都显示出较浅但可检测到的负径向金属丰度梯度，年轻星群的金属丰度梯度可能稍陡，因此不排除自星系形成以来随着时间的推移而逐渐变陡的温和梯度。在其演化过程中，M81一直在产生氧气，其总的氧富集度超过了附近的其他星系。
2010-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: VII. Light Curve Studies of Five Medium-bright, Oxygen-rich or Mixed-chemistry Post-AGB/Post-RGB Objects
我们已经监测了超过十年的时间间隔的光变化的五个演变的恒星非常大的中红外线过剩。所有五个物体似乎都有富氧或富氧和富碳混合的化学物质。它们都有不同的光：四个在$\sim$ 0.2 MAG的小范围内，第五个在$\sim$ 0.7 MAG的较大范围内。光谱类型范围从G2到B 0。在三个较冷的恒星中首次发现了周期性脉动，它们是IRAS 18075 $-$ 0924（123天），19207 $+$ 2023（96天）和20136 $+$ 1309（142天）。在较热的行星中没有发现明显的周期性，但它们似乎在几天或更短的时间尺度上变化。两个行星还显示出一些长期周期变化的证据（$\sim$ 4年）。其中三个似乎是原行星状星云，处于恒星演化的后渐近巨星分支（post-AGB）阶段。它们的光的变化是在一般协议与温度之间的关系，脉动周期，和脉动幅度发现在以前的研究PPNe。然而，另外两颗行星的光度似乎太低（1000 $-$ 1500 L $_{sun}$），基于盖亚距离，处于后AGB阶段。相反，它们似乎是最近在麦哲伦星云中发现的尘埃后红巨星分支恒星的银河系类似物，这些恒星的演化可能因与双星伴星的相互作用而中断。如果是这样的话，那么这些将是银河系中发现的第一批尘埃后RGB物体。
2020-08-03 astro-ph.SR
Co-spatial Long-slit UV/Optical Spectra of Ten Galactic Planetary Nebulae with HST/STIS II. Nebular Models, Central Star Properties and He+CNO Synthesis
本研究报告有两个目的。首先，我们采用新的HST/STIS光谱和光电离模拟技术，确定了八个行星状星云（IC 2165，IC 3568，NGC 2440，NGC 3242，NGC 5315，NGC 5882，NGC 7662和PB 6）的祖先质量。其次，我们第一次能够比较每个对象的观测星云的氦，碳和氮的丰度与这些相同的元素的丰度预测的恒星模型，是一致的每个对象的祖质量。重要结果包括：（1）我们的天体中心星的质量范围与其他PN中心星和白矮星的质量分布很好地匹配;（2）我们的天体中He/H都高于太阳，在大多数情况下可能是由于预测的第一次疏浚效应; 4）我们的天体的C/O与O/H似乎是负相关的，这可能与理论家的结论一致，即从第一次挖掘开始的大气碳富集程度对一个参数敏感，该参数的值随着金属丰度的下降而增加; 5）恒星模型对星云C和N富集的预测与观测到的祖星质量<=1.5 Msun的丰度一致。最后，我们给出了NGC 5315和NGC 5882的第一个光电离模型。
2015-10-05 astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: IV. Light Curve Analyses of Four Oxygen-Rich, F Spectral-Type Objects
我们提出了新的光变曲线，涵盖14至19年的观测四个明亮的原行星状星云（PPN），所有O丰富的F光谱型。它们每个都显示具有显著振幅变化的周期性光变曲线。这四种颜色以前都是不同的。我们的数据与已发表的数据相结合，并搜索周期性。结果如下：IRAS 19475+3119（HD 331319; 41.0天）、17436+5003（HD 161796; 45.2天）、19386+0155（101.8天）和18095+2704（113.3天）。这两个较长的周期与以前的研究一致，而两个较短的周期首次揭示了在这些长的观测间隔中的主导周期。还发现每个对象有多个周期。次级周期都接近优势周期，P2/P1在0.86 ~ 1.06之间。颜色的变化揭示了400至770 K的T（eff）的最大变化。这些变化是由于这些后AGB对象的脉动。最大季节光照变化均小于0.23 mag（V），其温度和周期与Hrivnak等人（2010年）对12个富C PPN的结果一致。对于所有这些PPN，有一个周期和温度之间的反比关系，但是，有一个建议，周期-温度关系可能是有点陡峭的富O比富C PPN。
2015-03-31 astro-ph.SR
Spitzer mid-infrared spectroscopic observations of planetary nebulae
我们目前斯皮策太空望远镜档案中红外（中红外）光谱的样本11个行星状星云（PNE）。用斯皮策红外光谱仪（IRS）获得的观测结果覆盖了5.2-14.5 μm的光谱范围，包括H2 0-0 S（2）到S（7）的旋转发射线。这个波长范围使我们能够推导出玻尔兹曼分布，并计算出H2的旋转激发温度（特克斯）。对于不同的源，尽管它们的结构成分不同，但导出的激发温度具有一致的值~900+/-70 K。我们还报告了在大多数物体中检测到[Ar III]，[S IV]和[Ne II]的中红外离子线，以及在少数情况下检测到多环芳烃（PAH）的特征。[Ar III]/[Ne II]线比随恒星有效温度的下降可以用真实的氖富集或PNe的高密度星周区域来解释，这些区域可能是来自更高质量的祖星。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A molecular line survey of a sample of AGB stars and planetary nebulae
在80.5- 115.5GHz频率范围内对三颗富碳AGB星和两颗富氧行星状星云进行了毫米波分子谱线测量。在来自27种不同分子的数据中检测到68种不同的跃迁。C_2 H和C_13 CH的超精细结构被拟合以限制它们跃迁的光学深度。所有其他过渡都已根据其线轮廓形状受到约束。旋转温度和柱密度已计算出所有可能的物种，与适应的方法，以考虑到各种过渡的超精细结构。从柱密度，碳，硅和硫同位素比值已确定。结果证实IRAS 15194-5115是一颗J型恒星，但排除了IRAS 15082-4808和IRAS 07454-7112。
2015-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical conditions derived from OII recombination lines in planetary nebulae and their implications
基于OII多重态V1的高质量观测和OII的NLTE原子计算，我们研究了PNe样品的密度和温度。我们发现，在一般情况下，来自复合线的OII的密度是类似的密度来自禁戒线。这意味着在我们的样本中的大多数物体中不存在高密度和低温的富氧团块的特征。来自较热区域的电子压力与来自较冷区域的电子压力相似或略大，表明存在冲击波。从H、He和O线导出的平均温度和t2值是相似的，并且与化学均匀性一致。这些结果表明，这些对象的丰度是来自重组线。
2014-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2018-10-15 astro-ph.SR
A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables
我们提出了一个SOFIA FORCAST棱镜光谱调查，以检查后渐近巨型分支黄色超巨星，被认为是行星状星云的前体样品中的星周尘埃的矿物学。我们对每颗恒星的矿物学模型表明，与简单的挖掘模型相反，富碳和富氧的尘埃物质都存在，大多数尘埃以无定形碳和石墨的形式存在。富氧粉尘主要以无定形硅酸盐的形式存在。光谱没有表现出任何突出的结晶硅酸盐发射特征。对于大多数系统，我们的分析表明，颗粒相对较大，并经历了显着的处理，支持尘埃被限制在开普勒磁盘的假设，我们正在从几乎面对面的方向观察大量处理，磁盘的中心区域。这些结果有助于确定后AGB拱星环境的物理性质，并限制后AGB质量损失和行星状星云形成的模型。
2017-06-01 astro-ph.SR
Globular cluster abundance patterns inherited from giant molecular clouds
研究球状星团轻元素丰度差异及反相关性成因，用宇宙辐射流体动力学模拟，发现巨分子云内部丰度模式可再现球状星团关键特征，表明球状星团化学丰度模式可从星际气体继承，为高红移星系化学富集等提供化石记录。
2026-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of planetary nebulae VI. On the chemical composition of the metal-poor PN G135.9+55.9
贫金属行星状星云PN G135.9+55.9的氧丰度的实际值在文献中经常被争论。我们希望通过基于一项包括新的精确观测和新模型的研究进行改进的丰度测定来澄清这种情况。我们使用PMAS仪器的积分场光谱法进行了观测，还使用了HST-STIS测量的紫外观测。在我们的解释减少和校准的光谱，我们使用的第一次，最近的辐射流体动力学模型，这是计算与几个设置的缩放值的平均银河系盘行星状星云金属丰度。对于演化的行星状星云，例如PN G 135.9 +55.9，事实证明，偏离热平衡可能是显著的，导致电子温度低得多，因此碰撞激发线的发射较弱。基于我们的时间依赖的流体动力学模型和观测到的发射线[OIII]5007，我们发现了一个非常低的氧含量约为平均银河系盘值的1/80。这一结果与紫外波长范围内的发射线测量结果一致。C/O和Ne/O比值异常高，与另一个晕天体BoBn-1相似。
2009-12-30 astro-ph.SR
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
Oxygen and silicon abundances in Cygnus OB2: Chemical homogeneity in a sample of OB slow rotators
天鹅座OB 2是银河系中一个富含OB的星协，在过去的2000 - 2500万年里经历了激烈的恒星形成。它的恒星星族显示出年龄和银河经度之间的相关性。探索其恒星成分的化学组成，我们将能够检查出生分子云的均匀程度和自富集过程的可能影响。我们的目标是确定天鹅座OB 2中8个早期型慢旋转星样本的硅和氧丰度，以检查整个协会中可能存在的不均匀性，以及是否存在化学成分与银河经度的相关性。我们已经进行了光谱分析的样本晚O和早期B星的低转速，这已被选定，以便覆盖整个协会的地区。我们进行了分析的基础上的等效宽度的金属线，翅膀的H巴耳末线和FASTWIND恒星大气模型，以确定其恒星的基本参数以及硅和氧的表面丰度。我们推导出整个区域的硅和氧丰度的相当均匀的分布，平均值为12+log（Si/H）=7.53 $\pm$ 0.08 dex和12+log（O/H）=8.65 $\pm$ 0.12 dex。我们在天鹅座OB 2中发现了均匀的化学成分，没有明显的化学自富集证据，尽管该地区历史上有强烈的恒星风和可能的超新星迹象。与不同的恒星风和超新星的化学富集方案相比，恒星形成效率不明显高于10%。我们发现的均匀性程度与基于HII区域观察到的银河系氧梯度一致。我们还发现，天鹅座OB 2内的氧散射至少是相同的顺序比HII地区在类似的银河系中心的距离。
2018-09-18 astro-ph.SR
The s-process at Subsolar Metallicity: Insights from High-Resolution Infrared Spectroscopy of Magellanic Cloud Planetary Nebulae
University of West Georgia（佐治亚西部大学）；Department of Astronomy, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究网络地球与天文学研究中心）；ELTE Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（罗兰大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Department of Physics, University of Naples Federico II（那不勒斯费德里科二世大学物理系）；INAF – Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）
研究通过IGRINS观测12个麦哲伦云行星状星云，检测到多种s-过程元素，对比三类AGB模型发现部分模型匹配度较好，为恒星演化及星系化学演化建模提供关键数据。
2026-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Whither or wither the Sulfur Anomaly in Planetary Nebulae?
本文利用126个银河系核球行星状星云的高精度丰度数据，以氩为金属丰度指标并结合机器学习，揭示硫异常主要源于早期电离校正因子方案及前身星年龄/质量相关的尘埃化学，并提出其可作为星系年龄组成指标。
2024-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon enrichment of the evolved stars in the Sagittarius dwarf spheroidal
我们目前的光谱的1142色选恒星的方向人马座矮椭球（Sgr dSph）星系，其中1058采取VLT/火焰多目标摄谱仪和84采取SAAO拉德克利夫1.9米望远镜光栅摄谱仪。根据恒星的视向速度，确定了592颗恒星的光谱归属（置信度>99%），并给出了光谱类型。在银河系的长轴周围，可以检测到非常缓慢的旋转。我们确定了5颗S星和23颗碳星，其中除了4颗碳星是新确定的，除了一颗（PQ Sgr）外，所有的碳星都可能是Sgr dSph成员。我们研究的背景下，恒星模型的碳丰富的发病在这个贫金属星系。我们比较了恒星死亡率（每1000-1700年一颗恒星）已知的行星状星云动力学年龄，发现大量人口产生观察到的（富碳）行星状星云。我们计算的S和碳星的平均寿命为60-250和130-500千年，相比之下，总的热脉冲渐近巨星分支的寿命为530-1330千年。最后，我们讨论了富碳材料返回ISM。
2012-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and chemical properties of Wolf-Rayet planetary nebulae
行星状星云（PNe）的沃尔夫-拉叶（[WR]）和弱发射线（$wels$）中心恒星都有缺氢大气层，其起源还不清楚。在本研究中，我们进行了等离子体诊断和丰度分析的18银河系PNe周围[WR]和$wels$核，碰撞激发线（CEL）和光学复合线（ORL）测量的宽视场光谱仪上的ANU 2.3米望远镜在Siding Spring天文台补充光学档案数据。我们的等离子体诊断意味着，来自CELs的电子密度和温度与固有星云H $β$表面亮度和激发类，分别。N ${}^{2+}$和O ${}^{2+}$的重元素ORL的自洽等离子体诊断表明，一小部分冷（$\lesssim 7000$ K），致密（$\sim 10^4-10^5$ cm $^{-3}$）材料可能存在于某些对象中，但具有很大的不确定性。丰度分析表明，O ${}^{2+}$的丰度差异因子（ADF $\equiv$ ORL/CEL）与He I和禁限线温度的二分法有关。我们的研究结果可能指出，在弥漫的温暖电离星云中存在一小部分凉爽、富含氧气的致密团块。此外，我们的元素丰度来自CELs大多是一致的AGB模型的初始质量范围从1.5到5 M $_{\odot}$。为了更好地理解[WR]和$wels$星周围PNe丰度差异的起源，有必要进行进一步的研究。
2021-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-Capture elements in planetary nebulae: first detections of near-Infrared [Te III] and [Br V] emission lines
我们在行星状星云（PNe）的光谱中发现了两条新的近红外发射线：[Te III] 2.1019 $μ$ m和[Br V] 1.6429 $μ$ m。[Te在NGC 7027和IC 418中都检测到[III]，而在NGC 7027中观察到[Br V]。这些观测是由位于拉帕尔马的10.4米加那利大望远镜上的中分辨率光谱仪EMIR和位于麦克唐纳天文台的2.7米哈兰·J·史密斯望远镜上的高分辨率光谱仪IGRINS获得的。新的计算这些离子的原子数据，特别是A值和碰撞强度，提出并用于获得离子丰度的Te $^{2+}$和Br $^{4+}$。我们还推导出在近红外光谱中检测到的其他中子捕获元素的离子丰度，并估计总元素丰度的Se，Br，Kr，Rb和Te校正后未观察到的离子。我们推导的富集AGB演化模型的理论预测的比较表明，合理的协议的太阳金属丰度祖星的$\sim$ 2 - 4 M $_{\odot}$。光谱隔离的[Br V] 1.6429 $μ$ m线具有确定星云Br丰度超过光学[Br III]发射线，可以与其他功能混合的优势。最后，Te的测量是特别感兴趣的，因为这个元素超出了S-过程的第一个峰值，从而提供了新的杠杆作用的AGB星产生的反式铁物种的丰度模式。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen abundance distribution in Galactic disc
我们对用Hobby-Eberly望远镜获得的大量造父变星红外氧三重态光谱进行了NLTE分析。这些数据与我们以前的NLTE结果相结合，用马克斯普朗克天文望远镜观测的恒星，目的是研究银河系薄盘中的氧丰度分布。我们发现径向（O/H）梯度值的斜率等于-0.058 dex/kpc。尽管如此，我们发现可能有一个暗示，即在圆盘的外部，分布可能会变得更平坦。这也得到了其他研究疏散星团、行星状星云和H II区的作者的支持。并对压扁的机理进行了讨论。
2014-08-26 astro-ph.SR
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water maser emission in planetary nebulae
行星状星云（PNe）是从渐近巨星分支（AGB）恒星经过短暂的后AGB阶段演化而来的。水脉泽发射是富氧AGB星的特征，在后AGB星中观察到，出乎意料的是，在三个PNe（IRAS 17347 -3139，IRAS 18061 -2505和IRAS 19255 +2123）中检测到了水脉泽发射，这些地方似乎不存在产生水脉泽发射的物理条件。这三个天体可能被认为是迄今为止已知的最年轻的PNe，因此，它们是理解PNe形成的关键天体。此外，水脉泽PNe的存在，使我们能够研究的每一个阶段，在AGB PN过渡使用水脉泽发射，可以观察到非常高的空间和光谱分辨率。本文综述了PNe中水脉泽发射的性质、三种水脉泽发射PNe的观测结果及其对我们理解PNe形成和演化的意义。
2011-01-14 astro-ph.SR
Chemical enrichment of giant planets and discs due to pebble drift
巨行星的化学成分提供了一种限制其形成方式和位置的方法。传统上，巨行星中的超恒星元素丰度被认为是由于富含金属的固体的吸积而可能的。这种富集伴随着富氧成分（即C/O低于圆盘的值，假设是太阳能，C/O=0.54）。如果没有固体吸积，这些行星的金属丰度预计会低于太阳，但C/O比很高。这是因为固体主要是富氧物质，例如H $_2$ O和CO $_2$，它们在盘中比CO更早冻结，留下贫金属但富碳的气体。在这里，我们表明，超太阳的金属丰度可以通过气体吸积单独的增长和径向漂移的卵石被认为是在原行星盘。通过这种机制，行星可以同时获得超太阳的金属丰度和超太阳的C/O比。这是因为当卵石迁移通过圆盘时，它们将挥发性物质向内运输，在挥发物升华的雪线处富集气体。此外，行星的组成可以用来限制它形成的地方。由于高的C/H和C/O比不能通过固体的吸积来产生，因此可以通过固体富集的水平来区分通过卵石吸积和星子吸积形成。最后，我们预计木星的碳氧比应该接近或高于太阳，如果它的碳丰度增加是通过吸积富含金属的气体。因此，朱诺号对木星碳氧比的测量应该可以确定木星是从富碳气体还是富氧固体中吸积金属的。
2017-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Searching for Faint Planetary Nebulae Using the Digital Sky Survey
最近的Halalpha巡天，如SHS和IPHAS，提高了银河系行星状星云（PN）普查的完整性。我们现在知道银河系中大约有3,000个PNE，但这远远低于大多数估计，通常总人口约为25,000或更多。银河系PN人口的大小需要得到一个准确的估计的化学富集率的氮，碳，氦。此外，高PN计数（~ 20，000）是大多数1-8 Msun主序星将经历PN阶段的有力证据，而低计数（<10，000）则认为特殊条件（例如，紧密二元相互作用）来形成PN。我们描述了一种技术，找到数百个更多的PNE使用现有的数据收集的数字天空调查，从而提高银河系PNE的普查。
2009-10-05 astro-ph.SR
Discovery of Rubidium, Cadmium, and Germanium Emission Lines in the Near-Infrared Spectra of Planetary Nebulae
我们确定[Rb IV] 1.5973和[Cd IV] 1.7204微米的发射线在高分辨率（R= 40，000）的近红外光谱的行星状星云（PNe）NGC 7027和IC 5117，获得与IGRINS光谱仪上的2.7米望远镜在麦克唐纳天文台。我们还在NGC 7027中发现了[Ge VI] 2.1930 $μ$ m。基于不存在其他多重峰成员和/或具有相同上能级的跃迁，排除了这些特征的替代鉴别。Ge，Rb和Cd可以富集在PNe的s-过程核合成过程中的渐近巨星分支（AGB）的演化阶段。为了确定离子丰度，我们计算[Rb IV]碰撞强度，并使用近似的[Cd IV]和[Ge VI]。我们对[Rb IV] 1.5973 $μ$ m的鉴定得到了从这条线上发现的Rb 3 +/H+丰度与NGC 7027中5759.55 A特征之间的一致性的支持。元素Rb，Cd和Ge的丰度与电离校正的基础上检测到的离子和O和Ne电离状态之间的电离电位范围的相似性。我们的分析表明，丰富的2-4倍太阳Rb和Cd在这两个星云。在NGC 7027中，Ge位于太阳下，但由于电离修正大且不确定，其丰度不确定。测得的相对s-过程富集与适用于这些PNe（2.0-2.5 M_sun，[Fe/H]= -0.37）的模型的预测的一般一致性表明了使用PN组合物来测试s-过程核合成模型的潜力。
2016-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
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。
2014-03-07 astro-ph.SR
[WN] central stars of planetary nebulae
虽然大多数低质量恒星在其演化过程中表面都富含氢，但相当一部分白矮星以及行星状星云的中心恒星表面成分缺乏氢。这些缺氢中心星的光谱大多与碳序的大质量沃尔夫-拉叶星非常相似，即具有碳、氦和氧的宽发射线。与大质量沃尔夫-拉叶星类似，它们被归类为[WC]星。它们的形成，这是相对较好的理解，被认为是一个（非常）晚的热脉冲的氦燃烧壳的结果。因此，令人惊讶的是，最近发现的一些缺氢中心星，如IC 4663和Abell 48，其光谱与大质量沃尔夫-拉叶星的氮序列相似，即具有强的氮而不是碳的发射线。因此，这种新类型的中心恒星被标记为[WN]。我们目前的光谱分析这些对象，并讨论进一步的候选人的地位，以及[WN]恒星的演化状态和起源。
2016-12-12 astro-ph.SR
Unusual Dust Emission from Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds
我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱研究的一个样本的25个行星状星云的麦哲伦星云。低分辨率模块用于分析红外光谱中存在的尘埃特征。这项研究补充了同一作者以前的工作，其中相同的样品进行了分析，在氖和硫的丰度。超过一半的物体（14个）显示出多环芳烃的排放，这是典型的富碳尘埃环境。我们比较我们的对象的碳氢化合物排放的银河系HII地区和行星状星云，和LMC/SMC HII地区。无定形硅酸盐只在两个物体中发现，这加强了现在众所周知的事实，即富氧尘埃在低金属含量下不太常见。除了这些共同的特征外，有些行星状星云还显示出非常不寻常的尘埃。9个物体在11微米处显示出强烈的碳化硅特征，其中12个物体在25微米处显示出硫化镁发射。在麦哲伦星云中，碳化硅光谱的高百分比并不常见。两个物体显示出一个宽带，这可能是由于氢化的非晶碳和弱的低激发原子线。这些星云很可能非常年轻。其余八个星云的光谱主要是由尘埃热辐射引起的具有弱连续谱的精细结构谱线的发射，尽管在少数情况下光谱中的信噪比很低，并且可能没有检测到弱尘埃特征。
2009-05-07 astro-ph.SR
Central stars of planetary nebulae: The white dwarf connection
本文着重于中心星和白矮星之间的过渡阶段，即有效温度范围为100，000 - 200，000 K的物体。我们把我们的评论局限于缺氢星，因为常见的富氢天体是齐格勒等人论文的主题。我们解决了PG 1159恒星和[WC]中心恒星中声称的缺铁问题。在PG 1159星中发现的新的Ne VII和Ne VIII谱线表明，用于[WCE]星光谱分类的O VII和O VIII谱线的识别是错误的。然后，我们提出了两个不同的后AGB的H-缺乏星的基础上，丰富的分析的O（He）星和热DO白矮星KPD 0005 +5106的演化序列的证据。最后，我们报告的H-缺乏后超级AGB演化序列的证据所代表的最热的已知，碳/氧-大气层白矮星H1504+65和最近发现的碳-大气层“热DQ”白矮星。
2011-09-12 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Evolved Stars
本章回顾了ngVLA对理解中低质量恒星演化后期阶段的一些预期贡献，包括渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星和前行星状星云。这类天体代表了像太阳这样的恒星的最终命运，它们失去的恒星物质对星系的化学富集有很大的贡献。本章讨论的主题包括无线电光球的连续成像，在热和非热线的拱星信封的研究，以及使用无线电波长诊断的过渡阶段的调查从AGB行星状星云。作者感谢进化之星社区成员对本章内容的贡献。
2018-10-15 astro-ph.SR
Self-enrichment in Globular Clusters: the extreme He-rich population of NGC 2808
在银河系球状星团（GC）中发现第一个多种群后的近几十年里，关于它们形成的争论仍然非常流行，NGC 2808仍然是测试它们起源和演化的最佳基准之一。在这项工作中，我们专注于化学成分的恒星属于极端氦丰富的人口居住的恒星最极端的丰度镁，铝，钠，O和硅。我们检查了最近的措施是否与$6.5-8~M_{\odot}$的恒星的AGB收益率一致。这些恒星在40-60百万年的时间尺度上演化，并喷射出强烈富含氦的物质，这是由于在核心氦燃烧阶段之后，表面对流区深入到CNO核合成所触及的区域。由于大质量恒星的AGB相的最大未知数是质量损失，我们提出了一种新的方法，考虑到辐射压力对尘埃粒子的影响。我们表明，这种更现实的描述是能够重现观察到的镁，铝，钠和硅在这些极端的恒星丰度。氧丰度的大范围扩散是通过在RGB阶段调用深度混合来解释的。一旦获得NGC 2808主序星的氧测量结果，就有可能检验这一工作假设。
2018-07-02 astro-ph.SR
Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds - II. Analytical approximations with application to BD+30$^\circ$3639
行星状星云BD+30 $^\circ$ 3639的第一个高分辨率X射线光谱学允许以前所未有的细节研究行星状星云的X射线发射“热泡”（HB）。我们调查（一）如何诊断线的比例是由HB的热结构和化学配置文件的影响，（二）如果HB的BD+30 $^\circ$ 3639的化学成分是一致的H-穷人（H为氢）组成的恒星光球，以及（iii）如果富H星云物质已被添加到这个HB蒸发。我们应用一个分析，一维模型的风吹的高温超导体的温度和密度分布的基础上自相似的解决方案，包括热传导。我们构建了具有化学分层的热传导高分子结构。X射线发射是使用Chianti代码计算的。我们的HB模型被用来重新分析BD+30 $^\circ$ 3639的高分辨率X射线谱。我们的模型再现所观察到的线比比单电子温度的等离子体更好。所有的温度和丰度敏感的线比率与BD+30 $^\circ$ 3639 X射线观测结果一致：（i）中性H的中间柱密度，$N_{\rm H} = 0.20_{-0.10}^{+0.05}\times\!10^{22}\rm\ cm^{-2}$，（ii）${T_{\rm X} = 1.8\pm 0.1~ }$ MK的特征HB X射线温度，以及（iii）非常高的氖质量分数，约为0.05，几乎与氧一样高。对于较低的$N_{\rm H}$值，我们不能排除BD+30 $^\circ$ 3639的HB包含少量蒸发（或混…
2018-09-27 astro-ph.SR
Can solid body destruction explain abundance discrepancies in planetary nebulae?
在行星状星云中，来自光学复合线的氧和其他重元素的丰度系统地高于来自碰撞激发线的丰度。我们调查的假设，固体的破坏可能会产生口袋的冷，高金属含量的气体，可以解释这些丰度的差异。在最大效率的辐射烧蚀的假设下，我们推导出两个基本的约束，固体必须满足，以使它们的蒸发在行星状星云阶段应产生足够高的气相金属丰度。局部约束意味着天体必须大于几十米，而全局约束意味着固体水库的总质量必须超过太阳质量的百分之几。这一质量大大超过了任何彗星或大碎片粒子的质量，这些粒子预计将被发现绕着演化的低质量到中等质量的恒星运行。因此，我们的结论是，同时期的固体破坏不能解释行星状星云中观测到的丰度差异。然而，类似的论点适用于升华的固体机构在前面的渐近巨星分支（AGB）阶段不导致这样一个明确的结论。在这种情况下，所需的挥发性固体储存量仅为太阳质量的万分之一，这与在太阳型恒星周围观察到的最大质量的碎片盘相当，这意味着这种机制可能会导致至少一些行星状星云的丰度差异，只要高金属含量气体的混合效率低下。
2010-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Massive Binary Stars and Self-Enrichment of Globular Clusters
球状星团包含许多恒星，其表面丰度模式表明氢燃烧产物的贡献，如钠和氧，镁和铝的反相关元素丰度。多代恒星可以解释这种现象，第二代恒星是由原始气体和第一代恒星喷出物的混合物形成的。我们表明，大质量双星可能是第二代恒星的大部分物质的来源。双星中的质量传递通常是非保守的，喷射出的物质移动得足够慢，以至于它可以留在球状星团内，并为随后的恒星形成提供能量。最近的研究表明，短周期大质量双星比以前认为的要多，因此也有更多的恒星相互作用并喷射出核处理的物质。
2013-02-04 astro-ph.SR
The infrared [WC] stars
许多晚[WC]星具有独特的红外特性，在非[WC]行星状星云中找不到，它们共同定义了一类IR-[WC]星。它们有不寻常的红外光谱颜色，类似于AGB后最早期的恒星演化，可能与PAH的形成有关。大多数或全部显示出双重化学，既有中性（分子）富氧区，又有内部富碳区。它们的致密星云表明了AGB最近的演化，提出了致命的热脉冲（FTP）场景。虽然颜色和恒星特征都预示着快速演化，但这一阶段必须持续10^4年。星云的形态进行了讨论。对于Sgr中的一个物体，其前身质量（1.3太阳质量）是已知的。在低金属丰度系统（LMC，Sgr）中，IR-[WC]星的恒星温度要高得多。这可能是一个扩展的“伪”光球的指示。研究表明，喷出气体的再吸积可能减缓了AGB后的演化，从而延长了IR-[WC]星的寿命。
2022-07-01 astro-ph.SR
Formation of neutron stars via accretion-induced collapse and core-merger-induced collapse inside planetary nebulae from white dwarf binaries
Kyoto University（京都大学）；Henan Academy of Sciences（河南省科学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究行星状星云内氧氖镁白矮星双星通过吸积致坍缩和核心合并致坍缩形成中子星的两种新通道，并预测了中子星-白矮星双星系统的存在。
2026-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae III. The Impact of New Atomic Data on Nebular Selenium and Krypton Abundance Determinations
在几个行星状星云（PNe）中探测到中子（n）俘获元素，为研究低质量恒星的s-过程核合成提供了一种新的手段。然而，由于缺乏原子数据，阻碍了对天体物理星云中反式铁元素丰度的准确测定。最近，光电离和重组数据确定的硒和氪，两个最广泛检测到的n-捕获元素在星云光谱。我们已经将这些新数据合并到光电离代码Cloudy中。为了测试原子数据，计算了15个PNe的数值模型，这些PNe表现出来自多个Kr离子的发射线。我们发现系统的预测和观察到的发射线之间的差异，最有可能造成不准确的光电离和复合数据。通过调整Kr $^+$ -Kr $^{3+}$光电离截面在其引用的不确定性和双电子复合速率系数稍大的数额，这些差异被删除。从网格的模型跨越的物理条件中遇到的PNe，我们推导出新的，广泛适用的电离校正因子（ICF）计算Se和Kr元素丰度的公式。ICF被应用到我们以前的调查近红外[Kr III]和[Se IV]发射线在120 PNe。修正后的Se和Kr丰度比以前的估计值低0.1-0.3倍，平均值为[Se/（O，Ar）]=0.12 $\pm$ 0.27和[Kr/（O，Ar）]=0.82 $\pm$ 0.29，但以前发现的它们的丰度与其他星云和恒星性质之间的相关性不受影响。我们还发现了一种趋势，高速PNe，可以与银河系厚盘表现出更大的S-过程富集比低速PNe属于薄盘人口。
2015-05-05 astro-ph.SR physics.atom-ph
