我们批判性地讨论了双极行星状星云Henize 2-428中心双星系统的最新观测结果。我们发现，两个等质量的简并物体的总质量大于Eschrasekhar极限质量，据说将在不到一个哈勃时间合并，可能导致SN~Ia，提出的解释是有争议的。该假设依赖于He II 5412 A谱线的可变性是由于两个吸收分量的假设。相反，我们认为它可以由中央系统的宽吸收线解释，在中央系统的顶部有一条来自星云的窄发射线。这促使我们研究双星系统是否可以由一颗简并恒星和一颗低质量主序星伴星组成，或者由两颗质量较小的简并天体组成。我们发现，虽然这两种情况下可以解释存在两个对称的宽极小的光变曲线，第二个同意更好的观察。因此，我们认为，声称Henize 2-428提供了观测证据支持SN~Ia的双简并方案是不成熟的。
英文摘要：
We critically discuss the recent observations of the binary system at the center of the bipolar planetary nebula Henize 2-428. We find that the proposed explanation of two equal-mass degenerate objects with a total mass larger than the Chandrasekhar limiting mass that supposedly will merge in less than a Hubble time, possibly leading to a SN~Ia, is controversial. This hypothesis relies on the assumption that the variability of the He II 5412A spectral line is due to two absorption components. Instead, we propose that it can be accounted for by a broad absorption line from the central system on top of which there is a narrow emission line from the nebula. This prompted us to study if the binary system can be made of a degenerate star and a low-mass main sequence companion, or of two degenerate objects of smaller mass. We find that although both scenarios can account for the existence of two symmetric broad minima in the light curve, the second one agrees better with observations. We thus argue that the claim that Henize 2-428 provides observational evidence supporting the double-degenerate scenario for SN~Ia is premature.
The double-degenerate, super-Chandrasekhar nucleus of the planetary nebula Henize 2-428
行星状星云（PN）阶段是质量为1到8个太阳质量（M $_\odot$）的恒星的最终命运。虽然已经提出了一些涉及二元相互作用的机制，但对其复杂形态的起源知之甚少。在密近双星系统中，当主星在渐近巨星分支（AGB）阶段膨胀时，轨道间隔足够短，足以填满其洛希瓣。多余的物质最终形成了一个共同的信封（CE）周围的两颗恒星。然后，拖曳力将导致包络被弹出到赤道与系统轨道平面重合的双极PN中。两颗恒星都喷射出它们的包层并向白矮星（WD）阶段演化的系统被称为双简并星。在这里，我们报告说，Henize 2-428有一个双简并的核心与一个合并的质量明确地高于1.4 M $_\odot$的Escherasekhar限制。根据其短的轨道周期（4.2小时）和总质量（1.76 M $_\odot$），该系统应该在7亿年内合并，引发Ia型超新星（SN Ia）事件。这一发现支持了Ia超新星形成的双简并、超钱德拉塞卡进化通道。
行星状星云（PNE）是由恒星演化产生的最壮观的天体之一，但它们的祖先的确切身份从未被确定为一个大的和均匀的观测样本。通过对大麦云中PNe的光谱星表与其下恒星星族的空间分辨年龄分布的统计比较，研究了PNe与其祖先恒星之间的关系.我们发现，大多数PN祖细胞在LMC的主序列寿命在一个狭窄的范围内5和8 Gyr之间，这对应于1.2和1.0 M $_{\odot}$之间的质量，并产生PNe，最后$26^{+6}_{-7}$ ~kyr的平均。我们试探性地发现了PN祖细胞的第二个群体，其主序列寿命在35和800~Myr之间，即，质量在8.2和2.1 M $_{\odot}$之间，平均PN寿命为$11^{+6}_{-7}$ kyr。这两个不同的和不相交的祖细胞群体强烈建议存在至少两个物理上不同的形成通道PNE。我们的PN寿命和祖质量的测定有影响的背景下，恒星演化模型的理解PNE，旋转，磁场，和二进制可以发挥的作用，在PN形态的塑造。
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
A Planetary Nebula from a 5.7 $M_{\odot}$ Progenitor in a 90 Myr M31 Star Cluster
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
The kinematics of the nebular shells around low mass progenitors of PNe with low metallicity
我们分析了26个行星状星云（PNe）的内部运动学与低金属丰度，似乎来自最低质量的祖星，包括晕PN人口。基于从圣佩德罗·马蒂尔PNe运动学目录（López et al. 2012）中绘制的空间分辨长缝中阶梯光栅光谱，我们根据迄今为止用于此目的的最大样本测量其全球膨胀速度来表征这些PNe的运动学。我们发现运动学，遵循在其他研究中观察到和预测的趋势，但也发现，大多数的PNe研究在这里往往有膨胀速度小于20公里/秒，在所有考虑的发射线。我们在这个具有低质量祖先的低金属丰度行星状星云样本中观察到的低膨胀速度很可能是微弱的中央星风驱动星云壳运动学的结果。这项研究补充了以前的结果（Pereyra等人，2013年，以及其中的参考文献），这些结果将PN壳的膨胀速度与中心恒星的特征联系起来。
Observations and three-dimensional ionization structure of the planetary nebula SuWt 2
行星状星云SuWt 2（PN G311.0+02.4）是一个不寻常的天体，有一个突出的、倾斜的中央发射椭圆和暗淡的两极延伸。它有两颗A型恒星，位于中心的一个已被证明的双星系统中。然而，来自这两颗中心恒星的辐射太软，无法覆盖周围的物质，导致迄今为止对电离源的搜索毫无结果。这样的一个源显然是必需的，并且已经通过观察到的A型恒星质心速度的时间变化推断出它的存在。此外，喷射出的星云富含氮，这引发了关于可能的中等质量祖先的质量损失过程的问题。我们利用光学积分场光谱学来研究星云内环的发射谱线。这使我们能够进行经验分析的光学碰撞激发线，连同一个完整的三维光电离建模。我们的经验结果被用来约束的光电离模型，这决定了负责的电离源和它可能的祖先的进化阶段。富氢模式大气演化轨迹的时间尺度与环的动力学年龄不一致。这表明中央恒星经历了一个非常晚的热脉冲。我们的结论是，这颗电离星可能是缺氢的，与PG 1159型恒星相容。非常晚期热脉冲模型的演化轨迹表明，中心恒星质量为~ 0.64 M ${}_{\odot}$，起源于~ 3 M ${}_{\odot}$的祖先。演化的时间尺度表明，中央恒星在大约25，000年前离开了渐近巨星分支，这与星云的年龄一致。
Non-LTE time-dependent spectroscopic modelling of type II-plateau supernovae from the photospheric to the nebular phase: case study for 15 and 25Msun progenitor stars
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XVIII. The reliability of stellar and wind parameter determinations from spectral analysis of selected central stars of planetary nebulae and the possibility of single-star SN Ia progenitors
Appraising the Necklace: A post-common-envelope carbon dwarf inside an apparently carbon-poor planetary nebula
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；GRANTECAN（格兰特坎）；Instituto de Astronomía (IA), Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Ciencias Físicas (ICF), Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学物理科学研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
Observations and Spectral Modelling of the Narrow-Lined Type Ic SN 2017ein
SN 2017 ein是一个窄线的Ic型SN，在超新星爆发前的图像中，它与螺旋星系NGC 3938的表面上的点状源共享一个位置，使SN 2017 ein成为第一个可信的Ic型祖先探测器。文献中的结果表明，这个点状源很可能是60-80 M $_{\odot}$的大质量祖先，这取决于源是双星、单星还是致密星团。使用新的光度和光谱数据收集了200天，包括几个星云光谱，我们生成一个一致的模型，涵盖光球和星云阶段使用蒙特卡罗辐射传输代码。光球相位模型发现，喷出的质量为1.2-2.0 M $_{\odot}$，$E_\mathrm{k}$为$\sim(0.9 \pm0.2)\times 10^{51}$ erg，从星云光谱中发现的$^{-1}$低于5000 km/s的物质约为1 M $_{\odot}$。光球和星云相位模型都表明$^{56}$ Ni的质量为0.08-0.1 M $_{\odot}$。模拟星云光谱中的[ \OI ]发射特征表明，最里面的喷出物是不对称的。模拟结果支持16-20 M $_{\odot}$的低质量祖先，这与超新星前衍生的高质量祖先不一致。这种矛盾可能是由于前超新星源不代表实际的祖先。
Observations of the planetary nebula RWT 152 with OSIRIS/GTC
RWT 152是少数几个已知的行星状星云之一，其中心恒星是sdO。我们提出了亚角秒红色可调谐滤波器Halpha成像和中等分辨率，长缝光谱的RWT 152获得与OSIRIS/GTC的目的是分析其属性。这张Halalpha图像显示了一个双极星云，有一个明亮的赤道区域和主叶中的多个气泡。一个微弱的圆形光晕围绕着主星云。星云光谱显示出一个非常低激发态的星云，有来自H^+、He^+和双电离金属的微弱发射线，除了极微弱的[NII]6584发射线外，没有来自中性和单电离金属的发射线。如果RWT 152是一个密度受限的行星状星云，那么这些光谱就可以得到解释。在RWT 152中获得了低的S、O、Ar、N和Ne的星云化学丰度，这与导出的高特有速度（$\sim$ 92-131 km s $^{-1}$）一起表明该天体是一个晕行星状星云。现有数据与RWT 152一致，RWT 152是从在贫金属环境中形成的低质量前体（$\sim$ 1 M $_{\odot}$）演变而来的。
Optical and near-infrared nebular-phase spectroscopy of SN 2024ggi: constraints on the structure of the inner ejecta, progenitor mass, and dust
Millennium Institute of Astrophysics MAS（天体物理学千年研究所）；Gemini Observatory, NSF's National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（Gemini 天文台，美国国家光学红外天文研究实验室）
Near-infrared spectral evolution of the Type Ia supernova 2014J in the nebular phase: implications for the progenitor system
SN 2014 J是数十年来最接近的Ia型超新星，除了燃烧产物分布外，它还提供了一个独特的机会，可以详细研究祖先系统和爆炸机制的观测特征。我们提出了一个晚的时间近红外光谱系列Gemini-N在$307-466$天后爆炸。在$H$带演化之后，探测放射性铁族元素的分布、混合的程度以及膨胀喷出物中磁场的存在。比较孤立的$1.6440$ $μ$ m [Fe II]发射线与合成模型显示出一致性，与一颗$ρ_c=0.7\times10^9$ g cm ${}^{-3}$质量的白矮星经历延迟爆轰。相邻的$1.54$ $μ$ m发射特征中的通量与$1.6440$ $μ$ m特征中的通量的比率显示了在中心区域中稳定的和放射性的铁族元素的一些有限混合的证据。此外，$1.6440$ $μ$ m线的演变显示出有趣的不对称性。当测量线宽的这一功能，数据显示的合成光谱，对应于$\approx1{,}000$公里秒${}^{-1}$，这可能是由一个本地化的过渡到爆炸产生不对称电离的喷出物的演变中看不到的线宽增加。利用不同时期之间的宽度差异，中心区域的不对称分量（大约对应于白矮星质量的内部$2\times10^{-4}$）表明初始爆炸的偏心点火，因此运动中心与化学中心的点火。其他几个模型的调查，包括他爆炸和合并，有困难再现这些光谱的功能。
