ALMA CO Observations of Supernova Remnant N63A in the Large Magellanic Cloud: Discovery of Dense Molecular Clouds Embedded within Shock-Ionized and Photoionized Nebulae
利用ALMA和ASTE对大麦哲伦星云N63 A超新星遗迹进行了新的$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，3-2）观测。我们发现三个巨大的分子云朝着东北，东部，和附近的SNR的中心。使用ALMA数据，我们空间分辨cluerous分子云嵌入光学星云中的冲击电离和光电离叶发现以前的H $α$和[S II]观测。分子云的总质量对于冲击电离区是$\sim$ $800$ $M_{\odot}$，对于光电离区是$\sim$ $1700$ $M_{\odot}$。空间分辨X射线光谱显示，朝向分子云的吸收柱密度为$\sim$ $1.5$ - $6.0\times10^{21}$ cm $^{-2}$，其为每个区域的平均星际质子柱密度的$\sim$ $1.5$ - $15$倍。这意味着X射线不仅在分子云后面产生，而且在它们前面产生。我们的结论是，密集的分子云已被完全吞没的冲击波，但仍然幸存下来的侵蚀，由于其高密度和短的相互作用时间。除了热等离子体成分外，吸收幂律或高温等离子体模型很好地解释了朝向气体团簇的X射线光谱，这意味着激波-云相互作用通过激波电离和磁场放大有效地工作于这两种情况。如果强子γ射线在GeV波段占主导地位，宇宙射线质子的总能量计算为$\sim$ $0.3$ - $1.4\times10^{49}$ erg，估计的ISM质子密度为$\sim$ $190\pm90$ cm $^{-3}…
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The curious conundrum regarding sulfur and oxygen abundances in planetary nebulae
我们仔细考虑了行星状星云中硫丰度异常的许多解释。没有一个理由似乎是令人满意的，我们认为，最终的解释很可能是一个迄今为止尚未确定的星云气体的功能，显着影响硫电离校正因子。
2011-09-12 astro-ph.GA
On the computation of interstellar extinction in photoionized nebulae
本研究针对UO22对GR22行星状星云消光计算的质疑开展测试，证实GR22采用标准等离子体条件引入的误差在不确定度内，UO22高估了5个星云的消光，同时指出PPAP方法应用中需合理选择H I谱线并验证结果合理性。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Planetary nebulae in the inner Milky Way: new abundances
对内盘和核球中行星状星云的研究提供了有关He、N、O、Ar、Ne等元素的化学丰度及其演化的重要信息，这些信息与中等质量恒星的演化和银河系的化学演化有关。我们提出了准确的丰度元素的He，N，S，O，Ar，和Ne的样本的54个行星状星云位于朝向凸起的银河系，其中33个的丰度推导的第一次。丰度是根据国家天体物理实验室（LNA，巴西）在光学领域的观测得出的。数据显示出良好的协议与文献中的其他结果，在这个意义上说，丰度的分布是类似的那些作品。
2010-03-01 astro-ph.GA
Radial abundance gradients from planetary nebulae at different distances from the galactic plane
本文研究了距银道面不同距离的行星状星云O/H丰度梯度的变化。特别是，我们确定的丰度梯度在不同的高度从平面，以调查可能的梯度反转的对象在更大的距离从平面。我们考虑一个大样本的PN与已知的距离，使相对于银道面的高度可以推导出来，和准确的丰度，使梯度可以确定。
2015-05-28 astro-ph.GA
Abundances of Disk Planetary Nebulae in M31 and the Radial Oxygen Gradient
我们获得了M31星盘中16个行星状星云的光谱，并测定了He、N、O、Ne、S和Ar的丰度。在这里，我们提出的中位数丰度，并将它们与以前的M31 PN磁盘测量和PNE在银河系。我们还推导出了M31中的径向氧梯度，即使考虑到M31较大的盘尺度长度，它也比银河系中的径向氧梯度要浅。
2011-09-13 astro-ph.GA
Symmetric vs. asymmetric planetary nebulae: morphology and chemical abundances
我们分析了大量的银河系行星状星云的化学成分和形态。最近的形态分类系统，并考虑了几个元素，即He，N，O，S，Ar，Ne和C，以调查这些元素和不同的PN类型的相关性。特别强调对称星云（圆形或椭圆形）和呈现某种程度不对称的星云（双极或双极核心天体）之间的区别。的结果进行了比较与以前的研究结果都PN在银河系和麦哲伦云。
2010-09-28 astro-ph.GA
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge: new abundances of older objects
鉴于行星状星云的性质，它们的寿命非常短，迄今为止得出的化学丰度有一个自然的偏向，有利于年轻的天体。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样本的老PNE位于银河系的隆起，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，包括更老，更弱的物体，这些物体位于行星状星云光度函数（PNLF）的暗端。结果表明，我们的样品的丰度低于我们以前的工作。此外，星系核球的平均丰度并不遵循观测到的径向丰度梯度的趋势。这些结果与我们小组最近开发的银河系化学演化模型一致。
2011-09-27 astro-ph.GA
Neon, sulphur and argon abundances of planetary nebulae in the sub-solar metallicity Galactic anti-centre
来自行星状星云发射的丰度表明，银河系盘内的金属丰度梯度的存在，直到银河系中心距离~10 kpc，这与不同类型的来源，包括H II区和年轻的B型星的研究结果一致。这些丰度的径向依赖性进一步从银河系中心是有争议的。我们的目标是从朝向银河系反中心的行星状星云样本中获得氖、硫和氩的丰度，这些丰度代表了形成它们的云的丰度，因为它们在整个恒星演化过程中保持不变。然后，我们的目标是将这些值与来自银河系其他地方的类似分析数据进行比较，以观察丰度梯度是否在银河系外围继续。我们用斯皮策红外光谱仪观测了23个行星状星云，它们的银河系中心距离为8-21千秒差距。丰度计算从红外发射线，我们观察到的主要电离状态的氖，硫和氩，这是受消光和温度测量或波动的不确定性的行星状星云内的影响很小。我们补充了这些意见与其他文献中的光学研究，以减少或避免需要的电离校正因子的丰度计算。我们在银河系反中心的行星状星云样本的总体丰度低于太阳附近的样本。这些恒星的氖、硫和氩的丰度与从太阳附近到银河系中心距离约20 kpc的金属丰度梯度一致，尽管数据中的分散程度不同。
2017-12-23 astro-ph.GA
Abundance scaling in stars, nebulae and galaxies
我们提出了一个新的基础上缩放的总金属丰度星云光电离模型，广泛的银河系恒星丰度数据的基础上，以取代通常用于分析的HII地区的统一缩放。我们的目标是提供一个单一的缩放方法和本地丰富的参考标准，用于星云建模及其关键输入，恒星大气和演化轨道模型。我们引入了一个参数富集因子，zeta，来描述原子丰度如何与总丰度成比例，并允许基于不同参考元素（通常是氧或铁）的尺度之间的简单转换。模型和参数描述提供了一个比简单的统一丰度比例更实际的方法。在适当的参数下，本文所描述的方法可以应用于银河系中的HII区域、本地宇宙中的大星系和矮星系、活动星系核（AGN）以及高红移的恒星形成区域。
2016-12-12 astro-ph.GA
A Catalogue of Planetary Nebulae Chemical Abundances in the Galactic Bulge
该研究利用甚大望远镜FORS2光谱，测定了银河系核球124个行星状星云的化学丰度，其中34个为首次测定，新增约14%样本，数据经验证稳健可靠，是目前最大的高质量核球PNe丰度独立数据集。
2023-11-03 astro-ph.GA
Chlorine and Sulfur in Nearby Planetary Nebulae and H II Regions
我们推导出氯丰度的样本附近的行星状星云（PNe）和H II地区，有一些最好的可用光谱。我们使用一个几乎均匀的程序，以获得在每个对象的丰度，并发现Cl/H丰度比显示类似的值在H II区和PNe。这支持了我们先前的解释，即我们在H II区域发现的氧丰度不足是由于它们的氧原子耗尽成有机耐火粉尘成分。对于其他元素，电离校正因子在其导出的丰度中引入的偏差可能非常重要，正如我们在这里使用光电离模型对硫进行说明的那样。即使对于低电离PNe，导出的硫丰度也可以比实际的低0.3 dex，并且发现与具有类似S/H的H II区域导出的丰度的差异可以达到0.4 dex。
2011-09-09 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31) V. Chemical enrichment of the thin and thicker discs of Andromeda. Oxygen to argon abundance ratios for planetary nebulae and H II regions
我们使用低内部消光（祖先年龄>4.5 Gyr）和高消光（祖先年龄<2.5 Gyr）行星状星云（PNe）以及H II区的氧和氩丰度，来限制M31薄盘和厚盘的化学富集和恒星形成效率。氩元素在Ia型超新星（SNe）中产生的比例大于氧。我们发现，平均log（O/Ar）值的PNe作为其氩丰度的函数，12 + log（Ar/H），跟踪星际物质（ISM）的条件下，在M31盘PN祖先的诞生。因此，在恒星的[α/Fe]与[Fe/H]分布中编码的化学富集和恒星形成效率信息也被印在不同恒星演化阶段的星云发射的氧氩丰度比log（O/Ar）与氩丰度中。我们建议使用log（O/Ar）vs.（12 + log（Ar/H））分布来约束薄和厚的M31盘中的母恒星星族的恒星形成历史。对于内侧M31盘（R_{GC} < 14 kpc），化学演化模型将平均log（O/Ar）值再现为高消光和低消光PNe的氩丰度的函数，需要在富气（湿）卫星合并期间金属贫气的第二次下降。在M31中，薄盘较年轻，径向延伸较少，以更高的恒星形成效率形成恒星，并且比更延伸，更厚的盘具有更快的化学富集时间尺度。M31中的薄盘和厚盘都达到类似的高氩丰度（12 + log（Ar/H））~ 6.7。因此，M31中薄/厚盘的化学和结构性质与银河系薄盘和厚盘的化学和结构性质明显不同。
2022-08-03 astro-ph.GA
Planetary nebulae abundances and stellar evolution II
背景：近年来，对行星状星云的中红外和远红外光谱进行了分析，得出了更准确的丰度。可以预期，这些更好的丰度导致更好地了解这些对象的演变。目的：将观测到的行星状星云的丰度与Karakas（2003）的模型预测的丰度进行比较，以预测所使用的各种PNe的前身质量。比较中包括PNe的形态。由于中心恒星在演化过程中起着重要作用，预计这种比较将产生有关它们的更多信息。方法：首先讨论氮/氧比与氦/氢比的关系。通过与Karakas模型的比较，可以找到每个PNe的祖细胞质量。然后用两种方法确定中心恒星的当前光度：第一种方法是计算中心恒星的有效温度和半径，第二种方法是由氢和氦谱线计算星云的光度。这个光度也是初始质量的函数，因此可以比较这两个初始质量值。结果：7个双极星云中有6个可以被确定为高质量恒星（4 Msun-6 Msun）的后代，而第7个尚不明确。大多数椭圆PNe的中心恒星是从低初始质量恒星下降的，尽管有一些警告进行了讨论。没有观测证据表明具有高碳/氧比的中心恒星质量更高。与Karakas模型的丰度比较所提供的证据与HR图相一致。在讨论过程中，我们展示了如何将“光学薄”星云与“光学厚”星云区分开来。
2010-05-17 astro-ph.GA
Ionized gaseous nebulae chemical abundance determination using the direct method
在本教程中，它是解释的程序来分析由大质量恒星形成电离星云产生的光学发射线光谱。特别是，它描述了用于获得物理性质，如电子密度和温度，以及离子丰度的最具代表性的元素，其发射线是存在于光谱的方法。本教程的重点是直接方法，基于电子温度的测量，推导出丰度，给定的电离和电离气体的热平衡是由金属丰度占主导地位。文中还给出了由某些离子的丰度计算总丰度的电离校正因子。最后，介绍了几种求丰度的强线方法。当无法得出温度估计值时使用这些方法，但如果对它们进行校准，则可以与直接方法一致。
2020-06-30 astro-ph.GA
C/O Abundance Ratios and Dust Features in Galactic Planetary Nebulae
在银河系行星状星云（PNe）中发现的铁损耗因子跨越两个数量级，表明不同天体的颗粒形成和破坏过程存在差异。在这里，我们探讨铁的亏损，红外尘埃的功能，和C/O丰度比在银河系PNE样本之间的关系。我们发现，那些对象与C/O < 1显示出的趋势，增加的C/O值的消耗，而PNe与C/O > 1打破了这一趋势，并涵盖所有的消耗范围。大多数具有C/O < 1的PNe显示硅酸盐特征，但一些具有富C特征的PNe具有C/O < 1，这可能反映了与C/O推导相关的不确定性。多环芳烃分布在整个范围内的铁消耗和C/O值。
2011-09-09 astro-ph.GA
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy II: HH204
利用甚大望远镜（VLT）阶梯光栅光谱和哈勃空间望远镜（\textit{HST}）成像，分析了光电离的赫比格-哈罗天体HH~204的物理条件、化学成分等性质。我们从背景星云的发射中分离出HH~204的高速发射，并研究了HH天体物理条件和离子丰度的亚弧秒分布。我们发现，低和中等电离辐射完全来自气体在光电离平衡温度，而弱的高电离辐射HH~204显示出显着的贡献，从更高的温度冲击激发气体。分别计算了HH~204的离子丰度、猎户座星云的发射和较暗的弥散蓝层，结果表明：HH~204中O的$^{+}$丰度与基于碰撞激发线（CEL）的$^{2+}$丰度一致，而O的$^{2+}$丰度很低，氧丰度差异为零。HH~204中的Ni和Fe离子丰度具有类似的电离和耗尽模式，由于弓形激波中的尘埃破坏，总丰度比猎户座星云的其他部分高出3.5倍。我们发现，未能解决我们的光谱中的运动学分量将导致显着的错误，在确定化学丰度（例如，40%低估O），主要是由于不正确的估计的电子密度。
2021-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Curious Conundrum Regarding Sulfur Abundances In Planetary Nebulae
从行星状星云的光发射谱线测量和电离校正因子得出的硫丰度系统地低于对物体金属丰度的预期。我们仔细考虑了对这种“硫异常”的各种解释，包括：（1）硫缺乏的大小与星云和中央恒星的许多性质之间的相关性;（2）电离校正因子，它对未观测到的离子的校正不足;（3）双电子复合对硫电离平衡的影响;（4）S被隔离到尘埃和/或分子中;（5）AGB星对S的过度破坏或O的过度产生。除了第二种情况外，似乎所有情况都可以排除。然而，我们发现的证据表明，当使用直接由红外测量确定的S^+3丰度来代替常规的硫电离校正因子时，硫赤字通常会减少，但不会消除。我们初步得出结论，硫异常是由于通常使用的ICF无法正确校正电离级高于S^+2的粒子数而引起的。
2012-02-07 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition
在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。
2011-01-17 astro-ph.GA
Reduce, Reuse, Recycle: Planetary Nebulae as Green Galactic Citizens
我们回顾了PNe中的气相丰度，并描述了它们作为原始祖先金属丰度档案的双重效用，以及恒星演化过程中核合成的加工材料来源，即，C、N和S进程元素。我们描述了PN谱的分析，以获得丰度，并讨论了在每一步中不同的选择所产生的差异。从不同的研究小组的银河系和麦哲伦云的abbestival结果，观测结果进行了比较与理论预测的AGB恒星产量。最后，我们提出了需要更多工作来提高我们确定PNE丰度的能力的领域。
2011-09-12 astro-ph.GA
Deriving model-based T$_e$-consistent chemical abundances in ionised gaseous nebulae
利用光学碰撞激发发射谱线研究了大质量恒星电离的气体星云丰度的推导，比较了直接或$T_e$方法与更新的光电离模型网格，该模型涵盖了O/H和N/O丰度和电离参数的广泛输入条件。在一个大样本的编译对象与至少一个极光线的丰度重新推导，后来比较的$χ^2$加权平均丰度的模型。使用这两种方法的O/H和N/O的丰度之间的协议是优秀的，没有额外的假设的几何形状或物理统治的HII地区。虽然非常不准确的模型为基础的O/H时，没有极光线被认为是可以克服的假设O/H，日志$U$，和N/O之间的经验法则来约束所考虑的模型。这样，对于12+log（O/H）$>$ 8.0，获得了优于0.1dex的精密度，与直接法一致。对于非常低的- $Z$，模型给出较高的O/H值和高色散，可能是由于低激发发射线的污染。然而，在这种情况下，极光线通常被很好地检测到。在公开可用的脚本HII-CHI-mistry中使用该过程导致与基于CEL的直接方法一致的微弱/高红移物体中的丰度的推导。
2014-05-05 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
On determining the chemical composition of planetary nebulae
本文综述了测定行星状星云化学组成的方法，涵盖直接丰度测定、光致电离模型拟合、IFU观测及温度涨落等问题，并提及碳足迹。
2023-12-04 astro-ph.GA
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of Galactic Anticenter Planetary Nebulae and the Oxygen Abundance Gradient in the Galactic Disk
我们对位于银河系盘内的41个反中心行星状星云进行了分光光度观测。电子温度和密度，以及化学丰度为他，N，O，Ne，S，Cl和Ar进行了测定。将这些结果纳入我们现有的PN丰度数据库中，得到了124个观测良好的天体样本，这些天体的丰度在银河系中心距离为0.9-21千秒差距。我们进行了详细的回归分析，其中考虑了氧丰度和径向距离的不确定性，以确定整个磁盘的金属丰度梯度为：12+log（O/H）=（9.09+/-.05）-（0.058+/-.006）x Rg，Rg单位为kpc。虽然我们看到了一些证据表明，在大的银河系中心距离梯度变陡，更多的对象对反中心需要进行观察，以确定金属丰度梯度的真实形式。我们没有发现令人信服的证据表明，梯度之间的不同Peimbert类型I和II，也不是氧丰度与银河系平面的垂直距离。我们的梯度与H II区的类似结果一致，但在类似的银河系距离范围内，比Stanghellini和Haywood（2010）最近发表的结果更陡。第二次分析使用PN距离从一个不同的来源意味着一个平坦的梯度，我们认为，我们已经达到了一个混乱的限制，只能解决大大改善距离测量和理解的自然散射氧丰度。最后，考虑到最近发表的化学演化模型的银河系盘表明，调和目前的范围内公布的氧梯度是必要的充分约束参数，如表面密度阈值恒星形成和磁盘形成的特征时间尺度。
2010-09-10 astro-ph.GA
Chemical Abundances of Planetary Nebulae in the Substructures of M31
我们提出的行星状星云（PNe）的深光谱与仙女座星系（M31）的子结构。用OSIRIS光谱仪在10.4 m GTC上获得光谱。七个目标被选中进行观测，三个在北支，四个与巨流有关。在我们的样本中，最远的目标是在M31的外星系流中发现的第一个PN，它的校正银河中心距离大于100 kpc。[O III] 4363极光线在所有目标的光谱中都被很好地检测到，使电子温度测定成为可能。离子丰度的基础上得到的[O III]温度，氦，氮，氧，氖，硫，氩的元素丰度估计。相对较低的N/O和He/H比值以及α-元素丰度比表明，我们的目标PNe可能属于年龄为~ 2Gyr的群体。我们的PN样本，包括目前的七个和Fang等人观察到的前三个，氧的丰度相当均匀。对样品的丰度、空间和运动学性质的研究得出了它们的祖先可能属于同一个恒星星族的诱人结论，这暗示了北支和巨星流具有相同起源的可能性。这可能是由Merrett等人提出的恒星轨道解释的。从位置和运动学上判断，我们强调M32可能是这两个子结构的原因。M32中PNe的深层光谱学将有助于评估这一假设。
2015-11-09 astro-ph.GA
Spectroscopic Observations of Planetary Nebulae in the Northern Spur of M31
我们目前的光谱学的三个行星状星云（PNe）在仙女座星系（M31）的北支获得的双摄谱仪上的5.1米黑尔望远镜在帕洛玛天文台。这些样品是从Merrett等人的观测中选取的。我们的目的是用PNe作为化学丰度的示踪剂来研究M31亚结构的形成。[O III] 4363极光线在两个物体的光谱中被检测到，从而可以确定温度。离子丰度来自所观察到的碰撞激发线，氮，氧，氖以及硫和氩的元素丰度估计。氧和α-元素丰度比之间的相关性进行了研究，使用我们的样品和M31磁盘和隆起PNe的文献。在三个PNE之一中，我们观察到相对较高的氧丰度相比，磁盘样品在M31在类似的银河系距离。三个北支PNe中至少有一个的结果可能与M31北支子结构的可能起源相一致，即北支与南流相连，两个子结构都包含M31卫星星系的潮汐碎片。
2013-07-16 astro-ph.GA
Confirmation of the link between central star binarity and extreme abundance discrepancy factors in planetary nebulae
最近有人注意到，具有近距离双星的行星状星云和高度增强的复合线丰度之间似乎有很强的相关性。我们提出了新的深光谱的7个对象已知有密切的二元中心恒星，并发现重元素丰度来自复合线超过碰撞激发线的5-95倍，其中几个星云之间的最极端的已知丰度差异。这项研究几乎使已知具有双星中心和极端丰度差异的星云数量增加了一倍。对所有测量到复合线丰度的星云的统计分析显示，中央恒星表面化学与星云丰度差异之间没有联系，但双星性与丰度差异之间有明确的联系，丰度差异与星云电子密度之间也有密切关系：所有具有周期小于1.15天的中心联星的星云的丰度差异因子都超过10，电子密度小于$\sim$ 1000 cm $^{-3}$ ;周期较长的双星丰度差异因子小于10，电子密度高得多。我们发现[O~{ \sc ii}]密度诊断线可以被复合激发强烈增强，而[S~{ \sc ii}]线则不能。这些发现强调了这样一种观点，即极端的丰度差异是由中央恒星系统的新星样喷发造成的，发生在共同包层阶段之后不久，这使得氢耗尽，CNONE增强，但不是第三行元素。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time variation of the O/H radial gradient in the galactic disk based on planetary nebulae
关于径向丰度梯度随时间变化的争论，原则上可以通过估算不同年龄的中心星（CSPN）喷出的行星状星云（PN）的径向丰度梯度来解决。在这项工作中，我们考虑了四个样本的CSPN的寿命已估计使用三种不同的方法，并估计这些对象的氧丰度梯度。结果表明，年轻和老年CSPN之间的一些小的差异。较年轻的物体与较老的物体相比具有相似或略高的氧丰度，并且两组的梯度在不确定性范围内相似。因此，O/H径向梯度在所考虑的物体的寿命期间没有明显变化，因此PN梯度预计不会与在较年轻物体中观察到的梯度有很大不同，最近的观测数据似乎支持这一点。
2013-08-08 astro-ph.GA
Abundances in Galactic Bulge planetary nebulae from optical, ultraviolet and infrared observations
铁在行星状星云的高电离环境中会遭受高水平的损耗，这使得直接测定未耗尽的元素铁丰度变得困难。锌不会遭受与铁相同的贫化效应，可以用作替代元素来测量铁丰度，因为在宽范围的金属丰度中存在近似恒定的锌与铁的比率。在本文中，我们报告锌丰度的六个银河系膨胀行星状星云确定的新的观测与ISAAC的甚大望远镜，智利，仪器的退役之前，以及另外三个基于文献观测。本文介绍了行星状星云样品的UVES数据，并已用于计算各种元素和离子的丰度、温度和密度。从UVES数据得到的丰度与文献结果吻合得很好。[Zn根据ISAAC的观测结果，[O/H]一般是太阳下的，而[O/Zn]则与太阳一致或相对富集。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Helium abundances and its radial gradient from the spectra of HII regions and ring nebulae of the Milky Way
我们确定的径向丰度梯度的氦盘的银河系从公布的光谱的19个$\text{H}\thinspace \text{II}$地区和环状星云周围的大质量O星。我们考虑{ \it盖亚} DR 2星系的松弛和确定的物理条件和离子丰度的He $^{+}$在一个均匀的方式，使用3和10之间的$\text{He}\thinspace \text{I}$重组线在每个对象的银河中心距离。我们用四种不同的ICF（He）方案估算了星云的He总丰度及其径向丰度梯度。梯度的斜率总是负的，弱依赖于ICF（He）方案，特别是当只考虑log（$η$）$<$ 0.9的对象。斜率值从$-$ 0.0078到$-$ 0.0044 dex kpc $^{-1}$，与银河系化学演化模型和盘星系化学动力学模拟的预测一致。最后，我们估计了银河系WR星周围环状星云样品中He，O和N的丰度偏差，发现在三个恒星喷出物环状星云中He的过剩丰度约为+0.24 $\pm$ 0.11 dex。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gaseous abundances in planetary nebulae: What have we learned in the past five years?
大约50年前，在国际天文学联合会第一届行星状星云研讨会的会议记录中，劳伦斯·H·Aller和Stanley J. Czyzak说：“确定行星状星云和其他气态星云的化学成分是天体物理学中最令人恼火的问题之一。虽然近年来情况有了很大改善，但许多重要问题仍然悬而未决，新的问题已经到达该领域，这仍然是一个活跃的研究领域。在这里，我将回顾一些有关的主要方面，在过去的五年中，自上次国际天文学联合会关于PNE的研讨会的PNE的气体丰度的测定和一些相关的结果。
2017-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in Galactic planetary nebulae from faint emission lines
深度分光光度学已被证明是一个基本的工具，以提高我们对行星状星云的化学成分的知识。随着安装在最大的地面望远镜上的非常高效的摄谱仪的到来，已经获得了出色的光谱。这些数据是必不可少的约束国家的最先进的核合成模型在渐近巨星分支恒星，并在一般情况下，了解我们的银河系的化学演化。本文综述了近年来基于甚深紫外光谱观测到的微弱发射线资料对行星状星云电离气体化学组成的研究进展。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
Extragalactic Planetary Nebulae (xPNe). Chemical evolution and assembly histories of nearby galaxies using Oxygen and Argon abundances. From the local universe to cosmic dawn
ESO, Garching Germany（欧洲南方天文台）；MPE, Garching, Germany（马克斯·普朗克地外物理研究所）；AIP, Potsdam, Germany（阿基米德天体物理研究所）；CAR, Univ. Hertfordshire, UK（赫特福德大学）；FINCA, Turku, Finland（图尔库天体物理中心）；LMU, Germany（慕尼黑大学）
利用 extragalactic planetary nebulae (xPNe) 的氧和氩丰度研究邻近星系的化学演化和组装历史，探索本地宇宙到宇宙黎明时期的星系形成与演化过程。
2026-01-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Close binary central stars and the abundance discrepancy - new extreme objects
最近的工作（Corradi et al. 2015，Jones et al. 2016）表明，极端丰度差异的现象，即复合线丰度超过碰撞激发线丰度的10倍或更多，似乎与具有近距离双星的行星状星云密切相关。为了进一步研究，我们已经获得了一个样本的星云与已知的近距离双星的光谱，使用FORS 2的VLT，我们已经发现了几个新的极端丰度差异对象。我们没有发现任何非极端的差异，这表明很大一部分星云的近距离双星中心恒星也有一个极端的丰度差异。
2016-12-07 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
Planetary nebulae in the inner Milky Way
根据LNA（巴西）的观测结果，得出了位于银河系凸出部的行星状星云的新丰度。我们提出了准确的丰度的元素，他，N，S，O，Ar，和Ne的56 PNE位于朝向银河系的隆起。数据显示出良好的协议与其他结果在文献中，在这个意义上的丰度分布是类似的那些作品。从统计分析中，我们可以建议在2.2千秒差距的中间质量人口的凸起磁盘接口，因此标记的凸起和磁盘的内边界的外边界。
2009-12-10 astro-ph.GA 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
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
The impact of strong recombination on temperature determination in planetary nebulae
从光学复合线和碰撞激发线确定的化学丰度的长期差异提出了我们对原子物理学的理解的问题，以及在确定天体物理星云的物理条件和化学丰度时所做的假设。在这里，我们研究的重组的贡献[O III] 4363和线比[O III] 4363/4959的有效性作为一个温度诊断行星状星云与高丰度的差异。我们推导出了[O III] 4363的复合系数的拟合，该拟合考虑了辐射复合和双电子复合，电子温度为200至30，000 K。通过从观测到的总通量中减去碰撞贡献，我们估计了[O III] 4363对行星状星云Abell 46和NGC 6778的复合贡献。我们发现[O III] 4363中估计的复合贡献的空间分布遵循O II 4649复合线的空间分布，两者都在星云的中心区域达到峰值，特别是在Abell 46的情况下，它具有更高的丰度差异。估计的重组贡献达到70%和40%的总[O III] 4363观测到的流量，Abell 46和NGC 6778，分别。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
C/O abundance ratios, iron depletions, and infrared dust features in Galactic planetary nebulae
我们研究的尘埃存在于56银河系行星状星云（PNE）通过其铁的贫化因子，其C/O丰度比（在51个对象），和尘埃的红外光谱中出现的功能（33个对象）。我们的样本对象具有良好质量的深光学光谱，其中大多数还具有紫外观测。我们使用这些观测结果，以均匀的方式获得所有对象的铁丰度和C/O丰度比。我们编译检测的红外尘埃功能从文献中，我们分析了可用的斯皮策/IRS光谱。大多数PNe具有低于1的C/O比，并且在其红外光谱中显示结晶硅酸盐。具有硅酸盐的PNe具有C/O < 1，除了Cn 1-5之外。大多数具有与富C环境相关的尘埃特征（SiC或通常与MgS相关的30 μm特征）的PNe的C/O $\gtrsim$为0.8。在C/O值的整个范围内检测到多环芳烃，包括6个也显示硅酸盐的物体。所有天体的铁丰度都很低，这意味着它们90%以上的铁原子都沉积在尘埃颗粒中。样品中铁的贫化范围约为两个数量级，并且我们发现具有SiC或红外光谱中30 μm特征的富C天体的贫化因子最高，而具有硅酸盐的富O天体的贫化因子最低。
2014-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two More Bow Shocks and Off-Center Halpha Nebulae Associated with Nova-like Cataclysmic Variables
本文报告发现两颗类新星激变变星LS Peg和ASASJ2054周围的弓形激波与偏心Hα星云，提出其源于恒星与星际气体云偶然相遇并留下光电离复合的斯特龙根区，展示了小型望远镜长曝光探测极低表面亮度星云的能力。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-Capture Element Abundances in Magellanic Cloud Planetary Nebulae
我们目前的近红外光谱的10个行星状星云（PNe）在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（LMC和SMC），收购与消防和GNIRS光谱仪上的6.5米巴德和8.1米双子座南望远镜，分别。我们检测硒和/或氪发射线在这些对象中的8个，第一次检测的n-捕获元素在麦哲伦云PNE。我们的丰度分析表明，大的S-过程富集的Kr（0.6-1.3德克斯），在六个PNE中，它被检测到，和硒富集0.5-0.9德克斯在五个对象。我们还估计上限Rb和Cd在这些对象中的丰度。我们对LMC的丰度结果与假设一致，即在年轻的富气星系中，具有2- 3 M $_{\odot}$祖细胞的PNe在PN光度函数的亮端占主导地位。我们没有发现显着的s-过程富集和其他元素丰度，中心恒星温度，或祖质量之间的相关性，虽然这可能是由于我们的小样本量。我们从我们的光谱中确定了S的丰度，发现大多数天体的[S/H]与[Ar/H]在0.2 dex以内一致，但在某些PNe中比[O/H]低0.2-0.4 dex，这可能是由于O通过第三次疏浚而富集。我们的研究结果表明，n-捕获元素可以检测到PNe属于附近的星系与地面望远镜，允许S-过程富集PN人口与确定的距离进行研究。
2016-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Atomic Data for Trans-Iron Elements and Their Application to Abundance Determinations in Planetary Nebulae
中子（n）捕获元素核合成和化学演化的研究主要基于恒星光谱学。然而，最近在几个行星状星云（PNe）的这些元素的检测表明，星云光谱学是一个有前途的新工具，这样的研究。在PNe中，n-捕获元素丰度的测定揭示了s-过程核合成和对流混合在演化的低质量恒星的细节，以及在恒星光谱中无法检测到的元素的化学演化。在单个星云中，通常只能检测到一种或两种特定的反式铁元素离子。因此，元素丰度测定需要对未观测到的离子丰度进行校正。这种修正依赖于控制星云电离平衡过程的原子数据的可用性。直到最近，这些数据是未知的，几乎所有的n-捕获元素离子。对于前五个离子的硒，氪，和硒-三个最广泛检测到的N-捕获元素PNE-我们正在计算光电离截面和辐射和双电子复合速率系数使用多配置Breit-Pauli原子结构代码AUTOSTRUCTURE。电荷转移率系数正在确定与多通道朗道-齐纳代码。为了校准这些计算，我们测量了绝对光电离截面的硒和硒离子在先进光源同步辐射设施。这些原子的数据可以被纳入光电离代码，我们将使用它来获得电离修正（因此丰度）的Se，Kr，并在电离星云中。这些结果对于将星云光谱学磨练成一种更有效的工具来研究宇宙中反式铁元素的产生和化学演化至关重要。
2010-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Chemical Abundances of Eight Highly Extincted Milky Way Planetary Nebulae
低质量和中等质量（$\rm 0.8~M_\odot < M < 8~M_\odot$）恒星演化为行星状星云（PNE），在追踪和驱动银河系化学演化方面发挥着重要作用。PNe的光谱学可以获得其祖先恒星的初始组成和内部核合成的产物，但确定PNe的准确离子和元素丰度需要高质量的光谱。我们利用Hobby-Eberly望远镜（HET）上的低分辨率摄谱仪2（LRS 2）获得了8个高度浓缩的PNe的新光谱，这些光谱在文献中的光学数据有限。消光系数，电子温度和密度，离子和元素丰度高达11个元素（He，N，O，Ne，S，Cl，Ar，K，Fe，Kr和H2O）的测定为每个对象在我们的样品。在可用的情况下，来自盖亚eDR 3的天体测量数据被用来从运动学上表征每个物体属于银河系薄盘、厚盘或晕的概率。四个PNe显示薄盘成员的运动学和化学迹象，而两个可能是厚盘的成员。剩下的两个目标缺乏盖亚数据，但它们的太阳O，Ar和Cl丰度表明薄盘成员。此外，我们还报告了M3 -35中心恒星的宽发射特征的探测。我们的研究结果显着改善了这些对象的星云参数和化学成分的可用信息，这可以为未来的分析提供信息。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary nebulae and HII regions in the spiral galaxy NGC 300. Clues on the evolution of abundance gradients and on AGB nucleosynthesis
我们获得了邻近旋涡星系NGC 300中26个行星状星云（PNe）和9个致密HII区的深谱，并与以前观测到的巨大HII区的深谱一起进行了分析。我们以一致的方式确定了所有这些物体的物理性质及其He、N、O、Ne、S和Ar丰度。我们发现，在全球范围内，紧凑的HII区域的丰度比类似的巨型HII区域，而PNe系统较大的N/O比和类似的Ne/O和Ar/O比。我们证明了PNe中氮的增强不能仅仅是由于祖星的第二次疏浚，因为它们的初始质量约为2- 2.5\，\msun。需要一个额外的混合过程，也许是由恒星旋转驱动的。关于径向丰度分布，PNe表现出不同的HII区域：在星系的中心部分，其平均O/H丰度比小0.15 dex。它们在任何银河系中心半径处的丰度离散度都明显大于HII区的丰度离散度，其中许多在相同的银河系中心距离处的O/H值都高于HII区。这表明不仅氮，而且氧也受到PN祖细胞核合成的影响，其数量至少取决于恒星的旋转速度和其他参数。PNe区的O/H、Ne/H和Ar/He丰度梯度明显小于HII区。我们认为，这表明在NGC 300的金属丰度梯度在最后Gyr陡峭，而不是径向恒星运动的影响，虽然大的分散观察到这个结论只是试探性的。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
