Testing Cluster Membership of Planetary Nebulae with High-Precision Proper Motions. I. HST Observations of JaFu 1 Near the Globular Cluster Palomar 6
本研究利用HST高精度自行运动数据检验PN JaFu 1是否属于球状星团Palomar 6，发现其自行运动与星团存在显著差异，排除了成员资格，但其核心仍属于罕见的“EGB 6型”中心星而具有天体物理研究价值。
2024-07-25 astro-ph.GA 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
Co-spatial Long-slit UV/Optical Spectra of Ten Galactic Planetary Nebulae with HST/STIS I. Description of the Observations, Global Emission-line Measurements, and CNO Abundances
我们目前的观测和初步分析，从HST/STIS计划，以获得第一个共空间，紫外光光谱的10个银河系行星状星云（PNe）。我们的主要目标是在紫外光范围内以前所未有的S/N和空间分辨率测量碳和氮的临界发射线，最终目标是量化低质量和中等质量恒星中这些元素的产生。我们的样本是从PNe中选择的，具有接近太阳的金属丰度，但在N/O中跨越了很宽的范围。这项研究，一系列的第一个，集中在观测和发射线测量所得的积分沿整个空间范围的狭缝。我们推导了具有最强UV线检测的七个PNe（IC~2165、IC~3568、NGC~2440、NGC~3242、NGC~5315、NGC~5882和NGC~7662）的离子和总元素丰度。我们比较这些新的结果与其他最近的研究星云，并讨论了相对的优点，推导出的总元素丰度的C，N和O使用电离校正因子（ICF）与总丰度。对于具有最佳UV线检测的七个PNe，我们得出结论，来自具有可测量UV线的离子的直接诊断的总和丰度给出了C和N的总元素丰度的最准确值。在某些情况下，我们的丰度和其他研究之间存在显着的差异，我们表明，这些差异往往可以归因于他们使用的通量是不共空间。最后，我们研究了C/O和N/O与O/H和He/H在观测良好的银河系，LMC和SMC PNe，并发现，高度准确的丰度是必不可少的正确推断元素产量从他们的祖星。
2015-02-12 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
Hubble Space Telescope Snapshot Search for Planetary Nebulae in Globular Clusters of the Local Group
古代球状星团（GC）中的单颗恒星被认为不可能产生行星状星云（PNE），因为它们的后渐近巨分支演化时标比PNE的耗散时标慢。然而，在银河系GC中已知有四个PNE。它们的存在可能需要更多奇异的演化通道，包括恒星合并和共同包络双星相互作用。我用哈勃太空望远镜（HST）在银河系外明亮的本星系群GC中进行了一次快照成像搜索。我使用了一个过滤器，覆盖了[O III]的5007 A星云发射线，另一个在附近的连续光谱中，对66个GC进行了成像。包括存档的HST帧使在5007 A拍摄的河外GC总数达到75个，其总光度略高于整个银河系GC系统。我在这些星团中没有发现令人信服的PNe，除了一个在年轻的M31星团中的PN被错误地归类为GC，还有两个PNe与M31 GC的角间距如此之大，以至于成员资格是可疑的。在对M31的274个古老GC进行的地面光谱调查中，Escherby等人（2013）发现了三个候选PNe。其中一颗行星的HST图像表明，[O III]发射实际上来自周围的星际介质，而不是PN;对于另外两颗候选行星，有宽带存档的紫外HST图像，显示明亮的蓝色点源，可能是PNe。在文献检索中，我还确定了5个位于M31中旧GC附近的其他PN候选者，有必要进行随访观察以确认其成员资格。PNE的发病率是相似的，小，但非零，在整个GC的本地组。
2015-01-29 astro-ph.SR
Evolution of the central stars of young planetary nebulae
到目前为止，行星状星云中心恒星的演化只在少数几个案例中被记录下来。然而，几十年前收集的光谱可能为利用星云发射线通量研究中心恒星的演化提供很好的参考。我们研究了行星状星云光谱中[OIII] 5007 A线通量的演化变化。我们比较了十年或更长时间内收集的星云通量。我们使用文献数据和新获得的光谱。使用现有的演化模型计算了云模型的网格，并将模型与观测结果进行了比较。[OIII] 5007 A线通量的增加经常在年轻的行星状星云中观察到，这些星云中有富含H的中心恒星。星云激发的增强是对中心恒星温度升高和辐射硬化的响应。我们没有观察到任何变化的星云流量在行星状星云托管晚型沃尔夫-拉叶（WR）中心恒星。这可能表明晚期[WR]恒星的温度演化较慢（可能源于不同的演化状态）。在年轻的行星状星云中，其中心恒星富含氢，可以使用十年或更长时间内收集的光谱来跟踪演化。观测到的富氢中心恒星的演化与文献中提供的演化模型的预测是一致的。晚[WR]星可能遵循不同的进化路径。
2014-11-10 astro-ph.SR
The ionization structure of multiple shell planetary nebulae: I. NGC 2438
近年来，越来越多的扩展晕和行星状星云周围的多层壳层被发现。主星云的这些暗淡的延伸部分描绘了恒星的质量损失历史，并被随后的星云演化所改变。综合模型预测，一些晕可能是重组，而不是在电离平衡。但是诸如电离状态和连续激发过程等参数并不为人所知。这些晕非常大，但表面亮度较暗，比主星云低10^3倍。观测限制导致需要对主星云进行非常深入的研究，以模拟一个物体的壳层和晕中的过程。NGC 2438是探索晕物理特性的理想候选者。获得了长缝光谱数据。这些数据由来自HST档案的成像数据和VLA观测档案补充。诊断图的使用为模型中的物理特性画出了界限。云被用来模拟星云的性质，并得出更准确的距离和电离质量。我们得到了消光系数E（B-V）=0.16，距离为1.9kpc。这使该星云位于附近的疏散星团M46的后面。低激发物种被发现是占主导地位的团块。发射谱线比率没有显示出冲击的证据。我们发现壳层处于电离平衡状态：大量的紫外线辐射渗入星云内部。因此，壳层似乎仍然是电离的。空间分辨的云模型支持这样一个假设，即光电离是这个星云中的主要过程，远到壳层。以前的模型预测外壳会重组，但这并没有得到数据的证实。我们注意到，这些模型使用了更小的距离，因此与我们推导的不同的输入参数。
2014-03-26 astro-ph.SR
3D pyCloudy modelling of bipolar planetary nebulae: evidence for fast fading of the lobes
我们应用一个轴对称的伪三维光电离模型pyCloudy，推导出6个双极星云和2个建议的后双极星云的结构，以约束双极行星状星云的演化。HST图像和VLT/UVES光谱用于建模。目标位于银河系凸起的方向。使用3D模型结构作为光电离代码的输入，以便拟合HST图像。不同离子的谱线轮廓约束速度场。模型和相关的速度场使我们能够推导出质量、速度和年龄。3D模型发现比1D模型所需的电离质量低得多：电离质量减少了2-7倍。选定的双叶行星状星云显示出一个狭窄的年龄范围：平均半径和速度的值在1300年和2000年之间。波瓣与速度随半径线性增加拟合良好。这些哈勃式的流动以前就被发现过，并表明这些瓣叶在一个确定的时间点形成。叶似乎比主（宿主）星云稍年轻，约500年，它们似乎形成于PN演化的早期阶段，并在1-2 kyr后褪色。我们发现，30-35%的隆起PNe通过双极相。
2015-09-26 astro-ph.SR
Morphology and ionization characteristics of planetary nebulae PB 1 and PC 19
我们目前的研究结果的两个行星状星云（PNE），PB1和PC 19。我们使用这两个PNe的光学光谱在2米喜马拉雅钱德拉望远镜观察到的档案和文献数据的研究。我们使用形态运动学代码SHAPE来构建PNe的3D形态和光电离代码CLOUDY来模拟所观察到的光谱。PB 1的三维模型由双极晕包围的细长壳组成，PC 19的三维模型由开放的叶状双极结构和螺旋状双极对组成。我们分析了电离结构的PNe通过推导几个等离子体参数和光电离建模。我们根据分析估计了He、C、N、O、Ne、S、Ar和Cl元素的元素丰度。我们发现在PB 1的情况下，He、C和N丰度显著较高。我们估计了中心恒星的不同物理参数，即有效温度，光度和重力，以及星云的不同物理参数，即氢密度分布，半径等，光电离模型。我们估计的距离PNe为$\sim$ 4.3 kpc的PB 1和$\sim$ 5.6 kpc的PC 19通过拟合的光电离模型的绝对观测通量。根据理论演化轨迹估算了PB 1和PC 19的祖细胞质量，发现它们分别为$\sim$ 1.67和$\sim$ 2.38 $M_{\odot}$。
2020-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting for Planetary Nebulae toward the Galactic Center
我们目前的近红外（IR）光谱的两个行星状星云（PN）候选人在近距离的视线向银河系中心（GC）使用双子座近红外光谱仪（GNIRS）在双子座北。来自射电连续谱和窄带红外观测的高分辨率图像揭示了这些物体的环状或桶形形态，斯皮策太空望远镜的中红外光谱显示出来自高激发物质的丰富发射线，如[S IV]，[Ne III]，[Ne V]和[O IV]。我们还推导出元素丰度使用多云的合成模型，并发现过量的$s$过程中的元素氪在两个目标，这支持其性质为PN。我们估计前景消光对每个对象使用近红外氢复合线，并找到显着的视觉反射（$A_V > 20$）。从其他PNe的大小与表面亮度关系推断的距离分别为SSTGC 580183和SSTGC 588220的$9.0\pm1.6$ kpc和$7.6\pm1.6$ kpc。这些观测到的性质以及丰度模式和它们与Sgr A $^*$（投影距离$<20$ pc）的密切接近，使得这些物体很可能是核恒星盘中第一个被证实的PN物体。这类天体的明显稀缺性类似于旧恒星系统中极低的PN形成率，但与中央分子区目前持续的恒星形成活动率一致。
2021-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morpho-kinematic properties of Wolf-Rayet planetary nebulae
大多数行星状星云（PNe）都具有轴对称的形态，其成因还不清楚。在这项工作中，我们提出了空间分辨的运动学观测的14个银河系PNe周围的沃尔夫-拉叶星（[WR]）和弱发射线星（$wels$）的基础上的H $α$和[N II]的排放与宽视场光谱仪上的澳大利亚国立大学2.3米望远镜。速度分辨通道图和位置-速度图，连同档案哈勃空间望远镜（$HST$）和地基图像，使用SHAPE程序构建12个对象的三维形态运动学模型。我们的研究结果表明，这12个PNe大多具有椭圆形的形态，要么开放或封闭的外端。运动学图显示了NGC 6578和NGC 6629的内壳层的天空方向，以及紧凑的（$\leq 6$ arcsec）PNe Pe 1 -1，M3-15，M1-25，Hen 2 -142和NGC 6567，与高分辨率$HST$图像中看到的椭圆对称形态一致。Hb 4中的点对称节点随着与中心恒星的距离而减速，这可能是由于与周围介质的冲击碰撞。Pe 1 -1的速度色散图还揭示了其准直流出流与星际介质之间的激波相互作用。在M3-30、M1-32和M3-15的位置-速度图中也可以看到准直的双极外流，这些图是由运动学模型中从密集的赤道区域向上延伸的细长椭圆体重建的。在这些PNe的非球面形态和准直流出的形成可能与恒星的缺氢[WR]和$wels$核的演化，这需要进一步的调查。
2022-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Introducing PyCross: PyCloudy Rendering Of Shape Software for pseudo 3D ionisation modelling of nebulae
研究光致电离星云的过程对我们理解恒星演化起着重要的作用。在视觉上表示或模拟电离星云是非常困难的，需要天文学家使用复杂的建模代码来推导温度，密度和化学成分。现有的代码通常需要陡峭的学习曲线，并产生从数学函数导出的模型。在本文中，我们将介绍PyCross：PyCloudy Rendering Of Shape Software。这是一个伪3D建模应用程序，可以生成光学薄星云的光电离模型，使用Shape软件创建。目前PyCross已被用于新星和行星状星云，它可以扩展到活动星系核或任何其他类型的光电离轴对称星云。功能，操作概述和科学管道将描述PyCross已被用于新星（V5668 Sagittari（2015）和V4362 Sagittari（1994））和行星状星云（LoTr 1）的场景。与上述光电离代码不同，该应用不需要任何编码经验，也不需要推导复杂的数学模型，而是利用Cloudy/PyCloudy和Shape的精选功能。该软件是使用正式的软件开发生命周期开发的，用Python编写，无需安装任何开发环境或额外的Python包即可工作。这个应用程序，Shape模型和PyCross存档示例可在GitHub上免费提供给学生，学者和研究社区下载（https：//github.com/karolfitzgerald/PyCross_OSX_App）。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Rings and arcs around evolved stars. II. The Carbon Star AFGL 3068 and the Planetary Nebulae NGC 6543, NGC 7009 and NGC 7027
利用高质量的多历元HST图像，对行星状星云NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027的晕中的弧和破碎的环状特征以及碳星AFGL 3068周围的螺旋图案进行了详细的比较研究。这种比较使我们能够研究AGB星周围的规则图案和PNe周围的不规则同心图案之间的联系和可能的演化。这些特征的径向自行约为15 km/s，与AGB风一致，其线性大小和间隔时间（500 - 1900年）也与AGB星周围的一致，表明它们有共同的起源。我们发现使用辐射流体动力学模拟的证据表明，在AGB阶段结束时产生的规则图案变得高度扭曲的相互作用与扩大PN和各向异性照明和电离模式所造成的阴影不稳定性。这些过程将破坏AGB恒星周围的规则（主要是螺旋形）图案，可能成为在PNe晕中观察到的弧形和破碎的环。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Study of Fullerene Planetary Nebulae
我们提出了一个研究16 PNe富勒烯已被发现在他们的斯皮策光谱。这个大样本的对象提供了一个独特的机会来测试条件下的富勒烯形成和生存在不同的金属环境，因为我们正在分析五个来源在我们自己的银河系，四个在LMC，和七个在SMC。在研究中的16个PNe中，我们首次检测到PN M 1-60中的C60（也可能是C70）富勒烯，以及PN K 3-54中不寻常的6.6，9.8和20 um特征（可能是平面C24）。虽然选择效应在原始样品中观察到的PNE与斯皮策可能会发挥潜在的重要作用的统计数据，我们发现，富勒烯的检测率在C丰富的PNE的金属含量降低（5%的银河系，20%的LMC，和44%的SMC）增加。云光电离模型将观测到的红外通量与中心恒星相匹配，这些恒星的有效温度范围相当窄（30，000 - 45，000 K），表明这些物体的共同进化状态和类似的富勒烯形成条件。在银河系源中观测到的C60强度比证实了我们先前在MC中的发现，即富勒烯发射不是由来自中心恒星的紫外辐射激发的。云模型还表明，线和风覆盖的模型大气可以通过光电离解释许多观测到的[NeIII]/[NeII]比率，这表明可能是来自中央恒星的紫外线辐射，而不是冲击，引发了星周尘埃颗粒的分解。手头的数据，我们建议，最有可能的解释形成的富勒烯和石墨烯前体在PNe是，这些分子物种是建立从光化学处理的含碳化合物的芳香族和脂肪族结构的混合物类似的HAC灰尘…
2012-11-02 astro-ph.SR
Identification of Near-Infrared [Se III] and [Kr VI] Emission Lines in Planetary Nebulae
我们确定[Se III] 1.0994微米的行星状星云（PN）NGC 5315和[Kr VI] 1.2330微米的三个PNe，从光谱获得的6.5米巴德望远镜的FIRE光谱仪。Se和Kr是天体物理星云中最常见的两种中子俘获元素，它们可以通过PN祖星的s-过程核合成而富集。当与[Se IV] 2.2858微米的观测配对时，[Se III] 1.0994微米的检测是特别有价值的，因为它可以用于提高星云Se丰度测定的准确性，并允许Se电离校正因子（ICF）方案首次进行经验测试。我们提出了新的有效碰撞强度计算Se^{2+}和Kr^{5+}，我们使用它来计算离子丰度。在NGC 5315中，我们发现由Se^{3+}/H^+计算的Se丰度低于由包含Se^{2+}/H^+的ICF测定的Se丰度。通过拟合在Cloudy模型网格中发现的Kr离子分数与丰度更高的元素之间的相关性，我们计算出了新的Kr ICF（考虑了Kr^{5+}/H^+），并利用这些计算出了四个PNe中的Kr丰度。需要在更大的PNe样本中观察[Se III]和[Kr VI]，并在一系列激发水平下严格测试Se和我们新的Kr ICF的ICF处方。
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Planetary Nebulae distances in GAIA DR2
背景：行星状星云的距离尺度往往受到模型依赖的解决方案。与模型无关的三角函数松弛是罕见的。现在可以利用GAIA的第二次数据发布提供更大样本的天基三角测量。目的：我们的目标是获得一个高质量的方法选择标准的三角形的行星状星云，并讨论可能的警告和限制，在使用此数据发布。研究方法：由于基于坐标的匹配工作不可靠，以前距离尺度调查的几百个来源与第二次GAIA数据发布（DR 2）的数据进行了人工交叉识别。这些数据与以前的距离尺度的结果和最近的一项类似研究的结果进行了比较，该研究使用了第一次发布的数据GAIA DR 1。结果如下：虽然现有的几个以前的地面和HST三角测量与新的数据集完全匹配，但旧的统计距离尺度，达到更大的距离，确实显示出小的系统差异。仅限于这些中心恒星，盖亚的光度颜色显示出周围星云的污染可以忽略不计，对于基于无线电通量的统计距离，这种差异可以忽略不计，而那些来自H-α表面亮度的差异仍然显示出微小的差异。DR 2研究显著改善了先前使用DR 1/TGAS对统计距离尺度的重新校准。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties of Fullerene-containing Galactic Planetary Nebulae
我们搜索了斯皮策太空望远镜的银河系行星状星云（PNe）数据档案，这些星云显示了C60（也称为巴克敏斯特富勒烯）特有的17.4和um特征。在Spitzer/IRS数据的338个对象中，我们发现了11个含有C60的PNe，其中6个（Hen 2 -68，IC 2501，K3-62，M1-6，M1-9和SaSt 2 -3）是新发现的。我们分析了光谱，以及辅助数据，使用光电离代码CLOUDY建立原子线通量，并确定辐射场的性质，由中心恒星的有效温度设定。此外，我们还测量了尘埃粒子的红外光谱特征。我们发现，在这些富含C_（60）碳的PNe中，6-9 μ m以上的多环芳烃（PAH）分布是更化学加工的A类。3.3 μ m与11.3 μ m PAH的强度比表明，与非C60 PNe相比，含C60 PNe中每个PAH的C原子数较小。斯皮策光谱还显示了11和30微米左右的广泛尘埃特征。30微米功能的分析表明，它是强烈相关的连续，我们建议，一个单一的碳基载体是负责的连续和功能。11微米特征的强度与尘埃的温度相关，这表明它至少部分是由于固态载体。含C60的PNe的化学丰度可以用AGB核合成模型来解释，初始值为1.5-2.5 Msun，Z=0.004。我们在银河系的正面地图上绘制了含有C60的PNe的位置，我们发现这些PNe中的大多数都在太阳圈之外，与低金属丰度值一致。它们的金属含量表明祖先是一个更古老的种群。
2013-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia Data Release 1 parallaxes and the distance scale of Galactic planetary nebulae
在本文中，我们衡量盖亚的潜力在行星状星云（PNe）的距离刻度校准通过评估银河系PNe（CSPNe）的中心恒星的DR 1视差对已知的物理关系的影响。对于选定的PNe目标与国家的最先进的数据的角度大小和通量，我们推导出距离依赖的参数的经典距离尺度，即，物理半径和电离质量，从DR 1视差;我们传播的估计量的不确定性，并评估其统计特性存在较大的相对视差误差;我们填充统计距离比例图与此样本，并讨论其意义，在现有的数据和当前的校准。我们从DR 1中收集到8个CSPNe，S/N $>$ 1。我们发现，这一组潜在的校准品的数量翻了一番现存的三角函数的flaxes（从HST和地面），并增加了两个数量级的物理参数的域以前探测。然后，我们使用合适的三角函数的组合样本来拟合物理半径到表面亮度的关系。这种距离尺度的校准虽然是初步的，但在统计学上看起来是可靠的，并暗示了新的PNe物理学。随着未来盖亚发布的PNe数统计和天体测量精度的十倍改进，已经非常有趣的新距离尺度将受到明确的限制。
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emission line ratios of Fe III as astrophysical plasma diagnostics
最近的国家的最先进的计算的A值和电子碰撞的激发速率Fe III结合使用的多云建模代码，以获得发射线的强度比之间的光学跃迁的精细结构水平的3D $^6$配置。这些与高分辨率，高信噪比的气体星云光谱的比较表明，以前发现的理论和观测之间的差异并没有完全解决最新的原子数据。混合被排除作为差异的可能原因，因为温度和密度无关的比率（来自具有共同上层的线）与理论预测的结果吻合得很好。对于电子温度为$T_{\rm e} = 9000$ K、电子密度为$\rm N_{e}=10^4 \, cm^{-3}$的典型星云等离子体，来自$\rm ^3G_5$、$\rm ^3G_4$和$\rm ^3G_3$能级的电子级联在确定较低能级的布居中起着重要作用，例如$\rm ^3F_4$，其提供Fe III的密度诊断发射线，例如4658 ° C的$\rm ^5D_4$ - $\rm ^3F_4$。因此，建议进一步研究这些转变的A值，如果可能的话，最好包括测量。然而，某些Fe III比率确实提供可靠的$N_{\rm e}$ -诊断，例如4986/4658。发现使用最新原子数据使用Cloudy计算的Fe III冷却函数在$T_e$ $\simeq$ 30000 K时显着大于使用现有Cloudy模型预测的值。这是由于新数据中出现了额外的发射谱线，特别是在1000- 4000 nm波长范围内。
2017-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the most luminous planetary nebulae of M31
为了研究行星状星云光度函数（PNLF）尖端的PNe祖先，我们获得了M31星系中PNe样本的最深光谱。精确的化学丰度使我们能够面对理论产量的渐近巨分支（AGB）恒星质量和金属丰度预期在光明的一端的PNLF。采样PNe的中央恒星质量提供了关于PNLF普遍截止的争议起源的直接信息。利用10.4米的加那利大望远镜（GTC）获得了9个明亮的M31 PNe的光谱：其中4个在PNLF的尖端，另外5个大约0.5等。还包括具有来自文献的先前GTC光谱的21 PNe的对照样品。分析了它们的物理性质和化学丰度（He、N、O、Ar、Ne和S）。中心恒星的质量估计与云模型使用最新的进化轨迹。所研究的PNe显示出显着的均匀性，在所有的星云性质，最明亮的PNe显示相对较大的电子密度。恒星的特征也涵盖了一个狭窄的范围：${<L_{*}/L_{\odot}> = 4300 \pm 310, <Teff> = 122000 \pm 10600 K}$是四颗最亮的PNe的中心恒星，而${<L_{*}/L_{\odot}> = 3300 \pm 370, < Teff> = 135000 \pm 26000 K}$是控制集中的恒星。对于初始质量为${M = 1.5 M_{\odot}}$的恒星，这组在后AGB轨道中最高温度位置的所有最亮PNE。这些数字提供了强有力的观测约束的恒星祖细胞产生PNLF截止的恒星形成星系，如M…
2021-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling compact planetary nebulae: Broad-band survey analysis and LAMOST confirmation
本研究提出一种结合GAIA和Pan-STARRS测光及LAMOST光谱的新方法，用于识别致密行星状星云候选体，并通过光谱分析和Cloudy建模确认了一个高电离行星状星云，其前身星质量约2太阳质量。
2025-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon dust in the evolved born-again planetary nebulae A30 and A78
本文利用红外图像和光谱对重行行星状星云A30和A78进行了红外表征。我们证明，在A30和A78的富碳尘埃是空间一致的H-贫喷出物和共存的热X射线发射气体的距离为50 $''$从中央恒星（CSPN）。尘埃形成后，立即再次事件和生存的1000年，在CSPN周围的恶劣环境，因为它被摧毁，被推离辐射压力和流体动力学效应拖动。斯皮策IRS光谱图显示，在6.4和8.0 $μ$ m处的宽光谱特征，归因于在缺氢环境中形成的无定形碳，与其CSPN周围的破裂盘有关，为产生这些源的软X射线发射的恒星风的电荷交换反应提供了最佳环境。星云和尘埃的性质是模拟A30与多云考虑到不同的碳质尘埃物种。我们的模型预测尘埃温度在40-230 K范围内，比以前的作品预测的低五倍。在A30中，再次喷发的气体和尘埃质量估计为$M_\mathrm{gas}=(4.41^{+0.55}_{-0.14})\times10^{-3}$ M $_\odot$和$M_\mathrm{dust}=(3.20^{+3.21}_{-2.06})\times10^{-3}$ M $_\odot$，这可以用来分别估计$(7.61^{+3.76}_{-2.20})\times10^{-3}$ M $_{\odot}$和$\dot{M}=[5-60]\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的再次喷发事件的总喷发质量…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Compact planetary nebulae MaC 2-1 and Sp 4-1: Photoionization models and dust characteristics
我们研究了行星状星云（PNe）、MaC 2-1和Sp 4-1的特征.我们使用我们的光学光谱在2米喜马拉雅钱德拉望远镜，斯皮策中红外（中红外）光谱，HST图像，和红外光度数据。这些PNE没有单独研究的细节。这两个PNE都属于低到中等兴奋级别。MaC 2-1显示存在碳化硅（SiC）和硫化镁（MgS）粉尘。Sp 4-1是多环芳烃（PAH）分子的宿主。我们从光学和中红外发射线通量获得了PNe的等离子体性质。我们计算光电离模型的PNe自洽估计的物理参数与中央恒星和星云，包括星云的丰度。通过对红外数据的模拟，我们得到了星云中形成的尘埃和分子的特征。根据我们的研究，我们估计MaC 2-1和Sp 4-1的祖细胞质量分别为1.2和1.55 $M_{\sun}$，它们似乎都是在贫金属环境中出生的。两者都是遥远的PNe，估计MaC 2-1和Sp 4-1的距离分别为16和18 kpc。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
Photoionization Modeling of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
本研究利用 CLOUDY 对银河系核球124个行星状星云进行光致电离建模，约束中心恒星、星云结构、元素丰度及前身星演化参数。
2025-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling shocks in planetary nebulae
预计冲击波传播到介质中会将材料加热到冲击之外，从而对强度线比（如[O III]/H α）产生显著影响。为了研究行星状星云（PNe）中激波的发生，我们使用了HST档案中所有可用的PNe窄带[O III]和Halpha图像来构建[O III]/Halpha比率图，并搜索该比率增强的区域。增强[O III]/Halpha发射比的区域可以归因于两种不同类型的形态结构：快速准直外流和薄皮包围膨胀星云壳产生的弓激波结构。因此，准直外流和膨胀壳层都被证实在PNe中产生激波。我们还发现，与抑郁症的[O III]/Halpha比率的值主要是周围密度有界PNe，其中的本地贡献的[N II]发射到F656 N Halpha过滤器不能被忽略的区域。
2013-07-30 astro-ph.SR
High-Speed Bullet Ejections during the AGB to Planetary Nebula Transition: HST Observations of the Carbon Star, V Hydrae
经过充分研究的碳星V Hya，显示出高速、准直外流和密集赤道结构的证据，是研究AGB星向非球面行星状星云转变的关键天体。使用STIS仪器机载HST，我们已经获得了高空间分辨率的长缝光学光谱的V Hya显示高速发射的[SII]和[Fe II]线。我们的数据集跨越了两个时期（2002-2004年和2011-2013年）中相隔一年的三个时期，显示V Hya每8.5年发射一次高速（约200-250公里/秒）子弹。喷出物的轴在大致的东方方向上下翻转，既在天面内也垂直于天面，喷出物的径向速度也在低值和高值之间变化。我们提出了一个模型，在该模型中，子弹弹射与双星伴星的近星点通过在一个偏心轨道V Hya的轨道周期约8.5年。这种翻转现象可能是由一个吸积盘（由主星的物质被引力捕获而产生）的平行喷射造成的，这个吸积盘是扭曲和进动的，并且/或者它的磁场与伴星或主星的磁场不一致。我们展示了如何在我们的模型中也可以解释以前观察到的V Hya光周期的17年周期。此外，我们描述了如何在这里提出的模型可以扩展到多极星云。
2016-05-22 astro-ph.SR
Central Stars of Planetary Nebulae in Galactic Open Clusters: Providing additional data for the White Dwarf Initial-to-Final-Mass Relation
银河星团的精确距离（<10%）允许精确估计任何物理关联的行星状星云（PN）及其中心恒星（CSPN）和其祖先的物理参数。它的质量可以与PN的化学特性相关联，并且为广泛使用的白矮星（WD）初始到最终质量关系（IFMR）提供了额外的数据，IFMR对于追踪整个星系中碳和氮的发展至关重要。到目前为止，只有一个PN（PHR 1315 - 6555）被证实与银河系疏散星团（ESO 96 -SC 04）有物理联系，其关闭质量为$\sim$ 2 M $_{\odot}$。我们的深HST测光用于搜索这个目前唯一的PN的CSPN。在这项工作中，我们提出了我们的结果。
2018-09-04 astro-ph.SR
Common envelope evolution in born-again planetary nebulae -- Shaping the H-deficient ejecta of A30
再生行星状星云（PNe）是类太阳恒星演化过程中极为罕见的例子。通常认为它们的中心恒星（CSPN）经历了一个非常晚的热脉冲（VLTP），在演化的富氢PN中喷射出缺氢物质。由于这一事件持续时间短，CSPN随后的快速演化，物质抛射的细节尚不清楚。我们提出了第一个形态运动学模型的H-缺乏材料周围的一个重复PN，即A30。最近获得了曼彻斯特Echelle摄谱仪对圣佩德罗马尔蒂尔的新观测，以绘制A30的内部区域，并通过SHAPE软件结合HST WFC 3图像进行了解释。SHAPE的形态运动学模型，最好地再现的意见是由一个破碎的磁盘倾斜$37^\circ$相对于视线和一对正交相反的双极喷射。我们证实了以前的建议，更接近CSPN的结构呈现最高的膨胀速度，也就是说，破碎的磁盘膨胀速度比更远的双极功能。我们认为，目前的物理结构和A30的CSPN周围的H-缺乏团块的丰度差异可以解释一个共同的信封相VLTP事件后。我们提出的方案也与其他已知的再一次PNe（A58，A78，HuBi 1和樱井的对象）。
2022-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supersoft X-Ray Nebulae in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是Ia型超新星（SN Ia）的潜在祖先。如果这样的天体确实持续发出X射线，并嵌入足够密集的ISM中，它们将被扩展的星云辐射所包围。这些星云应该在超新星爆发后仍然存在很长一段时间，这是因为它们经历了很长的重组和冷却时间。考虑到这一点，我们在大麦云云的四个SSS和三个SNR周围寻找星云[O III]发射，使用Las Campanas天文台的6.5米Baade望远镜和IMACS相机。我们确认，在四个SSS候选者中，只有CAL 83可以与[O III]星云相关联。其他天体的[O III]光度被限制在CAL 83的$\lesssim 17\%$，距离中心源6.8 pc。用光电离代码CLOUDY计算的模型表明，要么CAL 87、RX J0550.0-7151和RX J0513.9-6951环境中的ISM密度必须显著低于周围CAL 83，要么这些源在过去$\lesssim 10,000$年中的平均X射线亮度必须显著低于目前观测到的。以便与观察到的光度上限一致。对于我们考虑的三个SNR（年龄都是$< 1000$年），我们的[O III]通量测量以及已知的周围ISM密度强烈地限制了它们的祖先在过去几千年中的电离光度，独立于祖先通道。
2020-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Detailed Morpho-Kinematic Model of the Eskimo, NGC 2392. A Unifying View with the Cat's Eye and Saturn Planetary Nebulae
众所周知，爱斯基摩星云NGC 2392的三维和运动学结构很难详细解释，因为它具有复杂的形态，多个运动学成分以及沿着视线的近极点方向。我们提出了一个全面的，空间分辨，高分辨率，长狭缝光谱映射的爱斯基摩行星状星云。数据包括21个空间分辨，长缝中阶梯光谱紧紧间隔在爱斯基摩和沿其双极射流。这个数据集使我们能够构建星云的速度分辨[NII]通道图，分辨率为10 km/s，可以解开星云的不同运动学分量。光谱信息相结合的HST图像构建一个详细的三维形态运动学模型的爱斯基摩人使用的代码SHAPE。通过这个模型，我们证明了爱斯基摩星云与土星星云和猫眼星云非常相似，但与视线成90度角。此外，我们表明，我们的模型的主要特点适用于一组椭圆行星状星云的一般性质与柄或FLIERS，一旦被认为是方向。我们的结论是，这类星云属于一类具有复杂的共同演化序列的事件。
2012-11-28 astro-ph.SR
Masses of the Planetary-Nebula Central Stars in the Galactic Globular-Cluster System from HST Imaging and Spectroscopy
银河系的球状星团（GC）系统包含四个行星状星云（PNE）：M15的K 648（或Ps 1），M22的IRAS 18333-2357，NGC 6441的JaFu 1和JaFu 2。由于在低恒星质量下的单星演化被认为无法产生可见的PNe，因此它们的起源是一个谜。我们用哈勃太空望远镜（HST）对PN JaFu 1进行了成像，以获得其中心恒星（CS）的测光和高分辨率的形态信息。我们以更好的深度和分辨率拍摄了IRAS 18333-2357，并分析了其存档的HST光谱，以限制其CS温度和光度。银河系GC中的所有PNe现在都有高质量的HST数据，使我们能够改进CS质量估计。我们发现所有四个物体的质量在0.53到0.58 Msun之间，尽管在采用不同的恒星演化计算时估计会有所不同。然而，IRAS 18333-2357的CS质量很大程度上取决于它的温度，由于红化的不确定性，它仍然难以捉摸。对于所有四个对象，我们考虑他们的CS和星云的质量，他们的形态，和其他不协调，以评估这些对象从双星形成的可能性。虽然一般受到AGB后轨道和核心质量与光度关系的不确定性（~0.02 Msun）的限制，但K 648中的高质量CS表明其起源于双星。JaFu 1的CS显示出紧凑的明亮[O III]和Halpha发射，像EGB 6一样，这表明它是一个双星伴星或盘。证据是较弱的二进制起源的JaFu 2。
2017-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary nebulae with Wolf-Rayet-type central stars -- III. A detailed view of NGC 6905 and its central star
我们呈现了行星状星云（PN）NGC 6905及其[Wolf-Rayet]型（[WR]）中心恒星（CSPN）HD 193949的多波长特征。我们的北欧光学望远镜（NOT）阿罕布拉微弱天体摄谱仪和相机（ALFOSC）光谱和图像以前所未有的细节揭示了NGC 6905的高电离结构。HD 193949的高质量光谱使我们能够检测到20多个WR特征，包括特征性的O-凸起，蓝色凸起和红色凸起，这表明光谱类型不晚于[WO 2]-亚型。此外，我们还探测到Ne VII和Ne VIII的宽发射线，使HD 193949成为另一个具有$T_\mathrm{eff}\lesssim150$ kK的CSPN，表现出这样的恒星发射线。我们研究了NGC 6905内不同区域的物理性质（$T_\mathrm{e}$和$n_\mathrm{e}$）和化学丰度，包括其低电离团块;丰度被发现是均匀的。我们使用PoWR恒星大气代码来模拟HD 193949的光谱，然后将其用于使用Cloudy进行的光电离模型中，该模型再现了总质量在0.31-0.47 M $_{\odot}$范围内的星云和尘埃特性以及$\sim$ 2 $\times10^{-3}$ M $_{\odot}$的富C尘埃质量。采用0.6 M $_{\odot}$的当前恒星质量，我们的模型建议HD 193949的初始质量为$\sim$ 1 M $_\odot$，与观测结果…
2021-10-18 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
Hubble Space Telescope Spectroscopy of a Planetary Nebula in an M31 Open Cluster: Hot-Bottom Burning at $3.4 \, M_{\odot}$
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的成像和光谱来检查M31年轻疏散星团B477-D 075内投射的明亮行星状星云（PN）的特性。我们表明，一个机会叠加的PN上集群的概率是小的，${\lesssim}2\%$。此外，在测量误差为${\sim}10$ km s $^{-1}$的范围内，PN的径向速度与星团的径向速度相同.考虑到该区域预期的${\sim}70$ km/s $^{-1}$速度色散，距离M31的核心${\sim}$ 8 kpc，速度数据再次表明PN极有可能属于星团。应用等时线拟合档案颜色星等测光数据从HST高级相机的调查，我们确定的集群年龄和金属丰度分别为290万年和$Z = 0.0071$，这意味着初始质量的$3.38^{+0.03}_{-0.02} \, M_{\odot}$的任何PN集群产生的。从HST的太空望远镜成像光谱仪观测和多云光电离建模，我们发现PN可能是一个I型行星，氮丰度比太阳值增加了${\sim}$ 5-6倍。如果PN确实是一个星团成员，这些数据提出了强有力的经验证据，热底燃烧发生在AGB星与初始质量低至$3.4 \, M_{\odot}$。
2019-09-17 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
UV spectral analysis of very hot H-deficient [WCE]-type central stars of planetary nebulae: NGC 2867, NGC 5189, NGC 6905, Pb 6, and Sand 3
我们分析了行星状星云中五颗最热的[WCE]型中心恒星的紫外FUSE、IUE和HST/STIS光谱：NGC 2867、NGC 5189、NGC 6905、Pb 6和Sand 3。利用我们的CMFGEN合成光谱，其中包括行星状星云的氢缺乏中心恒星的参数制度，并允许一个统一的和系统的恒星光谱的研究网格的分析。由我们计算的恒星大气模型包括许多元素和离子物种忽略了在以前的分析，这使我们能够改善拟合观测光谱相当大，并提供了一个额外的诊断线：Ne VII $λ$ 973 $\mathrmÅ$，这还没有在[WCE]光谱建模，并提出，在这些恒星，一个强大的P-Cygni配置文件。我们报告新得出的光球和风参数和元素丰度。NGC 2867、NGC 5189和Pb 6的中心恒星的温度与以前的研究相比有所上升，我们发现样本天体的碳与氦的质量比范围很广，为0.42 $\leq$ C：He $\leq$ 1.96。对Ne VII $λ$ 973 $\mathrmÅ$ P-Cygni剖面的模拟显示，NGC 2867、NGC 5189、NGC 6905和Pb 6的中心恒星都有强烈的氖过剩，氖的质量分数在0.01和0.04之间。由我们得出的NGC 5189、Pb 6和Sand 3中心恒星的氮丰度分别比以前的测定高3、10和14倍。
2014-05-27 astro-ph.SR
The VMC Survey. II. A multi-wavelength study of LMC planetary nebulae and their mimics
VISTA麦哲伦云（VMC）调查正在收集麦哲伦云YJK测光的深度，多时代图集。在VMC调查之前，只有最明亮的麦哲伦云PNe（MCPNe）可以在近红外（NIR）波长处获得。这是第一次有可能组装MCPNe的近红外特性，并确定污染的非PNe模拟物，这是最好的显示在近红外波长（例如HII区域和共生星）。为了保持MCPNe所占据的独特的科学生态位，必须去除这些污染物。在这里，我们对先前被归类为PNe的102个物体进行了VMC主导的多波长研究，这些物体位于观察到的前六个VMC瓦片内。我们目前的图像，光度测定，光变曲线，诊断颜色-颜色图和光谱能量分布用于分析整个样品。至少有五个PNe有新解决的星云形态，以前只有HST才能完成这项任务。Reid & Parker（RP）编目的天体中有45/67（67%）被重新归类为非PNE，其中大部分位于剑鱼座30附近。该样本包括16颗场星，5颗发射线星，19个HII区，4颗共生星候选者和1颗年轻恒星。我们讨论了可能的选择效应，负责将其列入RP目录和针对LMC PNE的二进制中心星调查的影响。与先前已知的8颗相比，总共确定了5颗新的LMC共生星候选者，这突出了VMC调查在推进麦哲伦共生星研究方面的重要作用。
2011-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Models of the Mass-Ejection Histories of pre Planetary Nebulae, IV. Magnetized Winds and the Origins of Jets, Bullets, and FLIERs
环形磁场的影响和后果在塑造前行星状星云（“prePNe”）的可见叶进行了探讨，在这一系列的论文prePN演变的参数研究的最后。为了探索这些影响，我们从我们以前论文中的稳定，发散和无场风模型开始，并在风中添加弱到中等的环形场，以便在500年后产生一系列结果，之后结构几乎同源地生长。正如预期的那样，恒星风中的环形场总是形成非常薄而致密的轴向特征，其结构最好描述为尖端具有超致密和中性领先结或“子弹”的薄冷喷流。主导结的速度仅取决于密度对比度（喷嘴处注入的气体密度与环境气体密度的比率）和风注入速度，而不取决于场强或开度角。由风的冲压压力形成的波瓣采取各种形式和尺寸，这主要取决于注入气体的几何结构和密度对比。大约20%的prePNe的HST图像显示出由环形场形成的独特特征。沿着完全电离的PNe的长轴看到的成对的低电离结，通常被称为“FLIER”，很容易解释为磁形成结的非常致密，寒冷和中性的残余物。
2019-11-28 astro-ph.SR
Expansion of hydrogen-poor knots in the born-again planetary nebulae A30 and A78
我们分析的膨胀的氢贫结和细丝的再次行星状星云A30和A78的基础上获得的哈勃太空望远镜（HST）的图像几乎20年。这些特征的自行通常随着到中心恒星的距离而增加，但分数膨胀减小，即，膨胀不是同源的。因此，没有一个唯一的扩张年龄，估计A30为610-950年，A78为600-1140年。这些结和细丝经历了复杂的动力学过程：当前快速的恒星风是由内部结烧蚀的物质加载的;烧蚀的物质然后被卷起，直到它冲击外部富含氢的星云的内部边缘。外部细丝的角膨胀显示出明显的位置角依赖性，这表明恒星风与最里面的结的相互作用使风沿着优选的方向流动。最里面的结的明显角膨胀似乎是由蒸发气体的火箭效应和内部电离前沿的传播所控制的。辐射流体动力学模拟表明，一个单一的物质喷射，随后是恒星风和电离通量的快速爆发，可以在A30和A78中发现的距离中心恒星不同的地方重现各种团块和细丝。
2014-10-14 astro-ph.SR
NGC 2392 and NGC 4361: Spectroscopic Diagnostics of Planetary Nebula Evolution
本研究通过光谱分析揭示NGC 2392和NGC 4361的物理条件、元素丰度及形态差异，表明二者分别源自年轻中等质量和年老贫金属前身星，增进了对行星状星云演化的理解。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Optical-Infrared Study of the Young Multipolar Planetary Nebula NGC 6644
致密行星状星云NGC 6644的高分辨率HST图像显示了两对双极叶和一个靠近天空平面的中央环。从双子座望远镜获得的中红外成像中，我们发现了一个尘埃环，它的方向几乎垂直于一对叶瓣。我们认为NGC 6644是一个多极星云，并构建了一个3D模型，可以从不同的视线观察该物体。这些结果表明，NGC 6644可能具有与其他多极星云相似的内在结构，多极星云现象可能比以前认为的更常见。
2010-10-12 astro-ph.SR
