The Evolution of the Kinematics of Nebular Shells in Planetary Nebulae in the Milky Way Bulge
我们利用曼彻斯特中阶梯摄谱仪在圣佩德罗山国家天文台（OAN-SPM）获得的光谱资料，研究了银河系凸起中两组行星状星云的[ \ion{O}{3} ] $λ$ 5007和H $α$谱线的线宽。第一个样本包括在其演变的早期对象，具有高H $β$光度，但[ \ion{O}{3} ] $λ5007/\mathrm Hβ< 3$。第二个样本包括处于演化后期的对象，具有\ion{He}{2} $λ4686/\mathrm Hβ> 0.5$。这些行星状星云代表了Richer et al.（2008）研究对象之前和之后的演化阶段。我们的行星状星云样本具有弱的[ \ion{O}{3} ] $λ$ 5007，其线宽分布与AGB星包层膨胀速度的分布相似，并且与Richer等人（2008）研究的演化程度较低的天体相比，其线宽分布系统性地降低。具有强\ion{He}{2} $λ4686$的样品的线宽分布与Richer等人（2008）的更进化的物体的线宽分布无法区分，但是角尺寸的分布系统地更大，因此它们显然更进化。这些数据和Richer et al.（2008）的数据形成了一个来自银河系行星状星云的同质样本，从最早的演化阶段直到中央恒星的核燃烧停止。它们证实了行星状星云流体动力学模型的长期预测，其中星云壳的运动学是由中央恒星的演化驱动的。
2010-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Data Processing of the LAMOST Medium-Resolution Spectral Survey of Galactic Nebulae (LAMOST MRS-N Pipeline)
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）银河系星云（MRS-N）中分辨率光谱巡天自2018年9月以来已经进行了三年，观测到超过19万个星云光谱和2万个恒星光谱。然而，还没有星云数据的数据处理管道。为了显著提高星云分类及其物理参数的准确性，我们开发了MRS-N Pipeline。本文详细介绍了MRS-N Pipeline数据处理的各个步骤，包括去除宇宙射线、合并单次曝光、拟合天空光发射线、扣除天空光、波长校正、测量星云参数、创建星表和光谱打包等。最后，提供的数据产品，包括星云光谱文件和参数目录的描述。
2022-05-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Orientation of Galactic Bulge Planetary Nebulae toward the Galactic Center
我们用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪对银河系行星状星云的一个样品进行了积分场光谱学研究。H $α$发射线的空间分辨速度分布被用来确定运动学特征和星云方向。我们的发现表明，一些朝向银河系中心的行星状星云有一个特定的方向。
2014-11-29 astro-ph.GA
Young stars and ionized nebulae in M83: comparing chemical abundances at high metallicity
本文给出了富金属旋涡星系M83中14颗A型超巨星的光谱。我们得到了恒星参数和金属丰度，并测量了光谱距离模m-M = 28.47 ± 0.10（4.9 ± 0.2Mpc），与其它方法一致.我们使用恒星的特征金属丰度的M83和其他系统来讨论一个版本的星系质量金属丰度关系，是独立的分析星云发射线和相关的系统的不确定性。我们重现的径向金属丰度梯度的M83，这在大半径，与化学演化模型，约束气体流入和流出的过程。我们进行了比较分析的金属丰度，我们来自恒星光谱和公布的HII区线通量，利用直接的，基于Te的方法和不同的强线丰度诊断。直接丰度与恒星的金属丰度相对较好的协议，一旦我们应用一个适度的修正星云的氧丰度由于耗尽到尘埃。流行的经验校准强线诊断往往提供星云丰度低估恒星金属丰度以上的太阳值~0.2德克斯。这一结果可能与难以选择高金属丰度的校准样品有关。Pettini和Pagel校准的O3 N2方法与我们的恒星金属丰度最吻合。我们证实，金属复合线产生星云丰度同意恒星丰度高金属系统，但发现证据表明，在更多的金属贫乏的环境中，他们往往低估了恒星金属丰度的一个显着的量，相反的行为的直接方法。
2016-07-22 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
Physico-chemical spectroscopic mapping of the planetary nebula NGC 40 and the 2D_NEB, a new 2D algorithm to study ionised nebulae
在本文中，我们提出了一个分析的物理和化学条件的行星状星云NGC 40通过空间分辨光谱图。我们还介绍了一种新的算法-2D_NEB-的基础上，完善的IRAF星云包，这是开发，使使用光谱图，以方便地估计电离星云的天体物理量。2D_NEB进行了基准测试，我们清楚地表明它工作正常，因为它与IRAF星云软件进行了很好的比较。利用该软件，我们得到了NGC 40的几个物理参数图。从这些图中，我们得出结论，Te[NII]在不同地区之间只显示出轻微的温度变化，其值限制在~ 8，000 K和~ 9，500 K之间。另一方面，电子密度的空间变化要显著得多，因为Ne[SII]的值在~ 1，000 cm^（-3）~~ 3，000 cm^（-3）之间变化。化学丰度图也显示出显著的差异。从我们工作的大局来看，我们强烈建议空间分辨率的分析是强制性的，以便更全面地研究行星状星云的物理和化学性质。
2010-09-29 astro-ph.GA
Radio observations of planetary nebulae: no evidence for strong radial density gradients
射电连续谱观测跟踪行星状星云中电离等离子体的热辐射，并带来有关星云几何形状的有用信息。均匀球或壳模型不能拟合星云光谱和亮温。在文献中提出了两种替代模型：第一种由两个均质组分组成，而另一种是具有显著径向密度梯度的壳模型。另一方面，长椭球壳模型可以成功地拟合选定物体的表面亮度分布。我们验证了现有的模型，使用无线电调查中收集的数据，涵盖了广泛的频率。在约50%的情况下，密度梯度可以被排除，其余的物体都不能被确认。没有一个观测到的行星状星云在光谱的光学厚度部分显示出0.6的光谱指数，这是一个预测包含强径向密度梯度的壳层的值。射电光谱可以用长椭球壳模型拟合，也可以用行星状星云中包含温度变化的壳模型拟合。至少有八个行星状星云显示出两种光谱成分，其中一种致密成分的光学厚度比另一种高得多。出乎意料的是，一组表面亮度最低的行星状星云显示出不可忽略的光学厚度。它们的辐射来自致密的结构，只占星云总质量的一小部分。
2018-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Ionization-bounded and Density-bounded Planetary Nebulae
行星状星云（以及一般来说任何光致电离区域）可以分为电离范围或密度范围。重要的是要确定在哪种情况下研究行星状星云，以便能够从星云观测中估计，例如，中央恒星产生的电离光子的总速率。在本文中，我们提出了一个简单的观测标准，使用无线电连续图像，并允许建立一个必要的（但不是充分的）条件的行星状星云被认为是电离限制。我们将这个判据应用于两个行星状星云：NGC 7027最有可能是电离束缚的，而Hb~4至少在某些方向上是密度束缚的。
2009-02-20 astro-ph.GA
Kinematical Investigation of Possible Fast Collimated Outflows in Twelve Planetary Nebulae
相当一部分行星状星云（PNe）表现出准直外流，相对于主要星云壳层具有明显速度变化的独特狭窄运动学组件，通常与低电离致密结和线性或旋进喷流特征相关。我们在这里提出了一个空间运动学调查的样品12 PNe的形态在发射线的低电离物种暗示准直流出。使用档案窄带图像和我们自己的高色散长缝阶梯光栅光谱，我们确认存在的准直流出在母鸡2-429，J 320，M 1-66，M 2-40，M 3-1，和NGC 6210和可能在NGC 6741，其中的空间运动学数据也可以解释为一对双极叶。Hen 2-47、Hen 2-115、M 1-26和M 1-37中的准直外流被排除，但它们的形态和运动学表明，超音速外流的作用还没有能够穿透星云的包层。从这个意义上说，M1 -66似乎经历了类似的外流和星云包膜之间的相互作用，但是，与这四个PNe相反，外流已经能够突破星云包膜。有人建议，在我们的样品中没有准直流出的PNe是年轻的或下降从较低的质量祖细胞比那些表现出明确的准直流出。
2019-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic planetary nebulae with precise nebular abundances as a tool to understand the evolution of asymptotic giant branch stars
我们提出了核合成预测（HehocCl）从渐近巨分支（AGB）模型，从所有的对流边界扩散超射，在金属丰度范围Z/4 < Z <2 Zsun。它们是比较最近精确的星云丰度在银河系行星状星云（PNe）的样本，分为双尘埃化学（DC）和氧尘埃化学（OC）根据红外尘埃功能。与我们最近分析的银河碳尘化学PNe的类似子样本不同，这里的个别丰度误差，较高的金属丰度分布，以及某些PNe中不确定的尘埃类型/亚型，无法明确确定两个PNe样本的AGB祖质量（和形成时期）;因此，比较更侧重于逐个对象的基础上。最低的金属丰度OC PNe演化自低质量（~1 Msun）O-丰富的AGB，而较高的金属丰度的（所有不确定的灰尘分类）显示类似的DC PNe的化学模式。与最近的文献一致，DC PNe主要来自经历热底部燃烧（HBB）的高质量（M > 3.5 Msun）太阳/超太阳金属丰度AGB，但在获得更准确的C/O比之前，不能忽视低质量AGB中的其他形成通道，如额外混合，恒星旋转，双星相互作用或He预富集。DC PNe中的两个物体显示了先进的CNO处理和深二次挖掘的印记，这表明祖先质量接近极限，可以演变为核心坍缩超新星（超过6 Msun）。如果得到证实，其实际C/O比率表明受到第三次挖掘的污染，从而否定了这种高金属丰度块状AGB的化学成分完全被六溴代二苯改变的假设。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The San Pedro Mártir Kinematic Catalogue of Galactic Planetary Nebulae
圣佩德罗·马尔蒂尔银河系行星状星云运动学星表提供了大约600个行星状星云的空间分辨的长缝中阶梯光谱。这些数据是经过波长校准和日心运动校正的。对于大多数物体，已获得多个光谱，并为每个物体提供了星云上精确狭缝位置的图像。这是关于行星状星云中电离星云物质内部运动学的最广泛和最均匀的单一数据来源。可以检索单个物体的数据，也可以按具有某些共同特征的群体进行选择，例如按形态类别、星系人口、双星核心、快速外流的存在等。http://kincatpn.astrosen.unam.mx
2011-10-21 astro-ph.GA
The impact of atomic data selection on nebular abundance determinations
在我们测定星云化学丰度时，原子数据是系统不确定性的一个重要来源。然而，我们对这些不确定性没有很好的估计，因为很难评估计算中所涉及的原子数据的准确性。在这里，我们探索这些不确定性的大小，使用52个不同的跃迁概率和碰撞强度，以及它们所有可能的组合，计算的物理条件和总丰度的O，N，S，Ne，Cl和Ar的行星状星云和H II区域的样本。我们发现，原子数据的变化引入的差异，在推导出的丰度比低至0.1 $-$ 0.2德克斯在低密度，但达到或超过0.6 $-$ 0.8德克斯在密度超过10 $^{4}$ cm $^{-3}$在几个丰度比，如O/H和N/O。从52个数据集中去除引入最大差异的四个数据集，总的不确定性降低，但高密度物体的O/H和N/O值仍然达到四个不确定因子。我们确定的原子数据，介绍了大部分的不确定性，其中涉及用于确定密度的离子，即S $^{+}$，O $^{+}$，氯$^{++}$，和Ar $^{+3}$密度诊断线的跃迁概率，和Ar $^{+3}$的碰撞强度。为了得到更可靠的高密度星云化学丰度值，需要改进这些数据的计算。同时，我们的结果可以用来估计原子数据在星云丰度测定中引入的不确定性。
2017-04-20 astro-ph.GA
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
IFU spectroscopy of Southern Planetary Nebulae V: Low-ionization structures
在本系列的第5篇论文中，我们使用新的积分场光谱学数据研究了四个南银河系行星状星云Hen 2-141，NGC 5307，IC 2553和PB 6的光谱学和形态学。给出了样品的形貌和电离结构的发射谱线图。此外，这些对象的物理条件，化学成分，和运动学特性的推导。结果表明，PB 6和Hen 2-141为很高激发类，IC 2553和NGC 5307为中高激发类。元素丰度表明，PB 6属Ⅰ型，Hen 2-141和IC 2553属Ⅱ a型，NGC 5307属Ⅱ b/Ⅲ型。这些观测揭示了所有天体中存在定义明确的低电离结构或“\knots“。诊断图显示，这些结的激发机制可能是由星云中心恒星的致密物质的光电离。对其中六个结的物理分析显示，除了它们较低的电子密度外，它们与周围的星云气体没有显着差异。尽管这些节点的低电离发射线增强了，但它们的化学丰度几乎与周围的星云相当，除了NGC 5307节点的氮丰度可能略高。IC 2553的综合光谱显示，几乎所有导致研究人员将其中心恒星描述为弱发射线恒星类型的关键线实际上都是星云起源。
2017-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The large-scale nebular pattern of a superwind binary in an eccentric orbit
前行星状星云和行星状星云是演化的，质量损失的恒星物体，表现出各种各样的形态。这些星云中的许多星云由近似球形的外部结构（螺旋/壳/弧/晕）和高度不对称的内部结构（双极/多极）组成。这种几何上不同的结构的共存是神秘的，因为它暗示了同时存在的广泛和密切的二元相互作用，这种现象已被归因于恒星双星系统的偏心轨道。在这里，我们报告了新的高分辨率分子线观测的星周螺旋壳图案的AFGL 3068，一个渐近巨星分支恒星过渡到行星前星云阶段。观测结果清楚地表明，质量损失的动力学受到偏心轨道双星的影响。这个典型的对象打开了一个新的窗口，深入嵌入双星的性质，通过拱星螺旋壳模式，居住在距离恒星几千天文单位。
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel-PACS Measurements of Nitrogen Enrichment in Nebulae around Wolf-Rayet Stars
对于NGC 6888、WR 8和Abell 48这三个具有早期WN Wolf-Rayet激发星的星云，我们获得了[N III] 57 μ m和[O III] 88 μ m谱线的Herschel-PACS谱线扫描，以及[N II] 122和205 μ m谱线的扫描。由前两条线我们导出了N $^{2+}$ /O $^{2+}$丰度比，它等于在大范围星云条件下的总N/O比。我们发现，所有观测到的星云具有显着的氮富集，与派生的N/O比大于太阳。两个星云的大质量沃尔夫-拉叶激发星，NGC 6888和WR 8被发现有N/O比，增强了7 - 10倍，相对于太阳的N/O比，与起源一致的物质喷射开始前的沃尔夫-拉叶阶段。另一个星云Abell 48，最近被重新归类为罕见的三个行星状星云中的一员，这些星云有早期WN中心恒星，并且不是Peimbert I型。我们推导出一个星云的N/O比，这是一个因素4增强相对于太阳和略高于范围内的N/O值已被测量的其他三个成员的[WN]行星状星云类。
2014-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the relationship between the H2 emission and the physical structure of planetary nebulae
行星状星云（PNe）的中红外观测揭示了与其主要星云壳层和外层包层或晕相关的弥散辐射。这种发射的解释是不确定的，因为宽带中红外图像可能包括不同成分的贡献。特别是，斯皮策IRAC 8 μm图像，最好地揭示了这些星云的特征，不仅可以包括H2线的贡献，而且还包括离子种类，PAH特征和热尘埃连续发射。为了研究在10 PNe样品的中红外观测中检测到的发射的性质，我们获得了窄带近红外H2 λ2.122 μm和光学[N II] λ6584？A图像。这些图像之间的比较证实，在IRAC 8 μm图像中检测到的发射的显着部分可以归因于分子氢，从而证实了这些中红外图像的实用性，以研究PNe的分子组成。我们还检测到H2排放PNe的物理结构不能被描述为双极，而是作为椭圆形或桶状。这些探测结果表明，随着对H2 λ2.122谱线中的PNe的更敏感观测的获得，H2发射的探测并不排除双极PNe，尽管具有这种形态的物体仍然是最亮的H2发射体。最后，我们注意到，明亮的H2发射从赤道环的双极PN不产生从光解离区域屏蔽的UV恒星辐射的环本身，但从密集的结和团块嵌入在电离物质的环。
2012-11-07 astro-ph.GA
Imaging Spectroscopy of Ionized Gaseous Nebulae around Optically Faint AGN at Redshift z ~ 2
利用Keck/OSIRIS激光导星辅助的自适应光学（LGSAO）积分场光谱技术，观测了12个星系的[O III] 5007埃星云辐射，这些星系的活动星系核（AGN）具有光学微弱（R = 20 - 25; nuLnu ~ 10^44 -10^46 erg/s），红移z ~ 2 - 3。结合深哈勃空间望远镜宽视场相机3休息帧光学成像，凯克/MOSFIRE休息光学光谱，和凯克/KCWI休息紫外积分场光谱，我们证明了这些源的连续谱和发射线结构表现出广泛的形态，从紧凑的孤立点源到双活动星系核合并系统广泛的~ 50 kpc潮汐尾。十二个星系之一，以前已知的表现出一个接近阻尼LyA系统与星系的红移一致的证据都扩展[O III]窄线发射区和空间偏移LyA发射（形态上不同的蓝移和红移组件）表示大规模的气流光电离的中央活动星系核。我们没有发现广泛的证据，恒星形成的宿主星系周围的活动星系核的[O III]速度色散往往是高的（西格玛= 100 - 500公里/秒），连续形态比质量匹配的恒星形成比较样本更紧凑，诊断星云发射线比主要由活动星系核样电离光谱。该样本是最一致的人口活动星系核辐射约在其爱丁顿极限和photocatalytic扩展[O III]星云的特征尺寸尺度约为活动星系核光度的平方根。
2018-09-11 astro-ph.GA
Looking for nebular He II emission south of the multiple-massive star system, HD 5980
星云He II λ1640发射线在恒星形成星系中被观测到，并且可以用来限制He+电离光子源的性质。为此，了解这些光子的主要恒星来源至关重要。在一些邻近的贫金属星暴星系中，星云He II λ4686（光学当量）伴随着一个广泛的底层成分，这通常归因于经典（He燃烧）沃尔夫-拉叶星的风，主要是WN亚型。在这种情况下，星云成分的起源被认为是来自WN恒星风的He+电离光子的逃逸，至少部分是这样。我们利用甚大望远镜上的焦缩低色散摄谱仪（FORS 1）获得的长缝观测资料，寻找HD 5980中WN 6 h + WN 6（7）近距离双星南部的He II λ4686星云发射。我们只发现宽的He II λ4686发射，直到aprox。7.6 PC从二进制。与哈勃太空望远镜上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）在类似轨道相位下获得的观测结果进行比较，表明FORS 1宽He II发射可能是来自多星系统HD 5980的污染。我们使用的模型表明，没有显着的He+电离通量预计从WN星在HD 5980，当类似的恒星存在于一个同时代的恒星星族，O星可以更大的发射体的He+电离辐射。
2023-03-07 astro-ph.GA
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。
2016-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The San Pedro Mártir Planetary Nebula Kinematic Catalogue: Extragalactic Planetary Nebulae
我们提供了11个本星系群星系中211个明亮行星状星云的运动学数据：M31（137 PNe），M32（13），M33（33），天炉座（1），人马座（3），NGC 147（2），NGC 185（5），NGC 205（9），NGC 6822（5），狮子座A（1）和六分仪A（1）。这些数据是在圣佩德罗马提尔山脉的国家天文台利用2.1米望远镜和曼彻斯特中阶梯分光计，根据[ \ion{O}{3} ] $λ$ 5007以11公里/秒的分辨率获得的。在H $α$中观察到一些物体。明亮的行星状星云的内部运动学并不强烈地依赖于它们的祖先恒星星族的金属丰度或年龄，尽管存在微小的系统差异。星云运动学和H $β$光度要求星云壳层在其中心恒星的早期演化过程中被加速。因此，运动学提供了一个额外的论据，支持在所有星系中明亮的行星状星云都有类似的恒星祖先。
2010-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Tarantula Nebula as a template for extragalactic star forming regions from VLT/MUSE and HST/STIS
我们目前的VLT/MUSE观测NGC 2070，在LMC的剑鱼座30的主要电离星云，加上其中央星团R136的HST/STIS光谱。积分场光谱学（MUSE）和伪IFS（STIS）共同提供了对狼蛛中心30 x 30秒差距^2内所有大质量恒星的完整普查。我们讨论了R136的综合远紫外光谱，特别感兴趣的年轻河外星团的紫外研究。在非常早期（1- 200万年），来自超大质量恒星的强烈HeII 1640辐射不能用目前的人口合成模型重现，即使是那些结合了双星演化和超大质量恒星的模型。综合MUSE数据集的星云分析表明NGC 2070的年龄约为450万年。沃尔夫-拉叶特征提供了另一种年龄诊断方法，其主要贡献来自R140而不是R136中数量更多的富氢WN星。在解释河外恒星形成区的空间扩展观测时应谨慎。
2017-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Physical and kinematical characteristics of Wolf-Rayet central stars and their host planetary nebulae
本文利用盖亚eDR3数据研究已知沃尔夫-拉叶型中心星及其行星状星云，揭示从[WO 1]到[WC 12]的演化序列，并给出恒星质量、年龄及颜色偏红成因的统计结果。
2023-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance Discrepancy Factors in high density planetary nebulae
根据高分辨率光谱，已经确定了行星状星云Cn 3-1、Vy 2-2、Hu 2-1、Vy 1-2和IC 4997的碰撞激发线和光学复合线的化学丰度，这些天体都是年轻而致密的天体。本研究的主要目的是推导出两个细胞系之间的O $^{+2}$ /H $^{+}$绝对离散因子（ADF）。He，O，N，Ne，Ar，S和Cl的丰度，我们的值与以前报道的一致。我们发现Cn 3-1、Hu 2-1和Vy 1-2具有典型的盘状PNe的O丰度，而Vy 2-2和IC 4997是低O丰度天体（$\rm{12+log(O/H) \sim 8.2}$），这可以归因于O可能耗尽到尘埃颗粒中。分别测定Vy 2-2、Hu 2-1、Vy 1-2和IC 4997的$4.30^{+1.00}_{-1.16}$、$1.85 \pm 1.05$、$5.34^{+1.27}_{-1.08}$和$4.87^{+4.34}_{-2.71}$的ADF（O $^{+2}$）。分析了每种情况下的CELs和ORL的运动学，以研究星云中不同共存等离子体发射它们的可能性。[O III]和O II的膨胀速度在三个PNe的不确定性范围内是相等的，没有证据表明这些线在不同的区域发射。例外是Hu 2-1和Vy 2-2，其中ORL可能在与CEL不同的区域中发射。对于Vy 2-2和IC 4997，我们发现同一离子（S $^+$，N $^{+}$，Ar $^{+…
2022-01-03 astro-ph.GA
Confronting expansion distances of planetary nebulae with Gaia DR2 measurements
到行星状星云的单个距离对于我们理解后渐近巨星分支演化具有最大的相关性，因为它们可以精确地确定恒星和星云的性质。此外，具有单独距离的物体可以作为基于次级星云特性的所谓统计距离的校准器。有了独立已知的距离，就有可能根据经验检验我们对行星状星云形成和演化的理解，正如现有的流体动力学模拟所建议的那样。我们比较了最近确定的一些行星状星云的膨胀松弛与盖亚数据发布2提供的三角松弛。除了11个星云中的两个之外，我们发现膨胀和盖亚三角函数之间的一致性很好，没有任何系统的距离趋势。因此，盖亚的测量也证明了将激波的自行转换成多普勒速度所必需的校正因子是不能忽略的。相反，这些修正因子的大小和它们随时间的演变所预测的1-D流体动力学模型的行星状星云基本上是有效的。这些修正因子通常大于1，并且对于行星状星云的外壳和内部明亮的边缘是不同的。盖亚的测量结果也证实了早期的发现，即光谱方法往往会导致对距离的高估。他们还表明，即使通过复杂的光电离建模来模拟整个恒星和星云系统，也不一定总能提供可靠的结果。盖亚的测量结果证实了目前的辐射-流体动力学模型的基本正确性，该模型预测行星状星云的外壳和边缘是两个独立膨胀的实体。
2019-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The PHANGS-MUSE/HST-Halpha Nebulae Catalogue
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Ritter Astrophysical Research Center, University of Toledo（托莱多大学里特天体物理研究中心）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心天文计算研究所）；INAF — Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔蒂天文台）；Department of Astronomy, Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与高能粒子物理中心）；Department of Physics and Astronomy, The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文学研究中心）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）
PHANGS-MUSE/HST-Halpha星云目录通过高分辨率Halpha成像和MUSE光谱学，对5177个星云进行分类和分析，揭示了恒星形成区域的结构和物理特性。
2025-10-13 astro-ph.GA
Confirmation of the link between central star binarity and extreme abundance discrepancy factors in planetary nebulae
最近有人注意到，具有近距离双星的行星状星云和高度增强的复合线丰度之间似乎有很强的相关性。我们提出了新的深光谱的7个对象已知有密切的二元中心恒星，并发现重元素丰度来自复合线超过碰撞激发线的5-95倍，其中几个星云之间的最极端的已知丰度差异。这项研究几乎使已知具有双星中心和极端丰度差异的星云数量增加了一倍。对所有测量到复合线丰度的星云的统计分析显示，中央恒星表面化学与星云丰度差异之间没有联系，但双星性与丰度差异之间有明确的联系，丰度差异与星云电子密度之间也有密切关系：所有具有周期小于1.15天的中心联星的星云的丰度差异因子都超过10，电子密度小于$\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
A self-consistent stellar and 3D nebular model for Planetary Nebula IC418
我们提出了一个相干的恒星和星云模型再现的观测行星状星云IC 418。我们想检验通过拟合恒星观测得到的恒星模型是否能令人满意地拟合星云并再现星云观测，这一点并不明显。这使我们能够确定恒星和星云的所有物理参数，包括丰度和距离。我们使用了所有可用的观测材料（FUSE，IUE，STIS和光谱）来约束使用CMFGEN代码进行的恒星大气模型。光电离模型使用Cloudy_3D完成，并基于CTIO，Lick，SPM，IUE和ISO光谱以及HST图像。140多条星云发射线与观测到的强度进行了比较。我们重现了对恒星和星云的所有观测。确定了气体分布的3D形态。恒星的有效温度为36.7kK。它的光度是7700太阳光度。我们描述了一个原始的方法来确定星云的距离，使用进化轨迹。不需要聚集因子来再现年龄-光度关系。发现1.25千秒差距的距离与最近使用视差法测定的结果非常吻合。恒星和星云的化学成分都被确定了。两者都富含碳。星云中的元素Mg、Si、S、Cl（比太阳低0.5 dex）和Fe（比太阳低2.9 dex）都有耗尽的迹象。这是第一个自洽的恒星和星云模型的行星状星云，再现了所有可用的观测范围从红外到紫外线，表明建模过程的综合方法导致更多的限制性约束，原则上，更值得信赖的结果。
2009-10-08 astro-ph.GA
Gaseous nebulae and massive stars in the giant HI ring in Leo
狮子座环是当地宇宙中最大的HI云，最近被确定为接近或高于太阳，与先前声称的环的原始起源不相容。这些气体在星系盘中预先富集并被潮汐剥离，在星系际空间中无法非常有效地形成恒星。我们映射星云线在3密集HI团块的狮子座环和补充这些数据与档案恒星连续观测调查缓慢建设的稀疏人口的恒星在局部地区的环。一些质量与O 7型相当的年轻恒星正在为一些HII区域提供动力。平均恒星形成率密度在10^{-5} Msun/yr/kpc ^2的数量级，并伴随着几百秒差距大小的局部爆发，在500-1000 Msun的松散星协中偶尔会出现大质量的异常值。星云区域的远紫外线与H α辐射的比率意味着最近的恒星爆发，从200万到700万年前。环中的局部HI气体密度与恒星形成率之间的关系类似于在矮星和气体耗尽时间长达100~Gyrs的外盘中发现的情况。我们发现一个候选行星状星云在一个紧凑和暗淡的Halpha区域与[OIII]/Halpha线增强，与估计的平均恒星表面亮度的环。在最明亮和最年轻的HII区域周围存在1千秒差距的部分环发射弱的H α线，这表明当地的冲击可能是新恒星形成事件的触发器。
2021-04-14 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
Candidate carriers and synthetic spectra of the 21- and 30-mu protoplanetary nebular bands
计算化学在这里被用来确定几个候选分子的振动线光谱。结果表明，硫脲官能团，与各种碳结构（主要是紧凑和线性芳香族簇），能够模仿21- $μ$ m带发射的一些原行星状星云。硫脲中的氮和硫的结合是该模型中发射的基本来源：如果这些物质被碳取代，则谱带消失。天文学上的21- $μ$ m特征向红延伸，与另一个峰值在25和30 $μ$ m之间的突出带合并，也称为30- $μ$ m带。结果发现，后者可以模拟的脂肪链，由CH $_{2}$基团，氧桥和OH基团，提供30- $μ$ m发射的组合光谱。氧的缺乏几乎使30- $μ$ m发射消失。21-和30- $μ$ m带之间的发射主要由连接到线性芳族簇的硫脲提供。化学软件揭示了杂原子N、S和O的重要作用源于它们的大电子电荷。它还允许确定负责每个结构的不同线的原子振动类型，这有助于选择最相关的结构。这里总共选择了22个结构，但它们的列表远不是详尽无遗的;它们只是作为3个通用类的示例。当加入背景尘埃辐射时，得到的模型光谱能够令人满意地再现最近的原行星状星云观测。该模型中使用的原子种类的相对数通常为H：C：O：N：S=53：36：8：2：1。
2011-04-22 astro-ph.GA
Morpho-kinematic analysis of the point-symmetric, bipolar planetary nebulae Hb 5 and K 3-17, a pathway to poly-polarity
本文利用一套完整的空间分辨高光谱分辨率的长狭缝光谱，详细研究了双极行星状星云Hb~5和K3 -17的运动学。这两个物体都有特别有趣的特征，例如复杂的放射性，玫瑰花型核，轴点对称和非常快的双极流出。结合Hb~5的运动学信息和{ \it HST}图像，利用SHAPE程序建立了详细的星云三维模型。该模型表明，大尺度的叶生长在一个非同源的方式。核心中的环形圈被证明实际上是从似乎是随机穿孔的致密气体核心中出现的次级叶，并且形成点对称结构的材料以独特的运动学模式在叶内流动，并且其与叶的相互作用对它们产生了成形效果。Hb~5和K~3-17可能代表了一类快速演化的行星状星云，一旦星云核心演化和膨胀，它们将发展出多极特征。
2012-03-15 astro-ph.GA
Spitzer IRAC Colors of Nebulae Associated with Star-Forming Regions
恒星形成区通常与星云有关。在这项研究中，我们研究了斯皮策IRAC图像中的红外漫发射。红外星云L1527描绘了一个低质量原恒星的外流。星云的颜色与具有大消光的恒星光球的颜色一致。HII区域W5-East周围的星云在红外线上是明亮的。这些颜色与含多环芳烃（PAH）粉尘的模型颜色一致。从星云的红外颜色推断出星云的紫外辐射强度和小尘埃部分。我们发现星云的边缘受到强烈的紫外线照射，并有丰富的小尘埃。分子云表面的尘埃被认为是被早期恒星的紫外线辐射破坏的。
2020-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive Catalog of Emission-line Nebulae, Star Clusters, and Supergiants in M31 from the LAMOST Spectroscopic Survey
本文利用LAMOST光谱数据结合随机森林分类与人工检查，构建了M31中384个发射线星云、380个星团和375个超巨星及候选体的综合星表，并在M33中证认了245个发射线星云，为研究M31结构与演化提供数据基础。
2025-01-04 astro-ph.GA
Planetary Nebulae in Gaia EDR3: Central Star identification, properties and binarity
上下文盖亚早期数据发布3（EDR 3）于2020年12月发布，其特点是比以前的DR 2文件中发布的测光和天体测量有所改进，并包括大量的源，数量约为20亿，使其成为大数据天文学的典范。目标。我们展示了盖亚数据挖掘如何有效地帮助解决中央恒星错误识别的问题，这个问题从一开始就一直困扰着这个领域。正如我们对DR 2所做的那样，我们的目标是在EDR 3中提供一个包含天体测量和光度测量信息的CSPNe目录。方法.盖亚G（BP）-G（RP）的颜色使我们能够选择具有足够温度的源来覆盖星云。为了估计光源的真实颜色，重要的是要考虑到星际消光，对于致密星云，如果可以的话，还要考虑星云消光。此外，来自EDR 3的距离（与一致的文献值相结合）可以用来获得从那些观察到的星云的内在属性。有了这些信息，CSPNe可以绘制在HR图中。结果我们提出了一个目录2035 PNE与它们相应的CS识别从盖亚EDR 3来源。我们获得了EDR 3（1725 PNe）中已知松弛的距离。此外，对于一个子样本（405 PNe）与最准确的距离，我们得到不同的星云性质，如它们的银河系分布，半径，运动学年龄和形态。此外，对于一组74 CSPNe，我们提出的演化状态（质量和年龄）来自它们的光度和有效温度的演化模型。最后，我们突出了几个宽的二进制CSPNe的检测通过EDR 3天体测量参数的分析，我们有助于脱落一些光在CSPNe密切的二进制的相关…
2021-12-13 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
Dissecting the Power Sources of Low-Luminosity Emission-Line Galaxy Nuclei via Comparison of HST-STIS and Ground-Based Spectra
利用近100个线发射星系核的样本，我们建立了目前确定的亚弧秒尺度H_α和邻近发射线的光谱测量图谱。我们采用这些数据在哈勃太空望远镜（HST）和地面孔径，这提供了一个数量级的对比度差异的星云发射的定量比较，并提供新的统计约束的程度过渡对象和低电离核发射线区域（LINER）的吸积黑洞在<10 pc的供电。我们表明，虽然小孔径观测清楚地解决了星云的发射，孔径的依赖性线比一般是弱的，这可以解释的线发射气体的密度梯度：在更多的核区域的密度较高的潜在平坦的激发梯度，抑制禁止发射。过渡天体在高分辨率数据中显示出宽H_α发射的发生率增加了三倍，以及最强的密度梯度，支持这些系统作为被恒星形成活动包围的吸积源的复合模型。窄线LINER似乎是1型LINER的较弱对应物，其中低吸积速率导致宽线分量的消失。HST观测灵敏度的提高揭示了在z~0时吸积动力系统的发生率增加了30%。在不同时期检测到的宽线发射强度的比较意味着在十年的时间尺度上潜在的宽线可变性，幅度至少为三倍。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atlas of monochromatic images of planetary nebulae
我们提出了一个超过100个行星状星云（PNe）的原始图像的图集。这些图像是在几次观测活动中使用两台中等孔径望远镜，在Complejo Astronómico El Leoncito（CASLEO）和Estación Astrofísica de Bosque Alegre（EABA）中以[N II]星云发射为中心的窄带滤波器拍摄的。该图集提供的数据代表了[N II]中最广泛的PNe图像调查之一。我们将新的图像与文献中的图像进行比较，并简要描述我们的[N II]图像揭示新的有趣结构的所有情况。
2016-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of planetary nebulae and evolved stars: Iron and sulfur depletion, and carbon and nitrogen enrichment, in low- and intermediate-mass stellar populations in the Milky Way
本文通过对比银河系行星状星云与其RGB/AGB前身恒星的元素丰度，量化了铁和硫的尘埃耗损及碳氮富集，为未来星云与恒星样本比较研究提供基准。
2024-07-08 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
Understanding and reducing statistical uncertainties in nebular abundance determinations
每当观察与理论进行比较时，如果比较是有意义的，那么与观察相关的不确定性的估计是至关重要的。然而，许多光电离星云的温度、密度和丰度的测定并没有引用相关的不确定性。那些通常使用依赖于通常不成立的假设的分析技术来传播不确定性的方法。基于这个问题，我们开发了NEAT（星云经验分析工具），一个计算光电离星云化学丰度的新代码。该代码使用长期建立的技术对发射谱线列表进行分析，以估计星际消光的数量，计算代表性的温度和密度，从碰撞激发谱线和复合谱线计算离子丰度，最后使用电离校正方案估计总元素丰度。NEAT使用蒙特卡罗技术来稳健地将来自线通量测量的不确定性传播到导出的丰度。我们表明，对于典型的观测数据，这种方法是优于分析估计的不确定性。NEAT还考虑了向上偏置对低信噪比测量的影响，使我们能够准确地量化这种偏置对丰度测定的影响。我们发现，这种影响不仅会导致来自弱线的重元素丰度的显着高估，但考虑到它减少了这些丰度测定的不确定性。最后，我们调查可能的不确定性R，选择性总消光比，丰度测定的效果。我们发现，由于这个参数的不确定性是可以忽略不计的统计不确定性相比，由于典型的线通量测量的不确定性。
2012-03-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Extended Structures of Planetary Nebulae Detected in H$_{2}$ Emission
我们目前的窄带近红外图像的11个银河系行星状星云（PNe）的样品中获得的分子氢（H $_{2}$）2.122 $μ$ m和溴$γ$ 2.166 $μ$ m发射线和$K_{\rm c}$ 2.218 $μ$ m连续谱。这些图像是用3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上的宽视场红外照相机（WIRCam）收集的;它们前所未有的深度和宽视场使我们能够在几个PNe中发现H $_{2}$发射的扩展星云结构，其中一些是第一次探测到的。通过与光学图像的类比，研究了H $_{2}$辐射中的星云形态，并讨论了恒星风相互作用的指示。特别是，NGC 6772中高度不对称晕的完整结构在H $_{2}$中得到了证实，这强烈暗示了与星际介质的相互作用。我们的样品证实了H $_{2}$发射和PNe双极性之间的一般相关性。H $_{2}$气体的多节/多节精细结构在几个环状PNe的内部区域被解析，也证实了先前的论点，即H2发射主要来自赤道区域完全电离物质中嵌入的结/团。此外，蝴蝶形状的Sh 1 -89的深H $_{2}$图像，在去除场星之后，清晰地显示出腰部的倾斜环结构。这些高质量的CFHT图像证明了后续详细的形态运动学研究，期望推断出样品中几个PNE的真实物理结构。
2018-04-24 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
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
Nebular Analysis of PNe NGC 3242
本研究基于 VBT 天文台光谱数据，利用 IRAF 和 NEAT 对行星状星云 NGC 3242 进行星云分析，获取其元素丰度、密度和温度，并与文献结果比较。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebula Populations and Kinematics
最明亮的行星状星云达到相似的最大光度，具有相似的化学丰度比，并且在所有星系中显然具有相似的运动学。然而，这些相似性在理论上并不一定是预期的，而且似乎隐藏了重要的进化差异。正如理论上预测的那样，金属丰度似乎会影响星云的运动学，如果微妙的话，并且随着演化阶段有明显的变化。在可以研究的范围内，银河系和河外行星状星云的内部运动学是相似的。然而，存在运动学数据的河外行星状星云可能属于一个小范围的祖先质量，因此可能还有很多东西需要学习，特别是关于从更大质量的祖先下降的行星状星云的运动学。
2012-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Planetary Nebulae with Ultra-Violet Imaging Telescope (UVIT): Far Ultra-violet halo around the Bow Tie nebula (NGC 40)
上下文NGC 40是一个行星状星云，具有弥漫的X射线辐射，表明来自WC 8中心恒星（CS）的高速风与星云相互作用。它显示出很强的Civ 1550发射，这不能单独用热过程来解释。我们在这里提出的第一张地图，这个星云在C IV发射，使用宽带过滤器的紫外线。目的。绘制CIV热发射气体及其与软X射线（0.3-8 keV）发射区的对应图，以研究激波与星云和ISM的相互作用。这也说明了UVIT在星云研究中的潜力。方法.星云图像的形态学研究，图像的角分辨率约为1.3”，在四个UVIT滤波器波段，包括C IV 1550 λ和C II] 2326 λ谱线和紫外连续谱。与文献中的X射线、光学和红外图像进行比较。结果C II] 2326的照片显示了星云的核心，在CS的两侧有两个叶，类似于[N II]。在核心的C IV发射表现出类似的形态和现存的弥漫的X射线发射集中在星云凝聚。一个令人惊讶的UVIT发现是在FUV滤光片中存在一个大的微弱FUV晕，λeff为1608 nm。UV晕圈不存在于任何其他UV过滤剂中。FUV晕最有可能是由于H2分子的莱曼带的UV荧光发射。与光学晕和红外晕不同，FUV晕的轨迹主要朝向星云核心的东南侧，与CS的自行方向相反。结论. C IV 1550星云和核心X射线辐射的形态相似性表明，它主要是由强烈的CS风与星云的相互作用造成的。NGC 40中的FUV晕突出了H2分子广泛存在于甚至超…
2017-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ancient 'ghost' planetary nebulae discovered with amateur telescopes
Asociación Astronómica AstroHenares（AstroHenares天文协会）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理系）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)（国家天文台（OAN-IGN））；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）
利用业余望远镜通过长积分窄带成像技术，发现了三个新的古老行星状星云候选体（JAM 2、JAM 3、JAM 4），其年龄估计为5-10万年。
2026-04-25 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
