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
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
Characteristics of the Galaxy according to Cepheids
经典造父变星和II型造父变星被用来重新研究银河系的特殊性质。从LMC造父变星（OGLE）出发，提出了一种新的II型无红化造父变星距离参数化，其不确定度一般不大于5- 15%。到银河系中心的距离R 0 =7.8+-0.6 kpc是由到第二型造父变星的中间距离（OGLE）推算出来的，R 0 =7.7+-0.7 kpc是由到第二型造父变星近端的距离推算出来的，再加上从行星状星云推算出来的第二型造父变星半径1.3+-0.3 kpc。从经典造父变星推断出太阳到银道面的距离为Zsun=26+-3 pc，这个结果取决于样本的距离和方向，因为古尔德带和银道盘弯曲的复杂影响。经典的造父变星和年轻的疏散星团描绘出一致而明显的螺旋特征，尽管它们的特征与银河系螺旋图案的传统图片不符。人马座-船底座臂被证实是一个主要的螺旋臂，它似乎起源于一个与以前所建议的不同的银河系区域。此外，观测到一个主要特征来自天鹅座-狐狸座，并可能在太阳附近局部持续。通过证明计算出的到银河系中心和几个球状星团的距离（M54，NGC 6441，M15和M5）和星系（NGC 5128和NGC 3198）可能是II型造父变星的宿主：与文献结果一致，在不确定性范围内。
2009-05-18 astro-ph.GA
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
A spectrophotometric study of planetary nebulae and HII regions in the M83 galaxy
中低质量恒星（0.8- 8 M $\odot$）在演化末期会经历一系列的质量损失事件，这有助于星际介质的富集。行星状星云（PNe）阶段是这一演化过程结束之前，代表了理解星系化学富集的重要信息来源。M83棒星系是一个相对较近的星系，这使得它的光致电离物体的分光光度研究成为可能。在文献中，HII区域已经在这个星系中被广泛探索，尽管它的PNe人口以前没有得到解决。在这项工作中，我们报告，为第一次，分光光度法研究的PNE人口在M83星系。这些数据是在2014年使用Gemini GMOS多目标摄谱仪，使用两种光栅配置（R400和B600），在良好的视宁度条件下（< 0.8弧秒）观察到的。这些数据目前正在减少与双子Pyraf包。在该项目的第一阶段，我们希望通过光谱确认样本的PNe候选者，以进一步分析该星系中PNe种群的化学丰度的径向梯度。
2019-07-09 astro-ph.GA
Metallicity gradients in the Milky Way
径向金属丰度梯度在银河系和其他几个螺旋星系的圆盘中被观测到。就银河系而言，许多天体都可以用来确定梯度，例如HII区、B星、造父变星、疏散星团和行星状星云。有几种元素可以被研究，例如光电离星云中的氧、硫、氖和氩，造父变星、疏散星团和恒星中的铁和其他元素。因此，从丰度梯度研究中推断出的观测特征数量非常大，因此，在过去几年中，它们已成为化学演化模型的主要观测约束之一。在本文中，我们提出了一些最近的观测证据的丰度梯度的基础上的几类对象。我们将集中讨论（i）梯度的大小，（ii）空间变化，（iii）丰度梯度随时间变化的证据。对最近的一些理论模型也给出了一些评论，试图突出他们的预测有关丰度梯度及其变化。
2009-11-19 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
Properties of M31. III: Candidate Beat Cepheids from PS1 PAndromeda Data and Their Implication on Metallicity Gradient
我们提出了一个样本的M31击败造父变星从泛星1仙女座战役。通过分析三年的仙女座数据，我们确定了17个拍造父变星，从10到16千秒差距的银河系中心的距离。由于基模周期和基波与第一泛音周期之比之间的关系对金属量有严格的约束，我们能够使用Buchler（2008）模型中的关系推导出拍造父变星位置的金属量。我们的金属丰度估计值显示太阳下的值在15 kpc以内，与HII地区的金属丰度相似（Alberita & Bresolin 2012）。然后，我们使用金属丰度估计值来计算M31盘的金属丰度梯度，我们发现它更接近行星状星云的金属丰度梯度（Kwitter et al. 2012），而不是来自HII区域的金属丰度梯度（Alfreita & Bresolin 2012）。
2013-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Connecting Stellar Population Surveys to Stellar Evolution with Delay-time Distributions: Application to LMC Classical Cepheids
The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
利用延迟时间分布（DTD）从恒星形成历史图中提取造父变星的年龄分布和产生率，验证其作为恒星演化诊断工具的潜力，发现与独立年龄测量一致，并识别出异常族群。
2026-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic data for neutron-capture elements II. Photoionization and recombination properties of low-charge krypton ions
我们给出了前六个氪离子的多组态Breit-Pauli畸变波光电离（PI）截面和辐射复合（RR）及双电子复合（DR）速率系数。这些计算与AUTOSTRUCTURE代码，使用半相对论径向波函数在中间耦合。Kr已经在几个行星状星云（PNe）和H II区域被探测到，并且是中子俘获核合成的有用示踪剂。PI，RR和DR数据需要准确地校正电离星云中未观测到的Kr离子，从而确定元素Kr丰度。我们测定了Kr^0--Kr^5+基态的PI截面，最大可达100个里德伯。通过与实验测量值的比较，我们的Kr^+ PI计算得到了显著的改进。RR和DR速率系数由温度（10^1- 10^7 Ω z ^2 K，其中z为电荷）下的直接和共振PI截面确定。我们考虑了Δ n=0的DR核心激发，发现在光电离等离子体温度下，除了Kr^+，DR是所有离子的主要复合机制。内部的不确定性估计通过比较计算的结果与三个不同的配置相互作用膨胀为每个离子，并通过测试的灵敏度变化的轨道径向标度参数。PI截面在接近基态阈值时一般不确定30-50%。在10^4 K附近，RR速率系数的不确定性通常小于10%，而DR速率系数的不确定性为2到3倍，这是由于近阈值自电离共振的能量未知。与本系列的第三篇论文中提出的电荷转移速率系数，这些数据使强大的氪丰度测定光电离星云的第一次。
2011-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Very Large Telescope deep echelle spectroscopy of Galactic planetary nebulae NGC 6153, M 1-42 and Hf 2-2
我们提出了三个银河系行星状星云（PNe）的深光谱与大丰度差异因子（ADF）：NGC 6153，M1-42和Hf 2 -2。光谱由VLT/UVES获得，覆盖整个光学范围（3040- 11，000 A），光谱分辨率约为20，000。对于所有三个PNe，都探测到并确定了几百条排放线，其中70%以上是允许的排放线。这些允许的谱线中的大多数是由复合激发的。在光谱中检测到O Ⅱ、C Ⅱ、N Ⅱ和Ne Ⅱ的许多弱光学复合线，并测量了精确的通量。线通量表已汇编完毕，可供星云天体物理学界使用。这些ORL进行了严格的分析，使用最近计算的光学复合光谱的N II和O II的光电离气体星云的物理条件下的有效复合系数。利用新的原子数据进行了基于重元素ORL的等离子体诊断。对于NGC 6153、M1-42和Hf 2 -2，来自ORL的元素丰度系统地高于来自碰撞激发线（CEL）的元素丰度，分别为约10、2 - 2和80倍。来自重元素ORL的电子温度系统地低于来自CEL的电子温度。这些ORL与CEL丰度和温度的差异，以前观察到的三个PNe通过深光谱与中低光谱分辨率，从而证实了我们的分析深阶梯光谱使用新的原子数据。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep high spectral resolution spectroscopy and chemical composition of ionized nebulae
高光谱分辨率光谱学已被证明是非常有用的光电离星云，如H II区和行星状星云（PNe）的化学丰度的研究进展。经典分析利用明亮的碰撞激发线（CEL）的强度，这对电子温度和密度有很强的依赖性。通过使用高分辨率分光光度数据，我们的团队已经领导了一些重元素离子的化学丰度的测定，主要是来自微弱复合线（RL）的O++，O+和C++，使我们能够将它们与附近的其他发射线或天空特征分离。这些谱线的重要性在于它们的发射率与气体的温度和密度结构关系不大。在这个领域中未解决的问题是，重元素离子的复合线给出的丰度比来自CEL的丰度高约2-3倍-在H II区-对于相同的离子，并且在一些PNe中甚至可以高70倍。这种不确定性使我们怀疑金属丰度的表面值的有效性，我们不仅用它来代表本地宇宙中的电离星云，而且还用它来代表不同红移的恒星形成矮星系和螺旋星系。此外，高分辨率的数据可以使我们能够检测和去混合中子俘获元素离子在PNe中的微弱线条。这些信息将进一步限制AGB的演化模型，并将有助于量化低质量和中等质量恒星产生的S元素的化学富集。在E-ELT上配备阶梯光栅摄谱仪将具有重要意义，可用于：（a）将重元素复合线的研究扩展到低金属量天体，（b）将s元素丰度的测定扩展到河外行星状星云和明亮的银河系和河外H II区。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. I. Line intensities and physical conditions
沃尔夫-拉叶[WR]中心恒星周围的行星状星云（PNe）（[WR]PNe）构成了一个特殊的光电离星云类别，约占分类中心恒星PNe的10%。我们分析了12 [WR]PNe的深高分辨率分光光度数据。该样品代表了迄今为止在如此高的光谱分辨率下分析的最广泛的样品。我们的目标是选择最佳的物理条件中的PNe用于离子丰度计算，将在即将发表的论文。我们在LCO用6.5米望远镜和MIKE摄谱仪获得了光谱，覆盖了3350到9400 A的波长范围。光谱暴露的深度足够深，信噪比高于3，OII，CII和其他物种的弱ORL。我们检测和识别约2980发射线，这是迄今为止，最完整的一套分光光度数据公布的这种类型的对象。从我们的深层数据，许多诊断线比Te和Ne确定从CEL，ORL，和连续测量。对于ne<10^4 cm-3的天体，密度可以用所有测定值的平均值来描述，而对于致密天体，密度可以用ne（[Cl III]）来描述。对于Te，我们采用三区电离方案，其中低电离区的特征在于Te（[NII]），中等电离区的特征在于Te（[OIII]），最高电离区的特征在于Te（[ArIV]）。我们计算Te从HI Paschen不连续和从HeI线。我们没有找到证据的存在下，低温，高密度团块在我们的[WR]PNE从微弱的O II和N II等离子体诊断分析。Te（[OIII]）/Te（[NII]）在高电离度下很低的行为可以由一组结合的物质束…
2012-01-25 astro-ph.GA
Bootstrapping dielectronic recombination from second-row elements and the Orion Nebula
双电子复合（DR）是光电离云中大多数重元素的主要复合过程。当已知自电离态的位置时，可以预测物种的准确DR率。不幸的是，大多数第三行和更高行的元素没有这种数据。这引入了一个不确定性，这是特别严重的光致电离云，低温意味着DR发生积极通过非常低的自电离状态。本文讨论了S $^{2+} \rightarrow$ S $^+$ DR，这个过程在很大程度上决定了星云中[S~III]/[S~II]的比值。我们推导出一个经验速率系数使用一种新的方法为第二行离子，这确实有准确的数据。利用光电离模型再现了猎户座星云中心区域的[O~III] / [O~II] / [O~I] / [Ne~III]强度比。O和Ne具有精确的原子数据，可用于导出在$\sim 10^{4}$ ~K处的经验S $^{2+} \rightarrow$ S $^+$ DR速率系数。我们提出了新的计算的DR速率系数S $^{2+} \rightarrow$ S $^+$和量化的不确定性的自电离能级位置的影响it. Experimental和理论结果相结合，我们得出一个简单的适合在所有温度下的速率系数纳入光谱合成代码。这种方法可以用来获得经验DR率为其他离子，提供了良好的观察几个阶段的电离的O和Ne。
2015-03-19 astro-ph.GA
Atomic data for neutron-capture elements III. Charge transfer rate coefficients for low-charge ions of Ge, Se, Br, Kr, Rb, and Xe
本文给出了10^2- 10^6 K温度范围内低电荷Ge、Se、Br、Kr、Rb和H2O离子与中性氢反应的总的和终态分辨的电荷转移速率系数。这些元素中的每一种都在电离的天体物理星云，特别是行星状星云中被检测到。CT速率系数是从所观察到的离子中确定总元素丰度所需的电离平衡溶液的关键成分。采用多通道Landau Zener方法计算了电荷q=2-5的射弹离子的速率系数，对单电荷离子的速率系数采用Demkov近似。由于NIST数据库中能级能量的不完整性，我们对五次电离物种的结果是下限。此外，我们还计算了上述六种元素的中性物种与电离氢之间的电荷转移电离反应的速率系数。所得到的总的和状态分辨的CT率系数被制成表格，并可在CDS上获得。在与我们的其他重要的原子过程的同步调查光电离星云，这项工作将使强大的调查中子捕获元素丰度和核合成通过星云光谱。
2011-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Discovery, Photometry, and Kinematics of Planetary Nebulae in M 82
使用[OIII]5007带内/带外滤波器技术，我们在8.2米斯巴鲁望远镜上使用FOCAS仪器识别了M 82中的109个行星状星云（PNE）候选者。辅助高分辨率HST ACS H-α成像的使用有助于区分PNe与超新星遗迹和致密HII区域等污染物。一旦确定，这些PNE揭示了大量的宿主星系，我们的分析包括运动学，恒星分布和距离测定。径向速度测定94这些PNe使用的方法，狭缝光谱，从中我们得到一个清晰的图片星系的旋转。总的来说，我们的结果与CO（2-1）和HI测量结果一致，显示出下降，近开普勒旋转曲线。然而，我们发现我们的PNe的一个子集，似乎躺在远远高于平面（~1 kpc），但这些对象似乎是旋转的速度接近平面的对象。这些天体将需要进一步的研究，以确定它们是否是晕族的成员，或者它们是否可以被解释为过去与M 81相互作用的结果而增厚的盘的表现。此外，[OIII]5007对PNe的发射谱线测光允许构建行星状星云光度函数（PNLF）。我们对M 82的PNLF距离测定产生了比使用TRGB、使用造父变星变星或使用M 81的PNLF所获得的距离更大的距离。我们表明，这种不一致性很可能源于我们无法完全纠正这个充满尘埃的星爆星系所带来的内部灭绝。（节录）
2009-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blue supergiants in the Pinwheel Galaxy M101: comparison with H II region chemical abundances, spectroscopic distance and an independent determination of the Hubble constant
本文通过对M101中13颗蓝超巨星的光谱研究，测定其金属丰度梯度并与H II区结果及造父变星金属丰度相互验证，进而利用FGLR距离独立测得哈勃常数H_0=72.5±4.6 km/s/Mpc。
2025-08-15 astro-ph.GA
Gas-phase Fe/O and Fe/N abundances in Star-Forming Regions. Relations between nucleosynthesis, metallicity and dust
本研究分析了452个恒星形成星云的气相Fe/O和Fe/N丰度分布及其与O、N的关系，发现Fe/N与N/H强相关，并推导出计算电离星云中Fe尘埃耗损比例的关系式，为高红移星系观测提供了对比依据。
2024-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification and characterization of nascent planetary nebulae with OH and H$_2$O masers
本研究结合公共数据与 ATCA/VLA 观测匹配 OH、H$_2$O 脉泽与行星状星云位置，新确认 1 个 PN、12 个候选体及 3 个水喷泉，并揭示其混合化学与非热辐射特征。
2025-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin and Evolution of the Abundance Gradient along the Milky Way Disk
基于一个简单的银河系盘化学演化模型，我们研究了盘氧丰度梯度及其时间演化。考虑了经典的Kennicutt-Schmidt定律（$ Ψ= 0.25 Σ_{\rm{gas}}^{1.4}$，以下简称C-KS定律）和修正的Kennicutt定律（$Ψ= αΣ_{\rm{gas}}^{1.4} ({V/r})$，以下简称M-KS定律）两种恒星形成率（SFR）。在这两种情况下，该模型可以产生一定量的丰度梯度，和梯度是陡峭的早期阶段的磁盘演化。然而，我们发现，当采用C-KS定律，经典的化学演化模型，它假设了一个径向依赖的下降时间尺度，不能产生一个足够陡峭的现今丰度梯度。如果我们引入一个盘形成时间尺度，这个问题就消失了，这意味着在早期，下落的气体只冷却到内盘上，而外盘形成得更晚。然而，这种模型将预测过去的一个非常陡峭的梯度。当采用M-KS定律时，该模型可以正确地预测当前的丰度梯度及其时间演化，与最近沿银河系盘的行星状星云和疏散星团的观测结果相匹配。我们的最佳模型还预测，外盘（人为定义为具有$R_g \ge 8kpc$的盘）具有比内盘更陡的梯度。从造父变星、疏散星团和年轻恒星观测到的外盘梯度显示出相当有争议的结果。造父变星也暗示外盘丰度梯度可能有双峰分布。需要更多的数据来澄清外盘梯度问题。我们的模型计算表明，对于一个单独的银河系型星系，一个更好的描述本地恒星形成的修正KS定律。
2009-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comparative study of O, Ne, Cl, and Ar in Hii regions and PNe of the Galactic disk: Temporal evolution of radial gradients?
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
利用高质量观测数据比较银河系盘HII区和行星状星云的O、Ne、Cl、Ar丰度径向梯度，发现包含温度涨落时HII区与造父变星的O/H梯度一致，而较老天体的梯度更平坦，可能源于径向迁移而非化学演化。
2026-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
