Shaping `Ears' in planetary nebulae by early jets
我们进行了行星状星云（PN）形成的三维流体动力学数值模拟，并显示喷流的主PN壳弹射之前，可以形成耳朵的形态特征。耳朵是主星云的两个相对的突起，比主星云小，截面从外壳的耳朵底部到远端单调递减。只有一小部分的PNE有耳朵。短寿命的喷流，在目前的模拟中，约一年，与规则的渐近巨分支（AGB）风相互作用，形成耳朵，而后来吹的密集风形成主要的PN密集壳。也就是说，喷气机比主PN壳体更老。我们还发现，对于使耳朵膨胀的射流，它们不能太强，不能太宽，也不能太慢。一个流动结构，其中短暂的喷流提前几年或更少的星云喷射的主要阶段，可能会导致一个系统，进入一个共同的信封演变。低质量伴星通过吸积盘吸积质量，并在进入PN巨大祖星的包层之前发射喷流。不久之后，伴星进入包层并螺旋进入，弹出形成主PN壳层的包层。
2021-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The post-common-envelope binary central star of the planetary nebula PN G283.7-05.1: A possible post-red-giant-branch planetary nebula central star
我们在行星状星云PN G 283.7 $-$ 05.1中发现并描述了共包层后中心恒星系统。作为POPIPlaN巡天的一部分拍摄的深层图像显示，该星云可能具有类似于其他后共包络行星状星云的双极形态。同时光和径向速度曲线模型显示，新发现的双星系统包括一个高辐射，M型主序星在5.9小时的轨道与热前白矮星。星云的前身质量特别低，约为0.4 M $_\odot$，这使得PN G 283.7 $-$ 05.1成为少数几个候选行星状星云之一，它们是在红巨星分支上的共同包络事件的产物。除了它的低质量，模型的温度，表面重力和光度都被发现是一致的观察到的恒星和星云的光谱，通过比较与模型的大气和光电离建模。然而，星云中心恒星的高温（T $_\mathrm{eff}\sim$ 95 kK）和高光度与后RGB演化轨迹并不一致。
2020-08-07 astro-ph.SR
Mapping Excitation in the Inner Regions of the Planetary Nebula NGC 5189 using HST WFC3 Imaging
行星状星云NGC 5189围绕着一颗沃尔夫-拉叶星，它是行星状星云中最引人注目的复杂形态之一，具有许多多尺度结构，显示出AGB祖先多次爆发的证据。在这项研究中，我们使用多波长哈勃太空望远镜宽视场相机3（WFC 3）的观测研究的内部0.3 pc $\times$ 0.2 pc区域周围的中央二进制，似乎是一个更近的祖先AGB星爆发的遗迹的形态。我们应用基于H $α$ $λ$ 6563、[O III] $λ$ 5007和[S II] $λλ$ 6717、6731图像的发射线比率的诊断图来识别星云内部低电离结构的位置和形态。我们从电离气体中区分出两个内部的低电离包层，半径为55弧秒（$\sim$ 0.15 pc），从中央恒星延伸：一个大的包层向东北方向扩展，而其较小的对应包层则向相反的方向向星云的西南方向扩展。这些低电离包层被高度电离的气体环境包围。我们认为，这些低电离膨胀的信封是一个强大的爆发的结果，从后AGB星，创造了冲击风区，因为他们通过以前驱逐的材料沿对称轴传播。我们的诊断映射使用高角分辨率线发射成像可以提供一种新的方法来检测其他PNE中的低电离区域，特别是那些显示出复杂的多尺度形态。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The post-common-envelope, binary central star of the planetary nebula Hen 2-11
我们提出了一个详细的测光研究的中心恒星系统的行星状星云母鸡2-11，选择研究，因为它的低电离细丝和双极形态-性状已密切相关的中心恒星双星。用NTT-EFOSC 2进行的光度监测揭示了一个周期为0.609 d的高辐照、双食、后共包络系统。光变曲线的模拟显示，星云的前身是非常热的，而系统中的次级星云可能是一颗K型主序星。星云的化学成分分析表明，亨2-11是一个中等激发的非I型星云。一个简单的光电离模型的构造确定丰度比的C/O和N/O，这将是一致的共同信封缩短AGB的星云祖星的演变。在Hen 2-11的中心探测到一个后共包络双星系统，进一步加强了双星后代与具有低电离细丝图案的轴对称行星状星云形成之间的联系，清楚地表明它们可用作中央恒星双星的形态指标。
2014-01-07 astro-ph.SR
Planetary nebulae after common-envelope phases initiated by low-mass red giants
很可能至少有一些行星状星云是由共同包层演化过程中从双星系统中喷射出来的物质组成的。对于这些行星状星云来说，电离成分是一个巨大星云的炽热而明亮的残余物，它的外壳在螺旋进入当前短周期轨道的过程中被伴星喷射出来。很大一部分CE阶段结束时，被认为是由低质量的红巨星，具有惰性，简并氦核心的巨星引发的。我们讨论了可能的结束CE结构，这样的恒星和他们随后的演变，以调查行星状星云的形成结构。我们假设，如果残余物在10^4年内喷射出它的包层，达到大于30千K的有效温度，那么行星状星云就会形成。我们假设，在CE阶段的组合物配置文件是不变的，使可能的残余结构的参数化结束CE的核心质量，信封质量和熵配置文件。我们发现，行星状星云预计在后CE系统的核心质量大于约0.3太阳质量，如果残余物结束CE阶段的热平衡。我们表明，是否残留物经历了前白矮星平台阶段取决于规定的结束CE信封质量。因此，观测一个年轻的后CE系统将限制CE包络质量和后CE演化的结束。
2013-10-10 astro-ph.SR
The Near-Infrared Polarization of the Pre-Planetary Nebula Frosty Leo
我们提出了一个近红外成像偏振研究的前行星状星云：霜狮子座。观测是使用安装在墨西哥索诺拉吉列尔莫·哈罗天体物理观测台2.1米望远镜上的新偏振计POLICAN在J、H和K'波段进行的。在偏振图中观察到的最突出的结果是一个大的和明确的尘埃信封（35 \arcsec \直径的H波段）。包层中的偏振位置角特别有序，几乎平行于星云的赤道（在J和H波段）。星云呈现出一个已知的双极外流，被星云的包层完全包裹着，在双极叶内，我们发现了从$60\%$（J带）到$90\%$（K'带）的高偏振能级，偏振角呈中心对称模式。我们发现了在双极叶的边缘的超风壳的残余物，这个阶段的持续时间约为600 yrs。在星云中的偏振功能的起源是最有可能由于单次和多次散射的组合。我们的研究结果清楚地表明了新的结构，提供了新的线索，从以前的渐近巨星分支阶段的演变霜狮子座。
2020-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bipolar planetary nebulae from common envelope evolution of binary stars
不对称的形状和双中心恒星的证据表明，许多双极行星状星云的起源是共同的。星云的双极成分被观察到比其他部分膨胀得更快，而膨胀得更慢的物质与恒星双星系统的共同包络相期间喷出的大部分包络有关。一般来说，共包络演化仍然是双星演化中最大的不确定性之一，快速外流的起源也没有得到令人满意的解释。我们进行三维磁流体动力学模拟的共同包络相互作用的移动网格程序AREPO。从伴星进入渐近巨星分支星的包层开始，覆盖双星系统的数百个轨道，我们能够跟踪演化到完成包层弹射。我们发现磁场在两个连续的事件中被强烈放大。首先，当伴星在包层中螺旋运动时，其次，当它与前巨星的核心形成接触双星时。在第二集，磁驱动，高速气体流出发射自洽在我们的模拟。流出物是双极的，并且气体另外被喷射的公共封套准直。由此产生的结构再现了在年轻行星状星云中观察到的典型形态和速度。我们建议，磁驱动机制是一个普遍的结果，共同的信封相互作用负责相当大一部分观测到的行星状星云。这样的机制可能也存在于其他双星的共同包层阶段，导致Ia型超新星，X射线双星和引力波合并事件的形成。
2022-03-17 astro-ph.SR
The Structure of the Molecular Envelope of the Ring Nebula (NGC 6720)
本研究通过SMA对环状星云（NGC 6720）的CO(2–1)干涉成像，揭示了其分子包层为近极向视角的截断三轴椭球体，动力学年龄约6000年，并发现内部丝状结构为高速极向子弹，提出包层由AGB末期质量抛射及伴星相互作用形成的演化模型。
2025-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bipolar Planetary Nebulae from Outflow Collimation by Common Envelope Evolution
双极行星状星云（PNe）的形态可以归因于来自中央发动机的快速风与共同包层（CE）演化留下的致密环形喷出物之间的相互作用。在这里，我们使用的3-D流体动力AMR代码AstroBEAR研究的可能性，双极PN流出可以出现准直，甚至从一个未准直的球形风在CE事件的后果。通过SPH代码PHANTOM的单个CE模拟的输出用作初始条件。四个案件的风，都有足够高的动量占观察到的高动量行星际前星云流出，被注入到喷出物的CE二进制残留区域的球形。我们比较的情况下，两种不同的动量和情况下，没有辐射冷却与应用程序的光学薄发射通过冷却曲线的流出。我们的模拟结果表明，在所有情况下，高度准直的双极流出的结果，通过与CE喷出物的相互作用的球形风偏转。在所有情况下，都可以看到顶叶和底叶之间的显著不对称。辐射冷却的低动量情况下的不对称性最强。虽然真正的CE后风可能是非球面的，我们的模型表明，通过“惯性约束”准直将足够强大，甚至开始与最大的非准直驱动器创建射流一样的外流。我们的模拟揭示了详细的冲击聚焦惯性约束（SFIC）模型中的冲击结构，并开发了一个透镜形的内部冲击，这是一个新的功能SFIC驱动的双极叶。
2020-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D mapping of the Wolf-Rayet nebula M1-67: clues for post-common envelope evolution in massive stars
我们提出了一个3D映射的沃尔夫-拉叶（WR）星云M1-67周围的WR 124。我们获得了高分辨率的圣佩德罗-马蒂尔（SPM）曼彻斯特Echelle光谱仪（MES）沿17个长缝位置的观测结果，涵盖了M1-67的所有形态特征。我们能够揭示M1-67的真实形态及其运动学，通过解释SPM MES观测，借助天体物理学SHAPE的3D建模工具。我们的SHAPE模型，最好地再现SPM MES数据包括三个同心双极结构组成的一个中空的椭球体结构和一个圆环。此外，该模型需要存在膨胀的射流和破碎的水泡，以重现特定的光谱特征。我们的研究结果与M1-67和它的祖先恒星WR 124是在11.8 $^{+4.6}_{-0.8}$ kyr前通过一个共同的包络线形成的观点是一致的。我们的双极模型强烈质疑以前的建议存在一个弓形激波结构周围M1-67。我们认为，从中心区域提取的光谱中检测到的明亮结构是由风压缩在M1-67最内部结构的后退区域产生的。此外，WR 124正在银河平面上方的一个低密度区域移动，这对M1-67的形成历史影响可以忽略不计。
2022-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary nebula progenitors that swallow binary systems
我建议，一些不规则的“凌乱”的行星状星云欠他们的形态三重恒星演化紧密的二元系统内和/或在外围的信封渐近巨星分支（AGB）的明星。在某些情况下，紧双星系统可以生存，在其他情况下，它被摧毁。紧密的双星系统可能会随着一颗恒星的离开而分裂。在另一种演化中，其中一颗星以低的比角动量落向AGB包层，并淹没在包层中。在另一种破坏过程中，AGB包层内部的拖拽导致紧密双星系统合并。这会在AGB的包层中释放引力能，导致一个非常不对称的包层喷射，一个不规则的和“凌乱的”行星状星云作为后代。三星系统的演化可以是完全共包络演化（CEE）或掠包络演化（GEE）。在破坏之前和之后（如果发生的话），系统可能会午餐对相反的射流。三重恒星演化的一个显著特征可能是后代行星状星云的轴对称形态的巨大偏离。我估计，大约八分之一的非球形PNe是由这些三星进化路线之一形成的。
2015-10-13 astro-ph.SR
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
Common Envelope Shaping of Planetary Nebulae. IV. From Proto-planetary to Planetary Nebula
我们提出了二维流体动力学模拟的过渡的原行星状星云的行星状星云的中心恒星的二元系统，经历了一个共同的信封事件。经过1,000年的磁驱动动力学（原行星状星云阶段），线驱动的恒星风被引入到计算域，星云的膨胀被模拟了另外10,000年，包括恒星光电离的影响。在这项研究中，我们考虑主序（最终）质量为1（0.569）和2.5（0.677）\Mo的中心恒星，以及0.6 \Mo ma的伴星。极端的双极、窄腰的原行星状星云会形成双极行星状星云，而其余的形状则主要演化成椭圆行星状星云。初始磁场对准直结构（如喷流）的影响在大多数情况下趋于消失，仅在少数情况下留下这些特征的残余。赤道区主要由光电离（1个\Mo祖先）分裂，导致由彗星团与辐射场对齐构成的“项链”结构。另一方面，光电离和冲击风（2.5 \Mo祖）的碎片引起的形成多个团块的纬度方向，这仍然在叶，靠近中心，这是浸没和包围热冲击气体，不一定与辐射场对齐。这些结果表明，碎裂过程有一个依赖于恒星的质量祖。这种分裂是由于在喷流的作用下，在前一个后共包络原行星状星云中的气体分布所造成的。
2022-09-29 astro-ph.SR
Spectroscopic Study of the Envelope of the Hybrid Nova V458 Vul and Surrounding Nebula
光谱观测的混合V458 Vul之间获得的亮度最大值后的第9和778天进行了分析。在星云阶段检测到禁止[FeVII]铁线的短周期，每日轮廓变化，以及与光度和X射线周期相关的长周期（约60天）周期变化。氦、氖和铁在新星包层中的丰度已经被估计出来。氦、氖和铁的丰度分别超过太阳值的4.4、4.8和3.7倍。包膜质量为1.4 $\times$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$。计算了行星状星云西北结和东南结的电子温度和数密度。西北结的温度为Te = 10 000 K，东南结的电子数密度为n $_{e}$ = 600 cm $^{-3}$，Te = 13 000 K，n $_{e}$ = 750 cm $^{-3}$。
2015-08-17 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
The post-common envelope central stars of the planetary nebulae Henize 2-155 and Henize 2-161
我们对Hen 2-155和Hen 2-161进行了研究，这两个行星状星云与其他已知的近距离双星中心恒星的行星状星云具有惊人的形态相似性。这两颗中心恒星都是光度变星，而光谱观测证实，Hen 2-155是一个双食后共包络系统的宿主，轨道周期为3 h33 m，是已知周期最短的双星中心恒星之一。发现母鸡2-161的观测结果与周期约为1天的后共包络双星相一致。Hen 2-155中央恒星的详细模型被制作出来，显示星云的前身是一个约0.62 Msol的高温AGB后残余物，与星云的年龄一致，而第二颗恒星是一颗M矮星，其半径几乎是ZAMS对其质量的预期半径的两倍。尽管数量很少，但行星状星云中心恒星的所有主序星伴星，其质量和半径都受到光度和光谱观测的限制，也被发现显示出这种“膨胀”。“膨胀”的原因尚不确定，但可能与快速吸积有关，就在最近的共同包络阶段之前，恒星尚未进行热调整。这两个星云的化学成分也进行了分析，显示两者都显示升高的丰度差异因素。这加强了丰度差异因子升高和星云祖星近双星性之间的联系。
2015-06-10 astro-ph.SR
The planetary nebula IPHASXJ211420.0+434136 (Ou5): insights into common-envelope dynamical and chemical evolution
在分析IPHAS H $α$巡天的图像时，我们注意到候选行星状星云IPHASXJ 211420.0 +434136（也被命名为Ou 5）的中心恒星明显是可变的。这通常被认为是二元性的指示。为了证实这一点，我们对中心恒星进行了光度监测，并获得了星云的图像和光谱。星云光谱证实IPHASXJ211420.0+434136是一个中等高激发的行星状星云。它有一个显着的形态与两个嵌套对双极叶，和其他不寻常的功能。中央恒星的光变曲线显示它是一个食双星系统，轨道周期为8.74小时。它还显示了强烈的辐射效应，振幅为1.5~ MAG。多个双极外流的存在下，这些星云的形成增加了限制，这表明离散喷射事件的发生期间，或之前，共同信封阶段。IPHASXJ211420.0+434136也为一个假设提供了证据，即有相当一部分的行星状星云有着接近的双星系统，它们具有特殊的星云化学成分和相对较低的星云质量。这可能指向低质量、低金属量的祖先，以及与双星演化有关的额外影响。我们还认为，这些对象可能是相关的了解行星状星云的丰度差异问题。
2014-06-17 astro-ph.SR
An Envelope Disrupted by a Quadrupolar Outflow in the Pre-Planetary Nebula IRAS19475+3119
IRAS 19475+3119是一个四极前行星状星云（PPN），有两个双极叶，一个在东西（E-W）方向，另一个在东南-西北（SE-NW）方向。我们在CO J=2-1中用亚毫米波阵以~ 1”的分辨率观测到了它。已知E-W双极叶可追踪双极流出，并在高速下检测到。东南-西北向的双极叶以低速出现，并可以追踪在天空平面上移动的双极外流。在两个双极叶的共同腰部周围以低速看到两个紧凑的团块，在空间上与NIR中的两个发射峰重合，追踪致密的包络材料。他们被发现跟踪的两个limb-brightened边缘的缓慢膨胀的环面状的拱星信封中产生的晚期AGB阶段。这个环面状的包层最初可以是环面或球壳，它现在的样子是因为沿着两个双极叶的两对空腔。因此，在PPN阶段，包络似乎被两个双极流出干扰。
2011-05-12 astro-ph.SR
The Central Star of NGC 2346 as a Clue to Binary Evolution through the Common Envelope Phase
我们基于国际紫外线探测器（IUE）的档案数据和新的低分辨率和高分辨率光谱（3700 - 7300 nm），对行星状星云NGC 2346的中心双星进行了分析。通过在光谱分析中包括恒星和星云连续谱的贡献，我们调和了长时间不一致的UV和光学诊断，并推导出$E(B-V)=0.18\pm0.01$。通过分析高分辨率（$R=67\,000$）光谱中巴耳末吸收线的翼，我们将伴星重新分类为A5 IV。利用距离星云1400 pc的Gaia DR 2，我们建立了一个基于低分辨率光谱的丰度和谱线强度的光电离模型，得到了电离星的温度为$T_{\rm eff}=130\,000$ K，光度为$L=170$ L $_\odot$，与紫外连续谱一致.这种分析使我们能够更好地描述双星系统的演化。我们的结论是，NGC 2346的祖星经历了一个共同的信封阶段，在这一阶段中，伴星已经吸积了质量，并从主序星演化出来。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the post-common-envelope central star of the planetary nebula NGC 2346
共包络相是（双星）恒星演化中最不为人所知的阶段之一，尽管它在形成从灾变变星到宇宙学上重要的Ia型超新星，甚至是最近发现的产生黑洞合并的引力波等广泛的天体物理现象方面都很重要。行星状星云NGC~2346的中心恒星长期以来一直被认为是已知的最长周期的共包络后系统之一，其公布的周期约为16天，然而，所提供的数据也与约1天的短得多的周期相一致（在已知的共包络后双星样本中，这是一个更典型的周期）。在这里，使用现代高稳定性，高分辨率的光谱仪HERMES，我们最终表明，周期确实是16天，同时也将表面重力修正为亚巨星（而不是主序星）的典型值，从而导致内在光度与最近发表的GAIA视差距离一致。有趣的是，据我们所知，这颗伴星的隐含质量（$\gtrsim$ 3.5 M $_\odot$）使它成为已知的最大的后共包络伴星，同时也表明主星可能是后RGB星。
2018-10-23 astro-ph.SR
The planetary nebula IC 4776 and its post-common-envelope binary central star
我们提出了一个详细的分析IC 4776，行星状星云显示的形态被认为是典型的中央恒星双星。星云被显示为包括一个紧凑的沙漏形的中心区域和一对旋进的喷流状结构。其中心恒星的时间分辨光谱揭示了与双星系统一致的周期性径向速度变化。虽然数据不足以准确确定双星的参数，但最有可能的解决方案表明，次级恒星可能是一颗低质量的主序星。对IC 4776中化学丰度的经验分析表明，共同包络相可能缩短了祖先的AGB进化。从重组线计算的丰度被发现是不一致的约两个相对于那些使用碰撞激发线计算的因素，这表明低丰度差异因素和中期后共同信封中心星和/或沃尔夫-拉叶中心星之间可能存在相关性。在IC 4776的中心恒星中检测到与双星相关的径向速度变化，可能表明有大量的（中间周期）后共包络双星中心恒星，这是经典光度监测技术无法检测到的。
2017-07-05 astro-ph.SR
Binaries discovered by the SPY survey VI. Discovery of a low mass companion to the hot subluminous planetary nebula central star EGB\,5 - A recently ejected common envelope?
密近双星系统中的热亚矮星B星（sdBs）被认为是通过共同的包层喷射形成的。根据理论模型，储存在共同包层中的能量和角动量的数量与伴星的质量成比例。接近或低于核心氢燃烧极限的低质量伴星能够触发这个包层的喷射是众所周知的。目前已知的系统具有非常短的周期$\simeq0.1-0.3\,{\rm d}$。本文报道了一个低质量伴星（$M_{\rm 2}>0.14\,M_{\rm \odot}$）的发现，该伴星围绕一个行星状星云EGB\，5的sdB星和中心星运行，轨道周期为$16.5\,{\rm d}$，最小间距为$23\,R_{\rm \odot}$。它的长周期仅仅与普通包线的能量平衡公式相符合。短周期系统和长周期系统之间的显著差异将对公共包络相位提供强有力的约束，特别是如果sdB星的质量可以精确测量的话。由于选择效应，具有低质量伴星和相似或更长周期的sdBs的比例可能相当高。因此，低质量恒星和亚恒星伴星可能对热亚矮星的形成起着重要的作用。此外，EGB 1，5周围的星云可能是被喷射出的共同包层的残余物，使该双星成为研究这一短暂而知之甚少的双星演化阶段的独特系统。
2011-02-23 astro-ph.SR
Planetary Nebulae Shaped By Common Envelope Evolution
行星状星云的形态一直被认为是由于风的塑造过程，其中来自中央恒星的快速风撞击先前喷出的包层。假设存在于慢风包络中的不对称性导致惯性约束，从而形成相互作用的风流。我们提出了新的结果表明，共同信封演变（CEE）在生产非球面信封，当撞击由球形快速恒星风，产生高度双极，喷气式外流的有效性。我们使用单个PHANTOM SPH CEE模拟的输出运行了两个简单的案例。我们的工作使用自适应网格细化代码AstroBEAR来跟踪快速风和CEE喷出物的相互作用，使我们能够在3-D中以高分辨率跟踪流出叶的形态演变。我们的两个模型支架低和高动量输出快风。我们发现，相互作用导致高度准直的双极流出。此外，双极形态取决于快速的风动量注入率。随着这种依赖性的出现，顶部和底部双极叶之间开始出现显著的对称性破缺。我们的模拟，虽然简化，证实了长期以来的信念，CEE可以计划在PPN和PN塑造的主要作用。
2018-07-16 astro-ph.SR
Observational Confirmation of a Link Between Common Envelope Binary Interaction and Planetary Nebula Shaping
在研究具有近距离双星的行星状星云时，目前的一个问题是双星对星云形状的影响程度。最近的研究已经开始显示大尺度轴对称或点对称的星云和近距离双星之间的高重合率。此外，结合双星和星云的空间运动学建模表明，迄今为止研究的所有系统似乎都有其中心双星轴与星云的主轴对齐。在这里，我们在列表中增加了两个系统，即NGC 6337和Sp 1的中心恒星和星云。我们发现这两个系统都是低倾角的，它们的双星轴几乎与我们的视线对齐。它们的倾斜度与周围星云的倾斜度相匹配。包括这两个系统与现有的样本统计表明，中央双星和星云形态之间的直接联系。除了系统的倾角，我们还从双星模型中给出了其他轨道参数的范围，包括更新的NGC 6337和Sp 1双星中心恒星的轨道周期。
2016-09-15 astro-ph.SR
The Rotating Outflow, Envelope and Disk in Class-0/I protostar [BHB2007] 11 in the Pipe Nebula
我们给出了对一颗低质量0/I类原恒星的观测结果，[BHB 2007]#11（后来B59#11）在附近用阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）10米望远镜拍摄的烟斗星云中的巴纳德59（B59）（d=130 pc）恒星形成区（~22”分辨率）在CO（3--2）、HCO+、H13 CO+（4--3）和1.1 mm粉尘连续排放中。我们还显示了亚毫米阵列（SMA）数据在12 CO，13 CO，C18 O（2- 1），和1.3毫米尘埃连续辐射与~5”的分辨率。从ASTE CO（3- 2）观测中，我们发现B59#11正吹出一个准直的外流，其轴几乎位于天空平面上。流出痕迹以及在1.1毫米尘埃连续排放看到的空腔状结构。SMA ~（13）CO和C ~（18）O（2- 1）的观测结果表明，B59#11与致密气体的致密细长结构有关，它的方向垂直于流出轴。在SMA 1.3 mm连续谱图上可以看到一个大小为350 × 180 AU的致密尘埃凝结体，其长轴方向与稠密气体的伸长方向几乎相同。13 CO和C18 O的分布也显示出沿其主轴的速度梯度，这被认为是由包层/盘旋转引起的。通过对SMA数据的详细分析，我们推断B59#11被一个小于350 AU的开普勒盘所包围。此外，SMA CO（2- 1）图像显示出沿与稠密气体旋转方向相同的方向流出的速度梯度。我们认为，这种速度梯度表明外流的旋转。
2013-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-red-giant-branch Planetary Nebulae
本文探讨红巨星分支阶段发生的共包层事件能否形成行星状星云，并指出已有理论与观测证据支持这一可能性，强调表征此类系统有助于揭示共包层这一关键演化阶段。
2023-04-13 astro-ph.SR
Common Envelope Shaping of Planetary Nebulae
本文研究了双星演化的共包层阶段产生的行星状星云的形态。使用初始条件的基础上的流体动力学模拟的共同信封相的数值结果发现，所产生的星云的形状和大小是非常敏感的残余核心的有效温度，在发病的共同信封相的质量损失率，和质量比的二元系统。这些参数与螺旋进入阶段、恒星演化阶段（即，RG，AGB或TP-AGB），以及恒星风质量损失过程本身偏离球对称的程度。研究发现，在演化的早期阶段，形状大多是双极的，但可以迅速过渡到椭圆形和桶形。嵌套叶的解决方案被发现的外部叶通常是双极和内部叶是椭圆形，双极或桶型，由于光蒸发的气体从赤道地区的流动的结果。据发现，叶可以产生，而不需要两个不同的质量喷射事件。在所有的计算中，大部分的质量都集中在轨道或赤道平面上，以一个大的环形的形式，它可以是中性的（早期阶段）或光电离的（晚期阶段），这取决于系统的演化状态。
2018-05-02 astro-ph.SR
Common Envelope Shaping of Planetary Nebulae. III. The Launching of Jets in Proto-Planetary Nebulae
我们成功地计算了两个磁风从一个共同的包络事件后形成的两个环双星磁盘的发射。发射是由磁压力的增加，由于磁盘的崩溃。坍缩是由于弱极向磁场产生的内转矩引起的。第一次风可以被描述为宽射流，平均质量损失率为$\sim 1.3 \times 10^{-7}$ \Moy \，最大径向速度为$\sim 230$ \kms。流出具有$\sim 20^{\circ}$的半开角。窄喷流也会间歇性地形成，速度高达3，000 \kms，在短时间内质量损失率为$\sim 6 \times 10^{-12} $ \Moy \。第二风可以被描述为宽X风，具有$\sim 1.68 \times 10^{-7}$ \Moy \的平均质量损失率和$\sim 30$ \kms的速度。还形成了速度为250 \kms、质量损失率为$\sim 10^{-12} $ \Moy的窄射流。计算出的喷流被用来提供模拟原行星状星云的流入边界条件。宽喷流在几个天文单位内演变成分子准直外流，产生具有双极细长形状的原行星状星云，其动能在1，000年时达到$\sim 4 \times 10^{45}$ erg。与观察到的特征在W 43 A，OH 231.8 +4.2，和母鸡3-1475的相似性进行了讨论。计算出的宽X风产生了膨胀速度较慢的原行星状星云，具有双极和椭圆形状，可能还有海星型和四极形态。
2021-04-26 astro-ph.SR
Detection of CH$^{+}$, CH and H$_2$ molecules in the Young Planetary Nebula IC 4997
我们从年轻致密行星状星云IC 4997的高分辨光谱中探测到CH $^{+}$和CH分子吸收线。高分辨率红外（H和K波段）光谱提供了H $_2$发射线以及许多其他线的检测。H $_2$线提供了2100 K的激发温度，这可能是由于包层中的紫外荧光或恒星位于AGB上时电离气体膨胀流出与喷射的中性包层之间的界面处形成的冲击造成的。提出CH $^+$可能是吸热反应C + H $_2$ $\rightarrow$ CH $^+$ + H的产物。有趣的是，CH $^{+}$和CH显示出比H $_{\rm 2}$发射更高的膨胀速度，这表明它们可能是冲击后气体的一部分。
2020-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The post-common-envelope binary central star of the planetary nebula Ou 5: a doubly-eclipsing post-red-giant-branch system
本文详细地研究了行星状星云Ou~5的共包络后中心双星的恒星参数和轨道参数。低分辨率光谱在主日食-据我们所知的第一个孤立的光谱的同伴后共同的信封行星状星云中央恒星-进行了比较，目录光谱，表明伴星是一个晚K-或早期M-型矮星。然后利用多波段测光和时间分辨径向速度测量的同步建模，独立确定两颗恒星的参数以及轨道周期和倾角。模型显示，伴星的质量较低（$\sim$ 0.25~M $_\odot$），半径比预期的大得多。此外，星云祖星的有效温度和表面重力，由建模得出，不在于单星后AGB的演变轨迹，而更符合后RGB的演变。然而，准确确定组件质量是具有挑战性的。这主要是由于热主星照射伴星的大气层所产生的谱线轨迹的不确定性（用于推导伴星的径向速度），以及主星径向速度的缺乏。
2021-12-17 astro-ph.SR
Shaping planetary nebulae with jets and the grazing envelope evolution
我认为，高比例的PNE的形状的喷流表明，主序星在双星系统中可以吸积质量在一个高的速度从吸积盘和发射喷流。这不仅允许喷流塑造PNe，而且还指出了喷流在其他类型的双星系统和其他过程中的重要性。这些过程包括掠食包络演化（GEE）、共同包络演化（CEE）和外流中动能向辐射的有效转换。同时，这些喷气式飞机指出，许多系统在进入CEE时发射喷气式飞机的可能性，可能是通过GEE阶段。喷流可能扮演重要角色的其他双星系统包括中等光度光学瞬变（英语：Intermediate-luminosity optical transients，缩写为PDT）、超新星冒名顶替者（包括爆炸前爆发）、后CEE双星系统、后GEE双星系统，以及中子星双星系统和黑洞双星系统的祖先。直接后果之一是这些系统的流出是高度非球形的，包括双极叶，喷流和环。
2020-02-11 astro-ph.SR
The importance of binarity in the formation and evolution of planetary nebulae
现在很清楚，双星演化路径是所有行星状星云的重要组成部分，一些作者甚至声称双星可能是形成可观测星云的基本条件。在这一章中，我们将讨论双星在行星状星云形成中的重要性的理论和观测支持，最初集中在共同的信封演变，但也涵盖了更广泛的双星。此外，我们将强调这些结果对我们理解其他天体物理现象的影响，包括Ia型超新星，化学奇特的恒星和环双星系外行星。最后，我们将介绍最新的结果，关于后共同包络中心恒星和行星状星云的丰度差异问题之间的关系，以及进一步的线索，这可能有助于我们理解共同包络阶段本身。
2018-12-10 astro-ph.SR
A study of the kinematics and binary-induced shaping of the planetary nebula HaTr 4
我们提出了第一个详细的空间运动学分析和建模的行星状星云HaTr 4，少数几个已知的包含一个后共同信封中央恒星系统。一般认为，共同的包层演化在行星状星云的形成中扮演重要角色，但这个角色的确切性质仍有待了解。使用VLT-UVES获得的[OIII]5007星云线的高空间和光谱分辨率光谱与使用EMMI-NTT获得的深窄带Ha+[NII]6584图像一起呈现，两者一起用于推导HaTr 4的三维形态。该星云被发现显示出一个扩展的卵形形态，赤道区域增强，与环形腰部一致-这一特征被认为是典型的行星状星云与后共包络中心恒星。星云的对称轴垂直于中央双星的轨道平面，这与HaTr 4的形成和演化受到中央双星强烈影响的观点一致。
2012-02-15 astro-ph.SR
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）
研究通过光谱和光度分析揭示项链星云中心双星系统的碳丰度矛盾，提出前体可能接近碳富极限并经历热脉冲，但内星云碳贫现象仍存疑问。
2026-01-27 astro-ph.SR
The jet-feedback mechanism in common envelope evolution of planetary nebula progenitors
本研究利用MESA程序模拟行星状星云前身星共包层演化中的负喷流反馈，推导了反馈系数表达式，证实了喷流在共包层演化早期及亮红新星等暂现事件中的重要作用。
2025-09-04 astro-ph.SR
Modeling the physical and excitation conditions of the molecular envelope of NGC 7027
双极行星状星云的形成与其中心恒星的质量喷射活动之间的联系仍然知之甚少。适当地描述在演化的后期阶段喷射出的壳层的演化对于深入了解星云形成的机制至关重要。Herschel/HIFI提供了一个宝贵的工具，它打开了一个新的窗口，可以探测温暖的分子气体（~50-1000 K）。我们提出了一个辐射传输，空间运动学模拟的年轻行星状星云NGC 7027在高和低J 12 CO和13 CO的转换所观察到的Herschel/HIFI和IRAM 30-m的分子包层，并讨论了分子包层的结构和动力学。我们已经开发了一个代码，与现有的SHAPE软件一起使用，实现空间运动学建模与精确的非LTE计算线激发和辐射转移的分子物种。我们已经用这个代码建立了一个相对简单的NGC 7027分子包膜的“俄罗斯娃娃”模型。模型星云由四个嵌套的轻度双极壳层和一对高速斑点组成。最里面的壳层是最薄的，相对于相邻的壳层，物理条件（温度、密度、丰度和速度）有显著的跳跃。这是系统中冲击波阵面的明确指示。每个高速液滴都分为物理条件不同的两个部分。NGC 7027是一个富含C的星云，其中H2O的存在很可能是来自炽热的中央恒星的光致化学反应。计算出的星云分子质量为1.3 Msun，与之前的估计一致。
2012-07-07 astro-ph.SR
Binary central stars of planetary nebulae in the Large Magellanic Cloud
本文基于OGLE-III和OGLE-IV巡天数据，在大麦哲伦云中识别了280个行星状星云的时序测光数据，发现了9个周期为0.24至23.6天的密近双星中心星，得出未修正不完备性的双星比例为3.3%，为低金属丰度环境下的共同包络演化研究提供了约束。
2023-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surveying Planetary Nebulae Central Stars for Close Binaries: Constraining Evolution of Central Stars Based on Binary Parameters
发现的行星状星云的近距离双星中心恒星的增加导致了足够大的样本，开始对近距离双星对共同的包络演化和行星状星云形成的影响做出更广泛的结论。在这里，我回顾了最近的一些结果和结论，特别是密切联系的双中心恒星的星云成形，共同的信封演变关闭红巨星分支，和总的二进制分数和双退化分数的中心恒星。最后，利用已知双星的参数探讨了原行星状星云与行星状星云阶段之间的关系，证明了已知的原行星状星云不是具有近距离双星的行星状星云的前身。
2018-08-07 astro-ph.SR
Common envelope binary interaction simulations between a thermally-pulsating AGB star and a low mass companion
本研究通过三维光滑粒子流体动力学模拟，探究热脉动AGB星与低质量伴星的公共包层相互作用，发现热脉动可触发公共包层事件，且相关行星状星云特征与既往预测存在差异。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
When asymmetric cosmic bubbles betray a difficult marriage: the study of binary central stars of Planetary Nebulae
行星状星云代表了一个强有力的窗口，可以看到中低质量恒星的演化，这些恒星经历了大量的质量损失。星云的形状非常多样，但尽管经过了30多年的激烈争论，但损失的质量究竟是如何形成如此多样的形态的仍然是高度不确定的。二进制一直被认为是解决这一棘手问题的一种方法。现在，由于最近的调查和改进的观测策略，很明显，一个双通道，特别是共同信封（CE）的演变，是负责大部分行星状星云。此外，由于行星状星云与其他后CE系统相比只是“新鲜出炉”，它们为研究共同包层演化和双星系统中喷流的形成提供了宝贵的贡献。我们的研究也开始发现双星和形态之间的密切联系，包括高比例的双极星云和类似SN 1987 A的低电离细丝环。同样重要的是新发现的具有中间周期的双星CSPN，它们似乎与化学性质特殊的恒星有关，这些恒星的组成经过双星演化而改变。他们的研究还可能揭示双星中质量和角动量转移过程的许多信息。在这里，我们展示了四个PNe的例子，我们已经发现了它们的二元性质，包括发现了一个罕见的富含钡的冷中心恒星。
2011-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The common envelope origins of the fast jet in the planetary nebula M 3-38
本文分析了双极行星状星云（PN）M3 -38的高色散积分场多光谱观测结果。这些观测揭示了与M 3-38对称轴一致的快速外流的存在，其膨胀速度高达$\pm$ 225 km s $^{-1}$。这个特征的去投影空间速度可以估计为$\approx$ 320 $^{+130}_{-60}$ km s $^{-1}$，这与其高度准直的形态一起表明它是PN中检测到的最快的喷流之一。我们还利用开普勒观测到的M3 -38的中心恒星来揭示与17.7天的主导周期相关的变化。我们把这归因于一颗低质量恒星的存在，其轨道距离为$\approx$ 0.12-0.16 au。快速和准直的喷射和密近双星系统指向一个共同的信封形成的情况下，M3 -38。
2022-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inclined jets inside a common envelope of a triple stellar system
我们进行了一个三维流体动力学模拟研究的两个相对的倾斜喷流在一个巨大的恒星的信封内的相互作用，并发现，喷流诱导信封内的许多旋涡，他们有效地删除包层的质量，并形成一个非常cluberous流出。我们假设这种非常罕见的相互作用发生在紧密双星系统进入巨星的包层时，并且紧密双星系统的轨道平面和三星系统的轨道平面相互倾斜。我们进一步假设紧双星系统中的一颗恒星吸积质量并发射两个相反的喷流，并且喷流的轴倾斜于三星系统的角动量轴。喷流在巨包层内沿紧双星轨道诱导的大量涡旋可能通过分配包层内的能量在共同包层演化（CEE）中发挥重要作用。伴随着涡旋的密度波动导致了许多团块的外流，这可能有助于尘埃的形成。这种外流缺乏任何明显的对称性，它可能解释了非常罕见的“凌乱”行星状星云和大质量恒星周围的“凌乱”星云。在更广泛的范围内，我们的研究增加了这样一个概念，即喷流可以在CEE中发挥重要作用，并且它们可以在演化的恒星周围形成各种形状的星云。
2019-10-14 astro-ph.SR
A high-mass Planetary Nebula in a Galactic Open Cluster
行星状星云是围绕在垂死恒星残余核心周围的电离喷射物。理论预测，质量是太阳1到8倍的主序星最终可能形成行星状星云。到目前为止，还没有在更高质量范围内证实的例子。在这里，我们报告行星状星云BMP J1613-5406与银河星团NGC 6067有关。从这个星团的主序星演化出来的恒星质量约为5个太阳质量。行星状星云-星团关联的可信度来自于它们在视线中紧密一致的径向速度，具有陡峭的速度-距离梯度，共同的距离，变红以及行星状星云在星团边界内的位置。这是一个前所未有的行星状星云的例子，其前身恒星质量接近核心坍缩超新星形成的理论下限。它提供了证据支持理论预测，即5+太阳质量的恒星可以形成行星状星云。进一步的研究应该为恒星和银河系的化学演化提供新的见解。
2019-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-common-envelope Wolf-Rayet central stars of planetary nebulae
目前已知有近50颗行星状星云的后共包层近距离双星。大多数包含主序星或白矮星（WD）伴星，它们绕WD主序星公转约0.1-1.0天。只有PN~G222.8-04.2和NGC~5189有CE后的CSPNe，有一颗沃尔夫-拉叶主星（记为[WR]），是大质量沃尔夫-拉叶星的低质量类似物。目前尚不清楚缺氢[WR] CSPNe是如何形成的，尽管它们相对常见，出现在100多个PNe中。后CE [WR] CSPNe的发现和表征对于确定提出的双星形成方案是否可行来解释这类神秘的恒星至关重要。仅后CE [WR]双星的存在就表明双星合并不一定是形成[WR]恒星的途径。在这里，我们概述了[WR] CSPNe的径向速度监测计划寻找新双星的初步结果。我们讨论了调查的动机和相关的强选择效应。对PN~ G 222.8 -04.2和NGC~5189确定的质量函数，以及其他[WR] CSPNe的文献光度变化数据，表明在尚未发现的CE后[WR] CSPNe中，大多数将在比典型的CE后CSPNe更宽的轨道上拥有WD或亚矮星O/B型伴星（几天或几个月c.f.不到一天）。
2015-07-28 astro-ph.SR
Proto-Planetary Nebulae Are Not the Precursors of Planetary Nebulae With Close Binary Central Stars
Valparaiso University（瓦帕莱索大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本文探讨原行星状星云是否为密近双星中心星行星状星云的前身，发现尽管其形态受强烈塑造，但两者关联不大，并讨论了演化路径与替代方案。
2026-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tiny globulettes in the Carina Nebula
在新生星团周围的许多H II区都有大量的小分子云。在光学图像中，这些所谓的小球状体在明亮的星云背景下呈现出黑色的轮廓。我们已经在船底座星云中定位了近300个小球状体。这些物体看起来像是约束良好的密集团块，通常没有较薄的封套、明亮的边缘和尾部。有些小球状体稍微拉长，主轴朝向复合体中年轻星团的方向。许多物体是相当孤立的，并且与该区域的其他分子结构的投影距离>1.5 pc。没有一个小球状体与该地区已识别的主序前天体的位置相吻合。这些天体系统地比其他H II区的天体小得多，质量小得多，密度大得多。几乎所有的小球状体都有行星的质量，而且大多数的质量都小于木星的质量。有几个天体的平均数密度超过了10^5 cm^-3。我们发现了密度和半径（质量）之间的统计关系，即最小的物体也是密度。小globulettes在船底座的人口似乎代表了一个更先进的进化状态比其他H II地区的调查。这些物体在强烈的辐射场中会受到侵蚀，这将导致任何较薄的外壳被移除，并揭开随着时间的推移变得更加紧凑的核心。我们讨论的可能性，核心可能会变得引力不稳定，在这种情况下，自由浮动的行星质量的物体可以形成。
2014-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A carbon dwarf wearing a Necklace: first proof of accretion in a post-common-envelope binary central star of a planetary nebula with jets
行星状星云（PNe）中的准直外流或喷流的形成还没有很好的理解。没有证据表明PNe中存在活跃的吸积盘，因此很难确定几种建议的喷流形成情景中哪一种可能是正确的。已知有少数PNe的中央宽联星有吸积碳和慢中子俘获（s-process）增强的物质，是钡星的直接祖先，但没有已知的近距离联星类似物经过共包络（CE）阶段。在这里，我们介绍了在光变曲线最小值附近拍摄的项链光谱，这是第一次揭示了一个富碳（C/O > 1）的伴星，一个碳矮星，在CE后的中心恒星中。由于未演化的恒星不产生碳，所以次级恒星的化学增强只能用原生恒星的吸积来解释。由于在短暂的CE阶段没有足够的物质可以被吸积，因此最有可能在CE阶段之前通过风吸积发生吸积。项链中的一对喷流，被观察到比PN更古老，因此很可能是在早期吸积阶段从伴星周围的吸积盘发射的。这一发现增加了重要的重量新兴的情况下，喷流在后CE PNe主要是由吸积盘周围的主序星伴星在CE阶段之前推出。
2012-10-04 astro-ph.SR
Binarity and the abundance discrepancy problem in planetary nebulae
利用光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）计算的丰度之间的差异是星云天体物理学中一个尚未解决的主要问题。我们在这里表明，最大的丰度差异达到行星状星云与近距离双星中心恒星。这是由三个星云的深光谱与后共同信封（CE）双星说明。Abell 46和Ou 5的O++/H+丰度差异因子大于50，Abell 46内部的差异因子高达300。Abell 63的差异因子较小，约为10，但仍高于电离星云的典型值。我们的光谱分析支持以前的结论，除了“标准”热（Te~10000 K）气体，一个较冷的（Te~1000 K）电离组分，是高度富集重元素也存在。这些星云的电离质量很低，根据电子密度和温度的不同，在0.001到0.1太阳质量之间。由于更大质量的红巨星包层预计将在CE阶段完全喷出，目前观察到的星云将在CE后质量损失事件中产生，此时包层已经分散。这些观测结果增加了对丰度差异问题的限制。对可能的解释进行了修改。有些自然地与二元性有关，例如高金属含量的新星喷出物，但在现阶段很难描绘出与所有观察到的性质一致的演化情景。本文还介绍了这些星云是类星体的潮汐破坏、吸积和抛射的结果的假说。
2015-02-18 astro-ph.SR
VLTI/AMBER unveils a possible dusty pinwheel nebula in WR118
大多数WC 9亚型的沃尔夫-拉叶星（WR）都有一个尘埃状的星周包层，但尘埃是如何在其恶劣的环境中形成的仍然是一个争论的问题。在少数情况下，已检测到灰尘信封的风车状结构。因此，有人认为，所有尘埃WR星的尘埃形成可能与双星系统中的碰撞风有关。我们探测了深深嵌入WR星WR 118的星周尘埃壳的最内部区域。我们进行了光谱干涉观测，使用欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪的琥珀仪器在低光谱分辨率模式（R = 35）。K波段的观测是用三架1.8米望远镜获得的，投影基线在9.2米和40.1米之间。在高空间频率下，琥珀色的包络线呈现出突出的波瓣，表明包络线包含一个或多个具有大的局部强度梯度的区域。强的闭合相位信号清楚地表明WR 118的拱星包络只能用不对称的强度分布来描述。我们发现，在低倾角的风车星云是一致的AMBER数据。其大小为13.9 ± 1.1mas。WR 118可能拥有一个风车星云，这表明该系统具有双星性质。根据我们的最佳模型，该系统的周期约为60天（d=3 kpc），使WR 118成为迄今为止已知的周期最短的风车星云。
2009-09-23 astro-ph.SR
The post-common-envelope binary nucleus of the planetary nebula IC~4776: Neither an anomalously long orbital period nor a Wolf-Rayet binary
由一颗白矮星和一颗主序星（WDMS）组成的近距离双星的轨道周期分布是对共包络（CE）相互作用的星族综合模型的一个强有力的观测约束。模型通常很难重现少数的后CE WDMS双星，其轨道周期非常长，大于$\sim$ 4 d，尽管最近的研究表明，在更长的周期系统中，复合能量可能有助于CE的有效喷射。行星状星云（PNe）是一个新兴的来源，罕见的长周期后CE双星，可以作为强大的补充约束人口合成模型，以更传统的后CE双星人口。最近有人提出PN IC~4776的中心星的轨道周期暂定为9.0 d，这可能是CE后WDMS双星中观测到的最长周期之一。在这里，我们提出了SALT HRS观测IC~4776，排除了9.0 d的轨道周期，以及先前建议的沃尔夫-拉叶分类的主要。SALT HRS数据确定了3.11 d的轨道周期，并排除了Of和Wolf-Rayet主要光谱类型。假设主星的质量为0.6 $M_\odot$，轨道倾角与星云方向相匹配，我们发现伴星的质量为$0.22\pm0.03$ $M_\odot$，很可能对应于M4 V伴星。IC~4776的轨道周期仍然与CE后PNe的丰度差异因子（ADF）研究结果一致，但来自样本的ADF分布的任何趋势仍然受到选择效应的显著影响。
2019-05-09 astro-ph.SR
The post-common-envelope X-ray binary nucleus of the planetary nebula NGC 2392
钱德拉X射线天文台探测到了几个行星状星云（PNE）中心恒星发出的相对较硬的X射线。一个子集没有已知的晚型伴随物，使得很难分离出几种竞争机制中的哪一种可能产生X射线发射。NGC 2392的中心恒星是最令人烦恼的成员之一，有大量的间接证据表明它有一颗热的白矮星（WD）伴星。在这里，我们报告的径向速度（RV）监测活动的中心恒星与赫尔墨斯阶梯光谱仪的佛兰芒1.2米墨卡托望远镜的结果。我们发现了一个单线光谱双星，轨道周期为$1.902208\pm0.000013$ d，RV半振幅为$9.96\pm0.13$ km/s。星云的高度电离需要一个WD伴星（$M\gtrsim0.6 M_\odot$），它的质量函数支持轨道倾角为$\lesssim$ 7度，与星云方位9度一致。X射线谱的硬成分可以用来自洛希瓣填充主星风的伴随吸积质量来解释，而软成分可能是由于碰撞风。一个比主星风更强的伴星可能会产生后者，这与在星云中探测到的弥漫X射线发射模型是一致的。扩散的X射线也可能由高达180 km/s的喷流提供动力，而活跃的吸积意味着它们可能是后共同包层PN的第一个活跃喷流，这可能使NGC 2392成为研究喷流形成物理学的宝贵实验室。1.9 d的轨道周期排除了双简并导致Ia型超新星的可能性，而主星的弱风也可能排除了单简并的可能性。我们认为，在没有晚期伴星的情况下，硬X射线光谱可能是识别增生WD伴星的有力工具。
2019-03-18 astro-ph.SR
Single Rotating Stars and the Formation of Bipolar Planetary Nebula
在不同的假设条件下，我们计算了新的包含自转和磁矩影响的恒星演化模型。目标是测试一颗恒星是否能够在包层中维持磁流体动力学（MHD）模拟所需的旋转速度，以在高质量损失率发生时形成双极行星状星云（PNE）。恒星演化模型的主要序列质量为2.5和5钼，和250公里/秒的初始旋转速度一直遵循的PNE形成阶段。我们发现，恒星的核心必须使用旋转的磁矩，以重现观察到的白矮星的旋转速率。在渐近巨星分支阶段及以后，核心的磁制动在增加包层的旋转速度方面几乎没有效果，因为恒星的角动量被风有效地去除了。我们也在非物理的背景下测试了最好的可能情况，以给信封足够的角动量。我们发现，我们不能得到一个单一的恒星旋转的速度所需的MHD模拟形成双极PNe的信封。我们的结论是，单恒星旋转不太可能是双极PNe在目前的MHD模型范式的祖先。
2014-01-17 astro-ph.SR
The spectra of evolved stars at 20--25\,GHz: tracing circumstellar chemistry during the asymptotic giant branch to planetary nebula transition
本文报道了在20 ~ 25 GHz频率范围内对演化恒星的星周包线进行的无偏射电线测量，旨在获得恒星演化最后阶段化学演化的更完整的无偏图像。观测样本包括渐近巨星分支（AGB）恒星IRC+10216，原行星状星云（PPN）CRL\，2688和CRL\，618，以及年轻行星状星云（PN）NGC\，7027，代表了一个跨越约10，000年的演化序列。在AGB星和PPN中检测到来自氰基聚炔链的旋转跃迁和来自氨的反转线，而PN显示出几条重组线。这些演化恒星的不同光谱行为清楚地反映了AGB-PPN-PN跃迁期间星周化学的演化。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A radial velocity survey for post-common-envelope Wolf-Rayet central stars of planetary nebulae: First results and discovery of the close binary nucleus of NGC 5189
行星状星云（[WR] CSPNe）的沃尔夫-拉叶中心星的形成，其光谱外观模仿大质量WR星，仍然知之甚少。最不了解的是[WR] CSPNe的二元伴侣的性质和频率，这可能解释了它们的H缺乏。我们对6个[WR] CSPNe进行了系统的径向速度（RV）研究，以寻找后共同包络（post-CE）[WR]双星。我们使用了互相关的方法来构建RV的时间序列，成功地完成了大质量的近距离双星WR星。母鸡2-113、母鸡3-1333、PMR 2和母鸡2-99的晚期[WC]型细胞核未检测到显著的RV变异性。在NGC 5315的[WC 4]核中发现了显著的大幅度变异。在NGC 5189的[WO 1]核中，我们发现了显著的周期性变化，揭示了一个具有$P_\mathrm{orb}=4.04\pm0.1$ d的近距离双星。我们测量了一个半振幅为$62.3\pm1.3$ km s的$^{-1}$，给出了一个伴星质量为$m_2\ge0.5$ $M_\odot$或$m_2=0.84$ $M_\odot$（假设是$i=45^\circ$）。最合理的伴生类型是在弗莱明1中发现的大规模WD。NGC 5189壮观的星云形态非常符合最近发现的后CE PNe的模式，其主要的低电离结构（例如NGC 6326）和准直流出（例如弗莱明1）。4.04 d的轨道周期非常长，这可能是一次性的（例如NGC 2346），或者它可能表明在相对较宽的轨…
2015-01-15 astro-ph.SR
