(Abridged) The abundance discrepancy problem in planetary nebulae (PNe) has long puzzled astronomers. NGC6153, with its high Abundance Discrepancy Factor (ADF~10), provides an opportunity to understand the chemical structure and ionisation processes by constructing detailed emission line maps and examining variations in electron temperature and density. We used the MUSE spectrograph to acquire IFU data covering the wavelength range 4600-9300 Å with a spatial sampling of 0.2 arcsec and spectral resolutions ranging from R = 1600-3500. We created emission line maps for 60 lines and two continuum regions. We developed a tailored methodology for the analysis of the data, including correction for recombination contributions to auroral lines and the contributions of different plasma phases. Our analysis confirmed the presence of a low-temperature plasma component in NGC6153. We find that electron temperatures derived from recombination line and continuum diagnostics are significantly lower than those derived from collisionally excited line diagnostics. Ionic chemical abundance maps were constructed, considering the weight of the cold plasma phase in the HI emission. Adopting this approach, we found ionic abundances that could be up to 0.2 dex lower for those derived from CELs and up to 1.1 dex higher for those derived from RLs than in the case of an homogeneous HI emission. The abundance contrast factor (ACF) between both plasma components was defined, with values, on average, 0.9 dex higher than the ADF. Different methods for calculating ionisation correction factors (ICFs) yielded consistent results. Our findings emphasise that accurate chemical abundance determinations in high-ADF PNe must account for multiple plasma phases.
摘要：NGC3132整个范围的2D光谱MUSE数据已经减少和分析。尘埃消光，电子密度和电离气体和丰度的温度进行了测定。星云呈现出复杂的变红结构，在边缘处具有高值（c（Hb）~0.4）。密度图与中等高密度（~1000 cm ^-3）的内部高电离等离子体相一致，而低电离等离子体呈现出一种密度峰值在边缘处的结构，其值约为700 cm ^-3。使用不同诊断的中值Te根据顺序[NII]、[SII]->[SIII]->[OI]-> HeI-> PJ降低。同样的，复合线所覆盖的Te的范围也比从CELs中获得的大得多，在星云内有很大的空间变化。如果这些差异是由于高密度团块的存在，这些空间变化表明星云内团块的性质和/或分布发生了变化。我们确定了平均He/H = 0.124。轻元素离子丰度的测量范围与文献值一致。我们的运动学分析很好地说明了许多发射线的二维运动学信息的力量，揭示了星云的内在结构。我们导出的速度图支持星云的几何形状类似于先前提出的空竹模型，但其主轴指向P.A.~- 22^o。我们确定了两个低表面亮度的弧形结构，朝向星云的北部和南部，具有高消光，高氦丰度和强低电离发射线。它们在空间上与一些扩展的低表面亮度中红外发射相一致。这些特征的特征与双星系统造成的旋进喷流的结果是一致的。这项研究说明了巨大的潜力，IFS的研究银河系PNE。
MUSE Imaging Spectroscopy of the Fullerene Planetary Nebula Tc 1
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University College London（伦敦大学学院）；Leiden University（莱顿大学）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Cardiff University（卡迪夫大学）；ACRI-ST, Centre d’Etudes et de Recherche de Grasse (CERGA)（ACRI-ST，格拉斯地学与研究中心）
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。
Kinematics and physical structure of Ou 5: A bipolar planetary nebula with extreme abundance discrepancy and an eclipsing binary core
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México, Sede Ensenada（墨西哥国立自治大学天文研究所恩塞纳达校区）；Constructor University（建筑大学）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）
Solving the distance discrepancy for the open cluster NGC 2453. The planetary nebula NGC 2452 is not a cluster member
疏散星团（OC）NGC 2453特别重要，因为它被认为是行星状星云（PN）NGC 2452的宿主，但它们的距离和径向速度存在强烈争议。为了获得OC NGC 2453基本参数的完整图像，研究了11个潜在成员。结果使我们能够解决PN NGC 2452成员资格辩论。测量了NGC 2453和PN中11颗恒星的径向速度，并与盖亚数据发布2（DR 2）进行了匹配，以估计星团距离。此外，我们还利用深多波段UBVRI测光，通过对最可能的星团成员进行等时线拟合，得到了星团的基本参数，从而减少了由场星引起的误差，并采用一种独立的方法解决了文献报道的误差，得到了OC NGC 2453的距离（4.7 $\pm$ 0.2 kpc）。这一结果与40-50百万年的等时线拟合非常一致。另一方面，NGC 2453的径向速度（$78 \pm 3$ km s $^{-1}$）与NGC 2452的径向速度（$62 \pm 2$ km s $^{-1}$）不一致。我们的研究结果表明，PN是一个前景物体的视线。由于在研究的参数中发现的差异，我们得出结论，PN NGC 2452不是OC NGC 2453的成员。
Imaging the elusive H-poor gas in planetary nebulae with large abundance discrepancy factors
使用光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）计算的丰度之间的差异是一个主要的未解决的问题，对整个宇宙的化学丰度的测定具有重大意义。在行星状星云（PNe）中，对这种差异最常见的解释是两种不同的气相共存：一种是具有标准金属丰度的热组分，另一种是重元素增强的冷得多的等离子体。质量损失理论没有预测到这种双重性质，直接的观测支持仍然很弱。在这项工作中，我们提出了我们最近的发现，表明最大的丰度差异与近距离双星中心星。OSIRIS-GTC可调滤波器成像的微弱O II ORL和MUSE-VLT深二维分光光度法证实，O II ORL发射是更集中的比[O III] CELs，因此，丰度的差异可能是密切相关的二进制演变。
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。
