From the main sequence onwards, stars of intermediate masses (1-8 Solar masses) eject a large portion of their mass with rates as high as 0.0001 Solar masses per year during their transition through the Asymptotical Giant Branch (AGB) stage. The outflows are shaped by the same mechanisms that shape the ejecta, which in turn appear to depart from spherical symmetry as early as the AGB stage. The ejecta are then evolving into asymmetrical structures. Stars like that are giant factories of dust, responsible for the enrichment of their surrounding Galactic medium in metals heavier than helium. Depending on their abundances during the AGB stage, the stars are either oxygen-rich or carbon-rich, and as such, the dust produced in their atmospheres is either O-rich or C-rich. The chemical composition of the ejecta, indicates the stellar chemistry at the moment of ejection. The disruption of the spherical symmetry of the mass loss can be caused by fast rotation, stellar magnetic fields or binarity, the latter being the most efficient and favourable mechanism. Such mechanisms can lead to the creation of circumstellar, equatorial, dusty structures, like discs, torii or spirals. Due to their small relative sizes, compared to their surrounding nebulae, they can be studied at best with the use of infrared interferometric techniques. We report the discovery of three such structures in sources at three different evolutionary stages, respectively, with the use of single- and multi-aperture interferometry. In the C-rich AGB star V Hya we imaged via aperture masking in the near-infrared, a complex and possibly orbiting structure, which is embedded within the star's molecular torus. Our MIDI observations in the mid-infrared have revealed, a silicate disc within the symbiotic nebula M2-9 that is currently being shaped by the central binary system within its core, and a C-rich disc-like structure in the born-again star Sakurai's Object, that is also aligned to an asymmetry found in its surrounding planetary nebula. Finally, we compare the properties of the structures found here with those found in the literature in order to establish a relation between late stellar evolution and the existence of dusty structures.

We report on high angular resolution observations of AFGL 2136 at 50 and 100 μm from NASA's Kuiper Airborne Observatory. Our data consist of diffraction-limited scans in two orthogonal directions as well as photometry. The far-infrared (FIR) emission is very compact with an unresolved core and also exhibits low surface brightness wings that extend out to a radius of order 70″ at 100 μm. We have attempted to fit our observations and the photometry and size data at other wavelengths with simple, dust envelope models in order to place limits on the quantity and distribution of dust around AFGL 2136. Spherically symmetric models cannot fit the data, but we show that a simple approximation to a toroidal dust distribution can fit the energy distribution and size data rather well. The successful models imply a density gradient in the cloud of order ρ ∝ r-1.5 and optical depth at 100 μm of order unity.

Thesis (Ph.D.)--Massachusetts Institute of Technology, Dept. of Earth and Planetary Sciences, 1980. / Microfiche copy available in Archives and Science. / Bibliography: leaves 152-168. / by Melvin Bruce Fegley, Jr. / Ph.D.

Thesis (M.S.)--Massachusetts Institute of Technology, Dept. of Earth and Planetary Sciences, 1981. / Microfiche copy available in Archives and Science. / Bibliography: leaves 52-55. / by Guyton Hampton Watkins, Jr. / M.S.

Estrelas centrais de nebulosas planetárias (ECNPs) têm um intervalo de massa relativamente grande na fase da sequência principal, por isso espera-se que elas também tenham diferentes idades, tipicamente acima de 1 Gano. Além de necessárias para o conhecimento das propriedades das ECNPs, a determinação das idades é também importante no contexto da evolução química da Galáxia, como no estudo da variação temporal dos gradientes radiais de abundâncias químicas. Entretanto, não há um método único e confiável que possa ser aplicado para estimar a idade de todos os tipos de estrelas. Neste projeto, desenvolvemos dois métodos de idades cinemáticas baseados na relação idade-dispersão de velocidade do disco da Galáxia encontrada pelo recente levantamento Geneva-Copenhagen. O primeiro método compara a velocidade de rotação esperada da ECNP com a velocidade predita pela curva de rotação da Galáxia em sua posição, e interpreta a diferença entre elas como a dispersão de velocidade do objeto, relacionada com a idade. O segundo método consiste em calcular as componentes da velocidade espacial, com algumas hipóteses, e estimar diretamente as dispersões das velocidades, inferindo uma idade pela relação adotada. Duas amostras foram escolhidas, contendo 234 e 866 nebulosas planetárias, para as quais velocidades radiais precisas estão disponíveis na literatura. Os resultados sugerem que a maioria das ECNPs no disco Galáctico tem idade abaixo de 5 Gano, e um pico ente 0 e 3 Gano. Esses resultados são comparados com algumas distribuições recentes de idades baseadas em correlações independentes envolvendo as abundâncias químicas das nebulosas planetárias. / Central stars of planetary nebulae (CSPN) have a relatively large mass interval on the main sequence, so that it is expected that these stars also have different ages, typically above 1 Gyr. Apart from the properties of the CSPN themselves, the problem of age determination is also important in the context of the chemical evolution of the Galaxy, as in the understanding of the time variation of chemical abundance gradients. However, there are no unique and reliable methods that can be applied to estimate the age of all types of stars. In this work, we developed two methods of kinematic ages based on the age-velocity dispersion relation of the Galactic disk derived by the recent Geneva-Copenhagen survey. The first method compares the expected rotation velocity of CSPN with the predicted velocity by the Galactic rotation curve at its position, and interprets the difference between them as the velocity dispersion of the star, which is related to the stellar age. The second method consists in calculating the U, V, W velocity components of CSPN, with some hypotheses, and estimating directly the velocity dispersions, so that the age can be derived. Two samples were chosen, containing 234 and 866 nebulae, for which accurate radial velocities are available in the literature. The results suggest the most CSPN in the Galactic disk have ages under 5 Gyr with a distribution peaked between 0 and 3 Gyr. These results are also compared with some recent age distributions based on independent correlations involving the nebular chemical abundances.

O objetivo deste trabalho é o estudo das condições de existência e a determinação da concentração da molécula H2 em diferentes condições típicas de nebulosas planetárias, dentro da região ionizada. Para este cálculo, desenvolvemos sub-rotinas computacionais que se acoplam ao código de fotoionização unidimensional Aangaba que, até agora, somente considerava espécies atômicas (H, He, C, N, O, Mg, Ne, Si, S, Ar, Cl e Fe) e seus íons. Inserimos nesse código os equilíbrios químico e de ionização envolvendo a molécula H2 e os demais compostos de hidrogênio, H-, H2+, H3+, além do H, H+ e dos elétrons que o código de fotoionização Aangaba já considerava em sua forma original. A molécula H3 não é considerada por ser instável. Levamos em conta 41 diferentes mecanismos de formação e destruição desses compostos do hidrogênio. Destacamos particularmente o efeito da reação de formação de H2 na superfície de grãos na produção global dessa molécula em nebulosas planetárias, considerada na literatura como a rota mais importante de formação dessa molécula no meio interestelar. Para isso, estudamos a possibilidade da sobrevivência de grãos dentro da região ionizada da nebulosa planetária. Analisamos também a influência das propriedades da estrela central e da densidade do gás, assim como das propriedades dos grãos astrofísicos, na concentração de H2. Demonstramos que quantidades significativas de H2 podem sobreviver dentro da região ionizada de nebulosas planetárias, principalmente na região de recombinação do hidrogênio. A concentração de H2 relativa à densidade total de H alcança valores de até 1E-4 e a razão entre a massa de H2 e a massa total de H da NP chega a valores de 4E-4. Verificamos que a razão entre a massa de H2 e a massa de H total da nebulosa aumenta significativamente com o aumento da temperatura de estrela central. Essa maior quantidade de H2 em nebulosas planetárias com estrela central mais quente pode explicar porque é mais comum encontrar emissão da molécula H2 em nebulosas planetárias com estrutura bipolar (regra de Gatley), já que nebulosas com esse tipo morfológico têm estrela central tipicamente mais quente. Na literatura, o valor 6,9E-5 é obtido para a razão entre a massa de H2 e a massa de H total da nebulosa planetária NGC 6720, a partir de dados observacionais. Usando os mesmos parâmetros deste artigo, calculamos com o código de fotoionização Aangaba o valor de 3,3E-5, que está razoavelmente próximo do valor da literatura. / The goal of this work is the study of the H2 molecule survival and the determination of its abundance in different typical planetary nebulae conditions inside the ionized region. In order to do these calculations, we developed Fortran subroutines for the Aangaba one-dimensional photoionization code that, until this work, only took into account the atomic species (H, He, C, N, O, Mg, Ne, Si, S, Ar, Cl, and Fe) and their ions. Ionization and chemical equilibria of H, H+, H-, H2, H2+, and H3+ are assumed. The H3 molecule is not included because it is unstable. Fortyone different reactions that could form and destroy these species are taken into account. Reaction on grain surfaces, the most important mechanism for the production of H2 molecules in the interstellar medium, is analyzed in detail in the conditions of planetary nebulae ionized regions. We make a careful analysis of the grain survival in these regions. We also study the influence of the central star properties and gas density, as well as the astrophysical grain properties in the obtained H2 concentration. It is shown that a significant concentration of H2 can exist inside the ionized region of planetary nebulae, mostly in the recombination zone. The H2 concentration relative to the total hydrogen concentration reaches values as high as 1E-4 and the H2 mass to total hydrogen mass ratio inside the ionized region reaches values as high as 4E-4. The ratio increases with increasing temperature. This fact can explain why the H2 emission is more often observed in bipolar planetary nebulae (Gatley?s rule), since this kind of object has typically hotter stars. In the literature a H2 mass to total hydrogen mass ratio equal to 6.9E-5 is estimated from observations for the planetary nebula NGC6720. With the same input parameters for the gas density and the stellar spectrum, we calculated a ratio equal to 3.3E-5, close to the observed value.

Nebulosas Planetárias (PNe) são consequência do processo de evolução estelar de estrelas de massa intermediária e se formam devido à ejeção de massa da estrela na fase pós-AGB; a interação entre o gás de diferentes episódios de ejeção forma objetos com diferentes morfologias, como descrito pela teoria dos ventos interagentes. A diversidade morfológica das PNe ainda é um assunto de intensa discussão, os cenários de formação ainda estão em aberto e as simulações hidrodinâmicas são ainda de pouca utilidade na discussão de um alvo, em particular neste caso a reconstrução da estrutura tridimensional assim como da cinemática são de grande valia. Utilizando dados espectroscópicos e imagens fotométricas a estrutura de uma amostra de PNe é reconstruída com o software SHAPE. Os dados observacionais são modelados o que permite uma série de inferências a respeito do objeto, inclusive sobre seu cenário de formação. Usando dados obtidos no OPD assim como de dados do levantamento SPM foram construídos modelos para cinco PNe. O papel dos choques nos mecanismos de ionização e excitação também foi estudado, baseado nos modelos de choques disponíveis na literatura. Os modelos são baseados em estruturas simples e na maioria das vezes simétricas, todos os campos de velocidade utilizados são lineares e a distribuição de densidade visa reproduzir o brilho superficial de cada objeto. Os dados espectroscópicos reproduzidos são os diagramas P-V (posição - velocidade). NGC 6818, NGC 6153 e NGC 3211 foram modeladas e os diagramas P-V obtidos no OPD, sendo adequadamente reproduzidos. Constatou-se que os choques em NGC 6818 e NGC 6153 são bastante relevantes, o que não era esperado. NGC 2440 foi reproduzida como uma PN com duas componentes bipolares, sua região central apresenta uma estrutura toroidal fragmentada em, no mínimo, três pedaços. Utilizando a cinemática desta região foi obtida uma distância de 1,8 kpc para a mesma; um halo esférico não concêntrico envolve toda a sua estrutura os choques são o mecanismo dominante nas bordas deste objeto. NGC 6445 foi modelada como uma PN octopolar, possuindo um toróide na região central. Concluímos que o retângulo central visível nas imagens deste objeto é fruto de um efeito de sobreposição, e que os choques são dominantes no mesmo. Dentro deste cenário, acompanhado da análise dos choques em NGC 6302, sugere-se que os choques nas nebulosas planetárias do tipo I precisam ser considerados para um cálculo adequado das abundâncias, já que podem ter impacto sobre os fatores de correção de ionização. / Planetary Nebulae (PNe) are consequence of the stellar evolution process of intermediate mass stars, they form due the mass-ejection at the post-AGB phase. The interaction of the ejected gas in dierent mass-loss episodes shapes their morphology, as described by the interacting winds theory. The morphological diversity of PNe remains a subject of intense debate, their formation scenarios are still opened and hydrodynamical simulations still have little use. For a particular target, structure reconstruction and description of the kinematics are very useful. By using images and spectroscopical data, structures for a sample of PNe are reconstructed, the observational data are modeled, what allows a series of conclusions about the objects, including their formation scenarios. Using data from OPD (Pico dos Dias Observatory), as well as from the SPM survey, we constructed models for five PNe, the role of shocks in the ionization and excitation mechanisms were studied as well, based on the models for shocks available in the literature. Our models are based on simple structures, most of them symmetrical. All velocity fields are linear and density distributions aim to reproduce the surface brightness. The reproduced data are P-V (position - velocity) diagrams. We modeled NGC 6818, NGC 6153 and NGC 3211, reproducing their P-V diagrams appropriately. For NGC 6818 e NGC 6153, we found that shocks are relevant, what was not expected. NGC 2440 was reproduced with two bipolar components, its central region consists in a torus fragmented in at least three pieces. By using the kinematical properties of the central region, a distance of 1.8 kpc was derived to this nebula. A non-concentrical spherical halo involves the whole structure, and the shocks dominate the ionization and excitation process at the rims of this object. NGC 6445 was modeled as a multipolar PN with four bipolar components, a central toroidal structure completes the model. We conclude that the central rectangle visible in the images of this object is a consequence of an overlap of structures. Within this scenario for NGC 6445, combined with the analysis of shocks in NGC 6302, we suggest that the shocks have to be considered in abundance estimates of type I PNe, since they may have an impact on the ionization correction factors.

Este trabalho constituiu-se da análise de abundâncias químicas de nebulosas planetárias localizadas na conexão bojo-disco, onde se dá o encontro das características do bojo, tais como a diversidade de abundâncias, com as do disco, tais como o limite interno do gradiente radial de abundâncias. Em particular, o estudo de nebulosas planetárias nesta região traz informações importantes a respeito das abundâncias de elementos tais como He, O, Ne, Ar, S e de sua evolução associada à evolução das estrelas de massa intermediária. Novas abundâncias foram derivadas a partir de observações espectrofotométricas no telescópio Perkin-Elmer de 1.60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) em Minas Gerais, Brasil. Foram observadas nebulosas planetárias selecionadas através da localização na direção do centro da Galáxia, diâmetro angular no óptico e fluxo em rádio. A comparação entre as abundâncias obtidas neste trabalho com outros trabalhos da literatura mostrou que as distribuições das abundâncias são compatíveis. Para o estudo da distribuição das abundâncias na conexão utilizou-se as escalas de distância de Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). A separação das nebulosas planetárias do bojo e do disco mostrou que em média as do bojo apresentam menores abundâncias se comparadas as disco interno, para as escalas de Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). Contudo esta separação não é superior aos erros na obtenção das abundâncias, indicando apenas uma tendência. Através deste estudo encontrou-se uma distância de separação entre as propriedades químicas destas regiões. Para a primeira escala esta distância é de 2.9 kpc e para a segunda de 1.5 kpc. Sendo que o valor de 2.9 kpc concorda com resultados independentes. A escala de Maciel & Pottasch (1980) não apresentou resultados conclusivos a respeito da distribuição das abundâncias entre estas estruturas. / This project consisted in a spectrophotometric investigation of planetary nebulae located at the bulge-disk connection of the Milk Way, where the bulge and disk characteristics such as chemical and kinematic properties should intersect. In particular, the study of planetary nebulae in the bulge-disk connection brings important informations about the chemical abundances of elements such as He,N,O,S,Ar,Ne and the evolution of these abundances, associated with the evolution of intermediate-mass stars, as well as for the chemical evolution of the Galaxy. New abundances were derived from spectrophotometric observations at the Perkin-Elmer 1.6 m telescope of Laboratório Nacional de Astrofísica - Brazil. The objects were selected according to their location toward the Galactic center, angular diameter, and radio flux. The data show a good agreement with some other results in the literature, in the sense that the distribution of the abundances is similar to those works. Statistical distance scales from Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992), and Zhang (1995) were used to study the distribution of chemical abundances in the bulge-disk connection. Making use of Cahn et al. (1992) and Zhang (1995) scales, the separation between PNe belonging to the disk and bulge showed that on the average those from the bulge have a slight underabundance compared to those from the inner disk. Nevertheless this separation is not larger than the errors in the abundance determinations, showing only a tendency. This study allowed to find the distance in which the chemical properties of these regions are distinct. For the former scale the distance is 2.9 kpc and for the latter is 1.5 kpc. The value of 2.9 kpc agree with other results for the disk-bulge separation. The same study with Maciel & Pottasch (1980) distance scale did not show any conclusive result about the distribution of chemical abundances between these structures.

Nebulosas Planetárias (PNe) são consequência do processo de evolução estelar de estrelas de massa intermediária e se formam devido à ejeção de massa da estrela na fase pós-AGB; a interação entre o gás de diferentes episódios de ejeção forma objetos com diferentes morfologias, como descrito pela teoria dos ventos interagentes. A diversidade morfológica das PNe ainda é um assunto de intensa discussão, os cenários de formação ainda estão em aberto e as simulações hidrodinâmicas são ainda de pouca utilidade na discussão de um alvo, em particular neste caso a reconstrução da estrutura tridimensional assim como da cinemática são de grande valia. Utilizando dados espectroscópicos e imagens fotométricas a estrutura de uma amostra de PNe é reconstruída com o software SHAPE. Os dados observacionais são modelados o que permite uma série de inferências a respeito do objeto, inclusive sobre seu cenário de formação. Usando dados obtidos no OPD assim como de dados do levantamento SPM foram construídos modelos para cinco PNe. O papel dos choques nos mecanismos de ionização e excitação também foi estudado, baseado nos modelos de choques disponíveis na literatura. Os modelos são baseados em estruturas simples e na maioria das vezes simétricas, todos os campos de velocidade utilizados são lineares e a distribuição de densidade visa reproduzir o brilho superficial de cada objeto. Os dados espectroscópicos reproduzidos são os diagramas P-V (posição - velocidade). NGC 6818, NGC 6153 e NGC 3211 foram modeladas e os diagramas P-V obtidos no OPD, sendo adequadamente reproduzidos. Constatou-se que os choques em NGC 6818 e NGC 6153 são bastante relevantes, o que não era esperado. NGC 2440 foi reproduzida como uma PN com duas componentes bipolares, sua região central apresenta uma estrutura toroidal fragmentada em, no mínimo, três pedaços. Utilizando a cinemática desta região foi obtida uma distância de 1,8 kpc para a mesma; um halo esférico não concêntrico envolve toda a sua estrutura os choques são o mecanismo dominante nas bordas deste objeto. NGC 6445 foi modelada como uma PN octopolar, possuindo um toróide na região central. Concluímos que o retângulo central visível nas imagens deste objeto é fruto de um efeito de sobreposição, e que os choques são dominantes no mesmo. Dentro deste cenário, acompanhado da análise dos choques em NGC 6302, sugere-se que os choques nas nebulosas planetárias do tipo I precisam ser considerados para um cálculo adequado das abundâncias, já que podem ter impacto sobre os fatores de correção de ionização. / Planetary Nebulae (PNe) are consequence of the stellar evolution process of intermediate mass stars, they form due the mass-ejection at the post-AGB phase. The interaction of the ejected gas in dierent mass-loss episodes shapes their morphology, as described by the interacting winds theory. The morphological diversity of PNe remains a subject of intense debate, their formation scenarios are still opened and hydrodynamical simulations still have little use. For a particular target, structure reconstruction and description of the kinematics are very useful. By using images and spectroscopical data, structures for a sample of PNe are reconstructed, the observational data are modeled, what allows a series of conclusions about the objects, including their formation scenarios. Using data from OPD (Pico dos Dias Observatory), as well as from the SPM survey, we constructed models for five PNe, the role of shocks in the ionization and excitation mechanisms were studied as well, based on the models for shocks available in the literature. Our models are based on simple structures, most of them symmetrical. All velocity fields are linear and density distributions aim to reproduce the surface brightness. The reproduced data are P-V (position - velocity) diagrams. We modeled NGC 6818, NGC 6153 and NGC 3211, reproducing their P-V diagrams appropriately. For NGC 6818 e NGC 6153, we found that shocks are relevant, what was not expected. NGC 2440 was reproduced with two bipolar components, its central region consists in a torus fragmented in at least three pieces. By using the kinematical properties of the central region, a distance of 1.8 kpc was derived to this nebula. A non-concentrical spherical halo involves the whole structure, and the shocks dominate the ionization and excitation process at the rims of this object. NGC 6445 was modeled as a multipolar PN with four bipolar components, a central toroidal structure completes the model. We conclude that the central rectangle visible in the images of this object is a consequence of an overlap of structures. Within this scenario for NGC 6445, combined with the analysis of shocks in NGC 6302, we suggest that the shocks have to be considered in abundance estimates of type I PNe, since they may have an impact on the ionization correction factors.

Even though low mass stars (< 8 solar masses) vastly outnumber high mass stars (< 8 solar masses), the more massive stars drive the chemical evolution of galaxies from which the next generation of stars and planets can form. Understanding mass loss of asymptotic giant branch stars contributes to our understanding of the chemical evolution of the galaxy, stellar populations, and star formation history. Stars with mass < 8 solar masses form planetary nebulae, while those with mass < 8 solar masses go supernova. In both cases, these stars enrich their environments with elements heavier than simple hydrogen and helium molecules. While some general info about how stars die and form planetary nebulae are known, specific details are missing due to a lack of high-resolution observations and analysis of the intermediate stages. For example, we know that mass loss in stars creates morphologically diverse planetary nebulae, but we do not know the uniformity of these processes, and therefore lack detailed models to better predict how spherically symmetric stars form asymmetric nebulae. We have selected a specific group of late-stage stars and observed them at different scales to reveal the uniformity of mass loss through different layers close to the star. This includes observing nearby masers that trace the molecular shell structure around these stars. This study revealed detailed structure that was analyzed for uniformity to place constraints on how the mass loss processes behave in models. These results will feed into our ability to create more detailed models to better predict the chemical evolution of the next generation of stars and planets.