A sulphur abundance study of NGC 300 by an empirical calibration method
我们提出了一种基于H II区强硫发射线[S II] 6716、6731和[S III] 9069、9531的经验硫丰度测定方法。根据文献数据的汇编，我们对硫丰度与（[S II] + [S III]）/H β进行了校准，类似于广泛用于更容易观察到的等电子元素氧。这使得在河外H II区的丰度测定，而无需测量用于模型计算的弱温度敏感线。作为经验校准的第一个应用，我们采用专门设计的多孔径狭缝掩模，同时观测了螺旋星系NGC 300中不同星系心距离处的H II区，获得了波长范围为3650-10000 AA的15个光谱。硫和氧丰度的确定和氧梯度与以前发表的工作中发现，以及一个有点陡峭的硫丰度梯度。这导致log S/O随半径增加而略微降低。相当低的S/O值似乎证实了Diaz等人（1991年）所证明的在高金属丰度时log S/O下降的趋势，但在得出任何明确的结论之前还需要更多的数据。我们发现，正如预期的那样，辐射柔软度参数η随半径的增加而减小，并且斜率与类似金属丰度的螺旋星系相当。
1996-11-15 astro-ph
Sulphur abundance in Galactic stars
我们利用ESO VLT和NTT望远镜获得的高分辨率光谱研究了74颗银河系恒星的硫丰度。在可能的情况下，首次从三个光学多重态中推导出丰度：Mult。1、6和8。通过结合我们自己的测量和文献中的数据，我们收集了253颗金属丰度范围为-3.2 < [Fe/H] <+0.5的恒星样本。在小样本中很难检测到的两个重要特征在这个大样本中是明显的：1）[S/Fe]比在[Fe/H] ~-1附近有相当大的分散; 2）在低金属丰度下，我们观察到[S/Fe] ~ 0.4的恒星，以及具有更高[S/Fe]比的恒星。后者似乎并没有从前者的运动学不同。后一个发现是否源于一个独特的贫金属恒星群体，或者仅仅是由于硫丰度的增加，仍然是一个悬而未决的问题。
2005-07-01 astro-ph
An empirical calibration of sulphur abundance in ionised gaseous nebulae
我们已经推导出作为S23参数的函数的S/H丰度的经验校准，使用[SII]和SIII]的亮硫线定义。与广泛使用的O $_{23}$参数的情况相反，直到在盘HII区域中观察到的丰度值，校准仍然是单值的。校准是基于一个大样本的星云的电子温度的直接测定存在和硫的化学丰度可以直接导出。从[SIV] 10.52 $μ$发射线（ISO观测）得到的ICF显示出通过α = 2.5的Barker公式很好地再现。无论如何，样本中只有大约30%的对象需要大于1.2的ICF。建议的校准的使用打开了使用S/H作为金属丰度示踪剂进行丰度分析的可能性与红色到红外光谱数据。
2005-11-07 astro-ph
Sulphur abundances in metal-poor stars
我们研究了在[Fe/H] <-2的星系晕贫金属恒星中发现的有争议的“硫差异”。这种差异部分源于使用了两组不同的硫谱线，即8694-95 A处的非常弱的三重谱线和9212 - 9237 A处的较强三重谱线。对于贫金属矮星、变星和次巨星这三种典型情况，我们认为8694-95线的丰度被高估，导致[S/Fe]随金属丰度的降低而不断上升。考虑到近红外区域受到CCD边缘效应的影响，这些弱线在[Fe/H] <-2的金属丰度范围内变得非常难以精确测量。基于均匀确定的光谱恒星参数，我们还提出了更新的[S/Fe]比从9212-9237线，这表明一个类似于其他α元素的平台状行为。
2005-09-23 astro-ph
Sulphur Abundances in Disk Stars from the forbidden SI Line at 10821 A
在这张海报中，我们提出了一个新的，首选的诊断工具，用于确定盘星的硫丰度的调查，也见Ryde A&A（2006）。我们正在分析银河系盘和晕中的大量恒星（Ryde et al. 2007，in prep.）。这种诊断，禁止硫线在10821 A，是不太敏感的假设温度的恒星调查和不太容易非LTE效应比其他示踪剂。它是一条相互结合的线，是三重基态和第一激发单重态之间的M1跃迁。E2跃迁弱两个数量级。在这里介绍的调查中，我们研究了一组同质的次巨星和巨星，光谱类型从G5到K4（有效温度为4000 - 5000 K）。[SI]以前没有使用的原因是它超出了正常CCD的范围。
2006-11-22 astro-ph
Sulphur and iron abundances in halo stars
Israelian & Rebolo（2001）和Takada-Hidai等人（2002）根据8694 A处SI线的等效宽度，在6颗[Fe/H] ~ -2.0的晕星中得出了令人惊讶的高硫铁比（[S/Fe] = 0.5 ~ 0.7），这表明超新星可能对早期银河系元素的形成做出了重要贡献。为了研究这个问题，我们使用ESO VLT/UVES摄谱仪获得的高分辨率光谱来确定19颗主序星和次巨星的S/Fe比，[Fe/H]范围从-3.2到-0.7。硫的丰度由8694 A和9212 - 9237 A的SI线确定，铁的丰度由约20条Fe Ⅱ线确定。S/Fe比来自1D模式大气和可能的3D效应进行了讨论。我们调查的初步结果并没有证实上面引用的[S/Fe]的高值;相反，我们发现对于金属丰度-3 < [Fe/H]-1，[S/Fe]比保持恒定在约0.35 dex。
2002-07-08 astro-ph
Sulphur chemistry in the envelopes of massive young stars
我们目前的SO，SO2，H2S，H2 CS，OCS，NS和HCS+对9个大质量的年轻恒星的亚毫米观测。在15- 20“束流中，外流对SO和SO2排放的贡献约为50%，大于CS的贡献，CS的贡献为10%。SO2的丰度从外层（T<100 K）的暗云水平增加到内层（T>100 K）的热核和冲击中看到的水平。分子丰度是一致的冰蒸发模型的温度和密度梯度的化学年龄为30000年的信封。OCS的高丰度、T_ex（OCS）>> T_ex（H_2S）以及固态OCS和H_2S的数据都表明，颗粒地幔中硫的主要载体是OCS而不是H_2S。对于大多数其他含硫分子，源到源的丰度变化的因素高达10不相关与以前建立的温度示踪剂的演变趋势。这些物种探测化学活性不高的外壳。我们的数据集不限制H2S和SO的丰度在内部信封，这与SO2一起，需要使用硫作为一个时钟。
2002-12-13 astro-ph
Sulphur and zinc abundances in Galactic halo stars revisited
利用40颗主序星的高分辨率UVES光谱（-3.3 < [Fe/H] < -1.0），从400 - 950 nm波段的谱线计算了S、Fe和Zn的丰度。对于一颗恒星，我们还提出了新的观测SI三线态在1.046微米进行的ESO VLT CRIRES摄谱仪。弱和强SI线的硫丰度的比较提供了重要的约束非LTE的影响。其他人报道的一些贫金属恒星的高硫丰度没有得到证实;相反，当考虑到非LTE效应时，星系晕恒星分布在[S/Fe] = +0.2 dex的平台周围，分散度仅为0.07 dex。这表明星系晕星中的硫是由大质量SNe中的α俘获过程产生的。然而，所观察到的S/Fe的散射远小于当前早期银河系化学演化的随机模型的预测，这表明无论是模型还是计算的大规模SNe产量都应该进行修订。[Zn在-2.0 < [Fe/H] < -1.0范围内，金属丰度[Zn/Fe]接近于零，但在-2.7 < [Fe/H] <-2.0范围内，[Zn/Fe] = +0.15 dex。在更低的金属丰度下，[Zn/Fe]在[Fe/H] =-3.2时急剧上升到[Zn/Fe] = +0.5 dex左右的值。我们还研究了S/Zn的行为，发现偏离太阳能比显着减少在所有金属丰度，如果非LTE修正这两个元素的丰度。这种效应，如果得到证实，将减少有用的S/Zn比作为诊断过去的恒星形成活动，但会带来更接近阻尼莱曼α系统和银河系恒星测量值。
2007-04-25 astro-ph
Sulphur and zinc abundances in Galactic stars and damped Lyman-alpha systems
用VLT/UVES获得了34颗晕居数矮星和亚巨星的高分辨率光谱，并利用8694.0、8694.6 A和9212.9、9237.5 A SI线计算了硫丰度。此外，铁的丰度已被确定从19 FeII线和锌的丰度从4722.2，4810.5 ZnI线。的丰度是基于经典的一维，LTE模型大气分析，但三维流体动力学模型的影响[S/Fe]，[Zn/Fe]和[S/Zn]的比例被证明是小的。我们发现大多数金属丰度在-3.2 < [Fe/H] < -0.8范围内的晕星的[S/Fe] = +0.3接近常数;[S/Fe]与{Fe/H]的最小二乘拟合显示斜率仅为-0.04 +/- 0.01。在-1.2 < [Fe/H] < -0.8的晕星中，大多数的[S/Fe] ~+0.3，但有两颗星（先前显示的[alpha/Fe]比值较低）的[S/Fe] ~ 0。对于[Fe/H] >-1的盘星，[S/Fe]随[Fe/H]的增大而减小。因此，硫的行为类似于其他典型的α-捕获元素Mg、Si和Ca。另一方面，锌在[Fe/H]中的痕量铁超过三个数量级，尽管有一些证据表明在贫金属盘星和[Fe/H] <-2.0的晕星中存在小的系统性锌过剩（[Zn/Fe] ~ +0.1）。最近对10个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）中S和Zn的测量表明，相对于银河系恒星中的[S/Zn] - [Zn/H]关系，它们的红移在1.9 ~ 3.4之间，锌…
2003-11-24 astro-ph
Sulphur chemistry in the envelopes of massive young stars
利用单碟亚毫米波光谱仪研究了大质量恒星形成早期九个区域的硫化学。线轮廓表明，10-50%的SO和SO2排放量出现在高速气体，无论是下降或流出。对于低速气体，H2S的激发温度为25 K，SO，H2 CS，NS和HCS+的激发温度为50 K，OCS和SO2的激发温度为100 K，这表明除了高激发OCS和SO2线之外，大多数观测到的发射跟踪分子包层的外部（T<100 K）。根据以前的亚毫米波连续谱和CS谱线数据得到的源的物理结构，用蒙特卡罗程序计算出外层包层的丰度，OCS约为10^-8，H2S、H2 CS、SO和SO2约为10^-9，HCS+和NS约为10^-10。在6个源的内包层（T>100 K）中，SO2丰度增加了~100-1000倍。这一区域的热，丰富的二氧化硫已经在红外吸收之前看到，必须是小的，<~ 0.2弧秒（180 AU半径）。导出的丰度分布与在T~100$ K引起冰蒸发的包层化学模型一致。冲击化学不太可能起作用。冰中主要的硫载体可能是OCS，而不是大多数模型所假设的H2S。大多数分子的源到源丰度变化的因素~10不相关与以前的系统示踪剂的信封加热。如果没有观测到H2S和SO谱线探测温暖的（>~ 100 K）气体，含硫分子就不能在恒星形成过程中用作演化示踪剂。
2003-09-04 astro-ph
Sulphur-bearing species in the star forming region L1689N
我们报告了在低质量恒星形成区L1689 N中预期的主要含硫物质（SO，SO2和H2S）的观测结果。我们从这些分子中获得了几个跃迁的大尺度（~ 300“x200”）图，目的是研究硫的化学性质，即在L1689 N中发现的不同物理条件下相对丰度如何变化。我们确定了八个有趣的区域，在那里我们进行了定量比较研究：分子云（作为参考位置），五个由分子流出与云的相互作用引起的冲击区域，以及两个原恒星IRAS 16293 -2422和16293 E。在云中，我们通过非LTE LVG代码仔细计算了气体温度和密度，而在其他区域，我们使用了以前的结果。因此，我们导出了SO，SO2和H2S的柱密度，以及先前观察到的SiO和H2 CO-以及它们的相关丰度比。我们发现，一氧化硅是分子，显示最大的丰度变化的冲击区，而S-轴承分子显示更温和的变化。值得注意的是，L1689 N中最亮的SiO发射区域在SO2、H2S和H2 CO中未检测到，而在SO中仅检测到少量。在其他较弱的SiO冲击中，SO2相对于SO增强。我们提出了一个模式，其中不同的分子比例对应于不同的年龄的冲击。最后，我们发现在IRAS 16293 -2422的内部热核中，SO、SO2和H2S的丰度有显著的跳跃，并讨论了测量丰度的意义。
2003-10-13 astro-ph
Cyanopolyynes and sulphur bearing species in hot cores: Chemical and line excitation models
我们提出的结果，从一个随时间变化的气相化学模型的热核心的物理条件的基础上G305.2+0.2。虽然在热核中观察到了氰基多炔HC_3N，但较长链的HC_5N、HC_7N和HC_9N并不被认为是典型的热核物种。我们目前的结果表明，这些物种可以在热芯条件下形成。我们讨论了在这个过程中的重要化学反应，特别是，表明它们的丰度与从冰粒地幔蒸发的母体物种乙炔有关。氰基多炔显示出作为“化学钟”的希望，这可能有助于未来的观测，以确定热核源的年龄。较大的氰基多炔类丰度在相对较短的时间尺度（~10^2.5年）内增加和减少。我们还讨论了几个含硫物种。我们将非LTE统计平衡激发模型的结果呈现为一系列密度、温度和柱密度相关的等值线图，其中显示了线强度和几个线比。这些有助于解释谱线数据，即使在可用的谱线信息有限的情况下。
2008-05-09 astro-ph
Empirical diagnostics of HII regions based on sulphur emission lines
分光光度法是获得电离气体星云的全部诊断（密度、温度、离子丰度）的独特方法，从而提供关于它们所在的物体的宝贵信息。如果这样的星云处于低激发状态，诊断就必须依赖于对更强发射谱线的观测。我们已经编制了一个样本的HII地区，GEHR和HII星系的数据，并将它们与来自photoionizacion模型的参数涵盖的物理条件的星云的结果进行了比较。我们的研究结果证实了较低的不确定性的诊断时，使用经验方法的基础上强线的[SII]和[SIII]取代和补充那些基于[OII]和[OIII]线。
2002-11-13 astro-ph
Oxygen in Galactic Disk Stars: non-LTE abundances from the 777 nm O I triplet
氧丰度的一个大样本的矮恒星和巨星运动学选择的银河系薄和厚磁盘的一部分，已确定从非LTE分析的O-I三重线在777 nm。丰度分析是使用红外线通量法温标、三角表面重力和精确的原子数据进行的。在这个框架内，铁谱线的电离平衡不能得到满足，因此我们采用了Fe II谱线的铁丰度，因为它们对大气参数的变化相对不敏感。我们显示了[O/Fe]与[Fe/H]的关系，并简要讨论了其影响。
2005-06-29 astro-ph
Line temperatures and elemental abundances in HII galaxies
我们提出了在红色和近红外的12个HII星系的长缝分光光度观测。光谱范围包括在波长6716、6731埃处的硫线[SII]和在6312埃和9069、9532埃处的硫线[SIII]。对于所有观测到的星系，至少有三个离子加权温度从禁止极光星云线比已被获得，并讨论了不同的线温度之间的关系。它被发现，对于某些对象，[OII]的温度来自那些[OIII]通过使用光电离模型，不考虑密度的影响，可以导致一个显着低估的O+/H+离子丰度，因此总氧丰度。
2003-09-02 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. I. Abundances and Velocities for a Sample of Clusters
我们用VLT + FORS 2获得了与16个SMC星团有关的一些恒星的近红外光谱，这些光谱覆盖了Ca II三重线。这些数据组成了最大的SMC集群与光谱导出的丰度和速度的可用样本。我们的星团跨越了很大的年龄范围，并提供了良好的银河系区域覆盖。星系团成员的选择是利用它们相对于星系团中心的位置以及它们的丰度和径向速度来进行的。我们确定平均集群速度通常为2.7公里/秒和金属丰度为0.05德克斯（随机误差），从平均6.4个成员每个集群。（续文）
2009-05-06 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Giants in SMC Star Clusters: Abundances, Velocities and the Age-Metallicity Relation
我们获得了7个SMC星团中红巨星Ca II三重态的光谱，它们的年龄范围从4到12 Gyr。光谱已被用来确定平均丰度为6个星团的一个典型的精度为0.12德克斯。当与其他对象的现有数据相结合，由此产生的SMC年龄-金属丰度关系一般是一致的，一个简单的模型的化学演化，缩放到今天的SMC平均丰度和气体质量分数。然而，其中两个星团（Lindsay 113和NGC 339）的丰度比平均年龄-金属丰度关系的预期值低约0.5 dex。这表明，这些集群的形成，其年龄为~5 Gyr，可能涉及的uneriched气体，也许从麦哲伦流的下降。光谱也产生径向速度的七个集群。由此产生的速度色散为16 +/- 4 km/sec，与SMC行星状星云和碳恒星群的速度色散一致。
1998-02-02 astro-ph
Oxygen abundances in planet-harbouring stars. Comparison of different abundance indicators
我们提出了一个详细的和统一的研究氧丰度在155个太阳型恒星，其中96个是行星的主机和59个形成的体积有限的比较样本的一部分，没有已知的行星。EW测量进行了[O I] 6300线和O I三重态，和光谱合成进行了几个OH线。计算NLTE校正，并将其应用于从O I 7771-5三重峰得到的LTE丰度结果。分别在103、87和77颗矮星中获得了来自[O I]、O I三重态和近紫外OH的丰度。我们提出了第一个详细的和统一的比较，这三个氧指标在一个大样本的太阳型恒星。有很好的协议之间的[O/H]比率从禁止和OH线，而NLTE三重态显示系统较低的丰度。我们发现，在大多数情况下，OH，[O I]和O I三重态之间的差异不超过0.2 dex。我们研究了行星宿主和比较样本恒星的丰度趋势，没有发现与行星存在有关的明显异常。所有这三个指标都表明，平均而言，在金属丰度范围-0.8<[Fe/H]<0.5内，[O/Fe]随[Fe/H]减少。相对于比较样本，行星的宿主恒星平均氧过剩0.1-0.2dex。
2005-09-13 astro-ph
Calcium II Triplet Spectroscopy of LMC Red Giants. I. Abundances and Velocities for a Sample of Populous Clusters
摘要：利用VLT上的FORS 2仪器，我们获得了28个人口稠密的LMC星团中200多颗恒星的近红外光谱。这个星团样本的年龄范围很大（~ 1-13 Gyr），金属丰度范围很大（-0.3 > [Fe/H] > -2.0），对大麦哲伦星云盘有很好的覆盖。钙II三重态的强吸收线被用来推导集群的径向速度和丰度。我们确定平均集群速度通常为1.6公里/秒，平均金属丰度为0.04德克斯（随机误差）。对于其中的八个星团，我们报告了基于单个星团恒星的第一个光谱测定的金属丰度，而这八个星团中有六个没有公布的径向速度测量结果。（续文）
2006-07-04 astro-ph
Oxygen abundance of open cluster dwarfs
我们提出了氧丰度的年轻疏散星团IC 4665中的矮星推导出的OI $λ$ 7774三线和疏散星团的矮星从[OI] $λ$ 6300禁戒线。恒星参数和氧丰度是使用光谱合成工具SME（光谱学变得容易）得出的。我们发现IC 4665矮星的OI三重态丰度的上边界随着温度的降低而急剧增加，这与Schmidt等人在疏散星团Pleiades和M 34中发现的趋势一致，在毕宿星团（Schmidt et al. 2006 a）和Uma（King & Schmidt 2005）的冷矮星中也是如此。相比之下，从[OI] $λ$ 6300禁止线中导出的昴星团和毕星团中恒星的氧丰度（Schleman等人，2006 b）在误差范围内是恒定的。研究了导致氧三线态丰度变化的可能机制，包括恒星参数测定中的系统误差、NLTE效应、表面活动和颗粒化。我们的分析表明，恒星表面活动（特别是色球活动）的年龄相关效应是导致氧三线态丰度大幅度扩散的原因。
2007-03-30 astro-ph
Using the Ca II Triplet to Trace Abundance Variations in Individual Red Giant Branch stars in Three Nearby Galaxies
为了明确地确定星系的演化历史，有必要对年龄跨越哈勃时间的恒星进行光谱丰度测定。在帕拉纳尔的ESO-VLT上使用ANTU（UT 1）上的多目标光谱模式下的FORS 1，我们获得了近红外光谱，从中我们测量了两条最强的Ca II三线态线的等效宽度，以确定红巨星分支恒星样本的金属丰度，这些红巨星分支恒星选自三个附近的本星系群的ESO-NTT光学（I，V-I）测光：雕塑家矮球体，天炉座矮球体和矮不规则NGC 6822。Ca II三重态吸收线特征中两条最强谱线的总等效宽度（以8500 A为中心）可以使用Armandroff & Da Costa（1991）和Rutledge，Hesser & Stetson（1997）先前建立的校准方法轻松转换为[Fe/H]丰度。我们测量了37颗星在雕塑，32颗星在天炉座，23颗星在NGC 6822，产生更精确的估计这些星系的金属丰度分布函数比它是可能获得光度。在NGC 6822的例子中，这是第一次直接测量中间年龄和老年恒星星族的丰度。我们发现每个星系的金属丰度分布与红巨星分支的光度宽度大致一致，尽管单个恒星的丰度并不总是与它们的颜色相对应。这几乎可以肯定主要是由于这些星系中随时间变化的高度变星形成率，这导致了Ca/Fe比的不均匀，非球状星团的演化。
2001-07-02 astro-ph
Oxygen from the Lambda 7774 High-Excitation Triplet in Open Cluster Dwarfs: Hyades
氧丰度已来自近红外，高激发λ 7774 O I三重态的高分辨率，高信噪比光谱的45毕宿矮星使用标准的一维，平面平行LTE模型。恒星样品的有效温度范围为4319-6301 K，导出的相对O丰度随T_eff的变化表明了一种不规则的形态。当T_eff > 6100 K时，O丰度随T_eff的增加而增加，这与非LTE（NLTE）预测一致。在中间T_eff（5450 < T_eff < 6100 K），O丰度是平坦的，恒星间的值也很一致，平均值为[O/H] = +0.25 +/- 0.02;然而，在~0.10 dex水平可能存在系统误差。T_eff < 5450 K的恒星O丰度随T_eff的减小而显著增加，这与预期和规范NLTE计算结果形成鲜明对比。冷毕宿三重态的结果相比，最近报道的矮星在昴星团和UMa移动组;在这些恒星聚集体中观察到的趋势之间的质的差异指向一个可能的年龄相关的减少冷疏散星团矮星的三重态丰度的趋势。与年龄相关的现象，即，研究了色球活动和光球斑、光斑和/或谱斑。与Ca II H+K色球活动指标没有相关性。多组件LTE“玩具”模型已经建成，以模拟光球温度的不均匀性，可能会出现从恒星黑子的存在，我们证明，光球斑点是一个合理的来源之间的冷矮星的三重趋势。
2005-09-10 astro-ph
3D non-LTE line formation in the solar photosphere and the solar oxygen abundance
我们研究了太阳光球三维流体动力学模型中O I和OH谱线的形成。在二能级原子近似下，O I 777 nm三重态的线源函数可以偏离局域热力学平衡（LTE）.从1D模型的结果比较表明，3D模型减轻，但不消除，从非LTE工作的777 nm三重态和从[O I] 630 nm和OH线的氧丰度之间的差异。后两者的结果可能意味着太阳氧丰度低于8.8（lg（H）= 12）。如果这一点得到证实，777 nm三重态谱线的理论和观测之间的差异可能会落在等效宽度测量和f值的误差范围内。在1.5D近似中的777 nm三重态的线源函数被示出为与全3D非LTE结果无显著差异。
1995-05-08 astro-ph
On the determination of oxygen abundances in chromospherically active stars
我们讨论了氧丰度来自[O I] 6300和O I三重态的恒星跨越广泛的色球活动水平，并表明，这两个指标产生越来越不一致的结果与较高的色球/日冕活动措施。虽然禁止和允许线给相当一致的结果，太阳型盘矮星，虚假的高O I三重态丰度观察到年轻的毕星团和昴星团恒星，以及在个别组成部分的RS CVn二进制文件（高达1.8德克斯）。基于[O I]的丰度始终保持在太阳附近的独特行为表明，这种现象主要是由于LTE的大偏离影响了目前无法解释的高活动水平的O I三重态，但也可能是由于未能充分模拟K型恒星的大气。这些结果表明，在解释活跃双星或年轻的疏散星团恒星的氧丰度时，应谨慎行事。
2004-05-05 astro-ph
The Ca II Triplet as an Abundance Indicator
我们如何才能准确地确定附近星系中暗淡红巨星的金属丰度？在银河系球状星团中，Ca II在8498、8542和8662埃（钙三重态）处的宽吸收线的等效宽度与金属丰度[Fe/H]呈平滑关系，即，古老的贫金属恒星确切的关系取决于[Fe/H]标度。对于贫金属的恒星，等效宽度之和{ W_{Ca II} }对[Fe/H]的敏感性已经得到了很好的研究，但是理论和观测表明，对于年轻或富金属的恒星，{ W_{Ca II} }对[Fe/H]的敏感性会降低，但是这需要校准。当前对{ W_{Ca II} }与[Fe/H]之和的校准也依赖于银河系[Ca/Fe]与[Fe/H]的关系，这是银河系恒星形成历史和化学演化的函数。我们的目标是消除在以前的校准中使用的[Fe/H]标度的不确定性，并消除对星系演化的依赖。我们正在获得高色散光谱，以自洽地校准钙三重态，得到[Ca/H]丰度，并将目前的校准扩展到近太阳金属丰度和年龄为2 Gyr。
2001-10-30 astro-ph
Experimental Mg I oscillator strengths and radiative lifetimes for astrophysical applications on metal-poor stars - New data for the Mg I b triplet
恒星Mg/Fe丰度比是诊断星系演化的重要工具。为了对恒星的镁丰度进行可靠的测量，有必要对每个可观测跃迁的振子强度（f值）进行精确的测量。在贫金属恒星中，5175 AA附近的Mg I 3 p-4s三重态（夫琅和费所谓的b线）是最突出的镁线。这些谱线在太阳光谱中也是很强的特征。我们提出了新的和改进的实验振荡器强度的光学镁I 3 p-4s三重态，以及实验辐射寿命的六项镁I。有了这些数据，我们讨论了以前和未来的贫金属恒星丰度分析的影响。振子强度已确定通过结合辐射寿命与分支分数，其中的辐射寿命使用激光诱导荧光技术测量和分支分数使用强度校准的傅里叶变换（FT）光谱确定。FT光谱也用于确定3 p-4s跃迁的新的精确实验室波长。Mg I 3 p-4s谱线的f值已被测定，绝对不确定度为9%，log gf值的不确定度为± 0.04 dex。与以前在贫金属恒星丰度分析中使用的值相比，重新调整到新的值意味着镁丰度通常增加0.04 dex。
2006-10-06 astro-ph
Spectroscopy of planetary nebulae in M33
在4.2米WHT望远镜（西班牙La Palma）上，用多目标宽视场光纤光谱仪AF 2/WYFFOS对M33的48个发射线天体进行了光谱观测。线强度和对数消光系数，cbeta，提出了42个对象。它们在Sabbadin & D 'Odorico诊断图中的位置（Halfa/[SII] vs Hlapha/[NII]）表明，超过70%的候选者是行星状星云（PNe）。化学丰度和星云的物理参数已经得出了三个PNE的4363 A [OIII]发射线是可测量的。这些是圆盘PNe，位于4.1千秒差距的银河中心距离内，并且，到目前为止，它们是最远的PNe与直接化学丰度测定。氦、氧和氩的丰度与我们银河系中相应的PNe丰度相比没有差异。由于我们无法检测到任何[SIII]线，因此仅获得了硫丰度的下限。N/H似乎低于银河系的值，一些可能的解释，这种不足的丰度进行了讨论。
2003-01-08 astro-ph
Oxygen and Magnesium Abundance in the Ultra-Metal-Poor Giants CS22949-037 and CS29498-043: Challenges in Models of Atmospheres
我们报告了富碳氮超贫金属巨星CS29498- 043和CS22949- 037的非LTE Fe，O和Mg丰度分析结果。氧的丰度是通过测量在7771-5 A处的氧三重态得到的，这些氧三重态是在用HIKI/HIRES获得的高分辨率光谱中得到的，并且在CS29498-043的TNG/SARG光谱中检测到禁戒线[OI] 6300 A。详细的Fe线的非LTE分析提供了可靠的恒星参数，然而，这些参数并不能解决来自OI 7771-5 A三重态和[OI] 6300 A禁戒线的氧丰度冲突。根据OI 7771-5 A三重态和[OI] 6300 A禁线，我们得到了以下氧丰度：对于CS 22949 -037，[O/Fe]=3.13，1.95;对于CS 29498 -043，[O/Fe]=3.02，2.49。在禁戒共振谱线MgI 4571 A和几条次级谱线如MgI 5172和5183 A之间似乎也存在类似的冲突。我们的分析表明，标准的平面平行大气模型描述这些超贫金属巨星的线形成区域的物理条件是失败的。
2004-03-01 astro-ph
Chemistry as a probe of the structures and evolution of massive star forming regions
我们提出了详细的热和气相化学模型的信封的大质量恒星形成区AFGL 2591。时间和空间依赖的化学被用来研究van der Tak等人（1999; 2000）提出的物理结构，以及该区域的化学演化。该模型与观测29种覆盖范围广泛的条件下的源。在将模型与发射和吸收测量进行比较时，我们发现大多数化学结构都可以得到很好的解释。特别是，我们发现，氮和碳氢化合物的化学可以显着影响温度，高温途径HCN的可能性。虽然我们不能确定硫的储层，但观测结果可以用冷气体中CS中的大部分硫、暖气体中SO $_{2}$和最暖气体中原子硫的模型来解释。观察到的离子丰度，如HCO $^+$和N $_2$ H $^+$和冷气相生产的HCN约束宇宙射线电离率为$\sim 5.6 \times 10^{-17}$ s $^{-1}$，在三个因素。最后，我们发现，模型和观测可以同时同意在一个合理的水平，往往在一个因素的三个$7 \times 10^{3} \leq t(\mathrm{yrs}) \leq 5 \times 10^{4}$，与强烈的偏好$t \sim 3 \times 10^{4}$年，因为中央光度源的崩溃和形成。
2002-05-17 astro-ph
Oxygen abundances in unevolved metal-poor stars from near-UV OH lines
利用高分辨率阶梯光栅光谱，通过近紫外OH带对23颗贫金属（-3.0<[Fe/H]<-0.3）未演化晕星和1颗巨星进行了详细的氧丰度分析。在这些恒星中，氧相对于铁来说是过剩的，[O/Fe]比在[Fe/H]=-1.5和-3.0之间从0.6增加到1。氧相对于[Fe/H]的过剩行为与以前基于OI IR三重态数据的工作中所见的相似（Abia和Rebolo 1989; Tomkin等人1992; Cavallo、Pilachowski和Rebolo 1997）。与以前接受的图片相反，我们的氧丰度，来自低激发OH线，同意与来自高激发线的三重态。对于与Tomkin等人相同的9颗恒星，我们得到了0.00+/-0.11 dex的平均差异，相对于使用相同的恒星参数和模型光球从三重态确定的丰度。对于我们样本中的四颗恒星，我们在文献中发现了[OI] 6300 A线的测量结果，从中我们得到了与OH线一致的氧丰度（平均差异为0.09 dex），这表明在贫金属的未演化恒星中，禁止线和允许线的氧丰度之间的长期争议可以得到解决。我们的新的氧丰度显示了Edvardsson等人的平滑延伸。（1993）[O/Fe]对金属丰度曲线的斜率为-0.31+/- 0.11（考虑到氧丰度和金属丰度的误差条），范围为-3<[Fe/H]<-1。
1998-06-17 astro-ph
The metal abundance of circumnuclear star forming regions in early type spirals. Spectrophotometric observations
对早型旋涡星系NGC 2903、NGC 3351和NGC 3504的12个环核HII区进行了光学和近红外长缝观测，并计算了它们的化学丰度。只有在其中一个区域，[SIII] $λ$ 6312被探测到，连同在$λλ$ 9069，9532的星云[SIII]线，提供了T $_e$（[SIII]）= 8400 $^{+ 4650}_{-1250}$ K的电子温度值。本文提出了一种半经验方法，用于推导高金属丰度区的丰度。我们得到的丰度是可比的高金属丰度盘HII地区的电子温度的直接测量和太阳能值内的错误相一致。具有最高氧丰度的区域是NGC 3504中的R3+R4，12+log（O/H）= 8.85，如果将太阳氧丰度设定为Asplund等人（2005）得出的值，则约为1.5太阳，12+log（O/H）$_{\odot}$ = 8.66 $\pm$ 0.05。NGC 3351中的R7区域是样本中氧丰度最低的区域，约为太阳的0.6倍。在所有观察到的CNSFR的O/H丰度占主导地位的O $^+$ /H $^+$的贡献，也是高金属丰度盘HII地区的情况。然而，对于我们观察到的区域，S $^+$ /S $^{2+}$的比值也大于1，这与在高金属丰度盘HII区域中发现的相反，在高金属丰度盘HII区域中，硫丰度通常由S $^{2+}$ /H $^+$主导。
2007-09-08 astro-ph
Galactic Globular Cluster Metallicity Scale from the Ca II Triplet. I. Catalog
我们获得了52个银河系球状星团的色星等图中位于红巨星分支附近的976颗恒星在7250-9000埃范围内的2640个分辨率为~4埃的CCD光谱。从光谱中确定的每颗恒星的径向速度约为16公里/秒，与其他标准相结合，以评估定量的成员概率。红外钙三线态线的等效宽度的测量产生一个相对的金属丰度排名的精度相比，有利的其他技术。我们的系统和其他人之间的回归。我们的减少程序进行了详细讨论，并由此产生的目录导出的速度和等效宽度。从这些数据中得出的金属丰度将是未来论文的主题。
1997-07-04 astro-ph
A VLT study of metal-rich extragalactic H II regions. I. Observations and empirical abundances
我们用甚大望远镜的FORS对位于旋涡星系NGC 1232、NGC 1365、NGC 2903、NGC 2997和NGC 5236中的大约70个H II区进行了3600 ~ 9200埃的光谱观测。这些数据是一个项目的一部分，该项目旨在测量化学丰度和描述富含金属的河外H II区域的大质量恒星含量。在本文中，我们描述了我们的数据集，并提出了整个样本的发射线通量。在32个H II区，我们至少测量到以下极光线之一：[S II]4072，[N II]5755，[S III]6312和[O II]7325。从这些，我们得到的电子温度，以及氧，氮和硫的丰度，使用经典的经验方法（既所谓的“Te为基础的方法”和“强线方法”）。在温度梯度不引入严重偏差的假设下，我们发现，在12+log（O/H）~8.9，即比采用的太阳值大60%左右的地方，发现了最富金属的极光线星云。然而，在富金属H II区的经典丰度测定可能会严重偏置，必须与现实的光电离模型进行测试。本文中提出的光谱观测将作为一个均匀的和高质量的数据库，为此目的。
2005-06-03 astro-ph
A mid-infrared spectroscopic survey of starburst galaxies: excitation and abundances
本文介绍了11个星暴星系中12个星暴区的MIR谱线，用ISO短波长光谱仪观测到了大量的2.38 ~ 45 μ m谱线，目的是为星暴星系的MIR谱提供参考。观测孔径集中在活跃的恒星形成区域，包括那些由于高度遮蔽而在光学波长下无法进入的区域。我们使用这个数据集，其中包括精细结构和氢复合线，调查激发和推导气相丰度的氖，氩，和硫的星爆星系。导出的Ne丰度跨度约一个数量级，高达3倍太阳的值。从Ne和Ar线测得的激发比相互关联（正）和丰度（负）。在激发和丰度方面，注意到具有可见Wolf-Rayet特征（高激发，低丰度）的物体与没有这些特征（低激发，高丰度）的物体的分离。对于一个给定的丰度，星暴是相对较低的激发比HII地区的比较样本，可能是由于老化的恒星星族。通过考虑的丰度比的S与Ne和Ar，我们发现，在我们的高金属丰度系统，S是相对不足的一个因素~3。我们讨论了这种赤字的起源，并赞成耗尽S到尘埃颗粒作为一个可能的解释。这一弱点的和平号卫星精细结构线的S有分歧，为未来的红外任务，如SIRTF和赫歇尔，因为它表明，S线是不太有利的示踪剂的恒星形成比建议的星云模型，不考虑这种影响。
2003-01-13 astro-ph
The Effects of Age on Red Giant Metallicities Derived from the Near-Infrared Ca II Triplet
我们获得了5个银河系球状星团和6个老的疏散星团（5个已公布金属丰度，一个以前未测量）中116颗红巨星在7500-9500埃区域的光谱，分辨率为2.5埃。信噪比范围为20 - 85。我们测量的红外钙II三重吸收线在每个恒星的等效宽度，并比较集群的金属丰度从文献中。利用Carretta & Gratton标度的球状星团丰度和Friel等人编制的疏散星团丰度，我们发现[Fe/H]和Ca II线强度之间存在线性关系，范围为-2 < [Fe/H] < -0.2，年龄为2.5 - 13 Gyr。没有证据表明年龄对金属丰度校准的影响。利用这种校准，我们发现旧的疏散星团Trumpler 5的金属丰度为[Fe/H] = -0.56 +/-0.11。考虑到已知金属丰度的10个簇移动到一个共同的距离和变红，我们发现，由水平分支/红团的大小与金属丰度和年龄的变化引入的额外的金属丰度误差是+/-0.05德克斯的顺序，这可以忽略不计相比，在我们的方法中的内在散射。结果进行了讨论的背景下，丰富的测定红巨星在本群星系。
2003-09-23 astro-ph
The [Zn/Fe] -- [Fe/H] trend for disk and halo stars
根据6362.35AZnI谱线的模式大气分析，给出了44颗薄盘星、10颗厚盘星和8颗晕矮星的Zn丰度，金属丰度范围为-1.0 [Fe/H]+0.2。结果表明，薄盘星的[Zn/Fe]随金属丰度的降低而略有增加，当[Fe/H] =-0.6时，[Zn/Fe] ~ +0.1。金属丰度范围为-0.9 < [Fe/H] < -0.6的厚盘星的平均[Zn/Fe] ~+0.15dex，而同一金属丰度范围内的5颗贫α和贫Ni晕星的平均[Zn/Fe] ~ 0.0dex。这些结果表明，锌是不是一个确切的示踪剂的Fe经常假设在阻尼莱曼α系统（DLAs）的丰度研究。更好地了解锌的核合成是必要的，以获得更详细的信息，在过去的历史上的恒星形成的DLAs从例如观察到的硫/锌比。
2004-06-28 astro-ph
An asteroseismic study of the beta Cephei star theta Ophiuchi: constraints on global stellar parameters and core overshooting
我们提出了一个地震研究的β仙王座明星θ蛇夫座。我们的分析是基于一个径向模式，一个旋转分裂的l = 1三重态和三个组件的旋转分裂的l = 2五重态的m值，以及确定光谱的观察。我们将径向模确定为基模，将三重态确定为p_1，将五重态确定为g_1。我们的NLTE丰度分析结果的金属丰度和CNO丰度与最近更新的太阳值完全一致。使用X \in [0.71，0.7211]和Z \in [0.009，0.015]，并使用Asplund等人（2005）的混合物，但Ne丰度大约0.3 dex（Cunha等人，2006年），三种独立模式的匹配，使我们能够推导出质量的限制范围（M = 8.2 +/-0.3 Msun）和中心氢丰度（X_c = 0.38 ± 0.02），并证明了岩心超调的发生（α_ov = 0.44 ± 0.07）。我们还推导出赤道自转速度为29 +/-7 km/s。此外，我们表明，所观察到的非等距的l = 1三重态可以复制的二阶效应的旋转。最后，我们表明，所观察到的旋转分裂的两个模式不能排除刚性旋转模型。
2007-06-22 astro-ph
Oxygen Line Formation in Late-F through Early-K Disk/Halo Stars: Infrared O I Triplet and [O I] Lines
为了研究O { \sc i} 7771- 5和[O { \sc i}] 6300/6363谱线的形成，我们在广泛的模型大气参数范围内对中性原子氧进行了广泛的非LTE计算，这些参数适用于不同演化阶段的早K到晚F晕/盘星。三重态O { \sc i}线的形成被发现是很好地描述了经典的二能级原子散射模型，和非LTE校正实际上是由线跃迁本身的参数没有任何显着的氧原子模型的细节相关。这简化了问题的意义，即非LTE丰度校正基本上只由线强度（$W_λ$）确定，如果大气参数$T_{\rm eff}$，$\log g$，和$ξ$是给定的，没有任何明确的金属丰度的依赖性;因此允许一个有用的分析公式与列表的数值系数。另一方面，我们的计算导致的鲁棒的结论，LTE是完全有效的禁止[O { \sc i}]线。对已发表的O { \sc i} 7771- 5和[O { \sc i}] 6300/6363的等效宽度数据进行了广泛的重新分析，从各种文献中获得的结果表明，虽然在盘星中观察到O { \sc i}和[O { \sc i}]丰度的合理一致性，（$-1 \la [{\rm Fe}/{\rm H}] \la 0$），在显著贫金属晕星（$-3 \la [{\rm Fe}/{\rm H}] \la -1$）中O { \sc i}和[O { \sc i}]线之间证实了系统丰度差异的存在，而没有被我们的非LTE校正所消除，…
2003-04-18 astro-ph
An astrophysical oscillator strength for the SII 94.7 nm resonance line and S abundances in DLAs
通过使用ORFEUS II阶梯光栅摄谱仪拍摄的O星HD 93521的紫外光谱，我们确定了SII 94.7 nm线的"天体物理“f值：f = 0.00498（+0.00172）（-0.00138），误差在1 sigma水平。这几乎是一个因素的30小，比猜测值在Kurucz数据库中找到（f=0.1472），这是迄今为止唯一一个可用于此过渡。我们使用我们的“天体物理”的f调查的S丰度在两个阻尼Ly-alpha吸收系统（DLAs）在ESO 8.2米Kueyen望远镜UVES观察。在朝向类星体0347-3819的zabs=3.02486处的吸收体的情况下，我们发现硫柱密度在误差范围内与Centurion等人通过125.9 nm线确定的硫柱密度一致，从而提供了对我们f值准确性的外部检查。对于zabs=4.4680的阻尼吸收体，朝向BR J 0307 -4945，我们确定了高的S丰度值，然而，这可能是与Ly-alpha森林线混合的结果。
2001-03-15 astro-ph physics.atom-ph
