Oxygen and neon abundances of planetary nebulae in the elliptical galaxy NGC 4697
本文给出了距扁平椭圆星系NGC 4697中心不同角距离的14个行星状星云的深光谱。在中心附近和最外围的PN中，我们都发现了几个非常强的[O III] 5007的例子，大约比H β亮20倍。这与强[Ne III]线一起，意味着在中心附近的太阳附近以及距离NGC 4697中心超过两个有效半径处的O和Ne丰度的下限。因此，我们已经发现，第一次从个别恒星，直接证据的存在，在椭圆星系中的金属丰富的人口，确认来自吸收线指数和扩展的信息，恒星表面亮度太低的吸收线研究的角距离的金属丰度。通过与NGC 4697中心附近的综合吸收线光谱的丰度比较，发现在一个有效半径范围内金属丰度梯度非常陡峭，而在一个有效半径范围外金属丰度梯度就变得不那么明显了。这种解释的唯一替代方案是存在[Z/H]低于-1的非常贫金属的PN人口，我们不能排除这种情况，但需要一个几乎没有中间金属丰度的极端双峰金属丰度分布。
2005-03-29 astro-ph
Sulfur, Chlorine, and Argon in Planetary Nebulae. IIA: Observations of a Southern Sample
在本文中，我们提出了充分减少和dreddened发射线强度的45个南部II型行星状星云（PNe）的样本。这些PNe的分光光度法涵盖3600 - 9600埃的扩展光学/近红外范围。这项PN研究和随后的分析（在配套文件中介绍），以及对北方PN样品的类似处理，旨在解决缺乏均匀的，一致的观察，减少和分析的数据集，包括近红外线[S III]线在9069和9532埃。II型天体的使用仅用于选择未被祖星核合成产物污染的盘状星云。将光谱向红扩展，以包括强[S III]线，使我们能够寻找从这些线推断的S++丰度之间的一致性，以及从更容易获得的，虽然较弱，[S III]线在6312埃。
2001-09-11 astro-ph
Sulfur, Chlorine, and Argon Abundances in Planetary Nebulae. III: Observations and Results for a Final Sample
这篇论文是一系列论文中的第四篇，其目的是使用86个行星状星云的样本研究银河系中硫、氯和氩的星际丰度。在这里，我们提出了新的高质量的光谱观测20银河系行星状星云的光谱覆盖范围从3700-9600埃。我们在整个研究中观测的一个主要特点是包含了[S III] 9069，9532的近红外线，这使我们能够计算准确的S+2丰度，并改进或令人信服地证实早期硫丰度研究的结果。对于20个天体中的每一个，我们计算了S/O、Cl/O和Ar/O的比值，发现S/O=1.1E-2+/-1.1E-2，Cl/O=4.2E-4+/-5.3E-4，Ar/O=5.7E-3+/-4.3E-3。对于六个对象，我们能够比较丰度的S+3计算直接从可用的[S IV] 10.5微米的测量与间接推断的值的电离校正因子的硫。在该系列的最后一篇论文中，我们将汇编所有86个对象的结果，搜索和评估趋势，并使用化学演化模型来解释我们的结果。
2002-09-25 astro-ph
Planetary nebulae abundances and stellar evolution
摘要给出了ISO测量的行星状星云丰度。结果表明，这些星云显示丰度梯度（与银河中心距离），其中氖，氩，硫和氧（除了四个例外）的情况下是相同的HII区和早期类型的恒星丰度梯度。根据这些梯度预测的这些元素在太阳到中心的距离上的丰度正是太阳的丰度。硫是例外，这是讨论的原因。更高的太阳氖丰度得到证实，这是讨论的结果日震。证据是氧破坏通过ON循环发生在四个行星状星云的祖先双叶结构。这些恒星的质量很大，可能超过5个太阳质量。这是从这些星云中发现的高He/H和N/H值推断出来的。讨论了氮、氦和碳的形成。显示氧破坏的高质量祖细胞被证明可能也破坏了碳。这可能是热底部燃烧的结果。
2006-07-31 astro-ph
Chemical Abundances and Dust in Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
我们提出中红外斯皮策光谱的11个行星状星云在银河系隆起。我们推导出氩，氖，硫，氧的丰度，他们主要使用红外线通量结合一些光学线通量从文献中。由于隆起处的高消光，红外光谱使我们能够更准确地确定某些元素的丰度，这比以前单独使用光学数据更准确。在行星状星云中氩和硫的丰度（在大多数情况下还有氖和氧）给出了它们的祖先恒星形成时星际介质的丰度;因此这些丰度提供了关于行星状星云形成和演化的信息。Bulge行星状星云的丰度平均略高于盘状星云，但它们并不遵循盘状行星状星云的趋势，从而证实了Bulge和盘状星云演化的差异。此外，与盘状星云相比，凸出行星状星云显示出特殊的尘埃性质。富氧尘埃特征（结晶硅酸盐）在所有膨胀行星状星云的光谱中占主导地位;这种特征在盘状星云中更为罕见。此外，富碳尘埃特征（多环芳烃）出现在我们样本中大约一半的凸出行星状星云中，这很有趣，因为这种双重化学在整个银河系中相对罕见。
2008-03-12 astro-ph
Are oxygen and neon enriched in PNe and is the current solar Ne/O abundance ratio underestimated?
为了可靠地测量行星状星云（PNe）和HII区域的氧和氖丰度，进行了一次彻底的关键文献调查。通过对比PNe和HII区域的结果，我们的目标是解决的问题，氧和氖的演化在星际介质（ISM）和低，中等质量的恒星（LIMS）的后期演化阶段，以及目前有争议的太阳Ne/O丰度比。通过比较发现，两类星云的氖丰度和Ne/O比值均随氧丰度的增加而增加，正相关系数均大于0.75。的相关性表明不同的富集机制，氧和氖在ISM中，在这个意义上说，氖的增长被延迟相比，氧。PNe区和HII区丰度的差异主要归因于PNe的祖星发生的核合成和疏浚过程的结果。我们发现，这两个α-元素显着富集在低金属丰度（初始氧丰度<= 8.0），但不是在金属丰度高于SMC。事实上，Ne/O比测量的PNe几乎相同的HII地区，无论金属丰度，表明一个非常相似的生产机制的氖和氧在中等质量的恒星（IMS）的初始金属丰度低，在更大质量的恒星，一个猜想，需要进一步的理论研究验证。这一结果也强烈地表明，太阳氖丰度和Ne/O比值都应该从Asplund，Grevesse & Sauval值向上修正~0.22 dex或从Grevesse & Sauval值向上修正~0.14 dex。
2008-06-13 astro-ph
Bright Planetary Nebulae and their Progenitors in Galaxies Without Star Formation
我们目前的化学丰度的行星状星云M32，NGC 185，和NGC 205的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用多目标摄谱仪。从这些和类似的数据汇编从其他本星系群的文献中，我们认为明亮的行星状星云的恒星的起源和演化的恒星形成很久以前停止星系的祖先。在明亮的行星状星云中，氖与氧的丰度之比要么与在形成恒星的矮星系的星际介质中测量到的丰度相同，要么最多变化几个百分点，这表明两者的丰度都没有因为恒星祖先的进化而发生显著的变化。有几个行星状星云似乎已经吸收了氧气，但这些都是例外，而不是规则。明亮的行星状星云的祖先通常将其原始氦丰度提高不到50%。相比之下，氮的增加可以达到100倍。然而，氮往往表现出很少或没有增强，这表明氮富集是一个随机的过程。氦、氧和氖的丰度表明，根据当前理论模型的核合成预测，这里考虑的所有星系中典型的明亮行星状星云都是初始质量约为1.5 Msun或更小的恒星的后代。然而，这些模型无法解释氮的富集或其分散。类似的结论也适用于正在形成恒星的星系中明亮的行星状星云。因此，尽管组成成分差异很大，但在典型明亮行星状星云的前身似乎经历了类似的物理过程这一点上，它们是统一的。（节录）
2008-05-23 astro-ph
Sulfur, Chlorine, and Argon Abundances in Planetary Nebulae. IV: Synthesis and the Sulfur Anomaly
我们编制了一个大样本的O，Ne，S，Cl，和Ar的丰度已确定的85个银河系行星状星云在一个一致的和均匀的方式使用的光谱从3600-9600埃。硫的丰度已经使用[S III] 9069，9532的近红外线以及[S III]温度计算。我们发现了用标准差表示的平均值，log（S/O）=-1.91（+/-.24），log（Cl/O）=-3.52（+/-.16），log（Ar/O）=-2.29（+/-.18），这些数字与以前对行星状星云和H II区的研究一致。我们还发现行星状星云的[O III]和[S III]温度之间存在很强的相关性。在分析Ne、S、Cl和Ar相对于O的丰度时，我们发现Ne-O的相关性较强，而Cl-O和Ar-O的相关性较弱。所有这三个趋势似乎是共线与观察到的H II区域的相关性。S和O也表现出相关性，但有一个明确的偏移H II区域和恒星所表现出的行为。我们认为，这种S异常最容易用S^+3的存在来解释，当只有光谱可用时，S^+3的丰度必须间接推断，其量超过了模型推导的电离校正因子的预测值。最后，对于盘PNe，O，Ne，S，Cl和Ar的丰度都显示梯度时，对银河系的距离绘制。这些斜率在统计学上是无法区分的，这一结果与这些元素的宇宙丰度同步演化的观点一致。
2004-01-09 astro-ph
An estimate of the time variation of the abundance gradient from planetary nebulae III. O, S, Ar, and Ne: A comparison of PN samples
在银盘的径向丰度梯度的时间行为的基础上，行星状星云，包括两个较小的，均匀的数据集，和较大的，虽然非均匀的样本的四个不同的样本进行了研究。考虑了四种不同的化学元素，即氧、硫、氩和氖。我们的分析支持了我们先前的结论，即平均而言，径向丰度梯度在过去的6至8 Gyr已经变平。
2006-03-16 astro-ph
The Solar Argon Abundance
太阳氩的丰度不能直接由太阳光球层的光谱观测得到。太阳Ar丰度的评估从太阳风测量，核合成参数，观测B星，HII地区，行星状星云，和惰性气体丰度测量木星的大气。根据这些数据，推荐的氩丰度为N（Ar）= 91，200（+/-）23，700（在Si = 10^6原子的范围内）。太阳光球层的推荐丰度（在log N（H）= 12的标度上）为A（Ar）photo = 6.50（+/-）0.10，考虑到元素沉降，太阳系（原太阳）的丰度为A（Ar）solsys = 6.57（+/-）0.10。
2007-10-24 astro-ph
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge
电子温度，密度，离子和元素丰度的氦，氮，氧，氩，硫和氖的膨胀行星状星云的样本，其中间质量人口的代表。利用这些结果作为约束，银河系隆起的化学演化模型的开发。结果表明，最好的拟合是使用双入模型，其中第一个是原始气体的快速坍缩，第二个是缓慢的，并在第一幕期间由隆起本身喷出的物质富集。
2005-08-31 astro-ph
Element mixing in the Cassiopeia A supernova
由于中红外观测，我们通过探测三个相邻层之间的混合，为超新星爆炸期间的元素混合提供了新的线索：氧燃烧产物层（硫，氩，...），硅酸盐层和氖层。硅酸盐和氖层都被硫和氩以宏观方式污染，但出现分离，因此混合是不均匀的。这一发现补充了从陨石中发现的太阳前颗粒推断出的微观混合信息，并意味着超新星目前可能不是银河系中的主要尘埃工厂。这种混合通常被解释为超新星核心内爆后向外的激波所驱动的流体动力学不稳定性。测试这种不稳定性是否会导致物质从一层注入上层而不完全混合，如本文所提出的观察所建议的那样，应该有可能使用开始用于模拟天体物理等离子体的强激光。
1999-10-29 astro-ph
Light and heavy metal abundances in hot central stars of planetary nebulae
我们提出了新的结果，从我们的光谱分析非常热的中心恒星取得的最后一次国际天文学联合会行星状星云在堪培拉举行的2001年。这些分析主要基于哈勃空间望远镜和远紫外光谱探测器进行的紫外和远紫外光谱分析，也基于甚大望远镜和其他观测站进行的地面观测。我们报告的温度，重力和丰度测定的CNO元素的富氢中心恒星。在许多缺氢的中心恒星（光谱类型PG 1159）中，我们发现了特殊的氖和氟线，这是第一次在任何天体物理学物体中观察到。他们的分析有力地证实了这样一种观点，即这些恒星表现出的壳层间物质是后期氦壳闪光的结果。
2005-08-03 astro-ph
The Progenitors of Planetary Nebulae in Dwarf Irregular Galaxies
我们目前的化学丰度的行星状星云和H II区域的本群矮不规则星系NGC 6822的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用的多目标摄谱仪。根据这些以及从麦哲伦星云、六分仪A、六分仪B和狮子座A行星状星云文献中收集的类似数据，我们考虑了矮不规则星系中明亮行星状星云的恒星祖先的起源和演化。平均而言，在这些星系中明亮的行星状星云中观测到的氧丰度与在星际介质中测量到的氧丰度一致，这表明，一般来说，矮不规则星系中明亮的行星状星云主要（尽管不完全）来自相对较近的过去形成的恒星。我们还发现，在这些明亮的行星状星云的氖氧丰度的比例是相同的，在星际介质中测量，这表明既不丰富的显着改变作为其恒星的祖先的演变的结果。我们确实发现了两个行星状星云，在六分仪A和NGC 6822的S33中，氧气似乎已经被挖掘出来，但这是例外而不是规则。事实上，我们发现即使是氮也不总是被清除，所以看起来氧的清除对于样品的丰度范围来说是不常见的。
2006-11-28 astro-ph
Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds: II) Abundances and element production
我们提出的第二部分的光学光谱研究的行星状星云在LMC和SMC。第一篇论文Leisy & Dennefeld（1996）讨论了碳丰度可获得的天体的CNO循环。在本文中，我们集中更多的其他元素丰度（如O，Ne，S，Ar）和它们的祖先星的演化的含义。我们使用了一个更大的183个对象的样本，其中65个是从我们自己的观察，在那里的丰度已经重新推导出一个均匀的方式。其中156份报告的数据质量被认为是令人满意的，可供进一步分析。我们确认的困难，在经典的He-N/O图中分离的I型和非I型对象，发现在纸I，一个问题加强了各种初始成分的祖星。我们观察到氧的变化，无论是通过在更大质量的祖星的ON循环耗尽，或在其他对象的氧生产。霓虹灯生产似乎也存在。这些富集最好的解释是来自核心或燃烧的外壳的新鲜物质，由第三次挖掘带到表面，正如最近的模型所再现的那样，有些包括过冲。所有的影响似乎在SMC中更强，这表明在低金属含量环境中的效率更高。因此，氧和氖都不能用来推导原始恒星的初始组成：其他不受加工影响的元素，如硫、氩或氯（如果观察到的话），必须优先用于此目的。一些对象具有非常低的初始丰度被检测到，但平均而言，PNe丰度的空间分布是一致的恒星形成（SF）的历史，来自场星在两个云。
2006-09-14 astro-ph
Identification of neon in FUSE and VLT spectra of extremely hot hydrogen-deficient (pre-) white dwarfs
在许多PG 1159星的远紫外FUSE光谱中观测到的最强吸收线之一至今仍未被发现。我们表明，这条线，位于973.3A，源于NeVII。我们还提出了新的光学高分辨率光谱的PG 1159恒星，获得与ESO VLT，其中包括NeVII 3644 A线和一个新发现的NeVII多重态在3850- 3910 A区域。我们比较所观察到的氖线与NLTE模型，并得出结论，大量的氖过剩的对象。虽然详细的分析仍有待进行，以定量地比较丰度与演化理论的预测，这证实了这样的想法，即PG 1159恒星和它们的直接祖先，[WC]型行星状星云的核，显示其前身AGB星的壳层间物质。可能是由于后期的氦壳闪光，缺乏氢和（s处理）铁贫化的物质，这是强烈富集的3 α处理元素（C，O，Ne），被疏浚到表面。因此，在这些奇特的恒星的元素丰度模式的详细研究提供了独特的可能性，探测混合和核合成过程中的前体AGB星。
2004-07-16 astro-ph
Abundance Anomalies in the X-ray Spectra of the Planetary Nebulae NGC 7027 and BD +30 363
为了解决发射X射线的气体丰度异常的问题，我们重新审视了Chandra对行星状星云NGC 7027和BD +30 3639的观测。NGC 7027的镁（Mg）和BD +30 3639的氖（Ne）相对于太阳的丰度需要增加，以适应它们的X射线光谱，而在光学和红外波长的观测表明，在这些系统中镁和氖耗尽。我们将NGC 7027中Mg在X射线中相对于光学的增强归因于光学星云中Mg在尘埃颗粒上的耗尽。对于BD +30 3639，我们推测高度增强的Ne来自WD伴星，它吸积了渐近巨星分支祖先吹来的风的一小部分，并经历了一次类似新星的爆发，使X射线发射气体富含Ne。
2003-01-30 astro-ph
Planetary Nebula Abundances and Morphology: Probing the Chemical Evolution of the Milky Way
本文介绍了一个均匀的研究，在一个样本的79个北银河系行星状星云的形态类别已被统一确定的丰度。离子丰度和等离子体诊断来自文献中选定的光学线强度，元素丰度用Kingsbourgh和Barlow（1994）开发的电离校正因子估计。我们比较元素丰度的最终产量从恒星演化模型的低，中等质量的恒星，我们确认，大多数双极行星状星云有高的氮和氦丰度，是可能的后代恒星的主序星质量大于3个太阳的质量。我们推导出<Ne/O>=0.27，并讨论了这样一个高比率与太阳氖丰度的关系。我们测定了氧和氖的银河系梯度，得到δ log（O/H）/δ R=-0.01dex/kpc$和δ log（Ne/H）/δ R=-0.01dex/kpc。这些平坦的PN梯度与银河系金属丰度梯度随时间而变平的现象并不一致。
2006-07-20 astro-ph
Discovery of NeVII in the Winds of Hot Evolved Stars
我们发现，在行星状星云（CSPN）的一些非常热（Teff >~ 85 kK）的中心恒星的远紫外光谱中看到的强烈的P-Cygni特征，以前被确定为CIII lambda 977，实际上起源于NeVII lambda 973。使用恒星大气模型，我们重现了两个[WR]-PG 1159型CSPN，Abell 78和NGC 2371，以及一个PG 1159 CSPN，K 1-16的光谱中看到的这一特征。在后一种情况下，我们的分析表明氖丰度增加。CSPN光谱中的强氖特征很重要，因为这种元素的过量表明在“再次”情景中已从壳层间区域被疏浚到表面的加工材料，这是对缺氢CSPN的解释。我们的建模表明，NeVII λ 973风功能可以用来辨别增强氖丰度的恒星显示不饱和的P-Cygni配置文件，如一些PG 1159星。我们探索这种强大的功能作为风诊断恒星大气分析的演变对象的潜力。对于[WR]-PG 1159天体，当Teff >~ 85 kK时，该线表现为P-Cygni线，当氖丰度为太阳能时，该线在100 <~ Teff <~ 155 kK时变得很强，当氖丰度更高时，该线在超过这个范围时会非常强。当不饱和时，即，对于非常高的Teff和/或非常低的质量损失率，它对Mdot敏感并且对氖丰度非常敏感。NeVII分类与最近在许多PG 1159光谱的吸收中发现的这条线一致。
2005-02-03 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
Chemical Abundances of Planetary Nebulae in M33
利用Magrini等人（2003）提供的光谱数据，我们用光电离代码CLOUDY 94.00（Ferland等人，1998）分析了属于螺旋星系M 33的11个行星状星云。中心恒星温度和星云参数已经确定。特别是He/H，O/H，N/H，Ar/H和S/H的化学丰度已被测量，并与通过电离校正因子（ICF）方法获得的值进行了比较。研究了化学丰度关系，发现N/H和N/O之间存在类似于银河系的相关（Henry 1989），O/H和N/O之间存在微弱的反相关，M~33盘上O/H的梯度与该星系HII区的O/H梯度（Vilchez et al 1988）一致。然而，这一点还需要进一步研究M~33更外部的部分。目前的结果表明，即使无法测量电子温度，实际上也可以从星系最亮的Pne中估计出氧和氦的丰度（氮、氩和硫的准确度也较低）。我们还发现，氧丰度是相当独立的PN的绝对大小，因此，最亮的PNe是整个PN人口的代表。这是一个重要的工具，以衡量星系的金属丰度的时候，形成的PNE祖。
2004-06-29 astro-ph
The metallicity extremes of the Sagittarius dSph using SALT spectroscopy of PNe
在这项工作中，我们提出的第一个光谱结果与南部非洲大望远镜（SALT）望远镜在其性能验证阶段。我们发现人马座矮椭球星系（Sgr）Sgr包含一个最年轻的恒星星族，[O/H]=-0.2，年龄t>1 Gyr，和一个最古老的恒星族，[O/H]=-2.0。这些值是基于两个行星状星云（PNe）的光谱，使用经验丰度测定。计算了O、N、Ne、Ar、S、Cl、Fe、C和He的丰度。我们确认PN Stadium 2 -21的高丰度为12+log（O/H）= 8.57+/-0.02 dex。另一个被研究的PN，BoBn 1，是一个非凡的物体，因为氖的丰度超过了氧。BoBn 1中S、Ar和Cl的丰度为原始恒星金属丰度，相当于12+log（O/H）= 6.72+/-0.16 dex，是太阳值的1/110。实际的[O/H]要高得多：第三次挖掘使材料的氧富集了约12倍，氮富集了约240倍，氖富集了约70倍。氖以及氮和氧的含量可能已经在低质量AGB星的壳层间产生。明确定义的宽WR线存在于Styrene 2 -21的光谱中，而不存在于BoBn 1的光谱中。这使得[WR]型中央PNe恒星的比例为dSph星系的67%。
2008-05-08 astro-ph
The chemical composition of planetary nebulae and HII regions in NGC 3109
本文对不规则星系NGC 3109中的8个PNe区和12个HII区进行了深分光光度测量，分析了这两类星云的化学组成。我们给出了谱线强度，用经典的T_e方法导出了He，O，Ne，N，S和Ar的物理条件和丰度。我们确认我们以前的识别PNE和HII区域的测光的基础上，除了一个对象，我们认为是一个紧凑的HII区域，而不是PN。我们发现，在NGC 3109的ISM的化学成分，作为其HII区采样，是非常均匀的。该星系的氧丰度为log O/H + 12 = 7.77 \pm 0.07，而SMC为8.05 \pm 0.09。NGC 3109中的PNe显示出明显更高的氧丰度：log O/H + 12 = 8.16 \pm 0.19。我们认为，类似于已经建议的一些PNE在麦哲伦星云和其他贫金属星系，在NGC 3109的PNE中的氧是受疏浚在他们的祖先。这也可能是霓虹灯的情况。从我们的分析中，我们得出结论，这两个元素并不总是一个安全的指标的化学组成的ISM在低金属。另一种选择的O和Ne的富集在PNe是低金属丰度在HII地区已造成的稀释ISM由于与邻近星系的相互作用约一个陀螺前。NGC 3109中PNe的激发模式与其他星系中PNe的激发模式有很大不同。这意味着PNe的演化取决于它们的祖先恒星星族的性质，而这些性质在不同的星系之间是不同的。这将影响PN光度功能及其作为距离指示器的使用。
2007-10-09 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies. II. Nebular Abundances of Twelve Low-Luminosity Emission-Line Galaxies
我们提出了后续的光谱的39个发射线星系（ELG）的KPNO国际光谱巡天（KISS）。许多目标被选为潜在的低金属量系统的基础上，他们的绝对B级和金属光度关系。用利克3米望远镜获得的光谱覆盖了从[O II] 3726，29到[S III] 6717，31的整个光学区域，并包括对12个天体的[O III] 4363的测量。给出了谱图和强谱线比表。对于十二个高信噪比光谱，我们确定了氧，氮，氖，硫和氩的丰度比。我们发现这些星系是缺乏金属的，有三个系统接近1/25太阳的O/H。我们比较了基于温度的T_e方法和Pilyguin（2000）的强线p_3方法的丰度结果。
2004-01-08 astro-ph
The Excitation and Metallicity of Galactic HII Regions from ISO-SWS Observations of Mid-Infrared Fine-Structure Lines
本文介绍了对大麦哲伦星云112个银河系HII区和37个邻近河外HII区的精细结构发射线[NeII]12.8，[NeIII]15.6，[NeIII]36，[ArII]6.9，[ArIII]8.9，[SIII]18.7，[SIII]33.5，[SIV]10.5，以及复合线Br_alpha和Br_beta的中红外ISO-SWS观测结果。SMC和M33。银河系源的银心距变化范围很大（0<R<18 kpc），这使我们能够研究大尺度上的激发和金属丰度变化。我们检测到[NeIII]15.6/[NeII]12.8，[ArIII]8.9/[ArII]6.9和[SIV]10.5/[SIII]33.5的激发比从内星系向外急剧上升，金属丰度适度下降，从内星系的两倍太阳到外星系的太阳。在我们的样品中的星系外源显示出低气体密度，低金属丰度和高激发。在我们的样品中，我们发现氖和氩的激发比之间有很好的相关性。观测到的相关性很好地再现了理论星云模型，其中包括新一代的风驱动的NLTE模型恒星大气的光电离星。特别是，NLTE大气层可以解释HII地区[NeIII]排放的产生。我们的结论是，在星云的激发与galactocentric半径的增加是由于恒星有效温度的增加（相对于硬化的恒星SED由于金属丰度梯度）。观测结果和我们的模型之间的良好拟合支持Thornley等人（2000）的结论，即在河外源中观测到的低氖比率是由于全球…
2001-10-16 astro-ph
Chemical Abundances of NGC 5461 and NGC 5471 derived from Echelle Spectrophotometry
我们目前的高分辨率光谱数据的两个巨大的河外H II区NGC 5461和NGC 5471在M101，这已经获得了2.1米望远镜的国家天文台在圣佩德罗马尔蒂尔，下加利福尼亚州。我们测量了几个H和He复合线的强度，以及大量离子的禁戒线的强度。我们用大量的诊断计算了这两个星云的物理条件，并通过对观测到的离子丰度应用电离校正因子icf来确定它们的化学丰度。对于NGC 5461，icf是基于该区域的定制光电离模型（Luridiana & Peimbert 2001），而对于NGC 5471，它们是根据NGC 2363的光电离模型（Luridiana，Peimbert，& Leitherer 1999）预测的那些计算的，NGC 2363在电离结构上与NGC 5471相似。对于这两个区域，比较icf的计算公式由Mathis和Rosa（1991）。这样的比较显示了几种元素的巨大差异，包括氮，氖和氯。
2002-05-02 astro-ph
Precision abundance analysis of bright HII galaxies
我们提出了高信号噪声分光光度观测的七个发光HII星系。观测是用双臂摄谱仪进行的，它提供了一个给定星系完全相同区域的宽波长范围的光谱，从3400到10400 nm，没有二级效应。采用旨在获得电离气体中氧、硫、氮、氖、氩和铁的准确元素丰度的方法对这些观察结果进行分析。四个电子温度和一个电子密度来自使用五能级原子近似下观察到的禁戒线比。对于我们最好的目标，t_e（[OIII]）的误差为1%，t_e（[OII]）的误差为3%，t_e（[SIII]）的误差为5%，总氧丰度O/H的精度为7%。星云的电离结构可以用理论上的氧和硫离子比率，以及相应的观测到的发射线比率（η和η'图）来绘制。两者的结合，提供了一种手段来测试光电离模型序列目前应用于推导元素丰度HII星系。
2007-10-09 astro-ph
The Mid-Infrared [SIV]/[NeII] versus [NeIII]/[NeII] Correlation
中红外比[NeIII]15.6mum/[NeII]12.8mum是发射线物体电离状态的强诊断，因为它只使用强氖发射线，只受到消光的微弱影响。然而，地面望远镜无法获得这个比率，因为MIR中只有少数光谱窗口可用。为了解决这个问题，我们的目的是验证是否存在一个转换律之间的地面可访问，强MIR线比[SIV]/[NeII]和诊断[NeIII]/[NeII]的比例，可以作为一个参考，为未来的地基观测。我们整理了[SIV] 10.5 μ m、[NeII] 12.8 μ m、[NeIII]15.6 \mum和[SIII] 18.7 μ m的发射线通量，这些通量来自丰富的斯皮策和ISO档案中的各种来源，并比较了[NeIII]/[NeII]、[SIV]/[SIII]和[SIV]/[NeII]比率。我们发现[SIV]/[NeII]和[ \neiii ]/[ \neii ]比值之间有很强的相关性，线性拟合为log（[NeIII]/[NeII]）= 0.81 log（[SIV]/[NeII]）+0.36，在线性比值的四个数量级上精确到~2。这清楚地证明了地面红外光谱仪对星云进行电离研究的能力。
2008-09-30 astro-ph
Oxygen and Nitrogen in Isolated Dwarf Irregular Galaxies
利用21个矮不规则星系中67个HII区的长缝光谱研究了低质量星系中氧、氮、氖、硫和氩的富集情况。通过直接检测25个HII区域的温度敏感发射线获得氧丰度;对于样品的其余部分，通过强线校准估计氧丰度。将直接丰度测定与McGaugh（1991）和Pilyugin（2000）的强线丰度校准进行比较。在开盒和闭盒化学演化模型的背景下，研究了这个矮不规则星系样本的全球氧和氮丰度。虽然有几个星系符合闭盒化学演化，但这个样本的大部分在恒星形成率和Salpeter IMF不变的情况下，有效产额约为预期产额的1/4，这表明要么是富集气体流出，要么是原始气体流入。有效产额与M_H/L_B密切相关，说明富气星系更可能是封闭系统。然而，有效产额似乎与其他全球参数，如动力学质量，绝对星等，恒星形成率或表面亮度无关。相关性被发现之间观察到的氮氧比和颜色的基本恒星星族;红矮不规则星系有较高的N/O比蓝矮不规则星系。相对丰度比解释的背景下，延迟释放的氮和不同的恒星形成的历史。
2005-09-22 astro-ph
