On the electron temperature determination in high-metallicity HII regions
本文研究了高金属丰度HII区OII带电子温度t_2的确定问题。结果表明，星云与极光氮谱线强度之比可以用星云氧谱线强度来表示，它是电子温度t_2的一个指标。这解决了确定电子温度t_2的问题，因为氧星云线很强，因此很容易观察到。研究了高金属丰度HII区OII和OIII带电子温度之间的关系。发现t_2和t_3温度之间不存在一一对应关系。相反，t_2 - t_3关系取决于激发参数。
2006-11-27 astro-ph
The difference between the narrow line region of Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies
本文对Seyfert 1和Seyfert 2星系窄线区的发射线比进行了比较研究。它包括一个文献汇编的发射线通量[OII] 3727 A，[NeIII] 3869 A，[OIII] 5007 A和[NeV] 3426 A，以及60 μ m连续通量，为52个塞弗特1和68个塞弗特2的样本。发射线比率[OII]/[NeIII]和[OII]/[NeV]的分布表明，在Seyfert 1的值小于Seyfert 2的值的意义上，Seyfert 1和Seyfert 2在统计上是不同的，这表明更高的激发光谱。这些和其他发射线的比率进行比较，序列的模型，结合不同比例的物质和电离有界云，也序列的模型不同的电离参数。这一比较表明，前者的模式更好地再现了发射线比的整体分布，表明塞弗特1的电离有界云的数量比塞弗特2的少。这种差异，连同其他结果在文献中，从四个不同的场景的角度来解释。最有可能的情况是假设塞弗特1的NLR比塞弗特2的小，这可能是由于塞弗特1的环面轴优先排列在靠近主星系平面轴的位置。
1998-05-20 astro-ph
On the oxygen abundance determination in HII regions: the problem of the line intensities -- oxygen abundance calibration
考虑了谱线强度--氧丰度标定问题。我们证实了McGaugh（1991）的观点，即强氧谱线（[OII] 3727、3729和[OIII] 4959、5007）包含了确定低金属丰度（也可能是高金属丰度）HII区精确丰度的必要信息。已经发现，激发参数p3或p2（在此分别定义为[OIII] 4959、5007线和[OII] 3727、3729线中的辐射对“总”氧辐射的贡献）允许考虑具有给定氧丰度的HII区域之间的R23值的变化。基于这一事实，建立了一种新的HII区氧丰度测定方法，并利用温敏谱线比值测定的有效氧丰度，经验地导出了谱线强度与氧丰度之间的对应关系。与此同时，根据最近的数据得出了新的R23校准，并与以前的校准进行了比较。对于富氧HII区域，目前的R23校准接近Edmunds和Pagel（1984）的校准：它们的校准具有相同的斜率，但与目前的校准相比，向更高的氧丰度移动了约0.07 dex。
2000-04-04 astro-ph
Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC3603, 30Doradus, and N66
我们研究了银河系中NGC 3603、大麦云云中剑鱼座30和小麦哲伦云中N66的化学丰度。使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪进行中红外观测，使我们能够探测每个物体内不同物理区域的特性：中心电离团，周围的电离气体，光解区域和掩埋的星团。我们探测到[SIII]、[SIV]、[ArIII]、[NeII]、[NeIII]、[FeII]和[FeIII]谱线，并推导出离子丰度。基于离子丰度比（NeIII/H）/（SIII/H），我们发现在MIR中观察到的气体的特征在于比在光学光谱中观察到的气体具有更高的电离度。我们计算了Ne、S、Ar和Fe的元素丰度。我们发现，α元素Ne，S和Ar的规模与对方。我们的测定结果与从光学光谱中得到的丰度值吻合得很好。在三个巨大的HII区域，Ne/S比高于太阳值，并指向尘埃颗粒上硫的适度耗尽。我们发现，氖和硫的丰度显示一个非常小的分散（0.11dex在15个位置在30 Doradus），这表明一个相对均匀的ISM，即使不能排除小规模的混合。
2008-02-08 astro-ph
The evolution of emission lines in HII galaxies
我们构造了诊断图，使用发射线的比率和等效宽度在几个样本中观察到的HII星系。图相比，从新的光电离模型的预测不断发展的星爆。我们发现，从客观棱镜调查的HII星系没有复制的模型所包围的恒定密度，电离有界的HII区域的瞬时星爆。如果HII星系中较老的恒星星族不能忽略，那么观测到的发射线比与Hb等效宽度（W（Hb））之间的关系就可以理解。此外，不同的尘埃遮蔽恒星和气体和泄漏的莱曼连续光子从观察到的HII地区可能是重要的。因此，从物镜棱镜调查中选出的HII星系不太可能包含许多最近一次星暴年龄超过500万年的天体。观测到的[OI]/Hb随W（Hb）的减小而增加的现象可能是由于风和超新星的动力学效应。这种解释也提供了一个自然的解释，在巨大的HII区的电离参数的小范围。[OIII]/Hb与[OII]/Hb诊断图不能完全理解纯光电离模型，并表明需要额外的热源。[NII]/[OII]比值随W（Hb）降低而增加。一个可能的解释是N/O的增加是由于沃尔夫-拉叶星的风在500万年的时间尺度上逐渐富集。（摘要摘录）
2001-02-13 astro-ph
Neon and Argon optical emission lines in ionized gaseous nebulae: Implications and applications
在这项工作中，我们提出了一个强的光学碰撞发射线的Ne和Ar的电离气体星云，它是可能的，直接导出电子温度，从而氖和氩的化学丰度的异质样品的研究。我们计算使用网格的光电离模型新的电离校正因子为这两个元素，我们研究的行为Ne/O和Ar/O丰度比与金属丰度。我们发现一个恒定的值Ne/O，而似乎有一些证据的存在的负径向梯度的Ar/O的磁盘附近的一些螺旋。研究了[NeIII] 3869 nm和[OIII] 4959 nm和5007 nm发射线强度之间的关系。这种关系可以用于经验校准和诊断比，将其适用性扩展到更蓝的波长，从而在更高的红移对象的样本。最后，我们提出了一个新的诊断使用[OII]，[NeIII]和Hdelta发射线，以获得在高z星系的金属丰度。
2007-07-18 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
The temperature and ionization structure of the emitting gas in HII galaxies: Implications for the accuracy of abundance determinations
我们提出了一种方法来执行一个自洽的分析的物理性质的HII星系的发射气体足以与二十一世纪的技术，可以获得的数据。这种方法需要生产和校准不同的线温度之间的经验关系，应该superseed目前使用的基于非常简单的，测试不佳，光电离模型序列。作为实现这些目标的第一步，我们已经获得了同步的蓝色到远红色的长缝光谱与威廉赫歇尔望远镜（WHT）的三个紧凑的HII星系选择从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布2（DR 2）光谱目录使用INAOE虚拟天文台超级服务器。我们的光谱覆盖了3200 - 10500 μ m的范围，包括Balmer跃变，[OII] 3727，29 μ m谱线，[SIII] 9069，9532 μ m双峰以及各种弱极光谱线，如[OIII]4363 μ m和[SIII]6312 μ m。对于这三个物体，我们至少测量了四个线温度：T（[OIII]），T（[SIII]），T（[OII]）和T（[SII]）以及巴耳末连续谱温度T（Bac）。这些测量和仔细和现实的治疗的观测误差产生的总氧丰度的精度在5%和9%之间。这些准确度预计将提高更好的校准的基础上更精确的测量，无论是对电子温度和密度，生产。...
2006-08-11 astro-ph
The metallicity gradient of M 33: chemical abundances of HII regions
我们目前的光谱观测的样本72发射线对象，主要包括HII地区，在螺旋星系M 33。光谱是用4.2米WHT望远镜上的多目标宽视场光谱仪AF 2/WYFFOS获得的。线强度，消光，和电子密度确定了整个样品的对象。本工作的目的是推导出一组HII区域的化学和物理参数，并从它们的金属丰度梯度。电子温度和化学丰度推导出的14个HII区域，其中[OII]和[OIII]发射线通量进行了测量，包括电子温度敏感的发射线[OIII] 436.3 nm，在少数情况下[NII] 575.5 nm。电离校正因子（ICF）方法被用来推导总化学丰度。丰度梯度的存在是从几个发射线比率的径向行为推断出来的，并从14个HII区域中直接得出的化学丰度进行了精确测量。我们的HII区的氧丰度，位于~2至~7.2 kpc的径向区域，给出了氧梯度-0.054+/-0.011 dex/kpc。使用我们和以前在大量HII区的直接电子温度测定以及年轻恒星的丰度测定获得的M33的总氧梯度呈现两个斜坡形状：中心区域（R<3 kpc）为-0.19 dex/kpc，外部区域（R>= 3 kpc）为-0.038 dex/kpc。
2007-05-22 astro-ph
Spectrophotometry of HII Regions, Diffuse Ionized Gas and Supernova Remnants in M31: The Transition from Photo- to Shock-Ionization
我们目前的结果KPNO 4-m光谱的离散发射线星云和地区的弥漫电离气体（DIG）在M31。在距离星系中心5-15 kpc的径向距离范围内，获得了M31东北半部分16个位置的长缝光谱。这些光谱已经被用来确认Braun & Walterbos（1993）星表中的16颗超新星遗迹候选者。狭缝还覆盖了46个HII区域，这些区域在各种形态类型（中心增亮、漫射、环）之间显示出显著差异。在中心增亮的HII区，观测到的放射线比（如[OIII]/H $β$和[OII]/[OIII]）的径向梯度最为显著。在弥散星云和环状星云中，这些线比率趋势要么弱得多，要么完全不存在。我们的新数据很好地再现了以前在M31信噪比中看到的线比梯度（Blair，Kirshner，& Chevalier 1981; 1982）。中心增亮的HII区域和SNR的光谱证实了先前对M31中径向丰度梯度的测定。我们使用的诊断图，从冲击电离气体分离的光致电离气体比较HII区，信噪比和DIG的光谱特性。这一分析加强了先前的主张（Greenawalt，Walterbos，& Braun 1997），即M31盘中的DIG被稀释辐射场光电离。
1999-08-24 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
Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud HII regions: recombination-line versus forbidden-line abundances
我们获得了银河系HII区M17、NGC 3576和麦哲伦云HII区30 Doradus、LMC N11 B和SMC N66的深光学长缝分光光度计，记录了CII、NII和OII的光学复合线。对温度不敏感的ORL C2+/O2+和N2+/O2的比率，获得所有星云，除了SMC N66。ORL的C2+/O2+比率在每个星系系统内显示出显着的一致性，同时也与相应的CEL比率一致。对于所有五个星云，从多个OII ORL得到的O2+/H+丰度比从强[OIII] 4959，5007 A CEL得到的相应值高，其中四个星云高1.8- 2.7倍。LMC N11 B星云对O2+离子表现出更极端的差异因子，~5。因此，这些HII区域表现出的ORL/CEL丰度差异因子与以前在行星状星云中遇到的相似。我们的光学CEL O2+/H+丰度同意在20- 30%的范围内与公布的O2+/H+丰度，从红外精细结构线的观测。由于后者的低激发能使它们对典型星云温度的变化不敏感，因此排除了温度波动是观测到的ORL/CEL O 2+丰度差异的原因。我们提出的证据表明，从这些HII地区观察到的OII ORL来自于非常相似的密度（<3500 cm-3）的气体发射所观察到的重元素光学和红外CEL，排除模型，采用高密度电离夹杂物，以解释丰度的差异。我们考虑的情况下，大部分的重元素ORL发射来自冷（<=500 K）的金属丰富的电离区。
2002-09-25 astro-ph
Gas properties of HII and Starburst galaxies: relation with the stellar population
我们研究了具有活跃恒星形成的星系的气体发射，主要包括HII星系和星爆，以及一些Seyfert 2，并确定了化学和物理参数。数据包括19个高信噪比的光学模板，185发射线星系光谱分组的结果。为了分离出纯发射成分，从模板中减去了基础的恒星星族模型。我们分析了这些改进的信噪比发射光谱在诊断图中的分布，发现HII模板的log（[OIII]/Hβ）值比单个星系的小，这显然是由于星族相减和更好的信噪比。因此，我们建议模板序列作为一个基准观测轨迹的HII星系，可作为参考模型。HII星系在log（[OIII}] \lambda 5007/Hβ）× log（[NII] \lambda 6584/Hα）图中呈现的线比序列主要是由于气体金属丰度，log（[NII]/Hα）比是其直接估计值。我们还研究了星暴星系和那些中间的HII和星暴星系，这是更丰富的金属和坐在更大的星系的属性。我们在最近提出的发射线星系等宽诊断图的框架下讨论了目前的结果，并得出结论：W（[OII]）/W（Hβ）和W（Hβ）的观测范围主要是由于非电离恒星星族的贡献。W（Hβ）可以用来估计这种贡献，并简要讨论了HII星系的宇宙学应用。
2000-04-12 astro-ph
Using Strong Lines to Estimate Abundances in Extragalactic HII Regions and Starburst Galaxies
我们结合恒星星族合成模型和光电离模型，发展了一套仅基于强光发射谱线的电离参数和丰度诊断方法。这些模型适用于河外HII区和恒星形成星系。我们表明，因为我们的技术解决明确的电离参数和化学丰度，这里提出的诊断是早期技术的基础上强发射线比的改进。我们的技术适用于所有金属。特别是，对于金属丰度超过半个太阳，[NII]/[OII]的比值提供了一个非常可靠的诊断，因为它是电离参数无关，没有一个局部最大值。由于担心红化修正，这个比率在历史上没有使用过。然而，我们表明，使用经典的红化曲线是相当足够的，让这个[NII]/[OII]诊断使用的信心作为一个可靠的丰度指标。在以前的技术固有的系统和随机误差的原因进行了讨论，我们提出了一个新的“最佳”丰度诊断方法的基础上使用的线比涉及[NII]，[OII]，[OIII]，[SII]和巴耳末线。这种组合诊断似乎没有明显的系统误差，可以在整个丰度范围内使用，并大大减少了以前技术中固有的随机误差。最后，我们给出了一个推荐的程序的情况下，只有有限的波长覆盖范围的光谱的丰度推导，使最佳的方法可以不再使用。
2002-06-27 astro-ph
On the oxygen abundance determination in HII regions: High - metallicity regions
这是我们的第二篇论文，致力于线强度-氧丰度校准问题，从McGaugh（1991）的想法开始，强氧线包含必要的信息，以确定准确的丰度在HII区。被认为是高金属HII地区。氧丰度与Pagel等（1979）提出的丰度指数R_（23）和激发参数P之间的关系为O/H=f（P，R_（23））型（此处定义为[OIII]4959中辐射的贡献，5007线到“总”氧辐射）已经使用通过测量温度确定的可用氧丰度经验地导出。灵敏线比[OIII] 4959，5007/[OIII]4363（Te法）。通过比较Te -法和P -法的氧丰度，发现P -法测定氧丰度的精度在0.1dex左右，与Te -法相当。利用温度敏感谱线比测量得到的有效电子温度，根据经验导出了电子温度与丰度指数R23和激发参数P之间的Te=f（P，R23）型关系。通过Te=f（P，23）关系导出的电子温度与通过测量温度敏感线比确定的电子温度之间的平均差约为500 K。
2001-01-25 astro-ph
O stars effective temperature and HII regions ionization parameter gradients in the Galaxy
广泛的光电离模型网格计算单星HII地区使用恒星大气模型从WM-基本代码。考虑到恒星和HII区的金属丰度，预测了中红外发射线强度，并建立了[NeIII]/[NeII]和[SIV]/[SIII]激发比的诊断图。这些图与ISO天文台获得的银河系HII区观测结果结合使用，以确定激发O星的有效温度Teff和平均电离参数U。Teff和U被发现增加和减少，分别与HII区的金属丰度表示的[Ne/Ne_sol]比。没有证据表明Teff或U的梯度与银河系距离Rgal。所观察到的激发序列与Rgal主要是由于金属丰度梯度的光谱电离形状的影响，Teff与Z的增加的效果叠加。我们发现，不适当地考虑金属丰度对恒星大气电离形状的影响将导致Teff与Z和Rgal的Teff的增加明显减少。
2003-10-09 astro-ph
Statistics of AGN in Rich Clusters Revisited
利用19个Abell星系团中大量星系的分光光度法，我们根据Dressler等人1985（1985）在分析14个富星系团场中22个活动星系核的统计数据时所用的标准，根据[OII]3727、H β和[OIII]5007的等效宽度，选出了42个候选活动星系核。然后，我们用Veilleux & Osterbrok（1987）提出的方法，利用Half和[NII]6583或Half和[SII]6716+6731辐射提供的附加信息，将AGN与HII区类星系（以下简称HII星系）区分开来，以检验Veilleux和Osterbrok所用选择标准的可靠性。我们发现，我们的样本是非常相似的，我们之前区分AGN的HII星系，并会导致类似的结论。然而，我们发现他们的方法不可避免地将HII星系与AGN混合在一起，即使是我们样本中最明亮的物体。自1993年以来，其他作者试图量化星系团与活动星系核的相对比例（Hill & Oegerle 1993，Biviano et al. 1997），得出类似的结论，但使用与他们相似的标准来选择活动星系核（或使用[OIII]5007/Hbeta通量比测试，也将HII星系与活动星系核混合）。我们留下的真实活动星系核的样本太小，无法得出有统计意义的结论，因此需要一个新的研究，用更耗时的方法，包括其他线，以量化集群的真实相对分数场活动星系核。
1997-08-12 astro-ph
Slit Observations and Empirical Calculations for HII Regions
当分析HII区域时，经验推导的物理量的系统误差的可能来源是用于观测的狭缝的有限尺寸。通过改变星团发射的电离辐射光谱以及气体丰度，建立了一个光电离模型网格。然后使用计算出的线表面亮度来模拟狭缝观测，并使用文献中描述的常用方法导出经验参数。根据被狭缝覆盖的物体的比例，参数可能与从整个物体的观测中获得的参数不同，这种影响主要取决于电离星团的年龄。低电离态的禁戒线比高电离态的禁戒线或复合线对狭缝覆盖面积的大小更敏感。关于温度指示器T[OIII]，狭缝效应很小，因为该温度是从[OIII]线导出的。另一方面，对于丰度指标R23，它也取决于[OII]线，狭缝效应略高。因此，由于狭缝观测O丰度的系统误差很低，通常小于10%，除了HII区域由星团供电，电离光子数相对较低，在13.6和54.4 eV之间，这会产生较小的O++发射体积。在这种情况下，当覆盖面积小于50%时，由狭缝观测推断的经验O丰度的系统误差大于10%。
2005-09-13 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
Chemical Abundance Calibrations for the Narrow-Line-Region of Active Galaxies
利用[OIII] $λλ$ 4959，5007/H $β$，[NII] $λλ$ 6548，84/H $α$和[OII] $\lambda3727/$ [OIII] $λλ$ 4959，5007这三种容易观测到的光学发射线比值，研究了活动星系窄线区的两种化学丰度刻度.校准是从一个网格模型的假设，负责生产这些线的主要过程是光电离的一个“典型的”活动星系核连续。化学元素的丰度随氧而变化，但氮除外，氮被认为是次级核合成的产物。计算范围为$8.4 \le 12+log(O/H) \le 9.4$的校准，并使用在细胞核附近具有HII区的Seyfert和LINER样品的NLR数据进行测试。这些HII区的气体丰度已确定在以前的工作中，和NLR丰度的假设，他们可以外推的HII区。的校准工作非常好的塞弗特的，给的丰度值，同意从HII地区获得的，因此可以用于快速估计的化学丰度的NLR的。对于LINER的，校准给出的值低于来自相应的HII区域的值，这表明模型的假设不适用于它们，并且在LINER的NLR中有不同的物理过程。
1997-11-25 astro-ph
The oxygen abundance in the inner HII regions of M101. Implications for the calibration of strong-line metallicity indicators
我提出了深光谱的四个HII区域的内部，金属丰富的区域的螺旋星系M101获得的LRIS摄谱仪在凯克望远镜。从两个目标HII区，H1013和H493的碰撞激发线的分析，我已经得到氧丰度12+log（O/H）=8.52和12+log（O/H）=8.74，分别。这些测量扩展了通过直接方法对M101的氧丰度梯度的测定，使其距离中心仅为3 kpc。H1013中CII 4267线的强度导致碳丰度12+log（C/H）=8.66，相当于太阳值的近两倍。通过比较由巴耳末不连续性导出的连续温度T（Bac）=5000 K和由[OIII]4363/5007导出的线温度T[OIII]=7700 K，导出了平均温度T0=5500 K和均方温度涨落t^2=0.06。考虑到温度的空间不均匀性，从氧极光线获得的氧丰度提高到12+log（O/H）=8.93。这些调查结果进行了讨论的背景下，校准的强线金属丰度指标，特别是上支的R23。没有证据表明，理论上预测的富金属HII区的温度梯度所产生的强烈的丰度偏差。
2006-10-23 astro-ph
Nebular Emission from Star-Forming Galaxies
我们提出了一个新的模型计算一致的线和连续辐射的星系，最近的人口合成和光电离代码相结合的基础上。我们使用有效的参数来描述HII区域和扩散气体电离的单恒星世代在星系[.]。我们校准我们的模型的星云特性使用观察到的[OIII]/Hbeta，[OII]/[OIII]，[SII]/Halpha，和[NII]/[SII]的比率附近的螺旋和不规则，星暴，和HII星系的代表性样本。为了计算整个（线加连续）光谱能量分布，我们包括中性星际介质（ISM）中的尘埃的吸收，使用最近的简单处方，这是与附近的星爆星系的观测相一致。我们的模型使我们能够定量解释观测到的星系的恒星，气体和尘埃参数的光谱。我们发现，电离气体的性质跨越附近的星系的范围意味着3.5和14的因素的变化，每单位恒星形成率（SFR）产生的Halpha和[OII]光度。在中性ISM中，当考虑到恒星的Halpha吸收和尘埃吸收时，基于出现的Halpha和[OII]光度的SFR估计的实际不确定性高达几十年。我们得到新的估计的SFR，气相氧丰度，和有效吸收光学厚度的尘埃在星系中。我们表明，在其他线的帮助下，如[OII]，Hbeta，[OIII]，[NII]，或[SII]，基于Halpha的SFR估计的不确定性可以减少到只有2-3倍，即使Halpha线与相邻的[NII]线混合。然而，如果没有Halpha，则难以从[OII]、Hbeta和[OIII]线估计…
2001-01-08 astro-ph
The Hamburg/SAO survey for low metallicity blue compact/HII-galaxies (HSS-LM). I. The first list of 46 strong-lined galaxies
我们提出的描述和第一个结果的一个新的项目，致力于寻找极度缺乏金属的蓝色紧凑/HII星系（BCGs）和创建一个精心挑选的大BCG样品与强发射线。这样的星系应该适合通过测量微弱的[OIII] 4363 A线来可靠地确定它们的氧丰度。该项目的目标有两个：a）发现大量新的极贫金属星系（Z <= 1/20 Zo），b）研究本地BCGs的金属丰度分布。后续狭缝光谱学的候选人的选择进行汉堡类星体调查的客观棱镜光谱数据库。天空区域受delta >= 0 deg限制。并且b <= -30度。在本文中，我们提出了与俄罗斯6米望远镜进行后续光谱的结果。观测到的候选天体列表包含52个天体，其中46个被确认为强线BCGs（EW（[OIII]5007）>= 100 A）。剩下的五个低激发ELG包括三个BCG和两个分类为SBN（星暴核）和DANS（矮非晶核星暴）的星系。其中一个被确认为类星体，在5000 A（z~3）附近有一条强的Ly_alpha发射线.我们提供了一个列表，其中包括坐标、测量的径向速度、B星等、等效宽度EW（[OIII]5007）和EW（H_beta）以及46个强线BCGs的导出的氧丰度12+log（O/H）。丰度范围在7.42和8.4之间（对应于1/30和1/3 Zo之间的金属丰度）。该样本包含四个Z < 1/20 Zo的星系，其中三个是新发现的。
2002-10-06 astro-ph
The Spectacular Ionized Interstellar Medium of NGC55
我们提供了位于附近的玉夫座星系群中的高度倾斜的、活跃的恒星形成SBm星系NGC 55的深Halalpha +[NII]、[SII]（6716，6731 A）和[OII]（3726，3729 A）图像。由于它的接近，NGC 55提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究晚型星系中的盘-晕界面。我们的图像揭示了一个壮观的各种电离气体的功能，从巨大的HII区复合体，超巨星的星系和壳的功能，非常微弱的扩散发射补丁。这些特征中的许多突出于星系平面之上，包括一个非常微弱的碎片发射壳，在盘上方2.6 kpc处可见。我们确定的候选人'烟囱'延伸出磁盘，这可能是导管到周围的磁盘恒星形成区域的热气体的光环，也可以提供低密度路径的紫外线光子从磁盘的光环。几个已确认的烟囱状星云被电离气体团“覆盖”，其中一个位于盘面上方1.5千秒差距处，似乎是最近恒星形成的地点。发射线比（[OII]/Halpha+[NII]，[SII]/Halpha+[NII]）约束的气体的电离机制，我们的图像允许的[OII]/Halpha+[NII]的第一次测量在额外的平面扩散电离气体。扩散气体的特征在于发射线比，其平均增强了两个因素相比，明亮的HII区域。从HII区的核心，通过HII区的晕，进入扩散电离气体，每个线比率的值平滑地增加。这样一个连续的趋势是预测的模型，其中扩散的气体是电离的光子产生的大质量恒星在HII地区。
1996-09-18 astro-ph
An extragalactic HII region in the Virgo cluster
我们目前的光谱观测六个发射线对象投射到室女星系团。这些源是从窄带（Hα+[NII]）图像中选择的，这些图像显示微弱的可检测的连续发射和EW>100埃。其中5个来源在z ~ 0.31处产生[OIII]λ5007发射体，而122603+130724被证实是属于室女星系团的HII区。这个点状源的退行速度约为200 km/s，与巨大星系VCC 873（NGC 4402）有关。它的光度、恒星形成率和金属丰度都比Gerhard等人（2002年）在室女座星系VCC 836附近发现的河外HII区高。
2003-12-02 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies III. Nebular Abundances for Fourteen Galaxies and the Luminosity-Metallicity Relationship for HII Galaxies
我们报告的结果，从第三个在一系列的星云丰度研究的发射线星系的KPNO国际光谱巡天（KISS）。选择金属丰度估计值为12 + log（O/H）小于8.2 dex的镓进行观测。给出了从[OII] 3727，3729到[SII] 6717，6731的14个星系的光谱，计算了N，O，Ne，S和Ar的丰度比。极光[OIII]4363线在所有14个星系中都被探测到。通过直接电子温度T_e法测定的氧丰度证实样品为贫金属，其值为7.61 <= 12 + log（O/H）<= 8.32。通过结合文献中其他基于T_e的测量结果，我们证明了HII星系和更安静的矮不规则星系遵循相似的金属度-光度（L-Z）关系。主要的区别是零点之间的相关性，使HII星系的亮度平均为0.8 B级在一个给定的金属丰度。这种偏移可以作为证据来证明低光度的HII星系通常会经历两倍的光度增强，而将其宿主星系的光度提升2至3等的恒星爆发并不常见。我们还表明，包括相互作用的星系可以增加L-Z关系中的散射，并可能迫使观察到的相关性朝向较低的金属丰度和/或较大的光度。这必须考虑到当试图推断金属丰度演化时，通过比较本地L-Z关系与基于高红移样本的关系，因为相互作用星系的比例应该随着回望时间的增加而增加。
2004-08-18 astro-ph
ISM properties in low-metallicity environments I. mid-infrared spectra of dwarf galaxies
我们提出了新的ISOCAM中红外光谱的三个恒星爆发附近的矮星系，NGC 1569，IIZw 40，NGC 1140和30 Dor地区的LMC和探索的ISM在低金属环境中的属性，还使用额外的来源从文献中。我们分析了ISM探测的中红外观测的各个组成部分，并将它们与其他银河系和河外天体进行比较。低金属丰度星暴源的MIR光谱主要由[NeIII]和[SIV]线以及急剧上升的尘埃连续体组成。PAH带一般都很微弱，无论是局部还是整个星系的平均值，与尘埃星爆星系形成鲜明对比，那里的PAH特征非常明显，甚至在全球范围内占主导地位。的硬度建模的星际辐射场的矮星系增加PAH带发射的存在变得不那么明显。在整个星系中，[NeIII]/[NeII]的平均比值非常高，通常大于10。因此，硬辐射场是明显的和普遍的。我们发现一个显着的相关性之间的多环芳烃/VSGs和[NeIII]/[NeII]的比率为广泛的对象，包括低金属丰度星系以及银河系HII地区和其他富含金属的星系。这种效果是一致的硬度的星际辐射场发挥了重要作用，多环芳烃在低金属ISM的破坏。我们看到了多环芳烃/挥发性葡萄糖和金属含量之间的相关性，Engelbracht等人（2005年）在一项更大的调查中也发现了这一点。金属丰度和辐射场的共同作用对多环芳烃在低金属丰度体系中的行为有重要影响。
2005-10-04 astro-ph
A grid of Composite Models for the Simulation of Starburst Galaxy and HII Region Spectra
星暴光谱的网格模型，并与幂律模型，代表活动星系核。模型是复合的，即，它们解释了星暴的辐射和超级风造成的冲击。一些有趣的适合模型的观测也进行了讨论。特别是，它被发现，[OIII]/Hb ~可以达到的值为AGN高时，发射云接近星暴区。此外，即使SiIV线相对较低，CIV线也可能较高。结果发现，对于某些谱线比，它们在星暴和活动星系核模型中具有相似的值，谱线的宽度可以区分这两种类型。
2001-06-13 astro-ph
Detection of [OI] 6300 and Other Diagnostic Emission Lines in the Diffuse Ionized Gas of M33 with Gemini-North
本文介绍了在NGC 604的HII区附近的M33中扩散电离气体（DIG）的光谱观测结果。我们在M33的DIG中首次检测到[OI] 6300，这是区分光子电离模型和冲击电离模型的关键线之一。我们测量[OI]/Ha在0.04至0.10的范围内，并且随着排放量的减少，该比率增加。我们的[SII]/Ha和[NII]/Ha的测量值也随着排放量的减少而增加，而我们的[OIII]/Hb测量值保持相当恒定。我们在最亮的发射测量区域有一个He I的试探性探测，He I/Ha = 0.033 +- 0.019，表明氦至少部分电离。我们比较我们观察到的发射线比光电离模型，发现场星电离模型不适合我们的数据。泄漏HII区模型与我们的数据是一致的，而不需要调用额外的电离机制来适应我们的[OI]或[OIII]测量。最近的大HII区域是NGC 604，因此可能是该区域气体电离光子的来源。
2006-05-09 astro-ph
HST observations of the LMC compact HII region N11A
我们提出了一个研究的LMC紧凑的HII区域N11 A使用哈勃太空望远镜成像观测解决N11 A，并揭示其未知的星云和恒星的功能。一个尖锐的电离前沿延伸超过4“（1 pc）和精细结构的细丝以及较大的环的存在表明一个典型的大质量恒星形成区的环境，与高[OIII]/Hb线比。N11 A是一个年轻的区域，从它的形态，发红，特别是高浓度的尘埃，如巴尔默减量图所示。我们的观测还揭示了一个位于N11 A中心部分的星团。其中五颗恒星聚集在一个小于2“（0.5 pc）的区域内，最明亮的一颗是中O型恒星。N11 A似乎是迄今为止所研究的麦哲伦星云中最演化的致密HII区。
2001-04-10 astro-ph
The Oxygen Abundance of Nearby Galaxies from Sloan Digital Sky Survey Spectra
在斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布5中，我们推导出了一个邻近星系样本的氧丰度，这些星系拥有一个或多个HII区的至少两个独立光谱，并检测到[OIII]4363极光线。由于[OII]3727星云谱线在观测波长范围之外，我们提出了一种利用经典的Te方法结合ff关系计算（O/H）ff丰度的方法。（O/H）_7325丰度也已根据[OII] 7320，7330谱线强度并使用标准Te方法的小修改来确定。（O/H）_ff和（O/H）_7325的丰度分别用一维和二维t_2 - t_3关系计算。结果表明，用参数化二维t_2 - t_3关系计算的（O/H）_ff丰度最可靠。根据HII区域84个单独的丰度测定，已经确定了29个邻近星系的氧丰度。由于我们的选择方法，我们星系的金属丰度位于8.2 < 12 + log（O/H）< 8.4的狭窄范围内。首次测定了螺旋星系NGC 4490盘中氧丰度的径向分布。
2007-07-19 astro-ph
Systematic effects and a new determination of the primordial abundance of 4He and dY/dZ from observations of blue compact galaxies
我们使用光谱观测的76个蓝色致密星系中的82个HII区域的样本，以确定原始氦丰度Yp和斜率dY/dZ从Y-O/H线性回归。为了提高dY/dZ测量的准确性，我们纳入了对33个HII区域的新的分光光度观测，这些区域跨越了很大的金属丰度范围，氧丰度12+log（O/H）在7.43和8.30之间变化（Zsun/30<Z<Zsun/4）。对于7个HII区的子样本，我们推导出He的质量分数，考虑到已知的系统效应，包括碰撞和荧光增强的HeI发射线，碰撞激发的氢发射，潜在的恒星HeI吸收和之间的差异的温度Te（HeII）在He^+区和Te（OIII）从碰撞激发的[OIII]线。我们发现，所有的系统效应相结合的净结果是小的，改变了不到0.6%的He的质量分数。对于该子样品的7个HII区域，通过将Y与O/H的线性回归外推至O/H=0，我们获得Yp=0.2421+/-0.0021和dY/dO=5.7+/-1.8，其对应于dY/dZ=3.7+/-1.2，假设氧质量分数为O=0.66Z。在标准的大爆炸核合成理论框架中，这个Yp对应于Ω_b h ^2 = 0.012^+0.003_-0.002，其中h是哈勃常数，单位为100 km/s/Mpc。这是在2西格玛水平小于从最近的氘丰度和微波背景辐射测量获得的值。82个HII区域的整个样本的线性回归斜率dY/dO=4.3+/-0.7（对应于dY/dZ=2.8+/-0…
2003-10-15 astro-ph
On the Dynamical and Physical State of the `Diffuse Ionized Medium' in Nearby Spiral Galaxies
我们分析了深窄带H $α$图像和高分辨率长缝光谱的样本最近和最明亮的晚型星系的形态，物理状态和运动学的“弥漫电离介质”（“DIM”）的研究。我们发现，DIM覆盖了大部分的恒星形成盘，并在形态上与巨大的HII区域的存在。此外，DIM和巨大的HII区在物理和动力学状态上系统地不同。DIM的特征是在低电离禁戒线（[OI]，[NII]，[SII]）的发射增强，甚至高电离[OIII] $λ$ 5007线在DIM中也是中等强度的.我们验证了Lehnert & Heckman的推论，即DIM对晚型星系中测量的全球发射线比率有重要贡献.我们还发现，DIM是更多的运动学扰动比气体在巨大的HII地区。H $α$和[NII] $λ$ 6584谱线的本征半高宽在DIM区为30 ~ 100 km/s $^{-1}$，而在HII区为20-50 km/s $^{-1}$。DIM中的高电离气体甚至比低电离气体受到更多的运动学干扰：[OIII] $λ$ 5007谱线的固有FWHM为70-150 km s $^{-1}$。不同的运动学意味着“直接执行机制”不是ISM的一个单一阶段。相反，它可能包括一个低电离状态和小尺度高度（几百pc）的“静态DIM”和一个高电离状态和中等尺度高度（0.5至1 kpc）的“扰动DIM”。我们认为，静态的DIM最有可能是光电离的辐射泄漏出巨大的HII地区，而扰动的DIM最有可能是由超新星…
1997-08-12 astro-ph
On the oxygen abundance in our Galaxy
利用现有的诊断[OIII]4363线对银河系HII区已发表的光谱进行了汇编。我们的清单包含71个单独的测量13个HII地区的银河系距离从6.6到14.8千秒差距的范围内。在所有的HII区的氧丰度重新计算以同样的方式，使用经典的Te -方法。由这些HII区追踪到的太阳银河系中心距离处的氧丰度与由星际吸收线高精度导出的太阳附近星际介质中的氧丰度一致。我们将得到的径向氧丰度分布与Shaver等人（1983）的HII区样品进行了比较，后者是我们银河系化学演化的许多模型的基础。发现原始Shaver et al.的氧丰度被高估了0.2- 0.3dex。用最近提出的P -方法重新测定了Shaver等人样品中HII区的氧丰度。用P -方法重新测定的Shaver等样品的氧丰度径向分布与我们的（O/H）_Te丰度径向分布一致。
2003-02-03 astro-ph
The chemistry of planetary nebulae and HII regions in the dwarf galaxies Sextans A and B from deep VLT spectra
本文介绍了用VLT对六分仪A中的一个行星状星云（PN）和六分仪B中的五个行星状星云（PNe）以及这两个矮不规则星系中的几个HII区（HII）的光谱观测结果。扩展的光谱覆盖范围，从320.0到1000.0nm，以及大口径望远镜使我们能够检测到许多发射线，覆盖了几种元素（He，O，S，Ar）的多个电离阶段。电子温度（Te）的诊断[OIII]线在436.3 nm处进行测量，在所有六个PNe和几个HII允许通过电离校正因子方法的离子和总化学丰度的准确测定。目前，这些PNe是获得Te的直接测量的最远的PNe。此外，所有PNe和HII也使用光电离代码CLOUDY建模。介绍和讨论了PNe和HII的物理化学性质。在两个星系中，HII的氧丰度都有一个小的分散：12 + $\log$（O/H）=7.6 $\pm$ 0.2（在SextansA）和7.8 $\pm$ 0.2（在SextansB）。对于SextansA的五个PNe，我们发现12 + $\log$（O/H）=8.0 $\pm$ 0.3，平均丰度与HII一致。SextansA中唯一已知的PN似乎是由一个相当大的祖先产生的，并且具有显着的氮过剩。此外，它的氧丰度比HII的平均丰度大0.4倍，可能表明大规模的，低金属含量的PN祖细胞的有效的第三次疏浚。使用这些新数据分析了两个星系的金属富集情况。
2005-07-29 astro-ph
On the abundance discrepancy problem in HII regions
丰度差异的成因是光电离星云物理中的关键问题之一。在这项工作中，我们分析和讨论的样本的银河系和河外HII地区的数据，这种丰度的差异已被确定。我们发现，丰度差异因子（ADF）是相当恒定的，在所有可用的样本的HII区的顺序为2。这是一个相当不同的行为比观察到的行星状星云，在那里的ADF显示了更广泛的价值观。在观测不确定度范围内，未发现ADF与O/H、O++/H+比值、电离度、Te（高）、Te（低）/ Te（高）、半高宽以及主要电离星的有效温度之间存在相关性。这些结果表明，无论是什么机制在HII区产生的丰度差异，它并不依赖于这些星云参数。相反，ADF似乎略微依赖于激发能，这一事实与经典温度波动范式的预测一致。最后，我们得到的Te值从OII复合线在HII地区是一致的，从碰撞激发线的比率，一个行为，这是再次从行星状星云中观察到的不同。这些类似的温度测定与基于化学不均匀团块的存在的模型的预测相矛盾，但与温度波动范例相一致。我们的结论是，所有的迹象表明，负责的HII区和行星状星云的丰度差异的物理机制是不同的。
2007-07-24 astro-ph
Understanding AGN-Host Connection in Partially Obscured Active Galactic Nuclei. Part I: The Nature of AGN+HII Composites
我们的系列论文的目标是研究活动星系核和恒星形成之间的进化联系，在其宿主星系的部分模糊活动星系核（即，Seyfert 1.8和1.9星系）。利用这些星系，可以通过直接测量来研究这两个组成部分的性质。本文主要研究位于[NII]/Ha vs. [OIII]/Hb图中理论分离线和经验分离线之间的宽线复合星系（复合活动星系核）。这些星系是从SDSS DR 4 MPA/JHU星表提供的复合星系中寻找的。在重新分析光谱后，我们根据BPT图对85个复合活动星系核进行了精细分类。位于三条理论分离线以下的所有天体都与年轻的恒星星族（<1 Gyrs）有关，而在单个多重分类天体中，可以识别出年轻或年老的恒星星族。在[OI]/Ha与[OIII]/Hb图中，具有非常古老的恒星星族的多重分类天体位于LINER区域。然后，我们考虑活动星系核和恒星形成之间的联系，得出的关键结果。由宽Ha辐射推断的Eddington比、由D_n（4000）估算的活动星系核宿主恒星星族年龄和谱线比[OI]/Ha之间存在一定的相关性。这些关系强有力地支持了活动星系核随着年轻恒星星族的老化和衰落而从具有软谱的高L/LEdd态演化到具有硬谱的低L/LEdd态的演化过程。谱线比[OI]/Ha与D_n（4000）之间的显著相关性表明，谱线比可以用来追踪I型活动星系核中恒星星族的年龄。
2008-02-05 astro-ph
Integrated Nebular Abundances of Disk Galaxies
我们研究是否集成光学光谱的盘星系可以用来推断的平均值，或特征的气相氧丰度的存在下，系统的影响，如空间丰度的变化，从扩散电离气体的综合发射线光谱的贡献，和尘埃衰减。我们的样本包括14个附近的盘星系与集成分光光度计，和超过250个单独的HII区域的观察从文献中挑选。我们考虑了基于R23=（[OII]+[OIII]）/H-β参数的理论和经验强线丰度校准。我们发现，集成的氧丰度相关以及在一个固定的galactocentric半径测量的气相丰度，确定的HII区丰度梯度。相关性中的典型散射为+/-0.1 dex，与丰度校准无关，也与是否使用观测到的积分发射线通量、红化校正通量或发射线等效宽度无关。然而，基于观测到的通量或等效宽度的综合丰度，至少对于我们的样本所涵盖的红化和恒星星族的范围来说，容易受到0.05-0.1 dex量级的额外系统效应的影响。与积分R23参数不同，我们发现积分[NII]/H-α和[SII]/H-α比相对于HII区域典型的线比增强，与扩散电离气体排放的适度贡献一致。我们的结论是，R23参数可以用来可靠地测量遥远的恒星形成星系的气相丰度。
2006-08-01 astro-ph
Structure and Kinematics of the Interstellar Medium in the Star-Forming Region in the BCD Galaxy VIIZw403 (UGC6456)
在BCD星系VIIZw 403（UGC 6456）的恒星形成区域的电离气体的结构和运动学进行了分析，使用的观测与SCORPIO缩焦器上的6米特殊天体物理天文台望远镜在三种模式：直接成像（在H-α，[OIII]，和[SII]线），长缝光谱，光谱扫描法布里-珀罗干涉仪。除了先前已知的明亮的HII区和环绕整个恒星形成区的暗淡巨环外，还发现了许多新的暗淡弥漫和弧形结构。巨环的精细结构已被揭示。我们不确认以前检测到的膨胀的明亮的外壳周围的年轻恒星协会的速度为50-70公里/秒。我们估计它们的膨胀速度不超过15-20 km/s;相应的运动学年龄不小于3-4百万年，与与它们有关的致密OB星协的年龄吻合得很好。我们将几乎在整个星系中心区域中发现的微弱的电离气体扩散区和巨大的HII环与最近一次星暴中较老的（1000万年）恒星星族联系起来。在最亮的HII区域探测到了微弱的高速[OIII]和H-alpha线翼（从线中心到300 km/s）。这种速度是第一次在银河系中观察到的。以前公布的H-α光度测量的星系进行了改进。
2006-05-07 astro-ph
Spitzer Observations of M83 and the Hot Star, H II Region Connection
我们已经承担了一个计划，观察SIV 10.5，NeII 12.8，NeIII 15.6，和SIII 18.7 μ m的发射线在一些河外HII地区与斯皮策太空望远镜。我们报告我们的结果，近面对螺旋星系M83。所选星云覆盖了很宽的银河系中心半径（R_G）范围。用红外光谱仪在短波长、高色散配置下进行了观测。上述4条线是同空间观测的，因此可以对通量进行可靠的比较。从测量的通量，我们确定了离子丰度比，包括Ne++/Ne+，S ~（3+）/S ~（++），S ~（++）/Ne ~（++），发现随着R_G的增大，电离度逐渐增大。通过对H Ⅱ区Ne和S的主要电离态取样，得到Ne/S ~（Ne ~+ + Ne ~+）/（S ~+ S ~（3+））。我们发现的比率超过基准猎户座值更可能是由于其他影响，而不是Ne/S的真实梯度。Ne和S都是在α-链式反应中产生的主要元素。预计Ne/S在整个星系中保持相对恒定。这种类型的观测和分析方法具有精确测量Ne/S的潜力，特别是对于金属丰度较低且电离度较高的HII区域，例如M33。我们的观测结果也可以用来检验各种恒星大气模型的电离光谱能量分布。我们比较了分数电离比<Ne++>/<S++>和<Ne++>/<S3 +>与<S3+>/<S++>与我们的光电离模型使用几个国家的最先进的恒星大气模型网格的预测。第二篇论文将使用斯皮策观测M33星系中的HII区域。
2007-03-09 astro-ph
Spectroscopy of PNe in Sextans A, Sextans B, NGC 3109 and Fornax
行星状星云（PNe）和HII区域提供了从中间年龄到现在的化学富集和星系恒星形成历史的探测。我们提出的第一个结果NTT光谱的HII区域和/或PNe在四个附近的矮星系：六分仪A，六分仪B，NGC 3109，天炉座。对于所有的PNe和一些在这些星系的HII区域，我们已经获得了元素丰度通过经典的Te-方法的基础上检测的[OIII] 4363线。六分仪A的三个HII区的氧丰度在各自的均方根不确定度范围内都是一致的。然而，Sextans A的PN中的氧丰度显著更高。该PN甚至更富含氮和氦，这意味着其分类为I型PN。据推测未受影响的PN丰度的S和Ar是远低于那些在HII地区，表明较低的金属丰度在时代的PN祖形成。对于六分仪B中的两个HII区域，氧丰度在均方根不确定度内没有差异。然而，第三个是富金属的两倍，为六分仪B中当前金属丰度分布的不均匀性提供了证据。对于六分仪B中的PN，我们测量的O/H与低金属量HII区域的O/H一致。对NGC 3109的初步研究表明，PNe区和HII区的氧丰度都在$\pm$ 0.15 dex的小范围内。对于天炉座中的PN，Ne、Ar和S丰度表明，与PN的O/H值相比，在PN祖先形成的时期，ISM金属丰度低$\sim$ 0.3 dex。
2004-07-07 astro-ph
The Evolution of Helium and Hydrogen Ionization Corrections as HII Regions Age
在低金属丰度、河外、HII区域观测到的氦和氢复合线提供了用于推断原始氦质量分数Y_P的数据。在从观测中推导丰度时，通常假定不存在对看不见的中性氦或氢的校正;即，电离校正因子取为1（ICF = 1）。在之前的一篇论文（VGS）中，我们重新讨论了icf的问题，确认了一个“反向”电离校正：icf < 1。在VGS中，icf是使用更接近真实的非均匀HII区域模型计算的，这表明Y_P的公布值需要减少0.003数量级。随着星团年龄的增长，它们的恒星光谱也会发生变化，它们的icf也会发生变化。这里研究了icf的演化，以及两种交替的辐射光谱“硬度”的测量方法。还探讨了辐射约束和物质约束模型的icf之间的差异，以及He/H比对icf的影响（因为He和H竞争一些相同的电离光子）。特别注意的是双电离氦的预测量，导致我们建议，观察，或界限，他++可能有助于区分不同年龄和光谱的星爆电离的HII地区的模型。我们将我们的分析应用于Izotov & Thuan（IT）数据集，利用辐射软度参数，[OIII]/[OI]比，以及He++的存在或不存在，以找到0.95 < icf < 0.99。这表明，原始氦丰度的IT估计值应该减少Δ Y = 0.006 +- 0.002，从0.244 +- 0.002减少到0.238 +- 0.003。
2001-11-01 astro-ph
What heats the bright HII regions in I Zw 18?
我们已经使用的辐射场从适合于最亮的HII区域的IZw 18进行光电离模型分析，这个对象的星爆人口合成模型。我们已经调查了是否，与所观察到的星云密度分布所揭示的HST图像和总恒星辐射与所观察到的紫外线通量兼容，所观察到的电离结构，HeII/Hbeta比，Halpha流量和电子温度表示的[OIII] 4363/5007的比例表示的约束可以再现。我们已经发现，即使考虑到电离辐射的光谱能量分布和附加X射线的影响的强烈偏差，光电离模型产生的4363/5007比值也太低了约30%。这种差异是显着的，并提出了一个有趣的问题，这是不能解决的预期不准确的原子数据。丢失的能量可能与恒星光子提供的能量具有相同的数量级，或者更低，这取决于它对4363线的作用方式。这个问题影响了I Zw 18中元素丰度的测定。然而，在更好地理解缺失热源的性质及其与星云气体的相互作用之前，不可能估计标准经验方法受到影响的典型不确定性。讨论的其他主题包括：星云HeII发射，光子泄漏，[OI] 6300发射，红化，电离校正因子。（摘要摘录）
1999-09-13 astro-ph
A Spectroscopic Study of the Near-IR [SIII] Lines in a Sample of HII Galaxies: chemical abundances
一个详细的光谱研究，从λ 3700 A到1微米，进行了34个HII星系的样本，以获得其HII区域和电离源的基本参数，以及气态金属丰度。所有的光谱都包括星云[SIII] 9069、9532 A线，因为它们在S/H丰度的推导和相关的电离诊断中很重要。采用一种系统的方法对近红外线通量进行了大气传输效应的校正，并对经验丰度指示器R23和S23的预测结果进行了对比分析。利用eta参数研究了它们的电离源的相对硬度，并探讨了金属性所起的作用。对于22个星系的样品的直接值的te[SIII]的推导，以及它们的离子和总的S/H丰度。它们的离子和总O/H丰度是通过直接测定Te[OIII]得出的，其余天体的总S/H丰度是通过S23得出的。我们的样本覆盖的丰度范围从1/20太阳到太阳金属丰度。得到的平均S/O比为log（S/O）=-1.68+/-0.20 dex，比太阳S/O值低1 sigma。S/O丰度比与O/H在本工作所涵盖的丰度范围内没有显着的趋势，与以前的研究结果相一致。我们比较了我们的样品的离子比O+/O++与S+/S++的分布与不同的恒星有效温度进行的光电离模型的网格的预测。这一分析表明，我们样本中的大部分星系似乎是由极硬光谱电离的。
2006-07-07 astro-ph
Time variation of radial gradients in the galactic disk: electron temperatures and abundances
我们调查的电子温度梯度在银盘测量年轻的HII地区的基础上无线电复合线和相应的梯度在行星状星云（PN）的基础上[OIII]电子温度。主要目标是研究电子温度梯度和径向丰度梯度的时间演化，径向丰度梯度本质上是温度梯度的镜像。最近推导出的电子温度梯度从无线电复合线在HII地区的一个新的确定相应的梯度从行星状星云的祖先恒星年龄已被确定。新推导出的电子温度梯度PN与祖星的年龄在4-5 Gyr范围内是陡峭得多，比相应的梯度HII地区。这些电子温度梯度转换成O/H梯度，以便与以前的估计的丰度梯度的平坦化率进行比较。得出的结论是，O/H梯度在过去的5 Gyr在约0.0094 dex kpc-1 Gyr-1的速率变平，与我们以前的估计很好地吻合。
2007-01-11 astro-ph
