Measuring Chemical Abundances in Extragalactic Metal-Rich HII Regions
富含金属的HII区域的分析对广泛用于测量恒星形成星系的化学含量的丰度诊断的校准产生了深远的影响，无论是在本地还是在高红移。我回顾的主要困难，影响直接丰度测定温度敏感的碰撞激发线，并简要讨论强线的方法，特别是他们的经验校准。在不久的将来，将有可能使用金属复合线校准强线方法，提供几乎对星云温度结构的不确定性不敏感的丰度。
2006-08-19 astro-ph
Photoionization Models of Metal-poor Extragalactic HII Regions and the Primordial Helium Abundance
讨论了碰撞增强效应对原始氦丰度测定的影响。为此，我们提出了一个河外贫金属HII区SBS 0335- 052的光电离模型。我们表明，推导出的氦丰度（Y）的这个HII区域取决于碰撞激发影响的巴耳末线，直接（通过低估的实际He/H比）和间接（通过高估的星际红化）的量。我们详细介绍了这些效应中的每一个如何影响Y的导出值。
2003-02-28 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 Sextans A and B: Chemical Abundances of HII Regions and Planetary Nebulae
我们提出了高质量的长狭缝光谱的行星状星云（PNe）和HII区的两个矮不规则星系六分仪A和B，这属于一个小组的星系外的本地集团。在六分仪A中，我们用经典的Te方法得到了它唯一已知的PN区和三个HII区的元素丰度。在Sextans A的这三个HII区域中的氧丰度在单个均方根不确定度内都是一致的，平均值为12+log（O/H）= 7.54+/-0.06。然而，Sextans A中PN的氧丰度显著更高：12+ $\log$（O/H）= 8.02+/-0.05。该PN甚至更富含氮和氦，表明分类为I型PN。在六分仪B中，我们获得了一个PN和六个HII区域的光谱。元素丰度与Te方法可以推导出PN和三个HII区域。对于其中两个HII区域，在投影中只有约70 pc的分离，氧丰度在均方根不确定性内没有差异，平均值为12+log（O/H）= 7.53+/-0.05。第三个HII区位于前两个区域东北方向约0.6 kpc处，金属含量为12+log（O/H）= 7.84+/-0.05。这表明六分仪座B现今的金属丰度分布具有相当大的不均匀性。（节录）
2005-06-23 astro-ph
The abundance discrepancy problem in HII regions
星云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，我们已经分析了一个样本的银河系和河外H II地区的丰度差异已被测量，我们讨论了两个主要的情况下提出来解释这种差异：温度波动超过所观察到的体积的星云和化学不均匀的夹杂物。
2006-10-30 astro-ph
HII Region Abundances in the Polar Ring of NGC 2685
我们获得了NGC 2685（H12星系）极环11个HII区的分光光度数据，并利用这些数据研究了极环HII区的物理特性。HII区有正常的光谱，没有不寻常的密度，温度，消光或成分的暗示。半经验计算在所有HII区域产生高氧丰度估计值（0.8- 1.1 Z-太阳）。这与观测到的（B-V）颜色、H-α等效宽度和分子气体性质一起，与目前认为极环是由潮汐捕获的矮不规则星系形成的观点相矛盾，并表明这些环是一些动力学模型预测的长寿的自引力结构。这将允许多代恒星形成所需的时间，并保留由此产生的浓缩喷出物，以包含在未来几代恒星形成中。
1997-04-11 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 Extreme Outer Regions of Disk Galaxies: I. Chemical Abundances of HII Regions
我们提出的第一个正在进行的项目，以调查目前的化学丰度的极端外部的星系盘，探测的发射线光谱的一个新的样本的HII区域。这里研究的星系，NGC 628，NGC 1058和NGC 6946，都是晚型螺旋星系，其特征是大于平均的HI-光学尺寸。我们的深Halalpha图像揭示了最近大质量恒星形成的存在，由HII区域追踪，在这些星系中达到和超过两个光学半径（由B波段25等照度线定义）。这些新发现的HII区的光谱被用来研究它们的密度，电离参数，反射率，特别是它们的氧和氮的丰度。我们的测量结果表明，在半径为1.5-2 R25处，O/H~10-15%的太阳值和N/O~20-25%的太阳值的气相丰度。也有明显的证据表明，在大半径处，尘埃消光（Av~0-0.2）减少。结合我们的测量外盘HII区的丰度与那些在文献中发表的内盘HII区是一个强大的探测器的形状的丰度梯度在前所未有的径向基线。在当前数据集的范围内，径向丰度变化与单对数线性关系是一致的，尽管导出的斜率通常与仅使用内盘HII区域来定义拟合时发现的斜率有很大不同。有趣的是，无论是在极端的外星系盘的平均水平的富集和N/O的比例是类似的测量值在一些高红移阻尼莱曼α吸收，这表明外磁盘在本时代是相对未进化的。（节略）
1998-05-13 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
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
A comprehensive study of reported high metallicity giant HII regions. I. Detailed abundance analysis
我们提出了在光学和近红外的长缝观测的14个HII区的旋涡星系：NGC 628，NGC 925，NGC 1232和NGC 1637，所有这些报告有太阳或oversolar丰度根据经验校准。对于七个观测区域，离子加权温度从光学禁极光星云线的比例已经获得，其中六个，由标准方法得出的氧丰度原来是显着低于太阳。另一个在NGC 1232中被命名为CDT 1，显示氧丰度为12+log（O/H）= 8.95+-0.20，据我们所知，它构成了第一个高金属丰度的HII区，精确的线温度和元素丰度已经被推导出来。对于其余地区没有线温度测量可以进行和金属含量已确定通过详细的光电离建模和硫丰度参数S_23。其中只有一个区域的O_23和S_23值显示出太阳或日际金属丰度。根据我们的分析，只有两个观察到的区域可以被认为具有高金属丰度。这两个结果与以往在其他高金属丰度HII区发现的N/O和S/O丰度比分别高于和低于太阳的趋势相吻合。
2001-09-07 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
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
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
Enrichment of the ISM by metal-rich droplets and the abundance bias in HII regions
我们批判性地研究了星际介质（ISM）富集的一种情况，其中超新星喷出物在以富含金属的"液滴“的形式落回银河系盘之前经历了漫长的（10^8年）旅程，这些液滴直到在HII区域被光电离才与星际介质完全混合。我们调查的假设，这些高度金属液滴的光电离可以解释观察到的“丰度差异因子”（ADF），这是发现时，比较来自重组线和碰撞激发线，无论是在银河系和河外HII地区的丰度。我们推导出HII区内液滴尺寸的界限为10^{13}-10 ^<$15} cm，以便（1）它们不应该已经被附近星云的直接成像探测到，（2）它们不应该被电离气体中的扩散太快地破坏。从光电离建模，我们发现，如果这种不均匀的富集情况下举行，那么重组线强烈高估的金属丰度的完全混合的HII区域。来自碰撞激发线的丰度也受到一定的偏见，虽然在较小的程度。在没有任何纠正这些偏差的方法的情况下，我们建议丢弃所有在银河系化学演化研究中显示出大ADF的天体。在比较复合线和碰撞激发线所产生的元素的星系丰度梯度时，也必须牢记这些偏差。最后，我们提出了一套意见，可以进行测试我们的情况下，提高我们的理解元素混合在ISM。
2007-06-08 astro-ph
Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud HII regions: recombination-line versus forbidden-line abundances
我们获得了银河系HII区M17、NGC 3576和麦哲伦云HII区30 Doradus、LMC N11 B和SMC N66的深光学长缝分光光度计，记录了CII、NII和OII的光学复合线。对温度不敏感的ORL C2+/O2+和N2+/O2的比率，获得所有星云，除了SMC N66。ORL的C2+/O2+比率在每个星系系统内显示出显着的一致性，同时也与相应的CEL比率一致。对于所有五个星云，从多个OII ORL得到的O2+/H+丰度比从强[OIII] 4959，5007 A CEL得到的相应值高，其中四个星云高1.8- 2.7倍。LMC N11 B星云对O2+离子表现出更极端的差异因子，~5。因此，这些HII区域表现出的ORL/CEL丰度差异因子与以前在行星状星云中遇到的相似。我们的光学CEL O2+/H+丰度同意在20- 30%的范围内与公布的O2+/H+丰度，从红外精细结构线的观测。由于后者的低激发能使它们对典型星云温度的变化不敏感，因此排除了温度波动是观测到的ORL/CEL O 2+丰度差异的原因。我们提出的证据表明，从这些HII地区观察到的OII ORL来自于非常相似的密度（<3500 cm-3）的气体发射所观察到的重元素光学和红外CEL，排除模型，采用高密度电离夹杂物，以解释丰度的差异。我们考虑的情况下，大部分的重元素ORL发射来自冷（<=500 K）的金属丰富的电离区。
2002-09-25 astro-ph
HII Region Oxygen Abundances in Starbursting Transition Dwarf Galaxies
我们目前的经验HII区氧丰度的低光度星暴星系的样本是在一个短暂的进化状态。所有五个星系的特点是中央集中的恒星形成，这是嵌入在光滑的恒星信封类似dE类系统。星系也有少量的气体含量，典型的M_{HI}/L_{B}~0.1，导致气体耗尽时间尺度小于1 Gyr，即使考虑分子气体。我们发现，与其他形态相似的系统相比，该样品的星系具有令人惊讶的高氧丰度，12 + log（O/H）~9.0。我们认为这些天体是演化的蓝致密矮星的一个子类，它们已经耗尽了大部分的气体供应，同时保留了它们的金属。我们进一步提出，我们正在看到这些物体在一个短暂的阶段，在这个阶段中，它们正在接近恒星爆发活动的尾声，并且可能成为早期类型的矮星。
2006-12-11 astro-ph
ISO spectroscopy of compact HII regions in the Galaxy. II Ionization and elemental abundances
基于Peeters等人（2001）的ISO致密HII区谱表，我们首次分析了起源于电离气体的氢复合和原子精细结构谱线。该样品由34个HII区域位于银河系的距离Rgal = 0和15千秒差距。SWS HI复合线之间的2和8妈妈被用来估计在这些波长的消光法为14 HII区域。在0和$\sim$ 3 mag.之间的K带消光已被推导出来。在大多数源中都检测到N、O、Ne、S和Ar的精细结构谱线。这些元素中的大多数在两个不同的电离阶段中观察到，探测电离电位高达41 eV的范围。ISO数据本身或与文献中的无线电数据相结合，用于推导相对于氢的元素丰度。因此，目前的数据使我们能够描述每个来源的元素丰度，电离状态，并限制电离星的性质。
2001-10-30 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
Star Formation in HI Selected Galaxies. II. HII Region Properties
从HI Parkes全天巡天（HIPASS）中选择了69个径向速度小于2500 km/s的星系样本，以推断出附近盘状星系中恒星形成的细节，这些星系选择没有光学表面亮度选择效应的偏差。获得了所有这些物体的宽带（B和R）和窄带（H-α）图像。超过一半的样本星系是晚型矮盘（主要是Sc和Sm星系）。我们已经测量了H-α，连续减影图像的HII区域的属性，使用由Thilker等人开发的HIIphot包。2000。除了一个星系外，所有星系都包含至少一个可探测到的HII区。对每个星系中HII区域特性的研究表明，表面亮度较高的星系中最亮的区域往往比表面亮度较低的星系更明亮。来自低表面亮度星系的H-α辐射的较高部分（称为漫射部分）来自漫射电离气体（DIG）。根据表面亮度叠加的HII区光度函数（LF）表明，最低表面亮度星系的LF形状不同于典型旋涡星系。这种差异可能是由表面亮度最低的星系有一些偶发性的恒星形成造成的，或者是由它们在密集的大质量分子云之外形成相对较大的恒星组成。总的来说，这些结果意味着在较低表面亮度的星系中恒星形成的条件与更典型的较高表面亮度的螺旋星系不同。
2005-06-10 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
Iron abundance in HII regions
光学CCD光谱被用来确定在几个位置内的七个明亮的银河系HII区域的铁丰度。所观察到的[Fe III]线的比率进行比较，预测不同的碰撞强度和跃迁概率为该离子选择原子数据提供最佳的拟合的意见。发现的Fe++和Fe+丰度的值，以及电离校正因子的贡献的Fe 3+，从现有的网格的光电离模型，意味着电离气体中的Fe/O比是2%和30%之间的太阳能。每个区域的Fe丰度与电离度和颜色过剩相关。一个可能的解释是，即存在的人口的小颗粒，可能源于破碎较大的颗粒。这些小颗粒会在吸收高能光子后将铁原子释放到气体中;在这个破坏过程中幸存下来的小颗粒会被辐射压或恒星风的作用从电离区中扫出。从M20中光学喷流H399取样位置得出的高Fe丰度给出了进一步和更有效的销毁剂的指示，在那里可能发生了由于冲击波造成的粉尘销毁。
2002-03-22 astro-ph
The S2N2 metallicity calibrator and the abundance gradient of M 33
我们引入log（Ha/[SII]6717+6731）与log（Ha/[NII]6583）（S2 N2）诊断图作为外星系HII区的金属丰度和电离参数指标。从实验和理论两方面研究了HII区在S_2N_2图中的位置。我们发现，对于广泛的金属丰度，S2 N2图给出单值的结果在金属丰度电离参数平面。我们证明了S2 N2图是估算高红移（z ~ 2）HII星系金属丰度的有力工具。最后，我们从S2 N2图中导出了M33中76个HII区域的金属丰度，并计算出该星系的O/H丰度梯度为-0.05（+-0.01）dex kpc^-1。
2007-08-16 astro-ph
Spectroscopy of Dwarf HII Galaxies in the Virgo Cluster. I. Data, Chemical Abundances and Ionization Structure
长缝光谱已经获得了一个样本的22个蓝矮星系的方向选择的室女星系团作为一个更大的样本室女蓝矮星系的一部分，深阿尔法成像已经收集。本样本中的大多数星系似乎被归类为室女星系团目录中的BCD或矮不规则星系。给出了该样品星系的谱线通量、H β等效宽度和消光系数、空间发射轮廓、电离结构和物理条件。化学丰度已经得到使用直接测定的电子温度或详细检查后的预测不同的经验校准。室女座矮星系样品的氧丰度范围为7.6 < 12 + log O/H < 8.9，相应的氮氧丰度比范围从低金属丰度场BCD星系的典型值到近太阳。
2002-11-08 astro-ph
The dependence of HII region properties on global and local surface brightness within galaxy discs
使用B，R，和H-α图像的大小大致相等的样品的低表面亮度（LSB）和高表面亮度（HSB）星系（~40个星系），我们已经探讨了HII区域的性质对本地和全球盘表面亮度的依赖性。我们已经做到了这一点，通过构建共同添加的HII区域光度函数（LF）根据当地和中央光盘表面亮度和拟合Schechter函数，这些LF。结果表明，LSB星系内的HII区LF的形状不会因为不同的限制（即，mu>mu_lim）局部表面亮度值。然而，HSB星系的LF具有较大的L_* 值，并且在暗端处比LSB星系的LF更不陡峭，从而限制了B带局部表面亮度值为μ_B，lim~23-24。LF和单个HII区的数据都表明，明亮（log L>39 ergs/s）的HII区在HSB盘中比在LSB盘中更常见，这意味着新形成的星团也更大。考虑到这一点以及蒙特卡罗模拟的结果，LF的形状意味着LSB盘内的区域和HSB盘的LSB区域内的区域相对较老（~ 500万年），而mu_B<24的HSB盘内的区域明显较年轻（<100万年）。由于大多数LSB星系没有明显的旋臂，而大多数HSB星系有，这可能表明HSB盘内从旋臂驱动的恒星形成转变为更局部驱动的恒星形成，可能是在mu_B~24处的零星形式，这种转变似乎不会发生在LSB盘内。
2008-10-28 astro-ph
Star formation in bar environments. II. Physical properties, age and abundances of HII regions
本文研究了Martin & Friedli（1997）在棒旋星系样本棒上发现的HII区的星云性质（电子密度、消光、年龄、O/H丰度）。线比诊断图表明，沿棒长轴的区域具有正常的光电离谱，即线比可从星云条件和河外HII区通常遇到的电离星辐射场再现。然而，有迹象表明，它们的电离程度可能有所不同。另一种电离机制（高速冲击或硬紫外辐射）显然存在于星系中心附近的区域。沿棒的区域的电子密度非常接近盘区域的电子密度（$<N_e > \sim 80 cm^{-3}$）。平均而言，酒吧和光盘区域有一个类似的视觉消光（$A_V \sim 1$等）与例外的一些地区位于酒吧附近的尘埃带的早期类型的星系在我们的样本。虽然棒HII区的平均H $α$等效宽度（$\sim$ 250）是盘区的一半，这种差异可能是由于银河系连续统的不确定性，并没有转化为显着的年龄差异。还研究了这些星系棒中的氧丰度分布。发现O/H散射非常小（<0.1 dex），表明在条形结构中通过气流混合化学成分非常有效。
1999-04-12 astro-ph
Biases in abundance derivations for metal-rich nebulae
使用从头算光电离模型的巨大的HII区域，我们测试方法的基础上直接测量的电子温度，现在甚至可能为中等到高金属丰度的对象的丰度测定。我们发现，金属丰度大于太阳，计算的丰度偏离系统的真实的，一般由更大的金额为金属丰富的HII地区。我们讨论了原因，并提出图表，让读者更好地理解各种因素发挥作用。我们简要讨论了推导富含金属的HII区域丰度的不太经典的方法。特别是，我们评论的兴趣的氧和碳复合线。我们还表明，相反的情况下，巨大的HII地区，在明亮的河外行星状星云的物理条件是这样的，它们的化学成分可以准确地得出，即使在高金属丰度。因此，河外行星状星云是探测旋涡星系内部和富金属椭圆星系中星际介质金属丰度的潜在探测器。
2005-01-26 astro-ph
The HI Companions of HII Galaxies and Low Surface Brightness Dwarf Galaxies
我研究了Taylor等人（1995，ApJS，99，427; 1996，ApJS，102，189）对HII星系的VLA HI巡天和Taylor等人（1996，ApJS，in press）对低表面亮度（LSB）矮星系的VLA HI巡天，以研究星系相互作用在触发HII星系中大质量恒星形成爆发中的作用。我发现HII星系的伴星率是LSB矮星的两倍多（p[HII] = 0.57 p[LSB] = 0.24）。我检查的两个调查检测到的同伴样本的完整性，发现，因为他们在相同的方式观察，有没有相对偏差，导致一个样本或其他有更多的同伴。因此，我的结论是，在HI丰富的同伴的数量的差异是真实的，并表示在本地的差异，小尺度环境之间的两种类型的星系。我通过搜索已发表的星系目录来研究这两个样本的大尺度环境，发现在大的分离度下，这两个样本平均存在于非常相似的环境中。HII星系和LSB矮星的伴星率的差异支持了恒星形成的爆发是由星系相互作用触发的观点。
1996-11-18 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
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
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
Uncertainties in Theoretical HeI Emissivities: HII Regions, Primordial Abundance, and Cosmological Recombination
最近在天文学和宇宙学方面的一些工作都依赖于理论上的He I发射率，但我们知道没有努力量化原子数据中的不确定性。我们分析和分配不确定性的所有相关的原子数据，进行蒙特卡罗分析，并报告标准偏差的线发射率。我们考虑两组错误，我们称之为“乐观”和“悲观”。“我们还考虑了三种不同的条件，对应于原型银河系和河外H II区域以及宇宙重组的时代。在河外H II的情况下，我们得到的误差是可比的，或更大的误差在最近的一些$Y_p$计算，包括来自CMB的观测。我们证明了系统的原始丰度计算的影响，这种影响不能通过观察大量的对象减少。在宇宙学复合的情况下，误差与最近计算中考虑的许多效应相当。
2008-11-07 astro-ph
Oxygen abundance in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了两个样本的$\hii$星系的斯隆数字巡天（SDSS）光谱观测数据发布3。用光电离的$\hii$模型计算了225个星系的电子温度（$T_e$），用经验方法计算了3997个星系的电子温度（$T_e$）。通过$T_e$方法可靠地测定了两种样品的氧丰度。还计算了来自强线金属丰度指示剂（例如$R_{23}$、$P$、$N2$和$O3N2$）的氧丰度。比较了用$T_e$方法、$R_{23}$方法、$P$方法、$N2$方法和$O3N2$方法计算的$\hii$星系的氧丰度。与$T_e$方法得到的氧丰度是系统性的$\sim$ 0.2 dex比与$R_{23}$方法得到的，与以前的研究的基础上$\hii$区域样品一致。在$T_e$金属度和$P$、$N2$和$O3N2$金属度之间没有发现氧丰度的明显偏移。在研究N/O和O/H的关系时，我们发现在$\zoh > 7.95$的金属丰度区，这种关系的大的离散性可以用小质量恒星对氮的产生的贡献来解释。在高金属丰度区，$\zoh > 8.2$，氮主要是所有质量的恒星产生的次要元素。
2006-03-10 astro-ph
Chemical abundances in spiral and irregular galaxies. O and N abundances derived from global emission--line spectra
利用已发表的不规则星系和旋涡星系HII区的光谱，研究了用P方法从星系整体发射线光谱导出的氧和氮丰度的有效性。Kobulnicky，Kennicutt & Pizagno（1999）的结论--全球发射线光谱可以可靠地指示星系的化学性质--已经得到证实。已经表明，将星系的整体光谱与单个HII区域的光谱集合进行比较，可以用来区分金属丰度高和低的天体，并准确估计星系中的化学丰度。我们测定了紫外选择星系和正常邻近星系样品中的氧和氮丰度。在N/O-O/H图上，紫外选择星系与邻近星系中的单个HII区占据相同的面积。最后，我们发现中红移星系系统地偏离了本星系的金属丰度-光度趋势。
2004-05-17 astro-ph
On the relationship between auroral and nebular oxygen line intensities in spectra of HII regions
我们调查观测到的极光和星云的HII地区的光谱中的氧线通量之间的关系。我们发现一个关系，是金属依赖于低金属丰度，但成为独立的金属丰度（在现有数据的不确定性）以上12+logO/H ~ 8.25，即有一对一的对应关系（ff -关系）极光和星云之间的氧线通量的光谱中的高金属丰度HII地区。这种ff关系使得人们可以从强氧谱线的测量中估计极光谱线的通量.这解决了在高金属丰度HII区域中的电子温度（以及因此的丰度）测定的问题。这种ff关系证实了Pagel等（1979）在一个世纪前提出的经验方法的基本思想，即HII区的氧丰度只能由强氧谱线测量来估算。
2005-04-18 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
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
Carbon and Oxygen Galactic Gradients: Observational Values from HII Region Recombination Lines
我们目前的结果，深阶梯分光光度法的8个银河系HII地区位于银河系中心距离6.3和10.4千秒差距。这些数据是用甚大望远镜（VLT）的紫外中阶梯摄谱仪（UVES）在3100到10360 A的范围内拍摄的。我们已经从所有天体的复合线导出了C++和O++丰度，以及从三个星云的这种复合线导出了O+丰度。复合谱线的强度几乎与假设的电子温度以及星云内部可能存在的空间温度变化或波动无关。这些数据可以确定的气相C和O丰度梯度的银河系盘，化学演化模型的至关重要的。这是第一次从如此大量的HII区域和如此广泛的银心距离中得出C梯度。丰度梯度的形式为$Δ$ log（O/H）= -0.044 $\pm$ 0.010 dex kpc^-1，$Δ$ log（C/H）= -0.103 $\pm$ 0.018 dex kpc^-1，$Δ$ log（C/O）= -0.058 $\pm$ 0.018 dex kpc^-1。
2005-01-24 astro-ph
The primordial abundance of 4He: a self-consistent empirical analysis of systematic effects in a large sample of low-metallicity HII regions
我们确定的原始氦的质量分数Yp使用93光谱的86低金属丰度河外HII地区。该样品构成了现有的用于确定Yp的最大和最均匀的高质量数据集。为了进行比较，并改善我们的调查影响Yp测定的系统性影响的统计，我们还考虑了从SDSS的DR 5中选择的271个低金属丰度HII区域的样本。虽然这个较大的样本显示了更多的分散性，但它给出的结果在2 σ水平上与我们的原始样本一致。我们已经考虑了已知的系统效应，可能会影响4 He丰度的测定。它们包括不同的HeI线发射率和红化定律，碰撞和荧光增强的HeI复合线，基本的HeI恒星吸收线，碰撞激发的氢线，温度和电离结构的HII区域，以及偏差的HeI和H发射线强度从情况B。然而，Yp的最可能值取决于所采用的HeI线发射率。使用Monte Carlo方法同时求解上述系统效应，我们发现，当使用Benjamin等人（1999，2002）的HeI发射率时，原始氦质量分数Yp = 0.2472+/-0.0012，当使用Porter等人（2005）的发射率时，原始氦质量分数Yp = 0.2516+/-0.0011。第一个值与SBBN理论给出的值非常一致，而Porter等人（2005）用更精确的发射率获得的值在2sigma水平上更高。后一个数值如果得到确认，将意味着与SBBN略有偏差。
2007-02-02 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
Optical and near IR spectroscopy of low excitation HII regions with GTC
电离气体星云中化学丰度的测定是基于极光发射线的探测，从极光发射线可以推断出几种离子的线温度。这些线在低激发物体中很弱，所以它的测量只能在大口径望远镜中进行。GTC将允许计划从中高分辨率光谱对此类物体的化学丰度进行全面研究，这将为化学演变模型提供更准确的观测限制。
2002-05-06 astro-ph
Lithium abundance/surface activity connections in solar-type Pleiads
通过对B、V波段数据的采集和分析，首次研究了太阳型昴星团锂丰度、A_Li与光球活动的关系。根据A_Li/（B-V）关系对靶星的活动水平进行了预报，并与新的CCD测光结果进行了比较。六个来源的行为根据预测，而一颗星（HII 676），具有低预测活动，表现出最大的变化的研究;另一颗星（HII 3197），具有高预测活动，是令人惊讶的安静。两颗恒星显示出非周期性的衰落，这是轨道盘状结构与不规则密度分布的症状。虽然观测窗口对于旋转周期的探测并不理想，但一些周期图提供了可能的值; HII 1532获得的光变曲线与先前记录的一致。
2003-12-03 astro-ph
Systematic Uncertainties in the Determination of the Primordial 4He Abundance
原始氦丰度Y_p通常由河外低金属丰度HII区的丰度测定来推断。这样的决定可能会受到系统的不确定性，这里调查。特别注意的是两个效果：icf校正的“非均匀”电离结构导致显着数量的（不可观察的）中性氦或氢和“tcf”-由于非均匀温度的校正。本文构造了具有大量参数的HII区模型，并指出所需的修正几乎完全是两个物理参数的函数：照明连续谱中氦-氢电离光子数Q（He_0）/Q（H_0）和Stromgren球的宽度与半径之比δ r_S/r_S。对于足够的氦电离光子Q（He 0）/Q（H 0）>~ 0.15和不可忽略的斯特罗姆格伦球宽度的云，可能会导致氦丰度的显著高估。这类云的辐射软度参数在-0.4 <~ log（eta）<~ 0.3的范围内，与观测到的HII区的eta范围一致。HII区的现有数据似乎确实显示了一种相关性，这种相关性与由于这些效应而对氦丰度的典型高估约2-4%是一致的。如果这种解释占上风，并且在没有其他补偿效应的情况下，可能导致Y_p的显著向下修正。有人认为，应谨慎对待的有效性，通常引用的误差线上的Y_p。
2001-11-02 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
Oxygen and Nitrogen in Leo A and GR 8
我们目前的元素丰度的多个HII区域的狮子座A和GR 8获得的长缝光谱的这两个附近的低光度矮不规则星系。正如从它们的光度所预期的那样，并与以前的观测结果一致，这两个星系中的氧丰度都非常低。对狮子座A行星状星云的高信噪比观测结果为12 + log（O/H）= 7.30 +/- 0.05;对狮子座A四个HII区域氧丰度的“半经验”计算结果为12 + log（O/H）= 7.38 +/- 0.10。这些结果证实了狮子座A是已知附近星系中ISM金属丰度最低的星系之一。根据两个HII区域的结果，弱[O III] 4363线的高信噪比测量，GR 8的平均氧丰度为12 + log（O/H）= 7.65 +/- 0.06;使用“经验”和“半经验”方法，得出其他6个GR 8 HII区域的类似丰度。与之前其他低金属量星系的结果类似，狮子座A的平均log（N/O）= -1.53 +/- 0.09，GR 8的平均log（N/O）=-1.51 +/- 0.07。没有证据表明在HII区的O/H或N/O的显着变化。对附近（D < 5 Mpc）的不规则星系的氧丰度测量，其金属度-光度关系的平均相关系数为12 + log（O/H）= 5.67 - 0.151 M_B，氧的色散关系为0.21。这些观测结果证实，富含气体的低光度星系在其星际介质的电离气相中具有极低的元素丰度。虽然狮子座A是已知附近星系中金属丰度最低的星系…
2005-09-22 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
The Composition Gradient in M101 Revisited. II. Electron Temperatures and Implications for the Nebular Abundance Scale
本文利用巨螺旋星系M101中20个HII区的高信噪比光谱，计算了半径R = 0.19-1.25 Ro（6-41 kpc）范围内HII区的电子温度和金属丰度。我们比较了从[O III]4363，[N II]5755，[S III]6312和[O II]7325极光线测量的电子温度的一致性。从[O III]，[S III]和[N II]的温度相关的相对偏移是一致的预期从星云光电离模型。然而，来自[O II]7325线的温度显示出很大的分散性，并且与来自其他离子的温度几乎不相关。我们推导出的氧丰度O/H很好地拟合指数分布超过六个磁盘尺度的长度，从大约1.3太阳在中心的1/15太阳在最外层区域的研究（太阳12 + log（O/H）=8.7）。我们测量了N/O和He/H丰度比的显著径向梯度，但S/O和Ar/O相对恒定。我们的丰度有系统地比最广泛使用的强线“经验”丰度指标所得出的丰度低0.2-0.5德克斯。我们怀疑，大多数的分歧与强线丰度产生的不确定性，用于校准的星云模型的“经验”规模，并得出HII地区和发射线星系的强线丰度是高达一个因素的两个高于实际的氧丰度。然而，其他的解释，如温度波动对极光线的影响，基于丰度不能完全排除。这些结果表明，需要对河外HII区域的更大样本进行直接丰度测定，特别是对比太阳更富含金属的物体。
2003-03-20 astro-ph
Chemical Abundances and Ionizing Clusters of HII Regions in the LINER Galaxy NGC 4258
我们提出了在螺旋星系NGC 4258的八个HII区域的光学和近红外长缝观测。其中六个观测区域位于东南部的内旋臂，另外两个孤立在北部的外旋臂。气体的物理条件进行了详细的分析。对于两个区域，电子温度已从[SIII] 6312 A线导出。对于其余部分，已使用基于红色和近红外硫线的经验校准。通过这两种方法得到的氧丰度被发现是显着低于（由两个因素）比以前通过使用经验校准的基础上的光学氧线。在最亮的区域74 C，观测到沃尔夫-拉叶星的一个显著特征，对电离星团的某些性质提供了很好的约束。在目前的进化综合模型的光，没有找到一致的解决方案来解释在同一时间的WR特征特性和发射线光谱的这一地区。原则上，WR星的存在会导致大的温度波动，也会导致电离辐射的硬化。在74 C区没有发现这些效应，其中从[SIII] 6312 A和8200 A处的帕邢不连续发现的电子温度在误差范围内相等，电离辐射的有效温度估计在35，300 K左右。为了了解HII地区的电离种群，需要对已确认的高金属丰度地区进行更多的观测，并为进化合成模型提供更精细的金属丰度网格。
2000-06-14 astro-ph
The HII Regions of the Damped Lyman alpha Absorber SBS 1543+593
我们报告了阻尼Ly alpha（DLA）星系SBS 1543+593的新的成像和光谱观测，SBS 1543+593是一个附近的矮星系，其恒星盘被明亮的背景类星体HS 1543+5921的视线所覆盖。哈勃太空望远镜在F450 W和F702 W波段的WFPC 2成像观测被用来测量DLA星系的属性，并编制其（候选）HII区域的目录。对银河系中最亮的HII区域进行的地面长缝光谱学研究可以估计出恒星形成率（SFR）和银河系星际介质中的化学丰度。我们发现SBS 1543+593表现出SFR $\approx 0.006 h^{-2}_{70} M_{\odot}$ yr $^{-1}$，或单位面积SFR $\approx 1.4 \times 10^{-4} h^{-2}_{70} M_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$。我们推导出$12 + \log {\rm (O/H)} = 8.2 \pm 0.2$的电离气体中的气相丰度，约为太阳值的1/3，以及$\log {\rm (N/O)} = -1.40^{+0.2}_{-0.3}$。这些值与SBS 1543+593的形态学外观一致，SBS 1543+593是$M_B -5 \log h_{70} = -16.8\pm0.2$和中间表面亮度的Sm矮星。SBS 1543+593是第一个使用发射谱线诊断法测量丰度的{ \it …
2003-09-29 astro-ph
Modelling the Pan-Spectral Energy Distribution of Starburst Galaxies: III. Emission Line Diagnostics of Ensembles of Evolving HII Regions
我们建立，只要理论允许，自洽模型HII区域周围的中央星团的老化恒星。这些产生强大的发射线诊断适用于任何个别HII地区的星系，或磁盘或星暴星系的综合发射线光谱。这些模型假设，个别HII区域的膨胀和内部压力是由来自中央星团的机械能的净输入驱动的，无论是通过风还是超新星事件。这就消除了作为自由变量的电离参数，代之以一个取决于星系团质量与周围星际介质压力之比的参数。这些模型解释了为什么低丰度的HII区域具有高激发，并表明至少有一部分温暖的电离介质是重叠的微弱，古老，大型和低压HII区域的结果。我们目前的线比（在光学和红外波长），这两个单一的HII区域或综合星系光谱提供可靠的丰度诊断，我们找到了一个数字，可以用来估计的平均年龄的集群恒星激发个人HII区域。
2006-08-02 astro-ph
Can We Detect the Anisotropic Shapes of Quasar HII Regions During Reionization Through The Small-Scale Redshifted 21cm Power Spectrum?
在宇宙再电离的早期阶段，光的旅行时间延迟扭曲了明亮类星体周围HII区域的表观形状。在即将到来的红移21厘米实验中，个别HII区域可能仍然无法检测到。然而，沿着视线的系统性变形可以通过统计学方法检测到，或者通过叠加由JWST识别的类星体的断层21 cm图像，或者作为三维21 cm功率谱中的小尺度各向异性。在这里，我们考虑这种效应的可检测性。当HII区域很大并且迅速膨胀时，各向异性最大，我们发现，如果明亮的类星体有助于再电离的早期阶段，那么它们可以产生显著的各向异性，其尺度与明亮类星体的HII区域的典型尺寸相当（约为1000毫米）。30 Mpc及以下）。因此，在小尺度上分析未来的21厘米功率谱时，不能忽略这种影响。如果红移z=10的IGM体积的10%被典型电离光度为S= 5 x 10^{56}光子/秒的类星体电离，相对于横向，径向（红移）方向的21厘米功率谱可以增强10%以上。这种各向异性的水平超过了由于红移空间失真，并具有相反的符号。我们表明，正在进行的实验，如MWA应该能够检测到这种影响。探测将揭示明亮类星体的存在，并揭示电离源的电离产额和年龄，以及它们附近中性星系际气体的分布和小规模聚集。
2007-09-17 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
Abundance profile and stellar content of IZw18
讨论了贫金属星系IZw 18的新光谱观测结果。与演化合成模型的预测相反，在NW-HII区域发现了WC型沃尔夫-拉叶星。的质量损失率和WR星的形成过程的影响进行了讨论。在HII区内观察到非常均匀的金属丰度。这就突出了星暴中新合成元素的扩散和混合问题。不同的情况进行了讨论，表明金属仍然最有可能隐藏在一个热的阶段，目前所观察到的金属丰度是以前的恒星形成事件的结果。
1997-12-08 astro-ph
On the deduction of galaxy abundances with evolutionary neural networks
越来越多的指标现在被用来测量行星状星云、银河系HII区（GHIIR）、河外HII区（EGHIIR）和HII星系（HIIGs）中光电离区的金属丰度（Z）。然而，一个通用的指标，也在高金属还没有被发现。在这里，我们报告一个新的人工智能为基础的方法来确定金属指标，显示提供改进的经验拟合的承诺。该方法取决于进化神经网络观测发射线数据的应用。该网络的DNA，编码在其架构，权重和神经元传递函数，使用遗传算法进化。此外，对一组10个不同的神经元传递函数进行操作的选择意味着在网络解决方案架构中编码的经验关系是函数形式而不是数值形式。因此，网络解决方案提供了一个方程的金属含量的线比没有先验的假设。利用这种方法提供的数学能力，我们将该网络应用于96个HII型区域样本的光学星云和极光发射线的详细观测，并且我们能够获得Z和S23之间的经验关系，色散仅为0.16 dex。我们展示了如何使用该方法来识别新的诊断以及金属度Z，电离参数U和有效（或等效）温度T* 之间存在的非线性关系。
2007-09-19 astro-ph
