Abundances in the Lyman--alpha clouds
我们用合成云技术重新研究了\lya云的化学组成。在合成云技术中，光谱中的每一条\lya谱线被移到它的静止坐标系波长上，所有静止坐标系光谱被相加，形成一个“平均”的\lya云光谱。我们说明了各种估计的光谱和背景电离紫外线通量的红移演变导致非常不同的预测森林云中的重元素线的相对强度。我们还展示了潜在的丰度限制如何取决于各种观测量，以及OVI和CIV可能需要不同的程序。本文给出了两个高红移类星体阶梯光谱的初步分析结果。
1995-04-04 astro-ph
Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?
在本文中，我们提出了铍（Be）的丰度在一个大样本的41个太阳系外的行星宿主恒星，并为29颗恒星没有任何已知的行星质量的同伴，跨越了很大的有效温度范围。Be丰度是通过在标准局部热力学平衡中进行的光谱合成，使用各种仪器获得的光谱得出的。结果似乎证实，总体而言，行星宿主恒星具有“正常”的Be丰度，尽管可能存在很小但不显著的差异。这一结果进行了讨论，我们表明，这种差异可能不是由于任何恒星的“污染”事件。换句话说，我们的研究结果支持了这样一种观点，即行星宿主恒星的高金属含量总体上具有“原始”起源。然而，我们也发现了一小部分行星宿主晚F和早G矮星，它们可能具有高于平均水平的Be丰度。偏移的原因尚不清楚，可能与行星物质的吞没、星系化学演化效应或相似温度恒星的恒星质量差异有关。
2004-08-05 astro-ph
Carbon Abundances in the Small Magellanic Cloud Planetary Nebulae
作为麦哲伦云PNe的一个正在进行的研究，我们已经获得了9 PNe在SMC的紫外光谱，以测量其碳丰度。使用ACS HRC/PR 200 L和SBC/PR 130 L采集光谱。ACS棱镜在1200 - 2500 A的范围内提供了合理的分辨率，以检测C IV，C III]和C II]星云发射，这对PNe的化学研究至关重要。SMC PNe的碳丰度，连同那些以前确定的LMC与STIS光谱，将允许星云富集的比较研究，并提供与恒星演化模型在不同的金属丰度比较的基础。
2006-05-31 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars I. The LMC cluster NGC 2004 with UVES
本文给出了大麦云（LMC）中年轻星团NGC 2004中四颗主序星的化学丰度。除了H II区，未演化的OB型恒星是目前唯一可获得的不受恒星演化影响的MC现今CNO丰度的来源。在VLT上使用UVES，我们获得了足够分辨率（R = 20 000）和信噪比（S/N > 100）的光谱，以获得各种元素（He，C，N，O，Mg和Si）的丰度与NLTE线形成。这项研究使LMC中具有详细化学丰度的主序星B的数量增加了一倍。更重要的是，与以前的研究相比，我们没有发现CNO丰度异常所带来的，例如，二元相互作用或旋转混合。因此，这是第一次，从大麦哲伦星云的H II区的丰度可以合理地交叉检查对那些从B星排除进化的影响。我们确认H II区CNO丰度在误差范围内，特别是在7.0左右的非常低的氮丰度。从表面上看，星云碳丰度比B星值低0.16 dex，这可以用星际尘埃耗尽来解释。两个来源的氧丰度在0.03 dex以内。与MC金属丰度的银河系薄盘相比，麦哲伦云显然是氮贫乏的环境。
2002-01-28 astro-ph
Chemical Abundances in High-Redshift Neutral Clouds
在遥远的类星体上探测到的高柱密度中性氢云是研究低金属丰度区元素核合成和化学演化的独特探针。它们提供了在其他天体物理环境中不可行的非常早期的几种元素的测量。耐火和非耐火元素之间的比较提供了证据的尘埃的存在下，和最近测量的Ar探针光电离。一个突出的特征是太阳丰度模式的主导地位，这在低金属丰度时有点出乎意料。这一性质和氮的观测结果可以用来确定阻尼Ly_alpha系统的年龄和恒星形成的时代。
2001-11-30 astro-ph
Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets
12 C14 N/12 C15 N和12 C14 N/13 C14 N同位素比值首次在彗星族彗星88 P/1981 Q1 Howell和化学性质奇特的奥尔特云彗星C/1999 S4（LINEAR）中测定。通过将这些测量结果与其他六颗奥尔特云彗星（包括一颗哈雷型彗星）的测量结果进行比较，我们发现碳和氮同位素比值在不确定性范围内是恒定的。8颗彗星的平均值分别为12 C/13 C ~ 90和14 N/15 N ~ 145。这些结果加强了这样一种观点，即CN自由基起源于原太阳分子云中形成的难熔有机物，随后被纳入彗星。
2005-08-01 astro-ph
Water Abundance in Molecular Cloud Cores
利用亚毫米波天文卫星（SWAS）观测了557 GHz正水分子向12个分子云核的1_{10}-1_01}跃迁。在NGC 7538、Rho Oph A、NGC 2024、CRL 2591、W3、W3（OH）、Mon R2和W33中检测到水排放，在TMC-1、L134 N和B335中未检测到。我们还提供了一个小地图的水排放在S140。在S140和NGC 7538方向观测到了H_2^{18}O谱线，但没有探测到发射。在巨分子云核中，正水相对于H_2的丰度在6 × 10 ~（-10）~ 1 × 10 ~（-8）之间变化。在我们的样本中，有五个云核以前有水的探测;然而，在所有情况下，发射被认为是从小角度范围的热核产生的。估计热核心气体的水丰度至少比SWAS探测的气体大100倍。在TMC-1中提供了关于暗云中邻位水丰度的最严格上限，其中邻位水丰度的3-sigma上限为7 × 10 ^{-8}。
2000-10-19 astro-ph
Elemental Abundances and Ionization States within the Local Interstellar Cloud Derived from HST and FUSE Observations of the Capella Line of Sight
我们利用哈勃太空望远镜（HST）和远紫外光谱探测器（FUSE）卫星的五车二紫外光谱研究了本地星际云（LIC）的星际吸收线。这些线的测量用于凭经验确定LIC中的碳、氮和硅的电离状态，用于与理论光电离模型的预测进行比较。我们发现，所观察到的电离状态与以前发表的光电离预测是一致的。确定了上述元素和其他元素的总丰度，以便与太阳丰度进行比较。镁、铝、硅和铁都被五车二消耗了至少10倍。碳、氮和氧的丰度基本上是太阳能的，尽管误差线足够大，也允许这些元素的损耗约为2倍。
2002-08-09 astro-ph
The Abundance and Emission of H2O and O2 in Clumpy Molecular Clouds
亚毫米波天文卫星最近的观测表明，稠密分子云中的H2O和O2气体丰度明显低于标准均相化学模型中的丰度。我们在这里提出的结果暴露于紫外线辐射的H2O和O2的丰度计算各种密度分布，辐射场强度和几何形状的非均匀分子云的热平衡和化学平衡。结果表明，在相同的A_V下，不均匀的密度分布使H_2O和O_2的柱密度比均匀的情况下降低了一个数量级以上。O_2对穿透性紫外辐射特别敏感，比H_2O更敏感。S140和rho Oph云作为恒星形成区和静止区的相关测试案例进行了研究。S140的SWAS结果可以自然地容纳在一个平均密度为2 × 10^3cm-3，与平均星际辐射场相比增强I_UV=140的云团模型中，与该云团的[CI]和13 CO观测结果一致。额外的辐射转移计算表明，这种扩散的H2O成分是温暖的，~60-90 K，可以解释SWAS观察到的1_10-1_01线发射的大部分。rho Oph模型得出的O2丰度一致，但H2O过多，即使[C]/[O]=0.94，如果I_UV分别<10和<40，平均密度分别为10^3和10^4 cm-3。它的结论是，增强的光解在cluridium地区可以解释低H2O和O2的丰度和发射率发现在大SWAS光束扩展分子云，但需要在致密的冷芯额外的冻结出的氧气到晶粒。
2000-11-23 astro-ph
Organic Molecules in the Galactic Center. Hot Core Chemistry without Hot Cores
我们研究银河系中心（GC）大量复杂有机分子的起源。我们对40个GC分子云进行了复杂有机分子CH_3OH、C_2 H_5 OH、（CH_3）_2 O、HCOOCH_3、HCOOH、CH_3COOH、H_2CO和CS的系统研究。利用LTE近似，我们得到了GC分子云的物理性质和复杂分子的丰度，云与云之间的CH_3OH丰度在2.4 × 10 ~（-8）~ 1.1 × 10 ~（-6）之间变化近两个数量级。其他复杂有机分子相对于CH 3OH的丰度基本上与CH 3OH丰度无关，变化仅为4-8倍。GC中的复杂有机分子的丰度进行了比较，在热的核心和热corino，其中这些复杂的分子也是丰富的测量。我们发现，无论是丰度和丰度比的复杂分子相对于CH 3OH在热的核心是类似的GC云。然而，热corino显示出不同的丰度比在热核和GC云观察到的。相对于CH 3OH，所有复杂分子的丰度相当恒定，这表明所有复杂分子都是通过冲击从颗粒地幔中喷出的。要解释GC分子云中复杂有机分子气相丰度高的现象，需要频繁的（类似10^{5}年）速度> 6 km/s的地震。GC云和银河系热核中相当一致的丰度比表明，这两种区域的颗粒地幔的平均组成相似。在紫外辐射的影响下，由于复杂有机分子的差异光解，镰刀形和热射电弧显示出不同的相对丰度。
2006-05-18 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds II. Deuterated species in the LMC
本文报道河外氘的首次明确发现。DCO $^+$在大麦云（LMC）的三个恒星形成区被探测到，DCN在一个恒星形成区被测量到。虽然发现N113、N44 BC和N159 HW的HCO $^+$ /DCO $^+$丰度比分别为19 $\pm$ 3、24 $\pm$ 4和67 $\pm$ 18，但获得N113的HCN/DCN丰度比为23 $\pm$ 5。这些结果与在银河系中观测到的气体温度约为20 K和D/H比约为$1.5 \times 10^{-5}$相一致。如果云的温度接近30 K，则D/H比需要大一个数量级。由于这个比值提供了原始D/H比值的下限，它表明仅凭重子质量密度无法封闭宇宙。
1996-07-10 astro-ph
Discovery of a Possible Anomalous X-ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud
我们报告的偶然发现一个以前从未报道过的脉冲星从小麦哲伦云的方向使用的数据从CHANNEL X射线天文台。由于它的光度约为1.5 × 10^35尔格/秒，20多年来几乎没有变化，而且光谱很软，我们认为它是一颗反常X射线脉冲星（AXP）。ROSAT PSPC的数据与CHANNEL的数据相结合，给出了5.44秒的周期P和11 ky的自旋下降时间Pdot/P。如果这是一个正确的识别，它将是第一个河外的AXP，也是迄今为止发现的最快的。
2002-06-18 astro-ph
The Chemical Composition of the Small Magellanic Cloud H II Region NGC 346 and the Primordial Helium Abundance
在3400-7400范围内的分光光度法提出了13个领域的最明亮的H II区的SMC：NGC 346。这些观测是在CTIO用4米望远镜获得的。根据这些观察，得出了它的化学成分。氦和氧的质量丰度分别为：Y（SMC）=0.2405+-0.0018和O（SMC）=0.00171+-0.00025。从不规则星系和蓝色致密星系的模型和观测中发现，dY/dO=3.5 ± 0.9，因此原始氦的质量丰度为：Yp=0.2345 ± 0.0026（1-sigma）。这一结果进行了比较，从大爆炸核合成的值，并与其他确定的Yp。
2000-07-20 astro-ph
Evidence for a High Carbon Abundance in the Local Interstellar Cloud
本地星际云（LIC）的性质是高度约束的组合，在现场日光层和视线数据对附近的恒星。我们提出了一个新的解释的LIC组件的吸收线数据对AM-CMa的基础上，最近的原子数据，包括新的速率的Mg+到Mg 0的双电子复合率，并使用在日光层内的中性氦的温度和密度的原位测量。有了这些数据，我们能够对LIC中的气相碳丰度进行有趣的限制。如果C/S丰度比为太阳能，~20，则对于N（Mg I）、N（Mg II）、N（C II）和N（C II*）数据不存在同时解。结合柱密度和原位数据，丰度比A（C）/A（S）= 47 + 22 - 26。我们发现，最可能的气相C丰度是在400至800 ppm的范围内，下限为~330。我们推测，这样的超太阳丰度可能是通过破坏分离的尘埃颗粒而出现在LIC中的。类似的增强的C/H比在非常低的柱密度物质（N（H）< 10^19 cm^-2）中也可以看到，朝向几颗邻近的恒星。
2006-09-12 astro-ph
The abundance of HOC+ in diffuse clouds
我们使用Plateau de Bure干涉仪从遮蔽致密河外毫米波连续源的局部弥散和半透明云中寻找HOC+的$λ$ 3毫米吸收线。我们在三个方向上检测到HOC+，柱密度仅为HCO+异构体的70-120倍，比通常在致密暗气体中发现的高5-50倍，但与最近观察到的致密光子主导区域相当。如果{ \HH O}/OH比为1，则可以在静态扩散气体中以热气体动力学速率测量HOC+的观测量，即N（HOC+）/N（\HH）$ = 3-6\times 10^{-11} $，这略微违反了现有的观测极限。%
2004-08-26 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
Chemical Composition of Planetary Nebulae: The Galaxy and the Magellanic Clouds
本文分析了银河系、大麦云云和小麦哲伦云中行星状星云的丰度。这些数据是由IAG/USP小组以同质程序收集的，涉及观测技术、数据获取和简化。重点放在距离无关的相关性，这是特别重要的PN在银盘。结果表明，（i）我们的丰度与ISO数据星云的精确丰度相当，（ii）大多数丰度相关性适用于所有三个系统，考虑到银河系和麦哲伦云之间的金属丰度差异，以及（iii）我们的数据与最近的PN祖先理论模型的预测有很好的一致性。
2004-07-14 astro-ph
Water, O2 and Ice in Molecular Clouds
我们模拟了分子云的温度和化学结构随云深度的变化，假设云的密度n恒定，由外部FUV（6 eV < E < 13.6 eV）通量G_0（标度因子为局部星际场的倍数）照射。扩展以前的光解区域模型，我们包括冻结的物种，简单的粮食表面化学，和解吸（包括FUV光解吸）的冰。我们还处理不透明的云内部与时间相关的化学。在这里，在某些条件下，气相元素氧冻结为水冰，元素C/O丰度比可以超过1，导致复杂的碳化学。气相H_2O和O_2在距地面约3-8 A_V处的中间深度达到最大值，深度与ln（G_0/n）成正比。在靠近表面的地方，分子发生光解离。在云层深处，分子冻结在颗粒表面。在中间深度，光解离速率被尘埃消光衰减，但光解吸阻止总冻结。当G_0 < 500时，H2O和O2的丰度在约10^（-7）处达到峰值，每平方厘米产生约10^（15）个柱，与G_0和n无关。峰值丰度主要取决于水冰的光解吸产率和每个H核的颗粒表面积的产品。在较高的G_0值下，O原子从晶粒的热脱附略微增加了气相H2O峰丰度和柱，而气相O2峰丰度上升到~10^（-5），柱上升到~ 2x 10 ^（16）/cm ^2。我们提出了简单的解析方程的丰度作为深度的函数，澄清参数的依赖性。该模型适用于观测的H2O，O2和水冰在一些来源，包括B68，NGC 2024，和Rho Oph。
2009-03-02 astro-ph
A Reanalysis of the Carbon Abundance in the Translucent Cloud toward HD 24534
我们重新分析了Snow等人提供的Goddard高分辨率摄谱仪数据集，该数据集包含穿过半透明云朝向HD 24534（英仙座X）的星际系间C II] 2325 A线。与Snow等人的结果相反，我们在3-sigma置信水平下清楚地检测到了C^+[II]特征，测得C^+[II]柱密度为2.7 +/- 0.8 x 10^17 cm^-2。考虑到沿视线方向的C I柱密度，我们在朝向这颗恒星的星际气体中发现了10^6 C/H = 106 +/- 38。这种气相碳氢比表明，与扩散云相比，半透明云可能会发生略微更多的碳消耗。然而，扩散云的平均C/H在HD 24534测量的1 σ不确定性范围内。因此，我们不能排除这两种云类型具有可比的气相C/H的可能性，因此可以比较碳的消耗。
1998-06-30 astro-ph
Pristine CNO abundances from Magellanic Cloud B stars II. Fast rotators in the LMC cluster NGC 2004
本文对年轻的大麦云星云NGC 2004中的三颗主序星进行了光谱丰度分析。所有三个目标的预计旋转速度都在130公里/秒左右。提出的技术，允许恒星的参数和化学丰度的推导，尽管这些高V正弦值。结合以前对该星团恒星的分析，我们没有发现主序星中存在旋转混合效应的证据，旋转混合速率高达130 km/s。除非赤道旋转速度明显大于v sin i值，否则这一发现可能与理论预期一致。NGC 2004/B30是一颗位于蓝赫兹泉间隙的恒星，它的演化状态不确定，在大气层中有明显的混合迹象。因此，为了验证旋转混合的影响，需要对低金属丰度主序星B星在广泛的旋转速度范围内的统计学显著样本进行均匀分析。
2005-10-19 astro-ph
Probing Primordial and Pre-Galactic Lithium with High Velocity Clouds
前银河系丰富的锂提供了一个独特的窗口，非热宇宙学过程。原始锂丰度是保证存在的，并探测大爆炸核合成（BBN），而额外的锂组分很可能是由宇宙射线加速大尺度结构形成产生的。前银河Li目前只能在低金属丰度的星系晕星中观察到，但由于恒星大气和对流的建模，丰度测量受到系统不确定性的困扰。我们提出了一个新的网站测量前银河系锂：低金属，高速云（HVC），这是可能的河外气体吸积到银河系，并已被发现有氘丰度与原始一致。在这样一个HVC中对Li的观测将提供第一个河外Li的测量，并可能揭示BBN预测和晕星Li丰度测定之间的明显差异。此外，HVC Li可以同时测试由于宇宙射线而存在的非原始Li。元素和同位素锂丰度的可观测性进行了讨论，并确定候选网站。
2004-12-09 astro-ph
On the origin of anomalous velocity clouds in the Milky Way
我们报道了中性氢（HI）气体云，类似于在银河系（MW）中观察到的高速云（HVC），出现在MW大小的盘状星系中形成的高分辨率冷暗物质（LCDM）宇宙学模拟，其中包括气体动力学，辐射冷却，恒星形成，超新星反馈和金属富集。分析了两个这样的盘星系，并构造了全天Aitoff投影中的HI柱密度和速度分布。模拟结果表明，LCDM是能够创建星系与足够数量的异常速度气体云一致的HVC内观察到的MW，他们被发现在一个galactocentric半径为150千秒差距。我们还发现其中一个星系有一个半径为30 kpc的极性气体环，在Aitoff投影中表现为大的HVC结构。这样的大结构可以共享与在MW中观察到的延伸HVC（例如复合物C）类似的起源。
2006-06-12 astro-ph
Ultraviolet observations of Sirius A and Sirius B with HST-GHRS; An interstellar cloud with a possible low deuterium abundance
我们提出了新的观测的二进制天狼星A /天狼星B执行HST-GHRS。在这条视线上探测到两个星际云，其中一个被确定为本地星际云（LIC）。这条视线的星际结构受到物种OI、NI、SiII、CII、Fe II和Mg II的高光谱分辨率数据的限制。莱曼α星际线也被观测到朝向这两颗恒星。但是，在LIC中很好地检测到氘莱曼α线，其丰度与Linsky等人（1993 & 1995）获得的一致，而在另一个云中没有检测到明显的DI线。然而，朝向天狼星A和天狼星B的莱曼α谱线并不是微不足道的。在天狼星A莱曼α线的蓝翼中可以看到过量的吸收，并解释为来自天狼星A的风。在它的白矮星伴星中，红翼被发现有过量的吸收，并被解释为天狼星B光球层莱曼α线的核心。尽管如此，还是可以构建一个复合莱曼α分布图，并允许测量第二个云团中的氘丰度0 < D/H_ISM < 1.6 10^-5，这与林斯基等人（1993 & 1995）的值略有一致。因此，该视线似乎是低D/H_ISM的良好候选。
1999-09-03 astro-ph
CO abundances in a protostellar cloud: freeze-out and desorption in the envelope and outflow of L483
CO同位素能够探测原恒星云中的不同成分。这些组成部分，核心，信封和外流有不同的物理条件，有时一个以上的组成部分有助于观察到的线的轮廓。在这项研究中，我们确定如何改变CO同位素丰度的物理条件在不同的组件。我们用三维分子线输运程序模拟了0/1类天体L483的4种CO同位素（12 COJ = 2 - 1，13 COJ = 2 -1，C18 OJ =2-1，C17 OJ =2-1）的辐射。我们的模型复制了JCMT（詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜）线观测，包括冻结，密度分布和下落。我们的12 CO和13 CO的模型轮廓由于高速射流而具有大的线宽。这些轮廓复制了更丰富的物质对射流敏感的过程。C18 O和C17 O并没有显示出如此大的线宽，因为它们追踪的是云层深处密度更大的静止物质。
2007-11-27 astro-ph
An Aluminum Enhanced Cloud in a CIV Absorber at z = 1.94
在类星体Q1222+228（z_em=2.04）光谱的z=1.94 CIV吸收线系统中，我们发现了两个物理条件截然不同的云，尽管它们的速度间隔仅为17 km/s。在第一个云SiII，SiIV，和CII检测，和Al II和Al III柱密度限制结合光电离模型，使我们能够推断，这片云有一个大的Si丰度和一个小的Al丰度相对于太阳丰度模式。这种模式类似于银河系贫金属晕星，它们一定是由这种高红移气体形成的。相反，第二个云检测到了Al II和Al III（也是Si IV和CII），但没有检测到Si II。我们证明，使用光电离模型，Al/Si必须大于（Al/Si）太阳在这个不寻常的云。这样的比例在透过银河系气体观察的吸收剖面中是找不到的。这不能用粉尘损耗来解释，因为Al的损耗比Si更严重。与其他富铝环境相比，我们推测可能产生这种丰度模式的过程和条件。
1998-03-17 astro-ph
A Survey of FUSE and HST Sightlines through High-Velocity Cloud Complex C
利用档案远紫外线光谱探测器（FUSE）和哈勃太空望远镜（HST）的数据，我们已经收集了八个视线通过高速云复合体C的调查。所观察到的离子种类的丰度在这些视线中变化显著，表明复合物C的特征不在于单一的金属丰度。基于[OI/HI]的可靠金属丰度范围为0.1-0.25太阳能。基于[SII/HI]的金属丰度范围为0.1-0.6太阳能，但随着HI柱密度的降低丰度的趋势表明，光电离校正可能会影响到[S/H]的转换。我们提出的模型的电离校正HI柱密度的依赖性，这些电离校正是显着的离子丰度转换时，元素丰度的S，Si和Fe。这次调查中测量的丰度表明，部分云的金属丰度比以前认为的要高，复合体C可能代表了“银河喷泉”气体与下落的低金属气体的混合物。我们发现[S/O]和[Si/O]有一个太阳比，这表明尘埃几乎没有耗尽。此外，所测量的丰度表明相对于N和Fe，O、S和Si的丰度过高。这些α元素的增强表明，复合体C中的大部分金属是由II型超新星产生的，然后可能通过超新星驱动的风或潮汐剥离从恒星形成区域移除，然后ISM可以被N和Fe富集。
2002-11-04 astro-ph
Revealing the Nature of Asymmetric Planetary Nebulae through Abundance Analysis
通过对银河系和麦哲伦星云中均匀的行星状星云（PN）样品的研究，探讨了行星状星云（PN）形态与其前身性质之间的相关性。我们选择PNe的光谱分析的可靠的丰度，其形态是已知的，并比较了元素的丰度与恒星演化的渐近巨星分支（AGB）恒星模型的最终产量的变化。我们发现，大多数非对称PNe都来自于银盘和麦哲伦云中大质量AGB星的演化。
2007-09-19 astro-ph
The Ionization Fraction in Dense Clouds
我们目前的各种分子离子对两个致密的云，NGC 2264 IRS 1和W 3 IRS 5的亚毫米观测，以研究它们的电离分数。用统计平衡法分析谱线强度比，可以确定n（H_2）~（1-2）e ~ 6cm ~（-3）和T（kin）~50-100 K。柱密度和丰度也得到。总之，观测到的离子丰度提供了电离分数的下限，在两个云中都是（2-3）e-9。为了更好地约束电子丰度，建立了一个简单的化学模型，该模型使用观测到的丰度计算主要正离子的稳态丰度。在合理的假设下，可以实现与观测值在2倍以内的良好一致。计算出的电子分数在NGC 2264的情况下为x（e）=（1.0-3.3）e-8，在W 3 IRS 5的情况下为x（e）=（0.5-1.1）e-8。在第一种情况下，高丰度的N2 H+需要相当高的宇宙射线电离率> 1 e-16 s-1，即使所有的氮都被假设为气相N2。对于W3 IRS 5，离子化的金属如Fe+和Mg+可以提供60%的电子.
1995-11-20 astro-ph
Asymptotic giant branch evolution and its impact on the chemical evolution of the Milky Way and the Magellanic Clouds
恒星演化的渐近巨星分支（AGB）阶段是大多数中低质量恒星所共有的。宇宙中的大部分碳和氮都是由AGB恒星产生的。AGB封套的最终命运由行星状星云（PN）代表。通过研究PN丰度，并将其与恒星演化的产量进行比较，可以量化碳和氮的产生，并研究银河系和麦哲伦云种群的宇宙循环。在本文中，我们提出了PN化学丰度分析的最新结果及其对银河系和麦哲伦云化学演化的影响，特别注意碳丰度，只有通过紫外光谱才能获得。
2006-09-21 astro-ph
Anomalous HI kinematics in Centaurus A: evidence for jet-induced star formation
我们提出了新的21厘米HI观测与ATCA的大HI灯丝位于东北约15千秒差距的中心半人马座A和Schiminovich等人发现。（1994年）。这个HI云位于（投影）半人马座A的射电喷流附近，以及一个大的高激发和湍流速度的电离气体灯丝附近和年轻恒星附近。更高的速度和空间分辨率的新数据显示，除了与半人马座A周围的云的整体旋转相对应的平滑速度梯度外，在该云的南端存在着大约100 km/s的异常速度的HI。这被解释为无线电喷流和HI云之间正在进行的相互作用的证据。从HI云剥离的气体产生了大的电离气体和恒星形成区域，这些区域位于相互作用位置的下游。隐含的流速是非常相似的，所观察到的异常HI速度。考虑到具有异常运动学的HI的数量和当前的恒星形成率，喷流诱导恒星形成的效率最多为百分之一。
2004-09-21 astro-ph
Coronal abundances of X-ray bright pre-main sequence stars in the Taurus Molecular Cloud
我们研究了金牛座分子云明亮成员样本的X射线发射等离子体的热性质和化学成分，以研究经典和弱线金牛座T星之间可能存在的差异，以及可能的丰度对恒星活动水平和/或吸积/星周物质的存在的依赖关系。我们使用灵敏的EPIC/PN相机获得的中等分辨率X射线光谱来分析可能的样品。用光学薄等离子体的热模型拟合了20个明亮（LX ~ 10^30 - 10^31 erg/s）金牛座成员的PN谱，这些成员至少有~ 4500个计数。光学薄等离子体具有两个组分，O、Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca和Fe的丰度可变。进行了广泛的初步调查，以研究PN探测器的性能有关的丰度测定，并最终检查的拟合结果。我们发现，所研究的恒星观测到的X射线发射可以归因于日冕等离子体具有相似的热性质和化学成分的经典和弱线金牛座T星。拟合的结果并没有显示丰度模式与活动或吸积/盘存在相关性的证据。这些活跃恒星的铁丰度明显低于太阳光球值（约0.2）。从这项研究中发现，具有不同光谱类型的恒星的日冕性质略有不同。平均而言，G型和早期K型恒星的Fe丰度（Fe ~ 0.24太阳）略高于光谱类型较晚的恒星（Fe ~ 0.15太阳），这证实了之前高分辨率X射线光谱学的发现;前一组恒星的日冕平均也更热。
2007-07-19 astro-ph
Inhomogeneous Chemical Evolution of the Galactic Halo: Abundance of r-process Elements
本文提出了一个基于蒙特卡罗技术的随机模型来研究星系晕的非均匀化学演化。特别是，我们认为本地富集和随后的混合星际气体产生的恒星形成的爆发，明确的星际气体云的碎片和合并。该模型考虑了云-云碰撞过程中晕气体的混合以及超新星喷出物进入星际介质的延迟混合。本文还讨论了晕气体落入银盘的后果。在不同的时间，云的质量谱，年龄-金属丰度的关系，和G-矮星的分布进行了调查。我们详细分析了我们的模型的预测丰富的元素，如铕，钡，锶在星系晕，生产后的$r$过程核合成的超新星质量范围的不同假设。最后，我们比较了贫金属晕星的化学成分的光谱数据与我们的结果。
2000-09-11 astro-ph
Fluorine Abundances in the Large Magellanic Cloud and Omega Centauri: Evidence for Neutrino Nucleosynthesis?
在任何恒星星族中，氟的行为与金属丰度还没有被探测过。在这项工作中，我们提出了第一个氟丰度测量银河系以外的样本红巨星在大麦云（LMC），以及银河系球状星团欧米茄半人马座。氟的丰度来自HF的振动-旋转跃迁，使用Gemini South 8.1 m望远镜上的Phoenix摄谱仪获得的红外光谱。研究发现，随着氧丰度的降低，F/O丰度比下降。在两颗欧米茄Cen巨星中，F/O值特别低;这个非常低的F/O值可能表明，在渐近巨星分支（AGB）恒星中合成19 F并不是恒星星族中氟的主要来源。所观察到的下降F/O与较低的O丰度是在定性协议的预期，如果19 F是通过H-和He-燃烧序列在非常大质量的恒星，与此氟，然后在高质量损失率沃尔夫-拉叶风喷射。观测与这一过程的定量比较，等待更详细的化学演变模型，结合产量从沃尔夫-拉叶风的结果。也许更重要的是，银河系和LMC的结果与模型预测之间的定量一致性，其中19 F是在II型超新星的核心碰撞过程中由中微子核合成产生的。非常低的F/O值在欧米茄Cen也符合中微子核合成模型，如果欧米茄Cen的“特殊”的恒星形成历史，2-4个不同的恒星形成事件，被认为是。
2003-05-16 astro-ph
Multibeam Maser Survey of methanol and excited OH in the Magellanic Clouds: new detections and maser abundance estimates
本文介绍了6668兆赫甲醇和6035兆赫激发态氢氧脉泽对大麦哲伦云和小麦哲伦云的首次完整巡天结果。除调查外，还对已知的恒星形成区进行了更高灵敏度的有针对性的搜索。观测结果显示，在大麦云星云（LMC）中，在恒星形成区N160 a附近发现了第四个6668 MHz的甲醇脉泽，在N157 a附近发现了第二个6035 MHz的激发态羟基脉泽。我们还重新观测了三个已知的6668兆赫甲醇脉泽和一个6035兆赫的羟基脉泽。我们未能探测到小麦哲伦星云中任何一种跃迁的辐射。所有观测最初都是使用64米帕克斯望远镜上的甲醇多波束（MMB）测量接收器进行的，这是MMB项目的一部分，准确的位置是用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）测量的。我们比较了麦哲伦星云中的脉泽种群与我们的银河系，并讨论了它们对大质量恒星形成的相对速率，重金属丰度和复杂分子丰度的影响。LMC脉泽人口被证明是小于他们的银河系同行。甲醇脉泽的丰度比我们的银河系低45倍，而羟基和水脉泽的丰度比我们的银河系低10倍。
2008-01-02 astro-ph
Observation of an anomalous positron abundance in the cosmic radiation
已知正电子是在宇宙射线核和星际物质之间的相互作用中产生的（“次级产生”）。然而，正电子也可能是由暗物质粒子在星系晕或附近恒星的磁层中湮灭而产生的。暗物质的本质是当今科学中最突出的悬而未决的问题之一。对正电子的观测将为这些源打开一个新的观测窗口。在这里，我们提出的结果PAMELA卫星实验的正电子丰度的宇宙辐射的能量范围为1.5 - 100 GeV。我们的高能量数据与次级产生模型的预测有很大的偏差，可能构成暗物质粒子湮灭的第一个间接证据，或者是第一次观察到附近的暗物质产生正电子。我们还提出的证据表明，太阳活动显着影响丰度的正电子在低能量。
2008-10-28 astro-ph
The G11.11-0.12 Infrared-Dark Cloud: Anomalous Dust and a Non-Magnetic Isothermal Model
G11.11-0.12暗红色星云有一个类似的外观，在弥漫的8微米银河背景下吸收，在850微米的冷尘埃中发射。对这两个波长的尘埃性质进行详细比较，发现银河系中弥漫星际尘埃的标准模型与观测结果不一致。云内吸收系数的比值为kappa_8/kappa_850 <= 1010，远低于对漫射ISM的预期值（kappa_8/kappa_850 ~ 1700）。这可能是由于在尘埃和颗粒凝结上形成了冰幔，这两者都是分子云密集区域内的预期。850微米的发射探测了灯丝的底层径向结构。轮廓由边缘分辨的中心区域和急剧下降的包络线很好地表示，其中Sigma（r）与r^（-a）成比例，其中a <= 3，表明G11.11-0.12是第一个观察到的具有类似于非磁性等温圆柱体轮廓的细丝。
2003-03-31 astro-ph
Polycylcic Aromatic Hydrocarbons (PAH's) in dense cloud chemistry
几乎所有详细的星际云化学气相模型都不包括多环芳烃（PAH）。这一遗漏是不幸的，因为从已经完成的关于该主题的少数研究中，已知包含PAH会强烈影响气相化学。我们已经将PAH添加到我们的网络中，以确定它们在冷致密核的化学中所起的作用。在这里提出的模型中，我们包括辐射附着形成PAH-，PAH阴离子和小的正电荷离子之间的相互中和，和光剥离。我们还测试了我们的结果对PAH的大小和丰度变化的敏感性。我们的研究结果证实，包括多环芳烃的变化，许多较小的物种的计算丰度显着。在TMC-1中，与观测结果的总体一致性与L134 N相反，有显著改善。这可能表明两个区域之间的PAH特性存在差异。在稠密云化学中加入PAH，高金属元素丰度与观测结果吻合。因此，我们不需要降低观察到的所有金属的元素丰度，并且我们不需要改变元素C/O比以在TMC-1（CP）中产生大丰度的碳物质。
2008-02-26 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
Determining the cosmic ray ionization rate in dynamically evolving clouds
电离分数是决定恒星形成区化学和物理演化的重要因素。在这类天体的致密、黑暗的无星核心中，电离率主要由宇宙射线决定;因此，可以根据不同分子示踪剂的相对丰度，使用简单的分析估算来确定宇宙射线电离率。本文使用一个简单的模型来研究两个著名的估计在动态演变的分子云的准确性。据发现，虽然基于H3+，H2，CO，O，H2O和HCO+的丰度的解析公式给出了一个相当准确的测量宇宙线电离率在静态，静止的云，显着的差异发生在快速发展（崩溃）的云。最近的证据表明，分子云可能包括复杂的，动态演变的子结构，我们的结论是，简单的丰度比不提供可靠的估计宇宙射线电离率在动态活跃的地区。
2005-11-02 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
The chemical composition of red giant stars in four intermediate-age clusters of the Large Magellanic Cloud
本文报道了大麦云星云中4个中等年龄球状星团NGC 1651、1783、1978和2173中27颗红巨星的化学丰度分析结果。该分析基于UVES@VLT光谱仪获得的高分辨率（R ~ 47000）光谱。对于每个集群，我们得出了多达20个丰度比采样的主要化学元素组，即轻奇Z，α，铁峰和中子捕获元素。所有分析的丰度模式在4个星团中表现相似，并且在每个星团中也显示出可忽略的星间分散。对NGC 1651、1783、1978和2173的[Fe/H]分别为-0.30+-0.03、-0.35+-0.02、-0.38+-0.02和-0.51+-0.03 dex。对轻奇Z核的测量给出了轻微的太阳下[Na/Fe]和更显着的[Al/Fe]耗尽（~-0.50dex）。[α/ Fe]丰度比接近太阳，而铁峰元素很好地跟踪了铁的丰度比。s-过程元素的行为是一种特殊的方式：轻s-元素给出太阳下的[Y/Fe]和[Zr/Fe]丰度比，而重s-元素给出相对于太阳值的增强的[Ba/Fe]、[La/Fe]和[Nd/Fe]。此外，[Eu/Fe]丰度比被证明是增强的（~ 0.4 dex）。
2008-04-25 astro-ph
Carbon Monoxide Depletion in Orion B Molecular Cloud Cores
我们在猎户座B（L1630）分子云中观测到了几个C_（18）O、C_（17）O和C_（13）O的2-1跃迁云核。我们使用这些数据表明，核心由光学厚度非常厚的C18 O团块组成的模型无法解释它们的相对强度。有强有力的证据表明，C18 O的光学厚度不是很大。的CO排放量相比，以前的观测尘埃连续排放推断表观分子丰度。丰度值在一定程度上取决于温度，但相对于“正常丰度”值，CO似乎在核心位置被贫化了约10倍。尘埃颗粒上的CO冷凝提供了一个自然的解释，通过气相消耗的CO，并通过一个可能的增加，在尘埃发射率的核心明显的枯竭。HCO+相对于CO的高亮度，然后自然占时间依赖性星际化学从“进化”的初始条件。理论工作表明，H2O的冷凝破坏HCO+，将允许HCO+丰度增加，而CO的丰度下降。
2003-04-01 astro-ph
Chemical sensitivity to the ratio of the cosmic-ray ionization rates of He and H2 in dense clouds
目的：为了确定具有均匀和与时间无关的物理条件的气相化学模型是否能解释天体物理源中观测到的许多分子丰度，关键是要估计计算丰度的不确定性，并将其与观测丰度及其不确定性进行比较。误差的非线性放大和分叉可能限制化学模型的适用性。在这里，我们研究这样的影响稠密的云化学。方法：使用以前研究的方法的不确定性的基础上表示率系数误差为对数正态分布，我们试图应用我们的方法作为输入的各种不同的元素丰度从以前的研究。在这种方法中，所有速率系数在其对数正态（高斯）分布内随机变化，并且重新计算多次时间依赖性化学，以便获得计算丰度的不确定性的良好统计。结果如下：从所谓的“高金属”元素丰度开始，我们发现许多物种的丰度呈双峰分布，而不是高斯分布，并将这些奇怪的分布追踪到系统对宇宙射线电离率zeta\_He与分子氢zeta\_H2之比变化的极端敏感性。灵敏度可以是如此极端，导致一个区域的双稳态，这是后来发现，更广泛的另一种选择的元素丰度。据我们所知，以这种方式找到的解与其他作者以前找到的解相同，但最好将zeta\_He/zeta\_H2的比值视为垂直于“标准"控制参数zeta/n\_H的控制参数。
2006-08-25 astro-ph
Non-Thermal Chemistry in Diffuse Clouds with Low Molecular Abundances
利用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率摄谱仪，对C I星向9颗恒星的星际吸收光谱进行了高质量的分析。我们的样品由两条视线补充，23 Ori和B1 Sco，使用Federman，Welty和Cardelli的C I测量。我们的研究考虑了具有已知CH+吸收的方向，但仅考虑C2和CN的吸收上限。这种限制使我们能够专注于CH+化学主导含碳分子生产的区域。几个多重峰的剖面合成产生了C I精细结构水平的列密度和多普勒参数。平衡激发分析，使用测得的柱密度以及从H2激发的温度，导致气体密度的值。这些密度，结合CH，CH+，C2和CN柱密度的测量，提供了与CH+生产相关的CH量的估计，这反过来又限制了在这种环境中CH+形成的现有理论。我们发现，对于我们的星际云样本，平均30- 40%的CH来自CH+化学，在某些情况下，它可以高达90%。本文提出了一个简单的含CH+气体非平衡生成的化学模型，用于预测CH+、CO+、HCO+、CH 2+和CH 3+等气体的柱密度。再次，我们的研究结果表明，非热化学是必要的，以占CH和CO在这些云的观测丰度。
2003-02-06 astro-ph
CNO abundances in the Damped Ly-alpha clouds
阻尼Ly α云提供了宇宙中遥远和金属贫乏地区的化学信息。在这些观测困难的云中，N和O是最后被测量的元素之一，而C仍然需要精确测量。在结合现存的CNO丰度时，我们利用了一个包括33个N测量值或显著极限值、十几个O测量值和仅几个C的暂定测量值的样本。O被发现跟踪S和Si，而没有任何特殊行为的签名和几个可用的[O/Zn]比显示出温和的α/铁峰增强，这加强了早期的证据。几个试探性的碳测量大致指向太阳能[C/Zn]和[C/Si]比率。N丰度是相当复杂的N/α比显示双峰分布。大多数值在[N/Si]=-0.82（+/-0.13）处形成第一平台，约25%在[N/Si]= -1.45（+/-0.05）处形成第二平台。高值是在蓝致密矮星的水平，但它们进一步向低金属丰度延伸。较低的平台是DLA的一个新特征，没有其他对应物。在[N/H] ~-3.0处出现了两个平台。我们认为，这是由于大质量恒星和中等质量恒星之间N的延迟释放造成的，而大质量恒星（M> 8 Msun）只产生较低的平台，这是造成色散较小的原因。低高原上的系统相对年轻，意味着DLAs的连续形成。虽然对DLAs中N/O的解释还有待证实，但这些观察结果最终可能对解释早期N核合成至关重要。
2003-01-21 astro-ph
Discovery of Fulminic Acid, HCNO, in Dark Clouds
我们报告的第一次检测在空间的雷酸，HCNO。HNCO的这种异构体已经在三个无星核B1、L1544和L183中观察到，并且在低质量恒星形成区L1527中观察到，测量的HNCO/HCNO丰度比在40-70之间。然而，在TMC-1的氰基多炔峰方向或Orion热芯区域未检测到HCNO。在这些情况下，TMC-1和Orion中推导出的HNCO/HCNO丰度比分别大于350和1000。发现CH_2 + NO \to HCNO + H是雷酸生成的关键反应。Miller等人（2003年）给出的相应反应速率系数值为5.5 × 10^{-12} cm ^3 s^{-1}，可以重现在观测到的暗星云和低质量恒星形成核心中观测到的雷酸丰度，其中确定的HNCO在这些区域相对于分子氢的丰度为1-5 × 10^{-10}。
2008-11-17 astro-ph
Chemical Abundances in Twelve Red Giants of the Large Magellanic Cloud from High-Resolution Infrared Spectroscopy
用双子座南8.3米望远镜和凤凰光谱仪获得了大麦哲伦星系12颗红巨星的高分辨率红外光谱（R= 50，000）。碳-12、碳-13、氮-14和氧-16的定量化学丰度来自CO、CN和OH的分子线，而钠、钪、钛和铁的丰度来自中性原子线。LMC巨星的质量约为1到4个太阳质量，金属丰度范围为[Fe/H]= -1.1到-0.3。所有的红巨星都显示出第一次疏浚混合的证据，12 C/13 C比值较低，低12 C与高14 N丰度相关。LMC和银河系中氧铁比的比较表明，LMC中[O/Fe]与[Fe/H]的趋势比银河系的趋势低约0.2 dex。这种偏移可以被模拟为由于相对于银河系，大麦哲伦星系中每单位质量的超新星比率总体较低，以及II型超新星与Ia型超新星的比率略低。
2002-08-22 astro-ph
Detection of anomalous microwave emission in the Perseus molecular cloud with the COSMOSOMAS experiment
我们提出了直接的证据，在英仙座分子云，这表明了一个明确的上升频谱从11至17 GHz的COSMOSOMAS实验的数据异常微波发射。通过使用与COSMOSOMAS扫描模式卷积的WMAP地图扩展频率覆盖范围，我们揭示了在22 GHz下在以RA = 55.4（+/-）0.1度和Dec = 31.8（+/-）0.1度（J2000）为中心的1.65 x 1.0度的扩展区域上积分的42（+/-）4 Jy的峰值通量密度。我们在这个频率下测量的通量密度比正常的星系发射过程（同步加速器，自由和热尘埃）高出近一个数量级。在该位置附近发现了一个扩展的IRAS尘埃特征G159.6-18.5，没有发现可能是超紧HII区或GHz峰值源的明亮的未分辨源，通过考虑小自旋尘埃粒子的电偶极辐射的非常重要的贡献，可以在10 - 50 GHz范围内获得对谱密度分布的适当拟合。
2005-03-31 astro-ph
B335: A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud
我们目前的观察25个跃迁的17个同位素的9个分子到B335。为了约束坍缩云的化学模型，我们将我们的观测结果与文献中的数据与化学丰度模型进行了比较。所观察到的线模拟与蒙特卡罗代码，它使用各种物理模型的密度和速度作为半径的函数。尘埃温度作为半径的函数的自洽计算的辐射转移代码。然后计算每个半径的气体温度，包括气体-尘埃碰撞，宇宙射线，光电加热和分子冷却。结果提供输入到蒙特卡罗代码。我们认为这两个{ \it特设}阶跃函数模型的化学丰度和丰度从一个恒星形成的核心的演化自洽建模。阶跃函数模型可以相当好地匹配观测到的谱线，但它们需要化学丰度的径向变化的非常不可能的组合。在自洽的化学模型中，观测到的谱线与宇宙射线电离率和硫丰度有所增强的模型最匹配。我们简要地讨论了所需的步骤，关闭循环的灰尘和气体的建模，包括偏离中心的分子谱线。
2005-03-21 astro-ph
Boron in the Small Magellanic Cloud: A Novel Test of Light Element Production
利用哈勃空间望远镜对两颗小麦哲伦云B型星进行了2066 A处B Ⅲ共振线的STIS观测。虽然在这两颗恒星中都没有探测到硼，但硼丰度的上限是12+log（B/H）le 1.6，AV 304和NGC 346-637都是如此。上限是一致的硼和氧之间的关系，以前报告的银河系盘星。SMC的上限进行了讨论，该星系的恒星形成的历史，目前的氧丰度，其目前的宇宙射线通量。紫外光谱也被用来确定SMC恒星中的铁族丰度。对于AV 304，[Fe/H]=-0.6 pm 0.2，根据绝对和微分分析（相对于银河系B型恒星HD 36591）。这与SMC中A-F超巨星的结果一致。NGC 346-637的铁丰度较低，[Fe/H]=-1.0 pm 0.3，但这与另一个年轻的SMC星系团NGC 330的超巨星铁丰度很好地一致。我们认为NGC 346-637可能是一个未被识别的双星，这使得它的光谱分析变得复杂。
2002-04-02 astro-ph
Ultraviolet Survey of CO and H_2 in Diffuse Molecular Clouds: The Reflection of Two Photochemistry Regimes in Abundance Relationships
为了详细探索CO和H_2之间的关系，我们沿着弥漫的分子银河系视线对^12CO和H_2柱密度进行了全面的远紫外（UV）观测。我们从HST光谱中测量了新的CO丰度，从FUSE数据中测量了新的H_2丰度，从McDonald和欧洲南方天文台测量了新的CH、CH^+和CN丰度。log N（CO）与log N（H_2）的关系图表明，要想很好地拟合整个样品，需要两个幂律关系，其中一个突变点位于log N（CO，cm^-2）= 14.1和log N（H_2）= 20.4处，这对应于高密度气体中CO生成途径的变化。所有五种双原子分子的相似对数图使我们能够探索它们之间的关系，揭示了CO与CH（在log N = 14.1，13.0处断裂）、CH^+与H_2（13.1，20.3）和CH^+与CO（13.2，14.1）的双斜率的其他例子。这些断裂彼此非常一致，证实了CO与H_2关系的断裂，以及CH和H_2丰度之间的一一对应。我们的新视线是根据光谱中CO的可探测量选择的，它们提供了低密度（< 100 cm^-3）和高密度漫射云的信息。CO与H_2的关联式及其本征宽度与样品各视线间总气体密度的变化有经验关系。我们采用分析和数值化学方案，以获得分子环境的细节。在低密度气体中，平衡化学研究未能再现CH^+的丰度，我们的数值分析表明，必须采用非平衡化学来正确预测CH^+和CO的丰度。
2008-07-07 astro-ph
An upper limit on anomalous dust emission at 31 GHz in the diffuse cloud [LPH96]201.663+1.643
[LPH 96]201.663+1.643是一个弥漫的H{ \sc ii}区，据报道是快速旋转的尘埃颗粒发射的候选者。在这里，我们提出了宇宙背景成像仪（CBI）在26-36 GHz的观测，没有显示出显着的异常发射的证据。CBI频带内的光谱指数，以及CBI和Effelsberg数据之间在1.4/2.7 GHz，是一致的光学薄自由的发射。从2.7到31 GHz的最佳拟合温度谱指数$β=-2.06 \pm 0.03$接近于$T_{e}=9100$ K的理论值$β=-2.12$。在$6\arcmin$半高宽束流中，我们给出了31 GHz处的过量辐射的上限为24% ~（2σ）。目前的旋转尘埃模型并不适合LPH 96的光谱。在CBI数据中没有检测到偏振发射，偏振分数的上限为2%。
2006-03-06 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Evolution of surface N abundances and effective temperature scales in the Galaxy and Magellanic Clouds
我们提出了一个高分辨率的VLT火焰光谱的61个B型恒星的光谱相对窄线位于4个领域集中在银河系星团：NGC 3293和NGC 4755和大，小麦哲伦星系团：NGC 2004和NGC 330。对每个物体都使用非LTE模式大气代码TLUSTY进行了定量分析，从而确定了其大气参数和主要金属种类（C、N、O、Mg、Si、Fe）的光球丰度。讨论的结果与我们以前的工作有关的3个年轻的星系团在这些星系中; NGC 6611，N11和NGC 346特别注意的氮丰度，这是一个重要的探针的作用，旋转的恒星的演化。这项工作与年轻的星团一起提供了三个星系中超过100颗B型恒星的丰度和大气参数的一致数据集。我们提供了有效的温度尺度的B型矮星在所有三个星系和巨人和超巨星的SMC和LMC。在每一个星系的依赖光度之间的三个类与未进化的矮天体具有显着更高的有效温度。SMC和银河系矮天体之间存在金属丰度依赖关系，虽然LMC恒星仅比SMC恒星稍冷，但它们比银河系的对应恒星热得多。
2007-06-12 astro-ph
Metal abundances of RR Lyrae stars in the bar of the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜（VLT）对大麦云云棒中的98颗RR型天琴座和3颗短周期造父变星进行了低分辨光谱测量，得到了它们的金属丰度（[Fe/H]）。我们的金属丰度具有+/-0.17 dex的典型误差。天琴座RR型星的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.48 +/- 0.03 +/- 0.06（Harris 1996）。恒星间的散射（0.29 dex）大于观测误差，表明金属丰度的真实分布。导出的金属丰度范围为-2.12 < [Fe/H] <-0.27，但只有少数恒星的[Fe/H] >-1。对于ab型变量，我们比较了我们的光谱丰度与从光变曲线的傅立叶分解得到的。我们发现这两种技术之间有很好的一致性，一旦考虑到这两种方法中使用的金属丰度尺度之间的系统偏移为0.2德克斯。将光谱金属丰度与变元的去红视星等结合，得出LMC RR型天琴座恒星光度-金属丰度关系的斜率：结果值为0.214 +/- 0.047 mag/dex。最后，3颗短周期造父变星的[Fe/H]值在-2.0 < [Fe/H] <-1.5之间。它们比典型的LMC RR型天琴座恒星更贫金属，因此它们更有可能是异常造父变星，而不是在一些矮不规则星系中发现的短周期经典造父变星。
2004-05-21 astro-ph
