Chemical Abundances of Extragalactic H II regions
巨大河外H Ⅱ区重元素丰度的测定是基于碰撞激发线。我们认为，在温度变化的存在下，确定的丰度下限的真正的重元素丰度。为了确定真实的丰度，有必要考虑这些星云中存在的温度变化。我们讨论的相关性，获得准确的线强度的复合线的H，He，C和O，以确定河外H II地区的化学成分。我们建议，Pagel的方法来获得O/H比应校准使用复合线，而不是光电离模型或碰撞激发线的丰度。
2002-07-09 astro-ph
Temperature Structure and Chemical Abundances in Gaseous Nebulae
本文综述了有关行星状星云、H Ⅱ区、星系化学演化和原始氦丰度测定的一些结果。这些结果在2000年11月在墨西哥城举行的“电离气体星云”专题讨论会上发表。为了更全面地了解这次会议，我鼓励你阅读所有对研讨会会议记录的贡献。
2001-06-05 astro-ph
Temperature Variations and Chemical Abundances in Planetary Nebulae
在这篇评论中，我们提出了一个简短的讨论的观测证据，有利于存在的温度变化，并得出结论，许多行星状星云的空间温度变化大于1D静态化学均匀光电离模型预测的。为了确定准确的化学丰度，有必要知道这些温度变化的原因，并讨论了几种可能性。这个问题的重要性是至关重要的测试模型的恒星演化的低和中等质量的恒星和化学演化的星系。我们的结论是，化学均匀PNe的适当的丰度是那些来自复合线，而对于两个丰度星云模型的适当的重元素相对于氢的丰度是那些来自视觉和紫外碰撞激发线采用的t2值从Te（[OIII]）和Te（Balmer）
2006-05-23 astro-ph
Rotation and chemical abundances of Ap/Bp stars in the open cluster NGC 6475
磁性Ap星的年龄、自转和化学丰度之间的联系还知之甚少。利用疏散星团，我们能够研究同时代和同环境的恒星样本。通过测定不同年龄星团中Ap星成员的自转和化学丰度，可以得到这些性质随年龄和环境的变化。利用高分辨率UVES-POP光谱的详细光谱合成，研究了疏散星团NGC 6475的所有四颗可能的Ap星成员，以及一颗正常的晚B星。所有五颗恒星都可能是星团成员，但化学丰度异常似乎只存在于三颗恒星的光谱中。投影旋转速度和化学丰度的21个元素，从C到Eu的5颗星。在这三颗特殊星中，我们发现了Ap星特有的Si、Cr、Mn、Fe和Nd等稀土元素的超丰度。这组化学性质奇特的恒星显示出相当均匀的丰度表，但在一些元素上存在显着的差异。化学奇特星的vsin i和主序星演化阶段也存在明显差异。这可能暗示了引起观测到的丰度异常的潜在过程。通过首次对疏散星团中磁性Ap/Bp星完整样本的化学丰度进行详细研究，我们开始探索环境和演化对化学特性的影响。
2006-12-11 astro-ph
Chemical abundances in Terzan 7 from UVES spectra
我们目前的化学丰度镁，硅，钙和铁的三个红巨星在稀疏的球状星团泰山7，物理关联的人马座矮椭球星系（Sgr dSph），这是目前被潮汐破坏的银河系。数据是用甚低频紫外可见光谱仪获得的，平均值[Fe/H]=-0.57，太阳α含量平均值[α/Fe]=-0.03。这使得Ter 7成为Sgr dSph系统的成员，显示出类似的丰度模式。
2003-09-03 astro-ph
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
Chemical Fractionation and Abundances in Coronal Plasma
现代天体物理学的大部分是基于观测到的恒星的化学成分和弥漫在恒星、星系和星系团之间的空间的扩散等离子体。恒星外层大气中热等离子体的X射线和极紫外光谱表明，这些环境受到化学分馏的影响，其中元素的丰度可以增加或减少一个数量级或更多。这些日冕丰度异常进行了讨论，并检查可能负责生产它们的一些物理机制。有人认为，日冕丰度可以提供重要的新的诊断物理过程中的工作在太阳和恒星日冕。其他高温天体物理等离子体似乎也会受到类似的影响。
2003-08-13 astro-ph
Comparing Chemical Abundances of the Damped Lya Systems and Metal-Poor Stars
我简要地提请阻尼Lya和金属贫恒星丰度的领域之间的比较。特别是，我研究他们的互补年龄金属丰度的关系和阻尼Lya和矮星系丰度模式之间的比较。关于后者，我描述了一系列的问题有关关联高Z阻尼Lya系统与当今的矮星。
2003-10-29 astro-ph
Chemical Abundances and the Hierarchical Clustering
在宇宙流体动力学模拟中，我们研究了星际介质的化学富集和构成当前典型星系的恒星星族。模拟包括SNIa和SNII化学富集的详细建模。在我们的模拟中，金属缺失的问题是由化学元素锁定在恒星的中心区域（或凸起）引起的。超新星能量反馈可以通过将金属驱逐到星系际介质来帮助降低这种浓度。
2003-10-20 astro-ph
A Chemical Abundance Study of three RHB and two RGB stars in NGC6637 (M69)
本文对富金属球状星团NGC 6637（M69）中的三颗红色水平支星和两颗红巨星支星进行了详细的化学丰度研究。由LTE计算得到的[Fe/H]值为$-$ 0.77 $\pm$ 0.02 dex。本文还讨论了程序星中氧和钠的丰度之间的关系，并将NGC 6637的[Si/Ti]比与其它球状星团的[Si/Ti]比进行了比较。
2006-04-12 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
Chemical abundances of planetary nebulae in the disk-bulge connection
本文报道了对位于银河系盘核界面的行星状星云样品的分光光度研究。这项工作的主要目标是确定银河系的距离，根据中间质量人口，凸起和磁盘的属性分开。为了得到这样的距离，新的丰度来自位于该地区的PN样本，并将结果与文献中的其他数据相结合。丰度分析表明，化学丰度分布类似于来自核球星，正如其他作者已经指出的那样。统计距离尺度，然后被用来研究整个磁盘隆起连接的化学丰度的分布。一个Kolmogorov-Smirnov测试被用来找到这些区域的化学性质更好地分离的距离，导致在2.9 kpc的最佳值来定义磁盘的内部限制。
2008-06-30 astro-ph
Chemical abundances of RGB-Tip stars in the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy
我们提出了初步的铁丰度和$α$元素（Ca，Mg）丰度比的样本22红巨星分支（RGB）在人马座矮球状星系（Sgr），选择附近的RGB-提示。该样本代表Sgr优势种群。平均铁丰度为[Fe/H]=-0.49。$α$元素丰度比略低于太阳，与Bonifacio等人最近提出的结果一致。(2004，A&A，414，503）。
2004-10-29 astro-ph
Probing the chemical abundances in distant galaxies with 10-m class telescopes
恒星形成星系化学丰度的测定及其在宇宙学时间尺度上演化的研究是理解星系形成和演化的有力工具。本文介绍了这一领域的最新研究成果。我们表明，在紫外线选择，HII和星爆核星系的化学丰度的详细研究，连同新的化学演化模型的发展，把这些对象的恒星形成历史的演化阶段的强有力的约束。最后，我们总结了我们目前对遥远星系化学性质的认识。虽然样本对于统计研究来说仍然太小，但这些结果使我们能够深入了解遥远恒星形成物体的性质和演化以及它们与现代星系的联系。毫无疑问，下一次在10米级望远镜上进行的大规模光谱调查将揭示这些基本问题。
2002-03-11 astro-ph
Parent Stars of Extrasolar Planets. VIII. Chemical Abundances for 18 Elements in 31 Stars
我们提供了详细的光谱丰度分析结果的18个元素在31个附近的恒星与行星。由此产生的丰度与其他类似的研究相结合，附近的恒星与行星和比较的样本附近的恒星没有检测到行星。我们发现这两个样品之间的Al，Si和Ti的丰度差异的一些证据。我们的一些结果与最近在SPOCS数据库中对具有行星的恒星的研究相冲突。我们鼓励继续研究恒星与行星的丰度模式，以解决这些差异。
2007-04-17 astro-ph
Chemical abundances in six nearby star-forming regions: implications for galactic evolution and planet searches around very young stars
在本文中，我们提出了在六个恒星形成区的化学丰度的研究。恒星参数和金属丰度的推导使用高分辨率，高S/N光谱的弱线T-Tauri星在每个区域。结果表明，恒星形成区附近的丰度离散度很小（[Fe/H]仅为0.033dex）。发现的平均金属丰度略低于太阳，但一旦考虑到误差，则与太阳相容。导出的Si和Ni的丰度表明，所观察到的恒星具有典型的银河系薄盘星相同的金属丰度的丰度。这些观测的影响简要讨论的背景下，银河系的化学演化，当地星际介质丰度，并在太阳附近的金属丰富的恒星（即恒星更有可能港湾行星）的起源。未来的行星搜索方案周围非常年轻，附近的恒星的影响也进行了讨论。
2008-01-16 astro-ph
Chemical Abundances in the Carina dSph Galaxy
我们报告的化学丰度的船底座矮球状星系（dSph）来自低分辨率光谱。从Ca Ⅱ红外三重线的约化等效宽度出发，测定了52颗恒星的[Fe/H]值。Carina dSph的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.99 +/- 0.08，固有金属丰度分散度为0.25 dex（1 sigma）。通过光谱学直接测定船底座恒星的化学丰度，我们可以克服颜色星等图（CMD）中固有的年龄-金属度简并性，并以前所未有的精度确定其恒星形成历史。
1999-10-12 astro-ph
Chemical abundances of planetary nebulae towards the direction of the galactic anticenter
在本文中，我们报告了新的观测结果，并得出了位于反中心方向的26个行星状星云（PN）的样品的化学丰度。这些星云大部分都是遥远的天体，位于银河系中心距离大于8千秒差距的地方，因此它们对于确定距离银河系中心很远的径向梯度特别有用。本结果与先前确定的丰度的比较表明，径向丰度梯度变平的距离大于约10千秒差距的中心。
2004-05-03 astro-ph
Chemical Abundances of Luminous Cool Stars in the Galactic Center from High-Resolution Infrared Spectroscopy
我们目前的化学丰度在一个样本的发光冷恒星位于30 pc的银河系中心。碳、氮、氧、钙和铁的丰度来自H-和K-波段的高分辨率红外光谱。丰度结果表明，在太阳附近Fe丰度，相对于太阳和银河系盘，[O/Fe]和[Ca/Fe]分别平均增加了+0.2和+0.3dex。银河系中心的恒星显示出几乎均匀和接近太阳的铁丰度。A（Fe）= 7.59 ± 0.06的平均值与以前的工作一致。银河系中心恒星之间的铁丰度的总范围，0.16德克斯，显着窄于文献中发现的老鼓人口的铁丰度分布。我们对银河系中心30 pc范围内的Fe丰度的快照样本年龄小于1 Gyr;时间（或空间）上更大的样本可能会发现更广泛的丰度分布。
2007-07-18 astro-ph
Chemical abundances for the transiting planet host stars OGLE-TR-10, 56, 111, 113, 132 and TrES-1. Abundances in different galactic populations
我们使用UVES摄谱仪（VLT-UT 2望远镜）获得了6颗恒星的高分辨率光谱，这些恒星拥有凌日行星，即OGLE-TR-10，56，111，113，132和TrES-1。光谱现在用于推导和讨论C、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu和Zn的化学丰度。在LTE中使用1-D平面平行Kurucz模型大气导出丰度。对于S，Zn和Cu，我们使用了光谱合成程序，而对于其余的情况下，丰度来自测量的线等效宽度。由此产生的丰度与太阳附近恒星的丰度进行了比较。距离和银河系坐标估计的恒星。我们的结论是，除了特别富含金属外，OGLE-TR-10，56，111，113，132和TrES-1在[X/Fe]丰度方面与场（薄盘）星在化学上无法区分。这对于距离太阳最远的目标尤其重要，距离太阳约2 Kpc。我们也没有发现元素丰度和凝结温度之间的任何相关性，这证明了与行星迁移暂时相关的类行星物质的强烈吸积并没有发生。
2006-06-30 astro-ph
Chemical Abundances in SFG and DLA
我们研究了导致阻尼莱曼阿尔法线的本地恒星形成星系的化学丰度。构造了一个金属丰度与红移的关系图，并在此图上比较了低红移恒星形成星系群与高红移阻尼莱曼α星系群的化学丰度。我们对单个恒星形成星系进行了两种类型的实验。在第一种情况下，阻尼莱曼阿尔法线是针对恒星形成集群或超新星爆炸产生的内部紫外线光源而创建的。在第二张照片中，可以看到背景类星体上的阻尼莱曼阿尔法线。在恒星形成区域的电离气体和阻尼莱曼阿尔法系统中的中性气体测量的金属丰度，相互比较的情况下，逐个案例的基础上。我们强调了恒星形成星系/类星体对SBS 1543+593/HS 1543+5921的存在，其中发射线和吸收线导出的丰度给出了相同的结果。我们认为，我们因此可以在原则上，解释阻尼莱曼阿尔法系统金属丰度的恒星形成星系金属丰度的延伸到更高的红移，支持气体丰富的星系有较低的化学丰度时，年轻。
2005-04-22 astro-ph
A cosmic abundance standard: chemical homogeneity of the solar neighbourhood and the ISM dust-phase composition
一个有代表性的样本未演变的早期B型恒星在附近的OB协会和领域进行了分析，以前所未有的精度使用NLTE技术。由此产生的化学成分被发现是更丰富的金属和更均匀的比以前的工作所示。一个均方根散射的~10%的丰度被发现的六颗恒星（并证实了六个演变的恒星），相同的ISM气相丰度报告。提出了一个适用于现今太阳邻域的宇宙丰度标准，即氢、氦和金属的质量分数分别为X=0.715、Y=0.271和Z=0.014。与太阳光球丰度最近的3D辐射流体动力学模拟的太阳大气中的报告获得了很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用的宇宙丰度标准作为代理的本地ISM尘埃相组成的确定，把严格的观测约束尘埃模型。
2008-10-24 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
Chemical Evolution of Galaxies
化学丰度为星系的演化提供了重要线索。电离星云是化学丰度测量的主要来源之一，特别是在外部星系中。对H II区的研究表明，星系的总金属丰度随着星系光度的增加而增加，而螺旋星系的特征是化学成分具有径向梯度。有迹象表明环境对化学丰度有影响。行星状星云提供了另一种测量银河系和其他星系丰度的方法。空间设施使得能够测量在光学波长下无法测量的元素。大型望远镜使得研究星系外的单个恒星和研究星系中中等和高红移的星际丰度成为可能。这些进展预示着激动人心的时刻，因为天体物理学家努力描绘从大爆炸到现在的星系演化的全貌。
2001-04-13 astro-ph
Chemical Abundances in the Damped Lya Systems
我介绍和审查的数据和分析技术用于测量阻尼Lya系统，类星体吸收线系统与星系在早期宇宙的丰度。与它们的丰度分析相关的观测和问题与银河系的星际介质非常相似。我们测量的是气相丰度，因此会受到差异贫化的影响。我回顾了尘埃耗尽的影响，然后提出了一个总结目前的结果来自阻尼Lya系统的年龄-金属丰度关系和新的结果影响理论的核合成在早期宇宙。
2003-10-28 astro-ph
A Determination of the Thick Disk Chemical Abundance Distribution: Implications for Galaxy Evolution
我们提出了一个厚盘铁丰度分布的测定从F/G星的原位样品。这些恒星是暗淡的，$15 \simlt V \simlt 18$，根据颜色选择，是吉尔摩和怀斯更大的调查的一个子集，旨在确定距离太阳几千秒差距的恒星星族的性质。本文所研究的磁场探测了银河系平面上方500- 3000秒差距、太阳银心距处的恒星星族的铁丰度分布。
1994-12-01 astro-ph
Chemical Abundance Gradients in the Star-Forming Ring Galaxies
恒星形成的环形波在星系盘中向外传播，在尾流中留下化学丰度梯度。我们表明，相对[Fe/O]丰度梯度在环星系可以被用来作为一种工具，用于确定SNIa爆炸的化学富集的作用。我们考虑两种机制，可以创建向外传播的恒星形成环在一个纯粹的气体盘-自感波和密度波，并证明相对[Fe/O]丰度梯度的径向分布不依赖于特定的机制的波形成或恒星形成过程的参数。我们发现，[Fe/O]的配置文件是由波的速度，初始质量函数，和初始化学成分的恒星形成气体。如果SNIa爆炸的作用在化学富集中可以忽略不计，那么[Fe/O]的比值在整个银盘中保持不变，在波前处具有陡峭的梯度。如果SNIa恒星在宇宙铁的产生中很重要，那么[Fe/O]比在恒星形成波的尾流中具有梯度，其值取决于SNIa爆炸的频率。
1999-04-21 astro-ph
Oxygen Abundances and Chemical Evolution in Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的低表面亮度（LSB）星系的样本的HII区域的氧丰度。我们提供了描述R_23方法的McGaugh（1991）校准的解析函数。我们使用这个和等效宽度（EW）的方法来确定氧丰度，并在一些情况下，温度敏感的[OIII] 4363线是可用的直接估计。我们发现LSB星系是贫金属的，与其他星系的L-Z关系一致。这些天体的大气体质量分数为化学演化模型提供了一个有趣的测试。我们没有发现明显偏离银河系化学演化的闭箱模型。根据我们的丰度和气体质量分数的测量，我们推断LSB星系与其他星系类型没有根本的不同，但可能处于演化的早期阶段。
2004-09-11 astro-ph
Chemical evolution of DLA systems
高红移的DLA系统显示，元素的相对丰度可能大致是太阳的，虽然绝对丰度比太阳低两个数量级以上。结果来自于对[SII/ZnII]比率的观测，这是对真实丰度的可靠诊断，并且来自于具有小的灰尘损耗和可忽略的HII污染的DLA吸收剂。特别是，在两种DLA系统中检测到氮，且含量非常高（Vladilo等人，1995年; Molaro等人，1995年; Green等人，1995年; Kulkarni等人，1996年）。在这里，我们比较了不同形态类型的星系的化学演化模型的预测与这些系统的丰度和丰度比。我们的结论是，太阳能的比例和相对较高的氮丰度可以得到的化学演化模型的框架内，假设短，但强烈的恒星形成，这反过来又触发了丰富的星系风爆发，并在大质量恒星的氮的主要来源。这样的模型在描述矮不规则星系，特别是奇特星系IZw 18的化学丰度方面是最成功的。因此，太阳的比率在非常低的绝对丰度，如果得到证实，似乎有利于矮星系，而不是螺旋的祖先，至少有一些DLA系统。
1996-05-09 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
On Measuring Chemical Abundances in Distant Galaxies Using Global Emission Line Spectra
8- 10米级望远镜的出现，使我们能够用在局部H II区使用的同样的星云分析技术，直接测量宇宙学上遥远星系电离气体的化学性质。我们表明，空间未解决的（即，全球）发射线光谱可以可靠地指示遥远的恒星形成星系的化学性质。然而，标准的星云化学丰度测量方法（那些测量电子温度从[O III] E4363）可能会受到小系统误差时，观察到的体积包括不同温度的气体混合物，电离参数，和金属。为了表征这些系统性的影响，我们比较来自光谱的个别H II区域的物理条件与全球星系光谱的结果。我们认为低质量，金属贫星系均匀丰度和较大的星系内部化学梯度。使用强线比率的成熟经验校准可以作为整体全身氧丰度的可靠（~0.2 dex）指标，即使当H β和[O III]发射线的信噪比低至8：1时。我们目前的处方，针对高红移观测者，使用全球发射线光谱追踪遥远宇宙中恒星形成星系的化学性质。[删节]
1998-11-01 astro-ph
Chemical Abundances of Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的“CN双峰”轻度贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。该分析将传统的光谱丰度方法与Gray（1994年）首创的线深比技术相结合。硅和铝被发现是primordially过剩的因素超过温和的过剩通常看到的α和轻奇元素之间的晕场和球状星团巨人的金属丰度。此外，钡被发现是过剩的约四倍。叠加在M4的原始丰度分布上，有证据表明存在C、O、Ne和Mg的质子捕获合成。
1999-09-16 astro-ph
Abundances in Damped Lyman-alpha Systems and Chemical Evolution of High Redshift Galaxies
阻尼莱曼α星系，补充未发表的凯克观测，最近的丰度测量进行了讨论。金属丰度分布与宇宙时间的检查线索的程度富集，初始恒星形成的开始，和性质的星系。的元素的相对丰度进行比较，在星系晕恒星和太阳的丰度模式，考虑到尘埃耗尽的影响，以获得洞察恒星的过程和时间尺度的富集发生。
1997-10-31 astro-ph
Chemical Abundances and Their Relation with PN Morphological Features
本文综述了自上次APN会议以来有关丰度与PNE形态特征之间关系的研究结果。圆形，椭圆形，双极PNe的统计分析清楚地分开后一组具有较大的He和N/O丰度。个别PNE的研究，包括UV和IR域，允许详细的比较与进化模型的AGB阶段，最重要的元素的丰度可以匹配，但一个“年龄-金属丰度”的问题，为祖先的氦丰富的PNE是隐含的。晕丰度并没有表现出很强的化学差异，相对于PN轮辋，但晕的模糊性需要更深层次的数据来确认it. Data的微观结构的正常（非H-缺乏）PNE的化学是稀缺的，一般表明类似的丰度比轮辋。唯一的例外是FLIERS声称的高氮过剩;对NGC 7009微观结构新观测数据的初步建模表明，氮的适度富集可能是真实的。
2003-12-22 astro-ph
Detailed chemical composition of Galactic Cepheids. A determination of the Galactic abundance gradient in the 8-12 kpc region
最近引进的高分辨率/大光谱范围摄谱仪提供了详细研究经典造父变星化学成分的机会。本文对30颗造父变星中铁和6种轻金属（O、Na、Mg、Al、Si、Ca）的丰度进行了新的测定。我们也给出了一个新的估计银河系径向丰度梯度。用线深比法测定了恒星的有效温度，用Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的电离平衡和生长曲线测定了表面重力和微湍流速度v $_{t}$。用经典的LTE大气模型计算丰度。丰度的RMS精度为0.05-0.10 dex的Fe，和0.05-0.20 dex的其他元素。在我们的样本中，造父变星具有类似太阳的丰度，目前的测量结果与以前的测定结果相当吻合。我们计算了8-12千秒差距区域的“单带”银河系径向丰度梯度，发现铁的斜率为-0.061 dex千秒差距$^{-1}$。
2007-02-13 astro-ph
Chemical Abundances for Seven Giant Stars in M68 (NGC 4590) : A Globular Cluster with Abnormal Silicon and Titanium Abundances
我们对M68中的7颗巨星进行了详细的化学丰度研究，其中包括6颗红巨星和1颗后AGB星。我们发现显着差异的重力测定测光和电离平衡，这表明，非LTE效应是重要的，这些低重力，贫金属的恒星。我们采用光度重力和Fe II线的铁丰度，以尽量减少这些影响，发现[Fe/H] = -2.16 +/- 0.02。对于元素与铁的比率，我们依赖于中性线与Fe I和电离线与Fe II（除了[O/Fe]），以最大限度地减少非LTE效应。我们发现不同的程序星之间钠的丰度存在差异。然而，与氧丰度没有相关性（或反相关性）。此外，后AGB恒星有正常（低）丰度的钠。这两个事实都进一步支持了这样一种观点，即在单个球状星团内的一些轻元素之间所看到的变化来自原始变化，而不是来自深度混合。和M15一样，M68与其他球状星团和类似的金属丰度场星相比，硅的丰度更高。但M68在显示钛相对不足方面偏离更大。我们推测，在M68中，钛表现得像一个铁峰元素，而不是它更常见的附着在“阿尔法”元素，如镁，硅和钙中看到的增强。我们解释这一结果意味着，在M68中看到的化学富集可能是由超新星的贡献产生的，这些超新星的前身质量比其他球状星团中看到的丰度要大。
2004-09-29 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
Multiphase Chemical Evolution in Elliptical Galaxies
最近的{ \em ASCA}结果表明椭圆星系X射线气体的铁丰度小于太阳丰度（$Z_{\sun}$）。观测到的低铁丰度与以前的化学演化模型的预测不一致。为了解决这个问题，我们提出了一个简单的模型的化学演化后的星系风时期的假设下，从恒星喷出的气体不与周围的气体混合。喷出的气体成分根据它们的诞生时间和起源分别演化。我们定性地研究了它们的演化。来自超新星遗迹壳层的气体成分比其他成分更快地冷却和脱离热气体，因为它们的密度和金属丰度都很高。因此，超新星不能有效地加热整个椭圆星系的气体，与以前的结果相反。如果质量损失气体的金属丰度不均匀，则具有较高丰度的质量损失气体也容易脱落，并且平均丰度会降低。我们相信这是解决低丰度问题的一个暗示。
1996-05-19 astro-ph
Near-IR Spectroscopy of a Young Super-Star Cluster in NGC 6946: Chemical Abundances and Abundance Patterns
利用Keck II上的NIRSPEC摄谱仪，我们获得了附近旋涡星系NGC 6946中一个年轻（10- 1500万年）、明亮（MV=-13.2）的超级星团的H和K波段阶梯光栅光谱。从光谱合成和等效宽度的测量，我们第一次获得准确的丰度和丰度模式在河外的超级星团。我们发现[Fe/H]=-0.45+/-0.08 dex，平均α增强为+0.22+/-0.1dex，并且12 C/13 C ~ 8+/-2同位素比相对较低。我们还测量了~9.1 km/s的速度色散，与以前的估计一致。我们的结论是，综合高色散光谱的大质量星团是一个有前途的替代其他方法的丰度分析在河外年轻恒星星族。
2006-01-18 astro-ph
Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the Iron peak
我们已经建立了一个详细的标准化学演化模型来研究太阳附近直到铁峰的所有化学元素的演化。我们认为银河系是由河外气体经过两次指数递减的注入而形成的。在第一次的撞击事件中，持续时间为$\sim$ 1 Gyr，晕和厚盘是由原始气体组装而成的，而薄盘则是在第二次的撞击事件中形成的，时间尺度要长得多。该模型很好地再现了太阳附近的主要观测约束，太阳诞生时的元素丰度计算值与太阳丰度非常吻合。通过包含整个恒星质量范围内的金属丰度依赖的产率，我们遵循氢和锌之间的所有化学元素的76种同位素的演化。这些结果面临着大量的和最近的观测数据，我们详细讨论了恒星核合成的影响。
2000-12-27 astro-ph
Chemical Abundances of the Leo II Dwarf Galaxy
我们使用先前公布的中等分辨率光谱结合恒星大气模型，推导出狮子座II dSph星系中的第一个测量的化学丰度比。我们发现，对于SNR > 24的光谱，我们能够从位于钙红外三线态（CaT）附近的弱Ti，Fe和Mg线测量丰度。我们还量化和讨论从Fe I线和CaT功能估计的金属丰度之间的差异。我们发现，虽然大多数贫金属（[Fe/H] <-2.0]）的狮子座II星的Ca和Ti丰度比与银河系球状星团相似，但更多金属的恒星的Ti，Mg和Ca丰度比随着金属丰度的增加而逐渐下降。在这个遥远的，显然是动态稳定的dSph星系中发现这些趋势支持了这样一个假设，即dSph星系的缓慢化学富集历史是普遍的，独立于与银河系的任何相互作用。结合我们的光谱丰度与公布的宽带测光和更新的等时线，我们能够近似恒星年龄为我们明亮的RGB恒星的相对精度为2-3 Gyr。虽然Leo II的年龄-金属丰度关系暗示了一定程度的缓慢富集，但数据仍然在统计上与Leo II历史上没有富集相一致。
2008-10-03 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
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
About the chemical composition of delta Scuti - the prototype of the class of pulsating variables
我们目前的$δ$盾牌光球的化学丰度-脉动变量类的原型-确定从分析的光谱在Terskol天文台2米望远镜的分辨率$R=52,000$，信噪比250。还使用了VLT和IUE光谱。\dsct的abundant模式由49种化学元素组成。Be、P、Ge、Nb、Mo、Ru、Er、Tb、Dy、Tm、Yb、Lu、Hf、Ta、Os、Pt、Th的丰度以前没有调查过。首次研究了Pr和Nd的第三谱线。重元素的丰度显示相对于太阳的丰度超过1 dex。\dsct的丰度模式与Am-Fm星相似。
2004-10-13 astro-ph
Chemical Abundances of OB Stars with High Projected Rotational Velocities
本文展示了Cep OB2、Cyg OB3和Cyg OB7星协中12颗快速旋转的OB星（v sin i> 60 km s ^-1）的碳、氮、氧、镁、铝和硅元素丰度。丰度是从频谱合成中得出的，使用LTE和非LTE计算。几乎所有以前对OB星的研究都发现，平均丰度略低于太阳，大约0.1到0.3 dex。在氧的情况下，即使是最近得出的低太阳丰度的OB星更接近，但仍然低于，太阳值。该样本中9颗Cep OB2成员的结果可以与之前发表的8颗Cep OB2恒星的结果相结合，这些恒星具有较低的投影旋转速度，以产生迄今为止最完整的丰度。这些丰度提供了一个清晰的画面，无论是一般的化学和个人恒星演化，已经发生在这个协会。通过将Cep OB2恒星研究的HR图中，我们确定存在两个不同的年龄分组，这两个分组具有相当均匀的化学丰度。在较老的子群中发现了两颗显示出显著的N/O过剩的恒星，这两颗恒星都是Cep OB2中研究的成员中质量最大、演化最快和旋转最快的两颗。这些特征的增加N丰度被绑在高质量，快速旋转，和一个进化阶段是那些预测的旋转恒星进行旋转驱动混合模型。
2001-08-24 astro-ph
Detailed Chemical Abundances of Extragalactic Globular Clusters
我们概述了一种方法来测量河外（未解决的）球状星团（GC）的详细化学成分从阶梯光谱的积分光。我们的目标是使用这种方法来测量遥远螺旋星系和椭圆星系中GC的丰度模式，以限制它们的形成历史。为了开发这种技术，我们通过在曝光过程中扫描整个星系团，获得了银河系和LMC中分辨GC的集成光谱的“训练集”。我们的训练集还包括GC中单个恒星的光谱，从中可以以正常方式获得丰度，以检查我们的积分光结果。我们在这里介绍了我们的训练集NGC 104（47 Tuc）中的一个GC的初步集成光分析，并概述了分析中使用的一些技术和遇到的问题。
2005-07-01 astro-ph
Chemical Abundance Variations in Globular Clusters: Recent Results from Mildly Metal-Poor M5
本文分析了轻度贫金属球状星团M5中36颗巨星的化学成分。在将M5的结果与M4中获得的结果进行比较时，M4是一个以前被认为在年龄、金属丰度和化学成分方面是“孪生”的星团，我们发现对质子捕获核合成敏感的元素丰度在恒星之间存在很大的变化，类似的[Fe/H]值，但在一些α捕获、奇Z和慢中子捕获过程元素中存在两个差异。在球状星团中的恒星中，对于许多重要的元素，在给定的[Fe/H]下，显然没有确定的[el/Fe]“单一”值。
2001-09-12 astro-ph
Reconstructing fossil sub-structures of the Galactic disk: clues from abundance patterns of old open clusters and moving groups
大规模化学标记的长期目标是利用恒星元素丰度作为银河系圆盘分散子结构的示踪剂。识别这些丢失的恒星聚集体并探索它们的化学性质将是理解盘形成和演化的关键。现今的恒星结构，如疏散星团和移动星群，是化学标记可行性的理想试验场，因为它们被认为是最初较大的恒星形成聚集体的残余。直到最近，文献中还缺乏对疏散星团和运动星团的高精度元素丰度研究。本文回顾了近年来疏散星团高分辨率丰度研究的进展，探讨了疏散星团的各种丰度变化趋势，并对大尺度化学示踪的前景进行了展望。
2008-10-13 astro-ph
Fluorine Abundance Variations in Red Giants of the Globular Cluster M4 and Early-Cluster Chemical Pollution
我们介绍了球状星团M4（NGC 6121）中7个红巨星成员的氟丰度。这些丰度是从Gemini-South上的Phoenix摄谱仪获得的高分辨率红外光谱中2.3357微米处的HF（1- 0）R9线得出的。许多目标恒星的丰度以前已经研究过，所以它们的总体丰度分布是很好的映射。发现氟的丰度变化超过6倍，F-19的变化与已经确定的氧变化相关，与钠和铝的变化反相关。因此，在本文中，我们将氟添加到已知在球状星团中变化的元素列表中，这进一步证明了氢燃烧是化学不均匀性的根本原因。在M4恒星中发现F-19减少的事实表明，污染恒星的质量必须大于3.5个太阳质量，因为质量小于3.5个太阳质量的恒星应该产生而不是破坏氟。
2005-06-30 astro-ph
The Chemical Abundances of Tycho G in Supernova Remnant 1572
我们提出了一个分析的化学丰度的恒星第谷G在超新星（SN）1572的遗迹的方向，根据凯克高分辨率光谱。这颗恒星的恒星参数被认为是一颗G型次巨星，具有$T_{\mathrm{eff}} = 5900 \pm 100$ K、\loggl $ = 3.85 \pm 0.30$ dex和$\mathrm{[Fe/H]} = -0.05 \pm 0.09$。这一测定结果与之前对SN 1572可能的伴星进行的巡天（Ruiz-Lapuente et al. 2004）中得出的恒星参数一致。化学丰度遵循银河系的趋势，除了镍，这是过剩的相对于铁，$[{\rm Ni/Fe}] $ $=$ 0.16 $\pm$ 0.04。Co略微过量（显著性水平较低）。这些铁峰元素的增强可能源于超新星喷出物的污染。我们发现了一个令人惊讶的高锂丰度的恒星，已演变远离主序星。我们讨论这些发现的背景下，超新星的伴星。
2008-09-03 astro-ph
Planetary Nebulae as a Chemical Evolution Tool: Abundance Gradients
我们用行星状星云、疏散星团、造父变星和其他年轻天体的样品研究了径向丰度梯度的时间变化。通过对行星状星云的O/H和S/H丰度以及其余天体的金属丰度的分析，我们得出结论：在过去的8 Gyr中，梯度逐渐变平，平均速率为0.005 - 0.010 dex/（kpc Gyr）。我们已经估计了在确定梯度时所涉及的误差，并得出结论，系统丰度变化的存在比围绕平均值的简单统计分散更有可能。
2005-09-02 astro-ph
Stochastic chemical enrichment in metal-poor systems II. Abundance ratios and scatter
核心坍缩超新星对贫金属系统化学富集的随机模型被用来研究恒星丰度比的分散。由此产生的分散丰度比，例如作为整体金属丰度的函数，被证明是至关重要的依赖于尚未确定的超新星产量。因此，观测到的丰度比和它们的散射具有关于产率的诊断能力。在许多化学丰度比中观测到的相对较小的星间散射，例如Cayrel等人（2004）对[Fe/H] =-4的恒星观测到的，可以通过大量贡献超新星的平均值和宇宙选择效应来初步解释，宇宙选择效应有利于在一定质量范围内的超新星对大多数贫金属恒星的贡献。α-元素的观测丰度的分散被理解为仅在观测误差方面，而在产量或核合成位点的额外的扩散可能会影响奇偶元素Na和Al。对于铁族元素，我们发现系统过高的预测Cr/Fe和Cr/Mg比，以及不同的产量之间的差异，无论是在预测的丰度比和分散。Francois等人（2004年）最近提出的半经验产额在应用于非均质模型时，发现导致丰度比的分散性明显大于观测值。“马刺”，在丰度比图中非常狭窄的序列，可能揭示序列上恒星元素的单一超新星起源。验证这种被称为单超新星序列（SSSs）的特征的存在是具有挑战性的。这将需要数百颗恒星的样本，观测到的丰度比精度为0.05 dex或更高。
2005-04-27 astro-ph
Dispersion in modeled abundances
银河系的化学丰度数据显示出很大的分散性。我们试图检查，如果这种分散也可以发现与化学演化模型作为一个初始质量函数（IMF）的变化，遵循泊松分布的影响
2003-02-05 astro-ph
Models of Chemical Evolution
讨论了银河系化学演化的基本原理和化学演化模型的重要结果。特别是，化学演化的银河系，我们拥有大多数的观测约束，进行了说明。然后，它显示了不同的恒星形成历史如何影响不同形态类型的星系的化学演化。最后，宇宙时钟的丰度和丰度比的作用被强调，并在高红移物体的模型预测和丰度模式之间的比较被用来推断这些系统的性质和年龄。
2003-06-02 astro-ph
