Low and intermediate mass star yields.II: The evolution of nitrogen abundances
我们分析了使用一套新的低和中等质量的恒星产量对银河系氮丰度的影响。这些产率有一个显着的产率初级氮从中等质量的恒星。我们使用这些产量作为输入的银河系化学演化模型和研究的氮丰度的光环和光盘，并将它们与使用其他产量集和大量的观测数据获得的模型进行比较。我们发现，使用这些新的收益率，我们的模型充分再现了观察到的趋势。特别是，这些产量解决了氮的演变的历史问题，通过在中等质量恒星中生产主要成分，给出了正确的相对丰度N/O水平。此外，在银河系的每个径向区域使用不同的演化速率，我们可以解释所观察到的N色散。
2006-01-16 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
On The Cosmic Origins Of Carbon And Nitrogen
我们分析的N/O和C/O丰度比作为金属丰度的函数的行为作为衡量的O/H在大，现存的银河系和河外H II区丰度样品。数值化学演化模型计算使用发表的恒星产量通过比较分析模型的意见。我们的研究结果表明，碳和氮来自不同的生产基地，并相互解耦。大质量恒星（M>8M_sun）主要产生碳，而中等质量恒星在4到8个太阳质量之间，形成后的特征喷射延迟时间为2.5亿年，主要产生氮。在大质量恒星中，碳的产生通过质量损失过程对金属丰度正敏感，并具有伪次级特征。在中等质量恒星中，氮的产生在低金属丰度时是主要的，但当12+log（O/H）>8.3时，明显是次要的（也许是第三次的）。在贫金属星系中观察到的N/O与O/H的平坦行为是通过调用低恒星形成率来解释的，低恒星形成率使年龄-金属丰度关系变平，从而使N/O在低金属丰度时上升到观察到的水平。观测到的N/O数据点的分散和分布挑战了流行的观点，即大质量恒星的氧气间歇性污染发生在恒星爆发之后。气体流入银河系对碳二次生成氮的影响可能会在高金属丰度时引入一些分散的N/O比。
2000-04-20 astro-ph
The role of the star formation on the nitrogen abundance evolution
我们分析了氮的演变产生的一组螺旋和不规则星系模型计算了大量的输入质量的径向分布和各种恒星形成效率。我们表明，我们的模型产生的氮丰度的演变与观测数据吻合得很好。模拟的区域和星系的恒星形成历史的差异对于再现N/O-O/H平面的观测数据和相应的色散是必不可少的。
2007-11-20 astro-ph
Isotopic abundance of nitrogen and carbon in distant comets
在C/1995 O 1（Hale-Bopp）、C/2001 Q4（NEAT）和C/2003 K4（LINEAR）彗星中测定了12 C14 N/12 C15 N和12 C14 N/13 C14 N同位素比值，它们的日心距离分别为2.7、3.7和2.6 AU。这些比率也已在r ~ 1 AU处测量。所有测定结果之间没有发现显著差异，与其他彗星的测定值也没有发现显著差异。如果得到证实，CN和HCN的光学和毫米测量的氮同位素比率之间的差异将排除HCN作为彗星CN自由基的主要母体。
2005-01-25 astro-ph
N/O-trends in Late-Type Galaxies: AGB-stars, IMFs, Abundance Gradients and the Origin of Nitrogen
星系化学演化模型（CEMS）表明，恒星初始质量函数（IMF）的形状和其他关于恒星形成的假设会影响晚型星系模型中的丰度梯度。此外，中等质量（IM）恒星无疑在星系中氮丰度的积累中发挥着重要作用。在这里，我特别讨论了IM/AGB星的氮贡献，以及它如何影响N/O梯度。为了这个目的，我模拟了几个附近的盘星系的化学演化使用不同的IMF和恒星形成处方。结果表明，N/O梯度可以用来限制IM/AGB星的氮贡献。
2008-08-15 astro-ph
Oxygen and nitrogen abundances in Virgo and field spirals
用最近提出的P -方法重新测定了Skillman等（1996）的9个室女座旋涡星系HII区和9个场旋涡星系的氧、氮丰度。我们确认，有一个丰富的分离在这个意义上说，HI缺乏室女座星系团的核心附近的室女座星系团的螺旋相比，在外围的室女星系团的螺旋有更高的氧丰度在室女座螺旋的样品。与此同时，室女座的外围螺旋和核心螺旋在能量场螺旋中都有对应的部分。我们的结论是，如果有一个处女座和场螺旋的丰度属性的差异，这种差异似乎是小的，并掩盖了观测误差。
2001-12-03 astro-ph
The Abundance of Interstellar Nitrogen
利用HST Goddard高分辨率摄谱仪（GHRS），我们获得了Gamma Cas，Lambda Ori，Iota Ori，Kappa Ori，Delta Sco和Kappa Sco等恒星的弱星际N1160，1161 A吸收双重线的高信噪比阶梯光栅观测。结合先前GHRS对猎户座ζ星的N I测量，这些新的观测结果得出平均星际气相氮丰度（每10个$^6$ H原子）为10 $^6$ N/H = 75 +/- 4。有没有统计学上显着的变化，在测得的N丰度从视线到视线，没有证据表明密度依赖的消耗从气相。由于在这些弥漫的视线中，N预计不会被耗尽到尘埃颗粒中，它的气相丰度应该反映了星际总丰度。因此，GHRS的观测意味着银河系中星际氮（气体加颗粒）的丰度大约是太阳系数值10 $^6$ N/H = 93 +/- 16的80%。虽然这个星际丰度赤字是有点小于最近发现的氧和氪与GHRS，太阳N丰度和NI振子强度是太不确定，以明确排除太阳ISM N丰度或2/3太阳ISM N丰度类似的O和Kr。
1997-10-15 astro-ph
Low temperature Rosseland opacities with varied abundances of carbon and nitrogen
我们试图产生低温不透明度数据，将不同丰度的元素碳和氮的影响。对于我们感兴趣的温度范围，分子代表主要的不透明度来源。我们的数据集涵盖了广泛的金属丰度范围，旨在为恒星演化模型和其他应用提供重要的输入数据。我们进行化学平衡计算，以评估中性原子，离子和分子的分压。基于一个包含原子线和连续谱数据的大型数据集，最重要的是，大量的分子线，我们不仅计算了许多不同金属丰度的Rosseland平均不透明度系数，而且还计算了每个金属丰度下同位素^{12}C和^{14}N的不同丰度。分子数据包括富氧或富碳化学的主要不透明度来源。我们把不透明度系数作为温度和密度的函数列成表格。由于CO分子的特殊作用，在一定的化学体系中，碳丰度的改变会引起Rosseland不透明度的显著变化。从一个规模化的太阳能（i。e.富氧）混合物转变为富碳状态导致不透明度，在低温下，不透明度与初始情况相差几个数量级。原因是在任一情况下的平均不透明度是由于不同的分子吸收剂。氮丰度的变化影响不太明显，但也不能忽视。[删节]
2008-12-09 astro-ph
The dependence of some metallicity calibrations of strong-line ratios on nitrogen enrichment history
我们显示的贝叶斯和N2衍生的氧丰度的恒星形成星系的N-富集的历史的依赖。我们从SDSS数据库中选择了531个贫金属和~ 20，000个富金属星系进行这项研究。它们的O/H丰度分别由Te法和P法得到。贝叶斯丰度和N2丰度与这两个“精确”丰度的差异与log（N/O）丰度比有明显的相关性。
2007-01-09 astro-ph
Nitrogen abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752
利用3360 A NH谱线的高分辨UVES谱，计算了球状星团NGC 6752中21颗亮巨星的N丰度。我们确认Stromgren c1指数跟踪的N丰度，并发现恒星之间的N丰度的变化是1.95 dex，在样品的光度。我们发现统计上显着的相关性，但小幅度的变化，N和α，Fe峰，和S-过程元素的丰度之间。使用适当的N，O，Na和Al丰度的模型大气的分析将加强，而不是静音，这些相关性。如果重元素的微小变化是真实的，那么N异常的合成必定发生在同时合成α-、Fe-峰和s-过程元素的恒星中。这些相关性为AGB和大质量恒星对球状星团丰度异常的贡献提供了支持。
2008-06-01 astro-ph
Abundances on the Main Sequence of Omega Centauri
使用光谱合成技术计算的碳，氮和锶相对于铁的abbands比，给出了属于球状星团欧米茄半人马座的主序星和关闭星的样本。碳、氮和/或锶的变化作为[Fe/H]的函数表现出几种不同的丰度模式。碳、氮和/或锶的增强/贫化来源可能是低质量（1- 3太阳质量）和中等质量（3- 8太阳质量）的渐近巨星分支星的富集。大质量的旋转恒星产生过量的氮，而没有碳和氧的过剩也可能发挥作用。这些丰度使不同的贡献者被考虑并纳入欧米茄Cen的进化图。
2007-08-01 astro-ph
Nitrogen Abundances in Damped Ly alpha Galaxies
在Zabs = 2.309，2.827和3.025的DLA星系中，计算了类星体0100 + 1300，1425 + 6039和0347 - 3819的氮丰度。通过对9个DLA星系的NI测定，研究了氮相对于铁峰和α元素的行为。我们已经估计了铁的部分锁定到尘埃颗粒转换成整体（灰尘加气体）的相对丰度，[N/Fe]的比率，[N/Fe] corr。的比率[N/α]主要是通过使用硫作为示踪剂的α-元素，这是不受灰尘。[N/Fe]和[N/alpha]比显示出一个数量级或更多的高分散性，这在DLA中的其他元素与元素比中没有等同物。最低值的[N/Fe] corr和[N/alpha]的比值是在方差与测量值的星系晕恒星的类似的金属丰度表明，部分DLA星系不遵循银河系的化学演化。DLA的氮丰度和它们的分散性与矮星系中观察到的有一些相似之处。氮丰度比的行为一般可归因于进化过程中氮的延迟释放。然而，这是很难调和的最低[N/α]值测量的解释，因为预期的增强α元素相对于铁峰元素没有同时观察到这些DLA星系。在两种情况下，观察到相对较高的[N/α]值，这也需要解释更复杂的化学演变。
1998-07-08 astro-ph
New Nitrogen and Carbon in AF-supergiants
银河系和SMC中的AF超巨星使我们能够通过它们的CNO丰度来检查演化模型的预测。在这些程序中，我们重新计算NLTE氮丰度在22个银河系和9 SMC A-超巨星使用改进的原子数据和模型大气，以比较新的演化模型。新的丰度高于先前公布的值，并表明这些恒星中的大多数都经历了与CN循环气体的大量混合。虽然与质量没有明确的关系，但与金属丰度有明显的关系，因为SMC星（包括B星）有更大的氮富集。我们认为，旋转混合表明从整个超巨星范围内的主序列，与更多的实质性旋转混合的SMC星。此外，SMC AF超巨星似乎在之前的红巨星阶段经历了第一次疏浚，银河系AF超巨星可能也是如此。所有的丰度都与M. Asplund（本次会议）。
2002-12-11 astro-ph
Oxygen and nitrogen abundances in nearby galaxies. Correlations between oxygen abundance and macroscopic properties
我们对螺旋星系中HII区的1000多个已发表的光谱进行了汇编。在每个HII区域的氧和氮的丰度重新计算在一个均匀的方式，使用P-方法。导出了氧和氮丰度的径向分布。氧丰度和宏观性质之间的相关性进行了检查。由此得到的L-Z关系与R_23标定的氧丰度关系有显著差异。NGC 5457最近用Te的直接测量（Kennicutt，Bresolin & Garnett 2003）确定的氧丰度与本文导出的L-Z关系一致，但与用R_23基氧丰度导出的L-Z关系不一致。将所得螺旋线的L-Z关系与不规则线的L-Z关系进行比较。我们的星系样本表明，螺旋星系的O/H-M_B关系的斜率比不规则星系的O/H-M_B关系的斜率略小。计算了旋涡星系和不规则星系的有效氧产额。在M_B=-11到M_B=-18的范围内，有效氧产额随光度的增加而增加（或随自转速度从Vrot=10 km/s增加到Vrot=100 km/s），然后基本保持不变。我们样本中的不规则星系的有效氧产量最多降低3倍，即不规则星系通常至少保留它们在演化过程中制造的氧的1/3。
2004-07-01 astro-ph
Early Galactic Evolution of Carbon, Nitrogen and Oxygen
我们给出了一个未演化的贫金属恒星样品的碳、氮和氧丰度的结果，其金属丰度范围为-0.3< [Fe/H]< -3. Oxygen abundances derived from different indicators are compared showing consistently that in the range 0.3 >[Fe/H]>-3.0，[O/Fe]比从大约0增加到1。当考虑依巴谷引力时，我们发现基于禁戒线、OH和IR三重线的丰度与样本星的丰度有很好的一致性。在[Fe/H]< -1的贫金属恒星中，从LTE电离平衡得到的引力可能太低，可能是低估使用[OI]线得到的氧丰度的原因。[C/Fe]和[N/Fe]比值似乎是恒定的，与金属丰度无关，在相同的范围内。然而，在给定的金属丰度下，它们比氧表现出更大的散射，这可能反映了这些其他元素的恒星产生地点的更大多样性。
2000-01-25 astro-ph
Boron Abundances in Main Sequence B-type Stars: A Test of Rotational Depletion during Main Sequence Evolution
利用HST STIS光谱在B III 2066 A线附近计算了7颗B型主序星的硼丰度。在两颗恒星中，硼相对于假定的初始丰度似乎没有耗尽。在一颗恒星中，硼是可以探测到的，但它显然是耗尽的。在其他四颗恒星中，硼是无法检测到的，这意味着1到2 dex的消耗。这四颗恒星中有三颗富含氮，但第四颗没有显示出氮的富集。只有旋转诱导的混合预测，硼贫化是不伴随着氮富集。从我们的观测推断的硼贫化率与这些预测是很好的一致。其他的贫硼氮正常星是从文献中确定的。此外，几个贫硼富氮的恒星被确定，而所有下降的硼-氮的趋势预测旋转引起的混合，大多数有氮富集，不是唯一的旋转解释。光谱也被用来确定铁族（铬，锰，铁和镍）的丰度。这七颗B型恒星的铁族丰度接近太阳，与太阳附近的年轻恒星一样。我们还分析了晕B型星PG 0832 +676。我们发现[Fe/H] = -0.88 +/-0.10，并且B III线的不存在给出上限[B/H]<2.5。这些和其他公布的丰度被用来推断恒星的演化状态，作为一个后AGB恒星。
2001-08-15 astro-ph
A Be star with a low nitrogen abundance in the SMC cluster NGC330
利用非LTE模型大气对SMC星团NGC 330中的一颗极端极子Be星B12的高分辨率UVES/VLT光谱进行了分析，以获得其相对于SMC标准星AV 304的化学组成。我们发现一般的金属丰度不足，可以理解的是，由于从一个磁盘，我们估计是在25%的水平发射的恒星连续的额外贡献。修正后，B12的氮丰度并没有像NGC 330中其他非Be B型恒星那样，显示出旋转混合增强的证据，这与包含旋转混合效应的演化模型不一致。第二颗Be星NGC 330-B17也没有可探测到的氮线。可能的解释缺乏旋转混合在这些快速旋转的恒星进行了讨论，一个有前途的解决方案是可能的，磁场可能会抑制旋转混合。
2004-07-13 astro-ph
Nitrogen Enriched Quasars in the Sloan Digital Sky Survey First Data Release
长期以来，类星体Q 0353 -383在1486和1750埃处有非常强的氮元素相互组合线，这意味着其氮元素丰度非常高，约为太阳的15倍。在斯隆数字巡天第一次数据发布目录中搜索类似的富氮类星体已经产生了20个候选者，其中4个的氮排放量与Q 0353 -383中看到的一样强或更强。我们的结果表明，只有大约1/1700的类星体具有类似于Q 0353 -383的氮丰度，而高达1/130的类星体可能处于极端的氮富集过程中。
2004-05-12 astro-ph
Oxygen and Nitrogen in Isolated Dwarf Irregular Galaxies
利用21个矮不规则星系中67个HII区的长缝光谱研究了低质量星系中氧、氮、氖、硫和氩的富集情况。通过直接检测25个HII区域的温度敏感发射线获得氧丰度;对于样品的其余部分，通过强线校准估计氧丰度。将直接丰度测定与McGaugh（1991）和Pilyugin（2000）的强线丰度校准进行比较。在开盒和闭盒化学演化模型的背景下，研究了这个矮不规则星系样本的全球氧和氮丰度。虽然有几个星系符合闭盒化学演化，但这个样本的大部分在恒星形成率和Salpeter IMF不变的情况下，有效产额约为预期产额的1/4，这表明要么是富集气体流出，要么是原始气体流入。有效产额与M_H/L_B密切相关，说明富气星系更可能是封闭系统。然而，有效产额似乎与其他全球参数，如动力学质量，绝对星等，恒星形成率或表面亮度无关。相关性被发现之间观察到的氮氧比和颜色的基本恒星星族;红矮不规则星系有较高的N/O比蓝矮不规则星系。相对丰度比解释的背景下，延迟释放的氮和不同的恒星形成的历史。
2005-09-22 astro-ph
Nitrogen and Oxygen Abundance Variations in the Outer Ejecta of Eta Carinae: Evidence for Recent Chemical Enrichment
我们提出的电离的“外喷出物”的海山二揭示在不同位置的化学成分的差异的光谱。特别是，在尘土飞扬的侏儒星云外面的年轻凝聚体显示出强烈的氮线和很少或没有氧-但更远的地方，氮线减弱，氧线变得更强。观察到的表观N/O比的变化可能意味着不同的团块以不同的丰度喷出，或者更可能的是，更遥远的冷凝与正常成分的物质相互作用。第二个假说得到了其他各种线索的支持，包括运动学和X射线发射，并表明埃塔车被包裹在一个“茧”中，这个茧是由以前的星风质量损失所沉积的。特别是，我们检测到强氧线的所有发射特征都与软X射线壳层一致或在软X射线壳层之外。无论哪种情况，观测到的丰度变化都表明埃塔车喷射富氮物质是最近的现象-发生在过去的几千年里。因此，当CNO循环的灰烬刚刚出现在它的表面时，Eta Carinae可能正处于进化的关键阶段。最后，这些光谱揭示了一些极快的富氮物质，多普勒速度高达3200 km/s，实际空间速度可能要高得多。这是迄今为止在Eta Car星云中看到的速度最快的物质，但由于投影角度未知，其年龄尚不确定。
2004-02-20 astro-ph
Differences in carbon and nitrogen abundances between field and cluster early-type galaxies
测量了98个不同环境下的早型星系样本的蓝光谱区中心线强度指数。对于大多数指数（Mgb，<Fe>特别是）椭圆星系在丰富的集群和低密度区域遵循相同的指数西格玛关系。然而，显着的光谱差异之间的领域椭圆形和他们的同行在后发座星系团的中心区域被发现的第一次，与星系在密集的环境中表现出显着较低的C4668和CN 2的吸收强度。对这些结果最有说服力的解释是丰度比的差异，这是由不同环境中星系的不同恒星形成和化学富集历史引起的。一个方案中，椭圆星系的集群完全组装在较早的阶段比他们的低密度同行进行了讨论。
2003-05-20 astro-ph
The abundance of nitrogen in starburst nucleus galaxies
我们发现，在一个大的样本中观察到的过量的氮排放的星爆核星系（SBNGs）只能解释在一个给定的金属丰度由一个过剩的氮相对于正常的HII地区的磁盘晚型螺旋。SBNG中的N/O比与正常早期型螺旋的凸起中发现的值相当，这表明我们观察到的可能是这些星系凸起中氮的主要产生。SBNGs中N/O比值随金属丰度的变化遵循一次+二次关系，但氮的增加并不是一个连续的过程。在SBNG中，氮可能是由不同的中等质量恒星群体产生的，这些恒星是在过去的恒星形成爆发序列中形成的。这一假设将主爆发的起源推回到过去2-3 Gyrs。在宇宙学尺度上，这个时间间隔对应于红移z = 0.2-0.3，在那里发生了恒星形成活动的显着增加。因此，SBNG现象的起源具有宇宙学意义，它与宇宙中恒星形成的更活跃阶段有关。
1999-03-18 astro-ph
A Search for Nitrogen-Enhanced Metal-Poor Stars
非常贫金属的中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的理论模型预测了大量的原生氮过剩。金属贫乏、碳增强、s过程丰富的恒星，被认为是现已灭绝的AGB星的污染伴星，为这些模型的预测提供了直接的测试。最近对贫金属恒星中碳和氮丰度的研究集中在最富碳的恒星上，这导致了对被AGB恒星污染的恒星的潜在选择偏差，AGB恒星产生了大量的氮，因此具有小的[C/N]比。我们称这些恒星为氮增强贫金属（NEMP）星，并将它们定义为[N/Fe] > +0.5和[C/N] <-0.5。在本文中，我们报告了21颗碳增强恒星的[C/N]丰度，其中除了三颗之外，所有恒星的[C/Fe]都小于+2.0。如果NEMP星像碳增强贫金属（CEMP）星一样容易制造，那么我们预计会发现2到7颗NEMP星。相反，我们在样本中没有发现NEMP恒星。因此，这种观测偏差并不是富氮恒星明显缺乏的重要原因。我们的[C/N]值与文献中先前报道的值（-0.5至+2.0）在相同的范围内，并且所有恒星都与低质量和高质量AGB恒星的预测[C/N]比不一致。我们认为低质量AGB模型中[C/N]的降低是由于额外混合的增强，而NEMP星的缺乏可能是由于双星中不利的质量比或大质量比的双星系统中质量传递的困难造成的。
2006-08-30 astro-ph
The Nitrogen and Oxygen abundances in the neutral gas at high redshift
本文研究了高红移星系星际介质中氧和氮的丰度。我们使用高分辨率和高信噪比光谱的阻尼莱曼α（DLA）系统检测沿视线的类星体，从不饱和金属吸收线获得强大的丰度测量。我们给出了16个高红移DLAs和强亚DLAs（log N（HI）>19.5，2.4<zabs<3.6）的样本结果，包括13个新的测量结果。我们发现，氧与铁的丰度比几乎是恒定的，[O/Fe]=+0.32+-0.10，对于-2.5<[O/H]<-1.0，在该值附近有小的分散。氧丰度在0.2dex内相当好地遵循硅丰度，尽管对于[0/H]<-2，硅丰度可以稍微更小。从两个物种中检测到的组分测量的[N/O]丰度比的分布是双峰的：5个系统的[N/O]>-1，9个系统的[N/O]<-1.15。在[N/O]与[O/H]的关系图中，[N/O]=-0.9处可能存在一个松散的平台，低于在贫金属矮星系中看到的所谓的主平台（[N/O]在-0.57到-0.74之间）。在这个主要平台之上没有看到任何系统，而大多数系统都位于下面，分布很大。所有这一切都表明了一幅DLA经历连续恒星爆发的画面。在这样的插曲，[N/O]比急剧下降，因为快速释放的氧气由大质量的恒星，而在两个爆发之间，氮是由低和中等质量的恒星释放延迟和[N/O]比增加。
2007-12-17 astro-ph
Carbon Nitrogen, and Oxygen Galactic Gradients: A Solution to the Carbon Enrichment Problem
银河系化学演化的11个模型，不同的碳，氮，和氧的产量采用，已计算重现银河系的O/H值从H II地区。所有的模型都适合氧梯度，但只有两个模型也适合碳梯度，那些基于碳产量的增加与金属丰度由于恒星风在大质量恒星（MS）和金属丰度减少由于恒星风在低和中等质量恒星（LIMS）。成功的模型也适合从恒星观测获得的太阳附近的C/O与O/H的演化历史。我们还比较了我们的两个最佳模型所预测的太阳附近的现今N/H梯度、N/O与O/H、C/Fe、N/Fe、O/Fe与Fe/H的演化历史与来自H Ⅱ区和恒星观测的演化历史。虽然我们的两个最好的模型适合的C/H和O/H梯度以及C/O与O/H的历史，只有模型1适合的N/H梯度和N/O值的贫金属星，但未能适合的N/H值的富金属星。因此，我们得出结论，我们的两个最好的模型解决了C富集问题，但需要做进一步的工作对N富集问题。通过添加的C和O的生产，因为太阳形成的模型1和2预测的观测到的太阳值，我们发现一个很好的协议与O/H和C/H值的太阳附近来自H II区O和C复合线。本文最重要的结果之一是，由于MS和LIMS在星际介质中的碳的分数是强烈依赖于时间和银河中心的距离，目前约有一半的碳在太阳附近的星际介质已产生的MS和LIMS的一半。
2005-01-24 astro-ph
Detecting z > 10 objects through carbon, nitrogen and oxygen emission lines
当红移为10时，第一批天体中的恒星形成应该产生了相当数量的碳、氮和氧。C、N和O的亚毫米谱线红移到毫米和厘米波段（0.5 mm - 1.2 cm），在那里它们可以被探测到。高光谱分辨率的观测可能会探测到C、N和O发射的不均匀性，并看到第一个在高红移下形成的物体。我们计算预期的强度波动，并讨论频率和角分辨率检测它们所需的。对于CII发射，我们使用两种独立的方法估计强度：线发射系数参数和光度密度参数。我们发现他们很一致。在1+z \sim 10处，典型的原星系具有30 km s^{-1}的速度色散和1角秒的角尺寸。如果CII是主要的冷却剂，那么我们估计特征谱线强度为\sim 0.1 K km s^{-1}。我们还讨论了其他原子线和估计他们的信号。角分辨率为10^{-3}的观测可以探测到幅度为微波背景2 \cdot 10^{-5}倍的中等非线性波动。如果能探测到强度涨落，将有助于探测高红移处物质的密度不均匀性、化学演化和电离历史。
1998-03-20 astro-ph
Abundance analysis of prime B-type targets for asteroseismology I. Nitrogen excess in slowly-rotating beta Cephei stars
我们提出了一个详细的NLTE丰度研究的结果，九个β仙王座恒星，所有这些都是理论建模的主要目标：伽玛Peg，δ Cet，nu Eri，β CMa，xi 1 CMa，V836 Cen，V2052 Oph，β Cep和DD（12）Lac。考虑以下化学元素：He、C、N、O、Mg、Al、Si、S和Fe。我们的丰度分析是基于大量的时间分辨，高分辨率的光谱，在大多数情况下，涵盖了整个振荡周期的恒星。在四颗恒星中，氮被发现增加了0.6 dex，其中三颗在地震或线剖面变化研究中对赤道旋转速度ΩR有严格的限制：β Cep（ΩR~26 km/s），V2052 Oph（ΩR~56 km/s），δ Cet（ΩR < 28 km/s）和xi 1 CMa（ΩR sin i < 10 km/s）。在这种基本上未进化的缓慢旋转物体的表面存在核心加工材料，这是目前包括旋转在内的进化模型所无法预测的。我们提请注意的事实是，在这个子样本中的三颗恒星有一个检测到的磁场，并简要讨论了最近的理论工作，指出发生在仙王座β星的扩散效应可能能够改变氮表面丰度。另一方面，在误差范围内，所有其他化学元素的丰度与在太阳附近发现的OB矮星的值没有区别。尽管在某些物体中观察到温和的氮过剩，因此，我们没有发现证据表明，在所研究的仙王座β星的光球金属含量显着较高的非脉动B型恒星的类似特性相比。
2006-07-12 astro-ph
DDO Photometry of M71: Carbon and Nitrogen Patterns Among Evolving Giants
本文给出了银河系相对富金属的球状星团M71中75颗M_V = +2的红巨星的V、B-V和DDO C（41-42）和C（42-45）测光结果。C（41-42）色显示CN带强度的双峰分布，其通常与由C（42-45）色测量的CH带强度成正比。DDO的两种颜色都与47 Tuccino（一个附近的球状星团，金属量相似）中发现的颜色非常一致，并且表明两个星团中的巨星之间几乎相同的C和N丰度模式。与合成DDO颜色的比较表明，表面C或N丰度的变化很小，需要在整个光度范围内与M71巨星的颜色相匹配。显然，像47 Tuc（一个更大的质量和中心浓度的集群），M71表现出丰富的模式，这不仅仅是内部混合的结果。
2001-08-07 astro-ph
The Abundances of Nitrogen and Oxygen in Damped Lyman Alpha Systems
我们重新审视了DLAs中氮的丰度，氧丰度在太阳的1/10和1/100之间。这是一个在本地宇宙中采样不足的金属度制度，类星体吸收体可能会为N的核合成起源和高红移星系的化学演化提供线索。我们结合新的VLT UVES观测与其他文献，形成一个样本的10个DLAs中的N和两个α-捕获元素O或S之一的丰度已被测量。我们证实了早期的报道，（N/O）比表现出更大的范围内的值比其他比例的重元素在DLAs，然而，所有10 DLAs落在该地区的（N/O）与（O/H）图划定的初级和次级水平的氮生产。我们的研究结果提供了经验证据支持的建议，即中等质量的恒星（质量小于7个太阳质量）的主要来源的初级氮，使其释放到ISM落后于氧，这是由II型超新星产生的。在我们的样本中，很高比例（40%）的DLAs显然还没有达到N富集的完全初级水平;这一发现可能表明，我们正在研究的金属丰度制度优先挑选出最近才从IGM中凝聚出来并开始形成恒星的星系。或者，延迟释放的N后，一个插曲的恒星形成可能会增加减少金属丰度，如果恒星的质量逐渐低于4太阳质量可以合成N在其较热的内部。
2002-05-28 astro-ph
Nitrogen Abundances in DLA Systems: The Combined Effects of SNII and SNIa in a Hierarchical Clustering Scenario
超新星II和I的组合富集在一个层次聚类的情况下，可以产生低N含量的区域相对于$α$ -元素与阻尼Ly- $α$（DLAs）中测量的观测值一致。我们已经研究了形成的DLAs在一个层次的集群方案的假设下，电流场星系的积木可能是DLAs映射的结构的一部分。在我们的模型中，结构的非线性演化（产生爆发性恒星形成历史，气体流入等）的影响。SNIa和SNII的贡献被认为是负责产生这些N区域相对于$α$ -元素。虽然SNIa不是Si或O的主要生产场所，但由于特定的时间一致性，我们发现模拟的低氮DLAs具有亚太阳[Fe/H]。我们表明，低氮DLAs经历了重要的恒星形成活动，在过去的效率比正常的DLAs。我们的化学模型表明，SNIa发挥相关的作用，在确定的丰度模式的DLA和，所观察到的低氮DLA频率可以解释考虑到这些超新星释放金属引入的$\approx $ 0.5 Gyr的时间延迟。
2002-10-22 astro-ph
The abundances of nitrogen-containing molecules during pre-protostellar collapse
我们已经研究了含氮物种的化学过程中的初始阶段的原恒星崩溃，以期解释所观察到的寿命N2 H+和NH3和这些物种的高水平的氘化。我们跟踪了由气体和尘埃组成的介质在经历自由降落引力坍缩时的化学演化。明确包括决定分子和分子离子核自旋态相对布居的化学过程，以及最终导致含氮物质N2 H+和NH3氘化的反应。考虑到了“重”分子冻结在谷物上的情况。我们发现，含氮物种达到其稳态值所需的时间尺度远大于自由降落时间，甚至与前体分子云的可能寿命相当。然而，在引力坍缩过程中，气体的化学演化对其初始成分不敏感。如果我们假设氮原子和氧原子的粘粒概率都小于1（S小于0.3），我们发现当采用足够大的晶粒半径（a_{g} = 0.5微米）时，所观察到的含氮和含碳物种的差别冻结可以用自由降落坍塌模型再现。此外，假设0.5< a_{g} <1微米，我们的塌缩模型的结果与在L1544中观察到的N2 H+和NH3的高水平氘化一致。我们注意到当ND 3最丰富时，o/p H2 D+比率和邻位-H2 D+的分数丰度应该最大。
2006-07-06 astro-ph
Nitrogen Abundances in High-z DLAs
测定主要由I型超新星和中等质量恒星在高红移DLAs中产生的元素的化学丰度，可以在时间尺度上与它们的生产相比较，探测早期的化学积累。氮显示出一种在任何其他种类的物体中从未发现过的特殊行为。对于[N/H] < -3，存在[N/Si]= -1.45（\pm 0.05）的平台。我们解释这是经验证据，初级N生产的大质量恒星在年轻的系统中，AGB星还没有时间作出贡献。高原提供了大质量恒星产生N的观测综合产额，理论上是相当不确定的。高的N/Si和太阳[α/铁峰]比观察到在高红移和地方在一个较早的时代开始的恒星形成。另一方面，低N/Si，即年轻的物体，也在相对低的红移下观察到。这些证据表明，DLAs开始形成在一个非常早期的时代，但他们的形成已延长到后来的时间。
2003-07-09 astro-ph
A Sample of Quasars with Strong Nitrogen Emission Lines from the Sloan Digital Sky Survey
我们报道了从斯隆数字巡天（SDSS）第五次数据发布中选出的293个具有强NIV] lambda 1486或NIII] lambda 1750发射谱线（静止帧等效宽度> 3 μ m）的类星体。这些富氮天体占SDSS类星体的1.1%。富氮类星体与其他类星体的比较表明，这两类星体子集具有许多共同的性质。我们还证实了以前的结果，富N类星体有更强的Lya和NV λ 1240发射线。在所有电离状态下的强氮发射表明这些物体中的氮丰度很高。我们发现的证据表明，氮丰度是密切相关的类星体的射电性质。富NIII]类星体的射电大声部分为26%，富NIV]类星体为69%，明显高于其他具有类似红移和光度的类星体的8%。因此，富氮类星体的高氮丰度可能是一个特殊的类星体演化阶段的指示，在这个阶段，射电活动也很强。
2008-02-28 astro-ph
The origin of nitrogen: Implications of recent measurements of N/O in Galactic metal-poor stars
最近新的高精度丰度数据的星系晕星建议重要的初级氮生产非常贫金属的大质量恒星。在这里，我们计算了一个新的银河系化学演化模型，旨在解释这些新的丰度数据。新的数据可以通过以下方式来解释：a）从考虑旋转的恒星模型中获得的恒星产额和b）在非常贫金属的大质量恒星中额外产生的氮。特别是，我们建议增加了近200倍的14 N的恒星60 Msun和40的恒星的Msun，金属丰度低于Z=10 $^{-5}$，相对于在文献中给出的Z=10 $^{-5}$和旋转速度为300公里/秒的产量。我们表明，一旦我们采用上述处方，我们的模型是能够预测高N/O丰度比在低金属，仍然解释了在太阳附近的薄盘星中观察到的氮丰度。大质量恒星在贫金属环境中产生更大氮的物理动机可能是一些恒星模型以及观测数据表明，在低金属丰度下，恒星旋转得更快。如果是这种情况，那么在晕形成的原始阶段中看到的如此大的氮产生量不一定会发生在金属丰度总是高于[Fe/H] $\simeq -$ 2.5的阻尼莱曼-α系统中，并且可能已经被预先富集。我们还计算了沿银河系盘的N/O丰度梯度，并表明一旦我们采用恒星产率，考虑到旋转，预测一个负梯度。后一个结果意味着中等质量恒星对初级氮的贡献比以前认为的要少。
2005-04-26 astro-ph
Modelling the evolution and nucleosynthesis of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的碳增强贫金属（CEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们表明，氮和氟是有用的示踪剂的CEMP星的起源，并得出结论，观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。CEMP星的大部分可能需要更有效地从低金属丰度渐近巨星分支星中挖掘出来。
2008-08-20 astro-ph
The Deuterium, Oxygen, and Nitrogen Abundance Toward LSE 44
我们目前测量的柱密度的星际DI，OI，NI，和H2的FUSE，和HI的IUE向sdO星LSE 44，在554+/-66 pc的距离。这个目标是七个最遥远的银河系视线之一，这些丰度比已经被测量。通过曲线拟合和生长曲线分析估计柱密度。我们发现D/H =（2.24 + 1.39 - 1.32）E-5，D/O =（1.99 + 1.30 - 0.67）E-2，D/N =（2.75 + 1.19 - 0.89）E-1，O/H =（1.13 + 0.96 - 0.71）E-3（2 σ）。在最遥远的银河系视线中，已经测量到氘丰度的LSE 44是少数几个D/H高于局部气泡值的目标之一，但是所有这些目标的D/O都低于局部气泡值，并且比D/H分布更均匀。（摘要节略）
2005-10-19 astro-ph
Carbon and Strontium Abundances of Metal-Poor Stars
我们目前的碳和锶丰度的100个贫金属恒星测量R $\sim $ 7000光谱获得的Echellette摄谱仪和成像仪在凯克天文台。利用G带区域的光谱合成，我们导出了从[Fe/H] $=-1.3$到[Fe/H] $=-3.8$的恒星的碳丰度。形式误差为$\sim 0.2$ dex（单位：[C/Fe]）。这些恒星中的锶丰度是用4215 ° C共振线的光谱合成测量的。使用这两个丰富的测量随着钡丰度从我们以前的研究，这些恒星，我们表明，它是可能的，以确定中子捕获丰富的恒星与我们的光谱。与其他研究一样，我们发现[Fe/H] $ = -2$下面的[C/Fe]有很大的分散。在具有[Fe/H] $<-2$的恒星中，有9颗$\pm$ 4%的恒星可归类为富碳贫金属星。Sr和Ba丰度表明，三个富碳恒星是中子捕获丰富，而两个有正常的Ba和Sr。这部分碳增强的恒星与其他研究，包括这种金属丰度范围是一致的。
2007-06-20 astro-ph
Interstellar Deuterium, Nitrogen, and Oxygen Abundances Toward GD 246, WD 2331$-$475, HZ 21, and Lan 23: Results from the FUSE Mission
利用四颗热白矮星的高分辨光谱研究了局域ISM中DI、NI和OI的星际丰度。GD 246、WD 2331、$-$ 475、HZ 21和Lan 23的光谱是用{ \it Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer} FUSE在905-1187 A波长范围内获得的。GD 246的瞄准线探测了本地星际云和至少一个本地气泡内的其他H I云，其中包含了沿着这条瞄准线看到的大部分气体。H I，C II*，S II和Si II的柱密度使用存档STIS阶梯模式观测测量。H I柱密度是通过拟合星际Lyman α的强阻尼翼来确定的，使用模型大气来解释恒星的连续性。我们将这里计算的不同丰度比与以前公布的值相结合，以产生DI/HI，OI/HI，NI/HI，DI/NI，DI/OI和OI/NI的修订FUSE丰度比。
2002-12-23 astro-ph
Carbon stars in local group dwarf galaxies: C and O abundances
本文给出了LMC、SMC、船底座、玉夫座和天炉座矮星系中碳星的碳、氧丰度以及12 C/13 C丰度比。这些矮星系的金属丰度总体上低于银盘。观测覆盖了大部分的AGB，我们讨论了沿AGB的不同区域的丰度模式。丰度由VLT上的ISAAC光谱仪（R=1500）和Gemini South上的Phoenix光谱仪（R=50000）获得的红外光谱确定。分析中使用的合成光谱是用MARCS模式大气计算的。我们发现，氧的丰度是随着降低的整体金属的系统，而在一个给定的演化阶段的C/O比是随着降低的氧丰度增加。关键词恒星：丰度--恒星：碳--恒星：AGB和后AGB--Galerkin：矮星--本星系群--红外线：恒星
2006-05-10 astro-ph
Ozone Abundance in a Nitrogen-Carbon Dioxide Dominated Terrestrial Paleoatmosphere
我们计算了一个模型陆地古大气中，目前的氧气丰度在很大程度上是由二氧化碳，我们认为这是一个合理的工作假设所取代的臭氧分布。原则上，与基于氮的模型相比，二氧化碳的存在可能会补充臭氧层，而没有高二氧化碳丰度，因此早期生命不需要像通常假设的那样抗紫外线。一颗具有高CO2大气层的太阳系外行星可能含有足够的O3，成为假阳性生物标志物的来源。我们发现，全球平均的O3柱密度可以是相同的，或高出近四倍（取决于O2分压），当使用CO2代替N2作为替换组件降低O2在1个大气压的类地行星与太阳辐射。这种效应对于从未来的数据中进行定量推断很重要，但不会使O3作为游离氧生物标志物的使用无效。这些结果使得探测太阳系外行星O3吸收的前景比以前更好。
2004-10-22 astro-ph physics.ao-ph physics.geo-ph
