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
Collisional excitation of hydrogen and the determination of the primordial helium abundance from H II regions
本文研究了氢谱线的碰撞增强对低金属丰度区氦丰度的影响。为此，我们建立了一个网格的光电离模型相关的巨型\hii地区的蓝色紧凑星系的分析。我们表明，碰撞激发的影响上的Halpha/Hbeta比可以是相当重要的（高达8%以上）。这种效应对氦质量分数的测定的影响已被跟踪的四个低金属含量的蓝色紧凑星系的凯克光谱是可用的，这是最好的对象之一，为追求的银河系前氦丰度。我们发现，考虑到氢的碰撞激发的影响，结果在向上校正的氦质量分数Y高达5%。然而，结合其他系统的影响，通常不考虑在确定低金属丰度星系的氦丰度，由此产生的不确定性应该小得多。
2001-09-17 astro-ph
Temperature Bias and the Primordial Helium Abundance Determination
我们研究了温度结构对原始氦丰度Yp的影响。我们提供了一个方程连接T（OIII），来自[OIII]线的温度，和T（HeII），的He I线的温度，无论是为HII区域与O++只有和HII区域的一部分O+存在。利用T（HeII）总是小于T（OIII）的方法，我们计算了5个低金属丰度和极低金属丰度天体的氦丰度（NGC 346、NGC 2363、Haro 29、SBS 0335-052和I Zw 18）;这些天体是从文献中选出的，因为它们包括3个具有最佳线测定的低金属丰度天体和2个具有最低金属丰度的天体。金属量由这些丰度，我们得到Yp（nHc）=0.2356+-0.0020，比用T（OIII）得到的值低0.0088。我们称这个测定为Yp（nHc），因为没有考虑碰撞对巴耳末线强度的贡献。最近文献中所有的Yp测定都没有考虑碰撞对巴耳末线强度的贡献。通过考虑碰撞对这五个天体的巴耳末线强度的贡献，我们得出Yp（+Hc）=0.2384+-0.0025。
2001-10-29 astro-ph
Isochrone ages for field dwarfs: method and application to the age-metallicity relation
本文提出了一种利用恒星的温度、光度和金属丰度数据，由理论等时线计算恒星年龄的新方法。该方法基于贝叶斯概率理论，避免了系统偏差对简单策略的影响，为晚型侏儒的年龄概率分布函数提供了可靠的估计。这种方法特别适用于年龄在3-15 Gyr范围内的G矮星，这对研究银河系的化学和动力学历史至关重要。我们将我们的方法应用于Edvardsson等人（1993）的经典样本，他们导出了189个具有精确测定丰度的场矮星样本的年龄-金属丰度关系（AMR）。利用新的视差、温度和金属丰度数据，我们对Edvardsson等人样品的年龄测定表明，AMR中的固有色散最多为0.15 dex，可能更低。特别是，我们表明，在许多观测到的AMR图中，老的，富含金属的物体（[Fe/H] \sim 0.0 dex，年龄> 5 Gyr）和年轻的，缺乏金属的物体（[Fe/H]<-0.5 dex，年龄< 6 Gyr）是由过于简单的年龄测定处理引起的伪影，银河系AMR是单调增加的，相当明确的。顺便说一句，我们的研究结果往往恢复信心的方法确定年龄的色球活动的领域矮星。
2004-01-21 astro-ph
Determination of Primordial Metallicity and Mixing in the Type IIP Supernova 1993W
我们提出了一个大网格的合成光谱的结果，并将其与SN 1993 W的早期光谱观测进行比较。这颗超新星是在接近爆炸日期时被发现的，其后退速度为5400 km/s，位于哈勃流中。在这里，我们集中在两个早期的光谱，获得约5和9天后爆炸。我们参数化的外超新星信封作为幂律密度分布在同源膨胀。为了提取关于参数值的信息，需要大量的模型。我们发现，非常早期的光谱结合详细的模型可以提供约束的值的幂律指数，氢，氦的比例在表面的祖，祖金属丰度和放射性镍的量混合到外部信封的超新星。光谱拟合非常好地再现了观察到的光谱。光谱结果结合早期测光预测爆炸日期为4.7 \pm 0.7天前获得的第一个光谱。从早期光谱中获得金属丰度的能力使SN IIP成为宇宙化学演化的有吸引力的探针，并且通过显示我们有能力确定超新星爆炸期间的祖先和混合的参数，很可能使SN IIP成为有用的宇宙学距离指标，同时补充了SNe Ia。
2002-12-03 astro-ph
Spectroscopy Of Low Metallicity Giant H II Regions: A grid of low Metallicity Stellar atmospheres
我们计算了一个网格的球对称OB恒星大气在低金属丰度，包括非局部热力学平衡（NLTE）和金属线覆盖效应。这样做是为了评估的不确定性，在氦丰度测定星云代码由于输入恒星大气模型。我们使用的更复杂的恒星大气模型与LTE模型在He与H电离光子的比例上相差高达40%。
1998-11-02 astro-ph
Balmer jump temperature determination in a large sample of low-metallicity H II regions
目标。继续Guseva et al.（2006）利用Balmer和/或Paschen不连续性系统测定H II区电子温度的工作，我们在此集中于3.6 m ESO望远镜对45个蓝致密矮（BCD）星系中69个H II区的大型新样本的观测。这个数据集涵盖了很宽的金属丰度范围（Zsun/60<Z<Zsun/3），结合Guseva等人（2006）的47个H II区域的样本，产生了有史以来用于推导H+区域电子温度的最大光谱数据集。方法.与Guseva等人（2006）的方法相同，我们使用蒙特卡罗技术改变自由参数，并计算每个H II区的一系列模型光谱能量分布（SED）。在H+区的电子温度来自最佳拟合的合成和观察到的SED在波长范围~3200- 5100 A，其中包括巴耳末跳跃。结果在目前的大光谱样品的基础上，我们发现在热（Te（H+）>11000 K）H Ⅱ区，由双电离氧禁戒线确定的O ~（2+）区的温度与H ~+区的温度在统计上没有差别。因此，我们确认并加强了Guseva等人（2006）的发现。我们强调，由于一些建模假设和观测的不确定性，个别对象，只有一个大的，均匀的样品，这里使用的，可以使一个结论性的研究Te（H+）和Te（O III）之间的关系。
2007-01-02 astro-ph
Super-solar Metallicity in the NLS1 Galaxy Markarian 1044
在类星体和活动星系核中，由于观测到的谱线很少，而且电离修正未知，所以很难确定各种元素的体金属丰度和丰度混合。大多数活动星系核丰度的研究都假设N/C比例是金属丰度（氮是金属丰度的平方），因此可以作为金属丰度的指标。利用远紫外光谱探测器（FUSE）的O-VI柱密度测量以及哈勃太空望远镜（HST）的C-IV、N-V和H-I观测，对窄线Seyfert 1（NLS 1）星系Markarian 1044的金属丰度进行了精确测定.在吸收线研究中，我们发现Mrk 1044的环核气体的金属丰度至少是太阳的5倍。这与NLS 1具有高金属丰度的预期一致，类似于在高红移类星体中发现的金属丰度。更令人惊讶的是，我们发现吸收材料需要接近太阳的混合物。换句话说，N/C与太阳比一致，而不与金属丰度成比例。这表明，化学富集的情况下，这个对象，也许对AGN一般，可能是不同的传统模型的银河系金属富集，至少在高金属度制度。
2005-04-06 astro-ph
WWhat Heavy Elements in Clusters of Galaxies Tell About Clusters and Galaxies
星系团可以直接估计金属丰度和金属产量的最大规模迄今为止。ICM中铁的总质量与星系团的总光学光度之比（铁质光比）对于ICM热于$\sim 2$ keV的所有星系团都是相同的，元素比例（即[ $α$ /Fe]比）似乎是太阳的。这些证据的最简单的解释是，IMF以及SN类型的相对贡献是普遍的。目前在较冷的团簇和群中可用的丰度更加不确定，可能是由于多电子离子的原子物理学数据不够准确，或者ICM是多相的，或者是它们的组合。这种不确定性自动延伸到现实的径向丰度梯度，迄今为止在冷集群报告。它强调，大多数金属居住在ICM，而不是在星系，这表明，充满活力的风在大质量星系的演化早期操作，大多数金属的可能生产商现在在ICM。ICM的金属丰度也被用来设置一个半经验约束$\sim 0.1$ keV每粒子ICM { \it预热}由于超新星驱动的星系风。宇宙整体金属丰度下限为$z=3$。
2000-01-18 astro-ph
Balmer and Paschen jump temperature determinations in low-metallicity emission-line galaxies
我们用Balmer和Paschen跳跃确定了47个H Ⅱ区的H+区的温度。Balmer跳跃被用于MMT分光光度数据的22个低金属丰度H II区域的18个蓝色致密矮（BCD）星系和一个H II区域的螺旋星系M101。Paschen跳跃被用于从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布3中选择的24个H II发射线星系的光谱。为了得到这些温度，我们用Monte Carlo方法改变H+区的电子温度、电离气体的消光系数、恒星星族的消光系数、电离气体对总辐射的相对贡献以及恒星的形成历史来拟合星系的光谱能量分布。对于MMT光谱，在3200 - 5200 A的波长范围内进行拟合，其包括Balmer不连续性，并且对于SDSS光谱，在3900 - 9200 A的波长范围内进行拟合，其包括Paschen不连续性。我们发现，对于我们的H II区样本，从双电离氧[O III]（4959+5007）/4363的星云极光线强度比确定的O+2区的温度在统计意义上与从拟合Balmer和Paschen跳跃和SED确定的H+区的温度没有区别。我们不能排除3- 5%的微小温差。
2006-03-06 astro-ph
85Peg A: which age for a low metallicity solar like star?
我们探讨了可能的演化状态的主要组成部分的二进制85飞马座，列为由MOST卫星的asteroseismic观测的目标。尽管对“亚矮星”地位进行了评估，而且根据依巴谷卫星的数据确定了准确的距离，但金属丰度和年龄方面的不确定性，加上理论模型方面的不确定性，导致对振荡频谱作出了一系列预测。尽管如此，测定频率模式中的小间隔和Roxburgh（2004）建议的大间隔之间的比率，提供了一个非常好的恒星年龄测量，在假设的不确定性范围内与金属丰度无关。在这个范围内，对动力学质量的约束和最大年龄为14 Gyr的假设提供的进一步约束将85 PegA的质量限制在0.75到0.82 Msun的范围内。这种几百分之一太阳质量的差异导致了演化阶段（年龄）和小行星地震性质的明显差异。我们表明，年龄的测定，这将是可能的，通过对这颗恒星的星震测量是独立的对流模型采用或从微观金属扩散。后一个结论得到了以下事实的加强：尽管金属扩散仍然是以近似的方式描述的，但最近的观测表明，相对于模型，真实恒星遭受的金属沉降较小。
2005-08-11 astro-ph
The N/O abundance ratio in the lowest-metallicity blue compact dwarf galaxies
本文介绍了利用大型望远镜（Keck，VLT，MMT，4 mKPNO）新的分光观测资料，对一个低金属丰度蓝致密矮（BCD）星系样品进行N/O丰度测定的结果。我们发现，N/O丰度比在最低金属丰度< Zsun/20时是恒定的，证实了以前的发现，并强烈支持氮作为主要元素的起源。
2001-09-27 astro-ph
The stellar content, metallicity and ionization structure of HII regions
对红外精细结构线的观测提供了有关HII区金属丰度和电离结构的直接信息，并间接提供了电离这些星云的辐射场强度的信息。我们分析了红外空间天文台（ISO）观测到的银河系和麦哲伦星云HII区域的样本，以研究恒星含量，金属丰度和HII区域电离结构之间的相互作用。所观察到的[SIV]10.5/[SIII]18.7妈妈和[NeIII]15.5/[NeII]12.8妈妈线比被证明是高度相关的超过两个数量级。我们比较了观测到的线比的结果，使用不同的恒星能量分布的光电离模型。电离星的衍生特征主要取决于所采用的恒星模型以及（恒星）金属丰度。我们已经比较了恒星的有效温度来自这些模型的研究，为一些研究充分的HII地区与出版的光谱类型的电离星的直接光谱测定。这种比较支持我们的解释，恒星和星云的金属丰度影响所观察到的红外离子线比。我们可以用[SIV]\[SIII]和[NeIII]\[NeII]线比来解释观测到的电离度的增加，这是由于金属丰度的降低导致的辐射场的硬化。我们的研究结果的影响，在星爆星系的星爆年龄的测定进行了评估。
2002-06-05 astro-ph
Metal-rich globular clusters in the galactic disk: new age determinations and the relation to halo clusters
用我们最新的α增强恒星模型对银盘球状星团47 Tuc、M71和NGC 6352进行了新的年龄测定。我们发现这三个星团的年龄都在9.2 Gyr左右，因此与最古老的圆盘状白矮星是同时代的。提出了几个参数，表明这些集群的恒星的初始氦含量接近太阳的。我们还重新审视了总共28个晕簇，我们使用更新的[Fe/H]标度。这个新的金属丰度尺度导致平均年龄减少约0.8 Gyr相对于我们以前的结果。我们比较预测的集群距离，这是由于我们的测年方法，与最近的距离的基础上，当地的次矮星的依巴谷天体。我们进一步证明，对于最富金属的集群标度太阳等时线不再可以用来取代α增强在相同的总金属丰度。提出的年龄测定的影响进行了讨论的背景下，银河系的形成历史。
1998-02-06 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
Ionization Corrections For Low-Metallicity H II Regions and the Primordial Helium Abundance
在低金属丰度的河外H II区观察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。通常假定不存在对看不见的中性氦（或氢）的电离校正;即，电离校正因子取为1（ICF = 1）。在本文中，我们重新讨论的问题的icf的H II地区的年轻，热，贫金属恒星的集群电离。我们的关键结果是，对于用于测定Y_P的H Ⅱ区，存在一个“反向”电离校正：icf < 1。我们探讨了更现实的非均匀H II区域模型的icf的效果，并发现对于年轻恒星电离的那些区域，与“硬”辐射光谱，icf进一步降低到低于统一。在Monte Carlos，使用文献（Izotov和Thuan 1998）中的H II区数据，我们估计公布的Y_P值减少了0.003，这大约是Y_P测定中引用的统计误差的两倍。
1999-11-05 astro-ph
The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models
建立可靠的恒星星族参数可以测量是至关重要的河外天文学。银河GC提供了一个很好的媒介来测试单一恒星星族（SSP）模型的一致性，因为它们应该是我们对均匀（单一）恒星星族的最佳模拟。在这里，我们提出了年龄，金属丰度和$α$ -元素丰度测量的48个银河系球状星团（GC）确定的综合光谱使用舔指数和SSP模型从托马斯，马拉斯顿和科恩，Lee & Worthey和Vazdekis等人通过将我们的新测量结果与独立测定结果进行比较，我们能够评估这些SSP得出一致结果的能力-这是应用于像星系这样的异质恒星星族之前的一个关键要求。我们发现，金属丰度的测定是非常强大的，在这里检查的所有模型，包括一系列的增强方法显示出良好的协议。年龄和$α$元素丰度对于我们模型的一个子集是准确的，但需要注意的是，这些参数在银河系GC中的范围是有限的。我们能够表明，已公布的利克指数响应函数的应用程序与固定的丰度比模型，使我们能够测量合理的$α$元素丰度从各种模型。我们还研究了SSP模型预测的年龄-金属丰度和[ $α$ /Fe]-金属丰度关系，并讨论了不同模型水平分支形态对我们整体结果的可能影响。
2007-05-31 astro-ph
On the Determination of N and O Abundances in Low Metallicity Systems
我们表明，为了尽量减少的不确定性，在N和O丰度的低质量，低金属（O/H小于或等于太阳/5）发射线星系，它是必要的，采用单独的参数化推断Te[N II]和Te[O II]从Te[O III]。此外，我们表明，对于上述系统，电离校正因子（ICF）获得N/O从N+/O+，其中后者是来自光学发射线通量比，是< ICF >= 1.08 +/- 0.09。这些发现是基于最先进的单星H II区模拟，采用我们自己的模拟恒星光谱作为输入。我们的模型提供了匹配恒星和星云丰度的优势。此外，它们的O/H低至太阳能/50（低于任何过去的工作），以及log（N/O）和log（C/O）分别固定在-1.46和-0.7的特征值。上述结果被用来重新推导12 + log（O/H）小于或等于8.1的68个系统的样本的N和O丰度，其去红发射线强度从文献中收集。对上述系统的log（N/O）与12 + log（O/H）图的分析表明：（1）最大的天体群形成了众所周知的N/O平台，其平均值为（及其统计误差）-1.43（+.0084/-.0085）;（2）对象以高斯方式围绕平均值分布在log（N/O）为-1.54至-1.27的范围内，标准偏差为sigma = +0.071/ -.084;以及（3）卡方分析表明，在log（N/O）中仅少量观察到的散射是内在的。
2006-03-24 astro-ph
Cepheids as tracers of the metallicity gradient across the Galactic disk
我们目前的铁丰度测量，基于高分辨率光谱学，和精确的距离测定，基于近红外测光，34银河造父变星。新的数据被用来限制银河系铁丰度梯度在外盘，即从10至14千秒差距。我们证实了向外盘的梯度变平。在这个区域，我们还发现了金属丰度分散的增加。目前的数据不支持发生跳跃的金属丰度梯度的银河中心距离的顺序为10-12千秒差距。
2007-11-26 astro-ph
The metallicity of circumnuclear star forming regions
利用分光光度法研究了早型旋涡星系NGC 2903、NGC 3351和NGC 3504的环核恒星形成区（CNSFR），这些星系的金属丰度均超过太阳。在仔细减去非常显著的基本恒星吸收后，可以详细确定它们的丰度。结果发现，大多数地区表现出最高的丰度在HII区域的对象。讨论了N/O和S/O的相对丰度。在还表明，CNSFR，作为一个类，从磁盘HII区家庭隔离，集群周围较小的"软参数”- η“-值，因此较高的电离温度。
2006-10-26 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
Luminosity-Metallicity Relation for dIrr Galaxies in the Near-Infrared
目前的工作是第一步，收集均匀的丰度和近红外（NIR）光度的样本矮不规则（dIrr）星系，位于附近的群体。使用近红外光度的目的是提供比文献中常用的蓝色光度更好的质量代表;此外，选择组成员可以减少不确定距离的影响。精确的丰度是用来评估星系的金属丰度。收集光谱的HII地区的dIrrs，允许通过温度敏感的方法测定氧丰度。对于每个dIrr星系的H波段成像进行和总的幅度通过表面测光测量。这个高质量的数据库使我们能够在-13 >= M（H）>=-20的范围内建立一个定义良好的光度-金属丰度关系。围绕其线性拟合的散布减少到0.11 dex，这是目前可用的所有关系中最低的。dIrrs的关系和巨星系的关系之间可能存在差异，尽管确切的结论应该等待对大量大质量星系样本的直接丰度测定。这个新的数据集提供了一个改进的光度-金属丰度关系，基于标准的近红外波段，为矮星形成星系。这个关系现在可以与星系演化模型的预测进行比较。这项工作的令人兴奋的后续工作是：（a）探索密度较高的星系团;（b）探索附近的星系团，以探讨环境对光度-金属丰度关系的影响;（c）推导出形成恒星的巨型星系中心区域的直接氧丰度，以解决矮星系和大质量星系化学演化之间可能存在的二分法问题。
2008-06-27 astro-ph
Physical properties of galaxies and their evolution in the VIMOS VLT Deep Survey. II. Extending the mass-metallicity relation to the range z=0.89-1.24
目标。本文是对VIMOS VLT深度巡天（VVDS）中恒星质量与气相金属丰度关系研究的继续。在这项工作中，我们扩展到红移= 1.24的42个恒星形成星系的平均红移值为0.99的样本的金属丰度的测定。方法.对于一个选定的样本的发射线星系，我们使用的诊断图和经验校准的基础上[OII]发射线的经验关系的[OIII]和[NeIII]发射线的强度和理论之间的比例巴耳末复合发射线，以确定恒星形成的星系，并推导出它们的金属丰度。我们用一组恒星星族合成模型拟合整个光谱能量分布，得到恒星质量。结果这些新方法使我们能够将质量-金属丰度关系扩展到更高的红移。我们表明，金属丰度测定与更成熟的强线方法是一致的。两者合计，这使我们能够研究的质量-金属丰度关系的演变z = 1.24与系统的不确定性的良好控制。我们发现的星系的平均金属丰度的红移的演变非常相似的文献中报道的：对于一个给定的恒星质量，星系在z = 1，平均而言，金属丰度= 0.3德克斯低于星系在当地的宇宙。然而，我们没有看到红移z = 0.7（论文I）和z = 1.0（本文）之间有任何显着的金属丰度演化。我们还发现，在较低的红移下，最大质量的星系的质量-金属丰度关系与论文I中报道的一样平坦，但在z = 0.7和z = 1.0之间，斜率再次没有明显的演变。
2008-11-13 astro-ph
On the relation between electron temperatures in the O+ and O++ zones in high-metallicity HII regions
我们提出了一种新的方法来建立高金属丰度（12+log（O/H）> 8.25）HII区[OIII]带内电子温度t3和[OII]带内电子温度t2之间的关系。通过将我们的方法应用于372个HII区域的样本来构建t2 - t3图。我们发现，t2和t3之间的相关性是紧密的，可以近似为一个线性表达式。新的t2 - t3关系可以用来确定t2和精确的丰度在高金属丰度HII区与实测t3。它也可以与ff关系结合使用，用于确定在没有检测到[OIII]4363极光线的高金属丰度HII区域的t3和t2以及氧丰度。导出的t2 - t3关系与HII区的光电离模型无关。
2006-05-29 astro-ph
The Luminosity-Metallicity relation in the local universe from the 2dF Galaxy Redshift Survey
利用2dF星系红移巡天中提取的6387个恒星形成星系的光谱，研究了局域宇宙（z < 0.15）中的亮度-金属丰度（L-Z）关系。这是迄今为止用于进行此类研究的最大样本。我们区分恒星形成星系AGN使用“标准”诊断图建立一个均匀的样本的星暴星系的L-Z研究。我们提出了新的诊断图，使用“蓝色”的发射线（[OII]3727，[OIII]5007和Hbeta）仅区分恒星爆发和AGN中的中等红移（z > 0.3）星系。氧-氢（O/H）丰度比使用“强线”方法估算，该方法将明亮发射线（参数R23和O32）的强度与O/H联系起来。我们确认了在大范围的丰度（~ 2 dex）和光度（~ 9星等）的光度-金属丰度关系的存在。我们发现气相氧丰度和“原始”和修正后的绝对B带幅度与均方根值为0.27之间存在线性关系。在R波段也发现了类似的关系，具有几乎相同的散射。这一关系与Melbourne & Salzer（2002）利用KISS数据得出的关系非常一致。然而，我们的L-Z关系比以前使用“正常”不规则星系和螺旋星系样本的测定要陡得多。这种差异似乎主要是由于用于研究L-Z关系的星系样本的选择，而不是任何影响O/H测定的系统误差。我们预计，这种光度金属丰度关系将被用来作为当地的“参考”，为未来的研究与宇宙时间的基本星系标度关系的演变。（删节版）。
2004-01-29 astro-ph
The M33 Metallicity Project: Resolving the Abundance Gradient Discrepancies in M33
我们提出了一个新的确定的金属丰度梯度在M33的基础上，凯克/LRIS测量的氧丰度使用温度敏感的发射线[OIII] 4363 A在61 HII区域。这些数据大约是M33中直接氧丰度样本的三倍。我们发现中心丰度为12 + log（O/H）= 8.36+/-0.04，斜率为-0.027+/-0.012 dex/kpc，与氖丰度梯度的红外测量结果一致，但比大多数以前的氧梯度测量值要浅得多。在M33的任何给定半径处，金属丰度都存在0.11 dex的实质性内在散射，这对依赖于小样本物体的梯度测量的准确性施加了根本限制。我们还表明，氖的电离状态不遵循通常假设的氧的电离状态，这表明从光发射线的氖丰度测量需要仔细处理的电离校正。
2007-11-27 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
Mid-UV Determination of Elliptical Galaxy Abundances and Ages
利用简单的星族合成模型研究了丰度和年龄对恒星星族中紫外光谱和Mg_{2}强度的影响。这些模型被用来约束附近的四个椭圆星系和螺旋凸起的恒星形成历史。演化后的恒星星族（> 1 Gyr）的中紫外（1800 - 3200 nm）光主要由主序星关闭所控制，而不像光学光主要由红巨星分支所控制。对椭圆星系中紫外线特征的详细研究可能有助于打破困扰光学技术的年龄-金属丰度简并性。此外，更好地了解这一波长区域是有用的0.5 $\leq$ z $\leq$ 1.5星系的研究，其休息帧中紫外红移到可见光。我们创建简单的，单一的年龄（3-20 Gyr），单一的金属丰度（Z = 0.0004 - 0.05）光谱能量分布（SED）延伸到紫外线使用库鲁茨模型恒星通量。与标准恒星的中紫外光谱的比较表明，库鲁茨模型通量准确地模拟了FeI和MgI在2538 ° C（Bl 2538）的混合特征和2600和3100 ° C（S2850）之间的连续斜率。我们发现，我们简单的单年龄，单金属丰度的SED同意与这些中紫外球状星团的功能。然而，大多数星系不同意由这些简单的模型给出的BL 2538，S2850和Mg_{2}值。中紫外特征似乎需要旧的富金属和小的旧的贫金属（Z $\leq$ 0.001）人口。尽管受到模型恒星通量质量的限制，我们的研究已经产生了两个有前途的中紫外光谱诊断（BL 2538和S2850），并提出了独特的和复杂…
1999-11-12 astro-ph
The Metallicity Distribution Function of Red Giants in the LMC
我们报告了在大麦云云棒西南1.8度的220平方角分区域内39颗红巨星的金属丰度测定结果。这些丰度测量是基于钙II红外三重态的光谱。金属丰度分布函数（Fe/H）在[Fe/H] = -0.57 +/- 0.04处显示出强峰。在我们的视野中，有一半的红巨星都在-0.83 < [Fe/H] <-0.41的范围内。我们发现，在[Fe/H] < -1的情况下，我们的内部盘场和Olszewski（1993）研究的遥远的外部场之间的磁场形状形成了鲜明的对比。我们的场星星团看起来类似于中间年龄（1-3 Gyr）星团。我们还获得了使用Stromgren测光在同一领域的约1000红巨星的丰度估计。的Stromgren测量，这是敏感的氰和铁的线的组合，以及相关的钙II测量，但金属依赖的偏移被发现（删节）。
2000-06-23 astro-ph
Element Segregation in Low Metallicity Stars and the Primordial Lithium Abundance
原始锂丰度的观测约束对于宇宙重子密度的评估是很重要的。然而，由于这种元素在恒星内部可能会耗尽，因此其精确测定存在不确定性。在这里，我们提出并讨论了新的结果，锂丰度流行II星获得最新的恒星模型，包括最好的物理。我们表明，它是可能的，以占在流行II星没有任何自由参数观察到的锂的一般行为。恒星内部的宏观运动是需要的，但没有必要指定它们的确切性质来解释观测数据。这种恒定允许导出锂原始丰度的无参数值：log（Lip）= 2.35 +/- .10，在log（H）= 12标度中。
1998-02-24 astro-ph
Extragalactic Stellar Astronomy with the Brightest Stars in the Universe
超巨星是在最高的HRD中从蓝色过渡到红色（反之亦然）的物体。它们是在可见光下本质上最亮的“正常”恒星，绝对视星等高达-9。它们是研究本星系群以外星系中年轻恒星星族的理想选择，可以确定化学成分和演化、星际灭绝、红化规律和距离。我们讨论了最新的结果，定量光谱分析的这些对象在星系以外的本集团的基础上获得的ESO VLT和凯克的中，低分辨率光谱。介绍了分析方法，包括金属丰度和金属丰度梯度的测定。提出了一种基于恒星重力和有效温度的精确测量河外距离的新方法--通量加权重光关系（FGLR）。FGLR是一种纯粹的光谱方法，它克服了星际消光和金属丰度变化带来的不确定性，这些不确定性困扰着所有光度恒星距离测定方法。我们讨论了未来工作的前景，使用巨大的地面望远镜的下一代，如TMT，GMT和E-ELT。
2008-03-26 astro-ph
Metal abundance of the eclipsing binary YZ Cas: discrepancy between atmospheric determinations for the Am component
我们回顾了当前和新的食双星YZ Cassiopeiae金属丰度（Z）的估计。由于各个组成部分覆盖了相当大的质量范围（1.35-2.31太阳质量），因此YZ Cas可能是了解1至2太阳质量恒星结构和演化的最佳恒星实验室之一。从IUE光谱以及光度指数中推导出Z，可提供大气的化学成分（Z_{atmospheric}），而演化轨迹的拟合则提供初始化学成分（Z_{initial}）。虽然预计之间的分歧Z_{atmospheric}和Z_{initial}，因为主要组成部分是一个上午的明星（一个预期Z_{atmospheric}将更大），我们发现一些意想不到的差异大气测定Z为这颗星。
2000-11-21 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
On the metallicity of the Milky Way thin disc and photometric abundance scales
在太阳附近的银河系薄盘的平均金属丰度仍然是一个有争议的问题，最近已被向上修订（海伍德，2001年）。我们的恒星样本是从一组具有光度金属丰度的太阳邻域矮星中提取的。在最近的一项研究中，Reid（2002）认为我们基于日内瓦光度法的金属丰度校准存在偏差。我们在这里表明，里德检测到的效果是不是我们所采用的金属丰度尺度的后果，我们证实，我们的研究结果是强大的。相反，Schuster & Nissen金属丰度表在Stromgren光度法中的应用是有问题的。在色间隔0.22< b-y <0.59的富金属星（包括F星和G星）中，约0.1 - 0.3 dex的系统差异影响光度测定金属丰度。对于F星，这是由于Schuster & Nissen用来标定其金属丰度标度的毕星团标准序列m_1（b-y）与Olsen（1993，1994 ab）的系统不匹配的结果。这意味着，虽然Schuster & Nissen定标和Olsen测光在本质上是正确的，但对于富金属的F型星，它们是不相容的。对于G星，这种差异很可能是同一问题的延续，尽管缺乏光谱校准星令人担忧。提出了一种修正的定标方法，使Schuster & Nissen的定标方法适用于Olsen星表。我们还给出了一个简单的校准参考毕宿星序列，有效的相同的颜色和金属丰度范围。
2002-06-28 astro-ph
Determination of the gas-to-dust ratio in nearby dense clouds using X-ray absorption measurements
我们比较了附近六个恒星形成区（d<500 pc）致密星际物质的气体和尘埃性质：rho Oph，Cha I，R CrA，IC 348，NGC 1333和Orion。我们从钱德拉和XMM-牛顿观测中测量了没有吸积盘的前主序星（PMS）的X射线吸收（即，III类源），以获得总氢柱密度N_{H,X}。对于这些源，我们从文献中获得相应的尘埃消光在近红外，A_J，或者当不可用时，我们从SED拟合使用现有的DENIS，2 MASS，ISOCAM和其他数据。然后，我们比较每个对象的N_{H,X}和A_J，达到前所未有的高消光。对于具有20个真正的III类源的相对较大样本的rho Oph暗云，我们探测了A_J <~ 14（A_V <~ 45）的消光，并采用标准ISM丰度找到了最佳拟合的线性关系N_{H,X} /A_J = 5.6（+/-0.4）x10^{21} cm^{-2} mag^{-1}。其它地区的N_{H,X} /A_J比值显示出很大的分散性，但由于缺乏足够的IR数据，这些研究仍然局限于中等的分散性（A_J <~ 1.5或A_V <~5）。对于rho Oph，N_{H,X} /A_J比值明显低于（>~2 sigma）银河值，使用标准消光曲线（R_V = 3.1）得出。这一结果与最近对太阳和太阳附近恒星金属丰度的向下修正是一致的。我们发现，rho Oph致密云具有相同的金属丰度比本地ISM时，…
2003-06-23 astro-ph
The role of outflows and star formation efficiency in the evolution of early-type cluster galaxies
提出了一个早型星系化学富集的唯象模型，其中恒星形成过程被简化为一组四个参数：恒星形成效率（Ceff）、喷出气体在流出流中的比例（Bout）、形成红移（zF）和坍缩时标（Tf）。在这四个参数中，只有Bout或Ceff的变化可以解释颜色-幅度关系。一系列的流出导致金属丰度序列，而一系列的恒星形成效率将产生一个混合的年龄+金属丰度序列。年龄-金属丰度简并性使确定哪种机制贡献最大的问题复杂化（即流出与效率）。然而，在中等或高红移的星系团中，质光比和质量之间的相关性的斜率的确定将使我们能够解开年龄和金属丰度。
2000-02-21 astro-ph
Rotation and activity in the solar-metallicity open cluster NGC2516
我们报告的径向速度和旋转速率（v sin i）的疏散星团NGC 2516的51 F和早期G星的新措施，并结合这些与以前公布的数据。从两颗恒星的高信噪比光谱中，我们发现NGC 2516相对于昂星团的铁丰度在E（B-V）= 0.12的正则红化下为δ（[Fe/H]）= +0.04 +/- 0.07，与之前的光度研究相反，该星团位于太阳光以下0.2至0.4 dex。我们构建了一个基于径向速度成员的颜色星等图，并探讨了光度测定的金属丰度和距离的红化的假设值的敏感性。对于太阳附近的金属丰度，依巴谷到NGC 2516的距离可能被低估了。最后，我们表明，旋转速率和X射线发射的分布并没有很大的不同，从昂宿星，津贴时，有些老的年龄NGC 2516。
2002-05-17 astro-ph
A Limit on the Metallicity of Compact High Velocity Clouds
类星体TonS 210和致密的H Ⅰ高速云CHVC 224.0 -83.4-197在天空中的位置有一个偶然的重合。利用远紫外光谱探测器对该云团金属线吸收的观测和帕克斯天文台多光束系统对H I 21 cm辐射的灵敏观测，我们确定了该云团的金属丰度为（O/H）<0.46太阳能，置信度为3 σ。高速气体的金属丰度与河外或麦哲伦云的起源一致，但与银河系内的位置不一致，除非气体的化学历史与银河系盘和晕中的星际介质有很大不同。结合高速度下的高度电离物质（C III和O VI）的测量，这个金属丰度极限表明云有大量的电离气体晕;直接沿着Ton S210视线，电离气体和中性气体一样多。我们提出了几个观测测试，将大大提高金属丰度的测定，并有助于区分可能的高速气体的起源。对这条视线的额外观测将是有价值的，因为位于足够亮的背景源前面的紧凑型HVC的数量非常有限，足以进行高分辨率吸收线研究。
2002-03-13 astro-ph
A comparative analysis of empirical calibrators for nebular metallicity
我们提出了一个新的分析电离气体星云的氧丰度的主要经验校准。有了这个目标，我们已经编制了一个广泛的样本的对象与发射线数据，包括近红外线[SIII]线和弱极光线，允许气体电子温度的测定。对于所有的对象的氧丰度已推导出在一个新的方式，使用最新的一套原子系数，并考虑到粒子密度的影响O $^+$的温度。研究了直接丰度和间接丰度之间的残差作为丰度的函数。一个网格的光电离模型，涵盖了气体的物理性质的范围内，已被用来解释影响每个丰度校准器的不确定性的来源。每个丰度参数的有效性范围已经确定，其平均不确定性已经量化。
2005-06-15 astro-ph
