The electron temperatures of SDSS high-metallicity giant extragalactic HII regions
高金属丰度（12+log（O/H）> 8.2）HII区域的光谱是从斯隆数字巡天（SDSS）的第6期数据中提取的，在这些区域，O+和O++区域的氧极光线都是可测量的。我们的最终样本由181个星系中HII区域的SDSS光谱组成，红移范围从~0.025到~0.17。并对t2，O-t3，O图进行了分析。在SDSS HII区，电子温度t_2，O在给定的电子温度t_3，O值下有很大的离散性。大部分SDSS HII区位于邻近星系HII区的t2，O-t3，O关系式之下，即SDSS HII区的位置表现出向低t2，O温度或/和向高t3，O温度的系统性移动。如果SDSS HII区是由两个或多个不同温度的电离源激发的复合星云，那么它们在t2，O-t3，O图上的散射和位移就可以理解。
2009-12-14 astro-ph.CO
HII Regions And the Protosolar Helium, Carbon, and Oxygen Abundances in the Context of Galactic Chemical Evolution
我们提出了不同的Z依赖的产率的银河系盘的化学演化模型。我们发现，太阳金属丰度的大质量恒星的适度的质量损失率产生一个很好的适合所观察到的银河系盘的C/H和C/O梯度。最佳模型还适合：由M17复合线导出的H、He、C和O丰度，由太阳邻近星导出的原太阳丰度和C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与原太阳丰度的一致性意味着太阳起源于与它相似的银河系中心距离。我们的模型为$r=3$ kpc意味着一小部分的恒星在隆起的方向上形成的内盘。我们得到的模型与螺旋星系中河外H~{ \sc ii}区的C/O与O/H关系符合得很好。
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the local Hubble constant using Giant extragalactic HII regions and HII galaxies
本文提出利用 HII 星系与巨 HII 区的 Hβ 光度—速度弥散关系，结合锚定样本零点测定局域哈勃常数，并分析系统误差与改进前景。
2023-09-26 astro-ph.CO
A new determination of the primordial helium abundance using the analyses of HII region spectra from SDSS
原始氦丰度$Y_p$的精确测量是对早期宇宙的有力探测。确定$Y_p$最常用的方法是分析在蓝色致密矮星系中发现的贫金属\HII区域的观测结果。本文介绍了从斯隆数字巡天收集的100个\HII区域的光谱样品。最终分析的样本包括我们的样本和Izotov等人2007年的HeBCD数据库。我们使用自洽的程序来确定物理条件，目前的氦丰度，和金属丰度的\HII地区。从回归到零金属丰度，我们得到了$Y_p = 0.2462 \pm 0.0022$，这是迄今为止用这种方法得到的最严格的约束之一，并且与普朗克结果$Y_{\rm p}^{\it {Planck}} = 0.2471 \pm 0.0003$很好地一致。使用从粒子数据组（Zyla et al. 2020）中获得的$Y_p$和原始氘丰度的测定值，我们对中微子物质$N_{\rm eff} = 2.95 \pm 0.16$的有效数量进行了限制，这与普朗克的$N_{\rm eff} = 2.99 \pm 0.17$一致。统计的进一步增加可能使我们能够达到普朗克精度，这反过来又将成为研究标准宇宙学模型和/或物理学的自洽性的强大工具。
2021-02-18 astro-ph.CO
Extragalactic chemical abundances: do HII regions and young stars tell the same story? The case of the spiral galaxy NGC 300
我们获得了附近的玉夫座星系群的螺旋星系NGC 300中28个HII区的新的分光光度数据。极光线的检测，包括[OIII]4363，[SIII]6312和[NII]5755，使我们能够测量整个样品的电子温度和直接化学丰度。我们确定了该星系中的第一次径向气相氧丰度梯度完全基于极光线，并获得以下最小二乘解：12+log（O/H）=8.57-0.41 R/R25，其中的银河系的距离表示在等照度半径R25。该梯度对应于-0.077 dex/kpc，并且与同一星系中29颗B和A超巨星的金属丰度的银河中心趋势非常一致。星云数据回归的截距实际上与恒星数据的截距一致。这使得几乎没有空间将星云氧消耗到尘埃颗粒上，尽管在这种比较中，我们受到系统不确定性的限制，例如那些与用于推导化学成分的原子参数有关的不确定性。我们讨论了我们的研究结果的影响方面的强线丰度指标通常用于估计恒星形成星系，如R23的化学成分。通过应用一些流行的校准这些指数的基础上网格的NGC 300 HII区域通量的光电离模型，我们发现金属丰度高0.3德克斯（一个因素的两个）或更多的相对于我们的星云（基于Te）和恒星的。我们确认的金属丰度依赖的“软”参数η =（O+/O++）/（S+/S++），在这个意义上说，软恒星连续被发现在高金属丰度。
2009-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A classification of HII regions based on Oxygen and Helium lines: The cases of TOL2146-391 and TOL0357-3915
本文介绍了TOL 2146 -391和TOL 0357 -3915两个HII区的长缝分光光度法。我们进行了详细的分析，涉及丰度测定放松均匀温度的假设。温度不均匀性值t^2通过两种方法获得：（i）比较氧复合线的丰度与碰撞激发线的丰度;（ii）使用一组HeI线的线强度比和HELIO 10程序。我们发现，HELIO 10程序是一个很好的替代，以获得在光电离区的重元素的复合线是不可用的t^2值。我们在氧电离度与t^2的关系图中绘制了27个高金属丰度和低金属丰度的HII区;我们发现了HII区的分布区域和没有HII区的区域;我们讨论了每个区域的物理特征。此外，可以确定每个区域中对象的平均t^2值。我们建议在无法直接测量t^2的情况下使用此<t^2>值
2012-04-20 astro-ph.CO
Analysis of two SMC HII Regions Considering Thermal Inhomogeneities: Implications for the Determinations of Extragalactic Chemical Abundances
考虑到小麦哲伦云（SMC）中两个HII区：NGC 456和NGC 460的热不均匀性（t^2），我们提出了长缝分光光度法。在NGC 456中的三个位置和NGC 460中的一个位置确定了物理条件和化学丰度，首先假设温度均匀，然后考虑到热不均匀性的可能性。我们根据三种不同的方法确定了t^2值：i）通过比较用氧禁戒线导出的温度和用氦复合线导出的温度，ii）通过比较从氧禁戒线导出的丰度和从氧复合线导出的丰度，iii）通过比较从紫外碳禁戒线导出的丰度和从光学碳复合线导出的丰度。前两种方法的平均t^2=0.067+-0.013对于NGC 456和t^2=0.036+-0.027对于NGC 460。这些t^2值意味着，当用碰撞激发线确定气体丰度时，它们被低估了近2倍。从这些对象和其他文献中，我们发现，为了解释热不均匀性和尘埃耗尽，在低金属丰度HII地区的O/H比应根据星云的热结构，或由0.35 dex的0.25-0.45 dex的校正，如果这样的信息是不可用的。
2011-11-11 astro-ph.CO
Polycyclic aromatic hydrocarbons in spatially resolved extragalactic star forming complexes
自从首次获得河外天体的详细红外数据以来，低金属量和高金属量星系中多环芳烃的丰度一直受到广泛讨论。在整个星系的尺度上，经常观察到低金属量星系中的PAH丰度较小。我们研究这种关系，在附近的星系中的恒星形成区域，包含200多个HII复合物的样本，使用空间分辨的观测从赫歇尔空间天文台和斯皮策太空望远镜。我们使用一个沙尘排放模型来估计物理参数（多环芳烃丰度、金属丰度、紫外辐射场等）。这些复合物。PAH丰度与金属丰度的相同相关性，如整个星系所见，显然是保存在较小的尺度，至少当使用Kobulnicky & Kewley金属丰度校准。我们讨论了这种相关性的可能原因，注意到低金属丰度AGB恒星中不太有效的PAH形成的痕迹应该被星系盘中的径向混合所掩盖。有效的破坏，更难和更强的紫外线场在低金属环境中是定性与我们的数据相一致，紫外线场强度，来自红外光度法，确实是较小的HII配合物与较低的金属。
2013-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explanation of the Helium-3 problem
对核合成理论的检验之一是银河系中的$^3$ He丰度。在Hii区通过3.46 cm超精细能级观测到了$^3$ He $^+$，并且$^3$ He/H比与理论值比较好。由于$^3$ He可以在核反应中产生或毁灭，人们可以预期，它的丰度随这种反应的数量而变化，因此与银河系中心的距离和金属丰度有关。这种趋势缺乏观察。这是通过假设Hii云是最近由引力流体力学预测的地球质量的原始微褐矮星形成来解释的。如果真的存在，它们将保留原始的$^3$ He/H比率，并在蒸发到Hii云中时将其扩散，而与银河系中的位置无关。在发展的论点，它也解释说，宽双星并不排除引力流体力学预测的NIO暗物质，而是作为可见的合作伙伴沉浸在牛仔裤集群的暗微褐矮星。
2011-03-31 astro-ph.CO
The Internal Kinematics of the HII Galaxy II Zw 40
我们提出了一个著名的HII星系：II Zw 40的占主导地位的巨大HII区域的电离气体的运动学性质的研究。在Gemini-North望远镜的GMOS仪器上使用IFU模式获得了高空间和光谱分辨率的光谱。我们使用了一套运动学诊断图，如强度与速度色散强度与径向速度，在星云的子区域的全球和个人的分析。我们的目标是分离主要的线加宽机制负责产生一个平滑的超音速集成线轮廓的巨大的HII区域。最亮的中心区域（R ~ 50 pc）负责从对积分线轮廓的单次拟合导出的sigma。引力的主导作用，以及年轻（小于1千万年）大质量恒星的可能未解决的风，在这个小区域中应该是整个星暴区域的特征性H α速度剖面的原因。我们的观测结果表明，该星系尺度恒星形成区的星际介质的复杂结构与邻近的本星系群中的河外巨HII区非常相似。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The primordial helium abundance and the number of neutrino families
基于对HII区的观测和Porter等人（2013）对He I线复合系数的新计算，我们获得了原始氦的质量丰度为$Y_P = 0.2446\pm0.0029$。我们考虑了$Y_P$测定的13个误差来源，其中一些主要是由于系统效应，而其余的主要是由于统计效应。我们将我们的结果与文献中存在的其他$Y_P$测定结果进行比较。结合我们的$Y_P$值与原始核合成的计算，我们发现了一些中微子物种$N_{eff} = 2.90\pm0.22$，和中子平均寿命$τ_ν = 872\pm14(s)$。
2016-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of HII region metallicity in the context of estimating the primordial helium abundance
原始$^4$ He丰度（Y $_p$）是大爆炸后最初几分钟内发生的原始核合成过程的关键特征之一。它的值取决于重子/光子比$η\equiv n_b/n_γ$，也对影响辐射主导时代宇宙膨胀速率的相对论自由度敏感。测定Y $_p$最常用的方法是研究位于蓝色致密矮星系（BCD）中的缺金属HII区。本文详细讨论了在Y $_p$分析中确定HII区金属丰度的各种方法。我们发现，在方法中使用的一些程序导致金属丰度估计和低估其不确定性的偏见。我们提出了一种改进的方法，金属丰度的测定，以及一个额外的标准选择对象。我们已经选择了69个对象（26个对象具有高质量的光谱从HeBCD + NIR数据库和43个对象从SDSS目录），我们估计Y和O/H使用所提出的方法。我们估计了Y $_p=0.2470\pm0.0020$，这是迄今为止获得的最准确的估计之一。它与原始核合成数值模拟结果得到的Y值$_p=0.2470\pm0.0002$和从CMB各向异性分析（普朗克任务）中得到的$Ω_b$值进行比较，是研究标准宇宙学模型自洽性的重要工具（这些估计之间可能存在的差异可能是新物理学的指标）。所提出的方法的应用允许人们更正确地估计Y $_p$和斜率$d$ Y/$d$（O/H）。进一步分析SDSS目录中的数据可以显著增加回归分析对象的统计数据，这反过来又可以改进Y $_p$估计值。
2022-01-17 astro-ph.CO
On the electron temperatures in high-metallicity HII regions
研究了高金属丰度（12+log（O/H）> 8.2）HII区的电子温度。表示星云-极光[OIII]线比Q_3，O的经验ff关系（以及星云-极光[OII]线比Q_2，O和星云-极光[NII]线比Q_2，N）的关系式，以及电子温度t_3，O，t_2，O和t_2，还测定了一些河外HII区的N。并对t_2 - t_3图进行了讨论。结果表明，HII区的t_2和t_3电子温度之间存在着一一对应的关系，星云R_3线较弱（logR < 0.5）。导出的这些HII区的t_2，N-t_3，O关系式与常用的t_2 - t_3关系式相似.具有强R_3线通量（logR_3 > 0.5）的HII区不符合这个关系。发现t_2，N和t_2，O温度之间存在差异，即t_2，N温度系统地低于t_2，O温度。差异是小的，在低的电子温度和增加电子温度高达10%，在t=1。原子数据的不确定性可能是造成这种差异的原因。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Helium in natal HII regions: the origin of the X-ray absorption in gamma-ray burst afterglows
在大多数伽马射线暴（GRB）的余辉中观察到超过银河系的软X射线吸收，但是经过十多年的工作，还没有找到正确的解决方案，这阻碍了它作为一个强大的诊断工具的使用。我们解决这个长期存在的问题，并发现，他在伽玛射线暴的主机HII区负责大部分的吸收。结果表明，X射线吸收柱密度（N_Hx）与中性气体柱密度和光学余辉消光系数（Av）均相关。这种相关性解释了暗爆发和高NHx值爆发之间的联系。从这些相关性中，我们排除了与宿主星系无关的X射线吸收的起源，即星系际介质或介入的吸收体不起作用。我们发现，与尘埃柱的相关有一个很强的红移演化，而与中性气体的相关没有。由此我们得出结论，X射线吸收的柱密度与宿主星系中的总气体柱密度相关，而不是与金属柱密度相关，尽管X射线吸收通常由金属主导。因此，NHx/Av的强红移演化反映了恒星形成星系的宇宙金属丰度演化。我们的结论是X射线的吸收在伽玛暴余辉是由他在HII区托管的伽玛暴。当尘埃被破坏，金属被伽马射线暴剥离所有电子到很远的地方时，大量的He使更接近伽马射线暴的He电离紫外连续谱饱和，使其保持在中性或单电离状态。氦X射线吸收解释了与总气体的相关性，缺乏强烈的红移演化，以及在光学-紫外光谱中没有灰尘，金属或氢的吸收特征。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Reconstruction of the HII Galaxy Hubble Diagram using Gaussian Processes
用HII星系（HIIGx）和巨大河外HII区（GEHR）作为标准烛光构建的哈勃图已经超出了Ia型SNe的范围。用156个HIIGx源和GEHR源对LCDM和R_h=ct的预测进行了比较，结果表明HIIGx源和GEHR源对后者的预测优于前者。但是，这种分析是基于对数据的参数拟合的应用和信息标准的使用，这不利于不那么吝啬的模型。在本文中，我们提前使用HII源作为标准蜡烛，利用高斯过程（GP）来重建代表这些数据的距离模，而不需要预先假设任何特定的模型，其中没有一个最终可能是正确的宇宙学。此外，这种方法严格约束重构函数的1 σ置信区域，从而提供了一个更好的工具来区分竞争的宇宙学。用这种方法，我们发现在大于2.5 σ时，Planck协调模型与HII数据是紧张的，而R_h=ct与GP重建非常一致，特别是在红移> 10^{-3}时。
2017-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The spectral investigation of seven HII regions in Kazarian galaxies
根据SDSS DR 5光谱，对6个Kazarian星系的7个HII区进行了分光光度研究。测定了重元素和氦的丰度，以及电离星的数量和恒星形成率。氧丰度12+log（O/H）在7.94 - 8.35的范围内。平均log（S/O）、log（Ar/O）和log（Ne/O）丰度比分别为-1.63、-2.37和-0.78。HII区的log（N/O）丰度比在-0.63 ~-1.37之间。它们在N/O-O/H图中占据与高激发HII区相同的面积。最有可能的是，被调查的HII区域的年龄大于1亿至3亿年，这是中等质量恒星富集氮所必需的。在螺旋星系和不规则星系中，恒星形成率与HII区的恒星形成率相同，为0.05 - 0.81 M年-1。
2009-12-09 astro-ph.CO
On the Nature of the HII Regions in the Extended Ultraviolet Disc of NGC 4625
使用深Subaru/FOCAS光谱的34个HII区域的内部和外部的扩展紫外（XUV）盘星系NGC 4625，我们已经测量到了近2.5倍的光学等照度半径的丰度梯度。我们应用了几个强线丰度校准来确定HII区域的丰度，包括R23，[NII]/[OII]，[NII]/Ha以及[OIII]4363极光线，我们在三个HII区域中检测到。我们发现，在过渡的内部和外部盘的丰度梯度变得平坦。此外，似乎有一个丰富的不连续性，在接近这一转变。我们的几个目标HII区域似乎偏离了明亮的河外HII区域在[NII]/Ha与[OIII]/Hb诊断图中定义的电离序列。使用理论模型，我们得出结论，这些偏差最有可能的解释是有关的HII地区的时间演化，或随机变化的电离恒星星族这些低质量的HII地区，虽然我们无法区分这两种效果。这种效应也会影响强谱线丰度测定的可靠性。
2010-11-09 astro-ph.CO
The population of planetary nebulae and HII regions in M81. A study of radial metallicity gradients and chemical evolution
我们分析了行星状星云和HII区的化学丰度的M81磁盘洞察星系演化，并比较它与其他星系，包括银河系。我们获得了39个PNe和20个HII区域的Hectospec/MMT光谱，其中33个光谱可用于温度和丰度分析。我们的PN观测代表了有史以来发表的M81中的第一个PN谱，而之前已经发表了几个HII区谱，尽管没有直接的电子温度测定。我们确定氦，氮，氧，氖，硫和氩的元素丰度在PNE和HII区域，并确定其平均值和径向梯度。PNe的平均O/H比与HII区的平均O/H比相比，表明M81在最后~10 Gyr普遍富氧。M81盘的PN金属丰度梯度为-0.055 ± 0.02dex/kpc。氖和硫在PNe中的径向分布类似于氧的径向分布，具有类似的梯度斜率。如果我们将我们的HII样本与文献中的样本相结合，我们会发现梯度斜率可能会发生温和的演变，其结果与梯度随时间变陡一致。需要额外的光谱来证实这一趋势。在我们的M81样本中没有I型PNE，这与PNLF，星系金属丰度和后AGB壳层演化的最亮仓的观测一致。年轻和年老的M81星群都显示出较浅但可检测到的负径向金属丰度梯度，年轻星群的金属丰度梯度可能稍陡，因此不排除自星系形成以来随着时间的推移而逐渐变陡的温和梯度。在其演化过程中，M81一直在产生氧气，其总的氧富集度超过了附近的其他星系。
2010-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
An In-Depth View of the Mid-Infrared Properties of Point Sources and the Diffuse ISM in the SMC Giant HII Region, N66
本文利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪研究了低金属丰度（~0.2太阳）的巨大HII区N66的中红外点源和弥漫星际介质（ISM）。我们研究了14个有针对性的红外点源，以及光谱的扩散ISM是代表的光解离区域（PDR）和HII区域。在点源光谱，我们光谱确认，最明亮的中红外点源是一个大规模的嵌入式年轻恒星的对象，我们检测到硅酸盐的发射与两个年轻的星团，我们观察到光谱特征的一个已知的B[e]超巨星，更常见的是与赫比格Be星。在漫ISM中，我们提供了额外的证据表明，非常小的颗粒人口被光破坏的硬辐射场。11.3 μ m PAH复合物发射在点源和ISM光谱中都表现出无法解释的质心偏移，应在更高的信噪比和分辨率下进行研究。与其他地区的研究不同，6.2微米和7.7微米波段的通量是解耦的;数据点覆盖了I6.2/I11.3比值的窄带内的I7.7/I11.3 PAH比值的大范围。此外，在PAH电离中存在扩散，在辐射场相对较软的密集PDR中更中性，但在扩散ISM/PDR中电离。相比之下，PAH的尺寸分布似乎是独立的本地电离状态。对于河外低金属丰度恒星形成区尚未解决的研究很重要，我们发现来自红外亮点源的发射仅占整个区域PAH发射的20-35%。这些结果与其他具有类似硬辐射场和强辐射场的恒星形成区域进行了比较。
2013-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The LBT $Y_{\rm p}$ Project I: An Improved Determination of the Primordial Helium Abundance -- Project Description, Sample Selection, Observations, and Methodology
University of Minnesota（明尼苏达大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Gonzaga University（贡萨加大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
LBT Y_p项目通过改进观测与分析方法，提高原始氦丰度测定精度，为中微子家族数提供独立约束。
2026-01-29 astro-ph.CO
SBS 0335-052E+W: deep VLT/FORS+UVES spectroscopy of the pair of the lowest-metallicity blue compact dwarf galaxies
本文介绍了两个蓝致密矮星系SBS 0335- 052 E和SBS 0335- 052 W的深源VLT/FORS 1 +UVES光谱观测资料。我们的目标是获得元素丰度在不同的HII地区的这个独特的星系系统，并研究空间丰度的变化。我们测定氦、氮、氧、氖、硫、氯、氩和铁的丰度。在明亮的东部星系的氧丰度变化范围在7.11至7.32之间的不同HII区域支持以前的研究结果，并建议存在的空间尺度上的氧丰度变化~1-2千秒差距。SBS 0335- 052 W最亮的1号区域氧丰度为7.22+/-0.07，与以前的测定结果一致，另外三个HII区域的氧丰度为12+logO/H=7.01+/-0.07，比以前低得多6.98+/-0.06（区域3）和6.86+/-0.14（区域4）。这是有史以来在发射线星系中获得的最低氧丰度。两个星系最亮的HII区域的氦丰度是相互一致的。我们推导出加权平均He质量分数为0.2485+/-0.0012和0.2514+/-0.0012两组不同的HeI发射率。这两个星系的N/O丰度比略高于其他BCD的12+logO/H<7.6。这意味着在极端缺乏金属的星系中，N/O可能会随着金属丰度的降低而增加。
2009-07-13 astro-ph.CO
The Abundance Scatter in M33 from HII Regions: Is There Any Evidence for Azimuthal Metallicity Variations?
用Gemini North望远镜的GMOS摄谱仪获得了M33盘内2kpc的25个H Ⅱ区的光谱。从[O III]4363极光线的探测中测得的氧丰度梯度显示了大约0.06 dex的散射，比Rosolowsky和Simon最近报道的这个星系的值要小得多。对来自R23强线指示器的H II区域的大样本的丰度分析证实，在M33的整个盘上，散射很小，与测量的不确定性一致，并且与在其他旋涡星系中观察到的情况相当。因此，没有证据表明该星系中星际介质的金属丰度在空间尺度上从100 pc到几kpc存在显著的方位角变化。相当一部分M33 H II区域的极光线探测显示出的光谱特征揭示了硬电离辐射源（如He II发射和大的[Ne III]，[O III]线通量）。由于R23在这种情况下严重低估了氧的丰度，因此在基于这一强线指标的河外H II区域的化学丰度研究中必须小心。
2011-02-01 astro-ph.CO
Mapping systematic errors in helium abundance determinations using Markov Chain Monte Carlo
用蒙特卡罗方法对河外H~II区氦丰度的统计和系统不确定性进行了评估。氦丰度对与H~II区有关的几个物理参数很敏感。在这项工作中，我们引入马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，有效地探索参数空间，并确定氦丰度，物理参数，和来自贫金属星云观测的不确定性。合成数据的实验表明，MCMC方法优于以前的实现（基于通量扰动），因为它不受非物理参数空间的偏差。MCMC分析允许详细探索简并，特别是，在He~I发射线的光学深度的大值处发生的假最小值。我们证明，引入电子温度来自[O~III]发射线作为先验，在一个非常保守的方式，产生可忽略不计的偏差，并有效地消除了假极小值发生在大的光学深度。我们对来自几个“高质量”系统的数据进行频率论分析。似然图说明了简并性、不对称性和测定限度。与以前的工作一致，我们发现相对较大的系统误差，限制了目前可用的光谱原始氦丰度的精度。
2010-12-10 astro-ph.CO
A robust upper limit on N_eff from BBN, circa 2011
我们在这里推导出一个强大的约束的有效中微子数的原始核合成产率的氘和氦的约束。特别是，我们的结果是基于非常弱的假设上的氦丰度的天体物理测定，即恒星加工的最小影响是保持恒定（而不是增加，如预期）的氦含量的低金属气体。利用最近对河外HII区的分析结果作为上限，我们发现在95% C. L.时Δ Neff<= 1，完全独立于来自宇宙微波背景各向异性数据的重子密度测量和中子寿命输入。在我们的方法中，我们还发现，原始核合成本身没有显着的偏好，有效的中微子数大于标准值。因此，文献中有时报道的~2 σ提示仅由CMB数据驱动和/或由可疑的回归协议推断原始氦丰度的测量结果。
2011-06-10 astro-ph.CO
Extinction and Dust Geometry in M83 HII Regions: A Hubble Space Telescope/WFC3 Study
我们提出了HST/WFC 3的星暴星系M83的窄带成像目标的氢复合线（H $β$，H $α$和Pa $β$），我们使用它来调查在HII地区的尘埃消光。我们从氢线的两种组合（H $α$ /H $β$和H $α$ /Pa $β$）获得具有6秒差距空间分辨率的消光图，并表明较长的波长探测更大的光学深度，$A_V$值比较短波长的$\gtrsim$值大$\gtrsim$ 1等。这种差异导致了一个因素$\gtrsim$ 2的差异，在修正的H $α$光度，一个显着的效果时，研究河外HII地区。通过将这些观测结果与一系列简单的模型进行比较，我们得出结论，吸收体/发射体几何构型的多样性可以解释这些数据，这意味着比经典的前景“灰尘屏幕”假设更复杂的物理结构。然而，大多数数据点被前景屏幕和灰尘和发射器均匀混合的模型包围。当在大尺度（$\gtrsim$ 100- 200 pc）上取平均值时，消光变得与“防尘屏”一致，这表明其他几何形状往往局限于更局部的尺度。此外，任何区域的消光都可以通过前景屏幕和均匀混合模型的组合来描述，其中中心的权重分别为1/3和2/3（$\lesssim$ 2 kpc），其余部分的权重分别为2/3和1/3。这个简单的处方显着提高了尘埃消光校正的准确性，特别适用于类似于M83的星系的像素分析。
2013-12-03 astro-ph.CO
Helium diffusion during formation of the first galaxies
我们研究了扩散对氦和其他原始元素丰度的可能影响，在早期宇宙的第一个结构的形成过程中。我们认为主要的崩溃的扰动和随后的吸积的物质到维里化的晕，限制我们的考虑晕的质量大大高于金斯限制。我们发现，在黑暗时代结束时，在寒冷和接近中性的原始气体中的扩散可以提高第一维里化晕中原始元素相对于氢的丰度：氦的富集可以在第一个恒星形成的小晕$ \sim 10^5-10^6 M_{\odot}$中达到$δY_p/Y_p \sim 10^{-4}$。在宇宙再电离开始时对原始气体进行适度的预热（预热到~ 100 K），可以使$\sim 10^6 M_{\odot}$晕的这种效应增加到$δY_p/Y_p \sim 3\times 10^{-4}$。甚至更强的丰度增强，$δY_p/Y_p$ ~几个$10^{-3}$，可能在更晚的再电离后时期z ~ 2出现在星系原群（$\sim 10^{13} M_{\odot}$）中，这是T ~ 10^6 K的温热星系际介质吸积的结果。这里讨论的扩散引起的丰度变化很小，但可以与已经达到的原始He丰度的宇宙学预测的~ 0.1%精度相媲美。如果直接的氦丰度测量（特别是在矮星系中的低金属丰度HII区域）在未来达到同样的精度水平，它们与BBN预测的比较可能需要考虑这里讨论的影响。
2016-03-11 astro-ph.CO
The Magellanic Clouds Survey: a Bridge to Nearby Galaxies
我们概述了麦哲伦云巡天的价值，它包括三个组成部分：I）一个完整的区域，高分辨率，多波段紫外近红外宽带巡天; II）一个窄带巡天，在7个关键的星云过滤器，以涵盖统计上有意义的样本代表HII地区和一个大面积，连续的调查弥漫，温暖的ISM;和III）对1300颗早期型恒星进行了全面的FUV光谱调查。这样一个数据集的科学领域如下：A）评估HII区和弥漫的温暖ISM区的大质量恒星反馈; B）完成对剑鱼座30星系外巨大HII区（GEHR）的综合研究; C）发展和定量参数化恒星集群特性; D）对早期型恒星大气及其能量分布进行广泛的FUV研究; D）对早期型恒星大气及其能量分布进行研究。和E）分子云结构和ISM消光特性的类似广泛的FUV吸收线研究。这些数据也将允许一些额外的研究有关的基础恒星星族。
2009-04-13 astro-ph.CO
Primordial 4He abundance: a determination based on the largest sample of HII regions with a methodology tested on model HII regions
本研究验证并改进了4He丰度测定的经验方法，基于迄今最大的低金属性河外HII区样本推导原初4He丰度，发现其高于标准大爆炸核合成预测，暗示可能存在额外中微子，并给出了相关宇宙学参数约束。
2013-08-09 astro-ph.CO
The effects of He I 10830 on helium abundance determinations
对河外贫金属H Ⅱ区氦和氢发射谱线的观测为确定原始氦丰度Y_p提供了一种独立的方法。此外，当使用这些线时，由于物理参数（如温度和密度）的简并性，氦丰度测定中会出现较大的系统不确定性。最近，Izotov，Thuan和Guseva（2014）率先在氦丰度测定中加入He 10830红外发射线。He 10830的强电子密度依赖性使其成为更好约束密度的理想选择，可能会打破随温度的简并性。我们重新审视了对Izotov，Thuan和Stasinska（2007）发表的数据集的分析，并通过使用理论上的Paschen-gamma比来缩放He 10830的新观测结果。解决方案受到更好的约束，特别是对于电子密度，温度和中性氢分数，改善了模型对数据的拟合，结果是除了标准的95%置信水平切割之外，更多的光谱现在通过了质量和可靠性的筛选。此外，He 10830的加入降低了所有星系氦丰度的不确定性，不确定性降低了10- 80%。总的来说，我们发现Y_p的不确定性降低了50%以上。从回归到零金属丰度，我们确定Y_p = 0.2449 +/- 0.0040，与基于普朗克重子密度测定的BBN结果Y_p = 0.2470 +/- 0.0002一致。从纳入He 10830的不确定性的显着改善强烈支持的情况下，同时（因此不需要缩放）观测可见光和红外氦发射线光谱。
2015-03-27 astro-ph.CO
The primordial helium abundance from updated emissivities
对河外贫金属H Ⅱ区的观测可以确定原始氦丰度Y_p，He Ⅰ发射率是H Ⅱ区发射模型的基础。Porter，Ferland，Storey和Detisch（2012）最近发表了基于改进的光电离截面的He I发射率更新。我们结合这些新的原子数据，并更新我们最近对Izotov，Thuan和Stasinska（2007）发表的数据集的马尔可夫链蒙特卡罗分析。和以前一样，为了提高质量和可靠性，进行了削减，并且只有在95%置信水平内拟合数据的解决方案才用于确定原始He丰度。先前合格的数据集几乎完全保留，并且物理参数之间具有很强的一致性。总体而言，从新的发射率向上的偏差导致Y_p的减少。此外，我们发现一个总的趋势，在个别对象（由于发射率的变化）和增加的方差（由于包括额外的对象）更大的不确定性。从回归到零金属丰度，我们确定Y_p = 0.2465 +/- 0.0097，与普朗克的结果Y_p = 0.2485 +/- 0.0002很好地一致。在未来，更好地理解为什么大部分光谱不能很好地拟合模型将是至关重要的，以实现提高原始氦丰度测定的精度。
2013-08-30 astro-ph.CO
Planetary nebulae in M33: probes of AGB nucleosynthesis and ISM abundances
我们用Subaru和Keck望远镜对M33中的16个行星状星云进行了深光学分光光度测量，这些星云主要位于星系的中央2kpc。我们已经从整个样品的[OIII]4363线的检测中推导出电子温度和化学丰度。我们发现了一个具有极高氮丰度的天体，12+log（N/H）=9.20，并伴有大量氦含量。在结合我们的数据与那些在文献中提供的PNE和HII地区，我们已经研究了氮，氖，氧和氩的行为相互关系，并作为一个函数的银河系距离。我们确认了M33中PNe的Ne/H和O/H之间的良好相关性。Ar/H也与O/H相关。这加强了这样一种想法，即在M33中分析的明亮PNe的金属丰度与LMC中发现的相似，这些元素在其祖先恒星的AGB阶段发生的挖掘过程中没有发生显着的变化。我们发现没有显着的氧丰度之间的偏移PNE和HII地区在任何给定的银河系的距离，尽管事实上，这些对象代表不同的年龄组的星系的演化。结合PNe和HII区的结果，我们得到M33中ISM α元素（O，Ar，Ne）丰度梯度的代表性斜率为-0.025 +/- 0.006 dex/kpc。无论是PNe和HII地区显示在任何给定的距离从银河系中心的大丰度分散。我们发现，在PNe的N/O比增强，相对于HII区域，约0.8德克斯。
2010-01-22 astro-ph.CO
HeI in the central Giant HII Region of NGC 5253. A 2D observational approach to collisional and radiative transfer effects
NGC 5253是详细研究星暴星系的理想实验室。我们首次在星暴星系中对He^+的碰撞和辐射转移效应的空间行为进行了二维研究。基于用FLAMES和GMOS获得的数据分析HeI系。碰撞效应对于单重态级联跃迁可以忽略不计，而对于三重态级联跃迁则相对重要。特别是，它们可以在Heil 7065生产线中贡献高达20%的通量。辐射转移效应在以超级星团为中心的直径为30秒差距的圆形区域内是重要的。利用6条HeI谱线的消光校正通量、T_e、n_e的实际假设、恒星吸收等效宽度以及最近的发射率，绘制了HeI丰度y^+的分布图。我们发现，在整个地图区域内，平均值为10^3 y^+ ~80.3。激发和总氦丰度y_tot之间的关系与没有丰度梯度一致。在推导He丰度的过程中，所采用的假设占主导地位。我们说明了由于主GHIIR中存在沃尔夫-拉叶星，因此检测推定的He富集的困难。数据是勉强一致的过量的N/He比在N富集区的顺序，大气中的N/He比在WR星和不确定性估计的N/He比。
2013-03-24 astro-ph.CO
The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis
我们提出了一个新的测定的原始氦的质量分数Yp，基于93光谱的86低金属丰度河外HII地区，并考虑到最新的发展有关的系统效应。这些包括碰撞和荧光增强的氦复合线，底层氦恒星吸收线，碰撞和荧光激发的氢线和温度和电离结构的HII区域。用Monte Carlo方法同时求解上述系统效应，我们发现最佳值为Yp=0.2565+/-0.0010（stat.）+/- 0.0050（系统）。这个值在2西格玛水平上高于标准大爆炸核合成（SBBN）给出的值，当中子寿命τ（n）分别为885.4+/-0.9 s和878.5+/-0.9 s时，轻中微子种类的有效数Nnu分别为3.68^+0.80_-0.70（2 σ）和3.80^+0.80_-0.70（2 σ）/-0.8s，即大于实验值2.993+/-0.011。
2010-01-25 astro-ph.CO
The 100 Myr Star Formation History of NGC 5471 from Cluster and Resolved Stellar Photometry
我们表明，在巨大的HII区域NGC 5471的恒星形成一直在进行中，在过去的1亿年。利用HST/WFPC 2 F547 M和F675 W、地基JHK和GALEX的FUV和NUV图像，我们对M101中巨大的河外HII区NGC 5471的恒星形成历史进行了光度学研究。我们进行光度学研究的颜色星等图（CMD）的解决的恒星，和综合分析的主要个别恒星形成的集群和NGC 5471作为一个整体。整个区域的综合紫外-光学-近红外测光提供了两个不同的参考年龄，800万年和6000万年，揭示了一个复杂的恒星形成的历史，明确证实了CMD解决恒星测光分析。恒星的空间分布表明，NGC 5471的恒星形成至少在过去的1亿年中沿着整个区域进行。目前的电离星团被封闭在一个大气泡内，这很可能是由在2000万年前的一次重大事件中形成的恒星产生的。
2011-02-11 astro-ph.CO
Primordial Helium And the Cosmic Background Radiation
原始核合成的产物和宇宙微波背景（CMB）光子是宇宙早期演化的遗迹，它们的观测探索了宇宙学的标准模型，并为宇宙学和粒子物理学的标准模型之外的新物理学提供了窗口。在标准的热大爆炸宇宙学中，早在任何恒星形成之前，宇宙中重子质量的很大一部分（~25%）就应该是氦-4核的形式。由于目前的4 He观测仅限于恒星核合成发生的低红移区域，因此对高红移的星前4 He的观测将构成对热大爆炸宇宙学的基本测试。在复合时，在大爆炸核合成（BBN）结束很久之后，CMB上的温度各向异性谱取决于4 He丰度，通过其与电子密度的联系以及电子密度对Silk阻尼的影响。由于4 He的残余丰度对重子的普遍密度相对不敏感，但对非标准的早期宇宙膨胀率敏感，因此4 He的原始质量分数Yp提供了对BBN和CMB的标准模型的一致性的测试，并提供了对非标准物理的约束。在这里，WMAP七年的数据（补充其他CMB实验），这导致在高红移Yp的间接测定，进行比较的BBN预测和独立的，直接的观测4 He在低红移，河外HII地区。目前，由于CMB测定的原始4 He丰度（以及从H II区观测推断的氦丰度）存在很大的不确定性，BBN预测和CMB观测之间的任何差异都很小，在< 1.5 sigma的水平。
2010-04-29 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Fifty years of primordial helium abundances: A statistical reanalysis
Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Mohali（印度科学教育研究所）；Macquarie University（麦考瑞大学）；International Space Science Institute–Beijing（国际空间科学研究所北京分部）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF, Rome Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
通过统计再分析1960年代末至2022年间发表的143个原始氦质量分数$Y_\mathrm{p}$测量值，发现长期收敛趋势及两个显著变化点，并揭示多数河外H{\sc ii}区测量并非完全独立，强调了数据依赖性和方法同质性对综合测量的影响。
2026-06-02 astro-ph.CO
