Chemical behavior of the Dwarf Irregular Galaxy NGC 6822. Its PN and HII region abundances
我们的目标是推导出不规则星系NGC 6822中一个重要的PNe和HII区的化学行为。由于NGC 6822的PNe区和HII区较暗，需要用大型望远镜收集光谱数据。我们通过使用VLT-FORS 2和Gemini-GMOS摄谱仪获得了非常合适的光谱样本。对于电子温度可以通过探测[OIII] λ4363或/和[NII] λ5755谱线确定的天体，计算离子丰度和总丰度。一个“简单”的化学演化模型已经开发出来，观测数据被用来计算NGC 6822的模型，以推断该星系的初步化学历史。对11个PNe区和1个HII区的He、O、N、Ne、S和Ar丰度进行了可靠的测定。我们确认，目前的ISM是化学均匀的，至少在中央2千秒差距的星系，显示值12+log O/H = 8.06 $\pm$ 0.04。从PNE的丰度模式，我们确定了两个人口：一组年轻的PNE与丰度类似的HII地区和一组较老的对象与丰度的两个因素较低。发现了两个极端的I型PNE，在该星系的PNE中没有发现第三次挖上O富集。丰度测定使我们能够讨论NGC 6822中现在和过去ISM的化学行为。我们初步的化学演化模型预测，在最初的5.3 Gyr期间发生了重要的气体质量损失，没有形成大于40 M的$_\odot$，并且所有3-15 M $_\odot$的1%的恒星成为SNIa的双系统祖先。
2009-06-24 astro-ph.CO
Oxygen and nitrogen abundances of HII regions in six spiral galaxies
六个旋涡星系中63个HII区的光谱观测（NGC 628，NGC 783，NGC 2336，NGC 6217，NGC 7331，和NGC 7678）进行了6米望远镜（BTA）的俄罗斯特殊天体物理观测与光谱照相机连接到减焦SCORPIO在多光模式与色散2.1 A/像素和10A的光谱分辨率。这些观测结果被用来估计氧和氮的丰度和电子温度在HII地区通过最近的变体强线方法（NS校准）。本文测定了螺旋星系NGC 628、NGC 783、NGC 2336、NGC 7331和NGC 7678盘中氧和氮丰度的径向分布参数（外推中心截距值和梯度）。NGC 783，NGC 2336，NGC 6217和NGC 7678的丰度是首次测量。我们样本中的星系很好地遵循了螺旋星系和不规则星系的光度-中心金属丰度图的一般趋势。
2012-05-17 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
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
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
The filling factor - radius relation for 58 HII regions across the disk of NGC6946
利用10.4 m GTC（La Palma）上的OSIRIS可调谐窄带成像仪，我们在7.3 × 7.5平方角分的视场上，在[SII]λλ、6717、6731的双重谱线和Hα中，对SAB（rs）cd星系NGC 6946进行了成像。从这些图中，我们已经产生了星盘上557个HII区的Hα光度和有效半径的星表，并导出了其中370个HII区的[SII]发射线比率。Hα观测被用来推导出样品区域的平均亮度加权电子密度，而[SII]线比率使我们能够推导出这些线中大部分辐射的密集区中的原位电子密度值，对于58个区域。这是迄今为止单个星系同类数据中最大的数据集。一个经典的两相模型被用来推导区域的填充因子。我们发现，虽然平均电子密度的区域的半径的平方根减少，在原位密度基本上是独立的这个半径。因此，随着区域半径和亮度的增加，填充因子系统地下降，填充因子和半径之间的幂律指数为-2.23。这些测量应提高更精细的物理模型的HII地区的前景。
2013-02-07 astro-ph.CO
"Counterpart" method for abundance determinations in HII regions
提出了一种由强发射谱线确定HII区丰度和电子温度的新方法。我们的方法是基于标准的假设，即HII区域具有相似的强发射线强度具有相似的物理性质和丰度。通过仔细选择强谱线强度的组合进行比较，可以在具有良好测量丰度的HII区（参考HII区）中选择所研究的HII区的“对应物”。然后，可以假定所调查的HII区的丰度与其对应区的丰度相同。换句话说，我们建议“根据先例”确定HII区的丰度。为了得到更可靠的丰度为所考虑的HII区域，一些参考HII区域被选择，然后在目标HII区域的丰度估计通过额外/插值。我们将把这种丰度测定方法称为对应方法，或简称为C方法。我们定义了一个参考HII区域的样本，并验证了C方法的有效性。我们发现，这种方法产生可靠的丰度。最后，用C方法计算了旋涡星系M83、NGC 4625和NGC 628的扩展盘径向丰度分布。
2012-05-25 astro-ph.CO
Determination of the primordial helium abundance based on NGC 346 an HII region of the Small Magellanic Cloud
为了对大爆炸核合成模型施加有意义的约束，原始氦丰度的测定至关重要。低金属丰度HII区域被用来估计它，因为它们的统计不确定性相对较小。我们提出了一个新的测定原始氦丰度，根据长缝光谱的HII区NGC346的小麦哲伦云。我们使用分成97个子集的三个$409'' \times 0.51''$狭缝获得光谱。它们覆盖电磁波谱的范围$λ\lambda3600-7400$。我们使用PyNeb和标准还原程序来确定物理条件和化学组成。我们发现，对于NGC 346：$X=0.7465$，$Y=0.2505$和$Z=0.0030$。通过假设$ΔY / ΔO = 3.3\pm0.7$，我们发现原始氦丰度为$Y_{\rm P}= 0.2451 \pm 0.0026$（1 $σ$）。我们的$Y_{\rm P}$值与中微子族的值$N_ν$和实验室获得的中子半衰期$τ_{n}$一致。
2019-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planetary nebulae and HII regions in the spiral galaxy NGC 300. Clues on the evolution of abundance gradients and on AGB nucleosynthesis
我们获得了邻近旋涡星系NGC 300中26个行星状星云（PNe）和9个致密HII区的深谱，并与以前观测到的巨大HII区的深谱一起进行了分析。我们以一致的方式确定了所有这些物体的物理性质及其He、N、O、Ne、S和Ar丰度。我们发现，在全球范围内，紧凑的HII区域的丰度比类似的巨型HII区域，而PNe系统较大的N/O比和类似的Ne/O和Ar/O比。我们证明了PNe中氮的增强不能仅仅是由于祖星的第二次疏浚，因为它们的初始质量约为2- 2.5\，\msun。需要一个额外的混合过程，也许是由恒星旋转驱动的。关于径向丰度分布，PNe表现出不同的HII区域：在星系的中心部分，其平均O/H丰度比小0.15 dex。它们在任何银河系中心半径处的丰度离散度都明显大于HII区的丰度离散度，其中许多在相同的银河系中心距离处的O/H值都高于HII区。这表明不仅氮，而且氧也受到PN祖细胞核合成的影响，其数量至少取决于恒星的旋转速度和其他参数。PNe区的O/H、Ne/H和Ar/He丰度梯度明显小于HII区。我们认为，这表明在NGC 300的金属丰度梯度在最后Gyr陡峭，而不是径向恒星运动的影响，虽然大的分散观察到这个结论只是试探性的。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust in dwarf galaxies: The case of NGC 4214
我们已经进行了一个详细的模拟尘埃加热和排放在附近，恒星爆发矮星系NGC 4214。由于它的接近和大量的数据从紫外到毫米范围（从GALEX，HST，{ \it Spitzer}，Herschel，Planck和IRAM），它是可能的，分别模拟来自HII区和它们相关的光解区（PDR）的发射和来自扩散尘埃的发射。此外，大多数模型参数可以直接从数据中确定，留下非常少的自由参数。我们可以用这些模型来拟合HII+PDR区的辐射和NGC 4214的漫射辐射，这些模型具有“正常”的尘埃性质和现实的参数。
2011-11-24 astro-ph.CO
Properties of the giant HII regions and bar in the nearby spiral galaxy NGC5430
为了更好地理解棒对旋涡星系演化的影响，我们测量了SB（s）b星系NGC 5430中巨HII区和棒的性质。我们使用两个互补的数据集，都是在Mont-Mégantic天文台获得的：来自成像傅里叶变换光谱仪SpIOMM的高光谱数据立方体，以及来自长缝光谱仪的高分辨率光谱。我们首次对SpIOMM光谱进行了通量校准，并制作了Hα和[NII]λ 6584 λ的强度图，从中我们在旋臂和旋棒中识别出51个巨大的HII区。我们评估的类型的活动，氧丰度和年龄的年轻人口包含在这些巨大的HII地区和酒吧。因此，我们确认，NGC 5430不窝藏一个强大的活动星系核，它的沃尔夫-拉叶结显示了一个纯粹的HII区的性质。我们没有发现酒吧和旋臂之间的丰度或年龄的变化，也不是作为一个函数的银河半径。这些结果与化学混合机制在星系盘中起作用以使氧丰度梯度变平的假设一致。使用starburst 99模型，我们估计年轻人口的年龄，并再次发现没有变化的年龄之间的酒吧和武器或作为半径的函数。相反，我们发现了两个星系范围的恒星形成波的证据，大约710万年前和1050万年前。虽然NGC 5430中的磁棒是触发这两个事件的明显候选者，但尚不清楚磁棒如何在如此短的时间尺度上诱导广泛的恒星形成。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
No temperature fluctuations in the giant HII region H 1013
虽然在HII区域的碰撞激发线可以很容易地探测星系中星际介质的化学成分，但可能存在的重要温度波动对导出的丰度产生了一些疑问。为了给这个问题提供新的见解，我们对位于M101星系中的巨大HII区H 1013进行了详细的研究，该区域存在许多观测数据，并被认为存在t^2 = 0.03-0.06的温度波动。我们首先用斯皮策太空望远镜获得的中红外光谱补充了现有的光学观测数据集。结合光学数据，该光谱提供了关于这个巨大的HII区域的温度结构的前所未有的信息。基于经验温度诊断的初步分析表明，温度波动应该相当微弱。然后，我们使用基于光电离代码Cloudy的pyCloudy包进行了详细的建模。我们已经能够产生的光电离模型所观察到的血红蛋白表面亮度分布和电离恒星星族的已知属性比可以占大多数的线比在其不确定性的约束。由于观测的限制既强又多，这就反对H 1013存在显著的温度波动。我们最佳模型的氧丰度为12 + log O/H = 8.57，而Esteban等人（2009）和Bresolin（2007）分别主张的值为8.73和8.93，这是基于他们得出的显著温度波动。然而，我们的模型是不能够再现的氧复合线的强度。这不能归因于观测的不确定性，需要温度波动以外的解释。
2013-01-23 astro-ph.CO
Density waves and star formation in grand design spirals
螺旋星系臂中的HII区域是最近恒星形成过程的指示器。它们可能是由密度波的通过引起的，或者仅仅是由臂附近的其他方式产生的。对这些区域的研究可能会给我们提供线索，以澄清在密度波理论中提出的触发场景存在的争议。利用H $α$直接成像，我们对NGC5457、NGC628和NGC6946三个大设计星系的HII区进行了表征。R和I中的宽带图像用于确定臂的位置。选择与手臂相关的HII区域进行研究。这些HII区的年龄和恒星形成率是通过测量H $α$线获得的。计算所选HII区域的当前位置与如果在手臂中心创建它们则它们将具有的位置之间的距离。定义参数T，其测量区域是在手臂中还是在椎间盘中创建的。借助于T参数，我们确定大部分区域是在密度波通过后一段时间形成的，位于"臂后“的区域（在银河系旋转的方向上）如果它们形成在臂的中心，它们应该占据的区域。臂通过后产生的大量区域的存在可以通过以下效应来解释：这有助于在其通过后创造恒星形成区。有明确的证据表明，触发NGC5457和共旋半径提出。对于NGC628似乎存在更适度的触发，并且对于NGC6946发现了非显著的触发证据。
2013-10-16 astro-ph.CO
Integral Field Spectroscopy of HII region complexes. The outer disk of NGC 6946
用PPak和卡拉阿尔托天文台的3.5米望远镜获得的积分场谱已被用来研究已被充分研究的星系NGC 6946中的外HII区复合体。该技术提供了不同发射线的区域的详细地图，产生关于气体物理性质的空间分辨信息。该配置被选择为覆盖从3600到10000 A的整个频谱。我们选择了四个发光结，进行详细的综合光谱分析，这些结构和整个PPak视场（FOV）。我们发现，对于所有的节点，电子密度都非常相似，都低于100 cm^-3。在节点A、B、C和积分PPak场中测量[OIII]电子温度，发现约为8000 K。在四种情况下，估计[OII]和[SIII]的温度。从“直接法”计算的元素丰度是典型的高金属丰度盘HII区域，平均值为12+log（O/H）= 8.65，与其他作者在该星系中发现的类似银河系中心距离的区域相当。因此，尽管在整个星云中发现了不同的激发，但发现了显着的丰度均匀性。沃尔夫-拉叶特的功能已被检测到的三个节点，导致衍生的WR星的总数为125，22和5，分别为节点A，C和B。整个PPak FOV的积分谱显示出高激发和相对进化的年龄，这与单个结的进化阶段不相对应。与空间分辨率损失相关的一些影响也可以通过较高的电离温度来证明，该电离温度是从相对于单个结的积分PPak谱中测量的eta'参数推导出的。
2010-07-07 astro-ph.CO
13CO(J=1-0) On-the-fly Mapping of the Giant HII Region NGC 604: Variation in Molecular Gas Density and Temperature due to Sequential Star Formation
我们提出了13 CO（J=1-0）线发射观测与Nobeyama 45米望远镜对巨大的HII区NGC 604的螺旋星系M33。我们在3个主要的巨分子云（GMC-A，B，C）中探测到了13 CO（J=1-0）谱线发射。在角分辨率为25”（100 pc）时，我们导出了两个GMC谱线强度比：~（13）CO（J = 1 - 0）/~（12）CO（J = 1 - 0），R ~（13）/~（12）CO（J=3-2）/~（12）CO（J =1-0），R ~（31）。R13/12和R31在整个GMC-A中的平均值分别为0.06和0.31，在整个GMC-B中的平均值分别为0.11和0.67，在整个GMC-C中的平均值分别为0.05和0.36。此外，我们在GMC-B的12 CO（J=1-0）峰位置处获得了R13/12=0.09 \pm 0.02和R31=0.76 \pm 0.06。在大速度梯度近似下，我们确定了GMC-B的12 CO（J=1-0）峰位处的气体密度为2.8 \times 1 - 0^3 cm^-3，动力学温度为33+9-5 K。此外，我们确定了整个GMC-B中的平均值为2.5 \times 10^3 cm^-3和25 \pm 2 K。我们得出结论，在GMC-B中到处都形成了致密的分子气体，因为不仅在GMC的峰值位置，而且在整个GMC上的平均气体密度都超过了10^3 cm^-3。另一方面，在…
2011-08-06 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope H-alpha imaging of star-forming galaxies at z = 1-1.5: evolution in the size and luminosity of giant HII regions
我们提出了HST/WFC 3窄带成像的H-α发射在一个样本的8个引力透镜星系在z = 1 - 1.5。前景星系团所引起的放大率使我们能够获得360 pc的中值源平面空间分辨率，以及提供从~ 10倍到~ 50倍的通量放大率。这使我们能够识别出这个时期的恒星形成HII区域，从而研究它们的H-alpha光度分布，并与z ~ 2和本地宇宙中的等效样本进行比较。我们发现HII区域的亮度和表面亮度都随着红移而演变。团簇性质的分布可以用HII区光度函数来量化，该函数可以用幂律拟合，在某些截止点处具有指数突变，并且我们发现截止点随红移而变化。因此，我们的结论是，“clusional”星系被认为是在高红移，因为截止质量的演变，星系本身遵循类似的标度关系，在z = 0，但他们的HII区域更大，更亮，从而出现作为团块占主导地位的星系的形态。一个简单的理论论据的基础上的气体坍缩的规模的金斯质量在一个轻微的不稳定的磁盘表明，cluerous形态的高z星系是由竞争的影响，较高的气体分数造成的扰动更大的规模，部分补偿较高的周转频率，稳定磁盘。
2012-09-25 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
A photoionization model of the spatial distribution of the optical and mid-IR properties in NGC595
我们提出了一套光电离模型，再现同时观察到的光学和中红外的空间分布的HII区NGC 595在磁盘的M33使用代码云。光学（PMAS积分场光谱）和中红外（8英里和24英里波段斯皮策）数据提供了足够的空间分辨率，在一个新的方法模型的内部结构的HII区域。我们定义了一组椭圆形的环形区域周围的中央电离团与均匀的观察到的属性，并考虑每个环作为一个独立的薄壳结构。我们的模型首次拟合了光学（H α，[OII]，[OIII]）和中红外发射（8 mi和24 mi）的相对表面亮度轮廓，假设金属丰度均匀（12+log（O/H）= 8.45; Esteban et al. 2009）和星团的年龄为450万年（Malumuth et al. 1996）。我们的模型还再现了所观察到的均匀性的R23参数和[OII]/[OIII]的比例的增加，由于电离参数的减少。的变化的Halpha配置文件中的被占用的体积（填充因子和壳的总体积的产品）在一个物质约束的几何形状，这也允许再现所观察到的模式的灭绝的差异来解释。8 mi/24 mi的比率很低（范围在0.04和0.4之间），因为它是由在HII区域的小尘埃颗粒的生存占主导地位，而多环芳烃排放更弱，因为它们不能在这些薄的HII气体壳形成。该比例也很好地拟合在我们的模型中，通过假设在每个环中的尘气比与70英里和160英里斯皮策观测后整个HII区域的综合估计兼容。
2010-10-28 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
A 2D multiwavelength study of the ionized gas and stellar population in the Giant HII Region NGC 588
（摘要）我们提出了一个基于IFS数据与PMAS的NGC 588的分析，以及斯皮策图像在8英里和24英里。消光分布在光学显示复杂的结构，与最大的位置相关的发射在24英里和8英里。在GHIIR中被尘埃吸收的Ha光度再现了在24 mi图像中观察到的结构，支持使用该带作为最近恒星形成的示踪剂。在高表面亮度和低表面亮度区域之间测量到的速度差约为50 km/s，如果NGC 588是一个进化的GHIIR，这是可以预期的。在BPT诊断图中使用的线比显示了在低表面亮度区域的较大变化范围。[NII]/Ha的范围为~0.5至1.2 dex，[SII]/Ha的范围为0.7至1.7 dex，[OIII]/Hb的范围为0.3至0.5 dex。对应于大的电离参数（U）的比值之间的Hb的发射峰和主要电离源径向向外减少的区域内。U示踪剂的积分值和局部值之间的差异可高达~0.8 dex。[OII]/Hb和[OIII]/[OII]产生类似的本地值的U和一致的预期从一个HII区域电离的单星的综合光谱。[SII]/Ha的比值明显偏离该方案预测的范围，表明GHIIR中存在复杂的电离结构。有一个显着的分散在Z的导数使用强线示踪剂作为位置的函数，电离度的变化所造成的。N2 O3的散射较小，这表明该示踪剂是比N2更好的Z示踪剂。积分线比与局部线比的比较表明，在距离> 25 Mpc的星系中，GHIIR线比的测量可能受低表面亮度区电离…
2011-01-10 astro-ph.CO
Quantifying non-star formation associated 8um dust emission in NGC 628
结合附近螺旋星系NGC 628的Ha和IRAC图像，我们发现它的8 um尘埃辐射中有30-43%与最近的恒星形成无关。通过在Ha图中识别HII区域，并使用这些区域作为掩模来确定必须由老恒星加热的8 μ m尘埃排放，来分离年轻恒星加热的尘埃的贡献。对HII区的探测阈值以下的区域、从HII区逃逸的光子以及与HII区没有直接联系的年轻恒星（即10-100百万年的老恒星）进行了校正。一个简单的模型证实了这个8微米的发射量可以预期给定的尘埃和PAH吸收截面，一个现实的恒星形成历史，和观察到的光学消光值。傅立叶功率谱分析表明，8 um尘埃的辐射比Ha辐射更弥散（与观测到的HI相似），支持我们的分析，即大部分8 um尘埃是由较老的恒星加热的。8 um尘埃到Ha的排放比下降与银河中心半径内和外的HII区域，可能是由于径向增加盘透明度。在这项工作的过程中，我们还发现，内在的扩散哈分数可能低于以前认为在星系中，如果考虑到HII区域和扩散区域之间的差异消光。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
An independent determination of the local Hubble constant
HII星系和巨HII区的积分H $β$线光度与电离气体速度色散之间的关系代表了一个令人兴奋的标准烛光，目前可以使用到红移z ~ 4。在当地，它是用来获得精确的测量的哈勃常数相结合的斜率的关系，从附近（$z \leq $ 0.2）HII星系与零点确定从巨大的HII地区属于一个“锚样本”的星系，准确的红移无关的距离模量是可用的。我们提出了新的数据，36个巨大的HII地区在13个星系的锚样本，其中包括超脉泽星系NGC 4258。我们的数据是前四年对73个星系中130个巨大的HII区域的原始样本进行观测的结果，这些星系具有造父变星确定的距离。我们对哈勃参数的最佳估计是$71.0\pm2.8(random)\pm2.1(systematic)$ km /s Mpc。这一结果是一种独立方法的产物，虽然目前不如最新的SNIa结果精确，但它可以得到实质性的改进。
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 dust SED of dwarf galaxies I. The case of NGC 4214
本研究的目标是建立尘埃加热和辐射的辐射传输模型的基础上的物理起源，自洽地连接从弥漫的尘埃和大质量恒星形成区的尘埃的排放成分。NGC 4214是一个附近的矮星系，拥有大量的辅助数据，从紫外线（UV）到无线电，包括来自斯皮策，赫歇尔的地图和普朗克的探测。我们在IRAM 30米望远镜上用1.2毫米的MAMBO绘制了这个星系。我们提取单独的灰尘排放组件的HII地区（加上其相关的PDR PC规模）和弥漫的灰尘（KPC规模）。我们分析了全UV FIR/submm SED的星系使用辐射传输模型，自洽地对待从弥漫和SF复合物组件的尘埃排放，考虑到照明的弥漫尘埃都由分布的恒星星族，并通过逃逸光从HII地区。在保持与该模型框架一致的同时，我们还使用了一个模型，该模型提供了对HII区域及其周围PDR在PC尺度上的粉尘排放的详细描述。由于大量的可用数据和先前对NGC 4214的研究，在模型拟合过程中只剩下很少的自由参数。我们实现了一个令人满意的适合从HII+PDR区域的PC尺度上的发射，除了在8 \mi，这是预测不足的模型的发射。对于漫射发射，我们实现了一个很好的拟合，如果我们假设大约30-70%的发射逃逸的HII+PDR区域能够离开星系，而不通过一个弥漫的ISM，这是不是一个不太可能的情况下，矮星系最近经历了核星暴。我们确定的粉尘与气体的质量比为350-390，这是接近的金属丰度的基础上的预期值。
2012-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Asymptotic Giant Branch Variables in NGC 6822
使用多历元的JHK测光获得的1.4米日本-南非的红外测量设施在萨瑟兰，我们已经确定了大量的AGB变量在NGC 6822。本文利用30个周期在200 ~ 900天之间的大振幅变星，对周期光度关系进行了新的定标。
2010-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A census of H$α$ emitters in the intergalactic medium of the NGC 2865 system
潮汐碎片富含HI气体，形成于相互作用和合并系统中，是研究星系外恒星形成的合适实验室。最近，几个这样的系统被观测到，其中包含了许多年轻的恒星形成区域的星系外。在以前的工作中，我们已经研究了年轻的恒星形成区域外的星系在不同的系统与光学和/或气体潮汐碎片，所有这些都与可用的档案GALEX/UV图像，以了解他们发生的频率和在哪种类型的环境。在本文中，我们寻找星系NGC 2865周围的恒星形成区，这是一个壳层星系，它被一个环的HI，与总质量为1.2 × 10 $^9$ M $_\odot$。利用双子座望远镜的多狭缝成像光谱技术，我们探测到星系NGC 2865周围的所有H $α$发射源，其通量极限为10 $^{-18}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ erg cm $^{-1}$。再加上近和远紫外光通量信息，我们的特点，这些HII地区的恒星形成率，质量，年龄和金属丰度。我们总共在NGC 2865星系周围HI气体东南尾部的60个$\times$ 60 Kpc场中发现了26个发射线源。在26个H PDMATHAMO发射体中，有19个位于卫星星系FGCE 0745中，7个位于星系际HII区，散布在NGC 2865周围HI气体的南尾。我们发现星系际HII区域很年轻（$<$ 200 Myr），恒星质量范围为4 X 10 $^3$ M $_\odot$至17 x 10 $^6$ M $…
2014-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near-infrared properties of asymptotic giant branch stars in nearby dwarf elliptical Galaxy NGC 205
我们研究了在一个比以前的近红外研究覆盖的区域更大的范围内，在附近的矮椭圆星系NGC 205解决渐近巨星分支（AGB）的恒星的分布。利用CFHT的WIRCam近红外成像仪获得的数据，我们在JHK的色星等图中选择了AGB星，并在JHK的色色图中分离了C星和M巨星。我们在NGC 205中识别出了1,550颗C星，它们的平均绝对星等为M_Ks = -7.49 \pm 0.54，颜色为（J-Ks）= 1.81 \pm 0.41和（H-Ks）= 0.76 \pm 0.24。NGC 205中C星与M巨星的比值估计为0.15 \pm 0.01，南区的C/M比值略低于北区。AGB星的（J-Ks）色分布包含M巨星的主峰和C星的红尾。理论等时线模型与观测到的颜色分布的比较表明，NGC 205中大部分明亮的M巨星形成于log（t_yr）\sim 9.0-9.7。M巨星M_Ks光度函数的对数斜率估计为0.84 \pm 0.01，与矮椭圆星系NGC 147和NGC 185相当。此外，我们还发现，不同地点的C巨星和M巨星的M_Ks光度函数的对数斜率不同，这意味着NGC 205内部有不同的恒星形成历史。M-巨星的辐射热光度函数扩展到M_bol = -6.0等，C-巨星的辐射热光度函数扩展到-5.6 < M_bol <-3.0等。C星的辐射热光度函数不可能是高斯分布，C星的平均辐射热星等估计为M_bol = -4.…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
