proEQUIB: IDL Library for Plasma Diagnostics and Abundance Analysis
针对气态星云光谱的等离子体诊断和丰度分析需求，开发了IDL库proEQUIB，含多API函数，支持GDL使用，依赖特定IDL库，可通过CEL、RL等确定物理条件与丰度，适用于积分场光谱的空间分辨研究。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Temperature-based metallicity measurements at z=0.8: direct calibration of strong-line diagnostics at intermediate redshift
我们提出了第一个直接校准的强线金属丰度诊断在显着的宇宙学距离使用的样本在z=0.8从深2星系红移巡天。氧和氖的丰度是从电子温度和密度的测量中得出的。我们直接比较各种常用的气相金属丰度和强线比的O，Ne，和H在z=0.8和z=0之间的关系。在高精度（$Δ\log{\mathrm{O/H}} = -0.01\pm0.03$，$Δ\log{\mathrm{Ne/O}} = 0.01 \pm 0.01$）下没有红移的演化。O、Ne和H线比率在z=0.8处遵循与z=0处相同的轨迹，其中$\lesssim$ 0.02 dex演化和低散射（$\lesssim$ 0.04 dex）。这表明很少或根本没有进化的物理条件下的HII地区在固定的氧丰度，与模型调用更极端的性能在高红移。我们推测，在[N II]/H $α$与[O III]/H $β$图中观察到的高红移偏移是由于[NII]发射，可能是由于相对较高的N/O丰度。如果确实是这种情况，那么氮基金属丰度诊断在高红移时会受到系统误差的影响。我们的研究结果表明，本地校准的丰度诊断的基础上α-捕获元素可以可靠地应用在z $\simeq$ 1，并可能在更高的红移。这构成了在高红移金属丰度研究中广泛使用经验校准的第一个坚实的基础。
2015-08-20 astro-ph.GA
The Origin of B-Type Runaway Stars: Non-LTE Abundances as a Diagnostic
有两种公认的机制来解释失控OB型恒星的起源：双星超新星情景（BSS）和星团抛射情景（CES）。在前者中，近距离双星中的超新星爆炸会使第二颗恒星爆炸，而在后者中，密集星团中的近距离多体相互作用会导致一颗或多颗恒星以高速从该区域喷出。这两种机制都有可能影响逃逸恒星的表面成分。TLUSTY非LTE模式大气计算已被用于确定大气参数和碳，氮，镁和硅的丰度为样本的B型失控。Hunter等人（2009年）使用了相同的分析工具来分析50颗B型疏散星团星系恒星（即非逃逸恒星）。有效温度推导出使用硅电离平衡技术，表面重力从巴尔末线轮廓和微湍流速度来自使用Si光谱。与疏散星团中的恒星相比，逃逸恒星没有表现出明显的丰度异常。离家出走的行星确实显示出其组成的分布，这几乎可以肯定地反映出银河系的丰度梯度，以及离家出走的行星在银河系圆盘中的出生地范围。由于观测到的C、N、Mg和Si的银河系丰度梯度具有相似的量级，因此丰度比（例如，N/Mg）在整个样品中基本上是均匀的。
2017-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-Infrared Line Diagnostics: Improving N/O Abundance Estimates for Dusty Galaxies
氮氧丰度比与星系中金属丰度的增长和恒星的形成历史密切相关，是星系演化的重要诊断指标。N/O比的估计传统上是用可能受到消光和激发效应影响的光学线来完成的，因此可以说N/O比通过远红外（远IR）精细结构线更好地测量。在这里，我们表明，[N III]57 $μ$ m/[O III]52 $μ$ m线比，表示为$N3O3$，是一个物理上强大的N/O探针。该参数对气体温度不敏感，仅微弱地依赖于电子密度。虽然它依赖于电离辐射场的硬度，我们表明，它是很好的校正，包括[Ne III]15.5 $μ$ m/[Ne II]12.8 $μ$ m线比。我们验证了该方法，并通过比较光电离模型的结果来表征其内在的不确定性。然后，我们将我们的方法应用到附近的星系使用新的观测SOFIA/FIFI-LS与现有的Herschel/PACS数据相结合，并与光学N/O估计的结果进行了比较。我们发现的远红外和光学衍生的N/O比之间的系统偏移的证据。我们认为这可能是由于我们的远红外方法偏向于年轻和密集的H II区域，而光学方法偏向于较老的H II区域以及扩散的电离气体。这项工作为研究早期宇宙中ISM丰度提供了一个本地模板。
2020-12-18 astro-ph.GA
Ionized gas diagnostics from protoplanetary discs in the Orion Nebula and the abundance discrepancy problem
我们目前的结果与PMAS积分场光谱。观测到的区域包括：五个原行星盘（也称为propherds），高速喷流HH 514和弓形激波。得到了不同发射线通量、c（Hβ）系数、电子密度和温度、碰撞激发线（CEL）中不同离子的离子丰度、复合线（RL）中C2+和O2+的丰度以及O2+、ADF（O2+）的丰度差异因子的空间分布图。我们发现，碰撞退激有一个主要的影响线通量的progrands。如果不适当地考虑这一点，那么从常用的谱线比率推导出的物理条件将是错误的，导致这些物体的化学丰度不可靠。我们通过直接减去背景发射获得了产物177-341、170-337和170-334的本征发射，尽管后两者由于它们的小尺寸而存在一些背景污染。对177-341光谱的详细分析表明，与在星云背景气体中观察到的典型值（3800 cm^-3）相比，存在高密度气体（3.8 \times 10^5 cm^-3）。我们还探索了背景扣除如何受到proplyd可能的不透明度的影响。我们建立了一个物理模型，发现预测和观察到的线比之间有很好的一致性。最后，我们发现，使用可靠的物理条件返回的ADF（O2+）约为零的本征光谱的177-341，而背景发射呈现典型的ADF（O2+）在猎户座星云中观察到。我们的结论是，高密度电离气体的存在下，严重影响的丰度测定从CEL，因此，从RL应被视为一个更好的近似真实的丰度。
2012-05-02 astro-ph.GA
pyEQUIB Python Package, an addendum to proEQUIB: IDL Library for Plasma Diagnostics and Abundance Analysis
pyEQUIB 是一个纯 Python 开源软件包，将 IDL 库 proEQUIB 移植到 Python 并与 AtomNeb 耦合，为天文学家提供等离子体诊断、丰度分析和消光分析的 API 函数。
2024-10-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Cosmic metallicity evolution of Active Galactic Nuclei: Implications for optical diagnostic diagrams
本研究通过化学演化模型和Cloudy光致电离模型分析光学诊断图在0<z<11.2红移范围内对活动星系核分类的有效性，发现标准BPT图仅适用于高红移高金属丰度AGN，而HeII4685/Hbeta图则不受演化阶段影响。
2023-11-23 astro-ph.GA
Sulphur abundances in halo giants from the [S I] line at 1082 nm and the S I triplet around 1045 nm
它仍然是有争议的硫在晕中的银河系化学演化是否遵循恒定或平坦的趋势[Fe/H]，归因于爆炸性核合成的结果在II型SNe。本研究的目的是试图澄清这种情况，通过测量的硫丰度的样本中的晕巨星使用两个诊断; S I三重态约1045 nm和[S I]线在1082 nm。两者中的后者被认为对非LTE效应不敏感。因此，我们可以最大限度地减少不确定性的诊断使用和估计的有用性的三重硫测定晕K巨星。我们还将能够比较我们的硫丰度差异，从两个诊断与预期的非LTE的影响，在1045 nm的三重之前计算的其他人。使用安装在VLT上的光谱仪CRIRES记录了10颗K巨星的高分辨率近红外光谱。使用两种标准设置;一种覆盖S1三联体，另一种覆盖[S1]线。硫丰度分别确定与等效宽度和合成光谱的两个诊断使用定制的1D模型大气和依赖于非LTE校正从文献。研究了恒星大气中对流不均匀性的影响。我们证实了在其他工作中发现的晕星的[S/Fe]与[Fe/H]图中的平坦趋势，并且在其他一些先前的研究中没有发现[S/Fe]的分散或上升。我们发现从非LTE校正的三重态推导出的硫丰度略低于从[S I]线推导出的丰度，这可能表明非LTE校正太大。然而，考虑到3D建模，它们可能太小了。此外，我们还证明了[Si]线在[Fe/H] = -2.3的巨星中可以作为硫的诊断线。
2011-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Empirical Calibration of the MIR Abundance Diagnostic Ne$_{23}$ with JWST
Northwestern University（西北大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；NASA Headquarters（美国国家航空航天局总部）；INAF—Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔蒂天文台）
本文首次利用JWST的MIRI MRS观测，通过中红外线对Ne₂₃进行实证校准，以更准确地估计金属丰度，尤其适用于尘埃遮蔽和金属丰富的环境。
2026-04-29 astro-ph.GA
A comparison of UV and optical metallicities in star-forming galaxies
我们研究最早期星系中星际介质特性的能力将依赖于静止帧紫外（UV）波长的发射线诊断。在这项工作中，我们确定使用UV发射线的金属敏感的诊断。我们比较紫外衍生的金属丰度与标准的，完善的光学金属丰度使用一个样本的星系与休息帧紫外光谱和光学光谱。我们发现He 2-O3 C3诊断（He II 1640 / C III 1906，1909 vs. O III 1666 / C III 1906，1909）是一个可靠的金属丰度示踪剂，特别是在低金属丰度（12+log（O/H）< 8）时，恒星贡献最小。我们发现，Si 3-O3 C3诊断（Si III 1883 / C III 1906，1909 vs. O III 1666 / C III 1906，1909）是一个可靠的金属丰度示踪剂，虽然有大的散射（0.2-0.3 dex），我们认为这是由气相丰度的变化驱动。我们发现，C4-O3 C3诊断（C IV 1548，1550/ O III 1666 vs. O III 1666 / C III 1906，1909）与光学衍生金属丰度相关性较差。我们讨论了这些不一致的金属丰度测定，包括电离光谱的硬度，恒星风排放的贡献，和非太阳尺度的气相丰度可能的解释。最后，我们提供了两个新的UV氧丰度诊断，计算多项式拟合的模型网格表面的He 2-O3 C3和Si 3-O3 C3图。
2020-03-15 astro-ph.GA
Updated Metallicity Diagnostics for Precision Oxygen Abundance Measurements in High-redshift Galaxies with JWST
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
本文提出更新的金属度诊断方法，通过O32和N2O2代理纳入电离参数和氮富集效应，提升JWST样本中氧丰度测量精度，并揭示红移演化特征。
2026-01-28 astro-ph.GA
The metallicity profile of M31 from spectroscopy of hundreds of HII regions and PNe
旋涡星系中星云发射线区域之间的氧丰度梯度已被用作化学演化模型的重要约束。我们提出了有史以来最大的螺旋星系（M31）发射线星云的全波长光谱样本。我们用MMT的Hectospec多光纤光谱仪收集了253个HII区和407个行星状星云的光谱。我们测量199 HII区域和333 PNE的视线消光;我们直接导出氧丰度，基于电子温度，为51 PNE;我们使用强线方法估计氧丰度为192 HII区域和氮丰度为52 HII区域。在我们的样品中，更广泛的HII区的相对较浅的氧丰度梯度通常与Zaritsky等人（1994）的结果一致，该结果仅基于19个M31 HII区，但随所采用的强线诊断而变化。我们的大样本量表明，有显着的内在分散围绕这个丰度梯度，高达3倍的系统不确定性的强线诊断。内在的散射是相似的氮丰度，虽然梯度是显着陡峭。在小尺度上（去投影距离< 0.5 kpc），HII区域在33%的相邻对中表现出大于0.3 dex的氧丰度局部变化。我们没有确定一个显着的氧丰度之间的梯度PNe，但我们确实发现一个显着的梯度[N II]的比率，系统地变化与表面亮度。我们的研究结果强调了M31的ISM的复杂性和不均匀性，我们的数据集说明了与附近螺旋星系金属丰度梯度的未来研究相关的系统效应。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
IZI: Inferring the Gas Phase Metallicity (Z) and Ionization Parameter (q) of Ionized Nebulae using Bayesian Statistics
提出了一种利用强星云发射线（SEL）推算HII区和恒星形成星系金属丰度（Z）和电离参数（q）的新方法。我们使用贝叶斯推断，以获得联合和边缘后验概率密度函数的Z和q给定一组观察到的线通量和输入光电离模型。我们的方法允许使用任意组的SEL和通量上限的列入。该方法提供了一种确定电离星云物理条件的自洽方法，该方法不依赖于特定SEL诊断的任意选择，并使用所有可用信息。与理论上校准的SEL诊断不同，该方法是灵活的，并且不依赖于特定的光电离模型。我们描述了我们的算法，验证它对其他方法，并提出了一个工具，实现它称为IZI。使用附近的河外HII区域的样本，我们评估常用的SEL丰度诊断的性能。我们还使用了一个样本的22个本地HII地区直接和复合线（RL）的氧丰度测量在文献中研究不同的方法之间的丰度尺度的差异。我们发现，氧丰度通过贝叶斯推断使用目前可用的光电离模型在文献中可以在很好的（~30%）协议RL丰度，虽然一些模型执行显着优于其他。我们还确认，使用直接方法测量的丰度通常比RL和光电离模型的丰度低0.2德克斯。
2014-10-29 astro-ph.GA
Tracing nitrogen enrichment across cosmic time with JWST
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF – Arcetri Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）
通过JWST光谱分析660个红移z=1-6的恒星形成星系，研究氮氧比的演化，发现高红移星系中氮富集现象，且低金属licity处更显著。
2026-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Galactic chemical evolution of sulphur. Sulphur abundances from the [S i] 1082 nm line in giants
上下文硫的银河系化学演化仍在争论中。在低金属丰度下，一些研究发现[S/Fe]和[Fe/H]之间没有相关性，另一些研究发现[S/Fe]随着金属丰度的降低而增加，还有一些研究发现两者的结合。每种情况对银河系硫的化学演化都有不同的影响。目标。通过从具有均匀确定的恒星参数的盘星和晕星的非LTE不敏感光谱诊断中推导硫丰度，促进关于硫的银河系化学演变的讨论。方法.我们从光度计的颜色，日志从恒星等时线和贝叶斯估计，和[Fe/H]和[S/Fe]从光谱合成。我们从39个主要是冷和贫金属巨星的[Si] 1082 nm线中获得[S/Fe]，使用1D LTE MARCS模型大气来模拟我们使用VLT，NOT和Gemini South望远镜获得的高分辨率NIR光谱。结果我们得到均匀的恒星参数为29颗恒星。我们的研究结果认为，硫的化学演变是典型的α-元素，相反，一些以前的研究。与使用其他硫诊断得出类似结论的其他研究相比，我们的丰度系统性地高出约0.1 dex。结论.我们发现[Si]线对低至[Fe/H] ~-2.3的冷巨星的硫丰度是一个有价值的诊断。我们认为，一个均匀的恒星参数的测定是必要的，因为导出的丰度是敏感的。我们的结果（[S/Fe]）与当代银河系化学演化模型的预测显示出合理的一致性。在这些模型中，硫主要是在大质量恒星中通过氧气燃烧产生的，并在II型SNe爆炸期间在ISM中喷出。与以往研究的系统性差异可能属…
2013-08-31 astro-ph.GA
On the N/O abundance ratio and the progenitor mass for the most luminous planetary nebulae of M 31
等离子体诊断是研究线发射气体系统物理和化学性质的基础。为了正确地执行等离子体诊断，必须正确地校正输入光谱的消光。这仅仅是因为确定消光程度取决于线发射气体的物理性质。因此，消光校正和等离子体诊断必须同时进行，并自洽。通过比较的分析结果进行了9个明亮的行星状星云在M 31的样本，并没有适当的消光校正和等离子体诊断，我们演示了如何初始假设的物理条件的线发射气体消光校正将损害整个分析的结果。虽然电子密度/温度相对不受强加的不一致假设的影响，但受损的消光将导致经消光校正的谱线强度的系统性偏移，这因此将对所得离子和元素丰度以及从不正确的结果做出的其他推断产生不利影响。我们发现，这M 31 PN样本只是代表周围的低质量行星状星云祖星的质量范围的高质量端从现有的理论模型的预期。看来，在以前的研究中提出的怀疑-这些PNE是有害的氮过剩-仅仅是由于明显低估灭绝，起源于灭绝校正强加的不一致的假设。在更大的范围内，在文献中的等离子体诊断的结果，而不寻求同时与消光校正的自洽性，必须谨慎处理。理想情况下，这些先前的结果应该通过寻求同时自我一致性来重新评估。
2022-10-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The impact of the nitrogen-to-oxygen ratio on ionized nebulae diagnostics based on [NII] emission lines
我们研究了氮和氧丰度之间的关系，作为金属丰度的一个样本的发射线对象的金属丰度的直接测量已经成为可能。这个样本代表了我们在宇宙中发现的非常不同的电离和化学富集条件。我们首先构建的N/O与O/H图，我们讨论了它的大分散在所有金属丰度制度。使用相同的样品和一个大的网格的光电离模型覆盖非常不同的值的N/O比，然后我们研究了最广泛使用的强线校准金属的基础上[NII]发射线，如N2和O3 N2。我们表明，这些参数低估了金属丰度在低N/O比，反之亦然。我们还调查了不同的诊断图上的N/O比的效果，用于区分窄线活动星系核的恒星形成区域，如[OIII]/Hbeta与[NII}]/Halpha，我们表明，大部分的星系编目为复合在这个图中，实际上，恒星形成星系的N/O比的高值。最后，利用对N/O丰度比敏感的强线方法，如N_2O_2和N_2S_2，我们研究了SDSS星系的N/O丰度比与恒星质量之间的关系。我们发现，在质量-金属丰度关系的情况下，这两个量之间的相关性和最大质量的星系，这可能是一个后果的N/O的分散在高金属丰度制度的增强的关系的平坦化。
2009-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical conditions and chemical abundances in PN M 2-36. Results from deep echelle observations
我们提出了一个光谱的行星状星云M2 -36获得的紫外线和视觉中阶梯摄谱仪（UVES）在甚大望远镜（VLT）。共检测到446条发射谱线。我们使用多电子温度（$T_{e}$）和密度（$n_{e}$）诊断进行化学成分分析。使用各种方法计算$T_{e}$和$n_{e}$，包括碰撞激发线（CEL）比、O $^{++}$光学复合线（ORL）和测量巴耳末跳跃的强度。除了经典的CEL丰度，我们还提出了强大的离子丰度从ORL的重元素。从O $^{++}$的CELs和ORL中，我们得到了这个星云的Abstract DiscreplaceFactor（ADF）的一个新值，ADF（O $^{++})=$ 6.76 $\pm$ 0.50。从我们研究的所有不同的线比，我们发现，该对象不能化学均匀的，此外，我们发现，两相光电离模型是无法同时重现关键\ion{O}{ii}和[ \ion{O}{iii} ]线比。然而，我们发现一个三阶段的模型能够充分再现这样的比例。虽然我们认为这是一个玩具模型，但它能够重现观察到的温度和密度线诊断。我们的分析表明，它是重要的，以高光谱分辨率研究高ADF PNe，因为它的物理和化学结构可能比以前认为的更复杂。
2021-09-22 astro-ph.GA
Young stars and ionized nebulae in M83: comparing chemical abundances at high metallicity
本文给出了富金属旋涡星系M83中14颗A型超巨星的光谱。我们得到了恒星参数和金属丰度，并测量了光谱距离模m-M = 28.47 ± 0.10（4.9 ± 0.2Mpc），与其它方法一致.我们使用恒星的特征金属丰度的M83和其他系统来讨论一个版本的星系质量金属丰度关系，是独立的分析星云发射线和相关的系统的不确定性。我们重现的径向金属丰度梯度的M83，这在大半径，与化学演化模型，约束气体流入和流出的过程。我们进行了比较分析的金属丰度，我们来自恒星光谱和公布的HII区线通量，利用直接的，基于Te的方法和不同的强线丰度诊断。直接丰度与恒星的金属丰度相对较好的协议，一旦我们应用一个适度的修正星云的氧丰度由于耗尽到尘埃。流行的经验校准强线诊断往往提供星云丰度低估恒星金属丰度以上的太阳值~0.2德克斯。这一结果可能与难以选择高金属丰度的校准样品有关。Pettini和Pagel校准的O3 N2方法与我们的恒星金属丰度最吻合。我们证实，金属复合线产生星云丰度同意恒星丰度高金属系统，但发现证据表明，在更多的金属贫乏的环境中，他们往往低估了恒星金属丰度的一个显着的量，相反的行为的直接方法。
2016-07-22 astro-ph.GA
On the Diagnostic Power of FIR/Sub-mm SED Fitting in Massive Galactic Molecular Clumps
我们使用来自赫歇尔和阿塔卡马探路者实验（APEX）的FIR和亚毫米连续数据，将逐像素修改后的普朗克SED与高质量和中等质量原恒星普查（CHaMP）（$280^{\circ}<\ell<300^{\circ}$，$-4^{\circ}<b<+2^{\circ}$）中的星前和原恒星团块拟合。我们目前的尘埃温度（$T_{\text{d}}$）和H $_2$柱密度（\ncol）的分子团在船底座星云复合体（区域9至11），周围的RCW 64（区域26）的地图。我们比较了CO和H $_2$的柱密度，以绘制它们对应的区域变化，并推导出CO丰度图。我们发现CO丰度在每个区域变化一个数量级或更多，平均每H $_2$几个$\times$ 10 $^{-5}$ CO，并且每个团块的CO丰度分布在形式和大小上与环境条件相关，特别是$T_{\text{d}}$。这表明，即使在单个分子云内，单个CO丰度也不足以从$N_{\text{CO}}$转化为\ncol。我们还发现，$L/M$痕迹$T_{\text{d}}$几乎完全，因此不是一个独立的恒星形成的示踪剂，但在$T_{\text{d}}$的最小值几乎普遍符合最大值在\ncol，这意味着冷却和密度增强必须在星前团块演化的同时步骤。最后，基于团尺度（1-5 pc）和云尺度（$\gtrsim10$ pc）样本的广义直方图N-PDF，我们只能得到团的$\sim10\…
2018-10-17 astro-ph.GA
Atomic data for Zn II - Improving Spectral Diagnostics of Chemical Evolution in High-redshift Galaxies
类星体光谱中的阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA吸收体为测量遥远星系的元素丰度提供了最灵敏的工具。从吸收线估算丰度敏感地依赖于所用原子数据的准确性。我们已经开始了一个项目，以产生新的原子光谱参数的光学/紫外谱线使用国家的最先进的计算机代码采用非常广泛的配置相互作用的基础。在这里，我们报告我们的结果，锌II，离子广泛用于研究的星际介质（ISM）以及DLA/亚DLAs。我们报告了新的计算的许多能级的锌II，以及由此产生的辐射跃迁的线强度。我们的计算使用的配置相互作用的方法内的数值Hartree-Fock框架。我们使用非相对论和准相对论的单电子径向轨道。我们已经将这些原子计算的结果纳入等离子体模拟代码Cloudy，并将其应用于实验室等离子体和DLA和子DLA的例子。Zn Ⅱ λλ 2026，2062振子强度的计算值比以前的值高0.10 dex。代表性的吸收剂与修订后的锌原子数据云计算意味着电离校正低于之前计算的0.05 dex。新的结果意味着锌金属丰度应该比过去的研究低0.1 dex的DLAs和0.13-0.15 dex的亚DLAs。我们的研究结果可以应用到其他的研究锌II在银河系和河外ISM。
2015-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core-collapse supernovae ages and metallicities from emission-line diagnostics of nearby stellar populations
大质量恒星是照亮H II区域的主要天体，它们迅速演化，以核心坍缩超新星（CCSNe）结束生命。因此，研究CCSNe和H II区之间的关联是重要的。在本文中，我们提出的发射线诊断的恒星星族附近的CCSNe，其中包括其主机H II区，从PMAS/PPAK积分场超新星主机COMPilation（PISCO）。然后，我们使用BPASS恒星星族模型，以确定年龄，金属丰度和气体参数的H II区域与CCSNe，对比模型，考虑单独的单星演化或将相互作用的双星。我们发现双星模型，允许电离光子损失，提供了一个更现实的适合所观察到的CCSN主机与金属丰度更接近那些来自O3 N2中的氧丰度。我们还发现II型和Ibc型SNe起源于年龄相似的祖星，大部分年龄在700万年到4500万年之间，对应于质量小于20太阳质量的恒星。然而，这两种类型的SNe在它们的宿主环境中几乎没有偏好，通过氧丰度或祖细胞初始质量测量金属丰度。然而，我们注意到，在较低的金属丰度超新星更有可能是II型。
2018-09-18 astro-ph.GA
Physical and chemical properties of Wolf-Rayet planetary nebulae
行星状星云（PNe）的沃尔夫-拉叶（[WR]）和弱发射线（$wels$）中心恒星都有缺氢大气层，其起源还不清楚。在本研究中，我们进行了等离子体诊断和丰度分析的18银河系PNe周围[WR]和$wels$核，碰撞激发线（CEL）和光学复合线（ORL）测量的宽视场光谱仪上的ANU 2.3米望远镜在Siding Spring天文台补充光学档案数据。我们的等离子体诊断意味着，来自CELs的电子密度和温度与固有星云H $β$表面亮度和激发类，分别。N ${}^{2+}$和O ${}^{2+}$的重元素ORL的自洽等离子体诊断表明，一小部分冷（$\lesssim 7000$ K），致密（$\sim 10^4-10^5$ cm $^{-3}$）材料可能存在于某些对象中，但具有很大的不确定性。丰度分析表明，O ${}^{2+}$的丰度差异因子（ADF $\equiv$ ORL/CEL）与He I和禁限线温度的二分法有关。我们的研究结果可能指出，在弥漫的温暖电离星云中存在一小部分凉爽、富含氧气的致密团块。此外，我们的元素丰度来自CELs大多是一致的AGB模型的初始质量范围从1.5到5 M $_{\odot}$。为了更好地理解[WR]和$wels$星周围PNe丰度差异的起源，有必要进行进一步的研究。
2021-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing shock type with chemical diagnostics: an application to L1157
目的：冲击波的物理结构可能采取其冲击类型所特有的形式，这意味着每种冲击类型的化学性质也是独特的。我们的目的是调查不同的化学J型和C型冲击，以确定独特的分子示踪剂的两种类型的冲击。我们将这些诊断应用于原恒星流出L1157，以确定B2团块是否可以承载表现出特定类型行为的冲击。特别令人感兴趣的是L1157-B2团簇，它已被证明在含S物质和HNCO中表现出明亮的发射。方法：我们模拟，使用参数化的方法，一个平面，稳态J型冲击波使用UCLCHEM。我们计算网格的模型使用C型和J型冲击模型，以确定化学丰度的冲击跟踪物种作为通过冲击的距离的函数，并将其应用到L1157流出。我们专注于已知的冲击跟踪分子，如H2O，HCN和CH 3 OH。结果如下：我们发现，一系列的分子，包括水和HCN具有独特的行为特定的J型休克，但这种行为的差异是明显的，只有在低$v_{s}$和低$n_{H}$。我们发现，CH 3OH的冲击增强，是一个可靠的探针的冲击前的气体密度。然而，我们发现它的气相丰度在C型和J型地震之间没有区别。最后，从我们对L1157的应用中，我们发现B2区的分数丰度与C型和J型激波发射是一致的。
2019-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. X. Combining NLTE and machine learning for chemical diagnostics of 4 million stars in the 4MIDABLE-HR survey
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）；Research School of Astronomy & Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理学系天体物理分部隆德天文台）；Faculty of Mathematics and Physics, University of Ljubljana（卢布尔雅那大学数学与物理学院）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学蔚蓝海岸天文台法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
本文提出基于非局部热平衡的ANN模型，用于分析4MIDABLE-HR调查中400万颗恒星的化学成分，展示了该方法在自动确定恒星参数和元素丰度方面的有效性，并验证了其在高分辨率光谱中的性能。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Plasma Diagnostics for Planetary Nebulae and H II Regions Using the N II and O II Optical Recombination Lines
利用N Ⅱ和O Ⅱ光学复合线对123个行星状星云和42个H Ⅱ区进行了等离子体诊断分析。新的有效复合系数的N II和O II光学复合光谱。这些数据计算下的中间耦合计划的电子温度（Te）和密度（Ne）的情况下。我们使用了一种新的方法来确定星云样品的Te和Ne，将ORL与每个离子的最可靠测量和基于新原子数据的预测强度相结合。估计每个对象的导出的Te和Ne的不确定性。重元素ORL的诊断结果与文献中以前的计算结果有合理的一致性。我们比较了来自N II和O II ORL的电子温度Te（ORL）、来自碰撞激发线（CEL）的电子温度Te（CEL）以及氢巴耳末跃变Te（H I BJ），特别是对于丰度差异较大的Pne。He I复合线的温度Te（He I）也可用于比较。对于我们样本中包含的所有对象，Te（ORL）低于Te（H I BJ），而Te（H I BJ）又系统地低于Te（CEL）。具有Te（He I）的星云显示出Te（ORL）< Te（He I）< Te（H I BJ）< Te（CEL）的关系，这与Liu et al.（2000）提出的双丰度星云模型的预测一致。
2012-11-29 astro-ph.GA
The Abundance Properties of Nearby Late-Type Galaxies.I. The Data
我们调查的氧和氮的丰度分布在光盘的130个附近的晚型星系使用约3740公布的光谱的HII区域。我们使用这些数据，以提供均匀的丰度测定样品中的所有对象，包括HII地区，其中不是所有的通常的诊断线进行测量。考察了这些星系中N和O丰度之间的关系，发现它们的中心和等照度线R_25盘半径处的丰度也遵循同样的关系。在给定的O/H下，N/H的变化约为0.3 dex。我们认为，所观察到的N/H的传播可能部分是由于N和O富集之间的时间延迟和不同的恒星形成历史的星系的不同形态类型和尺寸。我们研究了星系的丰度性质（中心O和N丰度，径向O和N梯度）与其形态类型和尺度之间的相关性。
2014-03-21 astro-ph.GA
CO2 infrared emission as a diagnostic of planet-forming regions of disks
来自原行星盘内部区域有机分子的红外振转发射线是行星形成区域的物理和化学结构以及塑造它们的过程的独特探针。在一个全圆盘模型中研究了二氧化碳（CO2）的非LTE激发效应，以评估：（i）不同CO2振转谱带的发射区域是什么;（ii）如何使用未来JWST数据使用CO2振转谱线最好地追踪CO2丰度;（iii）激发和丰度告诉我们关于内部圆盘物理和化学的信息。二氧化碳是冰的主要成分，它的丰富程度可能会测试模型与迁移冰卵石跨越冰盖。建立了一个完整的非LTE CO2激励模型。该模型的特性进行了测试，使用非LTE平板模型。随后的CO2线的形成已被建模使用的二维磁盘模型代表的T-Tauri磁盘。在光谱的15 $μ$ m和4.5 $μ$ m区域中发射的CO2气体不在LTE中，并且在由红外辐射泵浦的盘的上层中产生。v $_2$ 15 $μ$ m的功能是占主导地位的光学厚发射的大多数模型，适合的意见，并与源光度线性增加。与其他分子相比，它的窄源于低旋转激发温度（~250 K）和CO2固有的窄特征的组合。从观测到的磁盘推断的CO2丰度比星际冰（~10 $^5$）低两个数量级以上，类似于早期的LTE磁盘估计。谱线与连续谱线的比率很低，只有几个百分点，因此需要高信噪比（S/N > 300）的观测来进行单独的谱线检测。讨论了JWST-MIRI和JWST-NIRSpec精确反演丰度的前景。
2017-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
UV spectral diagnostics for low redshift quasars: estimating physical conditions and radius of the Broad Line Region
紫外光谱范围（1100 - 3000 A）包含在活动星系核（AGN）中观测到的最强共振线。类星体光谱中紫外线强度比和轮廓形状的分析提供了宽线发射区的物理和动力学条件的诊断。本文讨论了活动星系核1型光谱中紫外线的性质，以及它们如何导致电离光子通量、化学丰度、宽线发射区半径和中心黑洞质量的估计。这些估计通过4D "特征向量-1"（4DE1）形式主义有意义地情境化。
2014-10-12 astro-ph.GA
Rubidium Abundances in Cool Giants from High-Resolution H-band Spectra: A New Diagnostic for Galactic Chemical Evolution
本研究利用高分辨率近红外光谱分析太阳附近40颗M型巨星的Rb I谱线，验证其作为铷丰度指示器的可靠性，揭示[Rb/Fe]随金属丰度下降趋势需r-和s-过程共同解释，为尘埃遮蔽区域的化学演化研究提供新诊断。
2025-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emission-line Diagnostics at $z\gtrsim 2$: A Probe of the Ionizing Spectrum and $α$ Enhancement Beyond Cosmic Noon
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；University of Kentucky（肯塔基大学）；Department of Physics & Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）
通过分析828个星系的发射线比值，发现红移约3.5时离子化光谱更硬，导致星系形成区域在BPT图和O32-R23图上移动，揭示了ISM离子化条件与恒星化学丰度模式的联系。
2026-03-26 astro-ph.GA
Metal-poor dwarf galaxies in the SIGRID galaxy sample. II. The electron temperature-abundance calibration and the parameters that affect it
在本文中，我们使用映射光电离程序来探索物理参数对HII区电子温度和丰度测量的影响。在前一篇文章中，我们介绍了观测和测量的物理性质的光谱的十七个HII区的十四个孤立的矮不规则星系的SIGRID样本。在这里，我们进一步分析了这些观察结果，以及另外三个已发表的数据集。讨论了光学厚度、电子密度、电离参数、电离源和非平衡效应对电子温度与金属丰度关系的影响。我们提出了一个标准模型，非常适合观测数据的金属丰度之间的1/10和1太阳。我们调查的光学薄HII区域的影响，并表明，它们可以有相当大的影响，测量的电子温度，并有证据表明，一些观察到的对象是光学薄。我们看看电离参数的作用，并发现较低的电离参数值在较高的氧丰度更好地配合。我们发现，较高的压力结合低光学深度，并在低kappa值的kappa电子能量分布，可以产生明显的高电子温度在低金属丰度HII地区，前者提供了更好的拟合观测。我们研究了这些参数对强线诊断方法的影响。我们扩展到三维诊断网格，以确认如何以及观察所描述的网格。
2014-05-28 astro-ph.GA
Luminosity Dependence and Redshift Evolution of Strong Emission-line Diagnostics in Star-Forming Galaxies
我们使用本地SDSS样本和一个新的z = 0.2 - 2.3的样本，从HST WFC 3棱镜和Keck DEIMOS和MOSFIRE数据，研究了标准强发射线诊断的红移演化。我们使用的SDSS星系表明，有一个系统的依赖性的强发射线的性质上的巴耳末线的光度，我们解释为显示的N/O丰度和电离参数增加，随着线的光度增加。考虑到光度的依赖性，使得诊断图和金属丰度校准更加严格。结合SDSS和高红移的样品表明，一旦应用光度校正，谱线特性就没有红移演化，即，所有具有给定L（H β）的星系在所有观测到的红移处都具有相似的强发射线分布。我们认为，高红移星系的最佳金属诊断可能是亮度调整版本的[NII]6584/Halpha金属丰度关系。
2015-11-30 astro-ph.GA
Type II supernovae as probes of environment metallicity: observations of host HII regions
SNII大气的光谱模型表明，金属线强度对母体金属丰度有明显的依赖性。这促使进一步的工作，以评估这些SNe可用作金属丰度指标的准确性。为了评估这种准确性，我们提出了一个样本的SNII HII区光谱，从环境丰度。这些环境的丰度相比，观察到的SN光谱中的金属线的强度。结合我们的样品与测量从文献中，我们提出了119主机HII地区的氧丰度，通过提取发射线通量和使用丰度诊断。然后，继Dessart等人之后，将这些丰度与Fe 5018 A在不同时间和颜色时期的等效宽度进行比较。我们推断的SNII宿主HII区丰度的分布范围为~0.6 dex。我们确认SNeII爆炸的金属丰度低于那些发现（平均）在大麦云云。爆炸后50天的Fe 5018 A的等效宽度显示出与宿主HII区氧丰度的统计学显著相关性。如果排除远离SN爆炸地点的丰度测量值，这种相关性的强度就会增加。如果我们只分析“黄金”IIP样本，并且如果使用颜色历元代替时间，则相关性显著性也会增加。此外，没有证据表明祖金属丰度和SN光变曲线或光谱特性之间的相关性-除了上述关于Fe 5018 A等效宽度-表明祖金属丰度不是产生我们样品中观察到的多样性的驱动因素。这项研究提供了SNII作为金属丰度指标的有用性的观测证据。最后，我们讨论了在整个宇宙中使用SN光谱作为独立的金属丰度诊断所需的方法。
2016-03-04 astro-ph.GA
The diagnostic potential of Fe lines applied to protostellar jets
我们调查的诊断能力的铁线跟踪的物理条件的冲击激发气体的喷流驱动的前主序星。我们分析了由前主序星ESO-Halalpha 574和Par-Lup 3-4驱动的两个喷流的300-2500 nm X射线光谱。两个光谱在整个光谱范围内都有非常丰富的[Fe II]线;此外，在ESO-Hα574光谱中检测到来自[Fe III]的线。NLTE代码以及代码的电离平衡被用来推导出气体的电子温度和密度的激发条件，和部分电离。通过比较铁线发射率与[OI] 630 nm的发射率来提供铁气相丰度。[FeII]线表明，平均而言，ESO-Halalpha 574喷气机更冷（T_e = 9000 K），密度较小（n_e = 2 × 10^4 cm^-3），电离程度更高（x_e = 0.7）比Par-Lup 3-4喷流（T_e = 13000 K，n_e = 6 × 10^4 cm^-3，x_e < 0.4），即使通过[Fe III]和[Fe II]紫外线探测到更高密度组分（n_e = 2 × 10^5 cm^-3）的存在。理论模型表明，在ESO-Halalpha 574中工作的冲击波比Par-Lup 3-4冲击波更快，可能更有活力。ESO-Halalpha 574中测量到的高比例的气相铁（50-60%的太阳丰度，而Par-Lup 3-4中的不到30%）证实了后一个特征，这证明ESO-Halalpha 574冲击波…
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The case of NGC 6302: The impact of shocks in the derivation of Nitrogen abundances
高氮丰度是I型行星状星云的特征，同时也是它们的高丰度结构。在目前的工作中，我们测试的假设冲击作为一个相关的激励机制的I型星云，NGC 6302，使用最近发布的诊断图，以区分冲击光激发。图的构造取决于发射线比率和运动学信息。NGC 6302显示了外围区域激波的相关性以及对整个星云的重要性。使用冲击，我们通常的假设ICF计算的问题，证明了广泛使用的丰度推导方法的警告。通过运动学分析，我们得到了NGC 6302与$805\pm143\,$ pc的新距离.
2019-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in Active Galaxies
斯隆数字巡天（SDSS）已被证明是了解本宇宙中恒星形成星系的物理性质和化学组成的强大资源。活动星系核（AGN）的SDSS人口仍然是在这方面探索较少。为了将SDSS中的\ion{H}{ii}区域的严格研究扩展到AGN，我们调整了用于计算AGN窄线区域（NLR）的直接方法化学丰度的方法。通过解释氚离子化的氧，我们能够更完整地估计总的氧丰度。我们发现，由于碰撞冷却金属的电子温度和氧丰度之间的强相关性。此外，我们发现活动星系核中的氮和氧丰度是强相关的。从金属的温度关系和氮和氧丰度的耦合，我们开发了一种新的，经验和物理动机的方法来确定化学丰度的强发射线中常用的通量比诊断图（BPT图）。我们的方法，AGN减少到一个单一的方程的基础上的BPT线比，一贯恢复直接方法丰度超过1.5德克斯范围内的氧丰度与均方根的不确定性为0.18德克斯。我们已经确定了数以千计的活动星系核在SDSS的金属丰度，并在此过程中发现了电离相关的塞弗特和LINER星系的星系核。
2020-06-01 astro-ph.GA
Red Supergiants as Cosmic Abundance Probes: The Sculptor Galaxy NGC 300
本文对玉夫座星系NGC 300中的27颗红超巨星进行了定量光谱研究。J-波段光谱获得使用KMOS的VLT和研究与国家的最先进的合成光谱，包括最强的诊断线的NLTE校正。我们报告的中心金属丰度为[Z]= -0.03 +/- 0.05，梯度为-0.083 +/- 0.014 [dex/kpc]，与以前对蓝超巨星和H II区极光线测量的研究一致。这一结果标志着J波段光谱方法首次应用于本星系群之外的单个红超巨星群，并揭示了这项技术的巨大潜力。
2015-05-05 astro-ph.GA
Emissivity line ratios for [Mn III] and spectral diagnostics of H II regions
Al Aqsa University（阿克萨大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
研究首次对Mn III进行理论发射线研究，通过精确计算得出相关原子数据和线发射率比，发现特定禁戒线对温度和密度敏感，碰撞辐射模型得出发射率线比，某些线对密度敏感，检测其或能得出宇宙Mn丰度。
2026-07-27 astro-ph.GA physics.atom-ph
A Catalogue of Planetary Nebulae Chemical Abundances in the Galactic Bulge
该研究利用甚大望远镜FORS2光谱，测定了银河系核球124个行星状星云的化学丰度，其中34个为首次测定，新增约14%样本，数据经验证稳健可靠，是目前最大的高质量核球PNe丰度独立数据集。
2023-11-03 astro-ph.GA
MUSE spectroscopy of the high abundance discrepancy planetary nebula NGC 6153
本研究利用MUSE光谱仪观测高丰度偏差行星状星云NGC 6153，开发定制化分析方法证实其存在低温等离子体相，明确多等离子体相对精确测定高ADF行星状星云化学丰度的必要性。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 2392 and NGC 4361: Spectroscopic Diagnostics of Planetary Nebula Evolution
本研究通过光谱分析揭示NGC 2392和NGC 4361的物理条件、元素丰度及形态差异，表明二者分别源自年轻中等质量和年老贫金属前身星，增进了对行星状星云演化的理解。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of field halo stars -- Implications for the building blocks of the Milky Way
我想回顾最近的努力，详细的化学丰度测量现场银河系晕星。由于距离太阳高达数千秒差距的宽视场光谱测量的出现，具有详细化学测量的场晕星的大样本正在不断扩大。化学信息和全六维相空间信息的结合，现在被认为是一个强大的工具，以确定宇宙吸积事件，已经建立了相当大的一部分，现在的恒星晕。未来的观测前景与宽场光谱调查和理论前景与超新星核合成产额进行了讨论。
2019-08-26 astro-ph.GA
The MAGIC project. III. Radial and azimuthal Galactic abundance gradients using classical Cepheids
径向丰度梯度为星系的化学动力学模型提供了合理的约束。丰度比的方位变化是了解其化学富集的可靠诊断。本文利用造父变星研究了银河系中丰度的方位角变化。我们提供了105个经典造父变星的详细化学组成（25种元素），这些造父变星来自MAGIC项目观测到的高分辨率SALT光谱。负丰度梯度，与丰度从内到外光盘，已被报道在银河系和外部星系，我们的结果是完全符合文献结果。我们发现的氧丰度[O/H]的方位角变化。虽然大量的外部螺旋显示出可以忽略的方位角变化，银河系似乎是少数几个具有明显的[O/H]方位角不对称性的星系之一。它们在银河系内部和外盘中达到~0.2 dex，在那里它们是最大的，从而支持附近螺旋星系以及最近的2D化学动力学模型的类似发现。
2021-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
One cloud is not enough: extreme conditions bias chemical abundances in high-redshift galaxies
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF – Arcetri Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Institute for research in fundamental sciences (IPM)（基础科学研究所）；University of Arkansas（阿肯色大学）
高红移星系中极端条件导致化学丰度偏移，需使用物理驱动工具分析星际介质和化学富集。
2026-01-13 astro-ph.GA
Unveiling galaxy chemical enrichment mechanisms out to z~8 from direct determination of O & Ar abundances from JWST/NIRSPEC spectroscopy
利用JWST/NIRSPEC和Keck/MOSFIRE光谱直接测定z~1.3-7.7星系O与Ar丰度，通过log(O/Ar)诊断图首次推断星系化学增丰机制，发现z>3.6处存在不同增丰过程。
2025-03-26 astro-ph.GA
Metal-poor dwarf galaxies in the SIGRID galaxy sample. I. HII region observations and chemical abundances
本文介绍了对孤立的富气不规则矮星系的SIGRID样品中13个星系的17个HII区的观测结果。除了一个星系外，所有星系的光谱都显示出极光[OIII] 4363 A线，从中我们计算出电子温度、Te和气相氧丰度。其中五个是蓝色致密矮星系（BCD），其中四个以前没有进行过光谱分析。我们包括一个不寻常的星系，它没有显示[NII] λλ 6548，6584 A线的证据，表明金属丰度特别低（< Zsolar/30）。我们将基于电子温度的丰度与使用Dopita等人（2013）提出的八种新的强线诊断方法得出的丰度进行了比较。使用来自第一原理计算总氧丰度的方法，我们表明，Te基和强线气相丰度之间的差异现在已经减少到~0.07德克斯。化学丰度与光度-金属丰度关系的预期一致。我们得到的电子密度的估计，并发现它们之间的~5和~100 cm-3。在这个样本中，我们没有发现金属丰度为0.5 > Zsolar > 0.15的物体存在氮平台的证据。
2014-03-27 astro-ph.GA
Chemical abundances in the protoplanetary disk LV2 (Orion): clues to the causes of the abundance anomaly in HII regions
本文介绍了猎户座星云原型原行星盘LV 2的光学积分场光谱，它是用VLT FLAMES/Argus光纤阵列拍摄的。报道了从这类物体中检测到CII和OII的重组线，并将这些线用作丰度诊断。这项研究的补充与分析的HST微弱对象摄谱仪紫外和光学光谱的目标内包含的Argus视野。通过减去本地星云背景，得到了该天体的本征光谱，并首次导出了其元素组成。与猎户座大星云和太阳相比，它的碳、氧和氖含量过多。CIII] 1908-A和[OIII] 5007-A碰撞激发线（CEL）以及CII和OII复合线（RL）在LV 2上的同时覆盖使我们能够测量具有两组线的LV 2的C++和O++的丰度。这两种方法得到的结果一致的内禀probridd光谱，但不是probridd光谱污染的属星云光谱，从而提供了一个例子，长期存在的丰度异常困扰金属丰度研究的HII地区已得到解决。这些结果将表明，在推导我们自己和其他星系的HII区轻金属丰度时使用的标准禁止线方法低估了真正的气体金属丰度。
2010-11-21 astro-ph.GA
Using photo-ionisation models to derive carbon and oxygen gas-phase abundances in the rest UV
我们提出了一种新的方法来获得氧和碳的丰度使用的紫外线（UV）线发射的气相电离的大质量恒星。该方法是基于星云的发射线比与预测的光电离模型的大网格的比较。考虑到O/H-C/O平面中的大色散，我们的方法首先使用适当的发射线的比率来固定C/O，并且在第二步骤中，从UV中的碳线计算O/H和电离参数。我们发现丰度完全一致，当我们将这种方法应用到一个样本的对象与经验确定的电子温度使用光发射线提供的直接方法。建议的方法似乎作为一个强大的工具，在高红移恒星形成星系星云丰度的系统研究。
2017-03-09 astro-ph.GA
Atomic data for S II - Toward Better Diagnostics of Chemical Evolution in High-redshift Galaxies
吸收线光谱学是一种用于估计附近和遥远宇宙中元素丰度的强大工具。由此导出的丰度的准确性自然受到假定的谱线原子数据的准确性的限制。我们最近开始了一个项目，使用最先进的量子计算，在等离子体建模代码Cloudy中执行用于光学/UV谱线的新的广泛的原子数据计算。在这里，我们展示了我们的方法，专注于S II，用于估计银河系星际云以及遥远的阻尼莱曼α（DLA）和子DLA吸收星系的类星体和伽马射线暴（GRB）的光谱中检测到的金属丰度的离子。我们报告新的大量的能级的S II的广泛的计算，以及由此产生的辐射跃迁的线强度。我们的计算是基于组态相互作用的方法在一个数值Hartree-Fock框架内，并利用非相对论和准相对论的单电子径向轨道。这些新的原子计算的结果然后被合并到Cloudy中，并应用于实验室等离子体和典型的DLA，用于说明目的。新的结果意味着相对温和的变化（~0.04 dex）的金属丰度估计从S II在过去的研究。这些结果将很容易地适用于银河系和其他星系的S II的其他研究。
2013-11-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
12C/13C ratio and CNO abundances in the classical very old metal-poor dwarf HD 140283
同位素丰度为我们银河系的化学富集提供了强有力的诊断。HD 140283是研究最多的贫金属矮星之一。它非常古老，这颗恒星中的化学丰度是早期银河系物质化学组成的一个很好的见证。本工作的目的是测量这颗非常古老的贫金属恒星的碳、氮、氧丰度，主要是12 C/13 C同位素比值，为计算银河系的化学演化提供参考。我们使用了非常高的光谱分辨率数据，具有极高的信噪比，这些数据是由CFHT的ESPaDOns、VLT的ESPaO和ESO 3.6米望远镜的HARPS摄谱仪获得的。这是我们第一次能够测量一个非常古老的贫金属矮星的12 C/13 C比率：27 <12 C/13 C < 45。我们还获得了该恒星中CNO元素丰度的精确测定。这些丰度表明，超渐近巨星分支星或快速旋转的大质量恒星的影响在早期银河系中是显着的。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The abundance discrepancy factor and t^2 in nebulae: are non-thermal electrons the culprits?
光致电离产生超热电子，这些电子的能量比在星云的电子温度特征下的热化气体中发现的能量大得多。这些高能电子的存在可能会解决长期存在的t^2/ADF难题，即从复合和碰撞激发线获得的丰度不一致的观察结果，以及不同的温度指标给出不同的结果，如果它们存活足够长的时间以影响诊断发射线。这些非麦克斯韦分布的电子的存在通常由术语κ表示。在这里，我们使用成熟的方法来表明，加热速率变化的距离比超热电子可以移动的距离长得多，并且使这些电子热化的时间尺度比加热或冷却的时间尺度短得多。这些估计建立了超热电子将消失到麦克斯韦速度分布，很久之前，他们影响碰撞激发禁止和重组线，用于推导相对于氢的丰度。星云中的电子速度分布应该是接近热的。
2016-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirmation of the link between central star binarity and extreme abundance discrepancy factors in planetary nebulae
最近有人注意到，具有近距离双星的行星状星云和高度增强的复合线丰度之间似乎有很强的相关性。我们提出了新的深光谱的7个对象已知有密切的二元中心恒星，并发现重元素丰度来自复合线超过碰撞激发线的5-95倍，其中几个星云之间的最极端的已知丰度差异。这项研究几乎使已知具有双星中心和极端丰度差异的星云数量增加了一倍。对所有测量到复合线丰度的星云的统计分析显示，中央恒星表面化学与星云丰度差异之间没有联系，但双星性与丰度差异之间有明确的联系，丰度差异与星云电子密度之间也有密切关系：所有具有周期小于1.15天的中心联星的星云的丰度差异因子都超过10，电子密度小于$\sim$ 1000 cm $^{-3}$ ;周期较长的双星丰度差异因子小于10，电子密度高得多。我们发现[O~{ \sc ii}]密度诊断线可以被复合激发强烈增强，而[S~{ \sc ii}]线则不能。这些发现强调了这样一种观点，即极端的丰度差异是由中央恒星系统的新星样喷发造成的，发生在共同包层阶段之后不久，这使得氢耗尽，CNONE增强，但不是第三行元素。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
