Close binary central stars and the abundance discrepancy - new extreme objects
最近的工作（Corradi et al. 2015，Jones et al. 2016）表明，极端丰度差异的现象，即复合线丰度超过碰撞激发线丰度的10倍或更多，似乎与具有近距离双星的行星状星云密切相关。为了进一步研究，我们已经获得了一个样本的星云与已知的近距离双星的光谱，使用FORS 2的VLT，我们已经发现了几个新的极端丰度差异对象。我们没有发现任何非极端的差异，这表明很大一部分星云的近距离双星中心恒星也有一个极端的丰度差异。
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study on the Abundance Discrepancy Problem in the Magellanic Clouds
本文利用HII区的高质量光谱资料，给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中碳（C）和氧（O）的化学丰度。这些数据是使用8.2米甚大望远镜的紫外-可见中阶梯摄谱仪拍摄的，目的是探测微弱的CII和OII复合线。对于样品中的所有对象，我们从复合线确定C^2+丰度，从复合线和碰撞激发线确定O^2+丰度。此外，我们还计算了O^2+和C^2+的丰度差异因子（ADF），以及O/H、C/H和C/O比值。我们研究ADF的行为比较在麦哲伦云与其他HII地区在不同星系中获得的值。我们还比较了样本的两个区域的星云和恒星丰度。最后，我们讨论了通过O/H、C/H和C/O径向梯度以及C/O比随O/H的变化来观察MCs的化学演化。
2016-10-26 astro-ph.GA
Latest advances in the abundance discrepancy problem in photoionized nebulae
本文将集中讨论电离星云中丰度差异问题在过去几年中所取得的进展。我们将展示收集H II区域和行星状星云的深度，高质量数据的重要性，这些数据是用最先进的仪器连接到最大的地面望远镜上获得的。我们还将提出一些新的方案来解释丰度的差异。
2019-04-14 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
Carbon and oxygen in HII regions of the Magellanic Clouds: abundance discrepancy and chemical evolution
本文给出了由HII区深谱导出的麦哲伦云中C和O的丰度。这些数据是用紫外-可见中阶梯光谱仪在8.2-m VLT上拍摄的。该样本包括大麦云云（LMC）中的5个HII区和小麦哲伦云（SMC）中的4个HII区。我们测量了所有天体中CII和OII的纯复合线（RL），从而推导出O^2+的丰度差异因子（ADF）以及它们的O/H、C/H和C/O比值。我们比较的ADF与其他HII区在不同的星系。结果表明，可能的金属丰度依赖的ADF的低金属丰度的对象，但更不确定的高金属丰度的对象。我们比较星云和B型恒星丰度，我们发现，恒星丰度同意更好地与星云的碰撞激发线（CELs）。比较这些结果与其他星系，我们观察到，恒星丰度似乎同意更好地与星云的来自CELs在低金属丰度环境和来自RL在高金属丰度环境。C/H、O/H和C/O比率显示出几乎平坦的径向梯度，而旋涡星系的径向梯度则为负值。通过分析C/O与O/H的关系，并与其他星系HII区的结果进行比较，探讨了HII区的化学演化。大麦哲伦星系的化学演化与小旋涡星系的外区相似，而小麦哲伦星系则表现为一个典型的成星矮星系。
2017-02-03 astro-ph.GA
SDSS-V LVM: A spatially resolved study of the physical conditions and the chemical abundance discrepancy in the Lagoon Nebula (M 8)
Universidad de Chile（智利大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文利用SDSS-V LVM项目获得的数据，首次在M 8区域空间分辨研究氧重离子RL强度和尘埃消光，揭示了H II区域的丰度差异因子分布及起源。
2026-03-23 astro-ph.GA
Abundance Discrepancy Factors in high density planetary nebulae
根据高分辨率光谱，已经确定了行星状星云Cn 3-1、Vy 2-2、Hu 2-1、Vy 1-2和IC 4997的碰撞激发线和光学复合线的化学丰度，这些天体都是年轻而致密的天体。本研究的主要目的是推导出两个细胞系之间的O $^{+2}$ /H $^{+}$绝对离散因子（ADF）。He，O，N，Ne，Ar，S和Cl的丰度，我们的值与以前报道的一致。我们发现Cn 3-1、Hu 2-1和Vy 1-2具有典型的盘状PNe的O丰度，而Vy 2-2和IC 4997是低O丰度天体（$\rm{12+log(O/H) \sim 8.2}$），这可以归因于O可能耗尽到尘埃颗粒中。分别测定Vy 2-2、Hu 2-1、Vy 1-2和IC 4997的$4.30^{+1.00}_{-1.16}$、$1.85 \pm 1.05$、$5.34^{+1.27}_{-1.08}$和$4.87^{+4.34}_{-2.71}$的ADF（O $^{+2}$）。分析了每种情况下的CELs和ORL的运动学，以研究星云中不同共存等离子体发射它们的可能性。[O III]和O II的膨胀速度在三个PNe的不确定性范围内是相等的，没有证据表明这些线在不同的区域发射。例外是Hu 2-1和Vy 2-2，其中ORL可能在与CEL不同的区域中发射。对于Vy 2-2和IC 4997，我们发现同一离子（S $^+$，N $^{+}$，Ar $^{+…
2022-01-03 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
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. II. Chemical abundances and the abundance discrepancy factor
利用高分辨率分光光度数据对12颗[WC]型星和Wels电离的PNe进行了丰度分析。我们的主要目的是确定PNE的化学成分，并研究这种类型的行星状星云的丰度差异问题（ADF）的行为。大量的光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）的检测来自不同的离子先前提出。大多数ORL在这些PNE中首次报告。离子丰度来自可用的CEL和ORL，使用先前确定的物理条件。基于这两组离子丰度，我们使用合适的ICF（如果可用）推导出星云中的总化学丰度。尽管中心恒星的[WC]性质，但所有天体的ADF（O^++）都在1.2到4之间。我们发现，当光谱质量足够高时，由主要由复合激发的不同多重态得到的ORL O^++/H^+丰度比非常相似。可能的依赖性的ADF与一些星云的特点进行了分析，发现没有相关性。通过测定t^2参数校正来自CEL的丰度。O丰度PNe，来自ORL，一般大于太阳丰度。我们从ORL和N/O和α-元素/O比从CEL导出的C/O比，发现这些PNe平均比大PN样品的平均值更富N和C。大约一半的样品是富碳的（C/O>1）。α元素随着O丰度的增加而同步增长。通过与恒星演化模型计算的N/O和C /O比值的比较，我们估计大约一半的PNE具有初始质量大于4 M太阳的祖先星。没有发现恒星[WC]型和星云丰度之间的相关性。
2013-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature inhomogeneities cause the abundance discrepancy in H II regions
本研究利用深度光学光谱分析发现，HII区内由t2量化的温度不均匀性仅影响高电离度气体，导致了CELs与RLs的丰度差异，并提出修正方法以更准确测定宇宙化学成分。
2023-05-19 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
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
Realistic Models for Filling and Abundance Discrepancy Factors in Photoionised Nebulae
当比较来自碰撞激发线（CEL）的星云电子密度估计使用发射措施，显着的差异是常见的。标准的解决方案是把星云看作是在一个空无一物的空间中密度恒定的致密区域的集合体。该孔隙度由填充因子$f<1$参数化。类似地，光学复合线（ORL）和CEL之间的丰度和温度差异通常通过调用浸没在扩散的、温暖的、贫金属的等离子体中的致密的、冷的、富含金属的组分的双δ分布来解释。在本文中，我们研究的可能性，导致这种差异的观测诊断，可以产生一个现实的分布密度和温度波动，如可能出现在等离子体湍流。我们用不同的概率分布函数（pdf）来描述模拟的星云的密度和温度波动。标准的天文诊断应用于这些模拟观测，以获得星云密度，温度和丰度的估计。我们的研究结果表明，对于似然密度分布函数，模拟观测导致填充因子在观测范围内。我们的模拟没有令人满意地再现行星状星云的丰度差异因子（ADF），虽然有可能与\ion{H}{ii}地区的一致性。与仅密度和仅温度波动的情况相比，密度和温度之间的正相关性降低填充因子和ADF（来自光学CEL），而负相关性增加两者，最终导致填充因子超过1。这一结果表明，实际观测可以提供小尺度波动的热力学约束。
2019-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and physical structure of Ou 5: A bipolar planetary nebula with extreme abundance discrepancy and an eclipsing binary core
Ou 5行星状星云通过双星系统核心和极端丰度差异的联系，揭示了其复杂的热和化学结构。
2025-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: Data-Model Discrepancy in Temperature-sensitive Line Ratios for Star-forming Galaxies
SDSS-IV MaNGA研究发现直接方法测量的金属度低于光离子化模型，揭示了一维模型无法准确反映真实复杂情况。
2025-09-23 astro-ph.GA
The Sc, Ti, and V Abundance Discrepancy: Testing High-Mass IMF Variation and Massive-Star Rotation
Center for Exotic Nuclear Studies, Institute for Basic Science（基础科学研究所奇异核研究中心）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；School of Physics, and International Research Center for Big-Bang cosmology and Element Genesis, Beihang University（北京航空航天大学物理学院及宇宙大爆炸与元素起源国际研究中心）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科）
通过一维银河化学演化模型，研究大质量恒星自转速度和初始质量函数高质端斜率对Sc、Ti、V丰度演化的影响，发现300 km/s自转速度的产额能更好匹配贫金属观测。
2026-07-01 astro-ph.GA
Nebular spectroscopy: A guide on H II regions and planetary nebulae
我们提出了一个教程的确定的物理条件和化学丰度的气体星云。我们也包括一个简短的回顾最近的结果，对气体星云的研究，其相关性的研究恒星演化，银河系化学演化和宇宙的演化。丰度测定中最重要的问题之一是存在的碰撞激发线和重组线确定的丰度之间的差异，这被称为ADF（丰度差异因子）的问题，我们审查与这个问题有关的结果。最后，我们讨论了在气体星云中观察到的大t $^2$值的可能原因。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two's company, three's a crowd: SALT reveals the likely triple nature of the nucleus of the extreme abundance discrepancy factor planetary nebula Sp 3
目前已知的行星状星云（CSPNe）中有相当数量的双星（$\sim$ 50）揭示了双星与一些形态特征（包括喷流和低电离结构）之间的密切联系。然而，一些特征和不对称性可能过于复杂或微妙，无法单独归因于二元相互作用。第三组分，即三重核，可能是产生这些特征所需的缺失成分。唯一被证实的三重星系NGC 246不足以研究三重星系核的形成作用，但是一个直接的方法来识别更多的三重星系核是在具有已知视觉伴星的星系核中寻找双星。在这里，我们报告的SALT HRS发现的4.81 d的轨道周期在CSPN的Sp 3有一个视觉同伴0.31”远。伴星的光谱距离与星云的距离估计、中央恒星的GAIA DR2视差和中央恒星的重力距离一致。这支持了视伴星和4.81 d双星之间的物理联系，使得Sp 3的核心可能是一个三重星系。我们从NLTE模式大气分析中确定了主要的$T_\mathrm{eff}=68^{+12}_{-6}$ kK，$\log g=4.6\pm0.2$ cm s $^{-2}$和$v_\mathrm{rot}=80\pm20$ km s $^{-1}$。这个奇特的星云呈现出明显的双极形态、喷流和意想不到的“极端”氧丰度差异因子（adf）24.6 $^{+4.1}_{-3.4}$。adf是不一致的，为更长的轨道周期后CE PNe表现出正常的adf，进一步强调后CE PNe的选择效应。Sp 3的I型星云丰度，其…
2019-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in 7 metal-poor HII regions and a determination of the primordial helium abundance
我们进行了长缝分光光度分析，以获得在三个星系的七个贫金属HII区域的化学丰度：UM 160，UM 420，和TOL 0513-393。这些数据是用8.2米甚大望远镜的减焦器低色散摄谱仪1（FORS 1）拍摄的。我们推导了N、O、Ne、S、Ar和Cl的物理条件和化学丰度。我们还进行了详细的分析，涉及使用$t^2$形式的丰度测定。根据HeI复合线强度比，结合Helio 14程序，我们导出了He的丰度。此外，对于$ΔY/ΔZ_O =3.3\pm 0.7$值，我们估计原始氦的质量丰度为$Y_{\rm P}=0.2448\pm0.0033$。这个值与标准大爆炸核合成得出的值以及最近对$Y_{\rm P}$的其他测定值一致。
2021-05-25 astro-ph.GA
Can we believe the strong-line abundances in giant HII regions and emission-line galaxies?
这篇评论不是一个强线方法的纲要，以获得在巨大的HII区的丰度。它主要是为那些希望使用这种方法，但对HII区域的物理学没有坚实背景的读者准备的。这也是为了鼓励那些使用文献中发表的大量结果的人更彻底地思考这些结果的有效性。
2019-08-08 astro-ph.GA
Oxygen abundance distributions in six late-type galaxies based on SALT spectra of HII regions
用南非大望远镜（SALT）观测了晚型星系NGC1087、NGC2967、NGC3023、NGC4030、NGC4123和NGC4517A中34个H II区的光谱。在所有34个H II区域中，通过“对应物”方法（C方法）测定氧丰度。此外，在两个H II地区，其中极光线检测到氧丰度通过经典的Te方法测量。我们还估计了在我们的H II区使用O3N2和N2校准的丰度，并与基于C的丰度进行比较。利用这些数据，我们研究了目标星系盘中的径向丰度分布。我们得出的表面亮度配置文件和其他特性的磁盘（表面亮度在磁盘中心和磁盘规模的长度）在三个光度带为每个星系使用公开可用的光度成像数据。在我们以前的研究中获得的螺旋星系的W1波段的丰度和盘表面亮度之间的关系所预测的氧丰度的径向分布是接近的氧丰度的径向分布的分析确定的发射线光谱的四个星系在此关系是适用的。因此，当一个晚型星系的表面亮度轮廓是已知的，这个参数关系可以用来估计可能的今天在其磁盘中的氧丰度。
2015-08-08 astro-ph.GA
Chemical abundances of Young Massive Clusters in NGC 1313
我们分析了棒旋星系NGC 1313中五个年轻大质量星系团（YMC）的光谱观测结果，从它们的积分光中获得详细的丰度。我们的YMCs样本是用甚大望远镜（VLT）上的X-Shooter摄谱仪观察到的。我们利用理论上的等时线来生成合成的积分光谱，迭代单个元素的丰度，直到收敛到最适合观测的值。我们测量了[Ca/Fe]、[Ti/Fe]、[Mg/Fe]、[Cr/Fe]和[Ni/Fe]的丰度比。我们估计Fe丰度梯度为$-$ 0.124 $\pm$ 0.034 dex kpc $^{-1}$，$α$梯度略浅，为$-$ 0.093 $\pm$ 0.009 dex kpc $^{-1}$。这与之前专注于气相丰度的金属丰度研究形成对比，后者发现NGC 1313是已知没有径向丰度梯度的最高质量棒星系。我们建议，不同的研究之间的梯度差异源于金属丰度校准用于研究气相丰度。我们还观察到一个年龄-金属丰度趋势，这支持了整个星系恒星形成的恒定情景，在YMC NGC 1313-379所在的西南地区可能有恒星形成的爆发。
2022-07-05 astro-ph.GA
The oxygen abundance gradient in M81 and the robustness of abundance determinations in H II regions
我们研究的方法可用于丰度测定在H II地区潜在的观测问题的敏感性。我们比较了他们引入周围的氧和氮的丰度梯度时，适用于五个不同的H II区域的光谱在星系M81的分散体。我们的样本包含116个H II区域，银河系中心距离为3至33 kpc，其中包括我们在10.4 m Gran Telescopio Canarias望远镜上使用OSIRIS长缝光谱仪观察到的48个区域。直接方法可以应用于31个区域，在那里我们可以得到电子温度的估计。不同的方法意味着氧丰度梯度的斜率为-0.010至-0.002 dex kpc-1，分散度在0.06-0.25 dex范围内。直接法产生最浅的斜率和最大的色散，说明很难获得良好的估计的电子温度。三种强线方法C、ONS和N2具有显著的稳健性，离散度约为0.06 dex，斜率范围为-0.008至-0.006 dex kpc-1。每种方法的鲁棒性可以直接与其对更难以正确测量的线强度比的灵敏度相关。由于N2方法的结果强烈依赖于N/O丰度比和电离参数，我们建议使用的C和ONS方法时，没有温度估计或当他们有质量差，虽然这些方法的行为时，面对具有不同的属性和不同的N/O值的区域应进行探讨。
2015-11-06 astro-ph.GA
New calibrations for abundance determinations in HII regions
本文提出了计算HII区氧丰度与三条强发射线R_2，R_3，N_2（R校准）或S_2，R_3，N_2（S校准）强度的简单关系式。使用对应方法的313个参考HII区域的样本作为校准数据点。氮丰度的测定，R校准，关系也被构建。我们发现，仅用R_2和N_2（或S_2和N_2对氧）两条强线的强度，就可以估算高金属丰度HII区的氧和氮丰度。给出了相应的二维关系。与现有的校准关系相比，建议的校准关系具有相当大的优点。首先，在整个金属丰度范围内，通过建议的校准估计的氧和氮丰度与Te基丰度在~0.1 dex内一致，即，基于校准的丰度的相对准确度为0.1 dex。虽然我们为高金属丰度和低金属丰度天体构建了不同的关系，但这两者之间的分离可以简单地从N_2线的强度获得。此外，高和低金属丰度关系的适用范围对于相邻金属丰度重叠，即，过渡区消失。第二，由两个建议的校准产生的氧丰度是在显着的协议彼此。事实上，R基和S基氧丰度在大多数情况下在约0.05 dex内一致，超过3000个HII区光谱。
2016-01-29 astro-ph.GA
'Chemical abundances in H II regions and their implications -- Retrospective on: M. Peimbert & R. Costero, Boletin de los Observatorios de Tonantzintla y Tacubaya, Vol. 5, 3, 1969'
本文综述了Peimbert和Costero（1969）关于H Ⅱ区化学丰度测定的论文的相关性。我们分析的观测证据有利于气体星云内的温度变化的存在。我们做一个简短的提及的方法来估计未观测到的离子的总化学丰度的贡献。
2009-12-18 astro-ph.GA
An Empirical Calibration of the Helium Abundance in HII Regions based in Literature and CALIFA Survey data
氦是宇宙中第二常见的化学物质。氦丰度的研究有可能揭示星系内部和星系内部的化学演化。在这项研究中，我们提供了一个经验校准的单电离氦丰度：$12+\log_{10}({\rm He}^+/{\rm H}^+)$，根据发射线通量比他$_{\lambda5876}$/H $α$从银河系和河外HII地区的文献编制。基于这个校准器，我们第一次探索的氦丰度在一个大样本的HII地区位于星系代表附近的宇宙从CALIFA调查。此外，该校准器允许我们探索氦丰度相对于氧丰度的变化。所观察到的趋势是一致的化学富集与质量/氧丰度的变化类似的一个观察到的，由于在一个MW星系（突出的解决和全球趋势之间的连接）的内-外模型。我们的校准器提供了一个经验代理，以估计氦丰度在kpc尺度以及约束化学演化模型。
2021-06-10 astro-ph.GA
Deep Narrowband Photometry of the M101 Group: Strong-Line Abundances of 720 HII Regions
本研究通过深度窄带成像和R₂₃强线方法，测定M101星系群720个HII区氧丰度，揭示主星系径向、方位角变化及其与NGC 5474相互作用的可能成因。
2022-11-14 astro-ph.GA
Bar effect on gas-phase abundance gradients. I. Data sample and chemical abundances
在过去十年中发表的气相径向金属丰度曲线的研究已经减少了银河棒的重要性，作为代理人的混合和扁平的配置文件，矛盾的结果在1990年代获得。我们已经收集了一个大样本的2831公布的HII区域发射线通量在51个附近的星系，包括对象和不存在的酒吧，与酒吧是否影响螺旋的径向金属分布的问题的目的。在这两个系列的第一篇论文中，我们提出了星系和HII区域的样本。该方法是均匀的整个数据样本，包括推导的HII区域化学丰度，结构参数的酒吧和光盘，银河距离，和径向丰度配置文件。我们已经获得了O/H和N/O丰度比的Te为基础的（直接）方法的子样本的610个区域，并从各种强线方法的整个HII区的样品。的强线方法进行了评估，相对于Te为基础的一个从两个比较派生的O/H和N/O丰度为个别HII地区，和来自这两种方法的丰度梯度的比较。梯度分布的中值和标准差取决于丰度方法，而基于O3 N2指标的中值和标准差往往会使最陡的剖面变平，从而减小所观察到的梯度范围。详细的分析和讨论导出的O/H和N/O径向丰度梯度和y-拦截的酒吧和unbarred星系中提出的同伴文件II。包括发射线通量、位置和导出丰度在内的整个HII区域目录以及所有星系的径向丰度梯度都可在CDS VizieR设施上公开查阅。
2020-07-23 astro-ph.GA
A new determination of the primordial helium abundance based on the HII region NGC 346
为了了解宇宙，一个高精度（$\sim$ 1%）的原始氦丰度（Yp）测定起着重要的作用;它是极其重要的约束：大爆炸核合成模型，基本粒子物理学，和银河系化学演化的研究。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NGC 346的小麦哲伦云。我们发现NGC 346：X=0.7465，Y=0.2505，Z=0.0030。通过假设$Δ$ Y/ $Δ$ O = 3.3 $\pm$ 0.7，我们发现原始氦丰度为Yp= 0.2451 $\pm$ .0026（1 $σ$）。
2019-05-13 astro-ph.GA
Gradients of chemical abundances in the Milky Way from HII regions: distances derived from Gaia EDR3 parallaxes and temperature inhomogeneities
利用Arellano-Córdova等人提出的42个HII区的深光谱，我们重新评估了银河系中He、C、N、O、Ne、S、Cl和Ar的径向丰度梯度。（2020年，2021年）和Ménel-Delgado等人（2020年）探索了以下因素的影响：（1）基于盖亚EDR 3弛豫的新距离测定和（2）使用Peimbert的温度波动范例（$t ^ 2> 0$）推导离子丰度。我们发现，基于盖亚EDR 3数据的距离是更一致的运动学的基础上校准的银河系的旋转曲线与射电望远镜，这给更少的色散和不确定性比那些校准与分光光度恒星距离。基于盖亚星系的距离--DR 2或EDR 3--消除了以前在小于$\sim 7$ kpc的距离上测定银河系梯度时观察到的内部扁平化。假设$ t ^ 2> 0 $ --不仅对O而且对其余元素--确定的丰度和梯度不受丰度差异问题的影响，并且对大多数元素给出与太阳丰度非常一致的元素丰度。我们发现，我们的径向丰度梯度的他是最准确的估计原始他丰度一致。我们没有发现证据的方位角变化的化学丰度，我们的样品。此外，O梯度的小分散-光电离区域金属丰度的指标-表明HII区域的气体在银河系的采样区域中混合良好。
2021-12-23 astro-ph.GA
Chemical abundances and temperature structure of H II regions
我们使用一个样本的37 H II区域与高质量的光谱研究的几种元素的相对丰度作为金属丰度的函数的行为。该样本包括8个H II麦哲伦云区域的光谱，获得UVES/VLT;其余的是从文献中收集的。我们发现，如果我们使用传统的双臭氧温度方案的观察到的离子，S/O，Cl/O和Ar/O的丰度比增加的金属丰度。然而，随着温度结构的轻微变化，包括使用中间温度，这些比率与金属丰度保持不变，正如预期的那样。因此，高质量的观测使我们能够加深对H II区温度结构的理解。
2019-06-05 astro-ph.GA
Chemical abundances in the nuclear region of nearby galaxies from the Palomar Survey
我们用\textsc{Hii-Chi-mistry}程序估算了帕洛玛光谱巡天中143个星系样品的核区化学丰度和电离参数，这些星系包括恒星形成星系团（87个）、Seyferts 2（16个）和LINER（40个）。我们还研究了每种光谱类型的导出量与宿主星系的其他不同性质，如形态，恒星质量，光度和质量的超大质量黑洞的相关性。恒星形成Galerkin获得的结果被用来检查我们的方法的合理性。然后，我们对活动星系核样本进行了类似的研究，区分了塞弗茨2和LINER。我们报告了SFG核区域的氧丰度饱和。SFG的化学丰度和它们的宿主星系性质之间的相关性与以前的研究是很好的协议。我们发现，塞弗特2目前略高的化学丰度，但这一结果必须在更大的塞弗特星系样本重新检查。相比之下，我们得到的化学丰度较低的LINER比SFG。我们确认这些相对较低的丰度的另一个样品的红外发光LINER在相同的恒星质量范围。我们对活动星系核（LINERs和Seyferts）的分析表明，它们的宿主星系性质与我们估计的化学丰度无关。
2021-05-28 astro-ph.GA
Chlorine and Sulfur in Nearby Planetary Nebulae and H II Regions
我们推导出氯丰度的样本附近的行星状星云（PNe）和H II地区，有一些最好的可用光谱。我们使用一个几乎均匀的程序，以获得在每个对象的丰度，并发现Cl/H丰度比显示类似的值在H II区和PNe。这支持了我们先前的解释，即我们在H II区域发现的氧丰度不足是由于它们的氧原子耗尽成有机耐火粉尘成分。对于其他元素，电离校正因子在其导出的丰度中引入的偏差可能非常重要，正如我们在这里使用光电离模型对硫进行说明的那样。即使对于低电离PNe，导出的硫丰度也可以比实际的低0.3 dex，并且发现与具有类似S/H的H II区域导出的丰度的差异可以达到0.4 dex。
2011-09-09 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
Measurements of 4He in Metal-Poor Extragalactic HII Regions: the Primordial Helium Abundance and the Delta Y / Delta O Ratio
本文根据河外HII区氢氦复合线的研究，对原始氦丰度Yp的测定进行了综述。我们还讨论了观测测定的增加氦增加的氧的质量Δ Y /Δ O，并比较它们与预测的基础上的模型的银河系化学演化。
2009-12-04 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
Galactic abundance gradients from deep spectra of HII regions
我们提出了一些正在进行的项目的结果，致力于重新评估的径向丰度梯度的基础上深光谱的HII地区的盘的MilkyWay。这些数据是用大口径望远镜拍摄的，主要是GTC和VLT。样本包含大约35个位于银河系中心距离从5到17千秒差距的物体。我们确定了所有星云的电子温度，从而可以精确计算化学丰度。本文主要介绍和讨论有关O、N和C的径向梯度的结果。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions and Chemical Abundances of the Variable Planetary Nebula IC 4997
行星状星云IC 4997是为数不多的快速演化的天体之一，它围绕着一颗缺氢恒星，具有可变的亮度和星云辐射。在这项研究中，我们使用碰撞激发线（CEL）和光学复合线（ORL）确定了这个物体的物理条件和化学丰度，这些线是从2014年7月用拉帕尔马天文台北欧光学望远镜上的光纤馈电Échelle光谱仪拍摄的中分辨率光谱中测量的。我们推导出$\gtrsim 3 \times 10^4$ cm $^{-3}$的电子密度和$\gtrsim 14,000$ K的电子温度来自CEL，而$\sim 11,000$和$\sim 7,000$ K的较冷温度分别来自氦和重元素ORLs。从CEL推断的元素丰度指向一个贫金属的祖先与[O/H] $\lesssim-0.75$，而ORL丰度略高于太阳金属丰度，[O/H] $\approx 0.15$。丰度分析表明，该PN的ADF（O $^{2+})\gtrsim 8$）和ADF（N $^{2+})\gtrsim 7$）丰度差异因子（ADF $\equiv$ ORL/CEL）较大。需要进一步的研究来找出ADF和可变发射是如何在这个物体中形成的，以及它们是否与一个双星伴星或一个非常晚的热脉冲有关。
2022-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between SN II metal line strength and host HII region oxygen abundance
Dessart等人，证明了II型超新星（SN II）模型光谱呈现出随着祖先金属丰度的增加而增加的金属线强度。面对这些模型的观测，我们得到了一个大样本的SN II主机HII区发射线光谱。我们发现，推断的SN II主机HII区域金属丰度与SN II金属线，特别是Fe II 5018A的强度有统计学意义的相关性。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
