A global study of the HII region M43 and its ionizing star (I. Stellar parameters and nebular empirical analysis)
我们选择了银河系HII区M43，一个由一颗恒星（HD 37061）电离的近距离明显的球形星云，来研究HII区和大质量恒星领域最近感兴趣的几个主题。在一系列的两篇论文中，我们通过使用尽可能多的观测约束条件，对星云及其电离恒星进行了综合全面的研究。我们为这项研究收集了一组高质量的观测数据，包括HD37061的光谱，以及星云光学成像和长缝空间分辨光谱。我们的研究的第一部分包括电离星的定量光谱分析，以及星云图像和光谱的经验分析。我们确定了HD 37061的恒星参数和恒星发射的电离光子总数。我们发现了来自惠更斯区域（猎户座星云最明亮的部分）的散射光存在于M43区域的观测证据。本文指出了对M43的成像和光谱观测中的散射光进行适当的校正对于正确确定星云总的H_α光度、星云的物理条件和化学丰度的重要性。我们对从HD37061西侧长缝中提取的9个星云孔径进行了详细的经验分析，获得了物理条件和离子丰度的空间分布。对于三个分析的元素（O，S和N），我们可以直接从可观察到的离子（不需要电离校正因子）确定总丰度。将这些丰度与猎户座星云光谱中的丰度进行比较，表明原子数据的重要性，特别是在M1，42的情况下，考虑电离校正因子。
2011-04-07 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
Measuring Chemical Abundances with Infrared Nebular Lines: HII-Chi-mistry-IR
我们提供了一种新的方法来获得重元素丰度的基础上独特的套件星云线在中到远红外（IR）范围。使用网格的光电离模型，涵盖了广泛的O/H和N/O丰度，电离参数，我们的代码HII-Chi-mistry-IR（HCM-IR）提供了基于模型的丰度的基础上消光免费和温度不敏感的示踪剂，两个显着的优势，光学诊断。该代码是使用$Spitzer$和$Herschel$观测到的56个星系的样本进行探测的，覆盖了广泛的金属丰度，$7.2 \lesssim 12+\log(O/H) \lesssim 8.9$。基于IR模型的金属丰度得到的是强大的0.03 dex的散射时，氢复合线，这是典型的微弱的红外范围内的过渡，是不可用的。当与直接法、基于模型的方法和强线校准获得的光学丰度相比时，HCM-IR估计显示出~0.2 dex的典型色散，与先前比较IR和光学丰度的研究一致，a没有引入明显的系统性以上$12+\log(O/H) \gtrsim 7.6$。使用[SIV] $_{10.5 μm}$、[SIII] $_{18.7,33.5 μm}$、[NeIII] $_{15.6 μm}$和[NeII] $_{12.8 μm}$行可实现该准确度。此外，当测量[OIII] $_{52,88 μm}$和[NIII] $_{57 μm}$跃迁时，HCM-IR提供独立的N/O测量，因此在这种情况下导出的丰度不依赖于N/O比的特定假…
2021-03-16 astro-ph.GA
The chemical composition of the Orion star-forming region: II. Stars, gas, and dust: the abundance discrepancy conundrum
我们重新审视重组/碰撞发射线（RL/CEL）星云的丰度差异问题，根据最近的高质量的丰度测定在猎户座恒星形成区域的年轻恒星。我们重新评估了猎户座星云中几种元素的CEL和RL丰度，并估计了相关的不确定性，同时考虑到不可见离子电离校正因子的不确定性。我们估计了几种尘埃形成情况下尘埃颗粒中捕获的氧气量。我们将由此产生的气体+尘埃星云丰度与本系列论文I和III中分析的猎户座恒星形成区（Ori\OB1）的13颗B型恒星样本的恒星丰度进行了比较。我们发现，基于复合线的氧星云丰度与恒星丰度的一致性要比基于碰撞激发线的氧星云丰度好得多。这一结果需要进一步调查。如果CEL/RL丰度差异是由星云中的温度波动引起的，正如一些作者所认为的那样，那么其他元素，如C，N和Ne，也应该看到同样的差异，这不是我们在本研究中发现的。另一个问题是，对于RL丰度，猎户座星云的能量平衡还没有得到很好的理解。我们就解决这一问题的下一步措施提出了一些建议。
2010-10-28 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
Understanding and reducing statistical uncertainties in nebular abundance determinations
每当观察与理论进行比较时，如果比较是有意义的，那么与观察相关的不确定性的估计是至关重要的。然而，许多光电离星云的温度、密度和丰度的测定并没有引用相关的不确定性。那些通常使用依赖于通常不成立的假设的分析技术来传播不确定性的方法。基于这个问题，我们开发了NEAT（星云经验分析工具），一个计算光电离星云化学丰度的新代码。该代码使用长期建立的技术对发射谱线列表进行分析，以估计星际消光的数量，计算代表性的温度和密度，从碰撞激发谱线和复合谱线计算离子丰度，最后使用电离校正方案估计总元素丰度。NEAT使用蒙特卡罗技术来稳健地将来自线通量测量的不确定性传播到导出的丰度。我们表明，对于典型的观测数据，这种方法是优于分析估计的不确定性。NEAT还考虑了向上偏置对低信噪比测量的影响，使我们能够准确地量化这种偏置对丰度测定的影响。我们发现，这种影响不仅会导致来自弱线的重元素丰度的显着高估，但考虑到它减少了这些丰度测定的不确定性。最后，我们调查可能的不确定性R，选择性总消光比，丰度测定的效果。我们发现，由于这个参数的不确定性是可以忽略不计的统计不确定性相比，由于典型的线通量测量的不确定性。
2012-03-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
Measuring chemical abundances in AGN from infrared nebular lines: HII-CHI-Mistry-IR for AGN
未来和正在进行的红外和射电天文台（例如JWST、METIS或ALMA）将使星系的静止框架红外光谱数据量增加几个数量级。虽然基于光学观测的ISM的化学成分的研究已经广泛传播了几十年的SFG，最近，AGN，类似的研究需要使用IR数据进行。这种机制在活动星系核的情况下特别有用，因为它受温度和尘埃消光的影响较小，可以追踪更高的离子种类，还可以提供对化学丰度比N/O的可靠估计。我们提出了一个新的工具的基础上贝叶斯的方法来估计化学丰度的红外线发射线在活动星系核。我们使用了一个58个活动星系核的红外光谱数据，从文献中检索，以探讨我们的方法的有效性。我们的样品中的红外线的基础上的化学丰度的估计随后与来自相同对象中的光学发射线的相应的丰度进行比较。HII-CHI-Mistry-IR利用光电离模型，其特征在于化学丰度比O/H和N/O和电离参数$U$，比较它们预测的发射线通量与一组观测值。该代码使用对上述自由参数敏感的特定发射线比，而不是匹配单个发射线。我们报告主要是太阳和太阳下的O/H在我们的样本AGN的核区域的丰度，而N/O集群太阳值。我们发现来自IR和光学发射线的化学丰度之间的差异，是后者高于前者。这种差异，也报告了以前的研究组成的ISM活动星系核的红外观测，是独立的气体密度或入射辐射场的气体。
2022-07-18 astro-ph.GA
Dependence of Nebular Heavy-Element Abundance on H I Content for Spiral Galaxies
本文分析了Moustakas等人（2006）光谱表中60个旋涡星系的H I含量和星云log（O/H）。修正后的质量金属丰度的关系，我们表明，在集群环境中的螺旋显示出正相关的日志（O/H）DEF，银河系H I缺乏参数，扩展了先前的分析结果的室女座和飞马座I集群。此外，我们首次表明，在该领域的星系服从类似的依赖性。观测到的氢缺乏和星系金属丰度之间的关系类似于宇宙学模拟的星系形成，包括流入和流出所示的类似趋势。这些结果表明，以前观察到的金属性DEF相关性比简单的星系团对其成员星系的影响具有更普遍的解释。相反，我们观察到在所有的环境中的随机效应，金属贫乏的小合并和吸积有助于建立巨大的螺旋。
2013-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance scaling in stars, nebulae and galaxies
我们提出了一个新的基础上缩放的总金属丰度星云光电离模型，广泛的银河系恒星丰度数据的基础上，以取代通常用于分析的HII地区的统一缩放。我们的目标是提供一个单一的缩放方法和本地丰富的参考标准，用于星云建模及其关键输入，恒星大气和演化轨道模型。我们引入了一个参数富集因子，zeta，来描述原子丰度如何与总丰度成比例，并允许基于不同参考元素（通常是氧或铁）的尺度之间的简单转换。模型和参数描述提供了一个比简单的统一丰度比例更实际的方法。在适当的参数下，本文所描述的方法可以应用于银河系中的HII区域、本地宇宙中的大星系和矮星系、活动星系核（AGN）以及高红移的恒星形成区域。
2016-12-12 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
The MOSDEF Survey: First Measurement of Nebular Oxygen Abundance at $z>4$
我们提出了第一个光谱测量的多个休息帧光发射线在$z>4$。在MOSFIRE深演化场巡天（MOSDEF）期间，我们用Keck I/MOSFIRE摄谱仪观测了GOODSN-17940星系。GOODSN-17940的K波段光谱包括[OII] $λλ3726,3729$、[NeIII] $\lambda3869$和H $γ$发射谱线的显著检测，以及H $δ$的初步检测，表明为$z_{\rm{spec}}=4.4121$。GOODSN-17940是一个活跃的恒星形成$z>4$星系，基于其K波段光谱和宽带光谱能量分布。相对于周围的连续谱，在斯皮策/IRAC通道1测光GOODSN-17940中存在显著过量，主要是由于具有$\mbox{EW(H}α)=1200$ μ m的静止帧等效宽度的强H $α$发射。基于$0.5 Z_{\odot}$模型的假设和Calzetti衰减曲线，用$M_*=5.0^{+4.3}_{-0.2}\times 10^9 M_{\odot}$表征GOODSN-17940。从H $α$ /H $γ$推断出的巴耳末减量用于对H $α$发射进行粉尘校正，得到$\mbox{SFR(H}α)=320^{+190}_{-140} M_{\odot}\mbox{ yr}^{-1}$。这些$M_*$和SFR值使GOODSN-17940在SFR中的数量级高于$z\sim 4$恒星形成的“主序”…
2017-08-23 astro-ph.GA
A First Look at the Abundance Pattern -- O/H, C/O, and Ne/O -- in $z>7$ Galaxies with JWST/NIRSpec
利用詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）的近红外光谱仪（NIRSpec）对三个$z > 7$星系进行了早期释放观测，分析了它们的静止坐标系近紫外和光学星云光谱。这三个高z星系显示了几个强发射星云线的探测，包括温度敏感的[O III] $λ$ 4363线，使我们能够直接确定星云的条件和O/H，C/O和Ne/O的丰度。我们得到的O/H丰度和电离参数，一般与其他最近的分析是一致的。我们分析了质量-金属丰度关系（即，斜率）及其红移演化。我们还在一个z > 8的星系中探测到了C III] $λλ$ 1907，1909的辐射，并由此确定了迄今为止最遥远的C/O丰度。log（C/O）= $-0.83\pm0.38$的这一有价值的发现提供了C/O红移演化到高红移的第一个测试。对于氖，我们使用高电离[Ne III] $λ$ 3869线测量z>7时的第一个Ne/O丰度，发现$α$ -元素比没有变化。我们探索在z>8星系中试探性地探测到[Fe II]和[Fe III]线，这将表明金属的快速积累。重要的是，我们证明了适当的通量校准和更高的S/N光谱是至关重要的鲁棒确定z>7星系的丰度模式与NIRSpec/JWST。
2022-10-11 astro-ph.GA
Under Pressure: Decoding the Effect of High Densities on Derived Nebular Properties
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（欧洲空间局阿乌拉组织太空望远镜科学研究所）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory（爱丁堡大学天文研究所皇家天文台）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所观测站）；Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota（明尼苏达大学明尼苏达天体物理研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA), Northwestern University（西北大学天体物理学跨学科探索与研究中心）
本研究通过联合紫外和光学丰度分析，探讨了高密度环境对星云性质的影响，发现均匀低密度假设会偏高电子温度、高估log U并低估氧氢比，表明需要多相密度模型以获得高红移下的可靠丰度结果。
2026-05-18 astro-ph.GA
Toward Unbiased Abundance Measurements in Inhomogeneous $\mathrm{H\,II}$ Regions
Northeastern University（东北大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔蒂天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；UK ALMA Regional Centre Node, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理学与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心英国ALMA区域中心节点）；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）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäre（海德堡大学跨学科）
研究星际介质化学含量对星系化学演化有重要意义，但其中的非线性结构会影响化学丰度测量。该研究结合多种测量数据，推导H II区电子密度、温度和化学丰度，发现特定方法能得到与文献预期一致的单电离氧丰度等成果。
2026-07-07 astro-ph.GA
Effective temperature of ionizing stars of extragalactic HII regions -- II: nebular parameter relations based on CALIFA data
计算了59个旋涡星系盘中0.005 < z < 0.03红移范围内的H_i，{ \sc ii}区的电离星有效温度（$T_{\rm eff}$）、气相$(\rm O/H)$的氧丰度和电离参数$U$.我们使用的光谱数据从CALIFA数据发布3（DR 3）和理论（$T_{\rm eff}$和$U$）和经验（O/H）校准的基础上强发射线。我们考虑的空间分布和径向梯度的这些参数在每个星系盘的对象在我们的样本。在我们的样本（$\sim70$）中，大多数星系显示正的$T_{\rm eff}$径向梯度，尽管有些星系显示负的或平坦的径向梯度。$T_{\rm eff}$径向梯度的中值为0.762 kK/ $R_{25}$。我们发现，$\log U$和$T_{\rm eff}$的径向梯度依赖于氧丰度梯度，在这个意义上说，$\log U$的梯度随着$\log(\rm O/H)$梯度的增加而增加，而$T_{\rm eff}$的梯度和氧丰度梯度之间存在反相关性。此外，具有平坦氧丰度梯度的星系往往也具有平坦的$\log U$和$T_{\rm eff}$梯度。虽然我们的结果与大多数旋涡星系盘上存在正$T_{\rm eff}$梯度的想法一致，但这似乎不是这些天体的普遍性质。
2018-11-05 astro-ph.GA
Measuring nebular temperatures: the effect of new collision strengths with equilibrium and kappa-distributed electron energies
在本文中，我们开发的工具，观察者使用时，分析星云光谱的温度和金属丰度，有两个目标：提出一个新的，简单的方法来计算平衡电子温度的碰撞激发线通量比，使用最新的原子数据;并适应当前的方法，包括可能的非平衡的“κ”电子能量分布的影响。采用最近的碰撞强度数据为[O III]，[S III]，[O II]，[S II]和[N II]，我们发现，现有的方法基于旧的原子数据严重高估了电子温度，即使考虑纯粹的麦克斯韦统计。如果像在太阳系等离子体中一样，在H ii区和行星状星云中也存在κ分布，那么研究观测结果就很重要。本文继续了我们之前关于κ分布的工作（Nicholls et al. 2012）。我们提出了简单的公式化方法，使观察者（a）使用最新的原子数据测量平衡电子温度和原子丰度，（b）对现有的平衡分析技术进行简单的校正，以考虑可能的非平衡效应。这些工具应该导致温度和丰度测量的更好的一致性，以及对H ii区域和行星状星云物理学的更清晰的理解。
2013-06-09 astro-ph.GA
Co-spatial UV-optical HST/STIS Spectra of Six Planetary Nebulae: Nebular and Stellar Properties
本文代表了一个项目的结论，该项目有两个主要目标：（1）调查行星状星云（PNe）在化学上均匀的程度;（2）提供每个PN的中心恒星属性的物理约束。我们完成了第一个目标，通过使用HST/STIS光谱来测量六个PN（IC 2165，IC 3568，NGC 2440，NGC 5315，NGC 5882和NGC 7662）中每个PN的许多空间区域中的七种元素的丰度。第二个目标是通过计算每个星云的光电离模型来实现的，使用我们观测到的发射线强度作为约束条件。我们的研究的主要发现是，星云的He，C，N，O，Ne，S和Ar的丰度是一致的化学均匀的图片为每个PN。此外，我们发现，通过实验三种不同的密度分布（常数，高斯，高斯与幂律），中央恒星的温度和光度的测定是只有轻微敏感的配置文件的选择。最后，后AGB演化模型预测的温度和光度在文献中被绘制随着从光电离模型分析推断的值，以产生初始和最终的质量估计每个中心恒星。
2018-09-11 astro-ph.GA
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
Galactic planetary nebulae with precise nebular abundances as a tool to understand the evolution of asymptotic giant branch stars
我们提出了核合成预测（HehocCl）从渐近巨分支（AGB）模型，从所有的对流边界扩散超射，在金属丰度范围Z/4 < Z <2 Zsun。它们是比较最近精确的星云丰度在银河系行星状星云（PNe）的样本，分为双尘埃化学（DC）和氧尘埃化学（OC）根据红外尘埃功能。与我们最近分析的银河碳尘化学PNe的类似子样本不同，这里的个别丰度误差，较高的金属丰度分布，以及某些PNe中不确定的尘埃类型/亚型，无法明确确定两个PNe样本的AGB祖质量（和形成时期）;因此，比较更侧重于逐个对象的基础上。最低的金属丰度OC PNe演化自低质量（~1 Msun）O-丰富的AGB，而较高的金属丰度的（所有不确定的灰尘分类）显示类似的DC PNe的化学模式。与最近的文献一致，DC PNe主要来自经历热底部燃烧（HBB）的高质量（M > 3.5 Msun）太阳/超太阳金属丰度AGB，但在获得更准确的C/O比之前，不能忽视低质量AGB中的其他形成通道，如额外混合，恒星旋转，双星相互作用或He预富集。DC PNe中的两个物体显示了先进的CNO处理和深二次挖掘的印记，这表明祖先质量接近极限，可以演变为核心坍缩超新星（超过6 Msun）。如果得到证实，其实际C/O比率表明受到第三次挖掘的污染，从而否定了这种高金属丰度块状AGB的化学成分完全被六溴代二苯改变的假设。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultra-deep Keck/MOSFIRE spectroscopic observations of $z\sim 2$ galaxies: direct oxygen abundances and nebular excitation properties
利用超深Keck/MOSFIRE光谱观测，通过叠加光谱直接测量$z\sim2$星系的氧丰度，并利用BPT图分析[O I]/H$\alpha$比值，发现其电离源与$\alpha$增强大质量恒星一致。
2023-09-05 astro-ph.GA
Diffuse ionized gas and its effects on nebular metallicity estimates of star-forming galaxies
我们调查的弥漫电离气体（DIG）的恒星形成（SF）星系的丰度测定的影响。DIG使用H $α$等效宽度（$W_{\text{H}α}$）表征。从一组1，409个来自APO附近星系映射（MaNGA）调查的SF星系中，我们使用SF Spaxels的高$S/N$数据（而不是使用DIG主导的Spaxels中的噪声发射线）计算DIG对几条发射线的贡献。我们的方法适用于光谱观察到的$W_{\text{H}α} \gtrsim 10$埃（这是不占主导地位的DIG发射）。由于DIG的贡献取决于银河系的距离，我们提供了整个星系和单孔径光谱的DIG校正公式。将这些应用于斯隆数字巡天的$\,> 90,000$ SF星系样本，我们发现如下。(1)DIG对强线丰度的影响取决于所使用的指数。对于（[O III]/H $β$）/（[N II]/H $α$）指数，它可以忽略不计，但对于[N II]/H $α$，在高金属丰度端达到$\sim 0.1$ dex。(2)该结果基于$\sim$ kpc MaNGA分辨率，因此DIG的实际效果可能更大。(3)我们重新审视的质量金属丰度恒星形成率（SFR）的关系，通过校正的DIG贡献的丰度和SFR。DIG去除的效果在更高的恒星质量下更加突出。使用[N II]/H $α$指数，O/H在高恒星质量下随SFR增加，与以前的说法相反。
2019-09-02 astro-ph.GA
The evolution of Galactic planetary nebula progenitors through the comparison of their nebular abundances with AGB yields
我们研究了142个银河系行星状星云（PNe）的化学丰度，这些星云具有良好的观测质量，其丰度或多或少都是均匀的，从而可以与恒星模型进行合理的比较。其目的是确定质量，化学成分和形成时代的祖先，通过比较的数据与结果从AGB的演变。PNe的尘埃特性，当可用时，也被用来进一步支持我们的解释。我们发现，大多数（$\sim60\%$）的银河系PNE研究的太阳化学成分，而$\sim40\%$的来源调查有太阳下的金属丰度。大约一半的PNE有碳星的祖先，在$1.5~M_{\odot} < M < 3~M_{\odot}$质量范围内，形成于3亿年前到2亿年前。剩余的PNe几乎均匀地分布在富含氮的PNe中，我们将其解释为$M > 3.5~M_{\odot}$恒星的后代，年龄小于2.5亿年，以及一组富氧的PNe，来自从未成为C星的旧（$> 2$ Gyr）低质量（$M < 1.5~M_{\odot}$）恒星。这个分析证实了碳星表面可以积累的碳量存在上限，这可能是由于AGB后期质量损失的加速。本样本的化学成分表明，在太阳（或略低于太阳）金属丰度的大质量AGB恒星中，第三次疏浚的影响与热的底部燃烧相结合，导致富含氮-但不严重碳耗尽-气态物质被喷出。
2017-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Primordial helium abundance determination using sulphur as metallicity tracer
原始氦丰度$Y_P$是在经典方法中使用硫作为金属丰度示踪剂计算的（其中$Y_P$作为$Y$到零金属的外推）。计算值$Y_{P,\,S}=0.244\pm0.006$与普朗克实验的估计值以及文献中使用氧作为金属丰度示踪剂的测定值非常一致。化学分析包括从简单的恒星星族合成网格计算的星云连续谱和恒星连续谱的提取。$S^{+2}$含量是根据近红外$\left[SIII\right]λ\lambda9069Å,9532Å$谱线测量的，而$ICF\left(S^{3+}\right)$是基于$Ar^{3+}/Ar^{2+}$分数提出的。最后，我们应用多变量线性回归，同时使用氧，氮和硫的丰度为同一样品，以确定原始氦丰度导致$Y_{P-O,\,N,\,S}=0.245\pm0.007$
2018-04-27 astro-ph.GA
Properties of LBGs with [OIII] detection at z $\sim$ 3.5: The importance of including nebular emission data in SED fitting
星云发射线对于测量电离气体中的物理性质是至关重要的（例如，金属量、SFR或尘埃衰减）。它们也占了宽带通量的很大一部分，特别是在最高的红移处，因此可以强烈影响其他物理性质的确定，例如恒星质量，这对塑造我们对星系形成和演化的理解至关重要。我们研究了51个在3.0<z<3.8处检测到[OIII]线发射的LBG样本，并估计了这些星系的物理性质，以检查在SED拟合中包括星云发射数据的影响。我们使用CIGALE来拟合这些星系的静止帧UV-到-NIR SEDs和它们的发射线数据。我们运行CIGALE与和没有星云模型或发射线数据，并比较结果显示，包括星云发射线数据在SED拟合的重要性。我们发现，没有星云模型，拟合高估了恒星质量，由于强[OIII]线红移到KS波段，与以前的结果一致。在SED拟合中，发射线数据是约束星云模型的必要条件。检查KS-波段过剩，这主要是用来估计的[OIII]+Hb线的排放量时，没有光谱数据，我们发现，估计和观察是统计上一致的。然而，在一些灾难性的情况下，差异可以达到超过1 dex，这表明了获得这些线的光谱测量的重要性。我们还估计了Hb吸收的等效宽度，发现它与Hb发射相比可以忽略不计。我们的结论是，线发射是重要的约束星云模型，并获得可靠的估计星系的物理性质。在SED拟合中应考虑这些数据。
2019-10-08 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 gaseous nebulae chemical abundance determination using the direct method
在本教程中，它是解释的程序来分析由大质量恒星形成电离星云产生的光学发射线光谱。特别是，它描述了用于获得物理性质，如电子密度和温度，以及离子丰度的最具代表性的元素，其发射线是存在于光谱的方法。本教程的重点是直接方法，基于电子温度的测量，推导出丰度，给定的电离和电离气体的热平衡是由金属丰度占主导地位。文中还给出了由某些离子的丰度计算总丰度的电离校正因子。最后，介绍了几种求丰度的强线方法。当无法得出温度估计值时使用这些方法，但如果对它们进行校准，则可以与直接方法一致。
2020-06-30 astro-ph.GA
Sulphur abundance determinations in star-forming regions-I: Ionization Correction Factor
在目前的工作中，我们使用网格的光电离模型结合恒星星族合成模型，以获得可靠的电离校正因子（ICF）的硫在恒星形成区。这些模型涵盖了大范围的星云参数和产生的离子丰度与通过恒星形成区的光学和红外观测数据得出的一致。根据我们的理论ICF，我们建议经典Stasinska公式中的α值为3.27。我们通过使用我们的理论ICF和其他方法比较了大量物体的气相中的总硫丰度。平均而言，通过使用所考虑的不同ICF进行的测定之间的差异与S/H估计中的不确定性相似。然而，我们注意到，对于某些对象，它可以达到约0.3德克斯的低金属量制度。尽管大的分散点，我们发现的趋势S/O比降低的金属丰度，独立的ICF用于计算硫的总丰度。
2016-01-07 astro-ph.GA
The PHLEK Survey: A New Determination of the Primordial Helium Abundance
我们提出了凯克NIRSPEC和凯克NIRES光谱的16个贫金属星系，有预先存在的光学观测。近红外（NIR）光谱特别针对HeI 10830 A发射线，因为它对HII区域气体的物理条件敏感。我们使用这些近红外观测，结合光学光谱，以确定在金属丰度范围12 + log（O/H）= 7.13 - 8.00的16个星系的氦丰度。该数据集与其他两个样本相结合，其中金属丰度和氦丰度测量可以得到保证：从斯隆数字巡天光谱数据库中选择的恒星形成星系和文献中现有的低金属丰度系统。我们计算了这些测量值的线性拟合，解释了固有散射，并报告了原始氦数丰度的新测定，y_P = 0.0805+/-0.0017，这对应于原始氦质量分数Y_P = 0.2436+/-0.0040。利用我们对原始氦丰度的测定，结合最新的原始氘测量，（D/H）_P x 10^5 =2.527+/-0.030，我们对重子密度Omega_bh^2 = 0.0215+/-0.0005和有效数设定了界限中微子物种Neff = 2.85+/-0.28。这些值与普朗克卫星对宇宙微波背景上温度涨落的观测结果一致，误差为1.3 σ。
2020-05-25 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
A Definitive Determination of the Interstellar Carbon Abundance toward rho Ophiuchi A and B
University of Toledo（托莱多大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用HST/STIS高分辨率光谱，通过拟合弱C II] 2325线和强C II 1334线阻尼翼，精确测定蛇夫座ρ A和B方向的气相碳丰度，验证了两种方法的一致性，并确立了阻尼翼拟合技术的可靠性。
2026-06-29 astro-ph.GA
Red Supergiants as cosmic abundance probes: the first direct metallicity determination of NGC 4038 in the Antennae
通过对近成对星系NGC~4038（D = 20 Mpc）中三个超星团的中分辨率KMOS/VLT光谱的定量分析，直接测定了该星系的恒星金属丰度。在我们的分析中采用的方法已经开发和优化，以测量精确的金属丰度从原子线的$J$ -带的单个红超巨星（RSG）或RSG占主导地位的星团。因此，我们的金属丰度测量不受偏见和不了解系统固有的强线HII方法，这是常规应用于大规模的数据集的星系。我们发现[Z]= +0.07 $\pm$ 0.03，并将我们的测量结果与HII强线校准进行比较。我们的丰度和文献数据表明，存在一个平坦的金属丰度梯度，这可以解释为富金属气体的再分配后的强相互作用。
2015-09-16 astro-ph.GA
Non-LTE effects on the lead and thorium abundance determinations for cool stars
知道准确的铅丰度的贫金属恒星提供了限制铅生产机制在早期银河系。精确推导Th丰度允许恒星的核计时年龄测定。我们改进了基于非LTE线形成的恒星大气中Pb I和Th II线的计算，并通过一系列恒星参数评估偏离LTE对Pb和Th丰度测定的影响。提出了Pb I和Th II的综合模型原子。从LTE的偏离导致系统耗尽的总吸收的Pb I线和正的丰度校正。非LTE消除了太阳和陨石铅丰度之间的差异。使用Holweger & Mueller（1974）太阳模型大气层，log eps（Pb，non-LTE）= 2.09。我们修正了强r过程增强（r-II）恒星CS 31082-001和HE 1523-0901以及Roederer等人（2010）恒星样本的Pb和Eu丰度。我们的研究结果提供了强有力的证据，普遍的Pb/Eu相对r-过程产额在银河系演化过程中。-2.3<[Fe/H]< -1.4的恒星的Pb/Eu比平均比r-II恒星高0.51倍，这表明Pb的s-过程合成早在银河系金属丰度达到[Fe/H] =-2.3时就开始了。-1.4<[Fe/H]< -0.59的AGB星的平均Pb/Eu比值接近太阳值，与Travaglio等人（2001）的预言一致，即[Fe/H] ~-1的AGB星对太阳s核的Pb贡献最大。非LTE导致Th II线减弱。总的来说，当在非LTE计算中考虑与H1原子的碰撞时，丰度校正不超过+0.2dex…
2012-02-13 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
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nebular Analysis of PNe NGC 3242
本研究基于 VBT 天文台光谱数据，利用 IRAF 和 NEAT 对行星状星云 NGC 3242 进行星云分析，获取其元素丰度、密度和温度，并与文献结果比较。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of planetary nebulae and evolved stars: Iron and sulfur depletion, and carbon and nitrogen enrichment, in low- and intermediate-mass stellar populations in the Milky Way
本文通过对比银河系行星状星云与其RGB/AGB前身恒星的元素丰度，量化了铁和硫的尘埃耗损及碳氮富集，为未来星云与恒星样本比较研究提供基准。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Morpho-kinematic Study of Galactic High-ADF PNe Based on the VLT/UVES Deep Spectroscopy
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；The University of Hong Kong（香港大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新Cornerstone科学实验室）；Yunnan University（云南大学）
通过VLT/UVES深谱观测，研究高ADF PNe的形态-动力学特性，发现冷金属丰富气体与暖金属正常气体的双成分结构，重元素在冷气体中富集，影响CEL丰度估计。
2025-12-04 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
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
Peculiarities of Abundances of Selected Elements in Metal-Rich Field RR Lyrae Stars
我们使用我们的扩展目录的光谱测定银河场RR天琴座型变量的大气中的元素丰度的数据表明，富含金属的RR天琴座（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）有一些元素的异常丰度。特别是，钪，钛和钇的相对丰度的金属丰富的RR天琴座型变量低于相应的丰度在外地类似的金属丰度超出了错误。我们讨论了上述元素的丰度测定的误差，并指出了一个事实，即没有铕，锆，镧丰度测定可用于金属丰富的RR Lyrant型变量。我们还分析了各种可能的原因，所观察到的特殊性的化学成分的金属丰富的RR天琴座型变量。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance determination in PNe: How to deal with large chemical inhomogeneities
本文探讨了行星状星云中存在富金属相等大尺度化学不均匀性时的丰度测定问题，指出对发射金属复合线的冷气相需进行详细处理以准确评估其富集程度。
2023-11-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Improving Helium Abundance Determinations with Leo P as a Case Study
目前，原始氦丰度最好的估计，通过光谱观测H II区域的金属贫乏的星系。然而，这些测定受到几个系统不确定性的限制，这些不确定性最终限制了我们准确确定原始丰度的能力。在这项研究中，我们改进的方法来解决的红化，从碰撞激发的H I原子的发射贡献，在H I和He I发射线的吸收的影响，并在$λ$ 3889的混合H I和He I发射的处理，目的是降低氦丰度测定的系统不确定性。为了应用这些方法，我们用LBT上的LUCI 1仪器观测了极贫金属（3 $\%$ Z $_{\odot}$）星系Leo P中最亮H II区的He I $λ$ 10830发射线。我们将这种测量与以前的MODS/LBT观测相结合，以获得更好的氦丰度。在这样做的过程中，我们目前的分析结果在狮子座P的氦丰度的不确定性减少了约70%。这个结果与其他观测数据相结合，估计原始氦的质量分数，Y $_{p}$ $=$ 0.2453 $\pm$ 0.0034。
2020-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Advances in Atomic Data for Neutron-Capture Elements
在近100颗行星状星云中探测到了中子俘获元素（原子序数Z>30），它们可以在行星状星云（PN）的祖星中通过s-过程核合成产生。这表明星云光谱学是研究反式铁元素的产生和化学演化的一个潜在的强有力的工具。然而，在实现这一目标之前，必须应对重大挑战。最大的障碍之一是缺乏n-捕获元素的原子数据，特别是需要解决它们的电离平衡（从而将离子丰度转换为元素丰度）。为了解决这个问题，我们计算了光电离截面和辐射和双电子复合速率系数的前六个离子的硒和氪。计算基准对实验光电离截面测量。此外，我们计算了电荷转移（CT）率系数的离子的六个N-捕获元素。这些努力将使星云的硒和氪丰度的准确测定，允许强大的调查的S-过程富集PNE。
2011-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
New Atomic Data for Trans-Iron Elements and Their Application to Abundance Determinations in Planetary Nebulae
中子（n）捕获元素核合成和化学演化的研究主要基于恒星光谱学。然而，最近在几个行星状星云（PNe）的这些元素的检测表明，星云光谱学是一个有前途的新工具，这样的研究。在PNe中，n-捕获元素丰度的测定揭示了s-过程核合成和对流混合在演化的低质量恒星的细节，以及在恒星光谱中无法检测到的元素的化学演化。在单个星云中，通常只能检测到一种或两种特定的反式铁元素离子。因此，元素丰度测定需要对未观测到的离子丰度进行校正。这种修正依赖于控制星云电离平衡过程的原子数据的可用性。直到最近，这些数据是未知的，几乎所有的n-捕获元素离子。对于前五个离子的硒，氪，和硒-三个最广泛检测到的N-捕获元素PNE-我们正在计算光电离截面和辐射和双电子复合速率系数使用多配置Breit-Pauli原子结构代码AUTOSTRUCTURE。电荷转移率系数正在确定与多通道朗道-齐纳代码。为了校准这些计算，我们测量了绝对光电离截面的硒和硒离子在先进光源同步辐射设施。这些原子的数据可以被纳入光电离代码，我们将使用它来获得电离修正（因此丰度）的Se，Kr，并在电离星云中。这些结果对于将星云光谱学磨练成一种更有效的工具来研究宇宙中反式铁元素的产生和化学演化至关重要。
2010-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
One percent determination of the primordial deuterium abundance
我们报告了一个近原始的吸收系统，位于红移z_abs=2.52564的类星体Q1243+307，根据档案和新的数据相结合的基础上获得的HIRES阶梯光栅光谱仪的凯克望远镜。这个吸收系统的氧丰度[O/H]=-2.769+/-0.028（太阳丰度的约1/600），是目前已知的最低金属丰度的系统之一，可以精确测量氘丰度。基于八条D I吸收线，我们对该系统的详细分析得出结论，该气体云的氘丰度为log_10（D/H）= -4.622+/-0.015，这与Kirkman等人（2003）先前报道的结果非常一致，但该单次测量的精度提高了约3.5倍。结合这个新的估计和我们以前的六个高精度和均匀分析的D/H测量样本，我们推断原始氘丰度为log_10（D/H）_P = -4.5974+/-0.0052，或者，用线性量表示，（D/H）_P =（2.527+/-0.030 x10 ^-5;该值相当于原始氘丰度的1%。将我们的结果与使用最新核物理输入的BBN计算相结合，我们发现来自BBN的重子密度与来自普朗克CMB数据的最新结果在2 σ内一致。
2018-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA nucl-th
