Which galaxy property is the best gauge of the oxygen abundance?
我们提出了一个广泛的探索29个物理参数的氧丰度的样本中提取的299个恒星形成星系的扩展CALIFA样本的影响。我们证实，恒星质量是更好地跟踪观测到的氧丰度的物理参数（即，质量-金属丰度关系（MZR），而其他物理参数可能在形成这一丰度方面发挥潜在作用，但影响不大。我们发现，最好地描述MZR的功能形式是一个三阶多项式函数。从这个最好的功能形式和MZR之间的残差，我们发现，一旦考虑的质量的影响，在氧丰度，其他物理参数不发挥显着的次要作用，在塑造这些星系中的氧丰度（包括气体分数或恒星形成率）。我们的分析表明，MZR的起源与星际介质的化学富集演化有关，最有可能的是，这些恒星形成星系中恒星质量的积累。
2022-02-23 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs I. Comparing oxygen abundances from distinct methods using SDSS
我们比较了Seyfert 2活动星系核窄线区（NLR）的氧丰度（O/H）的强线方法和直接测量电子温度（Te方法）。本研究的目的是探讨不同方法对低红移（z < 0.4）活动星系核金属丰度范围和质量-金属丰度关系的影响。利用Sloan数字巡天（SDSS）和NASA/IPAC河外星系数据库（NED），选取了463个已确认的Seyfert 2活动星系核的光学（3000 < A < 7000）谱线强度。利用Storchi-Bergmann等人的理论校准、半经验N_2O_2校准、baidian Hii-Chi-mistry代码和Te方法估计NLR的氧丰度。我们发现，通过强线方法的氧丰度估计彼此之间的差异高达~0.8 dex，在低金属度制度（12 + log（O/H））的差异最大。8.5）。我们证实，Te方法低估了NLR中的氧丰度，产生了不真实的太阳下值。我们没有发现宿主星系的恒星质量与其活动星系核的金属丰度之间有任何相关性。该结果与用于估计Z的方法无关。
2019-12-09 astro-ph.GA
Oxygen, α-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc
我们推导出元素丰度在27造父变星，绝大多数位于一个区域内的银河系距离从5到7千秒差距。我们的样本中的一颗恒星SU Sct的银河中心距离约为3 kpc，因此落在内部薄盘的一个研究不足的区域。我们的新结果，结合从文献中获取的银河系中心部分的丰度数据，表明铁，镁，硅，硫，钙和钛的LTE丰度径向分布，以及氧的NLTE分布揭示了从银河系中心延伸到约5 kpc的区域中的高原状结构甚至正丰度梯度。
2015-03-19 astro-ph.GA
Abundances of Disk Planetary Nebulae in M31 and the Radial Oxygen Gradient
我们获得了M31星盘中16个行星状星云的光谱，并测定了He、N、O、Ne、S和Ar的丰度。在这里，我们提出的中位数丰度，并将它们与以前的M31 PN磁盘测量和PNE在银河系。我们还推导出了M31中的径向氧梯度，即使考虑到M31较大的盘尺度长度，它也比银河系中的径向氧梯度要浅。
2011-09-13 astro-ph.GA
The curious conundrum regarding sulfur and oxygen abundances in planetary nebulae
我们仔细考虑了行星状星云中硫丰度异常的许多解释。没有一个理由似乎是令人满意的，我们认为，最终的解释很可能是一个迄今为止尚未确定的星云气体的功能，显着影响硫电离校正因子。
2011-09-12 astro-ph.GA
Interaction effects on galaxy pairs with Gemini/GMOS- II: Oxygen abundance gradients
在本文中，我们推导出位于八个系统的紧密对11个星系的HII区的氧丰度梯度。在4400- 7300 A范围内的长缝光谱是用南双子座（GMOS）的双子座多目标光谱仪获得的。利用强发射线（N2和O3 N2）的校准，获得了沿星系盘气相中氧丰度的空间分布。我们发现所有研究星系的氧梯度都比典型孤立螺旋星系的氧梯度明显平坦。我们的样本中的四个对象，AM 1219 A，AM 1256 B，AM 2030 A和AM 2030 B，在银河系中心半径R/R25在0.2和0.5之间的氧丰度显示出明显的突破。对于AM 1219 A和AM 1256 B，我们发现内部梯度的斜率为负，而对于AM 2030 B，我们发现了正斜率。在所有这三种情况下，它们都表现出星系外围的平坦行为。对于AM 2030 A，我们发现了一个正斜率的外部梯度，而内部梯度几乎与平坦行为兼容。发现AM 1219 A和AM 2030 B在对应氧丰度梯度突变区的恒星形成效率降低，前者在离突变区很近的地方发现金属丰度的极小值，这可能与同转半径有关。另一方面，AM 1256 B和AM 2030 A呈现SFR最大值，但不是极端氧丰度值。所有四个相互作用系统，显示氧气梯度打破极端SFR值位于非常接近的突破区。位于紧密成对星系中的HII区与孤立星系中的HII区一样，都遵循着电离参数与氧丰度之间的关系。
2014-08-05 astro-ph.GA
The evolution of the Oxygen abundance radial gradient in the Milky Way Galaxy disk
本文综述了螺旋星系和低质量星系的化学演化模型。我们分析了在银河系中使用不同的恒星产额、恒星形成速率定律和恒星形成公式对丰度径向分布的时间/红移演化的影响，以及恒星形成速率或气体密度等其他量;特别是我们将研究氧丰度径向梯度的演化，分析其与SFR/infall的关系。我们还将结果与我们的旧化学演化模型、宇宙学模拟和现有数据进行了比较，主要是与行星状星云丰度进行了比较。
2016-12-09 astro-ph.GA
Chemical abundances in the dwarf galaxy NGC 4163 based on the nebular and auroral emission lines
我们构建了一个异常低激发矮星系不规则星系NGC 4163的氧丰度图和N/O比图的基础上公开获得的光谱MaNGA调查。我们探测到极光发射线[OII] $λλ$ 7320、7330，这使我们能够用直接T $_e$方法测量化学丰度。我们发现用强线法得到的氧丰度的离散性较大。强线法测得的氧丰度12 + log（O/H）变化范围为~7.3 ~~7.8，平均值为~7.55。利用我们对O $^+$极光线的测量，用直接T $_e$方法在2角秒的两个孔径中导出的氧丰度约为7.8 dex。氮氧比log（N/O）约为-1.5是低金属丰度星系的典型值，相对于邻近星系HII区的N/O值，可能会略微向更高的N/O值偏移。log（N/O）和氧丰度之间检测到一个不寻常的负趋势。NGC 4163是一个缺乏气体的星系，中性原子气体的质量分数约为0.25。星系中的氧丰度仅为具有这种气体质量分数的星系中可能达到的氧丰度的0.1左右。低金属丰度加上低气体质量分数意味着要么金属丰度的星际介质的星系是减少了原始的气体落入在最近的时代或该星系的演化是伴随着强烈的星系风。
2022-11-28 astro-ph.GA
The oxygen abundance gradients in the gas discs of galaxies in the EAGLE simulation
我们使用EAGLE模拟来研究z=0时恒星质量范围[10^9.5，10^10.8]Mo内星系气体盘的氧丰度梯度。估计的中值氧梯度为-0.011（0.002）dex kpc^-1，比观测值要浅。当考虑所有星系时，没有发现模拟的盘氧梯度和星系恒星质量之间的明显趋势。然而，氧梯度显示出明确的相关性与气体盘的大小，使浅丰度斜率被发现增加气体盘的大小。正氧梯度检测到约40%的分析气体盘，在低质量星系的频率略高。具有安静合并历史的星系团显示氧梯度和恒星质量之间的正相关，因此质量更大的星系倾向于具有更浅的金属丰度梯度。在高恒星质量的情况下，在低密度区域有更大比例的旋转主导星系。在低恒星质量，非合并星系显示出大量的各种各样的氧梯度和形态。在非合并星系的盘氧梯度的归一化的有效半径删除的趋势与恒星质量。相反，经历合并的星系显示出氧梯度和恒星质量之间的弱关系。此外，分析的EAGLE光盘显示没有明确的依赖于当地环境的氧气梯度，与目前的观测结果一致。
2018-06-12 astro-ph.GA
Central oxygen abundances in the spiral galaxies of the MaNGA survey: Galaxies with central starbursts
基于MaNGA巡天数据，本文研究30个中心星暴旋涡星系，发现其局部中心氧丰度遵循一般金属丰度梯度，中心星暴未造成明显氧富集，且AGN是部分星系中心电离辐射的主要来源。
2024-06-30 astro-ph.GA
Oxygen abundance maps of CALIFA galaxies
我们构建的88个星系的磁盘使用CALIFA数据发布2（DR2）光谱的氧丰度分布图。星系中心的位置（在底片上的坐标）也取自CALIFA DR2。星系倾角、长轴位置角和光学半径是通过对SDSS数据第9版光度图中SDSS $g$和$r$波段表面亮度的分析确定的。我们探讨了全球方位角丰度不对称的CALIFA星系的磁盘和存在的径向氧丰度分布的突破。我们发现，对于我们的星系样本，没有明显的全球方位角不对称性，即，不对称性很小，通常低于0.05dex。丰度梯度周围的氧丰度的分散具有可比较的值$\lesssim 0.05$ dex。一个显着的（可能占主导地位的）部分的不对称性可以归因于这些星系的几何参数的不确定性。有证据表明，在18个星系的中心部分的径向丰度梯度变平。通过对丰度图的分析，我们还估算了银河系的几何参数（中心坐标、星系倾角和长轴位置角）。基于光度计地图和丰度地图的几何参数是相对接近彼此的大多数星系，但差异是大的一些星系与平坦的径向丰度梯度。
2016-07-25 astro-ph.GA
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
Abundances of Galactic Anticenter Planetary Nebulae and the Oxygen Abundance Gradient in the Galactic Disk
我们对位于银河系盘内的41个反中心行星状星云进行了分光光度观测。电子温度和密度，以及化学丰度为他，N，O，Ne，S，Cl和Ar进行了测定。将这些结果纳入我们现有的PN丰度数据库中，得到了124个观测良好的天体样本，这些天体的丰度在银河系中心距离为0.9-21千秒差距。我们进行了详细的回归分析，其中考虑了氧丰度和径向距离的不确定性，以确定整个磁盘的金属丰度梯度为：12+log（O/H）=（9.09+/-.05）-（0.058+/-.006）x Rg，Rg单位为kpc。虽然我们看到了一些证据表明，在大的银河系中心距离梯度变陡，更多的对象对反中心需要进行观察，以确定金属丰度梯度的真实形式。我们没有发现令人信服的证据表明，梯度之间的不同Peimbert类型I和II，也不是氧丰度与银河系平面的垂直距离。我们的梯度与H II区的类似结果一致，但在类似的银河系距离范围内，比Stanghellini和Haywood（2010）最近发表的结果更陡。第二次分析使用PN距离从一个不同的来源意味着一个平坦的梯度，我们认为，我们已经达到了一个混乱的限制，只能解决大大改善距离测量和理解的自然散射氧丰度。最后，考虑到最近发表的化学演化模型的银河系盘表明，调和目前的范围内公布的氧梯度是必要的充分约束参数，如表面密度阈值恒星形成和磁盘形成的特征时间尺度。
2010-09-10 astro-ph.GA
Spectroscopic Observation and Analysis of HII regions in M33 with MMT: Temperatures and Oxygen Abundances
利用Hectospec的多光纤光谱仪在6.5米多镜望远镜（MMT）上观测了M33（NGC 598）413个恒星形成区（或HII区）的光谱。利用这种均匀的光谱样品，我们测量了发射线的强度和一些物理参数，如电子温度，电子密度和金属丰度。氧丰度是通过直接法（如可用）和两种经验强线法，即O3 N2和N2。在高金属丰度端，来自O3 N2校准的氧丰度高于来自N2指数，表明O3 N2和N2校准之间的不一致。我们提出了一个详细的分析的气相氧丰度的空间分布在M33和确认存在的轴对称的全球金属丰度分布在文献中广泛假设。还观察到局部变化，随后与螺旋结构相关联，以提供由臂驱动的径向迁移的证据。我们的O/H梯度拟合为1.1 $R_{25}$，分别利用来自O3 N2、N2诊断和直接方法的丰度，得到了$-0.17\pm0.03$、$-0.19\pm0.01$和$-0.16\pm0.17$ dex $R_{25}^{-1}$的斜率。
2017-04-23 astro-ph.GA
Atomic oxygen abundance toward Sagittarius B2
弥漫云中的氧的很大一部分是无法解释的观测，并被假定为在一个未知的耐火材料的形式，被称为不明贫化氧（UDO），这取决于当地的气体密度，可能会导致高达50%的总氧含量。红外空间天文台（ISO）先前的观测表明，在密度更大、半透明的云层中，很大一部分氧气可能是原子形式的。我们分析了SOFIA观测到的63 $μ$ m精细结构[O I]向中央分子带中高质量恒星形成区Sgr B2（M）跃迁的速度分辨档案。前景的螺旋臂云以及太阳和背景尘埃连续源之间的扩展Sgr B2信封产生多个[O i]吸收组件，在速度空间中光谱分离。朝向Sgr B2的前景云中的气相原子氧柱密度与总氢柱密度有很好的相关性，相对于氢核，平均原子氧丰度为$(2.51 \pm 0.69) \times 10^{-4}$。这个值与早期ISO在同一视线上的测量结果非常一致，并且比低密度温暖气体中的总星际介质氧丰度低约35%，如在紫外线下测量的。我们没有发现任何证据表明，在射手座B2的视线上，有很大一部分氧气是以UDO的形式存在的。
2023-01-09 astro-ph.GA
Oxygen, $α$-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc. II
我们计算了距离银心R $_{\rm G}= 2.53$ kpc的造父变星ASAS 181024- 2049.6的36种化学元素的丰度。这颗恒星位于造父变星内部薄盘的一个区域内，在造父变星中采样很少。我们的光谱分析表明，该恒星的铁、镁、硅、钙和钛LTE丰度支持在银河系中心5千秒差距内的薄圆盘中存在类似平台的丰度分布，正如之前\cite{Maret15}所建议的那样。如果得到证实，该区域内丰度梯度的平坦化可能是由于动力学效应导致恒星形成率下降的结果，可能来自银河系中央酒吧。
2016-07-01 astro-ph.GA
A quick start guide to BOND: Bayesian Oxygen and Nitrogen abundance Determinations in H II regions using strong and semistrong lines
我们提供了BOND的快速入门指南，BOND是一种推导H II区域氧和氮丰度的统计方法。邦德比较了一组精心挑选的强和半强发射线的网格光电离模型。与其他统计方法相比，第一个新颖之处在于BOND依赖于[Ar III]/[Ne III]发射线比率来打破氧丰度双峰性。这样做，我们可以测量氧和氮的丰度，而无需假设N/O和O/H之间的任何先验关系。第二个新颖之处是，BOND考虑到了电离辐射场硬度的变化，这可能是由于H II区域的老化或IMF的随机采样。除了常用的强线外，我们还使用发射线比He I/Hb来约束电离辐射场的硬度。最后，我们还强调我们的贝叶斯推断背后的务实考虑。
2016-12-19 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
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs-III. Reducing the oxygen abundance discrepancy
我们调查之间的差异氧丰度估计窄线区域（NLR）的活动星系核（AGN）型Seyfert 2通过使用电子温度的直接估计（Te-方法）和那些通过使用光电离模型。鉴于此，我们用Cloudy程序建立了详细的光电离模型，重现了Seyfert 2核在光学范围（3000 < λ（λ）< 7000）内的观测发射线比。我们发现，推导出的差异主要是由于不适当的使用之间的关系的低（t2）和高（t3）电离气体区的H II区域的AGN化学丰度的研究。利用光电离模型网格，我们推导出一个新的表达式为t2的函数t3有效的塞弗特2核。在基于Te方法的活动星系核O/H丰度估算中使用这个新的表达式产生的O/H丰度比详细的光电离模型得到的O/H丰度略低（约0.2dex）。我们还发现，新的形式主义的Te-方法减少了约0.4德克斯的O/H之间的差异从强发射线校准和来自直接估计的丰度。
2020-06-16 astro-ph.GA
Oxygen Abundance Throughout the Dwarf Starburst IC 10
本研究利用 Keck 天文台 KCWI 仪器对矮星暴星系 IC 10 的氧丰度进行测绘，发现极光线直接测量显示其星际介质混合不良，且 R23 强线法无法准确反映丰度变化范围。
2024-09-13 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
The flat oxygen abundance gradient in the extended disk of M83
我们用甚大望远镜FORS-2摄谱仪获得了旋涡星系M83（=NGC 5236）外盘49个HII区的深多目标光谱。这些目标的银河系中心距离范围为R25等照度半径的0.64至2.64倍（5.4-22.3千秒差距），其中31个位于R>R25，因此属于银河系的最外层盘，由GALEX卫星最近发现的紫外复合物组成。为了得到星云的化学丰度，我们应用了几个诊断的氧丰度，包括R23，[NII]/[OII]和[OIII]4363极光线，这是在四个HII地区检测到。我们发现，虽然向内的光学边缘的O/H比如下的径向梯度已知从以前的调查，外部丰度的趋势是一个近似恒定的值。根据所采用的诊断，后者在12+log（O/H）=8.2和12+log（O/H）=8.6之间变化（即从大约太阳氧丰度的1/3到接近太阳值）。径向氧丰度趋势的突然中断也检测到光盘的光学边缘附近。这些结果暂时与星系外围平坦的气体表面密度、M83扩展盘的相对未演化状态以及过去星系相遇后化学富集气体的重新分布有关。
2009-01-08 astro-ph.GA
Breaks in the Radial Oxygen Abundance and Corotation Radius of Three Spiral Galaxies
在金属丰度分布和螺旋星系的共转半径的中断之间的相关性已经主张在过去，并预测我们的银河系的化学动力学模型，有效地介绍了螺旋臂的作用，在恒星形成率。在这项工作中，我们提出的光度和光谱观测与双子座望远镜的三个最好的候选人的螺旋星系有光盘内的共转：IC 0167，NGC1042和NGC6907。我们观察到这些星系中最强烈和分布最均匀的\hii区域，通过应用不同的统计方法推导出可靠的银河系距离和氧丰度。从这些结果中，我们证实了这些星系的金属丰度梯度的变化可能与共转共振的存在。
2010-12-28 astro-ph.GA
Measuring oxygen abundances from stellar spectra without oxygen lines
氧是恒星和宇宙中最丰富的“金属”元素。但是，确定恒星中的氧丰度已被证明是具有挑战性的，因为它们的光谱中缺乏可检测的原子氧谱线，以及这些谱线的观测和理论复杂性（例如，共混物、3D、非LTE）。尽管如此，Ting等人（2017）最近能够证明，可以通过低分辨率（R $\simeq$ 2000）光谱确定氧丰度。在这里，我们调查的物理过程，使这样的测量冷恒星，如K-巨星。我们发现，最强的光谱诊断氧来自CNO原子分子网络，但表现在光谱特征，不涉及氧。在外层大气层中，大部分碳被锁定在CO中，氧丰度的变化直接影响所有其他含碳分子的丰度，从而改变CH、CN和C $_2$特征在光谱中的强度。在更深的大气层中，大多数碳以原子形式存在，氧丰度的任何变化对其他含碳分子的影响都很小。实现这种氧丰度测量的关键物理效应是光学中的光谱特征来自CO主导和原子碳主导区域，提供对C和O的非简并约束。除了手头的情况下，结果表明，物理健全的丰度测量不需要局限于那些元素，有可观察到的线本身。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The MOSDEF Survey: Detection of [OIII]$λ$4363 and the direct-method oxygen abundance of a star-forming galaxy at z=3.08
我们目前的测量的电子温度为基础的氧丰度的高度恒星形成星系在z=3.08，COSMOS-1908。这是[OIII] $λ$ 4363被探测到的最高红移，也是第一次在z>2处测量到这条谱线。我们估计氧丰度为12+log（O/H）$=8.00^{+0.13}_{-0.14}$。这个星系是一个低质量（$10^{9.3}$ M $_{\odot}$），高恒星形成（$\sim50$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）系统，拥有一个年轻的恒星群（$\sim160$ Myr）。我们研究了COSMOS-1908电离气体的物理条件，发现该星系具有高电离参数、小星云红化（$E(B-V)_{\rm gas}<0.14$）和高电子密度（$n_e\sim500$ cm $^{-3}$）。我们比较了COSMOS-1908和其他恒星形成星系在z=0-1.8与[OIII] $λ$ 4363测量的直接方法氧丰度的强氧，氖和氢线的比率，并表明z $\sim$ 1-3的星系遵循与本地宇宙中的星系相同的强线相关性。这一协议表明，电离参数和O/H之间的关系是类似的z $\sim$ 0和高红移星系。这些结果意味着，金属丰度校准线的基础上的氧，氖，氢不强烈的红移演变，并可以可靠地估计出z $\sim$ 3的丰度，铺平了道路的强大的测量的质量-金属丰度的演变关系到高红移。
2016-06-16 astro-ph.GA
Spatial distribution of carbon and oxygen abundances in the Magellanic Clouds
本文根据H Ⅱ区的光谱资料，给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中碳和氧的化学丰度。我们分析了O/H、C/H和C/O丰度比的行为及其在星系内部的空间分布。结果表明，两个星系中所有这些元素的径向梯度都可以被认为是平坦的。此外，我们将我们的结果与其他更大质量的螺旋星系的结果进行了比较。我们发现星系的绝对星等M_v与C/H和C/O梯度的斜率之间存在相关性。质量较大的星系比质量较小的星系显示出更陡峭的C/H和C/O梯度。
2017-02-07 astro-ph.GA
Influence of galactic arm scale dynamics on the molecular composition of the cold and dense ISM II. Molecular oxygen abundance
分子氧一直是许多观测研究的主题，因为化学模型预测它是氧气的储存库。虽然它已经在星际介质的两个区域被探测到，但它的稀有性对天体化学模型来说是一个挑战。在本文中，我们结合了计算的物理条件与光滑粒子流体动力学（SPH）模拟与我们的全气体颗粒化学模型鹦鹉螺，研究预测的O2丰度在星际物质形成冷芯。因此，我们遵循的气体和冰的化学演化的物质包裹从弥漫的星际条件冷致密的核心。我们的大多数预测的O2丰度低于1 e-8（相对于总质子密度）和预测的柱密度在模拟冷芯是在最大的几个1 e 14 cm-2，在协议的非检测限。这种低的O2丰度可以通过以下事实来解释，即在大部分星际材料中，在O2可以在气相中形成并且免受UV光解离之前，原子氧被耗尽到晶粒表面上（并且被氢化以形成H2O）。我们之所以能得到这个结果，是因为我们考虑了从弥散介质到冷核的物理条件演化的全部历史。
2019-06-02 astro-ph.GA
The Chemical Evolution Carousel of Spiral Galaxies: Azimuthal Variations of Oxygen Abundance in NGC1365
氧在星系星际介质中的空间分布是理解在大质量恒星中合成的金属如何有效地在星系中重新分布的关键。我们在这里提出了一个案例研究，在附近的螺旋星系NGC1365使用三维光学数据中获得的台风计划。我们发现系统的方位角变化的HII区域氧丰度印在一个负的径向梯度。0.2 dex方位角变化发生在0.3至0.7 R25的宽径向范围内，并在NGC1365的两个螺旋臂处达到峰值。我们发现，方位角的变化可以解释为两个物理过程：气体进行本地化，次千秒差距规模的自富集时，在臂间区域的轨道运行，并经历有效的，千秒差距规模的混合诱导稀释时，螺旋密度波通过。我们构建了一个简单的化学演化模型来定量地测试这幅图，发现我们的玩具模型可以重现观察结果。这一结果表明，在NGC1365中观察到的丰度变化是由螺旋驱动的，周期性的混合和稀释调制的氧的动态局部富集的快照。
2017-08-16 astro-ph.GA
Influence of the Void Environment on Chemical Abundances in Dwarf Galaxies and Implications for Connecting Star Formation and Halo Mass
我们研究如何空洞环境影响星系的化学演化，通过比较的氧和氮的丰度的矮星系的空洞与矮星系在密集的地区。利用SDSS DR 7的光谱观测，我们估计了889个空矮星系和672个矮星系在致密区域的氧，氮，氖丰度。一个替代的[OII] 3727的双重发展，允许SDSS矮星系的氧丰度估计在所有的红移与直接Te方法。我们发现，空矮星系有大约相同的氧丰度和Ne/O比，略高的氖丰度，略低的氮丰度和N/O比比在致密的环境中的矮星系。我们的结论是，空洞环境有轻微的影响矮星系的化学演化。我们的质量N/O关系表明，氮的二次生产开始在一个较低的恒星质量在空矮星系比矮星系在密集的环境。我们的矮星系样本显示了sSFR和N/O比之间的强烈反相关性，提供了证据表明，氧是在质量更高的恒星中产生的，而不是合成氮的恒星。较低的N/O比和较小的恒星质量的二次氮生产中看到的空矮星系可能表明延迟的恒星形成和宇宙缩小的大尺度环境的依赖。在空洞矮星系中，氧丰度向稍高的方向转变，这可能是空洞中暗物质晕质量与恒星质量之比大于致密区域的证据。
2018-09-12 astro-ph.GA
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Assessing model-based carbon and oxygen abundance derivation from ultraviolet emission lines in AGNs
我们提出了HII-CHI-Mistry-UV代码的改编版本（Pérez-Chino & Amorín 2017），以从紫外线发射线中获得化学丰度，用于活动星系核（AGN）的窄线区域（NLR）。我们评估不同的紫外线发射线的比率，以及如何不同的假设模型，包括尘埃颗粒的存在下，入射光谱能量分布的形状，或围绕中心源的气体包层的厚度，可能会影响最终的估计作为一个功能的一组使用的发射线。我们将我们的结果与其他已发表的使用相同发射线推导丰度的方法进行了比较，结果表明，使用CIII] $λ$ 1909和OIII] $λ$ 1665发射线推导碳氧丰度比是活动星系核中金属含量的一个可靠指标，几乎与模型假设无关，类似于恒星形成区的情况。此外，我们表明，事先确定的C/O允许一个更精确的测定总氧丰度使用碳紫外线，而不是假设O/H和C/O之间的任意关系，这可能会导致不可忽略的差异。
2023-02-24 astro-ph.GA
Direct determination of oxygen abundances in line emitting star-forming galaxies at intermediate redshift
我们提出了一个样本的22个蓝色（$(B-V)_{AB}<0.45$），发光（$M_{B,AB}<-18.9$），贫金属星系的$0.69<z<0.88$红移范围内，从深2星系红移调查。它们的光谱包括$[OIII]\lambda4363$极光线、$[OII]λ\lambda3726,3729$双峰和强星云$[OIII]λλ4959,5007$发射线。这些星系的电离气相氧丰度介于$7.62<12+\log O/H < 8.19$之间，即介于$1/10 Z_{\odot}$和$1/3 Z_{\odot}$之间。我们发现，在我们的样本中的星系具有可比的金属丰度其他中等红移的样本，但更多的金属比本地系统的类似的B-波段光度和恒星形成活动。这里的星系显示出与$z\simeq 0.2 - 0.3$发现的“绿豌豆”相似的特性，尽管我们的星系往往稍微不那么明亮。
2015-08-21 astro-ph.GA
The radial abundance gradient of oxygen towards the Galactic anticentre
我们目前的深光学光谱的八个HII区位于银河系的anticenter。在10.4 m GTC和8.2 m VLT处获得光谱。我们为所有的物体确定了Te（[NII]），为其中的六个物体确定了Te（[OIII]）。在我们的分析中，我们还包括一个额外的样本13内盘银河系HII地区的文献中，有很好的T_e测定。我们采用相同的方法和原子数据集来确定两个样品的物理条件和离子丰度。我们还探测到了Sh 2-100中的CII和OII光学复合线，这使得能够确定该物体的丰度差异因子。我们发现，径向氧梯度定义的HII区域从R_25（= 11.5 kpc）到17 kpc的斜率和那些在R_25内的不确定性是相似的，表明在径向氧梯度平坦的外银河系。在一般情况下，我们发现，分散的O/H比的HII地区是不是大得多的观测不确定性。氧丰度的最大可能的局部不均匀性是0.1德克斯的顺序。我们还发现了正的径向梯度在Te（[O III]）和Te（[N II]）横跨银河系盘。这些温度梯度的形状是相似的，也与外银盘金属丰度分布平坦的情况相一致。
2017-06-23 astro-ph.GA
Oxygen Abundance Measurements of SHIELD Galaxies
我们从极低质量矮星的氢离子巡天（SHIELD）中得到了8个星系的氧丰度。SHIELD巡天是一项正在进行的研究，对象是非常低质量的星系，M $_{\rm HI}$在10 $^{6.5}$和10 $^{7.5}$ M $_{\odot}$之间，这些星系是由阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天探测到的。WIYN 3.5米望远镜的H $α$图像显示，这8个SHIELD星系每个都有一个或两个活跃的恒星形成区，这些区域是使用KPNO的Mayall 4米望远镜进行长缝光谱观测的目标。我们获得了一个直接测量的电子温度的弱[O III] $λ$ 4363线在2个HII区的检测。其他HII区域的氧丰度估计使用强线方法。当SHIELD星系被绘制在B波段光度-金属丰度图上时，它们似乎表明这种关系的斜率比通常看到的要小一些。然而，当使用近红外光度时，这种偏移会系统地减少。这表明在这个样本中的星系不同的质光比，我们认为这可能是不同的恒星形成历史的最低光度和表面亮度矮不规则的指示。
2015-01-21 astro-ph.GA
Chemical abundance of LINER galaxies -- Metallicity calibrations based on SDSS-IV MaNGA
低电离核发射区的电离源是不确定的。正因为如此，还没有提出一个经验关系来确定这些物体的化学丰度。在这项工作中，第一次，我们推导出两个半经验校准的基础上的光电离模型来估计氧丰度的LINERS作为$N2$和$O3N2$发射线强度比的函数。这些关系进行了校准使用氧丰度的估计得到的观测发射线比的43 LINER星系（取自MaNGA调查）和网格的光电离模型建立与{ \sc多云}代码假设后渐近巨分支（后AGB）的恒星具有不同的温度。我们发现，我们的样品中LINER的氧丰度在$\rm 8.48 <~ 12+log(O/H) <~ 8.84$范围内，平均值为$\rm 12+\log(O/H)=8.65$。我们建议使用$N2$指数来估计LINER的氧丰度，因为使用该指数进行校准的分散性比$O3N2$指数小得多。此外，估计的金属丰度与通过外推盘氧丰度梯度到星系中心得到的结果吻合良好，表明模型的假设适用于LINER。我们还得到了电离参数的对数和[OIII]/[OII]发射线比之间的校准。
2022-08-03 astro-ph.GA
Using the local gas-phase oxygen abundances to explore a metallicity-dependence in SNe Ia luminosities
本文分析了本机宇宙（z < 0.02）中28个含有Ia型超新星（SNe Ia）的星系的气相氧丰度。这些数据是由4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）获得的。我们通过计算每个星系的氧梯度（如果可能的话）或假设最接近的HII区域的氧丰度来获得超新星Ia爆炸区域的局部氧丰度。样本选择只考虑了那些距离不是基于SN Ia方法的星系。然后，我们使用主成分分析来研究绝对幅度对Ia超新星颜色的依赖性，它们爆炸的区域的氧丰度，以及SN光变曲线的拉伸。我们证明了我们之前的结果表明，对于未变红的SNe Ia，金属性依赖于SNe Ia的光度（Moreno-Raya et al. 2016）可以扩展到我们的整个样本。这些结果加强了需要包括一个金属丰度代理，如宿主星系的氧丰度，以尽量减少系统的影响所引起的金属依赖性的超新星Ia光度在未来的研究超新星Ia在宇宙学距离。
2016-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Recalibration of Strong Line Oxygen Abundance Diagnostics via the Direct Method and Implications for the High Redshift Universe
我们使用直接方法结合强光发射线，恒星质量（$M_{\star}$），和恒星形成率（SFR）的氧丰度重新校准的N2，O3 N2，和N2 O2氧丰度诊断。我们将斯隆数字巡天的$\sim$ 20万个恒星形成星系的光谱叠加在恒星形成主序星偏移量的$M_{\star}$和SFR仓中，以测量应用直接方法所需的弱发射线。所有三种新的校准在SFR中从$\log(M_{\star}/M_{\odot}) \sim 7.5 - 10.5$到至少$200~M_{\odot}$年$^{-1}$的$\pm 0.10$ dex范围内是可靠的。N2 O2诊断受系统性偏倚的影响最小。我们将诊断法应用于局域宇宙中的星系，并研究了$M_{\star}$ - $Z$ - ${\rm SFR}$关系。N2和O3 N2诊断表明$M_{\star}$ - $Z$-${\rm SFR}$关系的SFR依赖性随$M_{\star}$和$Δ\log(SSFR)$而变化，而N2 O2诊断表明对SFR的依赖性几乎恒定。我们应用我们的校准样本的高红移星系的文献，并发现它们是金属相对于本地星系类似的$M_{\star}$和SFR。校准再现直接方法丰度的本地类似物。我们得出结论：$M_{\star}$ - $Z$ - ${\rm SFR}$关系随红移而演化。
2016-02-02 astro-ph.GA
Why Are Some Gamma-Ray Bursts Hosted by Oxygen-rich Galaxies?
理论上，长伽马射线暴（GRB）预计会发生在低金属含量的环境中，因为在一个单一的大质量恒星的情况下，低铁丰度防止通过恒星风损失角动量，导致超相对论喷流和爆发。从这个意义上说，不仅是简单的金属丰度测量，而且低铁丰度（[Fe/H]<-1.0）也至关重要。然而，在观测上，由于更强的发射，氧丰度被测量得更频繁。在氧丰度方面，一些伽玛暴被报道是由高金属量的恒星形成星系所承载的，与理论预测相矛盾。在这里，我们比较铁和氧丰度的第一次伽玛暴宿主星系（GRB 980425和080517）的基础上的发射线诊断。估计的总铁丰度，包括气体和尘埃中的铁，远低于太阳值。总铁丰度可以用理论预测的典型值（[Fe/H]<-1.0）来解释，尽管其中一个中的氧丰度很高。根据我们的铁丰度测量，即使宿主的氧丰度非常高，如太阳值，单个大质量恒星的情况仍然存在。仅仅依靠氧丰度可能会误导我们对伽玛暴的起源。测得的氧铁比[O/Fe]可以与斯隆数字巡天中测得的含铁星系中的最高值相媲美。这种高[O/Fe]可能的理论解释包括宿主的年轻年龄，头重脚轻的初始质量函数，以及铁元素在超新星爆炸中的回落机制。
2018-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31). IV. Radial oxygen and argon abundance gradients of the thin and thicker disc
我们获得了仙女座（M 31）盘PNe的星等有限的样品与化学丰度估计通过直接检测的[OIII] 4363 $\mathring{\mathrm A}$线。这导致分别具有氧和氩丰度的$205$和$200$ PNe。我们发现，高和低消光M31盘PNE有统计上不同的氩和氧丰度分布。在径向范围$2-30$ kpc内，较老的低消光盘PNe平均上是贫金属的，具有稍微正的径向氧丰度梯度（$0.006 \pm 0.003$ dex/kpc），氩略呈阴性（$-0.005 \pm 0.003$ dex/kpc），而较年轻的高消光盘PNe平均更富含金属，氧和（$-0.013 \pm 0.006$ dex/kpc）和氩（$-0.018 \pm 0.006$ dex/kpc），类似于为M 31 HII区域计算的梯度。M 31盘的丰度梯度与主要合并模拟计算的值是一致的，大多数低消光PNE是较老的合并前盘星在较厚的磁盘，和大多数的高消光PNE是年轻的恒星在薄盘，合并事件期间和之后形成。由于主要的合并，M31厚盘的化学丰度已经径向均匀化。考虑到星盘尺度长度，M31厚星盘的正径向氧丰度梯度与MW厚星盘的负径向氧丰度梯度形成鲜明对比。然而，MW和M31的薄圆盘具有非常相似的负氧丰度梯度。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Monte Carlo Method for Calculating Oxygen Abundances and Their Uncertainties from Strong-Line Flux Measurements
我们介绍了开源Python代码pyMCZ，它可以根据标准金属丰度校准品中的强发射线确定氧丰度及其分布，该代码基于Kewley & Dopita（2002）的原始IDL代码以及Kewley & Ellison（2008）的更新，并扩展到包括最近开发的校准品。标准的强线诊断已被用于通过不同的发射线比率来估计星际介质中的氧丰度，在天体物理学的许多领域，包括星系演化和超新星宿主星系的研究。我们介绍了这些方法的Python实现，通过Monte Carlo采样，更好地表征了统计氧丰度置信区域，包括由于观测不确定性传播的影响。这些不确定性很可能主导遥远星系的误差预算，宇宙爆炸的主机。考虑到线通量测量及其不确定性，我们的代码同时产生多达15个金属丰度校准器中的氧丰度的合成分布，以及E（B-V），并估计其中值和68%的置信区域。我们测试我们的代码发射线测量附近的超新星宿主星系（z < 0.15）的样本，并比较我们的金属丰度结果与以前的方法。我们的金属丰度估计与以前的方法是一致的，但产生较小的统计不确定性。没有考虑系统的不确定性。我们提供可视化工具来评估不同校准器中氧丰度的分布，以及每个校准器中估计的氧丰度分布的形状，并开发用于确定适当Monte Carlo样本量的稳健指标。该代码是开放获取和开源的，可以在https://github.com/nyusngroup/pyMCZ（节略）上找到。
2016-05-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
An overabundance of oxygen in planetary nebulae of the solar neighborhood
我们研究的氧丰度在5个H II区域和7个行星状星云（PNe）位于2千秒差距内，从太阳，具有高质量的光谱。我们的分析使用类似的程序和相同的原子数据来获得所有对象的丰度。用H Ⅱ区碰撞激发线计算的结果表明，局部星际介质是非常均匀的，12+log（O/H）=8.45-8.54。至于PNe，七个中有六个显示出明显更高的丰度：12+log（O/H）=8.65-8.80。当我们考虑复合线所暗示的丰度时，PNe中氧的过剩也成立。
2011-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant HII Regions in the Galaxy NGC 2403
本文对邻近星系NGC 2403的11个HII区进行了光谱研究。用安装在中国国家天文台兴隆站2.16米望远镜上的长缝摄谱仪对HII区进行了观测。对于每一个HII区域，光谱提取在不同的星云半径沿狭缝覆盖。氧丰度的经验估计从强线指数R23，N2 O2，O3 N2，和N2为每个分光光度单位，与观察和基于模型的校准通过到推导。每个星云的径向分布图都绘制了这些星散丰度估计值。在结果中，分别估计的氧气丰度与处方的基础上的观测和模型，虽然从相同的光谱指数，系统地偏离彼此;在同一时间，光谱指数R23和N2 O2的分布与平坦的配置文件，而N2和O3 N2表现出明显的梯度与星云半径。由于我们的研究自然地采样各种电离水平，这些电离水平在单个HII区域内的较大半径处固有地下降，因此径向分布不仅表明R23和N2 O2对电离变化的鲁棒性，而且还表明N2和O3 N2对电离参数的敏感性。本文的结果为经验丰度诊断中关于偏差的理论预测提供了观测证实。我们未来的工作计划是调查贫金属HII区可测量的T_e，试图重新校准强线指数，从而揭示经验氧丰度之间的差异的原因。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Oxygen Abundance Gradient into the Outer Disk of M81
M81的扩展HI盘和潮汐尾为研究星系相互作用对大旋涡星系外盘恒星形成和化学演化的影响提供了一个有趣的环境。我们给出了M81外盘的Hα成像和大约3倍光学半径范围内40个HII区的亮度。我们还获得了MMT光谱的21个HII地区的两倍以上的光学半径。我们得到强线氧丰度的所有HII地区使用R_{23}为基础的和[NII]/[OII]为基础的校准和电子温度丰度的7个区域跨越银河系的距离在5.7和32千秒差距。我们还评论了KDG 61附近的HII区和“潮矮”候选者HoIX的丰度。我们的研究结果构成了迄今为止对M81的最径向扩展的金属丰度研究。利用这个扩展的数据集，我们发现在整个径向范围内的总体氧丰度梯度为-0.013 dex/kpc。这比以前仅限于光盘的研究中发现的要平坦得多。从我们的温度为基础的丰度，我们发现一个梯度-0.020德克斯/千秒差距，并提出了一个破碎的梯度从这些数据的可能性，但注意到需要获得更多的温度为基础的丰度在中间银河系距离（~10-20千秒差距），以验证是否可能是这种情况。我们讨论了我们的主要结果，一个相当平坦的梯度M81的背景下，在其他星系的丰度梯度的模拟和观测。我们发现，M81的浅丰度梯度可能是该星系相互作用历史的结果。
2012-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Oxygen abundance in the Galactic thin and thick disks
我们分析了代表两个主要的银河系人口的恒星样本的氧丰度：薄和厚磁盘。目的是研究银河系盘成员之间的差异，并有助于理解银河系中氧化学富集的起源。该分析基于从GES调查获得的HR谱（$R\sim$ 52，500）中的[O 1，{ \sc i}]=6300.30，O2 ~氧谱线。通过比较观测到的光谱与理论数据集，在LTE中计算的光谱合成和ATLAS 12代码，我们得出的氧丰度的516 FGK矮星，我们以前测量的碳丰度。基于运动学，化学和动力学的考虑，我们确定20薄和365厚盘成员。我们研究了两个子样品的化学性质（[O/H]，[O/Fe]，[O/Mg]和[C/O]与[Fe/H]和[Mg/H]），年龄和在银河系中的位置的潜在趋势。主要结果如下：（a）[O/H]和[O/Fe]比值与[Fe/H]的关系显示了薄盘星和厚盘星之间的系统差异，厚盘星的O丰度相对于薄盘成员增加，而[O/Fe]随着金属丰度的增加而单调减少，即使在富金属区也是如此;（b）两个星群中[O/Mg]与年龄的平滑相关性，表明这个丰度比可以很好地代表银河系内恒星的年龄;（c）具有[Fe/H] $\simeq0$的薄盘成员显示的[C/O]比小于太阳值，这表明太阳可能从较低的银河系中心半径向外迁移。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extragalactic Planetary Nebulae (xPNe). Chemical evolution and assembly histories of nearby galaxies using Oxygen and Argon abundances. From the local universe to cosmic dawn
ESO, Garching Germany（欧洲南方天文台）；MPE, Garching, Germany（马克斯·普朗克地外物理研究所）；AIP, Potsdam, Germany（阿基米德天体物理研究所）；CAR, Univ. Hertfordshire, UK（赫特福德大学）；FINCA, Turku, Finland（图尔库天体物理中心）；LMU, Germany（慕尼黑大学）
利用 extragalactic planetary nebulae (xPNe) 的氧和氩丰度研究邻近星系的化学演化和组装历史，探索本地宇宙到宇宙黎明时期的星系形成与演化过程。
2026-01-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
The redshift evolution of oxygen and nitrogen abundances in emission-line SDSS galaxies
研究了发射线SDSS星系中氧和氮丰度随红移和星系恒星质量的演化。这是第一次对氮丰度进行这样的研究，它为研究星系的化学演化提供了额外的限制。我们设计了一个标准，以识别和排除考虑AGN和恒星形成星系的线通量测量误差大。为了选择恒星形成的星系与准确的线通量测量，我们要求，对于每个星系，氮丰度与各种校准的基础上不同的发射线同意。使用这种选择标准，恒星形成星系的子样本已被提取的MPA/JHU集团的目录。我们发现，在过去的3 Gyr中，质量最大的星系，即质量大于10^11.2 M_sun的星系，并没有同时富集氧和氮：它们在遥远的过去形成了恒星，以至于在z=0.25之前，它们的核合成产物已经返回到了星际介质中。质量范围从10^11.0 M_sun到10^11.2 M_sun的星系没有明显的氧富集，但确实显示出一定的氮富集：它们也在z=0.25之前形成恒星，但与最高质量的星系相比要晚;这些恒星在z=0.25之前没有将氮返回到星际介质，因为它们没有足够的时间进化。这表明，寿命为2-3 Gyr的恒星有助于氮的产生。最后，质量小于10^11 M_sun的星系在最后3 Gyr期间显示出氧和氮的富集：它们经历了可观的恒星形成，并在此期间将其质量的20%转化为恒星。
2010-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Elemental gas-phase abundances of intermediate redshift type Ia supernova star-forming host galaxies
Ia型超新星（SNe Ia）的最大光度取决于它们爆炸所在的宿主星系区域的氧丰度。这种金属丰度的依赖性减少了哈勃图（HD）中的色散时，包括与传统的双参数校准的超新星Ia光变曲线（LC）参数和绝对星等。在这项工作中，我们使用经验校准仔细估计的星系托管SNe Ia从SDSS-II/SNe调查在中等红移的氧丰度，通过测量它们的发射线强度。我们还推导出电子温度的直接方法的一小部分对象的一致性。我们发现，对于最大质量的星系，随着红移的增加，氧丰度有减少的趋势。此外，我们研究了HD残差（HR）与星系氧丰度的依赖关系，获得了与其他工作中发现的相关性。特别地，HR对氧丰度显示-0.186 $\pm$ 0.123 mag dex $^{-1}$（1.52 $σ$）的斜率，与理论预期良好一致。这意味着较小的距离modulii后，在富含金属的星系SNe Ia校正。根据我们以前的结果，本地超新星Ia，我们建议这种依赖是由于较低的光度的超新星Ia产生在更富金属的环境。
2018-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
