Metallicity in the merger Seyfert galaxy NGC 6240
通过模拟观测到的光学和红外线比，我们计算了整个NLR的合并Seyfert星系NGC 6240的物理条件。我们已经发现，光学光谱是由云发射的幂律辐射通量的活动星系核（或活动星系核）的光电离，并加热主要是由冲击伴随着云向外传播。红外线比率是从恒星暴喷出的云中发出的，恒星暴通过对应于大约50，000 K的恒星色温的黑体辐射通量使气体光致电离。活动星系核的辐射通量和电离参数都很低。最典型的物理参数是气体的相对高的激波速度（> 400 km/s）和低的震前密度（约40 - 60 cm-3）。C/H、N/H、O/H相对丰度比太阳丰度高出约1.5倍。我们认为，这些高的相对丰度表明捕获的H到H2分子，而不是高金属。采用1 μ m的初始颗粒半径，由幂律辐射通量和黑体辐射通量计算得到的云中尘埃温度分别为81 K和68 K。
2012-08-02 astro-ph.GA
SDSS-IV/MaNGA: Can impulsive gaseous inflows explain steep oxygen abundance profiles \& anomalously-low-metallicity regions?
气体流入是星系恒星形成燃料的必要供应者，但很难在调查尺度上描述。我们使用积分场光谱测量的气相金属丰度和单碟射电测量的总原子气体质量来估计的幅度和频率的气体流入恒星形成的星系事件。我们揭示了$0.25-1.5 R_e$之间陡峭的氧丰度分布之间的相互关系，金属丰度之间的变化增加$1.25-1.75 R_e$，并在固定的总星系恒星质量的HI含量升高。采用一个简单但直观的流入模型，我们发现，总恒星质量小于$10^{10.1} {\rm M_{\odot}}$的星系有本地的氧丰度曲线与流入的再活力一致。大约10- 25%的低质量星系具有最近吸积的特征，估计局部气体质量表面密度典型地增加了大约10- 90%。质量较大的星系对这种流入的证据有限。HI质量的巨大差异意味着流入的相关气体应该远离恒星形成盘。因此，我们建议采用高HI质量、$0.25-1.5 R_e$之间的陡峭金属丰度剖面和$1.25 - 1.75 R_e$之间的宽金属丰度分布函数的组合来针对可能的流入气体宿主进行高分辨率无线电跟踪。
2020-12-23 astro-ph.GA
The mass-metallicity and fundamental metallicity relations in non-AGN and AGN-host galaxies
本文利用MaNGA巡天数据研究AGN宿主星系与非AGN星系的MZR和FZR差异，发现低质量端AGN宿主氧丰度偏高约0.2 dex，并归因于AGN抑制气体吸积导致SFR降低而金属丰度基本不变。
2024-03-24 astro-ph.GA
Gas-phase oxygen abundances and radial metallicity gradients in the two nearby spiral galaxies NGC7793 and NGC4945
本文研究了两个旋涡星系NGC 7793和NGC 4945的HII区的气相丰度，以确定它们的径向金属丰度梯度。我们使用强线方法从GMOS-S（8米双子座南望远镜上的多目标摄谱仪）获得的光谱中推导出氧丰度。我们发现，NGC 7793在银河系中心区0.17 $<$ R $_{\rm G}$ /R $<$ $_{\rm 25}$ 0.82范围内，有一个定义明确的气相径向氧梯度为-0.321 $\pm$ 0.112 dex R $_{\rm 25}^{-1}$（或-0.054 $\pm$ 0.019 dex kpc $^{-1}$），与在类似质量和形态的星系中用直接丰度方法计算的梯度没有什么不同。我们还测定了NGC 4945中的浅径向氧梯度，-0.253 $\pm$ 0.149 dex R $_{\rm 25}^{-1}$（或-0.019 $\pm$ 0.011 dex kpc $^{-1}$），0.04 $<$ R $_{\rm G}$ /R $_{\rm 25}$ $<$ 0.51，其中较大的相对不确定性主要来自该星系较大的倾角。NGC 7793和NGC 4945被选中进行这项研究，因为它们在质量和形态上分别与M33和银河系相似。由于在零阶，我们预计径向金属丰度梯度取决于质量和星系类型，我们比较了我们的星系的径向金属丰度模型最适合M33和银河系的框架。我们发现M33和NGC 7793之间…
2015-08-11 astro-ph.GA
Carbon and Oxygen Abundances in Low Metallicity Dwarf Galaxies
对碳和氧丰度的研究提供了关于这些元素的时间演化和核合成起源的信息，但仍然相对未被探索。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）时，星云碳的测量仅限于静止帧紫外碰撞激发发射线。因此，我们提出了紫外分光光度法的12个附近，低金属，高电离的HII地区的矮星系获得的宇宙起源光谱仪的哈勃太空望远镜。我们提出的第一个分析的C/O比在本地星系的基础上，同时显着检测的紫外O^+2和C^+2碰撞激发线在我们的目标和五个对象从文献中，创建一个最终的样本12个显着的检测。我们的样品补充了光学SDSS光谱，从我们测量的星云的物理条件和氧丰度使用直接的方法。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）下，鉴于观察到的大分散，本样品的C/O与O/H没有明显的趋势。当结合在较高的O/H值的复合线观察，增加C/O与增加O/H的一般趋势也是可行的，但有一些显着的离群值。此外，我们发现的C/N比似乎是恒定的（但具有显着的分散）在一个大范围内的氧丰度，表明碳主要是由类似的核合成机制作为氮。如果这是真的，我们目前对氮产生的理解是正确的，这将表明碳的初级生产（一个平坦的趋势）在低金属含量下占主导地位，但准次级生产（一个增加的趋势）在高金属含量下变得突出。需要更大的样本来确定这种关系的真实性质和离散度。
2016-05-19 astro-ph.GA
Azimuthal variations of oxygen abundance profiles in star-forming regions of disc galaxies in the EAGLE simulations
探索星系盘中恒星形成区域化学丰度的空间分布，为理解调节恒星形成活动和星系化学富集的物理过程的复杂相互作用提供了线索。我们研究了在$z=0$进行的“地球演化与组装及其环境”（EAGLE）项目中的最高数值分辨率的归一化氧丰度剖面的方位角变化。我们用年轻的恒星星族来追踪恒星形成区的丰度。从位于中心的观测者沿不同的视线估算了氧的分布，EAGLE圆盘的平均方位角变化对于斜坡为$\sim 0.12 \pm 0.03$ ~dex~ $R_{\rm eff}^{-1}$，对于零点为$\sim 0.12 \pm 0.03$ ~dex，与以前的工作一致。沿随机方向测量的金属丰度梯度与通过在整个盘上取平均值确定的梯度相关，尽管具有较大的分散度。我们发现一个轻微的趋势，更高的方位角的变化，在磁盘组件的低恒星形成和膨胀为主的星系。我们还调查了比平均金属丰度剖面更高和更低的富集水平的恒星星族的金属丰度剖面，我们发现，具有高金属丰度的高恒星形成区域往往具有比整体金属丰度梯度略浅的金属丰度斜率。模拟的方位角变化的鹰盘是在全球范围内的协议与观测，虽然各种各样的金属丰度梯度将鼓励进一步探索的金属混合的数值模拟。
2019-12-12 astro-ph.GA
Mixing between Seyfert and HII-region excitation in local active galaxies
我们拟合的理论模型，从斯隆数字巡天（SDSS）的2766塞弗特星系的发射线光谱。模型线通量是由活动星系核（AGN）窄线区（NLR）发射和HII区发射的“混合”光电离模型预测导出的。使用贝叶斯参数估计代码NebulaBayes将每个光谱中观察到的线通量直接与混合模型网格进行比较，从而首次测量每个光谱中的混合程度。我们发现，在大多数塞弗特分类的SDSS光谱中的大多数巴耳末线发射产生于固定尺寸孔径内的污染HII区域。即使对于log [OIII]/Hb $\gtrsim 0.9$的光谱，在HII区域也会出现约30%的巴耳末通量中位数。结果表明，这些结果对假设的Seyfert电离连续谱定性地不敏感，并且具有Epeak ~ 40-50 eV峰值能量的电离谱产生最合理的混合分数分布。分析干净地量化了如何星暴活动星系核'混合分数'的BPT图上增加SDSS星系。除了混合分数之外，模型还随NLR中的电离参数、气体压力和金属丰度而变化。特别是金属丰度的测量将在配套文件中介绍。
2018-06-17 astro-ph.GA
Chemical abundances in Seyfert galaxies VI. Empirical abundance calibration
我们导出了Seyferts 1和2核的发射谱线比R23=（[O II]3726+3729+[O II]4959+ 5007）/Hb，P=[（[O II]4959+5007）/Hb]/R23与气相中氧氢丰度（O/H）之间的二维定标。有鉴于此，发射线强度比的样本的对象采取的斯隆数字巡天数据发布7（SDSS-DR 7）测量的MPA/JHU组和直接估计O/H的基础上的Te方法，适用于活动星系核，被认为是。我们发现没有变化的R23观察到沿半径的活动星系核，这表明该线比是一个很好的氧丰度（O/H）指标的类对象在这项工作中考虑。导出的O/H = f（R23，P）关系式在宽范围的金属丰度[8.0 < 12+log（O/H）< 9.2]内产生的O/H值类似于通过Te方法估计的值。与高金属丰度区的恒星形成区相反，R23与活动星系核中的O/H呈正相关趋势。这表明电离辐射的硬度不受这些物体中金属丰度的影响，或者窄线区（NLR）不会因金属丰度变化引起的光谱能量分布的变化而显著改变。
2021-07-24 astro-ph.GA
NGC 6845: metallicity gradients and star formation in a complex compact group
我们获得了NGC 6845中28个区域的Gemini/GMOS光谱，这些区域从NGC 6845 A、B、C、D四个主要星系的内部区域到NGC 6845 A的潮汐尾。所有在尾巴的区域都是年龄小于1000万年的恒星形成天体。我们推导出的气相金属丰度梯度横跨NGC 6845 A和它的两个尾巴，我们发现，这些都比孤立的星系浅。NGC 6845 A的气相氧中心金属丰度为\mbox{12+log(O/H)$\sim$8.5}，并且在$\sim$ 4 $\times$ R $_{25}$（到最长潮汐尾的末端）之外有一个平坦的气相金属丰度梯度（$β$ =0.002 $\pm$ 0.004 dex kpc $^{-1}$）。考虑到质量-金属丰度关系，NGC 6845 A的中心区域显示出比其质量预期更低的氧丰度。考虑到这一事实，并考虑到沿东部潮汐尾测量的平坦的氧分布，我们认为，一个相互作用事件产生了这个星系的中心金属丰度的稀释和观察到的金属分布的平坦化。我们发现，沿着东部潮汐结构的恒星形成过程并不足以有效地增加这个地方的氧丰度，这表明这个结构是由富集的物质形成的。
2015-08-20 astro-ph.GA
The evolution of the oxygen abundance gradients in star-forming galaxies in the EAGLE simulations
在EAGK模拟中，我们分析了恒星质量Mstar > 10^9 Mo的恒星形成星系在红移z=[0，2.5]范围内氧丰度梯度的演化。我们发现模拟星系的中值金属丰度梯度在所有z处都接近于零，而中值周围的散射随着z的增加而增加。单个星系的金属丰度梯度可以从强到弱，反之亦然，因为大多数低金属丰度气体吸积到星系上，导致恒星形成和富含金属的气体通过能量反馈喷射。这种增强吸积的情节，主要是由主要的合并，更常见于较高的z，因此有助于增加梯度的多样性。对于具有负金属丰度梯度的星系，我们发现其红移演化为~-0.03dex/kpc/δz$。在z< 0.5时，发现正的质量依赖性，当红移更高时，这种依赖性会稍微增强，主要是在M星< 10^9.5 Mo时。只有具有负金属丰度梯度的星系定义了与星系大小的相关性，与由内而外的形成情景一致。我们的研究结果表明，主要的合并和/或显着的气体吸积可以驱动强大的负或正的金属丰度梯度。第一个优先与盘主导的星系，第二个与色散主导的系统。与即将到来的观测在高红移的比较将允许更好地理解的潜在作用的金属丰度梯度作为星系形成的化学探针。
2021-12-13 astro-ph.GA
Using the local gas-phase oxygen abundances to explore a metallicity-dependence in SNe Ia luminosities
本文分析了本机宇宙（z < 0.02）中28个含有Ia型超新星（SNe Ia）的星系的气相氧丰度。这些数据是由4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）获得的。我们通过计算每个星系的氧梯度（如果可能的话）或假设最接近的HII区域的氧丰度来获得超新星Ia爆炸区域的局部氧丰度。样本选择只考虑了那些距离不是基于SN Ia方法的星系。然后，我们使用主成分分析来研究绝对幅度对Ia超新星颜色的依赖性，它们爆炸的区域的氧丰度，以及SN光变曲线的拉伸。我们证明了我们之前的结果表明，对于未变红的SNe Ia，金属性依赖于SNe Ia的光度（Moreno-Raya et al. 2016）可以扩展到我们的整个样本。这些结果加强了需要包括一个金属丰度代理，如宿主星系的氧丰度，以尽量减少系统的影响所引起的金属依赖性的超新星Ia光度在未来的研究超新星Ia在宇宙学距离。
2016-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the use of the index N2 to derive the metallicity in metal-poor galaxie
N2指数（[N II]6584/Ha）被用来确定所有红移下的星系金属丰度，包括高红移，在高红移下，星系往往是贫金属的。这项工作的最初目的是改进用于利用更新的低金属量星系数据库从N2推断氧丰度的校准。我们比较了N2和Morales-Luis等人（2011）编制的极端贫金属星系组的直接方法确定的金属丰度。令我们惊讶的是，氧丰度呈现出与N2恒定的趋势，具有非常大的分散性。因此，我们发现，现有的N2校准高估了大多数低金属丰度星系的氧丰度，然后他们只能用来设置上限，以真正的金属丰度在低金属丰度星系。给出了该极限的一个显式表达式。此外，我们试图解释所观察到的散射光电离模型。这主要是由于产生发射线的HII区的不同演化状态，但也由于星系之间的N/O的差异。
2014-10-10 astro-ph.GA
MgII 2797, 2803 emission in a large sample of low-metallicity star-forming galaxies from SDSS DR14
根据斯隆数字巡天的数据发布14构建了一个大样本的MgII发射恒星形成星系，其金属丰度[O/H] = log（O/H）-log（O/H）sun在-0.2和-1.2 dex之间。我们选择了4189个星系的MgII 2797，2803发射线的红移范围z~0.3-1.0或35%的总斯隆数字巡天恒星形成样本的红移z>0.3。我们研究了镁-氧和镁-氖丰度比对金属丰度的依赖性。外推到[Mg/Ne]=0和太阳金属丰度，我们得到了[Mg/Ne]~-0.4（太阳金属丰度）的镁亏损。我们更倾向于用氖而不是氧来评估星际介质中镁的消耗，因为氖是一种稀有气体，与氧相反，它不会被并入尘埃。因此，我们发现质量越大、金属含量越丰富的星系，镁的消耗越高。我们的样本的全球参数，如质量的恒星星族和恒星形成率，与以前获得的结果从文献中进行了比较。这些结果证实了MgII发射有一个星云的起源。我们的星际镁氧丰度比相对于太阳值的数据与银河系恒星，在银河系卫星矮星系的巨星，和低金属阻尼莱曼-α系统的类似测量是非常一致的。
2019-02-28 astro-ph.GA
New quantitative nitrogen abundance estimations in a sample of Seyfert 2 Active Galactic Nuclei
我们获得了新的定量测定的氮丰度和氮和氧丰度之间的一致关系的样本位于红移$z < 0.1$的塞弗特2星系。我们使用Cloudy代码进行了这种分析，以建立详细的光电离模型。我们能够重现观察到的光学窄发射线强度为44源编译从文献中。我们的结果表明，塞弗特2核的氮丰度范围从$\sim0.3$到$\sim 7.5$倍的太阳值。我们导出了关系式$\rm \log(N/H)=1.05 (\pm0.09) \times [\log(O/H)] -0.35 (\pm 0.33$）。结果N/O与O/H丰度比来自塞弗特2星系是一致的，最近得出的样本河外盘HII地区具有高金属丰度。
2017-03-09 astro-ph.GA
Interrogating Seyferts with NebulaBayes: Spatially probing the narrow-line region radiation fields and chemical abundances
NebulaBayes是一个新的贝叶斯代码，实现了一个比较观测到的发射线通量的一般方法，光电离模型网格。该代码使我们能够提取强大的，空间分辨的测量丰度的扩展窄线区域（ENLR）的活动星系核（AGN）。我们观察到近恒定的电离参数，但急剧径向下降的压力，这意味着辐射压力调节ENLR密度结构在大尺度上。我们的样本包括四个“纯塞弗特”星系从S7调查，有广泛的ENLR。NGC 2992显示了从核到电离锥的陡峭的金属丰度梯度。在ESO 138-G 01中观察到{ \it逆}金属丰度梯度，我们将其归因于最近的气体流入或较小的合并。一个统一的高金属丰度和硬电离连续推断整个ENLR的Mrk 573。我们对IC 5063的分析可能受到冲击激发污染的影响，这似乎软化了推断的电离光谱。电离连续谱E_peak的峰值由核谱和原子核与电离星云之间的吸收柱决定。我们不能分离的冲击或HII区污染的影响，在这个内在的E_peak的变化，但E_peak的测量仍然给ENLR激发的见解。我们证明了NebulaBayes的一般适用性，通过分析核光谱从非活动星系NGC 4691使用HII区域网格。NLR和HII区域模型网格由NebulaBayes提供，供天文学界使用。
2018-03-02 astro-ph.GA
The gas metallicity gradient and the star formation activity of disc galaxies
我们研究了层次宇宙中模拟星系中气态盘组分的氧丰度分布。我们分析了光盘金属丰度梯度的恒星质量和恒星形成率的模拟星系。我们发现，在z ~0处，低恒星质量的星系比高恒星质量的星系具有更陡的金属丰度梯度。我们还发现，气相金属丰度斜率和特定的恒星形成率（sSFR）的我们模拟的盘星系是一致的最近报道的观测在z ~0。模拟的星系与高恒星质量再现观察到的关系，在所有分析的红移，并有一个积极的金属丰度的斜率增加红移光盘的贡献。模拟的星系与低恒星质量a有较大比例的负金属丰度梯度增加红移。模拟星系的正或非常负的金属丰度斜率表现出干扰的形态和/或有一个近邻。我们分析了氧气剖面和sSFR的斜率的演变为一个富含气体的星系星系遇到，发现这种事件可能会产生积极的和消极的气相氧气剖面取决于它们的演变状态。我们的研究结果支持主张，确定可靠的金属丰度梯度作为红移的函数是一个关键的信息，以了解星系形成和设置约束的次网格物理。
2015-11-25 astro-ph.GA
Bi-abundance photoionization models of planetary nebulae: determining the amount of Oxygen in the metal rich component
我们研究的假设，高金属丰度块负责的丰度差异发现在行星状星云之间的重组和碰撞激发线获得的值。我们产生网格的光电离模型结合冷金属丰富的团块发射重元素复合线，嵌入在一个正常的金属丰度区域负责的禁线。网格的两个运行参数是团块的金属丰度和它相对于整个星云的体积分数。我们确定密度和温度（从巴尔末跳跃和[OIII] 5007/4363 A线比），和离子丰度从碰撞和重组线，作为一个观察者会做的。近太阳区域的金属丰度得到恢复，而团块的金属丰度被系统地低估，最多可达2个数量级。这主要是因为大多数H $β$发射来自“正常”区域，并且应该仅使用由富含金属的团块发射的小贡献。我们发现，一个给定的ADF（O $^{++}$）可以复制少量的丰富的团块，或大量的不太丰富的团块。最后，与NGC 6153的观测结果进行比较，我们发现有两个模型能再现NGC 6153的ADF（O $^{++}$）和电子温度。我们确定富金属区域中的氧含量（体积分数小于1%）大致在星云中氧总量的25%到60%之间（几个$^{-3} M_\odot$）。
2020-07-28 astro-ph.GA
Nitrogen and oxygen abundances in the Local Universe
我们提出了化学演化模型，旨在再现所观察到的（N/O）与（O/H）丰度模式的恒星形成星系在本地宇宙。我们从SDSS光谱和低金属量矮星系的补充样本中获得气相丰度，利用一组一致的丰度校准。这一数据收集清楚地证实了存在一个平台的（N/O）比在非常低的金属丰度，随后增加的这一比例高达高值的金属丰度增加。这种趋势可以解释为星系中氮的两个主要来源：i）大质量恒星，它们产生少量的纯原生氮，并负责低金属丰度平台的（N/O）比; ii）低质量和中等质量恒星，它们产生次生氮和原生氮，并在相对于大质量恒星的时间延迟下富集星际介质，并导致（N/O）比的增加。我们发现，低金属含量高原的长度几乎完全取决于恒星形成效率，这调节了大质量恒星的氧产生速率。我们表明，要重现高观测（N/O）比在高（O/H），以及（N/O）与（O/H）曲线的右斜率，差分星系风-其中氧被认为是更容易失去比氮-是必要的。没有一个现有的恒星产额可以重现观测到的趋势，而不假设差分星系风。最后，考虑到目前最好的恒星产额，一个底部重的初始质量函数有利于重现的数据。
2016-03-01 astro-ph.GA
Chemical abundances in Seyfert galaxies -- VII. Direct abundance determination of neon based on optical and infrared emission lines
首次从Seyfert~2核样品中导出了窄线区的氖丰度。有鉴于此，我们根据文献资料编制了局域宇宙中35个Seyfert 2核的光学和红外窄发射线通量（$z < 0.06$）。发射谱线的相对强度用于通过电子温度估计（$T_{e}$ -方法）推导离子和总氖和氧丰度。对于氖，通过使用$T_{e}$ -方法和IR-方法获得丰度估计。基于光电离模型的结果，我们发现一个较低的电子温度[ $t_{e}([Ne III])$ ]的气相中的Ne $^{2+}$位于相比，$t_{3}$的O $^{2+}$离子。我们发现，用IR方法和$T_{e}-$方法计算的Ne $^{2+}$ /H $^{+}$离子丰度之差（D）（在Ne $^{2+}$ /H $^{+}$推导中假设$t_{3}$）与恒星形成区（SF）的推导结果相似，并且当考虑$t_{e}([Ne III])$时，它们减小了$\sim3$的平均因子。我们提出了一个半经验电离校正因子（ICF）的氖，根据[Ne II]12.81 $μ$ m，[ \ion{Ne}{iii} ]15.56 $μ$ m和氧离子丰度比。我们发现，平均Ne/H丰度的Seyfert 2s样品是近2倍高于类似的估计SF。最后，对于非常高的金属量制度（即[ $12+log(O/H) > 8.80$ ]）的增加，在Ne/O与O/H被发现，这可能表明次级恒星生产的氖。
2021-09-10 astro-ph.GA
The Universal Relation of Galactic Chemical Evolution: The Origin of the Mass-Metallicity Relation
我们研究了$z\lesssim 1.6$的质量-金属丰度关系。质量-金属丰度关系在$10^{10} M_\odot$周围的恒星质量处有一个陡峭的斜率，并有一个翻转或“拐点”。当恒星质量高于特征周转质量时，随着金属丰度开始饱和，质量-金属丰度关系开始变小。我们表明，红移的质量-金属丰度关系的演变只依赖于特征周转质量的演变。金属丰度和标准化为特征周转质量的恒星质量之间的关系与红移无关。我们发现，红移无关的质量-金属丰度关系的斜率是由气体质量和恒星质量之间的关系的斜率。质量-金属丰度关系的转换发生在气相氧丰度足够高的时候，以至于锁定在低质量恒星中的氧气量是大质量恒星产生的氧气量的一个可观的分数。特征周转质量是恒星与气体质量比为1的恒星质量。数值模拟表明，金属丰度和恒星与气体质量比之间的关系是一个独立于红移的普遍关系，所有星系在演化过程中都遵循这种关系。质量-金属丰度关系源于金属丰度和恒星与气体质量比之间更基本的普遍关系。我们测试的有效性，这种普遍的金属丰度关系在当地的星系恒星质量，金属丰度和气体质量的测量。这些数据与普遍的金属丰度关系是一致的。我们推导了一个由恒星质量和金属丰度测量值估算氢气质量的方程，该方程适用于$z\lesssim1.6$，并预言了星系气体质量的宇宙学演化。
2014-07-31 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs IV. Composite models calculated by photoionization + shocks
我们建立了详细的复合模型的光电离和冲击电离的基础上的SUMA代码再现发射线从窄线区（NLR）的Seyfert 2核。本工作的目的是调查图表AGN的位置，根据冲击参数，冲击对气体温度和电离结构的影响，并推导出半经验的丰度校准的基础上的发射线比不敏感的冲击的存在。这些模型被用来再现244个局部（z < 0.4）Seyfert 2s的光学（3000 < A < 7000）发射线强度，其观测数据选自Sloan Digital Sky Survey DR 7。我们的模型表明，Seyfert 2核中的激波速度在50-300 km/s范围内，并意味着金属丰度范围（0.6 <（Z/Z）< 1.6）比用纯光电离模型得到的结果要窄。我们的研究结果表明，在活动星系核中的激波速度不能估计使用标准的光学线比图的基础上，积分光谱。我们的模型预测不同的温度结构和O+/O和O2+/O分数丰度整个NLR云比那些来自纯光电离模型，主要是在冲击占主导地位的对象。这表明，为了最大限度地减少冲击效应，具有类似中间电离势的离子发射的发射线的组合可以是良好的金属丰度指标。最后，我们导出了N/O丰度比与N_2O_2 =log（[N Ⅱ]6584/[O Ⅱ]3727）和N_2 =log（[N Ⅱ]6584/Hα）指数之间的两个定标关系，与纯光电离模型的结果一致。
2020-11-24 astro-ph.GA
HII-CHI-mistry for active galactic nuclei: optical sulphur abundances without empirical ionisation correction factors
Universidade do Vale do Paraíba（帕拉伊巴山谷大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算中心）；Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
本研究扩展HII-CHI-mistry方法，无需经验电离校正因子，推导活动星系核的硫丰度，发现硫可作为气相金属丰度的可靠示踪剂，揭示赛弗特与LINER的电离条件差异。
2026-10-28 astro-ph.GA
Spiral galaxies with unusual azimuthal asymmetry in oxygen abundance
本研究基于MaNGA巡天发现五个旋涡星系存在氧丰度方位角不对称性，并利用丰度分布与N/O-O/H图分析，提出低金属气体吸积及星暴或星系风机制解释其成因。
2025-06-23 astro-ph.GA
The Leoncino Dwarf Galaxy: Exploring the Low-Metallicity End of the Luminosity-Metallicity and Mass-Metallcity Relations
极贫金属星系（Extremely metal-poor，XMP）是一种低质量的恒星形成星系，其气相氧丰度低于12+log（O/H）= 7.35（~1/20 Zsun）。星系演化情景提出了形成XMP的三种途径：（1）在低星系质量下的长期演化，（2）在空洞中的缓慢演化，或（3）原始气体的流入稀释了测量的丰度。最近发现的XMP星系Leoncino的氧丰度低于3% Zsun，为探索这些不同的场景提供了机会。利用哈勃空间望远镜对Leoncino的恒星星族的解析成像，我们测量到Leoncino到星系的距离为D=12.1（+1.7/-3.4）Mpc，发现Leoncino位于一个欠密环境中。狮子座有一个紧凑的形态，拥有一群年轻的大质量恒星，有很高的气体与恒星质量比，并显示出与天空中附近的星系UGC 5186相互作用的迹象。类似于几乎所有已知的XMP星系在附近的宇宙中，狮子座星系是从亮度-金属量（LZ）关系偏移。然而，Leoncino是一致的恒星质量-金属量（MZ）的关系定义的本地体积星系。因此，我们的研究结果表明，从LZ关系的偏移是由于较高的最近的恒星形成，可能由一个小的相互作用触发，而低的氧丰度是一致的预期，低质量的星系将经历长期的演变，标志着低效的恒星形成和金属损失通过星系风。这与在LZ和MZ关系中都是异常值的XMP星系相反;在这种情况下，低氧丰度最好解释为由于原始气体的流入而导致的稀释。我们…
2020-02-26 astro-ph.GA
Direct Method Gas Phase Oxygen Abundances of 4 Lyman Break Analogs
我们测量气相氧丰度在4莱曼Break类似物（LBA）使用极光发射线，以获得直接丰度。这些天体的直接法氧丰度一般都是一致的，从恒星形成SDSS星系定义的质量-金属丰度（MZ）关系，证实这些天体是低氧丰度异常值。我们发现稍微异常的激发条件（沃尔夫-拉叶特功能），可能会偏向高值的经验估计，如果不谨慎的选择使用的强线校准。这些天体的高恒星形成率和低氧丰度与基本金属丰度关系（FMR）的预测一致，其中相对不富集的气体的下降同时触发了恒星形成的一幕，并稀释了宿主星系的ISM。
2014-09-16 astro-ph.GA
A Machine Learning Artificial Neural Network Calibration of the Strong-Line Oxygen Abundance
HII区氧丰度是研究星系化学性质的关键观测点。使用光谱推导氧丰度通常依赖于校准到直接方法的经验强线校准。现有的定标方法通常采用线性或多项式函数来描述强谱线比值与Te氧丰度之间的非线性关系。在这里，我探讨了使用人工神经网络模型来构建非线性强线校准的可能性。本文利用950多幅HII区极光谱线检测数据，在机器学习的训练和测试框架下，建立了多层感知器模型。我表明，复杂的模型，如神经网络，是首选在当前的样本量，可以更好地预测氧丰度比简单的线性模型。我证明了新的校准可以重现附近星系的金属丰度梯度和质量-金属丰度关系。最后，我讨论了发展新的神经网络校准使用即将到来的大样本的HII区域的前景和面临的挑战。
2019-03-04 astro-ph.GA
The evolution of the metallicity gradient and the star formation efficiency in disc galaxies
我们研究了在流体动力学模拟的预准备盘星系，包括主要的合并，近距离接触和孤立的配置的气相成分的氧丰度的配置文件。我们分析了氧丰度剖面斜率的演变以及沿其演变的比恒星形成率（sSFR）。我们发现，星系-星系相互作用可以产生积极的和消极的气相氧的配置文件，这取决于演化的状态。沿着相互作用，星系被发现有金属丰度梯度和sSFR与观测一致，平均。在星系-星系相互作用过程中产生的强气体流入，或者由于富气盘中的强局部不稳定性，能够产生中心气相金属丰度的快速稀释和sSFR的突然增加。我们的模拟结果表明，在这些事件中，金属丰度梯度和sSFR之间的相关性可以成立，如果强气体流入在短时间内在中心地区触发。模拟星系没有经历强烈的扰动，顺利地演变，而不修改金属丰度梯度。富气系统沿相关性表现出较大的分散性。观测到的关系中的色散可以解释为由具有不同气体丰度和/或经历不同类型相互作用的星系组合产生的。因此，我们的研究结果表明，所观察到的关系可能是星系形成的等级聚类方案的吸烟枪。
2017-09-01 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
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
The mass-metallicity relation of local active galaxies
首次系统地测量了大样本局部活动星系的气相金属丰度和质量-金属丰度关系。观测到的发射线通量从斯隆数字巡天（SDSS）进行比较，使用贝叶斯参数估计代码NebulaBayes的光电离模型的四维网格。首次考虑了HII区和窄线区（NLR）辐射的任意混合，并考虑了金属丰度、NLR电离参数和气压对模型的影响。在$Δ{\rm O/H} \sim 0.1$范围内，活动星系核（AGN）氧丰度随宿主星系恒星质量的增加而增加。我们还测量了231000个恒星形成星系的金属丰度和电离参数，并与7670个Seyfert 2星系的样本进行了比较。一个系统的氧丰度的偏移量为0.09德克斯之间的恒星形成和活动星系的质量-金属丰度关系观察。我们探讨了这种偏移的潜在原因，包括样品的选择以及在扩散电离气体、压力和电离参数模型中的处理。我们无法确定主要原因，但怀疑是由于电离光谱建模和尘埃物理处理方面的缺陷造成的。光学诊断图与恒星形成和Seyfert数据着色推断的氧丰度，电离参数和气体压力，清楚地说明了这些数量的趋势。
2019-02-18 astro-ph.GA
Oxygen abundances of zCOSMOS galaxies at z~1.4 based on five lines and implications for the fundamental metallicity relation
恒星质量M和星系的气相金属丰度Z之间的关系，MZR，观察到更高的红移。然而，如果SFR是MZR中的第二个参数，则存在争议。为了探索z > 1时的这个问题，我们使用了8个zCOSMOS星系在1.3 < z < 1.4时的VLT-SINFONI近红外（NIR）光谱来测量四条发射线的强度：Hbeta，[OIII] Hoda 5007，Halpha和[NII] Hoda 6584，以及从VIMOS测量的[OII] Hoda 3727。我们得到可靠的O/H金属丰度的基础上，五条线，并从消光校正Halpha测量SFR。我们发现，这些恒星形成星系在z~1.4的MZR比本地SDSS MZR低三到五倍，比文献中使用[NII]/Halpha-based金属丰度从个人和堆叠光谱报道的变化更大。使用Newman等人（2014）的最新结果校正N2基O/Hs，Zahid等人（2014）在z~1.4处的较大FMOS样本也显示出与zCOSMOS天体类似的MZR演变。这些观察结果似乎也与使用Lilly等人（2013）的FMR物理驱动制剂的非进化FMR一致。
2014-09-08 astro-ph.GA
Searching for the Lowest Metallicity Galaxies
本文报道了一种从斯隆数字巡天（SDSS）图像数据中识别候选低金属丰度蓝致密矮星系（BCD）的方法，并给出了3米Lick天文台和10米W.M.凯克天文台用这种方法对94个新发现的系统进行了光谱观测。候选BCD基于它们的光度颜色和形态从SDSS的数据发布12（DR 12）中选择。使用3米望远镜上的Kast光谱仪，我们确认候选的低金属丰度BCD是发射线星系，我们使用经验R和S校准方法进行金属丰度估计。在凯克使用低分辨率成像光谱仪（LRIS）对最低金属丰度系统的一个子集进行了后续观测，这使得可以直接测量氧丰度。我们确定了45个已报道的BCD是低金属丰度候选者，12 + log（O/H）<= 7.65，其中包括6个已被证实或预测为已知金属丰度最低的星系，为太阳氧丰度的1/30，或12 + log（O/H）~ 7.20。
2018-07-11 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
Metallicity Structure in the Milky Way Disk Revealed by Galactic HII Regions
银河系盘的金属丰度结构源于银河系的化学动力学演化历史。我们使用国家射电天文台Karl G. Jansky甚大阵列观测82个银河系HII区域的~8-10 GHz氢射电复合线和射电连续辐射。我们利用这些数据来推导这些星云的电子温度和金属丰度。由于来自金属的碰撞激发线（例如，氧、氮）是HII区的主要冷却机制，因此可以从电子温度推断星云的金属丰度。包括以前的单碟研究，现在有167个星云具有无线电测定的电子温度和视差或运动学距离测定。的干涉电子温度是系统的10%以上，发现在以前的单碟研究，可能是由于不正确的数据分析策略，光学深度效应，和/或不同的气体的干涉仪的观察。通过结合干涉仪和单碟样品，我们发现银河系盘上的氧丰度梯度的斜率为-0.052 +/- 0.004 dex/kpc。我们还发现了显着的方位角结构的金属丰度分布。当银心方位角在30度附近与100度附近比较时，氧梯度的斜率变化约2倍。这种方位角结构与受旋臂影响的银河系化学动力学演化的模拟结果一致。
2019-10-31 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
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
Understanding chemical evolution in resolved galaxies -- I The local star fraction-metallicity relation
这项工作研究了附近星系中气相氧丰度与恒星-气体比例之间的关系。我们首先得出的理论预测，并认为这种关系是根本的，在这个意义上说，它必须得到验证，无论气体吸积和恒星形成的历史的细节。此外，它应保持“地方”规模，即在1千万亿分之一的区域内。然后将这些预测与一组光谱观测结果进行比较，包括集成和解析数据。虽然结果在一定程度上取决于所采用的金属丰度校准，观测到的星系是一致的预测关系，施加严格的约束（丰富）星系风的质量加载因子。提出的恒星分数金属丰度关系的参数化能够描述所观察到的依赖于气体质量的氧丰度在固定的恒星质量。然而，“局部”质量-金属丰度关系也依赖于恒星和气体表面密度之间的关系。
2015-01-16 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 MOSDEF Survey: Mass, Metallicity, and Star-formation Rate at z~2.3
本文利用MOSFIRE深演化场（MOSDEF）巡天的早期观测结果，给出了z~2.3质量-金属丰度关系（MZR）的结果。我们使用87个恒星形成星系的初始样本，光谱覆盖Hβ，[OIII]λ5007，Hα和[NII]λ6584静止框架光发射线，并根据N2和O3 N2强线指标估计气相氧丰度。我们发现，恒星质量和金属丰度之间的正相关关系的单个z~2.3星系使用N2和O3 N2指标。我们还测量了恒星质量仓中复合光谱的发射线比和相应的氧丰度。在复合光谱中，我们发现金属丰度随着恒星质量的增加而单调增加，偏移量低于当地MZR约0.15-0.3 dex。当样品以恒星形成率中值（SFR）划分时，无论是单个星系还是复合光谱，我们都没有观察到z~2.3 MZR的显著SFR依赖性。我们还发现，z~2.3星系的金属丰度在给定的恒星质量和SFR下比局部观测值低~0.1 dex。这种偏移表明，高红移星系不落在当地的“基本金属量关系”之间的恒星质量，金属量，和SFR，并可能提供证据的星系生长阶段，其中的气体水库是建立在由于流入率高于恒星形成和流出率。然而，关于高红移星系的气相氧丰度的强有力的结论，等待一个系统的重新评估本地校准的金属丰度指标在高红移的应用。
2014-11-24 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
Accurate Oxygen Abundance of Interstellar Gas in Mrk 71 from Optical and Infrared Spectra
该研究结合光学与远红外发射线测量 Mrk 71 的氧丰度并校正温度涨落，发现标准电子温度方法几乎无偏，否定了 ADF 源于温度涨落的传统解释。
2023-04-19 astro-ph.GA
Low-redshift lowest-metallicity star-forming galaxies in the SDSS DR14
我们从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布14（DR 14）中选取了一个氧丰度为12+logO/H<7.4的极低金属量恒星形成星系的低红移（z<0.133）候选样本。三种方法被用来推导它们的氧丰度。在这些方法中，有两种方法是基于强[OII]3727，[OIII]4959和[OIII]5007发射线，我们称之为强线和半经验方法。它们适用于所有星系。本文提出了强线法。这种方法特别关注于金属丰度极低的星系中金属丰度的精确测定，可能不适用于12 +logO/H>7.5的较高金属丰度。第三，直接Te方法，适用于检测到[OIII]4363发射线的星系。所有这三种方法给出的丰度一致，可以组合使用或单独用于选择最低金属丰度的候选人。然而，强线方法是最好的光谱与检测不良或未检测到的[OIII]4363发射线。总的来说，我们选出的极低金属量星系候选者名单包括66个物体。
2019-03-01 astro-ph.GA
Two sequences of spiral galaxies with different shapes of the metallicity gradients
研究基于 MaNGA 巡天发现了 S、LS 和 L 三种径向氧丰度梯度形状的旋涡星系序列，指出其演化受由内而外盘演化模型和时间延迟影响，且分布形状与星系宏观特征无关。
2023-12-31 astro-ph.GA
The First Robust Constraints on the Relationship Between Dust-to-Gas Ratio and Metallicity in Luminous Star-forming Galaxies at High Redshift
我们提出了一个样本的四个星系在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列哈勃超深场（ALMA HUDF）的休息光学光谱特性。这些星系跨越红移范围$1.41 \leq z \leq 2.54$和恒星质量范围$10.36\leq\log(M_*/{\rm M}_{\odot})\leq10.91$。他们有现有的远红外线和无线电测量尘埃连续体和分子气体排放量热恒星形成率（SFR），尘埃质量和分子气体质量已估计。我们使用来自Keck/MOSFIRE摄谱仪的新的$H$和$K$波段近红外光谱来估计来自灰尘校正的H $α$发射（SFR（H $α$））的SFR和来自[NII] $λ6584$ /H $α$比率的气相氧丰度。我们发现，灰尘校正的SFR（H $α$）是系统低于测热SFR的几个因素，并测量气相氧丰度在一个狭窄的范围内，$12+\log(\mbox{O/H})=8.59-8.69$（$0.8-1.0\: (\mbox{O/H})_{\odot}$）。相对于一个大的$z\sim 2$比较样本的MOSDEF调查，ALMA HUDF星系分散大致对称的最佳拟合的线性质量金属丰度关系，提供了初步的证据，在高恒星质量的金属丰度的SFR依赖平坦。结合氧丰度与尘埃和分子气体质量的估计，我们表明，没有显着的演变，在规范化的尘埃-气体比DGR与金属丰度关系从$z\sim0$到$z\sim2$。这一结果与一些描述星系尘埃演化…
2020-10-28 astro-ph.GA
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
Metal Abundances of Intermediate-Redshift AGN: Evidence for a Population of Lower-Metallicty Seyfert 2 Galaxies at z = 0.3-0.4
本文通过 Cloudy 光致电离模型和 BPT 图发射线比插值，推导 KISS 巡天中低红移与中等红移 Seyfert 2 活动星系核的氧丰度，发现 z=0.3-0.4 处存在较低金属丰度群体，为 3-4 Gyr 内约 0.18 dex 的化学演化提供了证据。
2023-08-13 astro-ph.GA
Metals and dust content across the galaxies M101 and NGC 628
本文对邻近的旋涡星系M101（NGC 5457）和NGC 628（M74）中尘埃与金属丰度之间的关系进行了空间分辨研究。我们探讨了它们的气体和恒星的化学丰度与它们的尘埃含量和它们的化学演化之间的关系。经验空间分辨的氧的有效产额和气体尘埃质量比（GDR）在两个盘星系的推导，采样一个德克斯在氧丰度。我们发现NGC 628盘和M101盘的大部分金属收支似乎与简单化学演化模型的预测一致，氧产额在半个太阳和一个太阳之间，而M101的最外层区域（R<0.8R25）则存在偏差，表明存在气体流。GDR-金属丰度关系显示出两个斜率的行为，在12+log（O/H）~8.4处出现转折，这是星尘产生等于晶粒生长时理论尘埃模型预测的临界金属丰度。GDR与分子云在总气体中所占的比例Sigma（H2）/Sigma（gas）之间也存在着一定的关系，并提出了GDR与12+log（O/H）（金属丰度）和Sigma（H2）/Sigma（gas）（分子云比例）之间的经验关系。GDR是密切相关的金属丰度低，并与西格玛（H2）/西格玛（气体）为较高的金属丰度表明ISM尘埃的增长。在这两个星系中，Sigma（尘埃）/Sigma（恒星）的比值与12 + log（O/H）有很好的相关性，与log（N/O）有很强的相关性。对于低于临界值的丰度，“星尘”的生产给我们一个恒定的值，这表明恒星尘埃产量类似于氧气产量。
2018-11-26 astro-ph.GA
Chemical abundances in Seyfert galaxies X. Sulphur abundance estimates
本文首次通过直接估算电子温度的方法，导出了Seyfert 2核（Sy 2s）窄线区硫相对于氢的丰度（S/H）。考虑了来自SDSS DR 17 [在3000 < $λ$ < 9100的波长范围内]和来自文献的45附近（$z$ < 0.08）Sy 2s的样品的窄发射线强度。我们的直接估计表明，Sy 2s有类似的温度在气体区域的大部分的S+离子位于比较的恒星形成区（SF）。然而，Sy 2s目前较高的温度值（$\sim$ 10000 K）的区域中，大部分的S++离子位于相对于SFs。我们推导出总硫丰度在6.2 < 12 + log（S/H）< 7.5的范围内，对应于太阳值的0.1-1.8倍。这些硫丰度值比具有类似金属丰度的SF中的硫丰度值低$\sim$ 0.4 dex，表明ISM对这些对象类别具有明显的化学富集。对于高金属丰度区[12 + log（O/H）> 8.7]，我们的Sy 2样品的S/O值随着O/H的增加而突然降低（$\sim$ 0.5 dex），这在SF中没有看到。然而，当我们的Sy 2估计与来自大样本恒星形成区的估计相结合时，我们没有发现S/O和O/H之间的任何依赖关系。
2023-02-24 astro-ph.GA
Direct estimates of nitrogen abundance for Seyfert 2 nuclei
本研究通过电子温度法直接估计38个本地Seyfert 2星系核的氮氧丰度，发现其N/H离散度与H II区一致，且N/O-O/H关系与恒星形成天体相似，并表明高红移“氮强”星系与本地NLRs的N/O值一致，暗示主要恒星形成在早期完成。
2024-05-22 astro-ph.GA
"Direct" Gas-Phase Metallicity in Local Analogs of High-Redshift Galaxies: Empirical Metallicity Calibrations for High-Redshift Star-Forming Galaxies
我们研究了直接气相氧丰度使用良好的检测极光[OIII]4363线的堆叠光谱的样本的本地类似物的高红移星系。在鲍德温-菲利普斯-特列维奇图上，这些局部类似物与$z\sim2$恒星形成星系的位置相同。这种类似物具有与高红移星系相同的电离星际介质（ISM）特性。我们在本地类似物中建立了直接气相氧丰度（$7.8<12+\log(\rm{O/H})<8.4$）和N2/O3 N2指数之间的经验金属丰度校准。我们发现显着的系统性偏移的金属丰度校准我们的本地类似物的高红移星系和那些来自本地HII地区和样本的本地参考星系从斯隆数字巡天（SDSS）。如果简单地将以往研究中的局域金属丰度校准应用于高红移星系，则N_2和O_3N_2的金属丰度相对于我们的校准将被低估0.05-0.1倍。局部金属丰度校准也会导致使用N2和O3 N2指标测量高红移星系金属丰度的差异。相比之下，我们的新校准在这两个指标之间产生一致的金属丰度。我们还得到了我们的本地类似物中的R23，O32，log（[OIII]/Hβ）和log（[NeIII]/[OII]）指数的金属丰度校准，与SDSS参考星系相比，它们显示出显着的偏移。通过与MAPPINGS光电离模型的比较，可以看出局域类似星系和SDSS参考星系中不同的经验金属丰度定标关系主要是由于电离ISM条件的改变。
2021-10-22 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
Neutral oxygen spectral line formation revisited with new collisional data: large departures from LTE at low metallicity
我们提出了一个详细的研究的非本地热力学平衡（非LTE）的高激发中性氧777 nm三重态在MARCS模型大气中的光谱类型为F至K的晚型恒星的代表形成。我们使用统计平衡代码MULTI进行了计算，包括对元素丰度分析影响的估计。所采用的原子模型包括，特别是，最近的量子力学电子碰撞数据。我们证实，O I三重态线的形式在非LTE条件下的晚型星，遭受负丰度修正相对于LTE。在低金属丰度时，大的谱线不透明度源于三重态-五重态系间电子碰撞，这是一种以前没有考虑或严重低估的耦合形式。对于具有较高T_eff的模型（包括巨星和矮星），非LTE效应通常变得严重。有趣的是，在贫金属的关闭恒星中，负的非LTE丰度修正往往会迅速变得更严重，朝向较低的金属丰度。当忽略H碰撞时，它们分别在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-3.5时达到~ 0.9 dex和~ 1.2 dex。即使当包括这样的碰撞时，LTE丰度仍然是严重高估的，在这样低的金属丰度下相应地高估了~ 0.5 dex和~ 0.9 dex。虽然鲜为人知的非弹性氢碰撞因此仍然是一个重要的不确定性，大的金属依赖非LTE效应似乎指向一个“低”（与LTE相比）[O/Fe]的贫金属晕星。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Drivers of Emission Line Diversity of SDSS Seyfert 2s and LINERs After Removal of Contributions by Star Formation
HII区以外的电离源在标准（[NII]）BPT图中产生右侧分支，由Seyfert 2和LINER填充。然而，由于大多数Seyfert/LINER宿主都是恒星形成（SF），HII区域在一定程度上污染了观测到的谱线，使得我们不清楚沿着分支的位置是否仅仅是由于纯Seyfert/LINER和SF之间不同程度的混合，或者它是否反映了Seyfert/LINER电离源的内在多样性。在这项研究中，我们经验性地使用doppelganger方法从SDSS中去除了约100，000个Seyfert/LINER中的SF贡献。我们发现，混合不是所观察到的分支的扩展形态的主要原因。相反，Seyferts/LINER本质上具有宽范围的线比。电离参数和金属丰度的变化可以解释Seyfert/LINER线比的差异，但电离场的硬度也有显着变化。此外，我们对七条净化发射谱线的k均值分类表明，LINER由两个种群组成，我们称之为软LINER和硬LINER。Seyfert 2与这两种LINER的区别主要在于更高的电离参数，而这两种LINER的区别主要在于辐射场的硬度。我们证实，[NII] BPT图更有效地识别LINER比[SII]和[OI]诊断，因为在后者中，许多LINER，特别是软的，占据相同的位置作为纯恒星形成者，即使在SF已被删除从LINER发射。
2021-08-17 astro-ph.GA
On the metallicity dependence of crystalline silicates in oxygen-rich asymptotic giant branch stars and red supergiants
我们研究了富氧演化恒星中结晶硅酸盐的发生，研究范围包括金属丰度和质量损失率。有人建议，结晶硅酸盐特征强度随质量损失率的增加而增加，这意味着晶格结构和风密度之间的相关性。为了验证这一点，我们分析了斯皮策IRS和红外空间天文台SWS光谱的217富氧渐近巨星分支和98个红超巨星在银河系，大，小麦哲伦云和银河系球状星团。这些包括一系列的光谱形态，从光谱丰富的表现出丰富的结晶和无定形硅酸盐功能的“裸”（无尘）恒星。我们结合光谱和光度观测与GRAMS网格的辐射转移模型推导出（灰尘）的质量损失率和温度。然后，我们测量23、28和33微米处的结晶硅酸盐带的强度。我们在恒星中探测到了结晶硅酸盐，其尘埃质量损失率超过3 dex，下降到约10^-9太阳质量/年。在质量损失率较高的天体中，结晶硅酸盐的检测更为普遍，尽管质量损失率最高的天体没有显示出23微米的特征，这可能是由于镁橄榄石颗粒的低温，或者可能表明23微米的谱带由于高柱密度而被吸收。此外，我们检测到的结晶硅酸盐矿物学的变化与金属，顽火辉石越来越多地看到在低金属。
2012-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
