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
Sulphur abundances in star-forming regions from optical emission lines: A new approach based on photoionization models consistent with the direct method
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；CIAFF, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学CIAFF）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）
本文提出了一种基于光电离模型的新方法，利用光学发射线精确估计硫丰度，并探讨了硫氧比随金属度的变化，发现高金属度区域可能存在硫增强。
2025-11-27 astro-ph.GA
Neon, sulphur and argon abundances of planetary nebulae in the sub-solar metallicity Galactic anti-centre
来自行星状星云发射的丰度表明，银河系盘内的金属丰度梯度的存在，直到银河系中心距离~10 kpc，这与不同类型的来源，包括H II区和年轻的B型星的研究结果一致。这些丰度的径向依赖性进一步从银河系中心是有争议的。我们的目标是从朝向银河系反中心的行星状星云样本中获得氖、硫和氩的丰度，这些丰度代表了形成它们的云的丰度，因为它们在整个恒星演化过程中保持不变。然后，我们的目标是将这些值与来自银河系其他地方的类似分析数据进行比较，以观察丰度梯度是否在银河系外围继续。我们用斯皮策红外光谱仪观测了23个行星状星云，它们的银河系中心距离为8-21千秒差距。丰度计算从红外发射线，我们观察到的主要电离状态的氖，硫和氩，这是受消光和温度测量或波动的不确定性的行星状星云内的影响很小。我们补充了这些意见与其他文献中的光学研究，以减少或避免需要的电离校正因子的丰度计算。我们在银河系反中心的行星状星云样本的总体丰度低于太阳附近的样本。这些恒星的氖、硫和氩的丰度与从太阳附近到银河系中心距离约20 kpc的金属丰度梯度一致，尽管数据中的分散程度不同。
2017-12-23 astro-ph.GA
Deriving the abundance distribution of HII galaxies using sulphur as tracer: Exploring the high-metallicity end
本研究以硫为丰度示踪物，结合直接法与S23经验法，基于SDSS-DR16的致密发射线星系样本，推导HII星系的金属丰度分布，将可靠测定范围拓展至太阳丰度，得到更完整的高金属丰度端分布图景。
2025-01-13 astro-ph.GA
Sulphur abundances in halo stars from Multiplet 3 at 1045 nm
硫是一种挥发性的阿尔法元素，不会被锁定在星际介质（ISM）中的尘埃颗粒中。因此，在比较ISM和恒星大气时，它的丰度不需要进行尘埃损耗的校正。贫金属恒星的光球层中硫的丰度是一个有争议的问题：根据一些作者，[S/Fe]与[Fe/H]在低金属丰度时形成一个平台，而根据其他研究，有一个大的分散或可能是双峰分布。在贫金属的恒星中，硫可以通过其在920 nm处的Mul.1谱线检测到，但这个范围被大地散射严重污染，并且多重谱线中的一条被氢的Paschen zeta谱线混合。我们研究了使用Mult的可能性。3（在1045 nm处）用于推导硫丰度，因为这个范围，现在可以在VLT上用红外光谱仪CRIRES观察到，很少受到大地吸收的污染，至少在贫金属恒星中不受混合物的影响。考虑到NLTE校正和3D效应，我们比较了来自多重态1和3的丰度。在这里，我们提出了一个样本的四颗恒星的结果，虽然分散是不太明显，比以前的分析，我们不能找到一个平台[S/Fe]，并确认分散的硫丰度在低金属。
2010-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur in the metal poor globular cluster NGC 6397
硫（S）是一种非难熔的阿尔法元素，不会被锁定在星际介质中的尘埃颗粒中。因此，不需要对测量的星际硫丰度进行校正，它可以很容易地与恒星光球中的硫含量进行比较。在这里，我们提出的第一个测量硫的贫金属球状星团（GC）NGC 6397，在一个红巨星的MIKE/麦哲伦高信噪比，高分辨率光谱检测。虽然硫的丰度比可用于大量的银河系恒星，[Fe/H]为~ -3.5 dex，但到目前为止，还没有报道在球状星团中测量到比-1.5 dex更贫的金属。我们发现NLTE，三维丰度比[S/Fe] = +0.52 +/-0.20（stat.）+/- 0.08（系统），基于S1，在9212.8A处的多重1线。这个值与星系晕平台一致，这是GC和场星中其他α元素的典型特征，但我们不能排除它与文献中声称的[S/Fe]增加而[Fe/H]减少的第二分支的成员关系，这导致金属丰度在-2 dex附近的大分散。这颗恒星的[S/Mg]和[S/Ca]比值与太阳值在（大）不确定性范围内是相容的。尽管这些比率在文献样本之间的银河系恒星中非常大的分散，这表明硫在贫金属GC中追踪其他α元素的化学印记。结合其中等的钠丰度（[S/Na]_NLTE=0.48），在这个GC中的[S/Fe]比扩展了一个全球性的，积极的S-Na相关性，这是没有看到在现场的明星，并可能表明质子捕获反应有助于生产硫（贫金属）的早期GC环境。
2011-08-30 astro-ph.GA
Sulphur in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy - Including NLTE corrections
在星系晕星中，硫的行为被证明与其他$α$ -元素相似，但到目前为止，还没有对其他星系恒星中的这种元素进行全面的研究。在这里，我们使用高分辨率的ESO VLT/FLAMES/GIRAFFE光谱，以确定在玉夫座矮球状星系的85颗恒星的硫丰度，覆盖金属丰度范围$-2.5\leq \text{[Fe/H]} \leq-0.8$。这些丰度值来自于9213、9228和9238~ π的S~I三重态。这些线已被证明是敏感的偏离当地的热力学平衡，即NLTE效应。因此，我们提出了新的NLTE校正网格的恒星参数覆盖的目标恒星。在玉夫座星系中，NLTE校正的硫丰度显示出与该星系中其他$α$ -元素（如Mg、Si和Ca）相同的行为。在较低的金属丰度（$\text{[Fe/H]}\lesssim-2$），丰度与$\text{[S/Fe]}\approx+0.16$的平台一致，类似于在星系晕$\text{[S/Fe]}\approx+0.2$中观察到的情况。随着[Fe/H]的增加，[S/Fe]比下降，在$\text{[Fe/H]}\gtrsim-1.5$处达到负值。样品还显示[S/Mg]随[Fe/H]增加，最有可能是因为Ia型超新星的富集。
2015-05-12 astro-ph.GA
The sulphur saga in TMC-1: Discovery of HCSCN and HCSCCH
我们报告的检测，首次在太空中，氰基硫甲醛（HCSCN）和propynethial（HCSCCH）对无星核心TMC-1。氰基硫甲醛提出了一系列突出的a-和b-型线，这是最强的以前未分配的功能，在我们的Q-波段线调查TMC-1。值得注意的是，HCSCN的含量是氰基甲醛（HCOCN）的四倍。另一方面，HCSCCH的丰度比丙炔醛（HCOCCH）低五倍。令人惊讶的是，我们发现一个丰度比HCSCCH/HCSCN的0.25，与大多数其他乙炔氰化物对的分子，其中的CCH轴承物种是更丰富的比CN轴承之一。我们讨论了这些分子的形成S原子与CH_2CCH和CH_2CN自由基以及CCH和CN自由基与H_2CS的中性-中性反应。然而，含硫物质的计算丰度明显低于观测值，这表明模型低估了原子硫的丰度，或缺少形成反应，如离子中性反应。
2021-05-27 astro-ph.GA
Sulphur abundances in halo giants from the [S I] line at 1082 nm and the S I triplet around 1045 nm
它仍然是有争议的硫在晕中的银河系化学演化是否遵循恒定或平坦的趋势[Fe/H]，归因于爆炸性核合成的结果在II型SNe。本研究的目的是试图澄清这种情况，通过测量的硫丰度的样本中的晕巨星使用两个诊断; S I三重态约1045 nm和[S I]线在1082 nm。两者中的后者被认为对非LTE效应不敏感。因此，我们可以最大限度地减少不确定性的诊断使用和估计的有用性的三重硫测定晕K巨星。我们还将能够比较我们的硫丰度差异，从两个诊断与预期的非LTE的影响，在1045 nm的三重之前计算的其他人。使用安装在VLT上的光谱仪CRIRES记录了10颗K巨星的高分辨率近红外光谱。使用两种标准设置;一种覆盖S1三联体，另一种覆盖[S1]线。硫丰度分别确定与等效宽度和合成光谱的两个诊断使用定制的1D模型大气和依赖于非LTE校正从文献。研究了恒星大气中对流不均匀性的影响。我们证实了在其他工作中发现的晕星的[S/Fe]与[Fe/H]图中的平坦趋势，并且在其他一些先前的研究中没有发现[S/Fe]的分散或上升。我们发现从非LTE校正的三重态推导出的硫丰度略低于从[S I]线推导出的丰度，这可能表明非LTE校正太大。然而，考虑到3D建模，它们可能太小了。此外，我们还证明了[Si]线在[Fe/H] = -2.3的巨星中可以作为硫的诊断线。
2011-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur within the extreme environment of the central molecular zone of NGC 253: a chemical modelling approach
Leiden University（莱顿大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究通过UCLCHEM化学模型分析NGC 253星系中心分子区含硫物种行为，可区分受激、激波后及宁静气体，为研究河外恒星形成区分子发射起源提供有效方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
Polysulfanes on interstellar grains as a possible reservoir of interstellar sulphur
密集云层中耗尽的硫的形式仍然是未知的。到目前为止，只有两种分子，OCS和SO2，在星际冰中被检测到，但不能解释在扩散介质中观察到的硫元素丰度。化学模型表明，固体H2S是密度较大的来源中硫的主要形式，但存在的观测限制削弱了这一假设。我们已经使用了鹦鹉螺气体颗粒代码中添加了新的化学反应，根据最近的实验H2S冰照射紫外光子和高能质子。特别是，我们包括了新物种Sn，H2Sn和C2S。我们发现，在稠密云层中观察到的低温下，即10 K，这些新分子不能有效地产生，我们对网络的修改没有改变以前的预测。在稍高的温度下，20 K在不太密集的云或在原恒星附近，表面上的H2S丰度强烈减少，有利于聚硫烷H2S3。如果晶粒上的扩散势垒不太重要，也可以获得这样的结果。在星际云的生命周期以及云的扩散部分和密度较大部分之间的混合的背景下，多硫烷或其他硫聚合物形式的硫的耗尽可能发生在温度略高于云的寒冷内部的区域。
2012-07-23 astro-ph.GA
Abundances of sulphur molecules in the Horsehead nebula. First NS+ detection in a photodissociation region
目标。我们的目标是完成清单的S-轴承分子和它们的丰度在原型的光解区域（PDR）的马头星云，深入了解硫化学在紫外线照射的地区。基于WHISPER毫米（mm）线调查，我们的目标是提供一个改进的和更准确的描述硫物种及其丰度的核心和PDR的位置在马头。方法.蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）方法和分子激发和辐射转移程序RADEX被用来探索参数空间，并确定物理条件和束平均分子丰度。结果在两个靶位点共检测到13种含硫物质（CS、SO、SO2、OCS、H2 CS-邻位和对位HDCS、C2 S、HCS+、SO+、H2S、S2 H、NS和NS+）。这是在马头中首次检测到SO+，也是在任何PDR中首次检测到NS+。我们发现星云内C-S和O-S轴承物种之间的化学行为有所不同。含C-S的C_2S和o-H_2CS的丰度在岩芯中比在PDR中高2倍以上。相反，O-S轴承分子SO，SO2和OCS呈现类似的丰度朝向两个位置。少数分子SO+、NS和NS+朝向PDR比朝向核心更丰富，并且可以被认为是PDR示踪剂。结论.这是第一个完整的研究S-轴承物种走向PDR。我们的研究表明，CS，SO和H2S是最丰富的S-轴承分子在PDR与丰度的几个1 E-9。我们记得SH、SH+、S和S+在WHISPER巡天覆盖的波长上是不可观测的。在我们观测的空间尺度上，锁定在探测到的物质中的S原子的总丰度<1 E-8，仅为宇宙硫丰度的~0.1%。
2019-06-24 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
A new look at sulphur chemistry in hot cores and corinos
含硫物种经常被用来探测热核的演化，因为它们的丰度对物理和化学变化特别敏感。然而，在这些地区，人们对硫的化学性质并不十分了解，特别是因为对几个热核的观测显示出各种各样的硫成分，而且因为在形成热核的稠密云层中硫的储存仍然没有受到很好的限制。为了帮助解开它的复杂性，我们提出了一个新的全面审查的硫化学在热的核心，随着其对温度的敏感性和崩溃前的化学成分的研究。同时，我们分析了使用两种不同类型的模型（静态和动态）的差异，以突出在天体化学研究中使用的模型的选择的敏感性。我们的研究结果表明，坍塌前的化学成分是一个关键的参数硫化学在热的核心，可以解释不同的硫成分观察。我们还报告说，静态和动态模型之间的丰度为一个给定的物种之间的差异可以达到6个数量级的热核，这揭示了在天体化学研究中的模型的选择的关键作用。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VI. A sulphur journey across star-forming regions: study of thioformaldehyde emission
在IRAM 30米大型项目GEMS的背景下，我们提出了一个研究的硫甲醛在几个无星核心位于金牛座，英仙座和猎户座的恒星形成的灯丝。我们调查的环境条件的影响，这些分子的丰度在核心，和时间演变的效果。我们用辐射转移程序RADEX模拟了H2 CS、HDCS和D2CS的观测谱线。我们还使用化学代码Nautilus来模拟这些物种的进化，这取决于无星核心的特征。我们推导出柱密度和丰度的所有核心。我们还推导出氘分馏比，Dfrac，以确定和比较每个恒星形成区的不同部分之间的演化阶段。我们的研究结果表明，金牛座的B213灯丝的北部地区比南部更进化，而英仙座的东北部地区比西南部地区的演化阶段更早。模型结果还表明，Dfrac的宇宙射线电离率下降，而密度和硫耗尽的程度增加。特别是，我们只再现的意见时，在无星核心的初始硫丰度至少比太阳元素硫丰度低一个数量级。HDCS/H2 CS和D2CS/H2 CS随时间的逐渐增加使得这些比率成为推导无星核的化学演化阶段的有力工具。然而，它们不能用于推导这些区域的温度，因为这两个比率在两个不同的温度范围（7-11 K和15-19 K）呈现类似的演变。在化学方面，（氘代）硫代甲醛主要通过气相反应（双置换和中性-中性置换反应）形成，而表面化学作为破坏机制发挥着重要作用。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur molecules in the circumstellar envelopes of M-type AGB stars
硫化合物SO和SO $_2$在渐近巨星支（AGB）星的星周包层中还没有得到广泛的研究。通过对低质量损失率M型AGB星R Dor中大量的SO和SO $_2$谱线的描述和建模，以及对另外四颗M型AGB星中这些分子的谱线的建模，我们的目标是确定它们的星周丰度和分布。我们使用一个详细的辐射转移分析的基础上，加速λ迭代方法来模拟拱星SO和SO $_2$线发射和分子数据文件的SO和SO $_2$是更广泛的比以前提供的。使用17条SO线和98条SO 2线来约束我们的R Dor模型，我们发现SO丰度为6.7x10 $^{-6}$，SO $_2$丰度为5x 10 $^{-6}$，这两个物种在恒星附近都有高丰度。我们还对$^{34}$ SO进行了建模，发现$^{-7}$的丰度为3.1 × 10 6，$^{32}$ SO/ $^{34}$ SO的比值为21.6。我们得到类似的结果，拱星SO和SO $_2$丰度和它们的分布低质量损失率对象W Hya。对于这些恒星，星周SO和SO $_2$丰度比化学模型预测的要高得多，这两个物种可能占所有可用的硫。对于较高的质量损失率的恒星，我们发现壳状SO分布的峰值丰度，减少和峰值丰度半径增加，增加质量损失率。SO丰度峰的位置与H $_2$ O的光解半径非常一致。我们发现的证据表明，SO是最有可能通过光解离的H $_2$ O和随后的S和OH之间的反应。含S母体分子似乎不是…
2016-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of sulphur-bearing molecules in high-mass star-forming cores
本研究通过IRAM 30米望远镜观测15个大质量恒星形成核，分析多种含硫分子谱线，发现硫分子丰度随演化阶段增强，尤其含氧分子，为硫化学模型提供观测检验。
2023-10-16 astro-ph.GA
Detection of CH3SH in protostar IRAS 16293-2422
恒星形成区的主要硫储层的性质是一个长期存在的谜。在稠密云层中观测到的含硫物质的丰度仅为弥漫云层中相同数量的0.1%左右。因此，星际介质恒星形成区的主要硫物种仍然未知。IRAS 16293-2422是生产含硫物种的有利地区之一，因为其条件允许冰帽蒸发。我们用IRAM 30米望远镜对太阳型原恒星IRAS 16293-2422进行了3毫米波段的观测。我们观察到一个单一的频率设置与EMIR外差式3毫米接收器与较低的内部（LI）的调谐频率为89.98 GHz。检测到几条复合硫物种CH 3SH。观测到的丰度进行了比较，模拟使用NAUTILUS气体颗粒化学模型。模拟结果表明，CH 3SH具有恒定的丰度为4 e-9（与H2相比）的半径低于200 AU，主要是在表面上形成。CH 3SH的检测表明，可能存在几个新的含S分子家族（它们可以从CH 3SH开始形成），这些家族尚未被检测到或寻找。
2016-02-24 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
Chemical abundances in Seyfert galaxies -IX. Helium abundance estimates
第一次，氦相对于氢的丰度（He/H），这依赖于直接测量的电子温度，已被推导出在窄线区（NLR）从本地样本的Seyfert 2核。有鉴于此，我们考虑了65个本地塞弗特2核（$z \: < \: 0.2$）的光发射谱线强度[ $3000 \: < λ\: < \: 7000$]，这些谱线强度取自斯隆数字巡天数据第15版和文献中的附加汇编。利用光电离模型网格，推导了中性氦的电离修正因子。ICF的应用表明，Seyfert 2的NLR呈现出中性氦分数，占氦总丰度的$\sim$ 50%。我们发现，Seyfert 2核的氦丰度范围从0.60到2.50倍的太阳值，而$\sim$ 85%的样本目前超过太阳的丰度值。从Seyfert 2导出的（He/H）-（O/H）丰度关系比恒星形成区（SF）的丰度关系更接近，这种差异可能是由于Wolf Rayet星的风将过量的氦注入星际介质所致。从回归到零金属丰度，通过使用Seyfert 2估计结合SF估计，我们获得了原始氦质量分数$Y_{\rm p}$ =0.2441 $\pm$ 0.0037，该值与普朗克合作组从宇宙微波背景温度起伏中推断的值，即$Y_{\rm p}$ =0.2471 $\pm$ 0.0003，
2022-06-20 astro-ph.GA
Sulphur in the Globular Clusters 47 Tucanae and NGC 6752
在球状星团47 Tuc和NGC 6752中，轻元素Li、O、Na、Al和Mg显示出星与星之间的变化。这种变化被解释为是由于上一代恒星的加工造成的。在本文中，我们调查的α-元素硫的丰度，其中没有以前的测量存在。事实上，到目前为止，还没有在任何银河系球状星团中研究过这种元素。唯一一个可以进行这种测量的球状星团是泰山7，它属于Sgr dSph。我们使用高分辨率光谱的S I Mult。1，在8.2米的VLT-Kueyen望远镜上用UVES摄谱仪获得的，用于两个球状星团中的关闭星和巨星。利用ATLAS静止平面平行模式大气和SYNTHE光谱合成对光谱进行了分析。我们还计算CO 5 BOLD流体动力学模型的3D校正，并应用校正由于NLTE效应从文献中。在星团NGC 6752中，只有四颗次巨星被测量到硫。我们没有发现显著的星-星散射，平均<[S/Fe]> = +0.49 +- 0.15，与在相同金属丰度的场星中观察到的一致。在星团47 Tuc中，我们测量了4颗关闭星和5颗亚巨星的S，平均<[S/Fe]> = +0.18 +- 0.14。虽然这一结果与没有星间散射的情况是一致的，但我们注意到硫丰度与钠丰度之间存在统计学上的显著相关性，而与硅丰度之间存在试探性的相关性。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in Seyfert galaxies -- VIII. Argon abundance estimates
首次导出了Seyfert 2核样品窄线区的氩氢丰度比（Ar/H）。考虑到这一点，我们考虑了从斯隆数字巡天DR 7中获取的64个局部塞弗特2核（z < 0.25）的样品的光学窄发射线强度，并由MPA/JHU小组测量。我们采用TE方法的活动星系核，这是基于直接确定的电子温度，连同网格的光电离模型的结果，建立与云代码，获得一种方法的Ar/H丰度的推导。结果表明，在金属丰度为0.2 <（Z/Zsolar）< 2.0的范围内，Seyfert 2核的Ar/H丰度为氩太阳值的0.1 ~ 3倍，log（O/H）=-3.31和log（Ar/H）=-5.60。这些值的范围分别对应于8.0 < 12+log（0/H）< 9.0和5.4 < 12+log（Ar/H）< 6.9。从我们的样品中获得的Ar/H和Ar/O丰度值的范围是一致的径向丰度梯度外推到盘的中心部分的四个旋涡星系的估计。我们结合我们的丰度结果与估计从Hii星系的样本，这是从文献中，并发现，Ar/O丰度比略有下降，O/H丰度增加。
2021-09-22 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
Evolution of Chemistry in the envelope of HOt corinoS (ECHOS). III. Sulphur chemistry in the Class 0 objects HH 212 and NGC 1333 IRAS 4A
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局欧洲航天天文中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）
通过观测和化学模型，研究Class 0天体HH 212和NGC 1333 IRAS 4A中的硫化学，发现硫化物可作为从星前到原恒星阶段转变的演化示踪物，其中含氧硫化物在演化源中更丰富，但硫耗散程度与无星核相似。
2026-07-02 astro-ph.GA
An upper limit on the sulphur abundance in HE 1327-2326
内容：恒星HE 1327-2326是一个独特的天体，具有最低的铁丰度（[Fe/H] ~-6）和特殊的化学成分，包括相对于铁的大量过剩的C，N和O。一个重要的问题是，这颗恒星的化学丰度是否反映了形成它的气体云的化学成分，或者它们是否受到其他过程的严重影响，例如尘埃气体的扬沙。目的：我们测量或提供挥发性元素硫丰度的上限，这有助于区分这两种情况。研究方法：我们用高分辨率红外光谱仪CRIRES在VLT上观测了HE 1327-2326，观察到了多重态3在1045 nm处的S-I线。结果：未检测到S-I线。在我们的光谱中，任何谱线的等效宽度（EW）的3 σ上限为EW<0.66 pm。使用一维静态或三维流体动力学模型-大气，这转化为[S/H]<-2.6的稳健上限。结论：这个上限并不能提供支持或反对尘气扬沙的确凿证据，来自其他元素的证据（例如，Na和Ti）也是不确定的或矛盾的。大气中尘埃的形成与贫金属超新星中金属的起源并不相互排斥。尘埃的形成有可能扭曲了由超新星产生的特殊丰度模式，因此HE 1327-2326的丰度比可以用来限制产生金属的超新星（e）的性质，但要谨慎。
2012-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Sulphur chemistry in the L1544 pre-stellar core
L1544的星前核心已经作为ASAI IRAM 30米大型计划以及后续计划的一部分进行了观测。这些观测揭示了低质量恒星形成区最早阶段的化学丰富性。本文重点介绍了21种含硫物质（离子、同位素和氘代），它们是通过51个跃迁被探测到的：CS、CCS、C_3S、SO、SO_2、H_2CS、OCS、HSCN、NS、HCS ~+、NS ~+和H_2S。我们还报道了甲基巯基（CH_3SH）的初步检测（4 σ水平）。LTE和非LTE的辐射转移建模已经完成，我们使用鹦鹉螺化学代码更新与最新的化学网络硫来解释我们的意见。从化学建模，我们预计这些物种的丰度，其中大部分是在外层，以前已经观察到其他物种的非热解吸发射强烈的径向变化。我们表明，化学研究不能与TMC-1暗云所做的相比，其中丰度沿视线是恒定的，并得出结论，强烈的硫耗尽是必要的，以完全再现我们的原型前星核L1544的观察。
2018-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic evolution of sulphur as traced by globular clusters
硫是一种重要的、易挥发的α元素，但它在银河系化学演化中的作用仍然不确定。我们计算了银河系中三个球状星团（GC）中RGB星的S丰度，它们的金属丰度范围很宽（-2.3<[Fe/H]<-1.2），分别是M4，M22和M30。晕场星的[S/Fe]比在这个金属丰度跨度中表现出很大的分散性，这与典型的化学演化模型不一致。到目前为止，很少测量[S/Fe]存在的恒星在GC，这是很好的示踪剂的化学富集的环境。然而，一些轻元素和阿尔法元素在个别GC中显示出恒星与恒星之间的变化，目前还不清楚硫是否也在GC恒星之间变化。利用红外光谱仪CRIRES，对15颗GC星（6颗M4星，6颗M22星和3颗M30星）在1045 nm处的S1多重峰3区域进行了高分辨率（R~50000）、高信噪比（SNR~200 per px）的光谱测量。多重态3比920 nm处更常用的多重态1的谱线更适合于S丰度的推导，因为它的谱线在低金属丰度时不会被大地吸收或其他恒星特征混合。我们使用光谱合成来推导出假设局部热力学平衡（LTE）的恒星的[S/Fe]比。我们发现M4的平均[S/Fe] = 0.58 +/- 0.01 +/- 0.20 dex（统计和系统误差），M22的[S/Fe] = 0.57+/-0.01+/-0.19 dex，M30的[S/Fe] = 0.55+/-0.02+/-0.16 dex。负NLTE修正估计为系统不确定度的顺…
2015-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Narrow-line Seyfert Galaxies. Connection between abundance and the large-scale structure
本文给出了活动核（NLS和BLS）的空间浓度与全均匀样本星系浓度之间的关系。方法，作者在早期的文件中开发的使用。该均匀样品的Galerkin跟踪大尺度结构。我们使用SDSS DR 7数据。得到的相关性是线性的，NLS/BLS比是恒定的。由此得出结论，NLS和BLS的数量是所有星系的某个固定分数，与大尺度环境的密度无关。为了检验我们的结果的有效性，我们还证实了著名的结果，即红星系的比例增加的密度的环境。此外，还证实了这种趋势在质量较小的星系中更为突出。
2013-11-24 astro-ph.GA
Oxygen abundances in the narrow line regions of Seyfert galaxies and the metallicity-luminosity relation
本文给出了活动星系核Seyferts 1（Sy 1 s）和Seyferts 2（Sy 2s）的窄线区（NLR）气相中氧相对氢的丰度（O/H）。利用BAT活动星系核光谱巡天的第二次星表和数据发布（DR 2）中561个Seyfert核的光学窄发射线强度[ $3\,500<λ($ <$$)<7\,000$]通量，其重点是\textit{Swift} -BAT硬X射线（$\gtrsim10$ keV）探测到的活动星系核。我们通过强线方法从发射线的相对强度导出O/H。我们发现活动星系核的O/H丰度与其宿主恒星的质量有关，并遵循向下的红移演化。利用导出的O/H值和硬X射线光度（$L_{\rm X}$）首次研究了Seyfert星系的X射线光度-金属丰度（$L_{\rm X}$ - $Z_{\rm NLR}$）关系。与宽线聚焦（$L_{\rm X}$ - $Z_{\rm BLR}$）研究相反，我们发现$L_{\rm X}$ - $Z_{\rm NLR}$与爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）表现出显著的反相关，并且这些相关随红移而变化。这一结果表明，低亮度的活动星系核更积极地经历星际介质（ISM）富集通过恒星形成相比，更明亮的X射线源。我们的研究结果表明，活动星系核在某种程度上推动了星系的化学富集，这是由于原始气体的流入稀释了富含金属的气体，以及最近停止了环核恒星的形成。
2023-01-31 astro-ph.GA
The Si+SO$_2$ collision and an extended network of neutral-neutral reactions between silicon and sulphur bearing species
研究Si+SO $_2$反应以验证其对具有天体化学兴趣的分子（例如SiS、SiO、SO等）丰度的影响。根据我们的结果，Si（$^3$ P）和SO $_2$无势垒地反应，仅产生一氧化物SO和SiO作为产物。没有发现导致其他产物的有利途径，并且该反应不应有助于SiS丰度。此外，还预测了SiS与O $_2$的碰撞是稳定的，S（$^3$ P）+SiO $_2$和O（$^3$ P）+OSiS也会产生SO+SiO.使用这些结果，并收集进一步的实验和计算数据，从文献中，我们提供了一个扩展的网络中性中性反应涉及Si和S轴承分子。这些反应的影响进行了检查，在原恒星冲击模型，使用鹦鹉螺气体颗粒代码。这包括模拟从$i.$原始冷核产生的冲击气体的物理化学条件，$ii.$冲击区本身，$iii.$，最后是冲击通过后的气体整体条件。着重分析了云的年龄，并系统地考虑了这些化学反应，发现在由$t=1\times 10^6$年云演化的地震中，[SiS/H $_2$ ]可以达到$\sim$ 10 $^{-8}$的量级，其值主要受SiS+O $\longrightarrow$ SiO+S反应的影响。进一步的模型与意见的观点进行了讨论的背景下，窝藏分子外流的来源。
2022-06-10 astro-ph.GA
Tackling the Saturation of Oxygen: The Use of Phosphorus and Sulphur as Proxies Within the Neutral Interstellar Medium of Star-Forming Galaxies
星系中氧的丰度被广泛地用于加深我们对星系形成和演化的理解。不幸的是，直接测量中性气体中的O/H非常困难，因为哈勃太空望远镜（HST）紫外波长范围（1150-3200 A）内唯一可用的OI线经常饱和。因此，需要氧的替代物来间接推导O/H，这是通过假设基于当地银河系视线的太阳比在不同环境下保持不变来实现的。在本文中，我们评估的有效性，使用两个这样的代理，PII和SII，在更典型的恒星形成环境。利用HST-宇宙起源摄谱仪（COS）对邻近恒星形成星系（SFG）样品的远紫外（FUV）光谱及其电离气体中氧的丰度，我们证明了P和S相对于O都是轻度亏损的，并遵循log（PII/SII）= -1.73+/-0.18的趋势，在样品所涵盖的金属丰度（0.03-3.2 Z_sol）和H I柱密度（log[N（H I）/cm^-2] =18.44-21.28）的大范围内，log（P/S）_sol=-1.71+/-0.04的太阳能比非常一致。从文献数据中，我们发现的证据表明，这两种元素单独跟踪氧根据其各自的太阳比在广泛的环境。我们的研究结果表明，log（P/O）_sol=-3.28+/-0.06和log（S/O）_sol=-1.57+/-0.06这两个太阳比值都可以用来计算本地和高红移SFG中性气体中O/H的丰度。电离和中性气体相的O/H之间的差异进行了研究相对于金属丰度和H I含量。所观察到的趋势是一致的星…
2018-02-02 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs $-$II. N2 metallicity calibration based on SDSS
给出了Seyfert 2活动星系核金属丰度（$Z$）与发射线强度比（$N2$ =log（[N II] $λ$ 6584/H $α$））之间的半经验校准.该校准是通过[O III] $λ$ 5007/[O II] $λ$ 3727与$N2$图导出的，该图包含观测数据和使用Cloudy代码获得的光电离模型结果。观测样本由463个确认的Seyfert 2核（红移$z < 0.4$）组成，取自斯隆数字巡天DR 7数据集。所获得的$Z$关系对于对应于$-0.7 < \: (N2) < 0.6$的范围$0.3 < (Z/Z_{\odot}) < 2.0$是有效的。改变电离参数（$U$），电子密度和$Z$估计的光谱能量分布的斜率的影响是由$N2$的误差测量产生的不确定性的顺序。这一结果表明我们的$Z-N2$校准的可靠性很高。得到了$U$与[O III]/[O II]谱线比的关系，几乎与其他星云参数无关。
2020-01-20 astro-ph.GA
Chemical abundances in Seyfert galaxies -- V. The discovery of shocked emission outside the AGN ionization axis
我们目前的电子温度的地图，在内部kpc的三个发光的塞弗特星系：Mrk 79，Mrk 348，和Mrk 607从双子座GMOS-IFU观测空间分辨率为110-280 pc。我们研究了活动星系中电子温度的分布，发现电子温度在8000 ~>30000 K范围内变化。由于气体流出的冲击在观测到的Mrk 79和Mrk 348的温度分布中起着重要的作用，而标准的光电离模型再现了Mrk 607的温度值。在Mrk 79和Mrk 348中，我们发现了冲击电离的直接证据，其总体方向垂直于电离轴，当活动星系核辐射场被核尘埃环所屏蔽时，可以很容易地观察到冲击。这也表明，即使电离锥很窄，激波的角度也可以大得多。
2020-12-04 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
S7 : Probing the physics of Seyfert Galaxies through their ENLR & HII Regions
在这里，我们提出了来自赛丁泉南部塞弗特光谱快照调查（S7）的第一个结果，其目的是通过使用宽场光谱仪（WiFeS）的积分场光谱学研究~140无线电探测到的z<0.02的南部活动星系的物理。该仪器提供中央38 x 25弧秒的数据立方体。在340- 710 nm波段，以异常高的分辨率获得了目标星系的红外（530- 710 nm）和蓝光（340- 560 nm），分辨率分别为R=7000和R=3000。这些数据提供了扩展窄线区域的形态学、运动学和激发结构，探测与黑洞特征和宿主星系的关系，测量宿主星系丰度梯度和确定HII区域的核丰度。从光电离建模，我们可以确定的形状的活动星系核的电离光谱，发现活动星系核的金属丰度是否不同于从HII地区确定的核丰度，并探测颗粒破坏附近的活动星系核。在这里，我们提出了一些初步的结果和建模的塞弗特星系观察的一部分调查。
2014-08-20 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
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
Distribution of the heavy elements throughout the extended narrow line region of the Seyfert galaxy NGC 7212
本文用考虑活动核和激波光电离的模型分析了Seyfert 2星系NGC 7212的扩展窄线区（ENLR）发射的线谱和连续谱的最新观测结果。结果表明，在圆锥体的边缘和外部有较高的激波速度（500- 800 \kms），模型推算的活动星系核流量在Lyman极限下低于$10^{-11}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ eV $^{-1}$，这是低光度活动星系核的典型特征，而在Seyfert 2星系中则不然。震前密度是ENLR的特征，范围在80- 150 cm $^{-3}$之间。氮和硫的贫化系数低于2，特别是在东部边缘。氧气在几个地方耗尽。Fe/H比值接近太阳值，而Ne/H相对丰度异常高，为太阳值的1.5- 2倍。通过模拟连续谱能量分布（SED），我们发现在激波前沿由费米机制产生的射电同步辐射，而X射线则是由相对高温的等离子体产生的韧致辐射。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Empirical calibration for helium abundance determinations in Active Galactic Nuclei
首次提出Seyfert 2 AGN窄线区HeI发射线比率与氦丰度的定标关系，基于65个本地样本验证，平均不确定度为0.02 dex，并指出高温或高电离条件下的应用限制。
2024-06-05 astro-ph.GA
Probing the physics of narrow-line regions of Seyfert galaxies I: The case of NGC 5427
我们使用了位于Siding Spring的ANU 2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪（WiFeS）来观察附近的，几乎面对面的，Seyfert 2星系，NGC 5427。我们得到了旋臂中核区和HII区的积分场谱。我们已经限制了扩展窄线区域（ENLR）的星际介质中的化学丰度，通过测量在环核\ion{H}{ii}区域的丰度梯度来确定核化学丰度，并使用这些来确定EUV光谱能量分布与理论模型进行比较。我们发现一个非常高的核丰度，$\sim 3.0$倍太阳，与明确的证据表明，核增强的N和他，可能造成的大规模恒星形成的扩展（$\sim 100$ PC）中央磁盘结构。用辐射压主导的光电离模型拟合了环核窄线区光谱，输入的EUV光谱来自质量为$5\times10^7 M_{\odot}$的黑洞，辐射强度为爱丁顿光度的$\sim 0.1$。辐射热光度严格限制为$\log L_{\mathrm bol.} = 44.3\pm 0.1$ erg s $^{-1}$。EUV光谱的特征是软吸积盘和较硬的成分延伸到15 keV以上。ENLR区域在NW-SE方向上延伸。在环核spaxels线比的变化可以理解为混合的结果\ion{H}{ii}区域与ENLR具有半径不变的光谱。
2014-04-13 astro-ph.GA
The Galactic evolution of phosphorus
随着星系的演化，其化学成分发生变化，不同元素的丰度比是潜在演化过程的有力探针。磷是一种直到现在还很难理解其演化的元素，因为它在冷恒星中很难被探测到。在1050-1082 nm处的多重峰1的红外弱PI线是磷存在的最可靠的指示。在VLT的CRIRES的可用性允许访问这个波长范围的恒星光谱。我们试图测量银河系盘中的20个冷星的磷丰度。的光谱进行了分析与一维模型计算的局部热力学平衡（LTE）的气氛。假设LTE执行线形成计算。磷与铁的比例与硫的比例相似，在金属量较低的恒星中增加。它与硫的比率大致恒定，略大于太阳能，[P/S]=0.10+- 0.10。我们成功地朝着理解银河系中磷的化学演变迈出了重要的一步。然而，观测到的P/Fe丰度比的上升比Kobayashi及其合作者开发的银河系化学演化模型预测的要陡。磷的演化似乎与轻的奇Z元素钠和铝不同。[P/S]与金属丰度的恒定值意味着P的产生对中子过剩不敏感，因此除了中子捕获之外的过程也在进行。我们认为质子捕获30 Si和α捕获27美元铝是可能的调查。我们看不出有行星的恒星和没有探测到行星的恒星的结果之间有明显的区别。
2011-07-13 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Galactic evolution of sulphur and zinc
由于硫和锌的挥发性，当在外部星系中观测到它们时，它们的测定丰度代表了星际介质中的气相丰度。这意味着它们可以被用作宇宙中高红移物质化学富集的示踪剂。在恒星中进行类似的观测是比较困难的，直到最近，还受到小数量统计的困扰。我们希望利用盖亚ESO巡天（GES）数据以均匀的方式研究大量银河系恒星的硫和锌丰度的行为。通过使用GES样本的UVES光谱，我们能够收集1301颗银河系恒星的样本，包括测量到硫和锌的疏散和球状星团中的恒星。我们证实了文献中的结果，硫的行为作为一个α元素。我们发现在太阳金属丰度附近的巨恒星之间[Zn/Fe]比值存在较大的分散。在银心距离小于7.5千秒差距的巨星中观察到较低的比率。在矮星中没有观察到这种效应，因为它们没有延伸到那个半径。考虑到样本的选择，巨星和矮星在银河系的不同位置被观测到，这是合理的，并且与简单的计算相兼容，锌贫乏的巨星追踪了一个更年轻的人口，受到SN Ia的污染。有必要扩大观测范围，以便在银河系的同一位置同时观测巨星和矮星。对锌的演化进行进一步的理论研究也是必要的。
2017-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar chemistry of nitrogen hydrides in dark clouds
目前工作的目的是对氮的星际化学进行全面分析，重点是最小的多原子物种，特别是氮的气相形成。我们提出了一个新的化学网络中的关键反应的动力学速率已更新的基础上最近的实验和理论研究，包括核自旋分支比。因此，我们的网络将氮的不同自旋对称性与氢分子的邻位和对位形式自洽地处理在一起。这个新的网络被用来模拟暗云条件下化学丰度的时间演化。稳态结果进行了分析，特别强调的碳，氧，硫的总量的影响。我们的计算还比较了Herschel/HIFI观测NH，NH $_2$，NH $_3$检测到对外部信封的原恒星IRAS 16293-2422。所观察到的丰度和丰度比再现的C/O气相元素丰度比为$\sim0.8$，只要硫丰度是由大于2的因子耗尽。在这些模型中H $_2$的邻位与对位比为$\sim10^{-3}$。我们的模型还分别提供了对$\sim2.3$和$\sim0.7$的NH $_2$和NH $_3$的邻-对位比的预测。我们的结论是，在暗云条件下的氮的丰度是一致的气相合成与我们的新的化学网络预测。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VIII. Unlocking the CS chemistry: the CH + S$\rightarrow$ CS + H and C$_2$ + S$\rightarrow$ CS + C reactions
本研究通过从头计算和准经典/统计绝热方法，重新确定了CH+S和C₂+S生成CS的反应速率，发现与经典捕获模型相差2-3倍，并更新硫网络，在TMC1中验证了模型与观测的合理一致性。
2023-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Small-scale chemical abundance analysis in a blue compact dwarf galaxy SBS 1415+437
我们使用积分场光谱（IFS）观测双子座多目标摄谱仪-北（GMOS-N）分析的电离气体的主要恒星形成区域的蓝色致密矮星系SBS 1415+437。IFS的数据使我们能够映射的弱极光线[O III] $λ$ 4363在$\sim$ 6.5 pc的空间尺度在一个地区的$\sim$ 143 $\times$ 143 pc $^2$。这又允许我们使用强大的直接T $_e$ -方法来绘制氮（N）以及α-元素、氧（O）、氖（Ne）、硫（S）和氩（Ar）的离子和元素丰度。我们利用这些丰度来绘制N，Ne，S和Ar相对于O的相对丰度。根据H $α$通量分布，我们将这一主要光电离研究区域划分为椭圆环，以研究化学丰度及其比值的变化，并没有发现显着的化学变化。对研究区及其椭圆环的积分谱进行了化学丰度分析，发现所推断的丰度与主成星区化学丰度图和椭圆环化学丰度图的中值一致，这一发现对于直接与高红移观测进行比较具有重要意义。在空间分辨率不可用的情况下，并采用一致的方法来跟踪宇宙时间内的化学演变。
2019-01-24 astro-ph.GA
Spitzer observations of extragalactic H II regions - III. NGC 6822 and the hot star, H II region connection
利用斯皮策空间望远镜红外光谱仪的短高模块，我们测量了矮不规则星系NGC 6822中9个H II区的[S IV] 10.51，[Ne II] 12.81，[Ne III] 15.56和[S III] 18.71微米发射线。这些谱线由元素氖（Ne $^{++}$，Ne $^+$）和硫（S $^{3+}$，S $^{++}$）的主要电离态产生，从而允许分析氖与硫的丰度比以及离子丰度比Ne $^+$ /Ne $^{++}$和S $^{3+}$ /S $^{++}$。通过将我们对M83和M33中H Ⅱ区的研究扩展到较低金属丰度的NGC 6822，我们提高了Ne/S比值估计值的可靠性。我们发现，Ne/S比似乎是相当普遍的，与NGC 6822发现的比例没有太大的变化：中位数（平均）Ne/S比等于11.6（12.2 $\pm$ 0.8）。该值与Asplund et al.目前对太阳的最佳估计值：Ne/S = 6.5。此外，我们继续测试预测的电离光谱能量分布（SED）从不同的恒星大气模型，通过比较模型星云计算与这些SED作为我们的观测数据的输入，改变只是恒星大气模型丰度。在这里，我们采用了一个新的网格的SED计算不同的金属丰度：太阳，0.4太阳，和0.1太阳。正如预期的那样，这些变化的SED显示类似的趋势后，看到的只是改变我们的等离子体模拟中的星云气体金属丰度：较低的金属丰度导致较高的电离。这一趋势…
2016-04-25 astro-ph.GA
Spectroscopic Observations of Planetary Nebulae in the Northern Spur of M31
我们目前的光谱学的三个行星状星云（PNe）在仙女座星系（M31）的北支获得的双摄谱仪上的5.1米黑尔望远镜在帕洛玛天文台。这些样品是从Merrett等人的观测中选取的。我们的目的是用PNe作为化学丰度的示踪剂来研究M31亚结构的形成。[O III] 4363极光线在两个物体的光谱中被检测到，从而可以确定温度。离子丰度来自所观察到的碰撞激发线，氮，氧，氖以及硫和氩的元素丰度估计。氧和α-元素丰度比之间的相关性进行了研究，使用我们的样品和M31磁盘和隆起PNe的文献。在三个PNE之一中，我们观察到相对较高的氧丰度相比，磁盘样品在M31在类似的银河系距离。三个北支PNe中至少有一个的结果可能与M31北支子结构的可能起源相一致，即北支与南流相连，两个子结构都包含M31卫星星系的潮汐碎片。
2013-07-16 astro-ph.GA
Electron temperature fluctuations in Seyfert galaxies
本文利用Gemini GMOS-IFU对三个邻近的Seyfert星系（Mrk 79，Mrk 348和Mrk 607）的观测，估算了这些星系内0.4-1.1 kpc区域的电子温度（$T_{\rm e}$）起伏。基于$T_{\rm e}$的测定，通过[O III] $\lambda5007$ / $\lambda4363$的发射线比的每个spectroms，温度变化被量化的积分值的温度波动参数（$t^{\rm 2}$）投影在天空的平面$t_{\rm A}^{\rm 2}$，在活动星系核的第一次。我们发现Mrk 79、Mrk 348和Mrk 607的$t_{\rm A}^{\rm 2}$值分别为0.135、0.039和0.015，它们与恒星形成区和行星状星云中报道的最大值相同或更大。考虑到$t_{\rm A}^{\rm 2}$应被视为星云体积中总$t^2$的下限，结果表明，这种波动对化学丰度测定的影响在某些活动星系核中可能是重要的。
2021-06-08 astro-ph.GA
Sulphur-Bearing and Complex Organic Molecules in an Infrared Cold Core
自ALMA天文台开始运行以来，揭示了红外冷核的新的重要化学。毫米范围内的分子跃迁正被用来识别和表征这些来源。我们研究了231 GHz ALMA档案观测的红外暗云区C9，重点是较亮的源，我们称之为IRDC-C9主。我们报告存在两个子结构上的连续映射的这个源：一个紧凑的亮点与高化学多样性，我们标记为核心，和一个较弱的和扩展的，我们标记为尾巴。在核心中，我们已经鉴定了分子OCS（19-18）、$^{13}$ CS（5-4）和CH $_{3}$ CH $_{2}$ CN的谱线，CH $_{3}$ CHO的几条谱线和$^{13}$ CH $_{3}$ CN的k梯发射。我们报告了两个不同的温度区域：虽然CH $_{3}$ CHO的旋转图显示温度为25 K，$^{13}$ CH $_{3}$ CN的旋转图表明在温度为$\sim450$ K时的较暖相。在尾部，仅检测到OCS（19-18）和$^{13}$ CS（5-4）系。我们使用$Nautilus$和\textsc{Radex}程序估计柱密度和丰度。在IRDC-C9主星核心存在的热气体表明存在一颗原恒星，而在尾部则没有。
2019-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
