“气相金属丰度”的版本间差异

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:在MaNGA样本里面自己测量了OIII 4363，采用Te法测量了金属丰度，发现这些spaxel的区域在比较小质量星系中，这些小质量星系bias到merger样本。
:在MaNGA样本里面自己测量了OIII 4363，采用Te法测量了金属丰度，发现这些spaxel的区域在比较小质量星系中，这些小质量星系bias到merger样本。
:这些可测量OIII 4363的spaxel星族年轻，恒星形成率高，但是金属丰度反常偏低anomalously low metallicity(ALM)（不能用FMR解释）
:这些可测量OIII 4363的spaxel星族年轻，恒星形成率高，但是金属丰度反常偏低anomalously low metallicity(ALM)（不能用FMR解释）
*高红移：arXiv:2310.08622


==科学结果==
==科学结果==

2023年10月16日 (一) 14:22的最新版本

  • AGN中的金属丰度 [1]arXiv:2309.05332
比相同质量的恒星形成星系要高，原因可能是因为吸积盘上的恒星形成，或者宽线区的尘埃被摧毁
金属丰度与星系的恒星质量相关性不强
arXiv1905.04314:一些恒星形成区这两个金属丰度差不多


O丰度

  • 计算方法R23(Tremonti 2004)
  • Maiolino et al. (2008)

N丰度

  • CNO循环可以产生，在高金属丰度环境下，其产额与金属丰度有关
  • N元素在中等质量恒星中，产生和O元素（大质量恒星）的时标不太一样
star burst的星风可以吹走O，从而造成N/O偏高 （Van Zee & Haynes 2006）
  • 因此，低金属丰度的时候N/O 常数，高丰度的时候N/O随着O/H增加而增加。


标定方法

  • O3N2 (Marino et al. 2013)
  • ONS (Pilyugin et al. 2010)
  • 不同标定方法之间的装换（用的MaNGA数据） arXiv:2108.04934
  • 电子温度法，arXiv:2111.10748
在MaNGA样本里面自己测量了OIII 4363，采用Te法测量了金属丰度，发现这些spaxel的区域在比较小质量星系中，这些小质量星系bias到merger样本。
这些可测量OIII 4363的spaxel星族年轻，恒星形成率高，但是金属丰度反常偏低anomalously low metallicity(ALM)（不能用FMR解释）
  • 高红移：arXiv:2310.08622

科学结果

  • Te方法直接探测到侧向旋涡星系气体内流（低金属丰度），外流（高金属丰度）[2]
  • 利用两点相关函数的办法来探测空间分辨的金属丰度的涨落之间内在的关系[3]
取自“http://202.127.29.3/~shen/wiki/index.php?title=气相金属丰度&oldid=4013”