SDSS-IV MaNGA：恒星形成星系温度敏感线比的数据-模型差异

气相金属丰度是帮助约束星系恒星形成历史和化学演化的基本参数。通过极光线与强线之比测量电子温度是推导金属丰度的直接方法。然而，通过直接方法测量的金属丰度与基于光致电离模型的金属丰度之间长期存在差异。本文旨在验证并理解这些差异。我们根据理论强线校准推导出的金属丰度和电离参数，对来自 SDSS-IV MaNGA 的约 150 万个空间像素进行了分箱处理。我们叠加了每个箱内空间像素的光谱，并测量了强线和微弱极光线的流量。在大多数箱的叠加光谱中检测到了 [OII]、[SII]、[OIII] 和 [SIII] 的极光线，并在较少的箱中检测到了 [NII] 极光线。我们应用经验方法校正尘埃消光，该方法对低电离线进行了更切合实际的校正。我们推导了这五种离子种的电子温度，并使用直接方法测量了氧和硫的丰度。我们给出了最终的丰度测量结果，并将其与模型校准的强线丰度进行了比较。使用直接方法测量的化学丰度低于光致电离模型推导出的丰度，中位差为 0.09 dex。与之前报道的基于其他金属丰度校准的结果相比，这一差异较小。然而，我们注意到直接方法无法解释电离参数的变化，这表明使用直接方法精确校准金属丰度尚未完全实现。我们报告了数据与光致电离模型之间的显著差异，这表明一维光致电离模型无法代表真实情况的复杂性。