Near-Infrared Extinction in The Coalsack Globule 2
我们用SAAO的IRSF 1.4 m望远镜上的SIRIUS红外相机对煤袋球2进行了J、H和Ks成像观测，并确定了色余比E（J-H）/E（H-Ks）。该比率是在与我们先前对rho Oph和Cha云的研究相同的光度系统中确定的，没有任何颜色变换;这使我们能够直接比较这些区域之间的近红外消光定律。当消光范围为0.5 < E（J-H）<1.8时，电流比E（J-H）/E（H-Ks）= 1.91 +-0.01，明显大于rho Oph和Cha云的比值（E（J-H）/E（H-Ks）= 1.60-1.69）。当消光的波长依赖性近似于幂律时，这个比率对应于一个大的负指数α = 2.34 ± 0.01，这可能表明尘埃颗粒的生长很小，或更大丰度的介电非吸收成分，如硅酸盐，或两者兼而有之。我们还证实，煤袋球2的颜色过剩率有一个增加的趋势，随着光学厚度的减少，这是相同的趋势，rho Oph和Cha云。
2006-12-21 astro-ph
Mid-Infrared Extinction Mapping of Infrared Dark Clouds: Probing the Initial Conditions for Massive Stars and Star Clusters
我们使用8微米的斯皮策GLIMPSE图像来制作10个IRDC的灭绝图，这些IRDC被选择为相对较近和较大。消光映射技术需要对云背后的红外背景强度进行建模，这是通过校正前景发射然后从周围区域插值来实现的。对前景辐射的校正可能相当大，因此限制了这项技术对相对较近的云的应用。我们研究了三种插值方法，发现系统差异在10%左右，对于基准尘埃模型，这对应于质量表面密度σ = 0.013 g cm^-2，在此之上，我们得出结论，消光映射技术是有效的。我们研究了IRDC中Sigma的概率分布函数。通过与天体物理学湍流数值模拟的定性比较，许多云似乎具有相对较窄的分布，表明马赫数相对较低（<5）和/或动态较强的磁场。给定云的运动学距离，我们得到云的质量。Rathborne、Jackson和Simon确定了云内的核心，并通过毫米尘埃排放测量了它们的质量。对于43个岩心，我们将这些质量估计值与从我们的消光映射中得出的质量估计值进行了比较，发现了良好的一致性：对于每个岩心，通常差异因子<~2，并且对于每种方法所采用的基准假设，平均系统偏移<~10%。我们发现这些质量比作为核心密度的函数的系统变化的初步证据，这是一致的模型上的尘埃颗粒和随后的颗粒生长的凝聚，和/或与温度降低的dennial核心的冰幔形成。
2009-04-14 astro-ph
On the degree of dust extinction in major mergers
我们数值研究如何的光谱能量分布（SED）的主要富含气体的星系合并尘埃星爆的基本属性是由合并的初始轨道配置。我们发现，一个红外发光的星系与尘埃星暴形成的近逆行逆行合并遭受最显着的尘埃消光的恒星光，因此显示非常红色。考虑到逆行-逆行合并并不产生强而长的潮汐尾，这一结果表明，一个没有明显相互作用和合并迹象的亮红外星系表现出非常大的内部尘埃消光和更红的颜色。这些数值结果进一步暗示，亮红外星系的形态可以与内部尘埃消光的程度以及SED的形状相关。主要是因为合并的形态也强烈地依赖于合并的初始轨道构型。
2000-08-18 astro-ph
The Relationship between the Optical Depth of the 9.7 micron Silicate Absorption Feature and Infrared Differential Extinction in Dense Clouds
我们研究了巨蛇座、金牛座、IC 5146、变色龙I、巴纳德59和巴纳德68致密云/核中9.7微米硅酸盐吸收特征的光学深度（tau_9.7）和近红外色过量E（J-Ks）之间的关系。我们的数据集，主要是基于斯皮策IRS光谱，跨度E（J-Ks）=0.3至10等（对应于约2和60等之间的视觉消光）。所有的视线都显示出9.7微米的硅酸盐特征。不像在扩散ISM中观察到的9.7微米的硅酸盐功能的光学深度和消光（Av）之间的紧密的线性相关性，我们发现，在密集的云层中的硅酸盐功能并不表现出单调增加与消光。因此，在稠密的云层中，tau_9.7不是一个很好的衡量总尘柱密度的指标。除了少数例外，对于E（J-Ks）> 2 mag（Av >12 mag），测量的tau_9.7值远低于扩散ISM相关线。通过凝聚的晶粒生长是这种效应的可能原因。
2007-07-24 astro-ph
Complex small-scale structure in the infrared extinction towards the Galactic Centre
在朝向银河系中心（GC）的红外遮蔽物质分布中观察到了高水平的复杂结构或“颗粒度”，其特征尺度为5arcsec -15 arcsec，相当于GC距离为8.5kpc时的0.2 - 0.6pc。这种结构已经在分辨率为0.6arcsec的ISAAC图像中观察到，明显高于以前的GC研究。我们已经在GC调查区域发现了粒度，该区域的经度和纬度分别为1.6deg x 0.8deg（8.5kpc时为300 pc x 120 pc），中心位于Sgr A*。这种粒度在整个区域是可变的，一些区域在一个或多个波段表现出高度结构化的消光，而另一些区域在所有波段都没有结构和均匀的恒星分布。粒度似乎与经度、纬度或距Sgr A* 的径向距离不对应。我们发现，表现出高粒度的区域与高恒星红化强烈相关。
2006-02-17 astro-ph
Far infrared and Ultraviolet emissions of individual galaxies at z=0: selection effects on the estimate of the dust extinction
我们有交叉相关的远红外（IRAS）和紫外（FOCA）的星系观测，以构建一个样本的FIR选定的星系在0.2微米的紫外观测。这个样本的FIR和UV特性进行了比较，从两个波长的光度分布推导出的本地宇宙的平均属性。我们样本中几乎所有的星系都有一个远红外线与紫外线的流量比大于远红外线和紫外线光度密度的比值，这种效应随着星系变得更亮而变得更糟：紫外线（0.2微米）消光的增加约为每十年远红外线（60微米）光度增加0.5等。定量恒星形成率估计加入FIR和紫外线辐射的贡献。它们被发现与从FIR到UV通量比推导出的消光校正一致。一个总的本地体积平均恒星形成率计算的FIR和UV波段的贡献求和。每个波段对总恒星形成率的贡献几乎相同，z=0时，rho_{SFR} = 0.03 +/- 0.01 h M太阳/年/Mpc ^3。这相当于0.75等的全局消光，适用于0.2微米处的局部光度密度。一个更大的FIR到UV通量比的趋势，为我们的样本附近的星系发现一个更大的FIR光度扩展和放大的非常大的FIR光度时，我们认为ISOCAM检测到的CFRS领域和超亮红外星系在低和高红移的星系。初步估计这些物体的紫外线消光。
1999-11-05 astro-ph
Hunting Galaxies to (and for) Extinction
在恒星形成区的研究中，近红外过量（NIRX）源-具有比正常恒星更红的固有颜色的物体-既构成信号（年轻恒星），也构成噪声（例如背景星系）。我们通过结合结构信息，颜色和数量密度估计，在英仙座恒星形成区域使用近红外观测来寻找（识别）星系。中等红移（z = 0.1 - 0.5）的银河系天体在近红外和中红外（例如斯皮策）波长处的颜色与年轻恒星天体（YSO）相似，这限制了我们仅从颜色识别YSO的能力。来自高质量近红外观测的结构信息使我们能够更好地将YSO与星系分开，拒绝从我们地区的斯皮策观测中确定的YSO候选者的2/5，并可能将YSO光度函数扩展到15个星系污染占主导地位的K以下。一旦它们被识别出来，我们就可以利用星系作为宝贵的额外信号来绘制分子云的灭绝图。我们新的迭代程序：星系近红外色过量方法（GNICER）使用星系的平均色作为星等的函数，以无偏的方式将它们包括在消光图中。GNICER增加了用于探测云结构的背景源的数量，减少了噪音，提高了远离银道面的消光图的分辨率。
2007-10-31 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus: II. Extinction effects and disk opacity
我们研究了154个旋涡星系的样本的H-波段盘和凸起结构参数和I-H颜色配置文件的倾斜度的相关性，以检测可能的影响，由于内部消光的尘埃。样本的选择确保了不同倾角的星系本质上并不不同，因此观察到的相关性代表了所考虑参数的真实行为。所有的参数都来自于星系图像的二维拟合。我们发现，消光，虽然在近红外波长小，是足以产生可观察到的效果。特别是观察到的平均磁盘scalelength的增加和红色的磁盘I-H颜色在高倾角是明确的签名存在的灰尘。总的H-波段磁盘亮度依赖于倾角不大，另一方面，显着的修正面方面的H-波段中央磁盘亮度和磁盘scalelength。凸起参数表现出很少或没有依赖于倾斜。用一个简单的模型对一个内旋星系进行了模拟，结果表明中心H波段的光学厚度在0.3到0.5之间。
1998-08-11 astro-ph
A History of Infrared Extinction at CTIO, Chile, and A Possible Connection with the el Nin~o Phenomenon
本文介绍和讨论了1978年至1992年期间在Cerro Tololo美洲天文台1.5米和Blanco 4米望远镜上近200个观测夜晚所测得的JHKL带通消光系数和灵敏度值。对这些数据的分析表明：消光系数和敏感度值都有季节性变化，这与大气中H2O含量的预期变化在质量上是一致的-夏季相对较高，冬季较低。这些量中的大多数之间的线性相关系数在统计上是显著的。这些数量的年平均值也显示出百分之几的显著变化。这些年平均值之间的相关性再次与大气中H2O含量的变化一致。这些长期变化中至少有一些与大气和海洋厄尔尼诺/南方涛动现象强度的定量测量密切相关。
1997-12-16 astro-ph
Internal Extinction in Spiral Galaxies in the Near Infrared
为了研究旋涡星系的内消光效应，我们寻找了近红外光度参数与倾角的相关性。我们使用来自2微米全天巡天（2 MASS）扩展源目录（XSC）的15，224个螺旋星系的数据，我们也有红移。对于3035个星系，I波段测光是可用的，包括在分析中。从红化对倾角的简单依赖性，我们推导出在I（0.81 μ m），J（1.25 μ m）和H（1.65 μ m）波段中，正面和侧面之间的星等差为0.9，0.3和0.1的下限。我们发现，最微弱的等照度线半径报告在XSC（在第21等/弧平方级）是更接近的中心比其他常见的等照度线措施（如23.5等/弧平方半径在I波段），并认为它不应该被假定为代表一个外部等照度线，在星系是透明的在所有视角。一个简单的线性消光定律（即Δ M =伽马对数（a/b））是不适合的磁盘倾角的全部范围，我们采用双线性和二次定律。一个简单的光度模型被用来解释所观察到的行为。内部消光取决于星系的光度。我们发现，对于K总星等小于-20，-20.7和-20.9的星系，数据表明在J，H和K分别为零消光，而盘不透明度随着盘光度的增加而单调增加。
2003-05-22 astro-ph
Mid-Infrared Fine Structure Line Ratios in Active Galactic Nuclei Observed with Spitzer IRS: Evidence for Extinction by the Torus
本文首次系统地研究了用Spitzer红外光谱仪观测到的41个Ⅰ型和Ⅱ型活动星系核（AGN）中的[NeV]（14 μ m/24 μ m）和[SIII]（18 μ m/33 μ m）红外线通量比。大多数的星系都检测到[NeV]线的观测[NeV]线通量比符合或低于理论低密度极限，根据计算使用目前可用的碰撞强度和忽略吸收和受激发射。我们发现，2型活动星系核的线通量比低于1型活动星系核，所有线通量比低于低密度极限的星系都是2型活动星系核。我们认为，差分红外消光[NeV]发射区域由于灰尘在模糊的环面是负责的比率低于低密度极限，我们建议，该比率可能是一个示踪剂的环面的倾斜角，我们的视线。因为气体的温度、消光量、吸收和受激发射对谱线比的影响都是未知的，所以我们无法确定与样品中物体的[NeV]谱线通量比相关的电子密度。我们还发现，在我们的样本中，来自星系的[SIII]发射是扩展的，主要起源于恒星形成区。由于来自低电离物质的辐射是扩展的，任何使用从不同大小的狭缝中获得的这些物质的线通量比的分析对大多数附近的星系都是无效的。
2007-04-04 astro-ph
NICEST, a near-infrared color excess method tailored for small-scale structures
观测数据和理论计算表明，暗分子云中存在重要的小尺度子结构。这些不均匀性可以为云内的物理条件提供宝贵的线索，但也会严重影响消光测量。我们提出了NICEST，一种新的方法来解释和纠正分子云灭绝研究中的不均匀性。该方法，对数值模拟测试，几乎完全消除了亚像素结构和前景恒星的污染所引入的偏见。我们将NICEST应用于Pipe分子复合物的2MASS数据。由此得到的图显示出比标准NICER图（Lombardi等，2001）明显更高的消光峰（A_K高达0.41等）。这第一次应用证实，在附近的分子云的子结构，如果不考虑，可以显着偏置消光测量的区域与A_K > 1等，而且，这种影响，预计将增加更遥远的分子云，因为较差的物理分辨率实现。
2008-09-19 astro-ph
Extinctions at 7um and 15um from the ISOGAL survey
根据ISOGAL巡天资料和DENIS、2 MASS的近红外资料，导出了银河系内面120多条视向线上7 μ m和15 μ m波段的消光规律。示踪星是[7]-[15]<0.4的ISOGAL点源，它们是RGB尖星或中等质量损失的早期AGB星。它们具有定义明确的固有颜色指数（J-Ks）_0、（Ks-[7]）_0和（Ks-[15]）_0。通过将观察到的颜色指数Ks-[7]和Ks-[15]与观察到的J-Ks进行线性拟合，我们获得了E（Ks-[7]）和E（Ks-[15]）颜色过量与E（J-Ks）之间的比率。根据Ks波段的近红外消光效应，我们推断出在7和15 μ m处的选择性消光。在7微米（A_7）附近导出的折射率分布由高斯函数很好地表示，峰值在约0.47A_Ks处，范围从0.33到0.55A_Ks（使用Rieke和Lebovsky 1985的近红外折射率）。有一些证据表明，A_7/A_Ks可能会有很大的变化，这取决于视线。在15 μ m处的选择性消光的不确定性主要来自于内禀色指数（Ks-[15]）_0的色散，而内禀色指数（Ks-[15]）_0的色散受质量损失的AGB星尘埃辐射的影响。A_15的峰值在0.40A_Ks左右。
2005-09-22 astro-ph
Infrared Photometry of Starless Dense Cores
对八个致密分子核获得了深JHKs测光，并给出了J-H与H-Ks的色-色图。我们的测光，敏感的检测1太阳质量，1 X 10^6岁的恒星通过约。35 - 50星等的视消光，显示没有迹象表明存在的恒星/磁盘系统的基础上，J-H与H-Ks颜色的检测对象。朝向核心的恒星通常在空间上与核心中心反相关，这意味着背景起源，尽管我们不能排除在H和Ks单独或Ks单独检测到的一些恒星不是低质量恒星或棕矮星（< 0.3太阳质量）的可能性，在大量的视觉消光（例如L183 B的53等）之后。对于探测到的背景恒星，估计了光学折射率的下限，在极端情况下，会遇到高折射率，范围至少为Av = 46，甚至可能更高。消光数据被用来估计云的质量和密度，这是从分子线研究确定的。云的密度分布和柱密度的变化，并发现与类似地区的亚毫米波连续谱研究的系统性质的变化是一致的，在云反射是一致的。结果表明，一些岩心已经实现了显着的柱密度对比（约。30)在次核心规模上（约0.05 pc）没有形成已知的恒星。
2003-05-01 astro-ph
On the Dust Extinction in High-z Galaxies and the Case of Extremely Red Objects
我们提出了蒙特卡罗模拟的初步结果，旨在调查现实的尘埃消光（吸收+散射）的影响上的高Z星系的颜色。在本文中，我们集中在球状星系的情况下，我们得到的衰减曲线在0.1-1.2 $μ$ m的范围内为不同的尘埃空间分布，并为一系列的值的尘埃光学厚度，几何厚度和倾角的尘埃盘。我们发现，由此产生的曲线强烈依赖于尘埃的几何分布和光学厚度。一个偶然的发现是，2200 nm吸收特征的强度不仅取决于光学深度，而且取决于尘埃的几何分布。作为第一个应用程序，我们测试我们的结果在两个高z星系与极红色（HR 10和HR 14），以推断他们的年龄，尘埃含量和尘埃空间分布的线索。我们确认，HR 10必须是一个非常尘土飞扬的星系，我们建议，它的恒星成分应该强烈嵌入在尘埃中，以重现所观察到的极端红色。
1997-08-21 astro-ph
Structure of Protostellar Collapse Candidate B335 Derived from Near-Infrared Extinction Maps
本文利用HST/NICMOS和W.M.的数据对暗球B335进行了近红外消光研究。凯克天文台。这些数据允许一个新的定量测试的“由内而外”的崩溃模型，以前提出的解释分子线的轮廓朝这个区域观察。我们发现，密度分布的形状是很好地匹配的崩溃模型，但消光量对应于更大的列密度比预测。一个不稳定的Bonnor-Ebert球，其无量纲外半径xi_max=12.5+/-2.6提供了一个同样好的密度分布描述，并且在数据采样的半径范围内与坍缩模型没有区别。由嵌入的YSO驱动的双极外流对通过核心的消光有重要影响，并且将外流模拟为具有恒定开口角的中空双极锥提供了与观测结果的良好匹配。完整的exinction地图是很好地再现了一个模型，包括流入和流出，和额外的20%的分散，可能会导致剩余湍流运动。该拟合模型的入流半径为R_inf=26”+/-3”（250 pc距离为0.031pc），出流锥半开角为alpha=41+/-2度。拟合的下落半径与分子线观测结果一致，并支持密度结构的由内而外塌缩解释。流出的拟合开度角比在CO排放中观察到的略大，这可能是因为在低速下，CO流出锥的全部范围与环境核心排放混淆。
2001-08-29 astro-ph
Envelope Structure of Starless Core L694-2 Derived from a Near-Infrared Extinction Map
我们提出了一个近红外消光研究的暗球L 694 -2，一个无星的核心，表现出强有力的证据向内运动的分子线配置文件。J，H和K波段的数据是使用欧洲南方天文台新技术望远镜拍摄的。最佳拟合的简单球幂律模型的指数p=2.6 +/- 0.2，在灭绝时采样的半径范围内为0.036--0.1pc。这个幂律斜率比奇异等温球的p=2的值更陡，这是原恒星坍缩的由内而外模型的初始条件。包括沿视线的额外消光分量进一步使推断的轮廓变陡。拟合Bonnor-Ebert球导致无量纲半径xi_max=25 +/- 3的超临界值。物质的不稳定结构可能与观察到的向内运动有关。Bonnor-Ebert模型与观测到的轮廓形状相匹配，但大大低估了灭绝的数量（约为4倍）。在附近的原恒星核B335中也发现了这种归一化差异（Harvey et al. 2001）。一个圆柱形的密度模型与刻度高度H=0.0164+/- 0.002 pc在一个小的倾斜度的圆柱轴上观察提供了一个同样好的径向分布作为一个幂律模型，并再现了显着的核心不对称。此外，这个模型也提供了一个基础，让我们可以了解Bonnor-Ebert模型标准化的差异，也就是L 694 -2有扁长的结构，而假设天空平面和视线方向的剖面对称，则忽略了核心的完整范围（质量）。如果核心被充分磁化，则可能避免分裂，并且以后的演化可能产生类似于B335的原恒星。
2003-08-08 astro-ph
Starbursts in ultraluminous infrared galaxies - fueling and properties
讨论了超亮红外星系中星暴的性质，特别强调了核星暴的燃料、消光量和内在性质。以NGC 6240为例说明，H_2振动谱线可以用来测量气体流入势阱的速率，它足以激发一个能解释远红外辐射的强度的核星暴。它表明，在Arp 220的电离气体的所有示踪剂的模糊可以占莱曼连续吸收的电离区域内的尘埃，结合显着的（但不是极端的）灭绝，没有理由调用极端灭绝的存在下，一个老的星暴，或一个额外的非恒星电源在Arp 220。
2001-01-11 astro-ph
Extinction techniques and impact on dust property determination
近红外消光幂律指数（$β$）及其不确定性来自三种不同的技术，基于恒星计数，颜色过剩和它们的组合。我们已经将这些方法应用于2 MASS数据，以确定小云团IC 1396 W的$β$和近红外消光图。星计数和颜色过量的组合导致最可靠的方法来确定$β$。它被发现，使用正确的$β$ -地图转换到消光色过剩值是基本的云柱密度剖面分析。我们描述了如何人工测光数据，银河系（罗宾等人，2003年）的恒星星族合成模型的基础上，可以用来估计不确定性和获得系统的消光方法的影响。我们发现，所有的颜色过剩的消光测定方法受到小，但系统的偏移，这并不影响恒星计数技术。这些偏移的发生是因为透过星云看到的恒星并不代表与无灭绝控制场中的恒星相同的种群。
2006-04-11 astro-ph
Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center II: V, J, H, and Ks Bands
我们已经确定了总的选择性消光比直接从观测中的光学V波段和近红外J波段朝向银河系中心。利用IRSF望远镜上的SIRIUS照相机对OGLE（光学引力透镜实验）星系核球场进行了观测，得到A（V）/E（V-J）=1.251 ± 0.014和A（J）/E（V-J）=0.225 ± 0.007。根据这些比值，我们得出A（J）/A（V）= 0.188+-0.005;如果我们将A（J）/A（V）与Nishiyama等人获得的银河系中心附近更红的近红外消光比结合起来，我们得到A（V）：A（J）：A（H）：A（Ks）= 1：0.188：0.108：0.108。0.062，这意味着向较长波长急剧下降的消光。特别是，令人惊讶的是，Ks带消光是视觉消光A（V）的\approx 1/16，远小于迄今所用的A（V）的十分之一。
2008-02-25 astro-ph
Uniformity of V minus Near Infrared Color Evolution of Type Ia Supernovae, and Implications for Host Galaxy Extinction Determination
通过对SNe 1972 E、1980 N、1981 B、1981 D、1983 R、1998 bu、1999 cl和1999 cp的分析，我们发现Ia型SNe的本征V-K色具有多色光变曲线形状（MLCS）参数-0.4 < Delta < +0.2，表明其颜色曲线是均匀的。V-K颜色从B波段最大值前大约一周到最大值后一周随时间线性变蓝，之后线性变红，直到最大值后四周。V-H颜色表现出非常相似的颜色演变。V-J颜色表现出稍微复杂的演变，具有更大的散射。V-近红外颜色关系的存在允许构建近红外线曲线模板，这是Elias等人（1985）的改进。我们提供了Ia型超新星1999 aa，1999 cl和1999 cp的光学BVRI和红外JHK测光。SN 1999 aa是一颗过亮的“缓慢下降星”（Delta = -0.47等）。SN 1999 cp是一个中等亮度的SN，在其宿主中没有变红。SN 1999 cl在其宿主中非常红。SN 1999 cl的V-近红外色产生A_V = 2.01 +/- 0.11 mag.这导致其宿主星系（M 88）的距离与其他室女星系团成员的距离测量结果一致。
2000-06-29 astro-ph
Interstellar Extinction Law in the J, H, and Ks Bands toward the Galactic Center
利用IRSF望远镜和SIRIUS相机对|l| <2.0度和0.5度< |b| <1.0度区域的观测，确定了近红外波段（J，H，Ks）向银心方向的全消光与选择消光的比值。利用红团簇星在色星等图上的位置作为消光和变红的示踪，我们确定了总消光与选择性消光之比的平均值分别为A（Ks）/E（H-Ks）= 1.44 ± 0.01，A（Ks）/E（J-Ks）= 0.494 ± 0.006，A（H）/E（J-H）= 1.42 ± 0.02。其显著小于先前研究中获得的那些。根据这些比值，我们估计A（J）：A（H）：A（Ks）= 1：0.573+-0.009：0.331+-0.004和E（J-H）/E（H-Ks）= 1.72+-0.04，并且我们发现幂律A（lambda）\propto lambda^{-1.99+-0.02}是这些波长上的一个很好的近似。此外，我们发现整个调查中A（Ks）/E（H-Ks）的变化很小。这表明，红外消光定律从一条视线到另一条视线是变化的，所谓的“普遍性”并不一定适用于红外波长。
2006-01-09 astro-ph
Do the photometric colors of Type II-P Supernovae allow accurate determination of host galaxy extinction?
本文介绍了SN 1999 em的红外测光，SN 2003 hn的光学测光、红外测光和光谱学。这两个天体都是II-P型超新星。这些超新星的V-[RIJHK]颜色曲线以非常相似的方式演化，直到平台阶段结束。这使我们能够确定SN 2003 hn的光比SN 1999 em的光多消光多少。由于我们通过对SN 1999 em的地面和空间光谱以及测光的模型拟合，估计了SN 1999 em的总消光，因此我们可以以合理的精度估计SN 2003 hn的总消光和绝对星等。由于SN 2003 hn的宿主星系也产生了Ia型SN 2001 el，我们可以直接比较这两个不同类型的SNe的绝对星等。
2008-09-15 astro-ph
Thermal Infrared 3--5 $μ$m Colors of Obscured and Unobscured Active Galactic Nuclei
本文给出了1型和2型活动星系核的$L$ -和$M'$ -波段的热红外测光和$L - M'$色。结合我们的观察与光度数据在类似的波长从文献中，我们发现，过量的$L - M'$颜色的2型活动星系核（37个源，50个数据点）相对于1型活动星系核（27个源，36个数据点），由于尘埃消光，是统计检测，但非常小。接下来，我们通过分离尘埃遮蔽程度较低的2型活动星系核和尘埃遮蔽程度较高的2型活动星系核来研究2型活动星系核的$L - M'$颜色。在这两种情况下，$L - M'$的颜色是相似的内在$L - M'$颜色的未被掩盖的活动星系核，和$L - M'$颜色超出后者高度尘埃掩盖的2型活动星系核由于尘埃消光比预期的银河系尘埃消光曲线小得多。来自恒星爆发的污染和通量变化的时间滞后不太可能解释这个小的$L - M'$颜色过剩，如果在活动星系核附近的尘埃消光曲线在3- 5 $μ$ m处相当平坦，则最好解释这个现象，这是由于通过凝聚吸收尘埃颗粒的尺寸增加。
2001-01-06 astro-ph
Gaps in the cloud cover? Comparing extinction measures in spiral disks
星系中的尘埃可以通过远红外/亚毫米辐射，星光的光学或红外变红，或已知背景源的消光来映射。我们比较了两个尘埃消光测量一组15个部分在13个附近的星系，以确定规模的尘埃ISM负责磁盘不透明度：一个使用恒星变红和其他已知的背景源。在我们早期的论文中，我们提出了29个星系的消光测量，根据校准计数的遥远的背景物体，通过HST/WFPC 2图像中的前景磁盘确定。对于与斯皮策红外邻近星系巡天（SINGS）重叠的13个星系，我们现在将这些结果与从I-L彩色地图获得的结果进行比较。我们的目标是确定是否检测到遥远的星系表明在充满灰尘的ISM的差距，从而更好地了解盘灭绝的性质和几何形状。我们发现，遥远的星系主要是在低消光部分标记的彩色地图，表明它们的数量取决于云覆盖的{ \it斯皮策}-解决尘埃结构-主要是螺旋臂-和一个弥漫的，未解决的底层磁盘。我们注意到，我们的红外彩色图（E[I-L]）严重低估了这些盘中的总体尘埃存在，因为它隐含地假设了在恒星分布前面存在尘埃屏。
2007-07-27 astro-ph
From Dusty Filaments to Cores to Stars: An Infrared Extinction Study of Lupus 3
我们提出了深近红外观测的致密区域的狼疮3与ESO的NTT和VLT。使用NICE方法，我们构建了云的尘埃消光图，它揭示了嵌入的小球，致密的灯丝和致密的环状结构。我们推导出整个云和其中的单个结构的尘埃柱密度和质量。我们构建径向消光配置文件的嵌入式小球，并找到一系列的轮廓形状从相对较浅的配置文件的核心与低峰值折射率，相对陡峭的配置文件的核心与高消光。总的来说，这些配置文件是类似的压力截断等温球不同的中心到边缘的密度对比度。我们应用Bonnor-Ebert分析，以定量的方式比较嵌入式核心的密度分布，并推导出物理参数，如温度，中心密度，和外部压力。我们研究了核心的稳定性，发现两个核心可能是稳定的，两个可能是不稳定的。其中一个核心是已知的窝藏一个活跃的原恒星。最后，我们讨论了一个新兴的集群在狼疮3和我们的灭绝图中确定的环结构之间的关系。假设这个环是星团最初形成时的核心的残余部分，我们估计这个小星团的恒星形成效率约为30%。我们对狼疮3的观测表明，致密核心的结构与其恒星形成活动状态之间存在密切联系。密集的核心被发现跨越整个范围的演变，从一个稳定的，无恒星的核心适度的中心浓度，到一个不稳定的，恒星形成的核心是高度集中的，到一个显着中断的核心，一群年轻的恒星正在出现。
2005-04-21 astro-ph
Optimal column density measurements from multiband near-infrared observations
我们认为，从一般的角度来看，在稠密的分子云的消光确定的问题。我们使用严格的统计方法来表征最广泛使用的光学和红外技术，即恒星计数和颜色过剩的方法的属性。我们提出了一种新的最大似然方法，利用恒星计数和恒星颜色，以提供一个最佳的估计灭绝。详细的数值模拟表明，我们的方法在广泛的条件下表现最佳，特别是，显着优于标准技术的云与高柱密度和受污染的前景恒星。
2005-04-14 astro-ph
Near-infrared Integral Field Spectroscopy and Mid-infrared Spectroscopy of the Starburst Galaxy M82
我们提出了星暴星系M82的中心区域的新观测，包括近红外H-和K-波段积分场光谱从MPE 3D仪器，和2.4-45微米光谱从短波长光谱仪（SWS）上的ISO。这些测量结果与文献中的数据一起被用来重新研究灭绝的问题，确定星际介质的物理条件，并表征恒星星族的组成。我们发现，纯粹的前景消光不能再现的全球相对强度的H复合线从光学到无线电波长。一个很好的配合是由一个均匀的混合物的灰尘和来源，并与视觉消光52马格。SWS数据提供的证据，从通常假设的消光定律之间的偏差3和10微米。慢波扫描探测到的Ne、Ar和S的精细结构线表明，电子密度约为300 cm^{-3}，Ne/H和Ar/H的丰度比接近太阳，S/H接近太阳的1/4。电离气体的激发表明OB星的平均温度为37400 K，几乎没有空间变化。气体云和电离团的随机分布以及约10^{-2.3}的电离参数很好地代表了恒星形成区。从人口合成和质量-K-光比，我们得出结论，近红外连续辐射的整个恒星爆发区域的红超巨星占主导地位，平均温度范围从3600 K到4500 K，大致太阳金属丰度。我们的数据排除了来自M82中心几十秒差距内较老的富金属巨星的重要贡献。
2001-01-10 astro-ph
The Nuclear Bulge extinction
我们提出了一个新的，高分辨率（5”每像素）的近红外消光图的核隆起使用的数据从UKIDSS-GPS。使用测光从J，H和K-波段，我们表明，消光定律参数也是高度可变的，在这个地区的类似尺度的绝对消光。我们表明，只有当考虑到这种消光定律的变化，可以在不同的波长消光测量一致。
2008-06-25 astro-ph
Infrared extinction by homogeneous particle aggregates of SiC, FeO and SiO2: comparison of different theoretical approaches
固体尘埃颗粒的形状和聚集状态对红外声子谱线有很大的影响。计算这些效应是困难的，因为这些波段的折射率值通常很大。本文利用离散偶极子近似（DDA）和T矩阵方法计算了简单的球形颗粒团簇的吸收带型。我们投入合理的计算时间，以达到高偶极网格分辨率和考虑高多极阶，分别。考虑了与天体物理相关的三种不同耐火材料的红外声子带-碳化硅（SiC）、氧化硅（FeO）和二氧化硅（SiO2）。我们证明，即使这些材料显示一系列的材料特性，因此不同的强度的表面共振，一个完整的收敛得到的方法都没有。对于DDA，我们发现一个强大的依赖性的计算带配置文件上的确切偶极子分布内的聚集体，特别是在其球形成分之间的接触点附近。通过应用最近开发的方法来分离材料的光学常数从DDA方法中的几何参数，我们能够证明，最关键的材料属性是那些折射率的实部远小于单位。
2005-11-11 astro-ph
ISO far infrared observations of the high latitude cloud L1642. II. Correlated variations of far-infrared emissivity and temperature of "classical large" dust particles
我们的目的是比较大的，“经典”的尘埃颗粒的红外特性与云L1642中的视觉消光。特别是，我们研究了云的漫射和密集区域之间的颗粒发射率的差异。尘埃的远红外特性是基于大尺度100 μ m和200 μ m的地图。在B、I波段用星计数法，在J、H、Ks波段用色余法，导出了云消光系数。利用辐射转移计算研究了增加吸收截面对尘埃远红外辐射和尘埃温度的影响。在L1642中，通过远红外光学深度与视觉消光比τ（远红外）/A（V）测量的尘埃发射率随着尘埃温度的降低而增加。在19 K-14 K的温度范围内，尘埃的发射率增加了约2倍。辐射转移计算表明，为了解释观测到的尘埃温度向L1642中心方向的降低，尘埃在远红外吸收截面的增加是必要的，这种温度降低不能仅仅用星际辐射场的衰减来解释。增加的吸收截面本身也表现为增加的发射率。我们发现，由于温度的影响，光学深度τ（远红外）的表观值，来自100微米和200微米的强度，总是低于真实的光学深度。
2007-01-26 astro-ph
Detection of mid-infrared Aromatic Hydrocarbon Emission Features from the Small Magellanic Cloud
利用ISOCAM观测了小麦哲伦云（SMC）中单个静止分子云的中红外（5-16微米）光谱能量分布。光谱主要由6.2、7.7和11.3微米处的宽发射带主导，在8.6和12.7微米处具有较弱的带。由于这些是相同的带，具有相似的形状和相对强度，正如在我们银河系的ISM中所观察到的那样，相同的载流子必须存在于两个星系中。载流子被广泛认为是芳香烃的大分子或簇，其在高温脉冲期间吸收紫外和可见光子并发射中红外光子。根据中红外辐射的亮度和SMC中辐射场的估计强度，芳香烃的吸收量约为尘埃总吸收量的10%，与银河系尘埃的情况相当。对大多数SMC恒星消光的紫外线观测表明，SMC中的尘埃不会吸收在银河系消光中如此突出的2175埃特征。如果芳烃和无特征的消光曲线在SMC中普遍存在，那么我们可以得出结论，芳烃不是2175埃特征的载体。然而，SMC消光曲线的测量偏向于高温明亮的恒星，在那里芳香烃被破坏，因此没有2175埃的隆起可能不是典型的SMC尘埃。芳烃在SMC中的存在进一步表明，这些分子甚至存在于金属丰度比银河系盘低一个数量级的星际介质中。
2000-07-25 astro-ph
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. I. Galactic Sight Lines
我们目前的消光曲线，包括数据下降到远紫外波长（FUV; 1050 - 1200 A）的9个银河视线。使用来自远紫外光谱探测器的数据测量FUV消光。选择这些视线是因为它们在红外线到紫外线之间具有不寻常的消光特性;它们探测的尘埃环境范围很广，这一点可以从它们测量的总消光与选择消光的比值R_V = 2.43 - 3.81中得到证明。我们发现，外推的菲茨帕特里克和马萨关系从紫外线似乎是一个很好的预测FUV消光行为。我们发现，基于Cardelli，Clayton & Mathis（CCM）对R_V的依赖性对FUV灭绝的预测给出了混合的结果。对于CCM在红外到紫外中很好地表示的七条消光曲线，FUV消光在三条视线中被很好地预测，在两条视线中被过度预测，在两条视线中被低估。最大熵法分析使用一个简单的三个组件的粮食模型表明，在研究中的九个视线中的七个需要更大比例的粮食材料在灰尘中时，FUV消光包括在模型中。大多数添加的颗粒材料是小（半径< 200 A）颗粒的形式。
2005-02-24 astro-ph
Infrared Photometry and Dust Absorption in Highly Inclined Spiral Galaxies
我们提出了15个高度倾斜，晚型（Sab-Sc）螺旋的JHK表面测光，并研究尘埃消光的定量影响。利用（J-H，H-K）双色图，我们将每个星系沿短轴的颜色变化与不同辐射转移模型的预测进行了比较。模型中，散射效应是显着的，那些有一个以上的小部分光源位于附近的尘埃分布的边缘不产生足够的消光，以解释所观察到的颜色梯度在磁盘的吸收功能。从颜色过剩推导出的平面附近的尘埃的光学深度敏感地依赖于所采用的尘埃几何形状，范围从τ = 4至15的可见波段。这表明，一个现实的灰尘分布模型是必要的，即使是红外测光，以纠正灰尘消光的凸起，近边缘的系统。
1996-01-22 astro-ph
The incompatibilities between the standard theory of interstellar extinction and observations
在本文中，我回顾了一系列的意见，不同意的消光曲线的标准解释。结果是，我们从变红的恒星接收到的光一定会被在离恒星很小的角距离处散射的星光所污染。真正的消光曲线是从近红外到远紫外的直线。如果是这样的话，所有的星际颗粒模型都必须受到质疑。另一个结论是关于星际颗粒的平均性质，它们似乎比以前认为的要均匀得多。
2002-12-17 astro-ph
What drives the Balmer extinction sequence in spiral galaxies? Clues from the Sloan Digital Sky Survey
本文利用斯隆数字巡天（SDSS）首次公布的正常发射线星系的光谱，研究了由\Ha / \Hb发射线比值导出的消光$C({\rm H}β)$与星系各种全局参数之间的关系。我们的主要发现是：1）$C({\rm H}β)$与星系光谱类型和颜色有关，从早型螺旋到晚型螺旋递减。2)$C({\rm H}β)$随着金属丰度的增加而增加。3)在恒星星族较老的星系中，$C({\rm H}β)$较大。4)$C({\rm H}β)$是更大的发光星系。5)恒星光的消光与星云光的消光和星系的固有颜色有关。我们提出我们的经验结果的现象学解释。我们还交叉相关的SDSS星系的样本与IRAS数据库。由于我们的样本的红移下限和红外天文台的探测极限，这样的程序只选择了明亮的红外星系。我们发现，由其他作者所示的光学和红外特性之间发生的星系消失时，限制样品的亮红外星系的相关性。我们还发现，我们的SDSS样本中的亮红外星系的光学性质与我们整个SDSS星系样本的光学性质非常相似。这可能是由IRAS光度的星系起源的地区，形成了大质量的恒星不到100万年前，而星系的不透明度是由\Ha / \Hb发射线的比例是由于弥漫的尘埃。我们展示了一些我们的经验结果的影响，在正常星系的全球恒星形成率和恒星总质量的测定。
2004-03-22 astro-ph
Dust Extinction and Molecular Cloud Structure: L977
我们报告的结果，近红外成像调查L977，在天鹅座的黑暗的云看到对银河系的平面投影。我们利用观测中1628颗最亮恒星的近红外色余和位置，按照Lada等人（1994）描述的方法，直接测量尘埃消光。我们用一个90”大小的方形滤波器在空间上卷积各个消光测量值，以构建一个大规模的云消光图。我们推导出M（L977）的总质量=（660 +/- 30）（D/500 pc）^2 Msun，通过比较源计数和星系模型的预测，我们估计到L977的距离为500 +/- 100 pc。我们发现在我们的消光测定和消光测量的色散之间的相关性。我们将其解释为存在尺度小于我们灭绝图的90”分辨率的结构的证据。为了进一步研究云的结构，我们构造了L977云中1628个个体消光测量的频率分布。分布的形状与IC 5146云的形状相似。这种分布的蒙特卡罗模拟表明，在2 < Av < 40 mag（或大约1 < r < 0.1 pc）之间，L977内部的材料的特征在于密度分布n（r）\propto r^（-2）。对云的一部分的径向轮廓的直接测量证实了这一结果。（more.）
1998-05-12 astro-ph
Observational $5-20μ$m Interstellar Extinction Curves Toward Star-Forming Regions Derived from Spitzer IRS Spectra
利用对G 0-M4 III型恒星在暗云后的\emph{Spitzer}红外摄谱仪观测，构造了$0.3\leq A_K<7$的$5-20μ$ m经验消光曲线，它相当于$\approx$ 3 ~ 50之间的$A_V$。$A_K<1$的曲线与\citet{mathis90}弥散星际介质消光曲线相似，但消光程度更大。对于$A_K>1$，该曲线显示硅酸盐和吸收连续体之间的对比度较低，产生冰吸收，并且更接近\citet{wd01} $R_V=5.5$情况B曲线，该结果与\citet{flaherty07}和\citet{chiar07}的结果一致。最近，\citet{chapman08}独立使用\emph{Spitzer}红外阵列相机数据的工作得出了类似的结论，即消光曲线的形状随着$A_K$的增加而变化。通过计算的光学深度的$9.7μ$米硅酸盐和6.0，6.8，和15.2 $μ$米冰的功能，我确定一个过程，涉及冰是负责消光曲线的形状变化，并推测这个过程是凝结的冰覆盖的颗粒，而不是冰覆盖的颗粒单独。
2009-06-30 astro-ph
Supersonic turbulence in the ISM: stellar extinction determinations as probes of the structure and dynamics of dark clouds
Lada等人（1994年）描述了一种利用红外成像调查研究乌云中尘埃分布的方法。特别是，他们表明，该方法提供了一些信息的结构的气体（灰尘）的尺度小于其分辨率。在目前的工作中，我们澄清了他们的方法所提供的信息的性质。我们证明：1）气体的三维密度场可以很好地用对数正态分布描述到非常小的尺度; 2）三维密度场的功率谱和标准差可以被约束; 3）这种密度场结构的起源可能是气体中的超音速湍流。事实上，我们发现一个定性和定量的协议之间的预测的基础上，最近的数值模拟的超音速湍流（Nordlund和Padoan 1996年; Padoan，Nordlund和Jones 1996年）和红外尘埃消光测量给出的限制。
1996-03-14 astro-ph
The Extinction Law in an Occulting Galaxy
我们测量消光定律在星系的旋臂和臂间区域使用的视觉和红外（BVRJHK）相互作用的星系NGC 2207和IC 2163的成像研究。这是一对重叠的螺旋星系，其中NGC 2207部分遮蔽了IC 2163。这种几何形状使我们能够直接测量背景星系穿过前景星系盘时的消光。我们测量的消光作为波长的函数，并发现，有较少的消光比预期从正常的银河系消光定律的光学波段。旋臂中的消光曲线类似于银河系$R_V=5.0$尘埃模型，而旋臂间的消光曲线更平坦（"更灰“）。我们研究了背景星系光散射到视线中的影响，发现它可以忽略不计。我们还使用一个简单的双组分尘埃模型以及Witt & Gordon（1996）的团状尘埃模型研究了未分辨的片状尘埃分布的影响。这两个模型都清楚地表明，一个未解决的斑块状尘埃分布可以显着平坦的消光曲线。当拟合的数据，这两个模型表明，臂和臂间消光曲线之间观察到的差异是由NGC 2207的臂间区域具有更高程度的尘埃斑块（高密度和低密度阶段之间的密度比）比螺旋臂区域。我们注意到，一个未解决的斑片状尘埃分布将导致我们低估的平均柱深度的气体在一个星系，如果仅仅基于视觉消光。最好使用红外消光法。
1997-04-16 astro-ph
Near-infrared reddening of extra-galactic GMCs in a face-on geometry
[摘要]我们描述了外部星系中巨大分子云（GMC）的近红外变红特征。特别地，我们研究了E（J-H）和E（H-K）色超，以及在离散GMC区域中观察到的有效消光定律。我们还研究了GMC分布的相对尺度高度对色超差和观测到的GMC质量函数的影响。我们进行蒙特卡罗辐射转移模拟与恒星辐射和尘埃分布的三维模型，类似于一个面对的几何形状。散射光被包括在模型中，并且从模拟数据计算近红外彩色图。有效的近红外红化定律，即比值E（J-H）/E（H-K），在GMC区域具有接近1的值。该比率取决于GMC的相对尺度高度xi，并且对于xi值0.1. 0.75我们发现典型的比率是0.6 1.1.在GMC区，有效消光规律是非常平坦的。我们发现A（H）/A（K）=1.35的表观折射率比。1.55 A（J）/A（H）=1.15。散射通量对有效红化规律和有效消光规律的影响是显著的。关于GMC质量函数，我们发现输入和观测到的质量函数的斜率之间没有相关性。相反，观测到的斜率反映了参数$ξ$和质量函数的动力学范围。我们估计只有十分之一的...如果使用银河系红化定律将观测到的色过量值转换为质量，则可以恢复GMC总质量的20%。在单个云的情况下，该分数可以在~0.之间变化。百分之五十
2008-02-15 astro-ph
Large-scale variations of the dust optical properties in the Galaxy
本文分析了整个银河系反中心半球大尺度尘埃的光学性质。我们使用2 MASS扩展源目录来获得每个星系视线上的总红化，并将此值与Schlegel等人（1998）转换为消光的IRAS 100微米表面亮度进行比较。我们对前景恒星污染、红移贡献和星系选择偏差可能产生的系统效应进行了仔细的检查和校正。我们还评估了尘埃温度变化和星际团块对我们方法的贡献。近红外消光系数与远红外光学厚度的相关性表明，当消光系数大于1 mag时，两者之间存在差异，其比值A_V（FIR）/ A_V（gal）= 1.31 ± 0.06。我们将这一结果归因于蓬松/复合颗粒的存在，其特征在于增强的远红外发射率。我们的分析，应用于天空的一半，提供了关于尘埃颗粒性质的新见解，这表明蓬松的颗粒不仅在一些非常特定的区域被发现，而且在视觉消光达到约1马格的所有方向。
2005-01-20 astro-ph
Star Formation Rates and Extinction Properties of IR-Luminous Galaxies in the Spitzer First Look Survey
我们研究了斯皮策河外首次巡天中一个大的（N=274），近红外（2.2微米）+中红外（24微米）正常到超亮红外星系（ULIRGs）[10^9< L_{IR} / L_{sun} <10^12.5]的瞬时恒星形成率（SFR）和消光特性<z>。我们结合斯皮策MIPS 24微米的观测与高分辨率，光学凯克Deimos光谱推导出光学发射线和红外恒星形成率（SFR_{opt}和SFR_{IR}，分别）。这些SFR诊断的直接比较揭示了我们的样品表现出宽范围的消光（1.0<Av<4.0 mag）。这是在去除光谱和IRAC颜色选择的AGN候选者之后，占样本的12%。SFR为每年几个太阳质量的天体的Av值与正常螺旋的Av值一致（Av~1.0等）。相比之下，在z>1的LIRGs（占我们样本的很大一部分）的SFR约为100 M_{sun} /yr，<Av>约为2.5 mag.这意味着[OII]禁止线偶线的平均衰减为97%，最极端的源有多达99.7%的[OII]线通量被尘埃熄灭。基于SFR_{IR} / SFR_{opt}诊断，我们推导出IR光度相关的Av^{IR}函数[Av^{IR}=0.75*log（L_{IR} / L_{sun}）-6.35 mag]，我们使用该函数来消光校正我们的发射线光度。该校正的应用导致SFR_{IR}和SFR_{opt}之间的相关性具有0.2 de…
2005-09-30 astro-ph
A Catalog of MSX Infrared Dark Cloud Candidates
我们使用8.3微米的中红外图像获得的中途空间实验卫星识别和编目红外暗云（IRDC）在银河平面的第一和第四象限。由于IRDC被视为黑暗的消光功能对弥漫银河系红外背景，我们确定他们首先确定一个模型的背景从8.3微米的图像，然后搜索区域的高递减对比度相对于此背景。在我们的目录中的IRDC候选者被定义为由2西格玛递减对比度阈值的封闭轮廓所限定的连续区域。虽然大多数已识别的IRDC是真正的冷云，但一些未知的部分可能是虚假的识别。对于大的，高对比度的云，我们估计的可靠性为82%。低对比度云应该具有较低的可靠性。要验证单个云的真实性，将需要更多的数据。我们确定了10，931个候选红外暗云。对于每个IRDC，我们还对内核进行了分类。这些核心，定义为本地化的地区，至少有40%以上的消光比云的平均消光，通过迭代拟合2维椭圆高斯的对比度峰值。我们确定了12,774个核心。该目录包含候选IRDC及其核心的位置、角度大小、方向、面积、峰值对比度、峰值对比度信噪比和综合对比度。IRDCs的分布紧密遵循银河系弥漫的中红外背景，并朝向突出的恒星形成区、旋臂切线和所谓的5 kpc银河系分子环达到峰值。
2005-11-02 astro-ph
Dust Emissivity in the Far-Infrared
我们已经推导出粉尘发射率在远红外（FIR）使用文献中的数据。我们使用两个从银河系远红外辐射光谱中得到的波长依赖性（Reach等，1995）。从银河系远红外辐射、尘埃温度和消光的地图中检索出了一个辐射率值，并将其归一化为V波段的消光效率（Schlegel等人，1998年）。我们的结果与银河系中的其他测量结果相似，但仅与广泛引用的Hildebrand（1983）在一个反射星云上得出的值略微一致。与其他反射星云（Casey 1991）的测量结果差异更大，表明这些环境中的颗粒成分与弥漫的星际介质不同。我们测量尘埃质量的样本的六个螺旋星系与FIR观测，并获得接近银河值的气体尘埃比。
1999-02-18 astro-ph
An Infrared Determination of the Reddening and Distance to Dwingeloo 1
我们首次对附近高度模糊的星系Dwingeloo 1（Dw 1）进行了红外观测，包括覆盖4.9x4.9弧分的深H波段成像，以及中央2.5x2.5弧分的J和Ks成像。我们利用旋涡星系内禀红外色的微小色散，确定了H波段向Dw 1方向的消光为A_H = 0.47+/-0.11等。在使用红外颜色时，红化和距离的不确定性减少了三分之一。然后用消光校正后的H波段星等和红外Tully-Fisher关系估计距离模为（m-M）_0 = 28.62+/-0.27，因此距离d = 5.3 {+0.7/-0.6} Mpc，这使Dw 1位于IC 342/Maffei 1 & 2群的远端。我们的结果在很大程度上与红化定律的性质无关，因为我们在相同的波长范围内估计了红化和距离。
1999-05-13 astro-ph
Near infrared imaging of NGC2316
本文介绍年轻嵌入星系团NGC 2316的JHK测光结果。我们构建的集群径向配置文件，我们确定的半径为0.63 pc。我们发现189个$\pm$ 29星团成员在灭绝有限的子样本的调查，22 $\pm$ 19可能是亚恒星。用控制场的（H-K）色导出了4.5视星等的平均消光。这种灭绝是由于残留的母体分子云的存在。NGC 2316代表16%的过量排放源部分，这与年龄为2-3百万年的星团的其他结果一致。与理论等时线相比，这个年龄与色星等图中的源分布以及星团KLF的整体形状是一致的。该星团的亚恒星人口与其他嵌入式星团的亚恒星人口相似或更小，恒星天体在星团成员中占主导地位。
2003-11-20 astro-ph
Distribution of extinction and star formation in NGC1569
利用H_α/H_β发射谱线比值得到的消光图研究了NGC 1569的内禀消光分布。我们比较了消光分布的尘埃排放跟踪SPITZER IRAC（8微米）和MIPS（24微米）的地图。内在消光显示出空间变化，从消光可以忽略的区域到消光值高达A（V）= 0.8等的区域。我们发现了一个消光壳层，并建立了这个消光壳层与银河系中心超星团A和B产生的恒星风所产生的星际膨胀结构之间的关系。我们认为，消光壳是由尘埃在壳的边缘积累而产生的。虽然我们发现Balmer消光和红外发射之间有很好的空间相关性，但在8微米和24微米的最大值与Balmer消光的最大值之间存在空间位移，这需要进一步研究。
2006-03-23 astro-ph
