Composite Interstellar Grains
复合颗粒由基质硅酸盐球状体和石墨包裹体组成。采用离散偶极子近似（DDA）计算了三种轴比下复合球形颗粒的消光效率。利用复合球状颗粒的消光效率，在3.40- 0.10 $μm$的光谱区域内估算了星际消光曲线。然后将模型消光曲线与平均观测到的星际消光曲线进行比较。计算了三种取向角下复合颗粒的线偏振，并找到了最大偏振波长。此外，我们估计的体积消光系数，从宇宙丰度的角度来看，一个重要的参数，复合颗粒模型，重现平均观测到的星际消光。来自碳和硅的复合颗粒模型的估计丰度被认为是低于裸硅酸盐/石墨颗粒模型预测，但这些值仍然高于暗示从最近的ISM值。
2007-05-14 astro-ph
Interstellar extinction in the direction of the Aquila Rift
利用维尔纽斯测光系统观测到的473颗恒星，研究了天鹰座裂谷方向上的星际消光的距离依赖性。该地区的乌云前缘为225 $\pm$ 55 pc，云系厚度约为80 pc。云中的最大消光A_V接近3.0等，发现了两颗消光较大的恒星，并进行了讨论。由于新的云的距离大于以前接受的距离，云系质量应增加到2.7 × 10^5 M_sun，这接近于由CO速度色散估计的维里质量。另外的论据支持巨蛇座和天蝎座蛇夫座乌云之间的遗传关系。
2003-04-03 astro-ph
Revised bolometric corrections and interstellar extinction coefficients for the ACS and WFPC2 photometric systems
我们提出了广泛的表的WFPC2和ACS（WFC和HRC）测光系统的热辐射校正和星际消光系数。它们来自应用于光谱能量分布数据库的合成测光，覆盖了大范围的有效温度，表面重力和金属含量。碳星也被考虑。零点考虑了来自Bohlin的新的高精度Vega通量。这些表被用来转换帕多瓦等时线到WFPC 2和ACS测光系统使用星际消光系数的恒星到恒星的基础上。所有数据都以表格形式提供，对于等时线，则通过交互式网络界面提供。WFC3相机的初步表格也包含在数据库中。
2008-04-03 astro-ph
86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy III. Interstellar extinction and colours of the SiO targets
我们已经确定了441晚型恒星的样本在银河系内部，我们以前搜索的SiO脉泽发射，使用2 MASS近红外测光周围的恒星的消光校正。由此，发现近红外消光定律近似于幂律A $_λ\propto λ^{-1.9\pm0.1}$。综述了已知Mira星的近红外和中红外色-色性质。从SiO靶星的去红红外色分布，我们推断出$10^{-7}$和$10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量损失率。
2005-03-08 astro-ph
Influence of interstellar and atmospheric extinction on light curves of eclipsing binaries
星际和大气折射使观测测光数据变红，应严格处理。本文模拟了一个离体食双星系统的两个主序T_1 = 6500 K和T_2 = 5500 K分量的适度情况下的红化效应。它表明，简单地减去一个常数从测量的星等（该方法经常使用在该领域的食双星），以考虑红化应避免。红化的简化处理引入了模拟情况下达到~0.01mag的系统学，但是对于例如B8 V-K4 III系统可以高达~0.2mag。通过严格的处理，可以从食双星的多色光度光变曲线中唯一地确定色余值E（B-V）。
2004-07-15 astro-ph
Modelling interstellar extinction and polarization with spheroidal grains
我们计算了从紫外到近红外的线偏振度与消光比（偏振效率）$P(λ)/A(λ)$的波长依赖性。假设纵横比从$a/b=1.1$到10的扁长和扁圆颗粒是旋转的，并且部分地与顺磁弛豫机制对齐（Davis-Greenstein）。分析了尺寸/形状/取向效应。发现$P(λ)/A(λ)$的波长依赖性主要由颗粒组成和尺寸决定，而$P(λ)/A(λ)$的值取决于颗粒的形状、排列程度和方向。
2008-01-09 astro-ph
Modelling the Galactic Interstellar Extinction Distribution in Three Dimensions
两微米全天巡天，以及在贝桑松开发的银河系恒星星族综合模型，被用来计算沿不同视线的消光分布。通过多条观测线的组合，可以推断出星际物质的大尺度分布。银河系模型被用来提供恒星的固有颜色和它们可能的距离，以便计算近红外色过量，从而计算消光，并评估其距离。这种技术取决于所使用的模型，但是我们能够表明，模型参数的适度变化导致预测灭绝的变化微不足道。这项技术现在已经被应用于超过64000条视线，每条视线间隔15弧分，在银河系内部（|l| <=100度，|b| <=10度）。利用我们的消光图，我们导出了尘埃分布的大尺度结构的主要特征：ISM盘的尺度高度和翘曲度，以及尘埃在银河棒中的角度。这张最终的灭绝图将有助于研究银河系内部及其恒星星族。
2006-04-20 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
New Interstellar Dust Models Consistent with Extinction, Emission, and Abundance Constraints
我们提出了新的星际尘埃模型，已通过同时拟合远紫外近红外消光，漫红外（IR）发射和，不同于以前的模型，元素丰度约束的尘埃不同的星际介质丰度，包括太阳，F和G星，B星丰度。拟合问题是一个典型的不适定反演问题，其中的粒度分布是未知的，我们使用正则化的方法来解决。尘埃模型包含各种成分：多环芳烃，裸露的硅酸盐，石墨和无定形碳颗粒，以及含有硅酸盐，有机耐火材料，水冰和空隙的复合颗粒。使用物理光学常数计算这些组件的光学性质。作为特例，我们重现了Li & Draine（2001）的结果，但他们的模型需要过量的硅、镁和铁被锁定在尘埃中：约50 ppm（每百万氢原子的原子数），明显高于太阳对这些元素丰度的上限，分别约为34、35和28 ppm。本文的一个主要结论是，有没有一个独特的星际尘埃模型，同时适合所观察到的消光，漫红外辐射，和丰度的限制。
2003-12-29 astro-ph
Galactic Center Extinction: Evidence for Metallic Needles in the General Interstellar Medium
来自ISO银河系中心（GC）的中红外（IR）观测的消光曲线在~ 3至8微米区域表现出令人惊讶的平坦行为，与标准星际尘埃模型（由裸露的硅酸盐和石墨尘埃颗粒组成）预期的深度最小值相反。我们表明，这种灭绝很可能是由于金属针的存在下，在星际介质（ISM）对银河系中心。如果针状物仅对3 - 8微米的消光有贡献，则它们必须具有约8微米的长波长截止，因此典型的长度与半径之比为约600，小于Cas A中针状物确定的3000纵横比。它们均匀地分布在整个ISM中，只占ISM的一小部分质量，针与H的质量比为1 ~ 5 × 10 ^{-6}，相当于硅酸盐粉尘质量的0.14%。它们的总ISM丰度可以很容易地解释为SNe和O丰富的恒星流出的组合生产。目前尚不清楚GC灭绝定律的普遍性。局部2 - 5微米消光测量似乎与标准消光定律一致，表明ISM中针状物的非均匀分布。GC观测结果表明，尽管金属针状物的丰度低或分布不均匀，但在3 - 8微米波长范围内，金属针状物可能是不透明度的主要来源。然而，被驱逐到星系际介质中，它们的丰度太低，不足以引起宇宙源的任何变暗，它们的长度太短，不足以使它们成为亚毫米波辐射的重要来源。
2004-06-30 astro-ph
Interstellar Extinction in the Milky Way Galaxy
我回顾了银河系星际消光的基本性质，主要集中在红外到紫外光谱区域内的波长依赖性。我的主要目标是回顾支持银河系消光曲线可以被认为是一个单参数族的证据，其特征在于它们的值R（V）= A（V）/E（B-V）。根据对新的（即，2 MASS）和旧（即，IUE）数据约100视线，我表明，紫外线，光学和红外波长制度显示相干变化，但太多的内在散射被认为是真正相关的。可以构造一个单参数族来说明这些广泛的趋势，但是很少有个别的视线实际上被这样一个族很好地再现，并且与平均趋势的不一致不是“特殊性”的充分条件。只有极少数的灭绝视线是真正奇特的。很可能，从视线到视线的平均粒度的简单变化是银河系灭绝中所见的大部分相干变化的原因，也可能解释麦哲伦云中长期注意到的“特殊”灭绝。
2004-01-16 astro-ph
Can Composite Fluffy Dust Particles Solve the Interstellar Carbon Crisis?
星际尘埃模型正面临着“碳危机”，之所以这么称呼是因为最近的观测表明，星际介质中尘埃可利用的碳丰度不到解释星际消光曲线所需的石墨颗粒中碳含量的一半。本文提出了一个新提出的尘埃模型（Mathis 1996），其中大部分的星际碳包含在复合和蓬松的尘埃（CFD）颗粒的详细评估。每单位质量，这些颗粒产生更多的紫外线消光，因此可以用传统尘埃模型中所需的大约一半的碳来解释星际消光曲线。我们的分析结果表明，CFD模型在解决碳危机，在提供一个适合的紫外光星际消光曲线不足。它还预测了远红外发射率超过COBE/DIRBE和FIRAS仪器从弥漫的星际介质观测到的发射率。新模型的失败突出了各种尘埃性质及其观测结果之间的相互关系，以及在任何全面的星际尘埃模型中同时满足它们的需要。鉴于这些问题，本文探讨了解决碳危机的其他可能方案。
1997-01-16 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
Toward understanding the 3.4 micron and 9.7 micron extinction feature variations from the local diffuse interstellar medium to the Galactic center
从观测上看，3.4微米脂肪烃C-H伸缩吸收特征和9.7微米无定形硅酸盐Si-O伸缩吸收特征都显示出从局部弥散星际介质（ISM）到银河系中心（GC）的相当大的变化：可见消光比（A_V）与9.7微米Si-O光学厚度的比值（\tausil）和A_V与3.4微米C-H光学厚度之比（\tauahc）约为GC的2倍。在这项工作中，我们试图解释这些变化的多孔粉尘模型组成的混合物的无定形硅酸盐，碳质有机耐火粉尘（以及水冰的GC粉尘）。
2008-12-10 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Is Interstellar Extinction Toward the Galactic Center Anomalous?
在OGLE-II微透镜搜索期间收集的银河系隆起的测光结果表明，对观测场的星际消光很高且不均匀。我们使用的平均I-波段的星等和V-I色的红色团块星作为星际灭绝的示踪剂对四个小区域的银河系隆起的高度可变的变红。对LMC中观察到的最红区域进行类似的测试。在Cardelli，Clayton and Mathis（1989，CCM 89）和Fitzpatrick（1999，F99）的消光曲线近似下，我们发现在银河系球核的色星等图（CMD）中，红团星位置的斜率明显小于符合标准消光定律（RV =3.1）的红化线的斜率。CCM 89近似的差异要大得多，另一方面，这表明LMC中控制场的斜率相同，与F99近似相反。我们讨论了可能导致所观察到的差异的系统性影响。朝向银河系凸起的异常灭绝似乎是最自然的解释。我们的数据表明，总吸收与选择性吸收的比值R_VI，一般在银河系隆起处比对应于标准消光曲线的值（R_V=3.1）小得多。然而，R_VI从一个视线变化到另一个。我们的结果解释了为什么Baade窗中的红团星和天琴座RR星在R_VI标准值下比当地星族的红。
2003-03-03 astro-ph
Silicon nanoparticles and interstellar extinction
为了检验最近提出的假设，即硅纳米颗粒是星际介质中扩展红光发射（ERE）的来源，我们进行了详细的模拟，在硅纳米颗粒的存在下，平均银河系消光。为了这个目标，我们使用了适当的光学常数的纳米硅，本质上不同于那些体硅由于量子限制。发现硅纳米颗粒、裸露的石墨颗粒、硅酸盐核-有机耐火覆盖物颗粒和三层硅酸盐-水冰-有机耐火颗粒的粉尘混合物在解释消光方面效果良好，此外，导致硅纳米颗粒吸收的UV/可见光光子的可接受分数：0.071-0.081。由于这些分数几乎不同意所需的激发观察到的ERE的紫外/可见光的光子的分数，我们得出结论，由硅纳米粒子的光致发光的固有的光子转换效率必须接近100%，如果它们是源的ERE。
1998-11-22 astro-ph
Comparison of two different extinction laws with Hipparcos observations
在银道面上的星际吸收从一个方向到另一个方向变化很大。本文利用一个新的疏散星团样本的色余和距离来研究星际消光的空间分布。用逆方法（Tarantola & Valette，1982）在$|b| < 10^{o}$下面的银道面上构造消光图。将$A_{v} (r,l) $图与从单个恒星得到的图进行了比较（Arenou et al. 1992，Neckel & Kampton 1980）。给出了星际消光系数随银河经度和太阳邻域距离变化的解析表达式。在四维空间（$V$，$B-V$，$H_v$，$r$）中，将模型预测结果与依巴谷观测值进行比较，结果表明我们的灭绝模型能更好地拟合数据。然而，一个新的和更详细的灭绝模型仍然缺乏。
1998-05-04 astro-ph
Interstellar extinction in the open clusters towards galactic longitude around 130 degrees
本文利用色余图和双色图对位于$l \sim 130^o$周围的年轻疏散星团中的团内红化物质进行了详细的研究。该研究支持$λ\geq λ_J$的消光曲线的普遍性，而对于较短的波长，曲线取决于$R_{cluster}$的值（总选择性吸收在集群区域）。发现NGC 654、NGC 869和NGC 884的$R_{cluster}$值是正常的，而星系团区域NGC 1502和IC 1805的$R_{cluster}$值则显示了这些区域的异常红化规律。另外还发现，在NGC 663的情况下，$U$带的消光过程似乎效率较低，而在NGC 869的情况下，该过程是更有效的。
2002-10-31 astro-ph
Interstellar extinction towards open clusters and galactic structure
我们以疏散星团为基础研究了银道面附近星际物质的分布，并回顾了消光与星团不同物理参数的关系，以了解星系结构。从对疏散星团的消光可以看出，大约90%的吸收物质位于银道面的-5 <b <5度范围内。根据半宽值β确定的吸收材料的平均厚度估计为约125 +/-21 pc。结果表明，星际吸收随银经呈正弦曲线变化，最大和最小吸收分别出现在1~48 +/-4度和1~228 +/-4度。结果表明，红化物质所定义的银道面相对于正规银道面的倾角为0.6 ± 0.4 °，在1~54 ± 6 °范围内倾角最大。红化分析已被用于约束太阳偏移，发现太阳偏移在红化平面上方约22.8 +/-3.3 pc。我们得到了疏散星团分布的标度高度为53 +/-5 pc，而红化物质分布的标度高度为186 +/-25 pc。
2005-07-04 astro-ph
On the extinction towards Baade's Window
本文分析了Baade窗（l= 1.0，b =-3.9）（V，V-I）色星等图中沿视线分布的恒星所形成的序列的形态。消光是由于吸收层的有效厚度约为100 pc。在吸收层内部，随着距离线性增加消光直到最大值，这是沿着视线存在的实际消光的一阶良好近似。我们发现，光盘序列的形态给出了一个很好的指示附近的灭绝沿视线。隆起/棒红色水平分支的形态可能是由于差异变红和水平分支恒星之间显著的金属丰度分布的组合。这与所采用的灭绝法类型无关。在巴德窗口中，全球范围内泊松灭绝和斑块灭绝之间没有很大的区别，除了后者序列形态中的子结构。
1996-07-18 astro-ph
A Reanalysis of theUltraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud
我们已经重新分析了大麦云云（LMC）的紫外线（UV）消光使用的数据从IUE最终存档。我们的新分析利用了IUE NEWSIPS减少的改进的信号-噪声比，排除红化非常低的恒星，仔细选择匹配良好的比较恒星，并分析了银河系前景尘埃的影响。与以前的研究相比，30 Dor区域和LMC其余部分的平均消光曲线之间的差异减小了。我们发现有一组恒星的2175角很弱。位于或靠近超巨星壳LMC 2所占据的区域的隆起，位于30 Dor的东南侧。LMC 2内外的平均消光曲线在2175 Ang有非常显著的差异。但它们的远紫外线吸收率相似。虽然目前还不清楚LMC 2区域以外的灭绝是否可以用Cardelli，Clayton和Mathis（CCM）的关系拟合，但LMC 2附近的视线由于其弱的2175 Ang而不能用CCM拟合。疙瘩了虽然在LMC中看到的消光特性在银河系中看到的特性范围内，但在银河系中看到的UV消光特性与环境的相关性似乎并不存在于LMC中。
1998-11-03 astro-ph
On Buckyonions as an Interstellar Grain Component
2175埃星际灭绝特征的载体自40多年前首次发现以来一直未被识别。近年来，基于巴基洋葱的电子跃迁光谱与2175埃星际特征之间的密切相似性，碳巴基洋葱被提议作为这一特征的载体。我们研究这一假设的星际灭绝巴基洋葱作为尘埃成分建模。研究发现，含有巴基洋葱（除了无定形硅酸盐，多环芳烃分子，石墨）的尘埃模型可以密切再现所观察到的星际消光曲线。为了进一步验证这一假设，我们呼吁氢化buckyonion的红外振动光谱的实验测量和/或理论计算。通过比较预测的星际辐射振动激发的巴基洋葱的红外发射光谱与观测到的漫射星际介质的发射光谱，我们将能够推导出（或上限）星际巴基洋葱的丰度。
2008-08-29 astro-ph
Dust and Extinction Curves in Galaxies with z>0: The Interstellar Medium of Gravitational Lens Galaxies
在0 < z_l < 1的范围内，我们测定了23个引力透镜星系的37个微分折射率. 23个系统中只有7个具有与无差异消光一致的光谱差异。光学选择（无线电选择）子样本的中位微分消光为E（B-V）=0.04（0.06）ma。消光呈斑块状，与碰撞参量无关。最蓝影像的总消光中值为E（B-V）=0.08等，尽管总消光分布主要受类星体固有颜色的不确定性所控制。直接测量的消光分布与通过比较类星体和射电透镜调查的统计数据估计的平均消光一致，从而证实了在使用透镜类星体的统计数据估计宇宙学模型时需要消光校正。一个不相交的子样本的两个面对，无线电选择的螺旋透镜显示出高的微分和总消光，但标准的尘埃与气体的比例结合观察到的分子气体柱密度高估了消光量的2-5倍。对于几个系统，我们可以估计消光定律，范围从z_l=0.96椭圆的R_V=1.5+/-0.2到z_l=0.68螺旋的R_V=7.2+/-0.1。对于我们可以构建非参数消光曲线的四个射电透镜，我们在IR-UV波长范围内没有发现灰色尘埃的证据。尘埃可以用来估计透镜红移与合理的精度，虽然我们有时会发现两个简并红移的解决方案。
1999-01-05 astro-ph
Simulation of the Formation and Morphology of Ice Mantles on Interstellar Grains
虽然我们对星际尘埃颗粒表面的化学反应知之甚少，但它对星际介质中分子的生长有着深远的影响。一组重要的表面反应在寒冷而致密的地区产生了许多单层的冰幔。单分子层主要由水冰组成，但也含有CO、CO_{2}，偶尔也含有甲醇和少量组分。本文计算了不同星际云物理条件下水冰主导地幔的产生率，并首次给出了星际冰的形态图像。为此目的，连续时间随机游走蒙特卡罗模拟技术已被使用。视消光、密度、气体和颗粒温度是变化的。结果表明，我们的随机方法可以重现的重要观察，冰地幔只生长在密集的地区。
2007-07-18 astro-ph
Dust in the Small Magellanic Cloud: Interstellar Polarization and Extinction
为了阐明SMC中的尘埃特性，我们首次测量了红化恒星样本光谱光学区域中五种颜色的线性偏振。对于其中两颗恒星，没有现有的紫外分光光度测量，但我们测量了相对较大的偏振，我们也从国际紫外探测器（IUE）获得了数据，以研究消光。主要结果如下：（1）SMC的最大偏振波长$λ_{max}$通常小于银河系;（2）然而，显示UV消光隆起的AZV 456具有银河系典型的$λ_{max}$，其偏振曲线较窄，与银河系相比，它的碰撞转移到更短的波长，它的紫外消光不符合银河系的分析插值曲线（3）“典型的”单调SMC消光曲线可以与无定形碳和硅酸盐颗粒最佳拟合;（4）对AZV 456的消光只能通过假设气体-粉尘比大于观察到的N（HI）/A（V）值来解释，其中有少量石墨形式的可用碳;（5）从消光和偏振数据的分析以及我们的模型拟合来看，SMC的颗粒通常比银河系中的颗粒小。
1997-04-10 astro-ph
Reddening law and interstellar dust properties along Magellanic sight-lines
研究表明，SMC、LMC和银河系的消光曲线服从相同的消光规律，即只依赖于2200 A凸点的大小和一个参数，并推广了Cardelli、Clayton和Mathis（1989）的关系。这表明，所有三个星系的灭绝是相同的性质。在所有的可见光/紫外线波长范围内，特别重要的SMC，但也存在于LMC和银河系中的线性红化法律的作用，也突出和讨论。
2007-09-06 astro-ph
A New Feature in the Interstellar Extinction Curve at 2700 A: Diamonds in the Rough?
空间望远镜成像光谱仪（STIS）和国际紫外线探测器（IUE）的档案数据被用来搜索紫外线星际消光曲线的结构。在1250和3200 A之间，除了众所周知的2175 A凸点之外，在2700 A处只有一个相当小的（10%）吸收特征。该特性非常广泛（>400 A）。它的位置和形状与实验室测量的陨石中发现的太阳前金刚石颗粒非常吻合。由于这一特征出现在新的STIS和IUE档案数据中，因此不太可能是一种工具效应。这一特征在ISM中似乎是普遍存在的，因为它是沿着视线看到的各种云的红色范围内的E（B-V）= 0.35至1.73马格。如果这一特征是由星际钻石造成的，那么它们所需要的每克/厘米^2的吸收强度要比实验室中测量的太阳前陨石钻石大一个数量级。
2002-05-13 astro-ph
Photometric investigation of the MBM 12 molecular cloud area in Aries. II. Cloud distance
利用维尔纽斯七色系统中152颗恒星的光电星等和色指数研究了白羊座分子云MBM 12区域的星际消光，该区域与L1454和L1457尘埃云重合。确定了恒星的光谱类型、绝对星等、色超、星际距离和恒星距离。星际消光Av与距离的关系图显示，尘埃云位于距离325 pc处，距离银河平面180 pc，其真实直径约为11 pc。在该地区的星际消光定律被发现是正常的，典型的弥漫尘埃。发现了10颗奇特或未解决的双星和一些严重变红的恒星。
2002-09-21 astro-ph
The Interstellar Medium of Lens Galaxies
我们利用CASTLES引力透镜巡天的观测资料，用$0 < z_l < 1$研究了23个透镜星系的消光现象。透镜图像之间的中值差消光为$ΔE(\bv) = 0.05$ mag，直接测量的消光与解释射电和（光学）类星体透镜调查统计数据之间差异所需的量一致。我们还测量了本地宇宙外的第一消光定律，包括在$z_l=0.68$的分子云的$R_V=7.2$曲线和在红移$z_l=0.96$椭圆星系的尘埃的$R_V=1.5$曲线。
1999-10-04 astro-ph
The highly obscured region around PKS1343-601 - I. Galactic interstellar extinctions using DENIS galaxy colours
高度模糊的射电亮星系PKS 1343 -601（l=309.7，b=+1.8）被怀疑是大吸引子区域一个迄今未知的星团的中心。因此，它为近红外（NIR）搜索星系和深入研究其颜色作为消光函数提供了理想的区域。在近红外DENIS巡天（IJK）的图像上，以这个射电星系为中心的约30平方度区域的视觉搜索显示了83个星系（包括两个AGN）和39个可能的候选者。其中49个也被列入2 MASS扩展源目录2 MASX。以IRAS/DIRBE消光值（Schlegel et al.1998）的表面值为基础，光学吸收（A_B）的范围从银道面的~ 2 m到100 m以上。比较检测与其他系统的调查，我们的结论是，这种搜索是高度完整的探测极限的DENIS调查，当然超过任何自动星系发现算法适用于拥挤的地区。7”口径的近红外星系颜色被用作测量银河系总消光的探测器。与IRAS/DIRBE银河系红化图的比较表明，IRAS/DIRBE值导致在如此低的银河系纬度的真实消光略有高估;从星系颜色推断的消光对应于约87%的IRAS/DIRBE消光。虽然这一测定仍显示出一定的分散性，但它证明了近红外测量在2 m < A_B <12 m消光范围内用于校准IRAS/DIRBE图的有用性。
2006-07-06 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
Interstellar Extinction and Long-Period Variables in the Galactic Center
我们使用银河中心（GC）点源的斯皮策IRAC星表（Ramirez et al. 2008），并将其与新的等时线（Marigo et al. 2008）相结合，以红巨星和渐近巨星分支（AGB）恒星的测光为基础推导出修正。这张新的灭绝图延伸到比以前更高的Av值。我们新的GC区域灭绝图覆盖2.0 x 1.4度（280 x 200 pc，距离8 kpc）。我们将其应用于对Glass等人（2001）在GC附近发现的LPV进行去红化。我们制作了周期-震级图，并将其与其他不同金属丰度地区的周期-震级图进行了比较。在3.6、4.5、5.8和8.0微米处的IRAC滤波器波段中，Glass-LPV遵循定义良好的周期-光度关系（PL）。周期-光度关系与大麦云云的周期-光度关系相似，表明IRAC带的PL关系具有普遍性。我们使用ISOGAL数据来推导质量损失率，并发现玻璃-LPV样品的质量损失和脉动周期之间的一些相关性，如理论上预期的那样。GC具有过量的高光度和长周期LPV相比，隆起，这支持了以前的建议，它包含一个年轻的恒星星族。
2008-11-18 astro-ph
The ISOGAL field FC--01863+00035: Mid-IR interstellar extinction and stellar populations
在7 $μ$ m和15{ \rm $μ$ m}处通过ISOCAM成像进行ISOGAL测量期间，观察到以$l$ =--18.63 \degr为中心的0.35 \degr $\times$ 0.29 \degr场，$b$ =0.35 \degr。探测到648个物体，并测量了它们的亮度。通过结合近红外J和K $_{\rm S}$波段的DENIS数据，可以通过${\rm A_{K_{\rm S}}-A_7= 0.35 (A_J-A_{K_{\rm S}})}$推导出7{ \rm $μ$ m}处的消光系数，从van de Hulst-Glass（Glass 1999）的近红外消光值中得出A $_{7}$ /A $_{\it V}$ $\sim$ 0.03。沿着视线方向的消光结构可以从被识别为RGB或早期AGB星的ISOGAL源的J--K $_{\rm S}$或K $_{\rm S}$ --[7]的值中确定。A $_{\it V}$的分布范围从0到$\sim$ 45，它反映了旋臂中消光的浓度。根据它们在色星等图中的位置和与IRAS和MSX源的一些交叉识别，与Baade窗口中的低消光场的情况进行比较，讨论了物体的性质。大多数天体要么是中等质量损失率的AGB星，要么是明亮的RGB星。其中一些可能是具有高质量损失率的AGB星。此外，还有一些年轻的恒星天体（YSO）。
2003-02-20 astro-ph
The Wavelength Dependence of Interstellar Extinction from 1.25 to 8.0 microns Using GLIMPSE Data
我们在银河平面上，沿l~42和l~284两条视线，在1.25 μ m <λ <8.0 μ m的范围内，测定了星际消光系数与波长的关系A（λ）/A（K），并制成表格。第一个是一个相对静止和不起眼的区域;第二个包含巨大的HII区域RCW 49以及一个与星团和星云无关的“场”区域。这些银河系天体附近的区域由2 MASS在J、H和K波段成像，由斯皮策在3- 8微米成像，用于GLIMPSE遗产计划。我们直接从观测到的恒星的颜色分布中测量了色余比（A（λ）-A（K））/（A（J）-A（K））的平均值。需要两个滤波器之间的消光比，例如A（J）/A（K），以从这些测量的比率计算A（lambda）/A（K）。我们使用沿着我们两条视线的巨星的视JHK星等，并将红化作为星等（距离）的函数来确定A（J）/kpc，A（K）/kpc和A（J）/A（K）。我们的A（λ）/A（K）值显示出在3- 8 μ m波长范围内的平坦化，大致与Lutz 1996年对银河系中心视线的消光测量一致。
2004-10-28 astro-ph
Extinction Curves, Distances, and Clumpiness of Diffuse Interstellar Dust Clouds
我们在UBVRI中展示了以弥漫的星际尘埃云（通常称为"卷云"，光学厚度A_V小于1）为中心的4个大区域（> 1度^[2]）中的几千颗银河系场恒星的CCD测光。我们研究这些恒星的目标是调查卷云的特性。比较云上和云外区域之间观测到的恒星表面密度，作为五个波段中每个波段的视星等的函数，有效地测量了每个云的消光。对于两个卷云，这种方法被用来推导基于UBVRI星计数的消光曲线，和U-波段计数被用来放置云的距离上的约束。分析恒星的颜色分布及其在（U-B，B-V）和（B-V，V-I）色-色空间中的位置，以确定卷云引起的选择性消光（变红）量。由四个云的恒星颜色直方图偏移量导出的颜色过量A_V_A_V，与标准红化定律（R_V = 3.1）相比，更适合于向短波长急剧上升的红化定律[R_V == A_V/E（B-V）<= 2]。这可能表明，在弥漫卷云中，相对于较大的尘埃颗粒，小尘埃颗粒的丰度高于平均水平。计数为基础的有效消光曲线的形状和不同的估计的尘埃光学深度（消光光学深度来自背景恒星计数/颜色;发射光学深度来自远红外测量）的比较，被用来衡量在云的结块程度。本文探讨的一套技术可以很容易地适应斯隆数字巡天数据集，以进行系统的，大规模的卷云研究。
1999-01-29 astro-ph
The Polarizing Power of the Interstellar Medium in Taurus
我们提出了一个研究的偏振功率的尘埃在寒冷的密集地区（乌云）相比，尘埃在一般的星际介质（ISM）。我们的研究使用了36颗恒星的新的偏振、光学和光谱分类数据，仔细研究了金牛座暗云复合体中偏振百分比（p）和消光（A_V）之间的关系。在我们的p-A_V研究中，我们发现两种趋势：（1）在温暖的ISM背景下，恒星的p随A_V的增加而增加;（2）在冷的暗云背景下，恒星的偏振百分比并不随消光而增加。我们探测到p-A_V关系在消光1.3 +/- 0.2等处出现了一个中断，我们预计这对应于一组条件，其中与金牛座乌云相关的尘埃的偏振功率急剧下降。这一断点对旋光法在星际磁场研究中的应用提出了重要的限制。
1998-03-17 astro-ph
Modelling the Interstellar Medium of Low Surface Brightness Galaxies: Constraining Internal Extinction, Disk Color Gradients, and Intrinsic Rotation Curve Shapes
我们使用三维蒙特卡罗辐射转移技术和多波长（BRHK，H α）成像数据相结合，调查的星际介质（ISM）的性质在边缘上，低表面亮度（LSB）星系UGC 7321。使用现实的模型，将多重散射效应和聚集的恒星和星际物质，我们探索的星际物质（气体+尘埃）的分布和不透明度，其对观测到的恒星盘光度分布，颜色梯度和旋转曲线形状的影响。我们发现UGC 7321在其ISM中含有一个很小但不可忽略的尘埃成分，产生了从盘边缘到盘中心的B波段光学厚度τ_e，B~4.0。在UGC 7321最内层区域的星际物质中，有相当大的一部分（约50+/-10%）似乎包含在一种星云介质中，这表明LSB星系可以支持一种适度的多相ISM结构。尽管存在明确的尘埃，我们得出结论，在UGC 7321和其他类似的LSB螺旋星系中观察到的大径向光学颜色梯度不能占尘埃，必须主要来自显着的恒星星族和/或金属丰度梯度。我们表明，现实的光学深度效应将有很小的影响所观察到的边缘盘星系的旋转曲线，并不能解释线性，缓慢上升的旋转曲线中看到的一些边缘LSB螺旋。投影效应在恢复星系在倾角i>85度时的真实旋转曲线形状时产生了更大的不确定性。
2000-10-02 astro-ph
Magellanic-Cloud-Type Interstellar Dust Along Low Density Sightlines in the Galaxy
我们已经研究了沿30银河视线的紫外线消光特性，使用的数据来自国际紫外线探测器（IUE）档案，以前从未检查过。这些遥远的（d > 1 kpc）视线被选择来研究位于银河系盘和晕的低密度区域的气体的分布和物理条件。沿着这些视线的平均密度非常低。这可能是由暖云间介质主导的，冷云介质的贡献很小。我们发现，这些视线的一个子样本的消光曲线与弱颠簸和非常陡峭的远紫外消光让人想起麦哲伦云。这些视线都位于由325 < l < 0和-5 > b >-11界定的区域中。沿着这些视线的气体显示出禁止的速度，这可能表明尘埃已经受到冲击。这种类型的低密度视线可能模仿麦哲伦星云中的环境。大值的N（钙II）/N（钠I）表明低消耗与陡峭的远紫外消光。一个可能的相关性之间存在着碰撞强度降低和增加远紫外线陡峭的消光曲线在银河系和麦哲伦云。
2000-03-20 astro-ph
Pixie Dust: The Silicate Features in the Diffuse Interstellar Medium
我们已经分析了9.7和"18“微米星际硅酸盐吸收功能沿视线向四个严重的银河系WC型沃尔夫-拉叶星（WR）。我们构建了两个星际消光曲线从1.25到25微米使用近红外消光测量从文献中随着WR 98 a（代表本地ISM）和GCS 3（代表银河系中心）的硅酸盐配置文件。我们研究了星际硅酸盐的矿物学，通过比较橄榄石和辉石化学计量学的无定形硅酸盐的消光剖面与WR 98 a光谱中的9.7和"18“微米吸收特征。在这个分析中，我们考虑了固体和多孔球体以及椭球体的连续分布。虽然不可能同时为两种配置文件提供完美匹配，但我们发现最佳匹配需要这两种类型化合物的混合物。我们还认为氧化铁，铝硅酸盐和碳化硅（SiC）的颗粒成分。铁氧化物不能容纳在观察到的光谱中，而SiC中的Si的量被限制为<4%。最后，我们讨论了宇宙元素丰度对硅酸盐矿物学，颗粒形状和孔隙度的限制。
2005-10-05 astro-ph
Can CCM law properly represent all extinction curves?
我们提出了一个大的样本的视线与消光曲线覆盖从近红外（NIR）到紫外线（UV）的波长范围内的分析。基于Cardelli，Clayton和Mathis（1989，CCM）定律，我们推导了总消光比和选择性消光比，该定律通常用于拟合漫射和致密星际介质的消光数据。我们的结论是，CCM法律是能够拟合在我们的样品中的大多数消光曲线。根据CCM公式不能再现的光学/IR或/和UV波长区域和具有不同R_V值的CCM定律最适合的光学/NIR和UV消光数据，我们将具有特殊消光的剩余视线分为两组。对这两种特殊情况的研究可以帮助我们了解影响星际介质中尘埃的物理过程，例如，在颗粒表面形成覆盖层，蒸发，生长或破碎。
2005-02-23 astro-ph
An Analysis of the Shapes of Ultraviolet Extinction Curves. IV. Extinction without Standards
我们提出了一种新的方法来推导紫外-红外消光曲线，基于使用恒星大气模型来提供固有的估计（即，未红化的恒星光谱能量分布（SED），而不是未红化（或轻微红化）的标准恒星。我们表明，这种“无标准的解释”技术大大提高了导出的消光曲线的准确性，并允许现实的估计的不确定性。该技术的另一个好处是，它同时确定了变红恒星本身的基本性质，使该过程对恒星和星际研究都很有价值。我们展示了无标准消光曲线如何使以下几个方面成为可能：1）以前所未有的精度研究局部空间区域内消光的均匀性; 2）确定曲线形态不同方面之间的关系; 3）从低颜色过量视线产生高质量的消光曲线;（4）导出B型中晚期恒星的可靠消光曲线，从而扩大空间覆盖范围，使研究疏散星团和以这类恒星为主的星协中的消光成为可能。将这种技术应用于现有的紫外-红外SEDs数据库和未来的观测，将对星际颗粒的性质和修改它们的过程提供有价值的限制，并将提高我们从天文能量分布中消除消光的多波长效应的能力。
2005-06-17 astro-ph
Extinction due to amorphous carbon grains in red quasars from the SDSS
根据Richards等人（2003）的SDSS巡天所得的蓝、红复合类星体光谱，我们构造了一条类星体消光曲线。这条消光曲线没有显示出任何星际介质2200埃特征的痕迹，这表明类星体核附近可能不存在石墨颗粒。消光最好用AC无定形碳颗粒来模拟，假设颗粒尺寸的标准分布（p=3.5），但最小颗粒尺寸（a_{min} = 0.016微米）和最大颗粒尺寸（a_{min} = 0.12微米）略大于星际介质的相应规范值。因此，尘埃的成分与AGB星的尘埃相似。由于石墨颗粒是由暴露在强紫外线照射下的无定形碳形成的，因此结果表明，尘埃要么是在离活性核很远的地方形成的，要么是在风中形成的，风离开核的速度足够快，以避免结晶成石墨。
2004-01-09 astro-ph
Les incompatibilites entre la theorie standard de l'extinction interstellaire et l'observation
对消光曲线的标准解释与某些观测结果不一致。我们从变红的恒星接收到的光一定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，所有的星际尘埃模型都必须受到质疑。第二个结论是，星际颗粒的平均性质可能比以前认为的要均匀得多。--星际物质消光过程的解释标准与某些观测结果并不一致。由于漫射光在三个弱的漫射角上连续，因此可以解释为红色发光体。精确的消光过程是一个紫外线照射下的直线。塞拉对所有的模特都使用了一个小时的时间提出了疑问。这并不意味着一个空间区域的谷物特性与其他区域的谷物特性之间存在差异。
2002-05-17 astro-ph
The interstellar oxygen-K absorption edge as observed by XMM-Newton
XMM卫星上的反射光栅光谱仪（RGS）的高分辨率X射线光谱被用来解决氧K吸收边。通过结合低消光源和高消光源的光谱，可以将观测到的吸收边分裂为真星际消光（ISM）和仪器吸收。详细的ISM边缘结构密切遵循的边缘结构的中性氧理论R-矩阵计算得出。然而，理论边缘的位置需要波长偏移。此外，还给出了详细的仪器RGS吸收边结构。所有的结果进行了验证，比较钱德拉LETG-HRC观测的一个子集。
2003-04-15 astro-ph
Low R_v from circumstellar dust around supernovae
用蒙特卡罗模拟研究了星周尘埃包围下超新星的有效消光规律。在银河系（MW）或大麦云云（LMC）中，具有星际尘埃光散射特性的颗粒，但围绕着爆炸地点，会导致光的半漫射传播到尘埃壳的边缘。光子的多次散射主要衰减具有较短波长的光子，因此与星际介质中的单次散射的情况相比，有效消光定律变陡。我们的模拟产生的总选择性消光比$R_V\sim 1.5-2.5$的典型值，在最近的研究中看到的Ia型超新星的颜色，进一步加强对近紫外线的差异消光。
2008-09-11 astro-ph
The Role of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Ultraviolet Extinction. I. Probing small molecular PAHs
我们已经获得了新的STIS/HST光谱，以搜索在紫外星际消光曲线的结构，特别强调多环芳烃（PAHs）产生的吸收功能的搜索。这些分子在星际介质中的存在已经被假定来解释在众多源的3-13 $μ$ m光谱中看到的红外发射特征。紫外光谱是唯一能够识别特定的PAH分子。我们得到了高S/N的紫外光谱的恒星显着更红比以前的研究中观察到的。这些数据限制了小的（30-50个碳原子）多环芳烃在紫外线消光中的作用，并呼吁进一步观察以探索更大的多环芳烃的作用。多环芳烃之所以重要，是因为它们普遍存在，而且从红外数据推断其丰度很高，还因为它们可能将星际介质的分子和尘埃相联系起来。由于多环芳烃的紫外线吸收带的存在或不存在可能是这一假设的一个明确的测试。我们应该能够检测到20 μ m宽的特征，低至$\sim$ 0.02 A $_V$的3 $σ$极限。除了众所周知的2175 μ m凸起外，没有看到这样的吸收特征。
2003-04-01 astro-ph
