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
The Magellanic Clouds Photometric Survey: The Large Magellanic Cloud Stellar Catalog and Extinction Map
我们提出我们的目录U，B，V，和I恒星测光的中央64平方米。°的大麦云云的面积。内部和外部的天体测量和光度测试，使用现有的光学测光（U，B，V从梅西的明亮的恒星目录和我从近红外巡天DENIS）被用来确认我们的观测不确定性估计。我们适合恒星大气模型的光学数据检查的一致性测光个别恒星的通带和估计的视线消光。最后，我们使用估计的视线距离来产生横跨大麦云云的消光图，确认消光的变化作为恒星星族的函数，并产生一个简单的几何模型作为恒星星族的函数的消光。
2004-06-30 astro-ph
Evidence for Circumburst Extinction of Gamma-Ray Bursts with Dark Optical Afterglows and Evidence for a Molecular Cloud Origin of Gamma-Ray Bursts
首先，我们表明，伽马射线暴与黑暗的光学余辉（DOA）不能解释的失败，以足够快的图像足够深，并认为环暴消光是最有可能的解决方案。如果是这样，许多DOA将在HETE-2和Swift时代通过快速跟进和NIR搜索而“复活”。接下来，我们考虑尘埃升华和碎裂的影响，并表明DOA发生在大小R > 10 L_{49} ^{1/2} pc和质量M > 3 × 10^5 L_{49} M_{sun}的云中，其中L是闪光的光度。对稳定性的考虑表明，这种云不可能是弥散的，而必须是分子的。因此，我们计算预期的柱密度分布的爆发发生在银河系的分子云，并表明柱密度测量的余辉，波达方向和其他X射线光谱，满足这一期望的源帧。
2002-02-26 astro-ph
High column densities and low extinctions of gamma-ray bursts: Evidence for hypernovae and dust destruction
我们分析了一个完整的伽马射线暴余辉样本，并发现了X射线证据，证明它们周围的气体柱密度很高。柱密度在1 e +22- 1 e +23/cm ~ 2之间，正好是银河系巨分子云的平均柱密度。我们还估计云的大小为10-30 pc，这意味着质量大于1 e +5太阳质量。这有力地表明，伽马射线暴位于恒星形成区域，因此反对中子星合并和大质量恒星的坍缩作为其来源。然而，光学折射率比高柱密度所预期的小10-100倍。这证实了理论上的发现，即来自伽马射线暴的早期硬辐射及其余辉可以摧毁其环境中的尘埃，从而为分子云的余辉光开辟出一条路径。由于自发的低消光和恒星形成区域的位置，我们期望伽马射线暴提供一个相对公正的高红移恒星形成的样本。因此，它们可能有助于解决高红移恒星形成的典型环境。
2000-09-22 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
Dust Depletion and Extinction in a Gamma-Ray Burst Afterglow
首次对伽马射线暴（GRB）余辉的环暴介质中的尘埃性质提出了严格的限制。这是基于GRB 020813（z=1.255）的光谱，在爆发后4.65小时用Keck I LRIS获得。从光谱中的吸收线，我们得到非常高的柱密度为六个重元素具有不同的耐火性能。相对丰度类似于银河系中的尘埃贫化模式，由此我们推断在95%置信水平下，目视消光为A_V=0.4和A_V>0.3。然而，金属和尘埃的高柱与观测到的紫外连续光谱形成对比，该光谱非常接近F_nu \propto nu^{-0.9}的幂律形式，没有弯曲的迹象，也没有2200埃的消光特征，表明红化程度较低。银河系或麦哲伦云的红化只可能出现在很低的视亮度（分别为A_V<0.08或A_V<0.2，置信度为95%），这与由亏损分析推断的A_V值不一致。如果我们假设伽玛暴的本征谱和消光定律为F_lambda^i = F_V（5500/lambda）^alpha和A_lambda= A_V（5500/lambda）^gamma，我们得到（当A_V=0.4时）来自连续谱的约束：gamma<0.85和alpha<1.72。
2004-09-01 astro-ph
GRB051022: physical parameters and extinction of a prototype dark burst
GRB 051022在早期的光学观测中没有被探测到，但来自无线电和X射线的精确天体测量表明，它很可能起源于z~0.8的星系。我们报告的无线电，光学，近红外和X射线观测GRB 051022。使用现有的X射线和无线电数据，我们的余辉模型和计算的余辉的能量，发现它是一个数量级低于即时发射。宽带建模还使我们能够精确地定义各种其他物理参数和最小所需的消光量，以解释光学余辉的缺乏。我们的观测结果表明，在主星系的静止框架中，红外（J）至少有2.3个星等，光学（U）至少有5.4个星等。如此高的折射率对于伽玛暴来说是不寻常的，并且可能表明我们对爆发的视线穿过宿主中的尘埃区域的几何形状，该尘埃区域与爆发本身并不直接位于同一位置。
2007-07-02 astro-ph
The Magellanic Clouds Photometric Survey: The Small Magellanic Cloud Stellar Catalog and Extinction Map
我们提出我们的U，B，V和I恒星测光的中央18平方米的目录。小麦哲伦星云的一部分。我们结合我们的数据与2 MASS和DENIS目录提供，当可用时，通过K_S的恒星数据的U。利用现有的光学光度学（来自梅西亮星表的U、B和V;来自OGLE微透镜数据库的B、V和I以及来自近红外巡天DENIS的I）进行内部和外部天体测量和光度学测试，以确定观测不确定度和识别系统误差。我们适合恒星大气模型的光学数据检查的一致性测光个别恒星的通带和估计的视线消光。最后，我们使用估计的视线距离来制作一张小麦哲伦星云的消光图，并研究消光的性质与恒星星族的关系。
2001-10-30 astro-ph
Gamma-ray Burst host galaxy gas and dust
我们报告的研究结果，以获得限制的吸收柱病房的初始样品的10个长伽马射线暴观察BeppoSAX，使用一种新的方法来SED拟合近红外，光学和X射线余辉数据，在计数空间，包括金属丰度的影响。当测试MW，LMC和SMC消光定律时，我们发现SMC类消光在大多数情况下提供了最佳拟合。对于这些源中的任何一个，类似MW的提取曲线都不是优选的，主要是因为2175A的隆起，原则上在所有这些余辉中都可以检测到，但在数据中不存在。我们排除了SMC样的气体尘埃比或更低的值为这里分析的主机（假设SMC金属丰度和消光定律），而其余的样品有太大的误差来区分。我们提供了一个准确的估计的视线消光，改善了不确定性的消光测量在以前的研究中，这个样本。
2007-01-02 astro-ph
On the role of extinction in failed gamma-ray burst optical/IR afterglows
虽然除了一个在X射线波段观测到的伽马射线暴外，所有的伽玛射线暴都显示出X射线余辉，但大约60%的伽玛射线暴在光学波段没有被探测到。我们证明，在许多情况下，这不是由于不利的观测条件，或延迟执行的意见。我们还表明，光学未检测到的余辉不受特别大的银河系吸收柱，因为它的分布是相似的检测和未检测到的爆发子类。然后，我们调查的假设，检测光学余辉的失败是由于在源位置的吸收。我们发现，这是一个勉强可行的解释，但只有当X射线爆发和余辉发射和可能的光学/紫外闪光不破坏负责吸收的光学波段的灰尘。如果尘埃被有效地摧毁，我们可以得出结论，没有检测到光学余辉的爆发本质上是不同的。及时的红外观测是解决这一问题的关键。
2001-10-24 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster NGC 4833 and Extinction Near the Galactic Plane
本文介绍了银河系球状星团NGC 4833的CCD测光。我们的BVI彩色星等图（CMD）从红巨星分支（RGB）顶端上方延伸到主序星关闭点下方的几个星等。星系团的主序显示出差异红化效应。我们已经创建了一个局部灭绝图，与该地区的IRAS和COBE/DIRBE尘埃图一致。我们使用我们的地图来校正每个恒星的颜色和星等，以达到星团中心的值。星团水平支（HB）主要位于不稳定带的蓝方，有13个已确认的RR型Lyonian变星和5个额外的RR型Lyonian候选变星。使用在我们的图像上测量的11个确认的天琴座RR，以及微分红化校正的测光，我们计算出V（HB）= 15.56 +/- 0.063。我们用Sarajedini（1994）的同时红化和金属度方法计算出星团E（B-V）的平均红化= 0.32 +/- 0.03，平均金属度[Fe/H] = -1.83 +/- 0.14。至于NGC 4833的年龄，我们发现了NGC 4833比M92和M5的平均年龄大2 +/- 1 Gyr的临时证据。一个更明确的结论必须等待更高的分辨率成像的集群核心的差异红化的影响最小化。
2000-09-25 astro-ph
A Quantitative Comparison of SMC, LMC, and Milky Way UV to NIR Extinction Curves
我们提出了一个详尽的，定量的比较所有已知的消光曲线在小和大麦云（SMC和LMC）与我们的银河系消光曲线的一般行为的理解。用与R_V有关的CCM关系和用于导出这种关系的消光曲线样本来描述银河系消光曲线的一般行为。SMC和LMC消光曲线的紫外部分来自存档IUE数据，除了一个新的SMC消光曲线是使用HST/STIS观测测量的。消光曲线来自新的（SMC）和文献UBVRI光度法（LMC）。近红外消光曲线的计算主要采用2 MASS光度法，辅以DENIS和新JHK光度法。对于每条消光曲线，我们给出了R_V = A（V）/E（B-V）和N（HI）值，它们探测的是与消光曲线相同的尘埃柱。我们比较了SMC和LMC消光曲线的性质与CCM关系的三种不同方式：每个曲线本身，在不同波长处的消光与R_V的行为，以及消光曲线FM拟合参数与R_V的行为。如先前所发现的，我们发现少数LMC消光曲线与CCM关系一致，但大多数LMC和所有SMC曲线不遵循CCM关系。这是第一次，我们发现CCM关系似乎形成了一个约束的所有LMC和SMC消光曲线的属性。这一结果加强了尘埃消光曲线的图片，表现出在银河系和SMC酒吧之间发现的属性的连续性。（节略）
2003-05-15 astro-ph
The Type Ia supernova 2004S, a clone of SN 2001el, and the optimal photometric bands for extinction estimation
本文介绍了正常Ia型超新星2004 S的光学（UBVRI）和近红外（YJHK）测光。给出了SN 2004 S的8个光谱和1个近红外光谱。光变曲线和光谱与SN 2001 el几乎相同。这是我们第一次看到两颗Ia型超新星的光学和红外光变曲线如此接近。在正常Ia型超新星的光变曲线的单参数族中，两个物体应该具有如此相似的光变曲线意味着它们具有相同的固有颜色并产生相似数量的Ni-56。从光变曲线形状的相似性中，我们得到了一组作为波长函数的消光系数，它允许同时解决两个物体的距离模量差，宿主星系消光系数差和R_V。由于SN 2001 el的宿主星系消光比SN 2004 S大约多一个数量级，R_V = 2.15（+0.24 -0.22）主要与SN 2001 el主星系中的尘埃有关。我们还通过蒙特卡罗模拟表明，将静止坐标系J波段测光添加到Ia型SNe的BVRI测光的补充中，将距离模量的不确定性降低了2.7倍。静止帧光学和近红外测光的组合显然比单独使用静止帧光学测光给出更准确的距离。
2006-09-10 astro-ph
Probing Cosmic Dust of the Early Universe through High-Redshift Gamma-Ray Bursts
我们探索的消光性质的尘埃在遥远的宇宙中通过高红移伽玛暴的余辉的基础上的“德鲁德”模型，与以往的研究不同，不需要事先假设的模板消光定律。我们选择了z~2.45的GRB 070802（这显示了2175年灭绝撞击的明确证据）和z~6.29的GRB 050904，这是迄今为止观测到的第二远的伽玛射线暴。我们拟合了它们的余辉光谱，以确定它们的宿主星系的灭绝。我们发现：（1）它们的消光曲线与银河系、小麦哲伦云和大麦云云（在文献中被广泛采用为消光定律的模板）的消光曲线有很大的不同;（2）2175光年的消光特征似乎也存在于GRB 050904中z~6.29处;（3）似乎没有强有力的证据表明尘埃消光依赖于红移。推断出的消光曲线是密切复制的混合物的无定形硅酸盐和石墨，这两者都是预期的超新星凝聚物，并已确定在原始陨石作为太阳前颗粒起源于超新星（这被认为是在高Z尘埃的主要来源）。
2008-11-12 astro-ph
Gamma-Ray Burst afterglows as probes of environment and blastwave physics I: absorption by host galaxy gas and dust
我们使用一种新的方法，以获得限制的吸收柱对初始样品的10个长伽马射线暴观察BeppoSAX和选择的基础上，其良好的光学和近红外覆盖，从同时适合近红外，光学和X射线余辉数据，在计数空间，包括金属的影响。在测试MW、LMC和SMC消光定律时，任何情况下都不优选MW样消光。2175A的碰撞原则上在所有这些余辉中都可以检测到，但在数据中不存在。对于这里分析的4个宿主（假设SMC金属丰度和消光定律），可以排除SMC样气尘比或更低的值，而其余样品的误差太大，无法区分。我们提供了一个更准确的估计的视线消光和改进的不确定性，为大多数消光测量在以前的研究中，这个样本。我们讨论这种方法来确定消光值与最常用的现有方法相比。
2006-12-18 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows as probes of galactic and intergalactic dust
高红移星系和星系际（IG）尘埃的数量和性质在很大程度上是未知的，但可以使用具有已知内禀光谱的高z天体的多波长测光来研究。观测到的伽马射线暴（GRB）余辉似乎支持绝热爆炸波扩展到外部介质的理论模型。在这个模型中，同步加速器峰值通量与频率无关，随着时间的推移观察时提供平坦的光谱，因此允许直接测量广泛分离的带中余辉通量的相对衰减。将这种方法应用于尘埃消光，我们表明，对于已被银河系消光校正的余辉样本，X射线与光学峰值通量的计数之间的比较可以提供对尘埃星系际成分的约束。类似的技术可以探测GRB形成区域中消光的红移依赖性，而不需要假设消光和尘埃变红之间的关系。探测红移消光的系统变化-特别是在IG和/或非红化尘埃中-对于正确解释Ia型超新星哈勃图和类似观测至关重要，并且有助于理解GRB祖先环境。
2000-05-23 astro-ph
NICMOS Observations of Extragalactic Cepheids. I. Photometry Database and a Test of the Standard Extinction Law
本文介绍了利用哈勃空间望远镜上的近红外照相机和多目标光谱仪对河外造父变星进行近红外观测的结果。这些变星位于星系IC 1613、IC 4182、M 31、M 81、M 101、NGC 925、NGC 1365、NGC 2090、NGC 3198、NGC 3621、NGC 4496 A和NGC 4536。在F160 W带通中观察所有视野;在F110 W和F205 W滤波器中获得额外图像。使用DAOPHOT II/ALLSTAR软件包进行光度测定。通过拟合H、I和V波段的周期-亮度关系，得到了自洽的距离模量和色余。我们的研究结果支持假设的标准红化法律通过的HST关键项目的河外距离尺度。一个配套文件将确定真正的距离模量，并探讨造父变星距离尺度上的金属丰度的影响。
2001-02-07 astro-ph
Host Galaxies of Gamma-ray Bursts: Spectral Energy Distributions and Internal Extinction
本文给出了用SAO RAS的6-m望远镜获得的GRB 970508、GRB 980613、GRB 980703、GRB 990123和GRB 991208主星系的BVRcIc宽带通量谱。这些主机的BVRcIc是最适合的模板星暴星系的SEDs的光谱特性，有一个显着的内部消光在这些主机星系。我们利用星暴星系的SEDs计算了GRB宿主星系的绝对星等。我们进行了人口综合模拟的连续光谱能量分布的宿主星系GRB 970508和GRB 980703使用不同的消光定律，并假设爆发和指数的恒星形成的情况。BVRcIc宽带通量谱与本地星暴星系模板和理论模板以及直接估计（使用Balmer发射线）的内部消光的比较表明，它可能是非常重要的，以考虑到在宿主星系的内部消光的影响。从GRB 991208的主星系的SED和它们的谱线的强度可以看出，这是一个在所有已知的GRB星系中具有最高的大质量恒星形成率的GRB星系。这些尘埃星系（如GRB 970508 A_V \sim 2等、GRB 980703 A_V \sim 0.6等和GRB 991208 A_V \sim 2等）的光度降低可以解释这样一个观测事实：已知距离的GRB宿主星系没有一个比光度L * 的本星系亮。
2001-04-15 astro-ph
Atmospheric Aerosol Limb Scanning Based on the Lunar Eclipses Photometry
对2004年两次月全食的地表光度观测资料进行了分析。利用月面本影内的相对亮度分布反演了太阳辐射沿切线路径扩展的气溶胶消光的垂直分布及其与地球边缘位置的关系。对不同纬度地区的对流层气溶胶层高度进行了估算。本文研究了对流层上部气溶胶附加消光与气旋的关系。
2005-10-06 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
Photometry Results for the Globular Clusters M10 and M12: Extinction Maps, Color-Magnitude Diagrams, and Variable Star Candidates
本文报道了赤道球状星团M10和M12的测光结果。这两个星团是我们的GC样本的一部分，我们正在探索光度变化的食双星的存在。在搜索M10和M12中的二进制文件时，我们发现了跨集群字段的差分红化的签名。M10的影响比M12更强。使用我们先前描述的去红化技术，我们创建的集群，显着提高外观的颜色星等图（CMD）的差分消光图。比较我们的地图与Schlegel，Finkbeiner和Davis（SFD）的尘埃发射率地图显示出良好的协议在空间消光功能。本文提出了几种在微分映射上增加E_{V-I}零点的方法，其中等时线拟合法是最成功的。我们的E_{V-I}值在广泛变化的文献值范围内。更具体地说，我们对M12的红化零点估计与SFD估计一致，而对M10的红化零点估计低于SFD值。我们在星团中搜寻变星，总共得到五颗变星：三颗在M10，两颗在M12。M10的变星包括一个大熊座W（W UMa）型的双星系统，一颗背景的天琴座RR星和一颗凤凰座SX星，它们都没有与M10有物理联系。M12的变星是两个W UMa二进制，其中一个很可能是星团的成员。我们给出了变星的分相测光光变曲线，估算了它们的距离，并给出了它们在GC视场和CMD中的位置。
2002-08-13 astro-ph
The extinction curve of the lensing galaxy of B1152+199 at z=0.44
本文介绍了用北欧光学望远镜获得的B1152+119类引力透镜候选者的UBVRIz测光结果。两个类星体分量在B、V、R、I和z'波段被分辨，证实了系统的透镜性质。在B、R、I和z'中清晰地探测到z=0.44的透镜星系，发现它的位置与被透镜星系中的尘埃严重遮蔽（相对于较亮的类星体图像）的暗淡的类星体图像几乎一致。由相对光度法得到的透镜星系消光曲线符合1.3 <RV < 2.0和E（B-V）~ 1的银河系消光定律。从一个简单的系统模型，我们预测的时间延迟~ 60天。
2000-03-07 astro-ph
Dust and Gas in the Local Environments of Gamma-Ray Bursts
利用雨燕上X射线和紫外/光学望远镜（XRT和UVOT）探测到的伽马射线暴（GRB）余辉样本，我们模拟了光谱能量分布（SED），以确定GRB局部环境中的气柱密度和尘埃消光。在七个案例中，我们发现了六个与伽马射线暴宿主星系相关的X射线吸收体，其柱密度（假设太阳丰度）范围为（0.8 - 7.7）x10^{21}cm^{-2}。利用SMC、LMC和银河系消光曲线模拟GRB宿主星系中的尘埃，我们确定了静止框架视消光A_V，其范围为A_V = 0.12 \pm 0.04 ~ A_V = 0.65^{+0.08}-0.07}。余辉SED通常通过具有SMC消光曲线的模型最佳拟合。只有一个例子是伽玛射线暴的余辉可以用银河系的消光曲线更好地模拟，它在2175埃处有一个突出的吸收特征。我们研究了在我们的样本中存在的选择效应，以及这些效应如何扭曲伽玛暴宿主星系中A_V的真实分布。我们估计，在5500埃的蓝色方向上没有发现余辉的伽玛暴，其平均静止帧视反射率几乎是在光学明亮的伽玛暴中观测到的平均静止帧视反射率的8倍。这可能有助于解释雨燕观测到的约1/3的伽玛暴没有被UVOT探测到的余辉。
2007-08-09 astro-ph
Extinction of gamma-ray burst afterglows as a diagnostic of the location of cosmic star formation
伽马射线暴（GRB）及其余辉的性质被用来研究宇宙历史中恒星形成活动的位置。这一做法的动机如下：（i）伽马射线暴被认为与大质量恒星的死亡有关，因此伽马射线暴的速率应该遵循大质量恒星的形成速率，（ii）伽马射线暴是这些短命恒星的最后演化阶段，它们不会远离它们的出生地，因此应该位于恒星形成的地方，尘埃消光对伽玛暴余辉在X射线波段和光学波段之间的差异效应可以揭示伽玛暴宿主星系中是否存在大量的气体和尘埃。根据最近的证据，我们估计宇宙中有相当一部分（约75%）的恒星形成于在静止帧远红外（IR）波长下最亮的星系中。这个值与观测结果稍微一致：60 +/- 15%的伽玛暴没有检测到光学余辉，而几乎所有的伽玛暴都有X射线余辉。如果大量伽玛暴的X射线余辉在软X射线波长（<2 keV）消失，那么这将为主要的严重遮蔽的恒星形成活动提供强有力的证据。对伽玛射线暴宿主的远红外和亚毫米研究也将验证这一想法：大约20%的宿主应该可以用SCUBA探测到。
2001-10-08 astro-ph
High-Precision Photometry of the Gamma-Ray Burst 020813: The Smoothest Afterglow Yet
我们报告的结果，我们的高信噪比VRI观测的光学余辉的伽马射线暴GRB 020813获得的Gladders和霍尔与麦哲伦6.5米望远镜3.9-4.9小时后的爆发。这些观测结果与局部的幂律曲线拟合得非常好，在某些情况下对余辉的平滑程度提供了最严格的限制：均方根偏差范围从R波段的0.005等（0.5%）到I波段的0.007等，仅略大于附近非变星的均方根散射。该散射比GRB 990510（Stanek等人）报告的最小均方根0.02 mag小几倍。这些观测结果与GRB 011211和GRB 021004的余辉形成强烈对比，后者在20分钟到数小时的时间尺度上观测到了大于10%的变化。如果伽玛暴附近的星际介质（ISM）密度波动确实引起了某些暴中观察到的颠簸和摆动，那么在某些暴附近也一定存在非常均匀的ISM区域。这个结果也限制了余辉本身的内在平滑度。
2003-10-01 astro-ph
Robust photometric redshift determinations of gamma-ray burst afterglows at z > 2
理论认为，大约10%的雨燕探测到的伽马射线暴（GRB）将起源于大于5的红移，但由于缺乏测量的红移，一些高红移的候选者可能无法确认。在这里，我们介绍我们的代码，GRBz，同时多参数拟合的伽玛暴余辉光学和近红外光谱能量分布的方法。它允许早期测定的光度红移，光谱指数和主机消光。我们假设伽玛射线暴余辉光谱是很好地代表了幂律衰减和模型的吸收，由于莱曼森林和主机灭绝的影响。我们使用基于遗传算法的例程，同时适合感兴趣的参数，和蒙特卡洛误差分析。我们使用以前确定的光谱红移的伽玛暴来证明我们的方法，同时还介绍了新的近红外数据的伽玛暴990510，进一步限制主机消光值。我们的方法是有效的，在估计的光度红移的伽玛暴，相对无偏的余辉光谱指数或宿主星系灭绝的假设。由于基于遗传算法最优种群的误差估计方法大大低估了误差，因此需要进行蒙特卡罗误差分析。
2008-09-09 astro-ph
Towards using optical/NIR photometry to measure the temperature of O stars
传统上认为，不可能使用光学/近红外测光来测量O型星的温度。在这篇文章中，我们描述了克服过去阻止这种情况发生的障碍所需的步骤，并提出了低灭绝情况下的初步结果。
2007-02-20 astro-ph
Properties of Young Massive Cluster Derived from Photometry
我将证明测光--如果扩展到合理选择的通带--可以给出关于年轻星团及其演化状态的相当精确的信息。光的颜色单独已知留下严重的模糊性，由于年龄，金属丰度和灭绝之间的简并。然而，高质量的光度测量，包括$U, B, V$或$I$，以及近红外波段，结合星团演化合成模型的广泛网格和分析光谱能量分布的专用工具，可以评估并在很大程度上解开星团年龄，金属丰度，消光值，从而得出它们的质量。在最年轻的阶段，气体排放的贡献显着影响宽带的颜色，这取决于金属丰度。年轻星团系统的质量函数在形状上可能与光度函数有很大的不同。欧洲南方天文台的一个ASTROVIRTEL项目为大量年轻、中等年龄和年老的星团系统提供多色测光。作为第一个例子，我展示了NGC 1569的结果。
2004-08-25 astro-ph
Spectroscopy and multiband photometry of the afterglow of intermediate duration gamma-ray burst 040924 and its host galaxy
本文介绍了伽马射线暴040924的余辉和宿主星系的测光和谱学研究。该伽玛暴的持续时间较短，T90 ~2.4s，光学余辉曲线取样良好。我们的目标是使用这个数据集来找到进一步的证据，证明这种爆发与大质量恒星核心坍缩的祖先是一致的。我们结合了余辉数据报告与文献中的数据，并与调查数据的主机属性进行比较。我们发现，全球的光学余辉的行为是很好地符合一个破碎的幂律，在~0.03天的休息。我们从我们的光谱中检测到的发射线确定红移z = 0.858 +/- 0.001。使用光谱和测光，我们得到的主机的整体性能，显示它具有类似的属性长伽玛射线暴主机。我们检测到的[Ne III]发射线的光谱，并比较了这条线的流量的样本的15个长GRB主机星系的调查数据，显示长GRB主机是可比本地贫金属发射线星系的[Ne III]发射。我们拟合了伴随这次爆发的超新星突起，发现它与其他长的GRB超新星突起相似，但更暗。GRB 040924的所有性质都与大质量恒星核心坍缩的起源相一致：超新星，光谱和宿主的SED以及余辉。
2007-06-10 astro-ph
Optical and Infrared Photometry of the Type Ia Supernovae 1999da, 1999dk, 1999gp, 2000bk, and 2000ce
我们目前的BVRI测光的Ia型超新星1999 da，1999 dk，1999 gp，2000 bk和2000 ce，加上红外测光的三个这些。这些天体显示出Ia型超新星的全部衰减率。结合光学和红外数据表明，V -红外颜色曲线族可以用来推导这些天体的主消光（A_V）。现有的数据还不允许我们为所有的颜色指数和超新星衰退率构建这些轨迹，但是V-K颜色演化足够均匀，它允许在很宽的超新星衰退率范围内确定宿主消光，精确度大约为+/- 0.1 mag.我们引入了一个新的经验参数，最大光后20到40天的平均I波段通量，并说明它与下降率的直接关系。
2001-06-05 astro-ph
The Multiband Photometry of GRB Host Galaxies: Comparison with the Spectral Energy Distributions of Nearby and Theoretical Modeling Galaxies
本文给出了GRB 970508宿主星系的$BVRI$测光结果及其连续谱能量分布（SED）的理论模拟，以说明考虑宿主星系内消光的重要性。我们比较了宿主星系的BVRI宽带通量谱和本地星暴星系的模板SEDs，发现该宿主星系存在明显的内消光。此外，这种比较使我们能够导出绝对星等（M_{ B_{rest} }）和粗略估计红化（A_V）。对不同红化规律的连续谱SED进行了布居合成模拟，结果表明，用具有消光系数A_V \approx 2的SED模型的光谱特性对GRB 970508的观测数据拟合最好。
2001-02-28 astro-ph
A revised HRD for individual components of binary systems from BaSeL BVRI synthetic photometry. Influence of interstellar extinction and stellar rotation
Brummelaar等人（2000年）提供了双星系统单个组分的Johnson BVRI光度数据。这是必不可少的，因为这样的双星可以在校准单星恒星演化理论中发挥关键作用。虽然他们从估计的光谱类型中推导出有效温度，但我们从拟合B-V，V-R和V-I颜色的最小化方法中推断出金属性依赖的Teffs。为此，从巴塞尔恒星库（Basel Stellar Library）（BaSeL 2.2）的模型大气光谱中计算了621，600个通量分布的网格，并将其理论颜色与观测到的测光进行了比较。事实上，BaSeL的颜色与Alonso等人（1996）的BVRI金属度依赖的经验校准非常一致，对于矮星，温度在4000-8000 K范围内相差3 ± 3%。在从BaSeL模型中推导出金属性相关的Teff之前，我们特别注意了红化和恒星自转的影响。的MCess代码和中性氢柱密度数据之间的比较显示了良好的协议的样品，但我们指出了几个方向的MCess模型高估了E（B-V）色过量。除5颗vsini较大的恒星外，恒星自转对BVRI颜色的影响可以忽略，对温度的最大影响小于5%。我们的最终结果与以前对一些主要组分的光谱测定结果以及Brummelaar等人在~ 10，000 K以下的结果吻合得很好。然而，我们得到了越来越多的分歧，他们的Teff超过10，000 K。最后，我们提供了一个修正的赫兹-罗素图的系统与更准确地确定的温度。（节…
2002-03-20 astro-ph
Extinction in the Galaxy from surface brightnesses of ESO-LV galaxies: testing 'standard' extinction maps
用我们的新方法（Choloniewski and Valentijn 2003，CV）计算的银河系的相对消光与三种模式：Schlegel，Finkbeiner and Davis（1998，SFD），Burstein and Heiles（1978，BH）和余割定律进行了比较。结果表明，SFD的灭绝比BH的灭绝更可靠，因为它与我们的新灭绝有更强的相关性。对于余割定律，得到了最小的相关系数。线性回归分析表明，SFD高估了1.4倍的灭绝。我们的研究结果清楚地表明，有非零消光在银河系南极和银河系赤道附近的消光（$|b|<40^o$）是显着更大的南半球比在北半球。
2003-09-27 astro-ph
CCD photometry and visual observations of V1663 Aquilae (Nova Aquilae 2005)
介绍了天鹰座V1663（Nova Aquilae 2005）的CCD V和I波段测光和目视观测结果。这是一颗典型的快速新星，可能属于Ba型，于2005年6月9日首次被观测到。最大亮度出现在HJD= 2453531.2 +/- 0.2处，此时视V星等为10.7 +/- 0.1，V-I色指数为3.1。下降时间分别为t2，V= 17 d，t2，I= 18 d，t3，V= 32 d和t3，I= 35 d。我们得到的最大绝对V星等为-7.8 +/- 0.2，色余E（B-V）= 2，消光AV= 6等，距离d= 2.9 +/- 0.4 kpc。在最大值之后，V-I颜色指数保持在3.1和3.4之间，持续了50天，然后随着新星年龄的增加而逐渐变蓝。我们没有看到尘埃排放的直接证据，尽管这可能导致了新星方向的高度灭绝。
2006-05-25 astro-ph
Galactic Extinction from Colors and Counts of Field Galaxies in WFPC2 Frames: An Application to GRB 970228
我们开发了“模拟消光法”来测量平均前景银河系的消光场星系数量和颜色。该方法包括通过改变等照度线检测限在合适的参考场中模拟消光。这个过程考虑到选择的影响，特别是，在等照度检测限（因此在等照度星等完整性限制）与灭绝的变化，和星系的颜色-星等关系。我们提出了第一个应用程序的方法的HST WFPC 2图像的γ射线爆发GRB 970228。使用包括HDF在内的四个不同的WFPC 2高纬度场作为参考，测量F606 W通带中GRB的平均消光。从计数，我们得出的平均消光A_V = 0.5等，但0.4等的离散度之间的估计，从不同的参考领域是显着大于可以占泊松加上聚类的不确定性。虽然计数不同，但场星系的平均颜色一致。由GRB场与参考星系的平均色差所得到的消光系数为A_V = 0.6 mag，四个参考星系的消光系数的色散仅为0.1 mag，与Burstein & Heiles的估计值0.81 \pm 0.27 mag一致。Schlegel等人从尘埃红外辐射图上测得的消光系数为0.78 \pm ~ 0.12。然而，在这些高纬度地区，变化很大的计数和非常稳定的颜色之间的差异值得研究。
1998-07-28 astro-ph
The Faint Optical Afterglow and Host Galaxy of GRB 020124: Implications for the Nature of Dark Gamma-Ray Bursts
我们提出了GRB 020124的地面光学观测开始后1.6小时的爆发，以及随后的甚大阵列（VLA）和哈勃太空望远镜（HST）的观测。GRB 020124的光学余辉是迄今为止探测到的最微弱的余辉之一，它表现出相对快速的衰减，$F_ν\propto t^{-1.60\pm 0.04}$，然后进一步变陡。此外，还发现了与光学余辉相一致的弱射电源。HST观测表明，一个位置重合的宿主星系一定是迄今为止最暗的宿主星系，R>29.5等。余辉观测可以用几个要求宿主星系内几乎没有或没有消光的模型来解释，A_V~0-0.9等。这些观测对所谓的暗爆发的统计有重要意义（爆发，没有光学余辉检测），这通常是由于在宿主星系的尘埃灭绝。GRB 020124的余辉的暗淡和相对快速的衰减，加上推断的低消光，表明一些黑暗的爆发本质上是暗淡的，而不是尘埃遮蔽的。因此，在从暗爆发的统计数据中得出实质性的推论之前，必须通过观测来确定光学余辉的基本性质的多样性。
2002-07-18 astro-ph
X-ray Destruction of Dust Along the Line of Sight to Gamma-Ray Bursts
我们表明，如果所有的伽马射线暴发射X射线的方式类似于BeppoSax观测到的，许多消光沿视线在主星系的爆发可以被摧毁。两种机制主要负责粉尘破坏：粮食加热和粮食充电。后者通常更为重要，它会导致静电应力大于晶粒的抗拉强度。谷物通常会在100秒差距的距离内被摧毁。这种尘埃破坏可以让我们看到紫外线/光学余辉，即使爆发是嵌入在一个高度模糊的区域深处。由于破坏率取决于颗粒的成分和大小，因此有可能在爆发过程中和余辉的最初几分钟内观察到消光变化的量和波长依赖性。也有可能在余辉光谱中检测到星际吸收线，如果没有重元素返回气相，这些吸收线就不会存在。
2001-06-19 astro-ph
On the Origin of the Dark Gamma-Ray Bursts
暗爆发的起源-即在X射线，光学/近红外和无线电范围内没有观测到余辉-还不清楚。不同的可能性-仪器偏差，非常高的红移，在宿主星系灭绝-进行了讨论，并显示出重要的。另一方面，暗暴本身不应该形成一个新的长伽马射线暴子群。
2007-01-31 astro-ph
Star-formation in NGC 4038/4039 from broad- and narrow band photometry: Cluster Destruction?
准确确定NGC 4038/4039中的恒星形成历史--“天蝎座”受到灭绝的阻碍。因此，我们使用ISAAC在VLT和SOFI在NTT获得的近红外图像来确定这次合并中最近的恒星形成历史。结合档案HST数据，我们确定了单个星团的年龄，灭绝和其他参数，以及整个星团人口的属性。在K_s波段探测到的质量大于等于10^5 M_sun的星团中，约有70%的星团年龄小于1000万年（大约是星团年龄的e折叠时间），我们认为这是快速溶解而不是自由膨胀的证据。K波段选择性星系团的总质量约为5- 10 × 10^8 M_sun，占总分子气体的3-6%。这只考虑了探测到的星团，鉴于快速溶解意味着这只是爆发期间星团中产生的恒星总质量的下限。最近对其他星系中团簇形成的研究也表明了短的团簇溶解时间尺度，这意味着恒星形成速率在过去可能被严重低估了。在某些地区，灭绝的变化很大，而且非常高，但平均约为A_V=1.3等。即使大多数集群检测至少在I波段，只有个别集群的年龄和灭绝的信息允许避免数量级的不确定性，在恒星形成率估计确定的光通量。从单个星团灭绝与年龄的分布来看，低于8-9百万年的星团明显高于较老的星团，我们推断这是一个典型的星团从其原生尘埃茧中解脱出来的时间。
2005-05-20 astro-ph
Are Starburst Galaxies the Hosts of Gamma-Ray Bursts ?
我们提出了深2.2微米成像的12个伽马射线暴主机星系。模板光谱能量分布是适合于可见光和近红外波长之间的多波段测光，以获得更好的约束这些星系的恒星质量。利用静止坐标系紫外线斜率估计了宿主星系的内部消光。我们发现，消光校正的恒星形成率（SFR）的星系是显着大于从可见光或紫外连续辐射线的速率。7个宿主星系的消光校正SFR和恒星质量之间的比率是高的本地星爆相比，3个主机派生的远红外光度相当于红外发光星系。此外，现有的观测数据显示，11个假定的宿主中至少有6个似乎受到干扰，或者有大约2.5角秒的投影角距内的伴星系。如果我们假设主星和伴星的红移相似，这相当于物理距离小于20 kpc，为正在进行的/最近的潮汐相遇提供了一些证据。我们的结论是，潮汐引起的恒星爆发，如那些发现在红外发光星系可能是流行的发源地伽马射线暴。6个星系中有4个星系的恒星星族年龄相当年轻，约为1000万年。这有利于伽马射线暴是由于孤立的大质量恒星的核心坍缩和由此产生的黑洞-吸积盘系统的爆炸的模型。
2001-09-29 astro-ph
Absorption in Gamma Ray Burst afterglows
研究了BeppoSAX卫星观测到的13个伽马射线暴（GRB）余辉的X射线和光吸收特性。我们发现，在两种情况下，除了银河系的X射线吸收外，沿着视线的X射线吸收在统计学上具有高度显著性（概率>99.9%）。在其他三种情况下，X射线吸收的存在是微不足道的（概率97%）。假设太阳金属丰度，测得的静止框架等效氢柱密度NH的范围为0.1至10.0 x 10^22 cm-2（置信水平为90%）。X射线吸收可能是常见的，尽管目前数据的质量不允许我们得出确切的结论。从文献中引用的XMM和Chandra数据得到的静止框架NH与BeppoSAX估计值吻合得很好。对于相同的GRB余辉样品，我们评估了静止帧的视觉消光AVr。我们拟合的光学近红外余辉光度学与幂律模型校正由四个不同的消光曲线。通过比较X射线散射和光学消光，我们发现，如果假设一个银河系般的尘埃粒度分布，尘埃气体比低于在银河系中观察到的数据所需要的。一个尘埃与气体的比例比银河系的1/10，已经使用小麦哲伦云消光曲线进行了测试，这产生了不一致的结果。同时解释光学和X射线数据的替代方案涉及粒度分布偏向大颗粒的尘埃。可能的机制，可以带来这样的粒度分布进行了讨论。
2004-03-05 astro-ph
Optical Photometry of GRB 021004: The First Month
本文给出了在北欧光学望远镜上拍摄的伽马射线暴GRB 021004在暴后8小时到30天的光学余辉的U、B、V、R_C和I_C测光结果。这些数据相结合的87千秒钱德拉X射线观测的GRB 021004采取的平均时间为33小时后爆发调查的性质。我们发现在光学波长处的固有光谱斜率为β_UH = 0.39 +/- 0.12，X射线斜率为β_X = 0.94 +/- 0.03。在爆裂后8.5小时至5.5天之间没有颜色演变的证据。在爆发后大约五天，光学衰减变得更陡。这似乎是一个逐渐中断，由于在准直流出侧向扩张的开始。我们的数据表明，沿观测线到爆发的河外消光在A_V = 0.3 ~ A_V = 0.5之间，具有类似于小麦哲伦云的消光规律。光学和X射线数据与相对论火球一致，受冲击的电子处于缓慢冷却状态，电子指数为p = 1.9 +/- 0.1。爆发发生在一个环境介质中，是均匀的规模大于约10 e18厘米，但不均匀的规模较小。平均粒子密度与其他爆发的粒子密度相似（0.1 < n < 100 cm^{-3}）。我们的研究结果支持了这样的观点，即大约0.1天的增亮是由于与祖细胞10^{17}和10^{18} cm范围内的clusional环境介质相互作用所致。预测的光学衰减和在爆发后大约10分钟观察到的光学衰减之间的一致性表明，控制大约10分钟观察到的通量的物理机制与在t > 0.5天时运行的物理机制相同。
2003-02-12 astro-ph
Extinction properties of the X-ray bright/optically faint afterglow of GRB 020405
本文对GRB 020405的余辉进行了光-X射线光谱分析。未校正河外消光的光谱能量分布明显低于多波长研究提出的单幂律谱模型的X射线外推。我们调查是否相当大的消光可以解释所观察到的光谱“失配”通过测试几种类型的消光曲线。我们第一次测试消光曲线计算与时间相关的数值模拟的尘埃颗粒破坏的爆发辐射。我们发现，弱波长依赖的消光定律可以使未吸收的光学和X射线数据与预期的同步辐射光谱相一致。灰消光定律可以由偏向大颗粒的尘埃粒度分布提供。
2005-06-17 astro-ph
Rebuilding the Cepheid Distance Scale I: A Global Analysis of Cepheid Mean Magnitudes
我们开发了一种统计方法，使用UBVRIJHK测光的造父变星，包括温度，消光和金属丰度的影响，并将其应用于694造父变星在17个星系的距离。我们得到均匀的距离，消光和不确定性估计的四个模型，从标准的河外方法，然后添加温度分布，消光分布，需要正定的反射，和金属丰度的物理效应。当我们做类似的系统假设时，我们发现与已发表的距离基本一致，但标准距离有一个明显的问题，因为它们要求造父变星具有负消光，特别是在低金属丰度星系中，除非平均LMC消光超过E（B-V）> 0.25。这个问题可以用造父变星距离尺度的物理预期的金属丰度依赖性来解释，其中贫金属的造父变星比富金属的造父变星更热更暗。对于V和I，我们发现平均星等变化为-0.14 +/- 0.14 mag/dex，平均颜色变化为0.13 +/- 0.04 mag/dex，颜色的变化主导了距离的变化。对Ia型超新星估计的哈勃常数的影响是戏剧性的，因为大多数是在具有最蓝造父变星的贫金属星系中发现的。Ia型多色光变曲线形状（MLCS）方法对H_0的估算值经金属丰度修正后，从69 +/-8 km/s Mpc正式上升到80 +/-6 km/s Mpc。
1997-03-10 astro-ph
Stellar populations in local star-forming galaxies. I.-Data and modelling procedure
我们提出了一个分析的综合性能的恒星星族在马德里康普顿斯大学调查的Halpha-selected星系。在本文中，一系列的第一，我们详细描述了技术开发的模型恒星形成的星系使用的混合物的恒星星族，并考虑到观测的不确定性。我们假设最近爆发的恒星形成叠加在一个更进化的人口。考虑了星云连续谱、线发射和尘埃衰减的影响。我们还测试了不同的模型假设，包括选择特定的进化合成模型，初始质量函数，恒星形成的情况下，尘埃灭绝的处理。定量测试，以确定如何以及这些模型适合我们的多波长观测的UCM样品。我们的观测涵盖了光学和近红外，包括光度和光谱数据。我们的研究结果表明，灭绝在这类研究中起着关键作用，揭示了低灭绝和高灭绝物体可能需要非常不同的灭绝规律，必须区别对待。我们还表明，UCM调查星系是最好的描述一个短暂的恒星形成爆发发生在一个静止的星系，而不是连续的恒星形成。本系列的第二篇论文详细讨论了各个天体的推断参数，如年龄、爆发强度、金属丰度、恒星形成率、消光和恒星总质量。
2002-12-20 astro-ph
Dust Properties of NGC4753
本文报道了一个具有明显尘埃带的透镜星系NGC 4753的BVR表面测光。本文用宽带测光法研究了尘埃消光随波长的变化，并导出了消光曲线。我们发现NGC 4753的消光曲线在可见光区与银河系的消光曲线相似，这意味着负责光学消光的尘埃颗粒的大小与我们银河系中的相似。我们从光学消光以及从IRAS观测到的远红外通量推导出尘埃质量。NGC 4753的两个尘埃质量之比$\frac{M_{d,IRAS}}{M_{d,optical}}$为2.28，明显低于以前在椭圆星系的大样本中发现的8.4 \pm 1.3。NGC 4753中观测到的尘埃总质量比红巨星的质量损失、低速冲击波中的溅射和颗粒-颗粒碰撞以及超新星驱动的爆炸波中的溅射所造成的尘埃质量高出约10倍。我们发现证据的尘埃和H $α$排放气体内NGC 4753共存。NGC 4753目前的恒星形成率，根据过去$2\times10^{6} yr$的平均值，估计低于$0.21M_{\sun}yr^{-1}$。NGC 4753中的大量尘埃以卷云的形式存在。
1999-05-30 astro-ph
Spectroscopy of the Host Galaxy of the Gamma--Ray Burst 980703
我们提出的光谱观测的宿主星系的伽马射线暴（GRB）980703。几个发射和吸收的功能被检测到，使红移，z = 0.966，完全明确。这是已知的第三个伽玛射线暴的红移。对于一个合理的宇宙学参数的选择，从爆发中释放的各向同性伽马射线能量超过10^{53} erg。主星系的光谱特性是典型的恒星形成动力物体。利用观测到的Balmer衰减值，我们在星系的静止坐标系中推导出消光系数A_V = 0.3 +-0.3mag.利用三种不同的恒星形成率指标，我们估计SFR约为10 Msun/yr，或更高，取决于消光系数，下限为SFR > 7 Msun/yr.这是迄今为止测量到的GRB星系恒星形成率的最高值，它为GRB与大质量恒星形成密切相关的想法提供了一些支持。
1998-08-19 astro-ph
The very red afterglow of GRB 000418 - further evidence for dust extinction in a GRB host galaxy
我们报告了近红外和光学的后续观测的余辉的伽马射线暴000418开始2.5天后的爆发，并延长了近七个星期。GRB 000418代表了第二种情况，余辉最初是通过近红外观测确定的。在最初的10天里，它的R波段余辉的特征是一个单一的幂律衰减，斜率为0.86。然而，在以后的时间余辉的时间演化相对于一个简单的幂律衰减。由于这是一个潜在的宿主星系，我们发现它的星等是R=23.9和固有的余辉衰减斜率为1.22。余辉是非常红色的R-K=4马格。观测结果可以解释由绝热，球形火球解决方案和一个沉重的红化，由于在宿主星系的尘埃灭绝。这支持了（长）爆发与恒星形成区的事件有关的观点。
2000-08-03 astro-ph
High spatial resolution mapping of extinction in the SMC with the Swift-UVOT
小麦哲伦星云（SMC）中广泛的紫外线消光特性可能是恒星形成对星际尘埃的影响的痕迹。Swift UVOT有三个紫外线滤光片（分别位于1800、2200和2500 A）和三个光学滤光片，是绘制这种消光图的理想仪器。本文给出了SMC中~ 3.3角分平方场中六波段测光的初步结果。拟合由此产生的光学/紫外光谱分布与尘埃模型，我们估计的消光深度为53颗恒星，并使用此映射的尘埃在观测场的分布。我们简要讨论了这项研究的相关性恒星形成星系，包括主机的伽马射线暴。
2005-10-26 astro-ph
Deep Near-Infrared Imaging and Photometry of the Antennae Galaxies with WIRC
我们目前的深近红外图像的银河系，采取了帕洛玛宽视场红外相机WIRC。这些图像覆盖了星系相互作用区周围4.33' x 4.33'（24.7kpc x 24.7kpc）的区域。我们计算了172个红外星团的J和K_s波段光度通量，讨论了两个星系核的细节和重叠区。我们还讨论了一个子集的27个源已被检测到WIRC，HST和VLA的属性。共同的来源是小于1000万年的年轻星团，它们的红外颜色和6厘米射电性质之间没有相关性。由于灭绝和进化，这些团簇覆盖了广泛的红外颜色。平均消光约为A_V~2等，最红的星团可红化10等。
2005-09-06 astro-ph
On gamma-ray bursts and their biological effects :a case for an extrinsic trigger of the Cambrian explosion ?
本文讨论了局部伽马射线暴对地球大气的影响。催化$NO_{x}$周期的臭氧破坏的分数的粗略计算，这反过来又有助于论证如何从这些事件的大流量的伽马射线会间接引起生物体的大灭绝。我们给出了这些特征的具体例子，并初步确定在实际化石记录中看到的寒武纪大爆发是由伽马射线暴引起的事件。
2003-10-01 astro-ph
Multicolor photometry of the GRB970508 optical remnant
本文报道了BeppoSAX卫星（IAUC 6649）发现的可能是伽马射线暴GRB 970508遗迹的光变源的跟踪测光结果。用SAO RAS的1米和6米望远镜，在Johnson-Kron-Escherins $ BVR_cI_c系统中进行了观测。在爆发后的第2天和第5天之间，残留物的衰减在所有四个波段都符合指数规律。在此期间，物体的“宽带光谱”没有变化，可以用幂律F_v \propto v ^{-1.1}近似。第5天以后，亮度的衰减减缓。在R_c波段，直到第32天，光变曲线可用幂律关系F_t \propto t^{-1.2}来描述。
1997-09-10 astro-ph
Dust Extinction Curves and Ly-alpha Forest Flux Deficits for Use in Modeling GRB Afterglows and All Other Extragalactic Point Sources
自1997年首次发现伽马射线暴余辉以来，相对论火球模型成为余辉的主要理论解释。在本文中，我们提出了一个非常普遍的，贝叶斯推断形式主义，这个，或任何其他的，余辉模型可以测试，并与可接受的模型的参数值可以被约束，给定可用的光度。然而，在尝试模型比较或参数估计之前，还必须考虑影响余辉的物理过程，因为它沿着从爆发源到观察者的视线传播。也就是说，在宿主星系和我们的星系中，尘埃的消光，以及宿主星系中Ly-alpha森林和H I的吸收，是如何改变余辉的固有光谱的？因此，我们也提出了在本文中一个非常普遍的，八参数的尘埃消光曲线模型，和两个参数模型的Ly-alpha森林通量赤字与红移分布。使用拟合的消光曲线从银河系和麦哲伦云的视线，和测量Ly-alpha森林通量赤字类星体吸收线系统，我们构建了一个贝叶斯先验概率分布，权重这个额外的，但必要的，参数空间，使解决方案空间的体积显着减少，先验。最后，我们讨论了广泛的适用性，这些结果的建模光从所有其他河外点源，如Ia型超新星。
2001-01-13 astro-ph
Correcting for the Effects of Interstellar Extinction
本文讨论了如何最好地纠正天文数据的银河系星际消光的波长依赖的影响的问题。通过紫外线的红外消光的主要一般特征进行审查，随着观察到的空间变化的性质。在银河系中发现的消光特性的巨大范围，特别是在紫外光谱区，说明。幸运的是，有一些严格的限制消光波长的依赖性和消光曲线形状和星际环境之间的一些一般的相关性。这些关系为校正灭绝效应的数据提供了一些指导。几种策略dereddening讨论了每种方法中固有的不确定性估计。在附录中，一个新的推导的平均银河系消光曲线的波长依赖性从红外线通过紫外线，随着一个新的估计，这消光定律如何变化的参数R = A（V）/E（B-V）。这些曲线代表了消光的真正单色波长依赖性，因此，适合于任何分辨率的红外-紫外分光光度数据，并可用于导出任何光度测定系统的消光关系。
1998-09-29 astro-ph
