The effects of dust in simple environments: Large Magellanic Cloud HII regions
我们使用角分分辨率的远紫外（FUV）、H-α、远红外（FIR）和射电图像研究了尘埃对大麦云（LMC）HII区域光谱能量分布的影响。在H-α和FUV中被灰尘损失的光量（衰减）的广泛使用的指标彼此相关，尽管通常具有大量散射。有两个有趣的系统差异。首先，从巴耳末衰减估计的H-α衰减低于从H-α到热射电光度比估计的那些。我们的数据，在这个阶段，不能明确地确定这种差异的来源。第二，1500埃处的衰减和紫外光谱斜率β是相关的，尽管斜率和散射与Calzetti等人首次推导的星爆星系的相关性有很大不同。将我们的结果与Meurer等人的超亮红外星系和Calzetti等人的星爆星系的结果相结合，我们得出结论，β和1500埃衰减之间没有单一的关系适用于所有的恒星形成系统。
2001-09-18 astro-ph
Constraining the local radiation field and the grain size distribution in dust SED modelling of dwarf galaxies
我提出了一个简单的自洽的尘埃光谱能量分布（SED）模型，已被应用到适合采样良好的观察到的紫外到无线电SED附近的四个恒星爆发矮星系。该模型的主要独创性在于，从UV到毫米（mm）的众多多波长观测以自洽的方式约束局部辐射场和晶粒尺寸分布。最后，我提出了我们的模型的结果，并讨论了这些矮星系的平均尘埃属性。
2004-12-22 astro-ph
Spatially Resolved Stellar Populations of Eight GOODS-South AGN at z~1
我们对8个活动星系核宿主星系在z~1处的恒星星族进行了初步研究，并与（1）低红移样本和（2）类似红移的非活动星系样本进行了比较。我们利用凯克天文台的激光导星自适应光学（LGSAO）系统获得的GOODS南场K'图像。我们将此K'数据与HST上ACS的B，V，i和z成像相结合，以在所有波段中优于100 mas的匹配空间分辨率提供多色测光。从寄主的高X射线光度（LX> 10^42尔格/s）或中红外颜色可以推断出活动星系核的存在。我们发现年轻恒星星族的存在和活动星系核的强度之间的相关性，测量与[OIII]线光度或X射线（2-10千电子伏）光度。这一发现与较低红移的类似研究一致。在三个II型星系中，两个是盘状星系，一个是不规则型星系，而在I型样本中只有一个盘状源和四个光滑的源，椭圆/球状形态。另外，强II型活动星系核的中红外辐射强度分布表明，它们是通过星系爆发被激发到LIRG（Luminous Exclusive Red Galaxy）状态的，而强I型活动星系核则是通过中心活动星系核周围的热尘埃被激发到LIRG状态的。这支持了这样一种观点，即z~1处II型活动星系核的模糊性质与全球恒星爆发有关，它们可能被恒星爆发的副产品kpc尺度尘埃特征所掩盖。
2008-10-21 astro-ph
Dust in Dwarfs and Low Surface Brightness Galaxies
我们描述了一个矮星系和低表面亮度星系的样品的斯皮策图像，使用高灵敏度和空间分辨率来探索这些星系中的尘埃形态。对于恒星暴矮星UGC 10445，我们提出了一个完整的红外光谱能量分布和建模的个别尘埃成分。我们发现它的弥漫冷（T~ 19 K）尘埃成分延伸到它的近红外盘之外，并推测最合理的加热源是来自恒星形成复合体的紫外光子。我们发现UGC 10445中T~ 19 K尘埃的质量非常大，下限为3 × 10^6 M_solar。我们探讨了具有如此高的尘埃含量对星系的性质和演化的影响。
2006-09-29 astro-ph
Dust-cooling--induced Fragmentation of Low-metallicity Clouds
利用三维流体动力学计算研究了低金属丰度云核的动力学坍塌和碎裂，特别注意云核是否在尘埃冷却阶段碎裂。核心在这个阶段变得细长，由于温度突然下降而对非球形扰动不稳定。在10^{-6}-10 ^{-5}Z_sun金属丰度范围内，初始轴比>2的核达到轴比临界值（>30），碎裂成多个小团块。这提供了一种可能的机制，在极端贫金属环境中产生低质量恒星。
2006-03-17 astro-ph
The Effects of Metallicity and AGN Activity on the Mid-Infrared Dust Emission of Galaxies
利用斯隆数字巡天第4版数据中的$Spitzer$ SWIRE场星系的光谱样本，研究了这些星系的MIR尘埃辐射与它们的金属丰度和活动星系核活动之间可能存在的相关性。我们发现，活动星系核的金属丰度和活动星系核的活动性都与多环芳烃（PAH）与恒星的比值、VSG与恒星的比值和PAH与VSG的比值有很好的相关性，这三个比值分别可以用$νL_ν[8μm({\rm dust})]/νL_ν[3.6μm]$、$νL_ν[24μm]/νL_ν[3.6μm]$和$νL_ν[8μm({\rm dust})]/νL_ν[24μm]$来表征。我们认为，我们的MIR-metallicity相关性可以解释的尘埃（正在进行的尘埃形成）或尘埃破坏（多环芳烃和VSG可以被摧毁的硬和强辐射场）的数量，和MIR-AGN相关性可能会出现由于PAH破坏或增强VSG连续的中央AGN。
2007-06-22 astro-ph
Dust-to-Gas Ratio and Metallicity in Dwarf Galaxies
我们研究了矮星系[矮不规则星系（dIrrs）和蓝色致密矮星系（BCDG）]的尘气比作为金属丰度的函数。利用单区模型，采用瞬时再循环近似，我们准备了一组描述星系中尘埃形成和破坏过程的基本方程。这一过程包括四个方面：恒星质量损失所释放的重元素形成尘埃，超新星遗迹中的尘埃破坏，恒星形成区域中的尘埃破坏，以及重元素在先前存在的尘埃颗粒上的吸积。解此方程后，将所得结果与邻近dIrrs和BCDG的观测资料进行了比较。在模型参数的合理范围内，通过前面的检验，该解与数据是一致的。这意味着该模型成功地理解了附近星系的尘埃量。我们还表明，吸积率的重元素到预先存在的尘埃颗粒是不太有效的比凝聚的重元素在矮星系。
1999-03-22 astro-ph
SCUBA observations of galaxies with metallicity measurements: a new method for determining the relation between submm luminosity and dust mass
使用一种新的技术，我们已经确定了一个值之间的比例常数亚毫米排放量和灰尘质量，灰尘质量吸收系数在850微米。我们的方法比以前的方法有一个优势，我们避免了假设的星际介质中的灰尘的属性。我们唯一的假设是，尘埃中金属的含量是一个普适常数。为了实现我们的方法，我们需要的对象，有亚毫米和远红外线通量测量以及气体质量和金属丰度估计。我们目前的数据与适当的测量，包括五个星系的新的亚毫米地图的所有星系。我们发现kappa（850微米）=0.07 m^2/kg
2002-04-30 astro-ph
Violence in the Dark Ages
大量的观测和理论论证表明，宇宙经历了一段加热和金属富集的时期，最有可能来自恒星爆发的矮星系。使用流体动力学模拟，我们进行了一个独特的详细的理论研究，这个时代结束时的宇宙学的“黑暗时代”。流出物将重子从总质量为$\lesssim10{}^{10}$ M ${}_\odot$的前病毒化晕中剥离出来，降低了它们的数密度和整体恒星形成率，同时将这些量推向它们的观测值。我们发现，$\lesssim10{}^{10}$ M ${}_\odot$对象的金属丰度随尺寸的增加，但与一个大的散射，再现矮星系的金属丰度光度关系。Galerkin $\gtrsim10{}^{10}$ M ${}_\odot$的形式与一个大致恒定的初始金属丰度为10%的太阳，解释了在这些对象中观察到的缺乏金属的盘星。流出丰富大约20%的模拟量，产生0.3%的太阳平均金属丰度，与观测CIV类星体吸收线系统。
2002-10-09 astro-ph
Emission from Dust in Galaxies: Metallicity Dependence
来自星系的红外尘埃辐射经常被用作恒星形成率（SFR）的指标。然而，尘气比的影响（即，尘埃量）对红外光度到SFR转换规律的影响至今尚未被考虑。然后，在本文中，我们提出了一个方便的分析公式，包括这种影响。为了得到与尘气比的关系，我们推广了前人的公式，导出了红外光度转换为SFR的理论公式。该公式表示为${\rm SFR}/(M_\odot~{\rm yr}^{-1})=\{3.3\times 10^{-10}(1- η)/(0.4-0.2f+0.6ε)\} (L_{\rm IR}/L_\odot)$，其中f是氢吸收的电离光子的分数，$ε$是尘埃吸收非电离光子的效率，$η$是观测到的尘埃光度的卷云分数，$L_{\rm IR}$是观测到的尘埃发射在8-1000- $μ$ m范围内的光度。我们的公式解释了银河系和大麦云云的红外过剩。在本文中，特别是，我们提出的SFR和$L_{\rm IR}$之间的转换律的金属丰度依赖。这是可能的，因为f和$ε$都可以通过与金属丰度有关的尘气比来估计。我们已经证实，金属丰度和尘埃与气体比之间的关系适用于巨星系和矮星系。最后，我们将结果应用于宇宙恒星形成历史。我们发现，从以前的经验公式计算的z=3的同向SFR被低估了4-5倍。
2000-11-13 astro-ph
Spitzer Infrared Spectrograph Observations of Magellanic Cloud Planetary Nebulae: the nature of dust in low metallicity circumstellar ejecta
我们提出了5 - 40微米光谱的41个行星状星云（PNe）的麦哲伦云，观察与红外光谱仪上的斯皮策太空望远镜。光谱显示存在的星云发射线和固态功能的尘埃，叠加在热红外连续。通过对25个LMC和16个SMCPne的红外光谱分析，发现14个LMC和4个SMCPne的红外光谱主要由星云发射谱线组成，而其它光谱则表现出固态特征。我们观察到固态特征与富含碳的尘埃颗粒（SiC、多环芳烃（PAHs）等）兼容在大多数情况下，除了在三个PNe显示富氧粉尘的功能。含碳粉尘特征的频率在LMC中一般高于SMC PNe。光谱分析使尘埃特征与气体成分和形态以及中心恒星的性质相关。我们发现：1）所有具有碳质尘埃特征的PNe都具有C/O>1，没有一个是双极的或高度不对称的; 2）所有具有富氧尘埃特征的PNe都具有C/O<1，如果起源于单星演化，则可能具有高质量的祖先（这些PNe要么是双极的，要么是高度不对称的）; 3）尘埃温度跟踪星云和恒星演化; 4）粉尘的产生效率取决于金属丰度，低金属丰度环境不利于粉尘的产生。
2007-09-04 astro-ph
High-Redshift Starbursting Dwarf Galaxies Revealed by GRB Afterglows
本文研究了15个z>2的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主星系。为了比较星际介质（ISM）吸收线特性与宿主星系的恒星特性，我们选择了具有早期余辉光谱的伽玛暴。除了五个以前研究的主机，我们认为新的检测GRB 050820和GRB 060206的主机星系和地方2西格玛上限的亮度剩余的身份不明的主机。研究发现：（1）GRB宿主星系的紫外光度分布与平均光度<L（UV）>= 0.1L * 的紫外光度加权随机星系群的期望值一致;（2）紫外发光度与Si Ⅱ 1526吸收宽度之间存在中等程度的相关性，这与观测到的W（1526）>1.5 Ang的大线宽一起表明宿主星系中存在星系外流驱动的速度场;（3）在z=2-4的恒星形成星系中，ISM金属丰度随星系光度的降低而降低;（4）发现GRB宿主中的星际紫外辐射场比银河系平均值高约35-350倍;（5）在所有已知存在强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处发现了额外的星系，但在没有强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处没有发现额外的昏暗星系。我们的研究证实了伽玛暴宿主星系（具有已知的光学余辉）是z>2时未被遮蔽的恒星形成星系的代表，并表明高空间分辨率图像对于精确识别存在强干涉吸收体的伽玛暴宿主星系是必要的。
2008-09-15 astro-ph
Metals and dust in high redshift AGNs
本文综述了近年来有关高红移（1<z<6.4）活动星系核（AGN）金属丰度和尘埃性质的研究结果。通过使用来自SDSS的5000多个类星体的光谱，我们发现在红移范围2<z<4.5内没有任何金属丰度演化的证据，而存在显著的光度-金属丰度依赖性。这些结果证实了光谱的一个较小的样品窄线活动星系在高Z（类星体和射电星系）。金属丰度演化的缺乏被解释为宇宙缩小的结果，并作为一个选择效应，从联合类星体星系演化。光度-金属丰度关系被解释为类星体的宿主星系中质量-金属丰度关系的结果，但也可能与吸积率有关。即使在已知最远的类星体（z~6）的光谱中也观察到金属丰度演化的缺乏。这一结果对于Fe、C和Si等元素来说尤其令人惊讶，因为这些元素的富集过程是延迟的，并且要求这些类星体的宿主在短爆发中形成，并且具有非常高的红移（z>10）。尘埃在高Z类星体的属性进行了讨论的背景下，在早期宇宙的尘埃生产机制。尘埃消光曲线在z>4之后演化，到z~6时，它可以很好地描述SNe产生的尘埃的性质，这表明后者是早期宇宙尘埃产生的主要机制。我们还表明，在遥远的类星体观测到的巨大的尘埃质量可以占SN尘埃在目前可用的观测约束。最后，我们表明，类星体风，这已被提出作为一种替代机制的尘埃生产，也可能有助于显着的总尘埃预算在高红移。
2006-03-10 astro-ph
The Metallicity Evolution of Damped Lyman-alpha Systems
根据Pei，Fall & Hauser（1999）的说法，宇宙的全球金属丰度演化可以用在阻尼莱曼-α（DLA）系统中测量的总金属含量与总气体含量的比率来表示（Pettini的"柱密度加权金属丰度“）。为了使灰尘遮蔽效应最小化，考虑具有可忽略灰尘含量的DLA样品，即50个DLA，log N（HI）< 20.8。发现的全球金属丰度显示了红移演化的明确证据，从\sim 1/30太阳z \sim 4.1到太阳z \sim 0.4。更一般地说，DLAs与测量的重元素探测高红移星系的ISM。从文献中收集的整个样本包含75个DLAs。金属丰度的计算采用了迄今为止最常用的尘埃校正方法，基于银河系ISM尘埃消耗模型。DLA星系的内禀金属丰度演化为dlog Z（DLA）/dz \propto -0.33 +/-0.06。
2000-11-25 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies. I. Coarse Metal Abundances and the Metallicity-Luminosity Relation
我们推导出一个大样本的恒星爆发发射线星系（ELG）的金属丰度估计。我们的样品来自KPNO国际光谱调查（KISS），该调查迄今已发现了2000多个ELG候选者。后续光学光谱已获得约900这些对象。一个三步的过程是用来获得这些星系的金属丰度。我们首先计算了12个星系的准确星云丰度，这些星系的光谱覆盖了从[OII] 3726，29到[SII] 6717，31的整个光学区域，并包括[OIII]4363的探测。使用次级金属丰度指标R_23和P_3，我们计算了另外59个星系的金属丰度，其光谱覆盖类似的波长范围，但缺乏[OIII]4363。结果被用来校准金属丰度和两个容易观察到的发射线比之间的关系，这使我们能够估计粗金属丰度为519个星系。后一种丰度估计值的不确定性为0.16 dex。从大的，均匀观测的恒星形成星系的样本，我们确定未来的研究和调查的金属度低的候选人的光度关系。我们发现金属度-光度的线性关系为：12 + log（O/H）= 4.059 - 0.240 M_B，均方根散射为0.252。这一结果意味着，金属丰度-光度关系的斜率比单独考虑矮星系时更陡，这可能是证据表明，在样本的整个光度范围内，这种关系不是线性的。
2002-02-15 astro-ph
Limits on Dust and Metallicity Evolution of Lya Forest Clouds from COBE
我们认为\lya森林云的灰尘和金属可能的观测后果。我们与尘埃含量，$Ω_d^{Lya}$，金属演变的吸收剂，并假设尘埃被加热的紫外线背景辐射和CMB。我们发现，尘埃温度偏离$T_{CMB}$最多10%，在红移$z=0$。在观测波长$λ_0 \sim 1 μ$ m附近，\lya云尘对红移$\sim 5$源的不透明度为$\sim 0.13$，并可能影响该波段对遥远宇宙的观测。由于\lya云中的高$z$尘埃，预期的CMB光谱失真是$\sim 1.25-10$小于当前COBE的上限，这取决于云的金属丰度演化。如果\lya云呈簇状，则由于尘埃而产生的相应CMB各向异性为角标度上的$\sim 10^{-1}$和各种未来/正在进行的FIR任务探测的频率下的$θ\simlt 10''$，这使得这些波动可能在不久的将来被检测到。来自CII精细结构跃迁的发射对亚毫米波段的远红外背景辐射有很大贡献。取决于碳的电离和金属富集区域的密度，该贡献可以与在$λ\approx 0.15$ mm处观察到的剩余通量相比较，在CMB扣除之后。我们认为，金属演化与红移的限制，可以从观察到的流量在该范围内。
1998-09-04 astro-ph
ISM Properties in Low-Metallicity Environments II. The Dust Spectral Energy Distribution of NGC 1569
我们提出了新的450和850微米SCUBA数据的矮星系NGC 1569。利用ISOCAM、ISOPHOT、IRAS、KAO、SCUBA和MAMBO等卫星资料，构造了NGC 1569的中红外到毫米波段的SED，并对SED进行了模拟，以探索低金属含量环境下尘埃的性质。详细的建模是在一个自洽的方式进行，合成的全球ISRF的星系使用的进化合成模型与进一步的限制所提供的观测到的MIR离子线和光电离模型。我们的研究结果表明，尘埃的性质是不同的，在这个低金属丰度星系相比，其他更多的金属丰富的星系。结果表明，PAHs的缺乏可能是由于ISRF穿透clusterous环境的破坏性影响和颗粒的尺寸分离，其中发射主要是由尺寸约3 nm的小颗粒，与冲击的想法一致，在NGC 1569中的尘埃性质具有显着的影响。一个显着的毫米过量是存在于尘埃SED，这可以解释为无处不在的非常冷的尘埃（T = 5-7 K）的存在。这些尘埃成分占整个星系尘埃质量（1.6 - 3.4 × 10^5 Msol）的40%到70%，并且可能以小团块（几个pc大小）分布在整个星系中。我们发现气体与尘埃的质量比为740 - 1600，大于银河系的质量比，尘埃与金属的质量比为1/4到1/7。我们生成了NGC 1569的消光曲线，与模型化的尘埃尺寸分布一致。该消光曲线具有相对陡峭的FUV上升和较小的2175埃凸起，类似于在大麦云云中某些区域观测到…
2003-06-10 astro-ph
ISM properties in low-metallicity environments I. mid-infrared spectra of dwarf galaxies
我们提出了新的ISOCAM中红外光谱的三个恒星爆发附近的矮星系，NGC 1569，IIZw 40，NGC 1140和30 Dor地区的LMC和探索的ISM在低金属环境中的属性，还使用额外的来源从文献中。我们分析了ISM探测的中红外观测的各个组成部分，并将它们与其他银河系和河外天体进行比较。低金属丰度星暴源的MIR光谱主要由[NeIII]和[SIV]线以及急剧上升的尘埃连续体组成。PAH带一般都很微弱，无论是局部还是整个星系的平均值，与尘埃星爆星系形成鲜明对比，那里的PAH特征非常明显，甚至在全球范围内占主导地位。的硬度建模的星际辐射场的矮星系增加PAH带发射的存在变得不那么明显。在整个星系中，[NeIII]/[NeII]的平均比值非常高，通常大于10。因此，硬辐射场是明显的和普遍的。我们发现一个显着的相关性之间的多环芳烃/VSGs和[NeIII]/[NeII]的比率为广泛的对象，包括低金属丰度星系以及银河系HII地区和其他富含金属的星系。这种效果是一致的硬度的星际辐射场发挥了重要作用，多环芳烃在低金属ISM的破坏。我们看到了多环芳烃/挥发性葡萄糖和金属含量之间的相关性，Engelbracht等人（2005年）在一项更大的调查中也发现了这一点。金属丰度和辐射场的共同作用对多环芳烃在低金属丰度体系中的行为有重要影响。
2005-10-04 astro-ph
The Magellanic zoo: Mid-infrared Spitzer spectroscopy of evolved stars and circumstellar dust in the Magellanic Clouds
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的演化恒星样本。比较来自SMC、LMC和银河系的样本，发现尘埃产生率取决于富氧恒星的金属丰度，但具有类似脉动特性的碳恒星产生类似数量的尘埃，而不管它们的初始金属丰度如何。富氧恒星的其他性质也取决于金属丰度。随着金属丰度的降低，裸星（即无尘）的比例增加，其中的裸星，从SiO的8 μ m吸收带的强度降低。我们的样本包括LMC中的几颗大质量恒星，它们具有长的脉动周期，产生了大量的尘埃，这可能是因为它们年轻且相对富含金属。在SMC和LMC的拱星壳中可以看到很少的氧化铝尘埃，这与银河系样品不同。三个富氧源也显示了富镁结晶硅酸盐的排放。许多还在14 μ m处显示出发射特征。我们样本中的一颗S星显示了一个新探测到的中心在13.5 μ m的发射特征。在较低的金属丰度下，壳层中具有相似数量的无定形碳的碳星对分子乙炔（C_2H_2）的吸收较强，而对SiC和MgS尘埃的发射较弱。
2008-07-18 astro-ph
Spitzer observations of MAMBO galaxies: weeding out active nuclei in starbursting proto-ellipticals
我们提出了斯皮策观测在5个波段之间的3.6和24微米的9个发光，尘埃星系的无偏样本选择在1200微米的MAMBO相机的IRAM 30米望远镜，人口类似于著名的submm或'SCUBA'星系（以下SMG）。由于submm/mm仪器的粗分辨率，SMG传统上难以在其他波长下识别。我们比较了我们的多波长目录，以表明24和1200微米之间的重叠必须接近完成在这些通量水平。我们发现，所有（4/4）最安全的>=4sigma SMG在1.4GHz下都具有鲁棒的>=4sigma对应物，而使用所有>=3sigma SMG的比例下降到7/9。我们表明，结合中红外和边际（>=3sigma）的无线电检测提供了合理的识别在其余的情况下，使我们能够识别完整的样品。几个来源的中红外连续辐射的形状暴露了在一个模糊的中央引擎上的吸积，证实了斯皮策清除活动星系的潜力。我们证明了S（24 um）/S（8 um）与S（8 um）/S（4.5 um）颜色-颜色图作为诊断的能力。然而，我们的结论是，大多数（约75%）的SMG的休息帧中/远红外SED与模糊的星爆相称。敏感的24微米观测显然是一个有用的途径，以确定和表征可靠的高红移远红外亮星系，补充什么是可能通过深射电成像。
2004-06-07 astro-ph
The early build-up of dust in galaxies: A study of Damped Ly alpha Systems
我们提出了一个在高红移星系的尘埃早期积累的研究。这项研究是基于对38个阻尼Ly α系统（DLAs）的分析，我们推导出尘埃形式的铁原子的分数，f_{Fe}。该样本代表了红移范围为0.6 </= z </= 3.4的贫金属星系，根据它们的吸收HI柱密度（N（HI）>/= 2 x 10^{20}原子cm^{-2}）进行选择。结果表明，尘埃组分随金属丰度的增加而增加，从[Fe/H]-2 dex时的f_{Fe} ~0增加到太阳金属丰度时的f_{Fe} ~ 0.9，在[Fe/H]-1 dex以下增加较快，在高金属丰度时增加较平缓。我们还发现了f_{Fe}随宇宙时间增加的一些证据;大部分小于3 Gyr的系统的f_{Fe} </~ 0.5。这些结果表明，在化学演化的过程中，尘埃与金属的比例增加，在一个近似恒定的尘埃与金属的比例，通常采用的星系演化模型的假设。只有当金属丰度相对较高（[Fe/H] >/~-1dex）时，这一假说才与局域和高红移数据相一致。这项工作的结果表明，尘埃形成的主要机制可能对星系在其化学演化过程中所达到的金属丰度水平相当敏感。在[Fe/H] </~ -1 dex时，SNe II产生的金属性依赖的尘埃似乎是解释f_{Fe}升高的最有希望的机制。
2004-03-10 astro-ph
Effects of Metallicity on the Chemical Composition of Carbon Stars
我们目前的\emph{Spitzer} IRS数据的19个渐近巨星分支（AGB）的恒星在大麦云，补充现有的公布的数据集的碳星在麦哲伦云和银河系，调查的影响金属的尘埃和分子光谱特征所产生的拱星信封。我们发现，在7.5微米的C $_2$ H $_2$ P和R分支受到尘埃稀释的影响，在较高的质量损失率-虽然在较小的程度上在麦哲伦云的来源，相比银河系-而狭窄的13.7微米的C $_2$ H $_2$ Q分支只显示在低质量损失率的尘埃稀释的效果。一个强大的金属依赖性是没有观察到的Q分支。独立的金属性，我们还提供了一个解释所观察到的SiC发射功能的中心波长的变化，因为我们表明，这些主要是由分子带吸收的尘埃发射功能的两侧，占主导地位的自吸收引起的中心波长的变化。我们设计了一种方法来研究在不同的金属丰度环境中的富碳AGB星的尘埃凝聚的历史，通过测量的强度的11.3 \um SiC和30 \um MgS功能相对于连续，作为质量损失率的函数。利用这种方法，可以在最终沉积MgS层之前区分SiC和石墨以何种顺序凝聚，这被认为对金属度敏感。
2008-03-20 astro-ph
The Metallicity evolution of Damped Lyman-alpha systems
我们收集了69个阻尼莱曼α（DLA）系统的数据，以研究星系在红移区间0.0 < z < 4.4的化学演化。在此过程中，我们采用了迄今为止最通用的方法来校正粉尘损耗。通过卡方面积最小化得到的最佳解给出了作为输出参数的全球DLA金属丰度和粉尘-金属比。发现了金属丰度与红移的清晰演变（99.99%的显著性水平），平均值从z~4.1时的~1/30太阳到z~0.5时的~3/5太阳。我们还发现，大多数的DLAs（~60%）显示的尘埃耗尽模式，最接近银河系中的暖晕云，并具有非常接近暖晕云的尘埃-金属比。
2000-04-27 astro-ph
Hot Dust and PAH Emission at Low Metallicity: A Spitzer Survey of Local Group and Other Nearby Dwarf Galaxies
我们目前斯皮策太空望远镜4.5和8.0微米成像的15个本星系群和附近的矮星系。我们的样本跨越了一个以上的范围内的dex在星云的金属丰度和超过三个数量级在当前的恒星形成率，使我们能够研究的依赖性的扩散8微米的排放，来自热尘埃和多环芳烃，对这些参数。我们在样本中最明亮的四个星系（IC 1613，IC 5152，NGC 55和NGC 3109）中检测到突出的8微米漫射发射，其他四个星系（DDO 216，六分仪A，六分仪B，WLM）的低表面亮度发射，其余天体没有漫射发射。我们观察到的弥漫8微米发射与当前的恒星形成率和星云的金属丰度在我们的样本中的星系的一般相关性。然而，我们也看到这些相关性的例外，这表明其他过程也可能对热尘/PAH排放的产生产生显着影响。这些星系都有年老和中等年龄恒星形成的证据，因此缺乏弥漫的8微米辐射不能归因于年轻的星系年龄。此外，我们发现风不太可能解释弥漫的8微米排放的缺乏，因为这些物体中的中性气体的高分辨率成像显示没有井喷的证据。此外，我们提出，在低金属含量系统中缺乏弥漫的8微米发射可能是由于超新星冲击破坏尘埃颗粒，假设再生尘埃颗粒和多环芳烃分子的时间尺度较长的破坏时间尺度。对于所观察到的微弱的弥漫性8微米发射，最可能的解释至少部分是由于一般不存在灰尘（包括多环芳烃），与其低金属丰度一致。
2006-03-31 astro-ph
ISM Properties in Low-Metallicity Environments III. The Dust Spectral Energy Distributions of II Zw 40, He 2-10 and NGC 1140
我们提出了新的450和850微米SCUBA数据和1.3毫米MAMBO数据的矮星系II Zw 40，He 2-10和NGC 1140。利用ISOCAM、IRAS和地面观测数据，构造了这些星系的中红外-毫米波段光谱能量分布。这些光谱能量分布以自洽的方式建模，如用NGC 1569（Galliano等人，2003年），综合了全球恒星辐射场和尘埃排放，进一步限制了气体的光电离。我们的研究表明，与银河系相比，低金属量星系具有非常不同的尘埃特性。我们的主要结果是：（i）可能被强穿透辐射场破坏的多环芳烃含量很少，（ii）颗粒的平均尺寸非常小（3-4纳米），这与无数次冲击对尘埃颗粒的破碎和侵蚀相一致，（iii）尘埃光谱能量分布显著超出毫米，这可以用普遍存在的极冷尘埃（T=5-9 K）来解释。占总尘量的40 - 80%，可能呈小团分布。我们得出的气体与尘埃的质量比范围在300到2000之间，大于银河系的值，尘埃与金属的比例为1/30到1/2。模型化的尘埃尺寸分布被用来合成每个星系的消光曲线。消光曲线的紫外线斜率类似于在大麦云云某些地区观测到的。模型消光曲线的2175埃凸起比银河系的要弱，除了II Zw 40的情况，我们无法准确地限制2175埃凸起载体。
2005-01-28 astro-ph
Dust-to-gas Ratio and Metal Abundance in Dwarf Galaxies
我们比较了矮星系样本中的金属丰度（以氧丰度表示）和尘埃与气体的比率。对于矮不规则星（dIrrs），我们发现这两个量之间有很好的相关性，具有幂律指数${0.54\pm 0.2}$。蓝色致密矮星系（BCD）没有表现出这样好的相关性;此外，尘气比和金属丰度往往高于dIrrs。然后，我们开发了一个简单的，但物理分析模型的上述关系。通过模型计算结果与实测数据的比较，我们发现：（1）当尘气比较小时，尘气比与金属丰度的关系为准线性关系，而当尘气比较高时，尘气比与金属丰度的关系严重偏离线性关系，表明常用的幂律近似很差;（ii）偏离线性行为的程度主要取决于参数$χ$，即以恒星形成率（SFR）为单位的星系质量流出率的“微分”;（iii）代表尘气比与金属丰度之间关系的曲线的形状不依赖于SFR，而只依赖于$χ$ ;然而，给定星系在曲线上的具体位置确实依赖于$ψ$ ;（iv）BCD金属度偏析是由于较高的$ψ$以及显著的质量流出差异。因此，缺乏相关性可能是由于这些天体的恒星形成速率和$χ$值有很大差异。
1997-11-27 astro-ph
Metallicity Effects in PDRs
光解离区的几乎所有性质都取决于它的金属丰度。决定气体和尘埃温度的加热和冷却效率、尘埃成分以及影响PDR化学结构的元素丰度只是证明金属丰度效应在PDR中重要性的三个例子。PDR通常与恒星形成的地点有关。如果我们想了解我们自己的银河系和遥远的低金属量天体的恒星形成历史，我们需要了解金属量如何作用于PDR物理和化学。
2008-01-30 astro-ph
Dust-driven Winds and Mass Loss of C-rich AGB Stars with subsolar Metallicities
我们调查的质量损失的高度发展，低和中等质量的恒星和恒星样品与太阳下的金属。本文给出了适用于LMC/SMC型恒星星族的定性和定量描述。为此，我们采用相同的方法，我们没有为太阳金属丰度的恒星和计算流体动力学风模型，包括尘埃形成与LMC和SMC丰度下考虑一个适应模型假设。特别是，我们改进了治疗的辐射转移问题，以适应较大的非本地的贡献发生较小的不透明度。对于每个风模型，我们确定一个平均质量损失率。由此产生的，近似的质量损失公式，然后适用于良好的测试和校准的恒星演化计算，以量化恒星的质量损失。LMC和SMC金属丰度的动力学模型导致与太阳金属丰度模型相同数量级的质量损失率，这在这种基本方法中与观测一致。然而，流体动力学性质如流出速度（对于固定的C/O丰度比）明显不同。虽然LMC和太阳金属丰度模型的临界光度相当一致，但SMC模型需要更高的光度才能产生尘埃驱动的风。
2008-05-23 astro-ph
Chemically Consistent Evolutionary Models with Dust
作为一种工具来解释附近和高红移星系的数据从光学到K波段，我们提出了我们的化学一致的分光光度演化合成模型。这些模型考虑到不断增加的初始金属丰度连续恒星世代使用最近公布的金属丰度依赖恒星演化轨迹，恒星产量和模型大气光谱。分析了金属丰度的影响。尘埃的吸收是根据气体含量和丰度来计算的，因为它随时间和星系类型而变化。我们将我们的模型与IUE模板光谱进行比较，并能够预测不同光谱类型的UV通量。结合宇宙学模型，我们得到了各种星系类型的演化和k-校正，并显示了仅使用太阳金属丰度输入物理模型的差异作为红移，波长带和星系类型的函数。
1999-06-21 astro-ph
Dust obscuration of DLA galaxies
我们发现，类星体吸收体的消光系数随任何挥发性金属（如锌）的对数柱密度呈指数增加，并存在一个特征转折点，在此转折点以上类星体会严重变暗。本文导出了DLA系统的消光、HI柱密度、金属丰度和尘埃中铁含量之间的关系。我们使用这种关系来估计尘埃遮蔽的N（HI）和金属丰度的统计分布的DLAs的星等限制调查测量的效果。在红移范围内，锌柱密度的测量有足够的统计（1.8 </= z </= 3），我们发现，遮蔽偏差影响的形状观察到的分布。金属丰度分布特别受偏差的影响，这阻碍了对具有近太阳金属丰度的DLA星系的探测。在不调整尘埃参数的情况下，我们的结果完美地再现了Boisse及其合作者在1998年发现的DLA观测阈值log N（ZnII）</~ 13.15，即遮蔽度的快速上升。我们的预测的影响的偏差的统计数据的DLAs是一致的观测结果从无偏的调查无线电选择类星体。
2005-10-07 astro-ph
Dust and hydrogen molecules in the extremely metal-poor dwarf galaxy SBS 0335-052
在星系演化的早期阶段，金属丰度通常较低，附近贫金属的恒星形成星系可能为原始恒星的形成提供模板。特别是，这些物体的尘埃含量非常重要，因为早期的分子形成可以发生在颗粒上。为了深入了解高红移的原始星系，我们研究了附近极低金属量星系SBS 0335-052的尘埃含量，该星系拥有一个非常年轻的星暴（<1000万年）。在年轻的星系中，II型超新星的尘埃形成率决定了尘埃的数量，并通过将最近的研究结果纳入II型超新星的尘埃生产模型的尘埃含量的演变。如果恒星形成区是致密的（< 100 pc），正如SBS 0335-052的观测所表明的那样，我们的模型一致地解释了这个低金属量天体中的尘埃数量，远红外光度和尘埃温度。我们还讨论了H_2丰度。该区域的致密性对H_2的形成是重要的，因为尘埃对紫外光子的光学深度变大，H_2的解离被抑制。最后，我们专注于阻尼Ly α系统的影响。
2002-01-08 astro-ph
Star Formation, Metallicity and Dust Properties Derived from the SAPM Galaxy Survey Spectra
我们推导出恒星形成率（SFR），气相氧丰度和有效的尘埃吸收光学厚度的样本的星系从Stromlo-APM红移调查使用新的Charlot和Longhetti（2001; CL 01）模型，提供了一个物理上一致的描述恒星，气体和尘埃的综合光谱的影响。我们的样本由705个星系组成，测量了Halpha，[OII]以及[NII]和[SII]中的一个或两个的通量和等效宽度。对于一个子集的星系，60和100微米的红外天文卫星通量。我们比较了恒星形成率使用模型与使用标准估计的基础上的Halalpha，[OII]和远红外光度的星系。CL 01 SFR估算值与IRAS通量的估算值吻合良好，但通常比Halpha或[OII]通量的估算值高约3倍，即使对数据进行了通常的平均衰减校正A_Halpha=1等。我们发现，这种差异的原因是，标准的Halpha估计忽略了电离光子的吸收，尘埃在HII地区和污染的Halpha发射恒星吸收。我们还使用我们的样本来研究恒星形成和金属丰度的变化作为星系绝对BJ星等的函数。对于这个样本，每单位bJ光度的恒星形成率与星等无关。气相氧丰度确实随着BJ光度的增加而增加，尽管在固定星等下金属丰度的分散性很大。
2001-11-14 astro-ph
Metallicity Evolution of Damped Lyman Alpha Systems In Lambda CDM Cosmology
利用一个新的，高质量分辨率的流体动力学模拟，我们计算阻尼莱曼α系统（DLAs）的金属丰度演化，并找到一个合理的协议与观测。特别是，观察到的DLA金属丰度的缓慢演变自然发生在模拟中，由于物理和观测选择的综合影响。缓慢的金属丰度演变是由于稳定的转变，随着时间的推移，最高的金属丰度系统的“星系”，从而耗尽这一类，而所有较低的金属丰度系统显示，个别地，金属丰度的增加。虽然DLA金属丰度随红移的变化趋势与观测结果吻合较好，但在探测的红移范围内（z=0-5），模拟DLA的平均金属丰度似乎比观测值高0.3-0.5 dex。我们的研究表明，这种差异可能归因于观测选择效应，由于尘埃遮蔽。如果我们考虑到尘埃遮蔽效应，我们的模型再现了所观察到的金属丰度演化的幅度和斜率。我们发现DLAs不是一个简单的总体，而是探测一系列不同的系统，并且混合随红移而变化。从z=5到z=1，气相中大约50%的金属都处于DLAs中，当金属被冲入IGM中较热的成分并被锁定在恒星中时，在z \le 1处迅速下降到z=0时的约20%。虽然不是本研究的主要重点，我们发现，该模型提供了很好的匹配观测相对于柱密度分布和中性气体含量的演变，如果考虑到相同的尘埃遮蔽。我们发现Omega_{DLA,comp} =（1-3）E-3，这取决于尘埃遮蔽的影响。
2003-07-29 astro-ph
The optical-to-radio spectral energy distributions of low-metallicity blue compact dwarf galaxies
本文给出了7个低金属丰度蓝矮星系（BCD）在0.3 $μ$ m到90 cm波段的光谱能量分布（SED）。除了从文献中编译的数据外，我们还报告了样本中星系的新SCUBA数据，包括已知的两个最贫金属的恒星形成星系IZw 18和SBS 0335 -052。标准的星暴模板M82和Arp 220并不能很好地近似于我们样本中的任何BCD SED。相反，几个SED的特征在于：（i）近似平坦的无线电光谱，表明主要的热过程;（ii）远红外（FIR）光谱，峰值或短于60 $μ$ m;（iii）一个显着的温暖的尘埃成分和缺乏芳香特征的排放（或多环芳烃）中红外（MIR）。低金属丰度BCD的SED不遵循“规范的”标度关系，基于射电连续谱、FIR和MIR光度的“标准”恒星形成指标可能因$\simgt10$的因素而存在差异。我们提出了新的模式的尘埃SEDs从5 $μ$ m到1厘米，并得出红外光度，尘埃分布，温度和质量。所观察到的SEDs和尘埃模型解释的主动/被动制度的恒星形成和金属丰度的趋势。最后，我们讨论了我们的研究结果对$z\simgt6$星暴人口，这将是即将到来的亚毫米波和无线电设施检测的影响。
2005-01-11 astro-ph
High redshift CO line emission: perspectives
虽然最近在CO谱线上探测到了十几个高红移（z大于2）的星暴星系，但对非常年轻星系的分子气体的光谱探测仍然非常困难。CO谱线通常是光学厚的，这极大地限制了随红移而增加的发射，正如在尘埃连续谱中所观察到的那样。然而，未来的工具（LMT，ALMA等）将允许在这一领域取得巨大进展，并讨论了前景。计算是基于一个简单的外推已知的恒星爆发星系在较低的红移。
2000-08-29 astro-ph
The Metallicity and Dust Content of HVC 287.5+22.5+240: Evidence for a Magellanic Clouds Origin
我们估算了银河系方向l~287，b~23的高速云HVC 287.5+22.5+240中S和Fe的丰度。HVC 287.5 + 22.5+240相对于当地静止标准速度为+240 km/s。测量是基于这些元素的紫外线吸收线在哈勃太空望远镜光谱的NGC 3783，一个背景的塞弗特星系，以及新的H I 21厘米干涉数据与澳大利亚望远镜。我们发现S/H=0.25+/-0.07和Fe/H=0.033+/-0.006太阳能，S/Fe=7.6+/-2.2倍太阳能比率。S/H值提供了HVC中化学富集水平的准确测量，而超太阳S/Fe比清楚地表明存在尘埃，这耗尽了Fe的气相丰度。这里获得的金属丰度和耗尽信息，再加上HVC在天空中的速度和位置，强烈建议HVC起源于麦哲伦云。很可能（虽然不是必要的），产生麦哲伦流的同一过程也是造成HVC 287.5+22.5+240的原因。
1997-10-04 astro-ph
The role of dust in "active" and "passive" low-metallicity star formation
研究了尘埃在贫金属蓝矮星系（BCD）恒星形成活动中的作用。观测表明，BCD中的恒星形成发生在两种不同的状态：“主动”和“被动”。“主动”BCD拥有超级星团（SSC），其特征是体积紧凑，富含H2含量，尘埃光学厚度大，尘埃温度高;“被动”BCD更分散，尘埃温度较低，缺乏SSC和大量的H2。通过处理有关恒星和尘埃形成的物理过程，我们能够同时再现两种恒星形成模式（主动和被动）的所有上述性质。我们发现，这两个制度之间的差异可以理解，通过变化的“紧凑性”的恒星形成区域：一个“活跃”的模式出现，如果该地区是紧凑的（半径$\la 50$ pc）和致密（气体数密度$\ga 500$ cm $^{-3}$）。这些尘埃来自致密恒星形成区的II型超新星，有效地将加热光子重新加工成红外线，并在数百万年的时间内诱导快速的H2形成。这解释了高红外发光度、高尘埃温度和活性BCD的大量H2含量。此外，“活跃”星系中的气体在几个动力学时间尺度上冷却（$\la 300$ K），由于有利的（冷却）条件，产生了“失控”的恒星形成插曲。如果我们假设一个扩散区（半径为$\ga 100$ pc，气体数密度为$\la 100$ cm $^{-3}$），那么被动BCD的轻微消光和相对较低的分子含量也可以用相同的模型来解释。最后，我们讨论了在高红移星系的“主动”和“被动”恒星形成的情况下，原始恒星的形成。
2004-04-15 astro-ph
A Spitzer mid-infrared spectral survey of mass-losing carbon stars in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱调查的质量损失碳星（和一个富氧星）在大麦云云。光谱覆盖5- 38微米的波长范围。它们表现出不同的组合的灰尘连续，灰尘排放功能（SiC，MgS）和分子吸收带（C2 H2，HCN）。一组四个窄带，被称为曼彻斯特系统，用于定义尘埃碳星的红外连续谱。研究了连续色与尘埃强度和分子特征之间的关系，并与类似颜色的银河系恒星进行了比较。星周7微米的C2 H2带被发现在较低的金属丰度更强，从银河系中的恒星，LMC和SMC的比较。这是由碳的疏浚，导致较高的C/O比在低金属（少O）。在我们的光谱中看到的一个可能的10微米吸收特征可能是由于C3。这个波段也被星际硅酸盐或硅-亚硝酸盐尘埃识别。的线连续比theSiC和MgS带显示出一些迹象，在低金属丰度较低。MgS谱带仅在尘埃温度低于600 K时出现。我们讨论了选择的碳与富氧AGB星使用的J-K与K-A的颜色，并表明，这些颜色是相对不敏感的化学类型。贫金属的碳星从自身产生的碳形成无定形碳尘。富氧尘埃的形成效率更强烈地依赖于金属丰度。我们认为，在较低的金属丰度的环境中，尘埃输入到星际介质的AGB星是有效的，但可能强烈偏向于碳质尘埃，相比银河系。
2006-02-24 astro-ph
Submillimeter observations of IC 10: the dust properties and neutral carbon content of a low metallicity starburst
我们提出了亚毫米观测本星系群，金属贫乏，不规则矮星系IC 10，直接相关的原始星系中的星际介质和恒星形成活动之间的相互作用。利用JCMT观测到该星系中质量最大的巨分子云复合体IC 10-SE在492 GHz处的精细结构中性碳跃迁和12 CO和13 CO的转动J=3-2跃迁。我们发现，虽然这个天体的I（[CII]）/I（CO）比典型的银河系大4倍，但它的[C~I]与CO的强度比I（[CI]）/I（CO）~18与银河系相似（仅大50%左右）。[CII]/CO和[CI]/CO强度比与金属丰度的模型表明，如果C+和C主要由UV光解产生，则这两个比率应随着金属丰度的降低而急剧增加（从而减少UV屏蔽; Bolatto，Jackson和Ingalls 1999）。然后，这些数据表明，这些云中的一个重要部分C的不同来源，与光解无关。我们还利用SCUBA绘制了该地区850 μ m连续谱。采用这些数据结合KAO和IRAM测量，我们发现一个极低的发射率指数，b~0.5。我们的结论是，这个低指数是最有可能的小尘埃颗粒的破坏，所带来的紫外线辐射的渗透率增加，在低金属ISM。如果亚毫米波的低b值是贫金属系统的一般特性，那么对高z星系的毫米波和亚毫米波观测的解释应该被修正。
1999-11-01 astro-ph
Global Law for Dust-to-gas Ratio of Spiral Galaxies
利用旋涡星系尘埃演化的单带模型，并将瞬时再循环近似应用于模型方程，研究了旋涡星系的尘埃-气体比。考虑了四个过程;尘埃的形成是由恒星质量损失所喷射出的重元素、超新星遗迹中的尘埃破坏、恒星形成区域中的尘埃破坏以及重元素在先前存在的尘埃颗粒上的吸积。该方程描述了尘气比和金属丰度之间的简化关系。该关系与恒星形成速率无关。通过与邻近旋涡星系观测数据的比较，我们指出：（1）旋涡星系必须考虑到对已存在尘埃粒子的吸积过程，（2）低金属丰度的旋涡星系可以限制恒星喷射重元素产生尘埃的效率;（iii）Salpeter和Scalo初始质量函数与旋涡星系的数据一致。
1998-11-11 astro-ph
Dust depletion and abundance pattern in damped Lyman-alpha systems: a sample of Mn and Ti abundances at z<2.2
我们分析了24个阻尼莱曼α（DLA）/中等DLA系统在0.3<z<2.2，所有的弱MnII吸收线的测量，调查元素的比例可能被用作示踪剂的尘埃耗尽或核合成的影响。我们应用了一个组件的组件分析，并表明，标准的方法，使用柱密度集成在整个吸收曲线可能大大低估了相对于铁的稀有元素的丰度。我们发现[Mn/Fe]和[Zn/Fe]之间的明显相关性不能用任何尘埃贫化序列来解释：它意味着内在Mn相对于Fe的丰度在-0.3到+0.1dex之间的变化和/或贫化水平与金属丰度之间的关系。[Mn/Fe]与金属丰度之间的相关性强化了[Mn/Fe]内在变化的假设，尽管[Zn或Si/Fe]与[Zn/H]之间也存在一些边缘相关性。[Ti/Fe]与[Zn/Fe]的变化也不能用单一的降尘序列来拟合。在高金属丰度（[Fe/H]dc>~-0.5）时，DLA吸收体中Si、Ti、Cr和Mn的本征（经尘埃校正）丰度模式与银河系恒星中观察到的趋势密切相关，因此这些吸收体的化学演化与银河系相似。在较低的金属丰度下，一些吸收体确实遵循银河系恒星中存在的趋势，但其中相当一部分的元素比（特别是[Si/Fe]dc和[Mn/Fe]dc）比银河系恒星更接近太阳值。这可以解释为Ia型超新星对这些DLA吸收剂的化学富集的贡献大于类似金属量的银河系恒星。这种贫金属的DLA吸收剂人口可以跟踪HI丰富的矮星系。（节录）
2002-02-06 astro-ph
Submillimeter Observations of Low Metallicity Galaxy NGC 4214
本文介绍了利用JCMT上的SCUBA对邻近的矮不规则星系NGC 4214进行亚毫米（450微米和850微米）观测的结果。我们的目的是研究远红外到亚毫米光谱能量分布（SED）和低金属丰度环境中的尘埃热辐射的性质，选择NGC 4214，其中气体金属丰度（log O/H + 12）为8.34。我们发现SED与IRAS亮星系样本（IBGS）非常相似，IBGS是局部的亮恒星形成星系，其金属丰度与太阳丰度相当。用单温灰体模型拟合得到的NGC 4214的尘埃温度和发射率指数分别为Td = 35 \pm 0.8 K和β = 1.4 \pm 0.1，这是IBGS的典型值。通过对邻近类似矮不规则星系的研究发现，NGC 1569和NGC 4214的结果相似，而NGC 4449和IC 10 SE的SED和低发射率指数不同。贫金属矮不规则星系中似乎存在着各种各样的SED。我们研究了星际辐射场强度和双温度模型的依赖性，但差异的来源尚不清楚。除了金属丰度和星际辐射场之外，还有其他机制控制着尘埃的发射特性。
2004-08-29 astro-ph
