Dehydrogenated polycyclic aromatic hydrocarbons and UV bump
最近的计算表明，消光曲线中约217.5 nm处的UV凸起可以用多环芳烃在几种电荷状态下的复杂混合物来解释。其他研究提出，载体是由中性和单电离脱氢的晕苯分子（C24 Hn，n小于3）组成的有限种群，与星际多环芳烃氢化状态模型预测中等大小的物种高度脱氢一致。为了评估后一种假设的观测结果，我们进行了脱氢多环芳烃的电子光谱的系统研究。我们使用我们的第一个结果，看看这样的光谱是否表现出强烈的一般趋势后脱氢。我们在密度泛函理论（DFT）的框架下使用最先进的技术来获得电子基态几何结构，并使用含时DFT来评估电子激发态性质。计算了C_（24）H_n（n= 12，10，8，6，4，2，0）在中性和阳离子电荷状态下的吸收截面。对其他多环芳烃及其完全脱氢的对应物进行了类似的计算。发现π电子能量总是受到脱氢的强烈影响。在我们研究的所有情况下，渐进脱氢转化为相应的渐进蓝移的主要电子跃迁。特别地，随着脱氢，π-π * 集体共振变得更宽和更蓝。因此，预测其计算的能量位置落在紫外线凸起和消光曲线的远紫外线上升之间的间隙中。由于这种影响似乎是系统性的，它构成了严格的观测限制柱密度强脱氢中型多环芳烃。
2008-09-05 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
AGN Reddening and Ultraviolet Extinction Curves from Hubble Space Telescope Spectra
给出了14个活动星系核的内禀消光曲线。活动星系核的红化，E（B-V），高达0.36马格。大多数（13出14）的消光曲线是不陡峭的紫外线。在七条最佳消光曲线中，有五条在光学和近紫外线下的消光曲线与标准银河系曲线一样平坦，但在远紫外线下更平坦，并且没有2175埃的特征。其中一个活动星系核B3 0754+394具有陡峭的SMC样消光曲线，另一个活动星系核Mrk 304具有LMC样消光曲线，可能包括2175 Ang。碰一下。剩下的七个较低质量的消光曲线具有与LMC状形状或平坦形状一致的整体形状。两个可能有2175个特征，一个可能与银河系曲线相同。在我们确定的最佳消光曲线中占主导地位的平坦曲线并不像Gaskell等人（2004）的射电强活动星系核消光曲线那样平坦。这表明，由于复合光谱中的光度依赖性红化偏差，先前的射电消光曲线在4 < 1/lambda < 6.5倒数微米的范围内可能稍微太平坦，但需要进一步的研究。我们提出了一个参数化的平均活动星系核消光曲线。观测到的活动星系核的连续特性的变化是不一致的内在对象到对象的变化，因为观测到的差异是最小的远紫外线的变化，在吸积盘光谱应该是最大的。我们认为，Lyman α附近活动星系核光谱的变陡是由于少量的类SMC尘埃（E（B-V）~ 0.03）的存在。我们发现最大的对象到对象的光谱形状的差异是在Fe II发射的“蓝色小肿块”。
2007-11-07 astro-ph
Comparing Ultraviolet and H alpha Star Formation Rates
我们使用了43个恒星形成星系的样本，在远紫外（FUV）的UIT补充与FAUST观测到的33个星系，探索UV和H α衍生的恒星形成率（SFR）的一致性。我们发现，即使在校正的灰尘，UV和H α SFR是定量一致的低光度星系，和高光度星系的H α SFR的一个因素的1.5高于他们的UV SFR：这反映了灰尘的影响。我们的研究结果是一致的情况下，紫外线尘埃消光比H α尘埃消光在一个给定的星系，是一个小于2的因素，并有超过4个星等范围的H α尘埃消光与星系光度松散相关，低光度星系往往有较低的消光比他们的高光度同行。
2000-08-16 astro-ph
Extinction Corrected Star Formation Rates Empirically Derived from Ultraviolet-Optical Colors
利用斯隆数字巡天光谱目录中的星系样本与GALEX介质成像巡天中测量的恒星形成率（SFR）和紫外（UV）光度测定，我们推导出SFR与UV光度比和蓝色序列星系的UV光学颜色之间的经验线性相关性。这些关系提供了一个简单的处方，以纠正紫外线数据的灰尘衰减，最好的调和SFR来自紫外线和发射线数据。该方法分解为红色序列人口以及非常蓝色的星系，如本地的“超紧凑”紫外发光星系和大多数高红移莱曼破碎星系，形成自己的低衰减序列。
2007-07-20 astro-ph
Ultraviolet Dust Grain Properties in Starburst Galaxies: Evidence from Radiative Transfer Modeling and Local Group Extinction Curves
本文总结了星暴星系中尘埃粒子紫外特性的证据。对星暴星系的观测清楚地表明，2175 A特征很弱或不存在。这可能是由于辐射转移效应（混合尘埃和恒星）或由于尘埃颗粒不具有这种特征。球形DIRTY辐射转移模型暗示这不是辐射转移效应，但其他具有圆盘/凸起几何形状的辐射转移模型发现了可能是辐射转移效应的情况。最近对麦哲伦云和银河系的消光曲线的研究表明，传统的关于小麦哲伦云中没有2175 A特征的低金属丰度的解释可能是不正确的。SMC有一个具有2175 A特征的视线，而银河系的视线没有这个特征。此外，在麦哲伦星云和银河系中发现2175 A特征很弱或不存在的地方，有证据表明最近有恒星形成。综合星暴星系的辐射转移模型和本群消光曲线的行为，星暴星系中的尘埃颗粒可能本质上缺乏2175 A特征。
2005-01-25 astro-ph
An Ultraviolet-to-Radio Broadband Spectral Atlas of Nearby Galaxies
给出了斯皮策红外近星系巡天（SINGS）中所有75个星系的紫外-射电连续谱能量分布。对样本的主成分分析表明，样本的光谱变化大多来自两个基本成分，一个代表红外-紫外比低的星系，另一个代表红外-紫外比高的星系。研究了几个参数对红外-紫外比的影响（例如，光学形态、星盘倾角、远红外颜色、紫外光谱斜率和恒星形成历史）。与我们对正常恒星形成星系的理解相一致，与更活跃的恒星形成星系相比，SINGS星系样本在红外-紫外光谱斜率相关性与紫外光谱斜率相关性方面表现出更大的色散。早期型星系，表现出低的恒星形成率和高的光学表面亮度，有最不一致的红外-紫外相关。这些结果表明，恒星形成历史可能是星系间宽带光谱变化的主要调节者。最后，一项新的发现表明，24微米的形态可以成为参数化全球尘埃温度和附近星系紫外线消光的有用工具。在矮/不规则星系的尘埃排放是cloudly和温暖的伴随着低紫外线消光，而在螺旋星系通常有一个更大的弥漫组成部分，较冷的尘埃和平均紫外线消光。对于具有24微米核辐射的星系，尘埃温度和紫外线消光相对于盘星系而言相对较高。
2006-10-26 astro-ph
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. II. Magellanic Cloud Sight Lines
我们提出了一个消光分析的9个路径通过LMC和SMC的基础上FUSE的观测。到目前为止，只有两个LMC视线探测尘埃颗粒成分和大小分布在云中使用光谱，包括波长短至950 A。我们补充这些结果，从4个地区区分其IR通过UV消光曲线和分组为LMCAvg，LMC 2，SMC酒吧和SMC翼。尽管银河系和麦哲伦云消光的不同特征，我们的结果通常类似于银河系曲线中发现的，每个消光曲线的FUSE部分被FM曲线描述得相当好，FM曲线只适合于较长的波长数据，缺乏任何戏剧性的新的消光特征，任何偏离CCM形式主义的情况都持续到FUV波长。对这些曲线的MEM分析表明，LMCAvg和SMC机翼瞄准线需要的灰尘中硅和/或碳比当前丰度测量所允许的要多，而LMC 2和SMC杆瞄准线的要求并不完全加重可用储层的负担。这种分析的中间产物是测量麦哲伦星云中新的H_2丰度。综合考虑具有显著H_2柱密度的云视线，E（B-V）/N（HI）比相对于银河系平均值减小了显著的因子，而相应的E（B-V）/N（H_2）值更接近于银河系的对应值。这些趋势反映了这样一个事实，即在这些视线f（H_2）-值低于那些常见的银河系中的路径具有类似程度的红化。
2005-05-19 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
Structure of the Mid-Infrared Emitting Disk Around WL16
WL 16是蛇夫座ρ云核心内年轻恒星星族中的一个独特成员：它的扩展（900天文单位直径），高表面亮度盘仅在中红外波长可见。我们目前的衍射极限（~ 0.3 arcsec）的图像，从7.9到24.5微米，在凯克II望远镜获得的WL 16。我们发现中心恒星是一颗250 Lsun，4 Msun，Herbig Ae恒星，通过rho Oph云核心的前景材料看到，提供了Av=31+/-1等的消光。通过所有九个观察到的通带检测到WL 16的盘。因此，我们确认，发射粒子是由多环芳烃（PAHs）和非常小的（5- 100埃）石墨颗粒（VSG）。我们确认了一个解决（1.5”直径）核心组件在7.9和8.8微米，由于从带正电的多环芳烃的排放。首次发现在圆盘边缘12.5微米处的发射增强，并且表明存在比在圆盘的大部分中发现的更大（>= 50-80个碳原子）的多环芳烃和/或更多氢化的多环芳烃。我们发现了一个圆盘的不对称性，在所有九个中红外波长处观察到，在距离中心源1”-2.5”（对应于125 AU <= r <= 300 AU）的投影半径处。
2002-11-07 astro-ph
Small PAHs in the Red Rectangle
在我们最初发现红色矩形（RR）光谱中的蓝色发光并将其鉴定为小的三至四环多环芳烃（PAH）分子的荧光之后，我们报告了蓝色发光和3.3微米发射之间的空间相关性，通常归因于小的中性PAH分子，以及新导出的RR中心源HD 44179的UV/光学衰减曲线。这两个结果都为质量小于250 a.m.u.的小PAH分子的存在提供了强有力的额外证据。在RR中，其支持相同分子的蓝色发光归因于荧光。我们对比前两个发射的出色的空间相关性与明显不同的空间分布的扩展红色发射（ERE）和灰尘散射光内RR。中央恒星的紫外/光学衰减曲线不同于任何星际消光曲线，被解释为仅由星周不透明度引起。这种不透明性的主要贡献是在中紫外线的宽带中的反射，有助于发光的PAH分子的电子激发，以及在远紫外线中7.5 eV附近的急剧电离不连续性，这对负责这种吸收的PAH分子的质量设置了急剧的上限。远紫外吸收的强度导致RR中PAH分子相对于氢的丰度为10^{-5}。这种小的多环芳烃可能是RR的环境所独有的，在那里它们被密集的圆星盘屏蔽了。
2004-10-05 astro-ph
Properties of dust in the high-latitude translucent cloud L1780 I: Spatially distinct dust populations and increased dust emissivity from ISO observations
我们用100和200微米的ISOPHOT图和60、80、100、120、150和200微米的光栅扫描分析了高银纬半透明云Lynds 1780中尘埃的性质。在远红外（FIR）发射中，云有一个单一的核心，与最大的视觉消光和200微米的光学深度相一致。在3.0弧分分辨率下，最大消光系数为4.0等，在1.5弧分分辨率下，云核最低温度为14.9 ± 0.4 K，最大光学厚度为2.0 ± 0.2 × 10~（-3）。云量估计为18 M_{SUN}。FIR的观测，结合红外天文台的观测，建议存在不同的，空间上不同的尘埃颗粒人口的云：FIR核心区域是“经典”的大颗粒的领域，而非常小的颗粒和多环芳烃有单独的最大值的东侧的冷芯，对“尾巴”这个彗星状的云。颜色比表明L1780中多环芳烃和VSG的过量。我们的FIR观测结合光学消光数据表明，冷核中的大颗粒尘埃成分的发射率增加，这表明大颗粒的性质发生了颗粒凝聚或其他一些变化。基于我们的观察，我们还解决了这样一个问题，在多大程度上80 μ m的发射，甚至100 μ m和120 μ m的发射包含的小颗粒成分的贡献。
2006-02-16 astro-ph
A New Measurement of the Average FUV Extinction Curve
我们已经测量了消光曲线在远紫外波长范围内（900 - 1200 A）使用的光谱与伯克利EUV/FUV光谱仪在ORFEUS-I和ORFEUS-II任务期间，在1993年和1996年。从这些任务中观察到的早期型恒星的完整样本中，我们选择了具有相同光谱类型但不同红度的恒星对来测量差分FUV消光。我们模拟了分子氢吸收的影响，并排除了光谱中受影响的区域，以确定单独来自尘埃的消光。我们尽量减少错误编目的光谱类型的恒星的不准确性，使我们自己的决定的光谱类型的基础上，他们的IUE光谱。我们发现大量的分散在个别恒星对的曲线，并提出了详细的检查的不确定性及其对每个消光曲线的影响。我们发现，由于潜在的大的不确定性，固有的使用对方法在FUV波长，仔细分析测量的不确定性是至关重要的，以评估真正的尘埃消光。我们提出了一个新的测量平均远紫外消光曲线的莱曼极限，我们的新测量是一致的Savage和Mathis（1979）的标准消光曲线的外推。
2001-09-25 astro-ph
Quantifying dust and the ultraviolet radiation-density in the local universe
一个有远红外线和紫外线通量的局部星系样本被用来估计星系中的特征尘埃消光，并测试标准尘埃特性是否合理。假设星系可以用一个单一的尘埃光学厚度来表征（当然对于具有主要星暴成分的星系是无效的），本地星系的红外过量和紫外颜色被发现与正常的银河系尘埃一致，E（B-V）的平均值为0.16。很大一部分的尘埃加热是由于较老，较低质量的恒星，这一比例增加到早期星系类型。用一个简单的屏尘模型对星暴星系的F_fir/F_uv与uv的色图进行分析，并不支持Calzetti（1999）而不是银河系的消光定律，尽管在几个具有IUE光谱的星系中没有预期的强2200 A特征确实表明需要更详细的辐射转移模型，可能是非球形几何。一个简单的处理，其中的100/60亩的通量比是用来减去光学厚的星爆贡献的远红外辐射的结果在较低的消光估计的光学薄卷云组件，平均E（B-V）为0.10的紫外线光度密度，尘埃消光校正，推导出和本地的平均恒星形成率推断值。这与以前从紫外线调查和H-α调查中得出的估计一致。
2003-05-02 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
Modelling galaxy spectra in presence of interstellar dust. I. The model of ISM and the library of dusty SSPs
在本文中，第一个系列的两个致力于模拟不同形态类型的星系在尘埃的存在下的光谱，我们提出了我们的描述的尘埃都在弥漫ISM和分子云。我们的尘埃模型考虑了三种成分，即石墨，硅酸盐和多环芳烃。我们认为，并适应我们的目标，两个处方的尘埃颗粒的大小分布和两个模型的排放的灰尘ISM。通过计算银河系和大、小麦哲伦云典型环境的消光曲线和发射，并与观测资料进行比较，对ISM的发射和消光模型进行了验证。我们采用的最后一个模型是一个混合模型，它结合了Guhathakurta等人（1989）对石墨和硅酸盐排放的分析和Puget等人（1985）对PAH排放的分析，并使用了Weingartner等人（2001 a）的分布定律和Weingartner等人（2001 b）的多环芳烃电离模型。我们应用该模型来计算不同年龄和化学成分的SSP的SED，这可能会受到严重影响的尘埃在年轻的，大质量的恒星，而他们仍然嵌入在他们的父母MC。我们使用“射线追踪”方法来解决辐射转移的问题，并计算库的SSP SED。特别注意模型的贡献，多环芳烃，引入不同丰度的C在人口中的非常小的碳颗粒（VSGs）和不同的电离状态的多环芳烃。年轻的SSPs的SEDs，然后与四个本地星系的恒星形成区的观测数据进行比较，成功地再现了他们的SEDs从紫外光区的中红外和远红外。
2005-10-17 astro-ph
Detection and Characterization of Cold Interstellar Dust and PAH Emission from COBE Observations
利用COBE航天器上的DIRBE和FIRAS仪器获得的数据，我们给出了高纬卷云3.5-1000 μ m尘埃的平均光谱。这些数据代表了尘埃排放的最全面的波长覆盖范围，以及卷云中多环芳烃存在的第一个有力证据。COBE的数据与由PAH分子和裸露的天文硅酸盐和石墨颗粒组成的尘埃模型非常吻合。从该模型中，我们得到的尺寸分布，相对于总氢柱密度的丰度，和相对贡献的每个尘埃成分所观察到的红外发射。该模型在140-500 μ m波长范围内提供了一个很好的拟合FIRAS光谱，但在500-1000 μ m处留下了多余的银河系发射分量。这一部分的性质仍未得到解决。该模型要求大约85%的太阳碳丰度被锁定在尘埃中，其中三分之一是多环芳烃。剩余的~ 15%在气体中，如从FIRAS检测到的[C II] 158 μ m线发射推断的。多环芳烃发射的总红外功率的约25%，因此必须负责总紫外光消光的相同部分。
1996-10-24 astro-ph
900-1200A interstellar extinction in the Galaxy, LMC, and SMC
我们已经推导出远紫外消光曲线的恒星在银河系，大麦哲伦星云，SMC，从光谱的FUSE卫星观测到的恒星对，匹配的光谱类型和不同数量的红化。这些恒星被其他FUSE计划观测，没有被选为大的红化。因此，在导出的消光曲线的不确定性取决于光度数据。对于银河系中的强变红恒星，在最短波长处的强H2吸收是一个额外的复杂因素。这些初步结果表明，有一个家庭的消光曲线，强烈上升到莱曼极限，并延长相关的消光曲线从较长的波长。
2001-07-11 astro-ph
Optical, Infrared, and Ultraviolet Observations of the X-Ray Flash GRB 050416A
我们目前的紫外线，光学和红外测光的余辉的X射线闪光XRF 050416 A之间采取约100秒和36天后的爆发。我们发现在1930和22，200埃之间的固有光谱斜率为beta = -1.14 +/- 0.20，衰变率为alpha = -0.86 +/- 0.15。没有证据表明在爆发后约0.7至4.7天之间衰变率发生变化。我们的数据表明，在爆发后0.7 ~ 4.7天，光学带和X射线带之间没有光谱突变，这与0.7天K_s带（22，200埃）的冷却突变是向红的相一致的。结合紫外/光学/红外光谱能量分布显示，没有证据表明在X射线荧光光谱050416 A的视线上，宿主星系中有大量的消光。我们的数据表明，沿视线到爆发的河外消光只有大约A_V = 0.2等，这是显着小于预期的消光氢柱密度推断从$X$射线观测的XRF 050416 A假设一个类似于银河系中发现的尘埃-气体比。然而，观测到的消光与小麦哲伦星云中的尘埃与气体的比例是一致的。我们认为，XRF 050416 A可能有一个双组分射流类似于已提出的GRB 030329。如果是这样的话，在0.7到42天之间没有观测到喷流中断是一种错觉，因为大约1.5天后，宽喷流的发射主导了余辉。
2006-09-26 astro-ph
Rocket and FUSE Observations of IC 405: Differential Extinction and Fluorescent Molecular Hydrogen
我们目前的发射/反射星云IC 405的远紫外光谱获得的火箭载长缝摄谱仪和远紫外光谱探测器。这两组数据都表明，星云表面亮度与恒星通量之比（S/F *）向远紫外带通的蓝端增加了大约两个数量级。使用简单的尘埃几何形状的散射模型不能再现所观察到的S/F_* 真实的颗粒属性。FUSE数据的高光谱分辨率揭示了在恒星以北约1000”处有一个丰富的荧光分子氢光谱，它与稳定的蓝色连续谱清晰地区分开来。S/F_* 在所有星云点上基本保持不变，表明荧光分子氢不是蓝色上升的主要原因。我们讨论了三种可能的机制“蓝尘”：差异消光的主导恒星（HD 34078），不寻常的尘埃颗粒的性质，从星云尘埃的排放。我们的结论是，星云几何形状和尘埃聚集程度的不确定性最有可能是造成蓝色上升的原因。作为这个结果的一个有趣的结果，我们考虑IC 405将如何出现在空间未分辨的观测中。例如，如果观测IC 405的空间分辨率小于0.4 pc，观测者将推断出远紫外线通量是真实值的2.5倍，这使得恒星连续体的外观比周围星云的辐射更少熄灭，这种效应让人想起观测到的星暴星系的紫外线特性。
2004-09-13 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
The extinction law in high redshift galaxies
我们估计了两个中等红移星系的尘埃消光定律。LBQS 1009 -0252透镜星系的尘埃在2175 A处没有明显的特征，但与SMC相似，其透镜红移约为zl~0.88。只有当透镜星系的红移为zl~0.3，与星系的颜色、光度或在基平面上的位置完全不一致时，数据才能用正常的银河系消光曲线拟合。在zl=0.68的透镜星系B 0218 +357中的尘埃，其变红的图像位于分子云后面，需要非常平坦的紫外消光曲线，（形式上）R（V）=12 +- 2。这两个透镜系统似乎都有不寻常的消光曲线银河系的标准。
2004-01-26 astro-ph
Diffuse Far-ultraviolet Observations of the Taurus Region
本文用SPIRES/FIMS成像光谱仪观测了金牛座分子云区的远紫外漫反射通量。金牛座地区的FUV连续图，类似于视觉灭绝图，显示了一个独特的云核和晕区。在消光系数Av> 1.5的稠密云核中，背景漫射FUV辐射被遮蔽，而在Av < 1.5的晕区中及晕区以外，可见散射FUV辐射。在1370-1670 A波段，云晕中H2荧光的总强度为I_{H2} = 6.5 x 10^4光子cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}。氢气荧光发射的合成模型与当前的观测结果最吻合，其中氢气密度n_H = 50 cm^{-3}，氢气柱密度N（H2）= 0.8 x 10^{20} cm^{-2}，入射FUV强度I_{UV} = 0.2。在核心中没有看到H2荧光，大概是因为诱导荧光所需的辐射通量不能穿透核心区域。
2006-02-01 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
Extinction curves expected in young galaxies
我们调查的年轻星系的消光曲线，其中尘埃是由II型超新星（SNe II）和/或对不稳定超新星（PISNe）。我们采用Nozawa等人（2003）的SNe II和PISNe中形成的颗粒的组成和尺寸分布。我们发现，消光曲线是相当敏感的内部金属混合在超新星（SNe）。从混合SNe预测的消光曲线主要由SiO2，其特征在于从红外到紫外（UV）的急剧上升。未混合超新星尘埃的消光曲线较浅，这是由于大尺寸（~ 0.1 μ m）Si颗粒的贡献。然而，在未混合的SNe II中，祖先质量是重要的：如果祖先质量小于~ 20 Msun，则消光曲线在UV中是平坦的;否则，消光曲线向短波长上升。在高红移类星体（z=6.2）中观察到的消光曲线有利于未混合SNe II的尘埃产生。我们还提供了一些有用的观测量，使我们的模型可以与未来的高Z灭绝曲线进行比较。
2005-01-10 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
The Mid-Infrared Colors of the ISM and Extended Sources at the Galactic Center
用斯皮策空间望远镜上的IRAC仪器对银河系中心进行了中红外（3.6-8微米）测量。这项调查涵盖了银河系的中心2x1.4度（~ 280 x200 pc）。在3.6和4.5微米的发射主要是恒星源，较暗的合并到一个未解决的背景。在5.8和8微米的恒星源是暗淡的，和大规模的漫发射从ISM的银河系的中央分子区变得突出。调查显示，ISM发射的8至5.8 um颜色在整个调查区域高度均匀。这种均匀的颜色与多环芳烃（PAHs）的平坦消光定律和排放一致。模型表明，如果加热尘埃和多环芳烃的入射辐射场小于太阳附近辐射场的10^4倍，那么这种宽带颜色不应该发生变化。少数几个有异常红色辐射的地区是多环芳烃含量不足的地区，当地的辐射场足够强，可以加热大的尘埃颗粒，产生明显的8微米辐射。这些红色区域包括紧凑的H II区域，Sgr B1，以及拱门和五重星系团周围更广泛的区域。在这些区域，辐射场是太阳附近的10^4倍以上。其他区域的红色辐射表明，厚厚的尘埃云掩盖了深埋的物体或恒星形成的早期阶段。
2008-04-28 astro-ph
The UV (GALEX) and FIR (ASTRO-F) All Sky Surveys: the measure of the dust extinction in the local universe
在2002年年底之前，将发射GALEX卫星（美国航天局/SMEX项目），该卫星将通过1500和2300 A的滤光器观测整个天空的紫外线，最低可达m（AB）21。2004年将发射ASTRO-F卫星，该卫星将在远红外波段进行全天观测。这两个调查的互相关将导致非常大的星系样本，远红外和紫外线通量将是可用的。使用远红外线与紫外线的通量比作为尘埃消光的定量示踪剂，我们将能够测量附近宇宙（z<0.2）的消光，并对消光作为银河系性质的函数进行统计学上的显着分析。特别感兴趣的是建设纯FIR和UV选定的样品，消光将被测量为模板观测高红移星系。
2002-09-12 astro-ph
The Case For Substantial Dust Extinction At z ~ 3
总金属产生率（\dot ρ_Z）和z > 2时的恒星形成率的估计是基于在静止帧紫外线（UV）中观测到的莱曼破裂系统。这些观测对尘埃遮蔽非常敏感。在这里，我阐明和完善的Meurer等人（1997）的方法计算紫外线遮蔽，提出新的关系，准确地模拟尘埃再加工的辐射在当地的星爆。λ = 1600埃的中值遮蔽因子在z ~ 3处为~10，这与高z \dot ρ_Z上的其他约束一致。提出了两个检验来进一步限制\dot ρ_Z在这些红移。
1997-08-18 astro-ph
A Direct Measurement of the Dust Extinction Curve in an Intermediate-Redshift Galaxy
我们提出了一个概念验证的研究，尘埃消光曲线可以提取的红外（IR），光学，紫外（UV）和X射线余辉观测的伽玛暴，而不假设已知的消光定律。我们专注于GRB 050525 A（z = 0.606），我们也提出了红外观测斯皮策太空望远镜在大约2.3天后爆发。我们构造了余辉的光谱能量分布（SED），并利用它导出了宿主星系在7个光学/紫外波段的尘埃消光曲线。通过将我们推导出的消光曲线与已知的模板进行比较，我们看到银河系或银河系的消光定律与小麦哲伦云和大麦云（SMC和LMC）的消光定律相比是不利的，但我们不能排除在我们的消光曲线中存在类似LMC的2175埃凸起。GRB 050525 A的宿主星系中存在的尘埃与气体的比例与大麦哲伦星系中发现的相似，而如果假设SMC模板，则需要大约10%至40%的尘埃。我们的方法是有用的天文台，能够同时观测伽玛暴余辉在多个波段从红外到X射线。
2008-03-25 astro-ph
Rocket Observations of Far-Ultraviolet Dust Scattering in NGC 2023
反射星云NGC 2023是在2000年2月11日由火箭携带的长缝成像摄谱仪在900 - 1400埃波段观测到的。恒星的光谱以及星云散射光的光谱都被记录下来。通过使用蒙特卡罗模拟过程中，散射特性的尘埃推导。的λ是低的，0.2 - 0.4，并减少向较短的波长，而相函数不对称参数是一致的高度前向散射的晶粒，g~0.85。当光学深度增加到较短波长时，消光系数的减小意味着消光曲线中的远紫外上升是由于吸收效率的增加。
2002-04-09 astro-ph
Extinction curves flattened by reverse shocks in supernovae
我们调查的年轻星系的消光曲线，其中尘埃是由II型超新星（SNe II）和/或对不稳定超新星（PISNe）。由于在高红移（z>5）下，低质量恒星不可能是尘埃颗粒的主要来源，SNe II和PISNe的祖先是寿命短的大质量恒星，应该控制尘埃的产生。在这里，我们从理论上研究了由SNe II和PISNe产生的尘埃的消光曲线，考虑到与环境星际介质碰撞引起的反向冲击破坏。我们发现，消光曲线是敏感的周围的气体密度的SN，因为反冲击破坏的效率强烈地依赖于它。破坏是特别有效的小尺寸的颗粒，导致在光学和紫外波长的消光曲线平坦。如此大的环境密度（n_H > 1 cm^{-3}）产生的消光曲线过于平坦，以至于与SDSS J104845.05+463718.3在z=6.2时观察到的消光曲线不一致。虽然消光曲线对环境密度非常敏感，但在目前的观测条件下，尘埃主要由z~6处的SNe形成的假设仍然是允许的。为了进一步量化，环境密度应该通过一些其他方法获得。最后，我们还讨论了我们的高z星系的观测结果的重要性，强调平坦的消光曲线的可能性。
2008-01-17 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
Proto-Galactic Starbursts at High Redshift
我们已经计算了演化的紫外-毫米光谱能量分布（SED）产生的原银河系恒星爆发在高红移，纳入化学演化的星际介质在一个一致的方式。尘埃消光是以一种新颖的方式计算的，它不是基于消光曲线的经验校准，而是基于分子云的寿命，这种分子云延迟了每一代紫外波长恒星的出现，通常为1500万年。预测的静止帧远红外到毫米波发射包括分子发射线光度（$^{12}$ CO和O $_{2}$等分子）的计算与不断变化的化学丰度一致。在这里，我们提出了这个新模型的细节，以及它的预测与几个高红移观测，即：莱曼极限星系的紫外SED，高红移射电星系4C41.17和8 C1435，哈勃深场（HDF）的SCUBA亚毫米巡天，和中等红移椭圆星系的SED比较的结果。通过我们新的红化方法，我们能够拟合莱曼极限星系1512-cB 58的光谱，并且我们发现在1600 nm处的消光约为1.9等。该模型还预测，大多数莱曼极限星系应该有一个$α$值在这个范围内，因为它是观察。一个典型的莱曼极限星系的850 $μ$ m通量密度预计只有$\simeq 0.5$ mJy，因此HDF（或任何其他目前可行的亚毫米巡天）中最明亮的亚毫米光源的光学对应物不太可能是莱曼破裂星系。
1999-10-15 astro-ph
A test for the universality of extinction curve shape
我们提出了一个分析的436视线消光数据覆盖波长范围从近红外（NIR）到紫外线（UV）。我们使用2 MASS数据库中的J，H，K光度学，Wegner（1994）的红外本征色和Wegner（2002）的紫外消光数据。我们排除了19条视线（4%），因为怀疑光度问题的原始样本。基于Cardelli，Clayton，and Mathis（1989; CCM）定律，我们推导了总消光比与选择性消光比（R_V），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定律能够很好地拟合我们的样本中的大多数消光曲线（71%），我们提出了一个目录的R_V和视觉消光（A_V）值为这些情况。我们根据两个主要行为将具有特殊消光的剩余视线分为两组：a）近红外或/和紫外波长区域不能被CCM公式再现（占整个样品的14%）; b）分别获取的近红外和紫外消光数据最适合CCM定律，具有显著不同的R_V值（占整个样品的10%）。我们提出了这样的曲线的例子。我们提醒说，消光曲线的某些特性可能不是内在的，而只是由错误的数据引起的。对这些固有的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。
2005-02-25 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
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
