Dust extinction of HII regions in NGC 598 and NGC 5457
通过形成大范围的Balmer和Paschen发射线的线比，详细研究了NGC 598和NGC 5457中尘埃对明亮HII区的消光。对三种均匀的发射源和遮蔽尘埃的几何分布模型进行了试验。只有在低折射率下，数据才能用均匀平板拟合。对于大多数观察到的HII区域的Witt等人。（1992）“尘埃核”模型与观测结果的匹配程度与通常的前景屏幕假设一样好，但前者意味着更大的实际尘埃含量。发现在一个区域内光学深度V的空间变化的顺序为0.3。
1997-01-16 astro-ph
Life Extinctions By Cosmic Ray Bursts
来自附近并合或中子星（NS）吸积诱发坍缩（AIC）的高能宇宙射线喷流撞击大气层，可在地面、地下和水下产生致命的大气μ子通量，破坏臭氧层并使环境放射性活化。在过去的600年里，它们可能造成了地球上大部分大规模的生命灭绝。电离辐射引起的生物突变可能导致新物种在大规模灭绝后迅速出现。通过对附近所有的中子星双星系统进行识别、绘图和计时，可以获得未来由于NS合并而引起的碰撞的早期预警。一个非常强烈的伽马射线暴可能会提供一个来自附近NS合并/AIC的宇宙射线暴的警告。
1997-05-02 astro-ph
An Atlas of Monte Carlo Models of Dust Extinction in Galaxies for Cosmological Applications
本文基于蒙特卡罗模拟对尘埃星系的辐射转移进行了广泛的研究。这些模拟的主要输出是衰减曲线${\cal A}_λ$（即观测到的尘埃熄灭的总强度与星系固有的未熄灭强度之间的比率，作为波长的函数）。我们探讨了${\cal A}_λ$对一组显著的量（哈勃类型、倾角、尘埃光学厚度、尘埃分布和消光特性）的依赖性，这些量在1250 nm到K波段的大波长范围内，从而最终提供了一个全面的星系尘埃消光图谱，该图谱是电子版的。这项研究特别适合于纳入星系形成演化模型，并直接解释高红移星系的观测数据。
1999-03-04 astro-ph
Dust Extinction in Compact Planetary Nebulae
通过比较射电自由-自由发射和氢复合线图像，研究了尘埃消光对行星状星云（PNs）形态偏离轴对称的影响。利用HST和VLA的高分辨率（~ 0”.1）H-alpha和射电图像，导出了5个致密PNs的尘埃消光图。这些消光图，然后分析了椭球壳电离模型，包括尘埃消光的影响，推断星云的内在结构和在天空中的方向。这种方法提供了一个定量分析的形态结构的PN，并代表了一个步骤超越定性分类的形态类型的PN。
2005-06-21 astro-ph
The ultraviolet extragalactic background light: dust extinction and the evolution of the cosmic star formation rate from z=0 to 0.6
我们发现，在紫外线的星系积累的光可以从它们的光度密度作为宇宙恒星形成率和尘埃消光特性的演化的函数进行评估。预计未来会对演变速度产生限制。目前可用的数据与低z时比（1+z）^（3.5）更陡的演化速率是一致的。如果在2000 A时的光度加权尘埃消光比低于1.2，则有可能出现较浅的速率，正如一些数据所表明的那样。
2003-09-05 astro-ph
Star formation and dust extinction in nearby star forming and starburst galaxies
我们研究的恒星形成率和尘埃消光特性的一个样本附近的恒星形成星系来自Halpha和UV（2000 A）的观测，我们比较它们的一个样本的星爆星系。尘埃消光在Halpha的估计从巴尔末衰减和消光在UV使用FIR到UV通量比或衰减规律的Calzetti等人的星爆星系。的Halpha和UV的排放量与一个非常低的散射的恒星形成的对象和一个高得多的散射的星爆星系。发现在星暴星系中，H α与紫外线通量之比要大2倍。我们比较这两个样本与一个纯粹的紫外线选定的星系样本，我们的结论是，平均Halpha和附近的恒星形成星系的紫外线特性是更有代表性的紫外线选定的星系比星爆星系。我们强调，H α的紫外线通量比是强烈依赖于尘埃消光：F{H α}/F{UV}$和F{FIR}/F{UV}之间的正相关性消失时，H α和UV通量校正尘埃消光。将Halpha与UV的通量比转换成恒星形成率，并结合Balmer衰减测量值，尝试性地用于估计紫外尘埃消光。
2002-01-17 astro-ph
A Direct Measurement of the Dust Extinction Curve in an Intermediate-Redshift Galaxy
我们提出了一个概念验证的研究，尘埃消光曲线可以提取的红外（IR），光学，紫外（UV）和X射线余辉观测的伽玛暴，而不假设已知的消光定律。我们专注于GRB 050525 A（z = 0.606），我们也提出了红外观测斯皮策太空望远镜在大约2.3天后爆发。我们构造了余辉的光谱能量分布（SED），并利用它导出了宿主星系在7个光学/紫外波段的尘埃消光曲线。通过将我们推导出的消光曲线与已知的模板进行比较，我们看到银河系或银河系的消光定律与小麦哲伦云和大麦云（SMC和LMC）的消光定律相比是不利的，但我们不能排除在我们的消光曲线中存在类似LMC的2175埃凸起。GRB 050525 A的宿主星系中存在的尘埃与气体的比例与大麦哲伦星系中发现的相似，而如果假设SMC模板，则需要大约10%至40%的尘埃。我们的方法是有用的天文台，能够同时观测伽玛暴余辉在多个波段从红外到X射线。
2008-03-25 astro-ph
Lyman Continuum Extinction by Dust in H {\sc ii} Regions of Galaxies
我们研究莱曼连续消光（LCE）在H II地区的49 H II地区的银河系，M31，M33，和LMC与莱曼连续光子的估计生产率的红外通量进行比较。在三个旋涡星系的H II区，对氢电离有贡献的莱曼连续谱光子的典型比例为$\la$ 50%。随着金属丰度（或尘气比）的增加，这一比例可能会变小。我们研究了LCE效应对估计的星系恒星形成率（SFR）的影响。银河系尘气比的修正因子为2-5。
2001-06-28 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
Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud
最近的发现，在星暴星系的紫外尘埃消光是类似的小麦哲伦云（SMC）中发现的，促使我们重新调查的紫外（UV）消光中发现的SMC。我们已经能够通过仔细选择匹配良好的红色和未红色恒星对来显着改善以前的研究。此外，我们受益于改进的S/N的NEWSIPS IUE数据和更大的样本SMC明星现在可用。通过搜索IUE最终档案，我们只发现了四颗合适的早期类型恒星，它们明显变红，并且与比较恒星匹配良好。其中三颗恒星的灭绝非常相似。曲线与1/lambda大致呈线性，并且没有可测量的2175 A凸起。第四颗恒星的消光曲线有一个显著的2175 A凸起和较弱的远紫外消光。沿着所有四条视线的尘埃被认为是SMC的本地尘埃。没有明显的银河前景成分。前三颗恒星位于SMC Bar，它们的视线都穿过最近恒星形成的区域。第四颗恒星属于SMC翼，它的视线穿过一个更加安静的区域。因此，SMC中尘埃消光的行为支持尘埃性质对恒星形成活动的依赖。然而，其他环境因素（如银河系金属丰度）也必须是重要的。在大麦哲伦星云30 Dor区域的尘埃，那里有更多活跃的恒星形成，并不具有SMC尘埃的极端消光特性。
1998-01-31 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
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
The extinction by dust in the outer parts of spiral galaxies
为了研究Sb和Sc星系中尘埃的分布，我们分析了37个星系的无偏样本的近红外和光学表面光度学。由于$K$ -波段的光几乎不受尘埃消光的影响，所以$B-K$的颜色是消光量的一个很好的指示器，并且使用颜色-倾角关系，我们可以从统计上确定平均Sb/Sc星系的消光。一般来说，我们发现在旋涡星系的中心区域，一直到它们的有效半径，都有相当数量的消光现象。在外部，在D $_{K,21}$，或在3倍的典型指数尺度长度的恒星分布，我们发现一个最大的光学深度为0.5在$B$的正面星系。如果我们强加一个条件，即尘埃的分布方式与恒星的分布方式相同，那么这个上限将下降到0.1。
1995-06-20 astro-ph
Determining the Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies: A Direct Method Based on Optical and X-ray Photometry
伽马射线暴（GRB）宿主星系的尘埃消光，包含了GRB祖先的性质的重要线索，对去红化至关重要，仍然知之甚少。在这里，我们提出了一个简单的方法来确定GRB宿主星系的消光比较观察到的光谱的内在的X射线光谱外推。该方法的基本原理是从标准火球模型出发：如果光通量衰减指数等于X射线通量衰减指数，则光学和X射线带之间不存在突变频率，因此我们可以从X射线谱中推导出内禀光通量。我们将该方法应用于三个光学和X射线通量具有相同衰变指数的伽玛暴和一个具有推断的冷却突变频率的伽玛暴，得到了它们的宿主星系的静止坐标系消光曲线。得到的消光曲线是灰色的，不像任何本地星系的消光曲线（例如牛奶路，小/大麦云云，或附近的星暴星系）。消光量相当大（视觉消光$A_V$ $\sim$ 1.6--3.4 $\magni$）。我们的模型推导消光曲线的硅酸盐-石墨星际颗粒模型。正如所预期的那样，从“灰色”的性质派生的消光曲线，灰尘的大小分布是倾斜的大颗粒。我们确定，第一次，使用模型导出的尘埃参数和氢柱密度从X射线散射确定的伽玛暴宿主星系的本地尘埃气体比。
2007-12-17 astro-ph
Interstellar Extinction by Spheroidal Dust Grains
对星际消光和偏振的观测表明，星际介质由排列整齐的非球形尘埃颗粒组成，这些尘埃颗粒在从近红外到紫外的波长范围内显示出星际消光曲线的变化。为了模拟消光和偏振，不能使用米氏理论，该理论假设颗粒为固体球体。我们用一种基于T矩阵的方法计算了不同形状（轴比）和尺寸的球形硅酸盐和石墨颗粒的消光效率，并用这些效率来评估波长范围3.4- 1.0微米的星际消光曲线。硅酸盐和石墨颗粒的最佳拟合线性组合的轴比不是很大，符合所观察到的消光曲线相当好。我们计算的体积消光因子Vc，这是一个重要的参数，从宇宙丰度的角度来看，为球状颗粒模型，再现星际消光曲线。我们发现，晶粒的形状不影响体积消光因子。最后，我们还研究了准直椭球体的消光效率和线偏振效率。结果表明，在不同的取向角下，晶粒的形状对线极化效率有很大的影响。
2005-06-22 astro-ph
Properties of dust in early-type galaxies
本文根据对26个早型星系的多色CCD观测资料的分析，报道了尘埃的消光特性。确定了这些星系的尘埃消光的波长依赖性，发现消光曲线平行于银河系消光曲线，这意味着在河外环境中的尘埃的性质是非常相似的银河系。对于样本星系，参数$R_V$（$V$波段的总消光与$B$和$V$波段的选择性消光之比）的值在2.03 - 3.46之间，平均值为3.02，而银河系的正则值为3.1。$R_V$对宿主星系尘埃形态的依赖性也被注意到，在这个意义上，具有良好定义的尘埃带的星系显示出具有较小的$R_V$值的趋势相比，扰动尘埃形态的星系。这些星系的尘埃含量估计使用总消光被发现躺在范围$10^4$到$10^6 \rm M_{\sun}$，一个数量级小于来自IRAS通量密度，表明一个显着的部分与恒星混合的尘埃仍然未被检测到的光学方法。我们研究了由IRAS通量导出的尘埃质量与宿主星系X射线光度的关系，并讨论了早型星系中尘埃的起源问题。
2006-11-12 astro-ph
Examining the evidence for dust destruction in GRB 980703
伽马射线暴对环境的影响是一个重要而突出的问题。特别是尘埃的破坏长期以来一直被预测，但很难获得观测证据。我们研究的证据，尘埃破坏的GRB 980703，其中各种不一致的测量主机星系灭绝已使用GRB余辉发射。我们构建了一个光谱能量分布从近红外到X射线测量消光在早期，并与以前的研究结果进行比较。我们还构建了近红外/光学SED在中间时期，以检查先前报道的减少消光。对于伽玛射线暴的宿主星系来说，灭绝是非常高的。最早的灭绝测量可能低于先前的估计，并与大多数后来的测量结果一致。在一系列的SED中，我们没有发现任何可变灭绝的证据。因此，我们得出结论，在这种情况下，没有明确的证据表明粉尘破坏。
2008-07-25 astro-ph
Extinction curves in AGN
尘埃在环核区域的存在强烈地影响了我们对原子核本身的看法。在类型2对象中效果很强，但在类型1对象中也可能存在较弱的效果。在这些物体中，为了恢复原子核的本征光谱，必须对观测到的光学/紫外光谱进行校正。基于消光曲线的方法对于该目的是方便的，因此最近已经做了显著的努力以确定环核材料的消光曲线。很明显，环核尘埃与我们银河系星际介质中尘埃的平均性质不同：在AGN核尘埃中，众所周知的2175 A特征很弱或不存在，并且在较短波长处的消光曲线似乎没有急剧上升。因此，环核尘埃更类似于SMC尘埃，或者更可能是我们银河系中非常密集的分子云中的尘埃。然而，远紫外线中消光曲线的确切形状仍然是一个有争议的问题，各种影响很难解开。
2006-12-16 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
Far-infrared dust opacity and visible extinction in the Polaris Flare
我们提出了一个由恒星计数得出的北极星分子卷云的消光图，并将其与Schlegel等人（1998）由远红外尘埃不透明度得出的消光图进行了比较。我们发现，在北极星云，Schlegel等人的Av值是一个因素2至3高于恒星计数值。我们建议，这种差异的结果从$τ_{FIR}/ A_V$之间的扩散原子介质和北极星云的差异。我们利用光谱能量分布的差异，暖的漫射原子介质，冷的北极星云，分离各自的贡献的视线集成红外发射，发现北极星的冷尘埃的$τ_{FIR}/ A_V$是平均4倍。Schlegel等。原子卷云中的尘埃值。尘埃性质的这种变化可以解释为在低透明度的分子卷云（如北极星）中蓬松颗粒的增长。我们的工作表明，尘埃发射率的变化，必须考虑到估计Av从尘埃排放冷红外发射存在（即分子云）。
2001-06-27 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
Star Formation and Selective Dust Extinction in Luminous Starburst Galaxies
我们研究了非常明亮的红外星系的恒星形成和尘埃消光特性，这些星系的光谱显示出强的H δ吸收线和中等的[OII]发射（e[a]光谱）。这种光谱组合被认为是一个有用的方法来识别尘埃星暴星系在任何红移的基础上的光学数据。我们比较的平均e（a）的光谱与合成光谱，包括恒星和星云的贡献，让尘埃消光影响差异不同年龄的恒星星族。我们发现，重现e（a）光谱需要最年轻的恒星世代比老恒星星族更显着地被尘埃熄灭，并意味着一个强大的正在进行的恒星形成活动的水平高于静止的螺旋。拟合光谱的模型并不一定产生观测到的远红外光度，这可以解释为恒星星族的存在，这些恒星族实际上在光学波长处被遮蔽。在尘埃和恒星均匀混合的模型中，产生的新兴发射线的红化与观测相比太低了：需要额外的前景红化。
2000-11-08 astro-ph
No evidence of "gray" dust from composite quasar spectra
最近两项基于复合红化类星体光谱的研究表明，类星体环境中存在“灰色”尘埃。这种灰色的尘埃在紫外线下有一个相对平坦的消光定律，这与理论上的预期一致，即缺乏接近类星体的小尘埃颗粒。相比之下，斯隆数字巡天中的单个变红类星体在紫外线下往往具有陡峭的消光定律，与SMC中的相似。为了解决这一矛盾，我们分析了从复合类星体光谱中确定消光定律的方法。我们发现，类星体样品中存在的SMC型尘埃变红的类星体，由于选择效应，E_{B-V}和红移之间存在负相关。红移最高的类星体（对复合光谱的紫外部分有贡献）的消光较低，这一事实导致紫外消光较浅。我们从SMC型尘埃变红的类星体的模拟样本中构造了一个复合类星体光谱，并表明从复合光谱中得到的消光曲线不能恢复固有的消光定律。我们的结论是，没有证据表明灰色尘埃在类星体环境。
2005-06-16 astro-ph
Measuring Extinction Curves of Lensing Galaxies
本文对利用多重成像的类星体构造透镜星系消光曲线的方法进行了评述。如果两个类星体图像中的一个是轻微变红的，或者沿着两条视线的尘埃具有相同的性质，那么该方法就可以很好地工作，并为透镜星系产生消光曲线。这些病例可能很罕见，很难证实。然而，如果沿着每个视线的尘埃具有不同的属性，那么由此产生的曲线不再是消光的测量。相反，它是对两条消光曲线之间差异的测量。这个“透镜差异曲线”确实包含了关于尘埃属性的信息，但是如果没有额外的、目前未知的信息，就不可能提取出有意义的消光曲线。作为一个定量的例子，我们表明，两个Cardelli，Clayton，和Mathis（CCM）型消光曲线具有不同的R（V）值的组合将产生一个CCM消光曲线的R（V）值是依赖于个人的R（V）值和V带消光比。由此产生的镜头差异曲线并不是沿着两条视线的灰尘的平均值。我们发现，具有不同CCM消光曲线的两条红化视线的组合可以产生具有任何R（V）值，甚至是负值的透镜差曲线，其R（V）值与银河系尘埃一致（2.1 < R（V）< 5.6）。这可能解释了以往研究中用这种方法推导出的R（V）的极值。而R（V）值更正常的透镜差曲线，也可能由两条R（V）值与透镜差曲线不同的尘埃消光曲线组成。虽然不可能确定构成透镜差异曲线的各个消光曲线，但透镜差异曲线中包含有关星系尘埃的信息。
2005-01-22 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
The Dust Depletion and Extinction of the GRB 020813 Afterglow
GRB 020813余辉的凯克光谱是迄今为止获得的最好的GRB。它的大光谱范围和非常高的信噪比允许第一次探测到与宿主的环暴介质或星际介质相关的各种各样的吸收线。8种元素的相对丰度与银河ISM中看到的尘埃耗尽模式的显着相似性表明尘埃的存在。由此得到的可见尘埃消光系数A_V=0.40+/-0.06与余辉的无特征紫外光谱相矛盾，余辉的无特征紫外光谱可以用未红化的幂律很好地描述。即将到来的雨燕时代将为解释其他伽马射线暴余辉中的类似现象提供令人兴奋的机会。
2005-06-02 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
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
Dust and Stellar Populations in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个分析的视线消光测量获得的数据从麦哲伦云测光调查，它提供了4个过滤器测光数百万颗恒星的大麦云。我们发现，有效温度> 12000 K的恒星的视反射通常比有效温度在5500 K和6500 K之间的恒星大几十个星等。这种人口依赖灭绝的几个影响进行了讨论。特别是，利用旧的恒星星族（如红团星），但使用来自OB星的距离测量，可能会偏低。人口依赖的消光影响的解释颜色星等图，并导致一个有效的吸收法，这是陡峭的比固有的尘埃未解决的恒星系统。我们进一步探索恒星星族和尘埃之间的关系，通过比较我们的消光图的100亩图像的区域和确定潜在的热源的尘埃。我们的结论是，100 μ通量应谨慎使用作为恒星形成的示踪剂，特别是在星系内的恒星形成的研究。最后，我们用一个简单的恒星和尘埃分布模型再现了观测到的热、冷恒星星族之间的消光变化，其中较冷恒星的标度高度>>尘埃的标度高度（是OB星的两倍）。（摘要摘要）
1999-08-31 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
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
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
Starburst Galaxies: Why the Calzetti Dust Extinction Law?
由卡尔泽蒂和她的同事们提出的星暴星系的经验红化函数已经被证明是非常成功的，并且现在被广泛地应用于观测文献中。然而，尽管它取得了成功，这种灭绝定律，或者更准确地说，衰减定律的物理基础仍然很薄弱。在这里，我们提供了一个基于湍流星际介质的卡尔泽蒂定律的物理解释。本质上，这提供了列密度的对数正态分布，在布满灰尘的前景屏幕中给出了宽范围的列密度。因此，通过它看到的扩展源，如星爆区或HII区，会遭受点对点的随机消光和红化。高柱密度的区域在UV中是“黑色”的，但在IR中是半透明的，这导致更平坦的消光定律，以及选择性消光的总R_V的更大值。我们拟合Calzetti定律，并推断对数正态分布的方差σ在0.6<σ <2.2的范围内。绝对消光比R_V在4.3 ~ 5.2之间，符合卡尔泽蒂定律R_V=4.05 ± 0.80。
2003-09-17 astro-ph
Measuring the Slope of the Dust Extinction Law and the Power Spectrum of Dust Clouds Using Differentially-Reddened Globular Clusters
本文提出了三种测量银河系尘埃消光律斜率R_V的方法和一种量化尘埃云在不同红化球状星团方向上精细结构的方法。我们将这些方法应用于低纬球状星团NGC 4833，它表现出变化的消光/红化，平均值<A_V>约为1。一组蒙特卡罗模拟是用来表征的方法的有效性。前两种方法的实质是，对于一个假定的R_V值，确定每个星团水平分支（HB）星相对于一个经验HB轨迹的相对视消光Δ（A_V），该轨迹是由靠近星团中心的一个恒星子集的CMD导出的，在该恒星子集中，红化差异较小。通过逐星比较（B-V，V）CMD和（V-I，V）CMD的delta（A_V）来找到最佳R_V。在第三种方法中，在使用Schlegel等人（1998）的尘埃图校正消光和红化的光度学之后，通过最小化（B-V，V）CMD中HB的散射来确定R_V。3种方法的加权平均结果表明，NGC 4833的R_V = 3.0 +/-0.4。尘埃的精细结构可以通过星群HB星对（i，j）之间的差Δ（A_V）_ij = [Δ（A_V）]_i - [Δ（A_V）]_j作为它们角间距r_ij的函数来量化。发现Delta（A_V）_ij的方差对角度尺度具有幂律依赖性：var（r）\propto r^（+0.9 +/-0.1）。这转化为角功率谱P（kappa）\propto kappa^（-1.9 +/-0.1），其中r = 1/r。尘埃角功率谱在小尺度上（从光学数据）匹配…
2004-03-31 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
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
Dust properties and distribution in dwarf galaxies
我们提出了一个研究的消光，跟踪巴尔末减量，在HII地区的矮星系NGC 1569和NGC 4214。我们发现，在两个星系中最突出的HII区域周围的大规模消光形成了一个壳，在该壳中，局部的固有消光可以采用相对较高的值（$A_V = 0.8 - 0.9$ MAG），尽管金属丰度低，从而整体尘埃含量低。小尺度消光（空间分辨率$\sim$ 0.3“）显示的波动最有可能是由于尘埃分布的变化。我们比较了消光分布的尘埃排放，跟踪斯皮策排放在8和24 \mi，并在850 \mi冷尘埃的排放。除了NGC 4214中的850 \mi发射比消光和其他发射更长外，我们发现所有示踪剂之间总体上都有很好的一致性。在NGC 1569中，所有波长的尘埃辐射都非常相似，而NGC 4214的\mi比率在24到850之间显示出空间变化。此外，我们比较了24 \mi和反射校正的Halpha发射从HII地区的星系的样本具有广泛的金属丰度，并发现了良好的相关性，这两个排放量，独立的金属丰度。我们认为，这种缺乏对金属丰度的依赖可能是由于形成了相对恒定的不透明度的尘埃壳，就像这里观察到的那样，围绕电离恒星。
2008-08-14 astro-ph
Monte Carlo simulations of dusty spiral galaxies: extinction and polarization properties
我们提出了蒙特卡罗模拟的尘埃旋涡星系，模拟为隆起+磁盘系统，旨在研究它们的消光和偏振特性。根据米氏理论计算了尘埃粒子的消光参数（吸收和散射），并对四个Stokes参数进行了辐射传输。在B和I带通中已经制作了不同光学深度、倾角和膨胀与总比的星系的光度和偏振图。如所预期的，散射的效果是对于给定的光学深度，特别是对于涉及明亮的凸起核心的遮蔽的情况，显著地减少消光。出于同样的原因，散射也减少了红化，从B-I图评估。另一方面，直接由于前向散射而引起的发蓝几乎不可察觉。径向颜色梯度经常被发现。与“X”模型的比较表明，它们明显不能再现消光-光学深度关系。由散射产生的线偏振度通常是百分之几的数量级;它随着光学深度和倾角（小于80度）而增加。偏振模式总是垂直于长轴，除非尘埃分布被彻底改变。消光系数与偏振度的局域相关性很小，从B波段到I波段偏振度有增加的趋势。我们讨论的影响和相关性的螺旋星系的结构和形态的研究结果及其星际介质。
1995-12-13 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
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
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
Extinction within 10 degrees of the Galactic Centre using 2MASS
我们从2 MASS点源星表中提取了约600万颗8 < K_s < 13的恒星的J和K_s星等，以建立银河系中心10度范围内的A_K消光图。通过将（K_s，J-K_s）色星等图的上巨支拟合到由以前研究的Bulge场建立的去红的上巨支平均轨迹来确定消光。消光值从地图边缘的A_K=0.05到靠近银河系中心的A_K=3.2不等。将2 MASS灭绝图与最近从DENIS数据得出的灭绝图进行了比较。这两种映射在A_K=1.0时都很吻合。还将2 MASS消光值与使用DIRBE/IRAS在远红外中从尘埃排放获得的消光值进行了比较。几个系统的影响可能会导致这种比较的偏差，包括在灭绝测定中使用的大部分2 MASS恒星背景上存在尘埃。对于具有$3^{\circ}<|b|<5^{\circ}$的区域，其中银河系远侧的尘埃贡献为$\approx$ 5%，两个消光测定相关良好，但尘埃发射A_K值系统地高于2 MASS的值。DIRBE/IRAS尘埃排放消光的校准校正因子为76%，需要消除这种系统性的影响。还对$1^{\circ}<|b|<3^{\circ}$和$|b| < 0.5^{\circ}$试剂条进行了类似比较。在尘埃图中观察到相对于银河平面的不对称性，大致上，对于$1^{\circ}<|b|<5^{\circ}$，南部的A_K值比北部小60%。这种不对称性是由于前景尘埃云的存在，主要是在隆起的北部地区。
2002-09-09 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
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
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
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
Determination of Reddening and Extinction Due to Dust in APM Galaxy Clusters
现有的观测结果与$\simgt$ Mpc尺度上没有尘埃的丰富星系团是一致的，而星系群很可能确实有分布在$\lesssim$ Mpc尺度上的尘埃。成组的尘埃解释了观测到的星系分布的红移不对称性，以及大约$E(B-V)\sim 0.1-0.2$等的红化。受这些结果的启发，我们开发了一种新的技术，用于确定由于附近中等丰富和贫穷的星系团广泛分布的尘埃的红化和消光程度。该方法比较了星系团和控制区域的星系的色星等平面分布，其中控制区域被假设为不受尘埃的影响。该方法本质上是统计学的，它可以区分均匀分布，不均匀分布和块状分布的灰尘，并可以确定红化和模糊的量，而无需先验假设$A_R/E(B_{J}-R)$比。我们将该方法应用于附近，$z \le 0.08$，中等丰富和贫穷的APM星系团。我们在1.3百万分之一秒尺度上没有检测到尘埃（我们假设$h = 0.75$），并推导出$A_{R} = 0.025 $消光和对应于$E(B - V) \approx 0.02)$的$E(B_{J} - R) = 0.025 ($变红的99%置信上限。我们测试的方法使用集群的星系已被人为红化和模糊的各种金额，并得出结论，它鲁棒地恢复红化的输入值，其分布，和总的选择性消光比。该方法可以应用于任何一组星系团或集团构造出同质和统一的双色星系目录。
2003-02-25 astro-ph
The Case For Substantial Dust Extinction At z ~ 3
总金属产生率（\dot ρ_Z）和z > 2时的恒星形成率的估计是基于在静止帧紫外线（UV）中观测到的莱曼破裂系统。这些观测对尘埃遮蔽非常敏感。在这里，我阐明和完善的Meurer等人（1997）的方法计算紫外线遮蔽，提出新的关系，准确地模拟尘埃再加工的辐射在当地的星爆。λ = 1600埃的中值遮蔽因子在z ~ 3处为~10，这与高z \dot ρ_Z上的其他约束一致。提出了两个检验来进一步限制\dot ρ_Z在这些红移。
1997-08-18 astro-ph
Inclination-Dependent Luminosity Function of Spiral Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey: Implication for Dust Extinction
利用SDSS DR2中选取的61506个旋涡星系样本，研究了不同倾角旋涡星系的光度函数。我们发现LF的特征光度$L^*$随倾角的增加而减小，而暗端斜率$α$仅与倾角有微弱的相关性。LF的倾角依赖性与一个简单模型中光学深度与倾角的余弦成正比的预期一致，我们使用似然方法恢复余弦前面的系数，$γ$的值与给定波段的星系光度完全无关，用这种方法得到的5个SDSS波段的$γ$值给出了一条消光曲线，它是波长的幂律（$τ\proptoλ^{-n}$），幂指数为$n=0.96\pm0.04$。利用Kauffmann et al.（2003）得到的星系尘埃消光，我们导出了旋涡星系的“消隐校正”光度函数。尘埃消光使$M^*$在$z$波段变暗约0.5星等，在$u$波段变暗约1.2星等。由于我们的分析是基于一个样本的选择效果得到很好的控制，边缘上的星系相对于面对星系的调光是最好的解释，假设星系盘在光学厚的尘埃粒子。
2006-11-22 astro-ph
UV dust attenuation in spiral galaxies: the role of age-dependent extinction and of the IMF
我们分析了一个样本的紫外选定的星系的衰减特性，与使用的分光光度计模型Grasil。特别是，我们专注于尘埃衰减和在紫外光谱区的红化之间的关系。我们表明，一个现实的建模的几何分布的灰尘和不同的人口的恒星可以解释正常的螺旋星系的紫外线变红也与一个标准的银河系尘埃。我们的研究结果清楚地强调，考虑到年轻恒星比老恒星遭受更高的衰减（年龄依赖性灭绝）是至关重要的，因为恒星出生在比平均水平更高的尘埃环境中。在这项工作中，我们还发现，年轻恒星的螺旋星系平面上的浓度有一个相关的影响，预期的紫外线颜色，影响还没有探讨之前，本文。最后，我们讨论了国际货币基金组织在塑造紫外线变红和尘埃衰减之间的关系的作用，我们表明，Kroupa国际货币基金组织是更符合观测数据比经典的Salpeter国际货币基金组织。
2006-12-04 astro-ph
Effect of Dust Extinction on Estimating Star Formation Rate of Galaxies: Lyman Continuum Extinction
我们重新详细研究了H { \sc ii}区尘埃对莱曼连续谱（$λ\leq 912$）消光（LCE）的影响，并讨论了它如何影响星系整体恒星形成率（SFR）的估算.为了澄清第一个问题，我们建立了两个独立的方法来估计参数LCE（$f$），这是定义为莱曼连续光子的分数有助于氢电离在H { \sc ii}区域。其中一种方法是从莱曼连续通量、电子密度和金属丰度的集合中确定$f$。在这种方法的框架下，随着金属丰度和/或莱曼光子通量的增加，发现$f$减少。另一种方法根据红外通量与莱曼连续通量的比值确定$f$。重要的是，我们表明，$f \la 0.5$通过这两种方法在许多H { \sc ii}地区的银河系。因此，它建立了在这样的H { \sc ii}区域的尘埃直接吸收大量的莱曼连续谱光子。为了研究第二个问题，我们将$f$近似为仅粉尘与气体质量比的函数（即，金属丰度），假设参数适合银河系H { \sc ii}区域。我们发现，一个特征$\hat{f}$，这是定义为$f$平均在银河系范围内的尺度，是0.3附近的旋涡星系。这个相对较小的$\hat{f}$表明，由于LCE估计全球SFR（$1/\hat{f}$）的一个典型的增量因子是大的（$\sim 3$）附近的旋涡星系。因此，我们得出结论，LCE的影响是不可忽略的相对于其他不确定性估计的星系SFR。
2001-03-15 astro-ph
The effect of FIR emission from SDSS galaxies on the SFD Galactic extinction map
我们比较了最成功的和广泛使用的银河系尘埃灭绝的地图，由Schlegel，Finkbeiner & Davis（1998;以下简称SFD），斯隆数字巡天（SDSS）光度/光谱DR 4样本中的星系数计数。根据SFD提供的尘埃消光信息，我们将SDSS观测区划分为69个互不相交的亚区，并对每个亚区的星系面数密度进行了比较。正如预期的那样，星系表面数密度随着消光的增加而减少，但只有在SFD消光值高于约0.1至0.2等（取决于波段）时才会减少。在较低的值的SFD消光，我们发现，星系的天空表面密度随着消光的增加而增加，正好相反的效果预期从银河尘埃。我们认为，远红外（FIR）亮度的天空中的区域真正的低尘埃消光显着“污染”的FIR发射从背景星系。我们表明，这样的解释是定性和定量与现有的数据相一致。基于这种解释，我们得出结论，系统误差在SFD消光图由于河外FIR发射是相当小的，数量级的百分之一，但统计检测。（节录）
2006-07-06 astro-ph
Dust extinction and absorption: the challenge of porous grains
在许多关于空间尘埃物体的模型中，尘埃颗粒被假定为是复合的或蓬松的。然而，此类粒子光学性质的计算仍然是一个非常困难的问题。我们分析了颗粒孔隙度的增加如何影响宇宙尘埃的基本特征--星际消光、尘埃温度、红外波段和毫米不透明度。多孔颗粒可以在由{ \it ISO}和{ \it Spitzer}针对若干视线测量的$3 - 8 \mkm$波长范围内再现平坦消光。多孔颗粒通常比致密颗粒温度低。与此同时，与层状球模型的结果相比，EMT-Mie计算的多孔晶粒的温度略高。分层球模型预测的红外波段的扩大和位移的峰值位置更大的波长作为孔隙率的增长。在EMT-Mie模型的情况下，特征轮廓的变化不太显著。它还表明，毫米质量吸收系数的增长，孔隙率的增加与更快的增长发生的颗粒与瑞利/非瑞利夹杂物。结果，对于非常多孔的颗粒，由两个模型给出的系数可以相差约3倍。结果表明，孔隙率的增加导致消光截面在某些波长的增加和减少在其他取决于晶粒模型。然而，这种行为是足够的再现消光曲线的方向上的恒星$σ$ Sco使用目前的太阳丰度。在恒星$ζ$ Oph的情况下，我们的模型需要更多的碳和铁的尘埃相比是可用的。
2005-09-11 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
