Spatial Variations of Galaxy Number Counts in the Sloan Digital Sky Survey. II. Test of Galactic Extinction in High Extinction Regions
利用斯隆数字巡天的五波段测光获得的银河系低纬度的星系数计数来检验银河系的消光。$E(B-V) < 0.15$低消光区星系数的空间变化与Schlegel，Finkbeiner，& Davis（1998）的全天红化图和标准消光定律一致。然而，对于$E(B-V) > 0.15$的高消光区，Schlegel等人的地图。（1998年）高估了红化的系数高达1.4，这可能是由于偏离了红化与尘埃红外发射率的比例。这一结果与Arce & Goodman（1999）对金牛座暗云复合体的分析一致。
2007-06-04 astro-ph
The Extinction Toward the Galactic Bulge from RR Lyrae Stars
我们目前的平均红向3525 RR 0天琴座恒星从银河系球领域的银河系巡天。这些红确定使用的颜色在最小的$V$ -波段光的RR 0天琴座恒星本身，并发现在一般协议与消光估计在同一位置从其他方法获得。利用位于银河系隆起的3256颗恒星，我们导出了选择性消光系数$R_{V,VR}=A_V/E(V-R) = 4.3 \pm 0.2$。该值是使用$R_{V,BV} = 3.1 \pm 0.3$的标准消光定律的预期值。
2007-12-03 astro-ph
Interstellar extinction towards the inner Galactic Bulge
本文利用DENIS在J（1.2微米）和KS（2.15微米）波段的观测资料，结合计算的RGB和AGB位相等时线，绘制了银河系内隆起的消光图。该方法的不确定性主要受凸起本身的光学深度的限制。与已知的灭绝领域的比较显示出非常好的一致性。我们提出了一个灭绝地图的内部银河隆起（约。20平方（摄氏度）
1999-08-31 astro-ph
Variations of the Selective Extinction Across the Galactic Bulge - Implications for the Galactic Bar
提出了一种基于双波段光度学的选择消光系数的新方法。该方法使用红色团块星作为构造红化曲线的手段。我们将此方法应用于OGLE色星等图，以研究银河系球核不同部分的选择性消光的变化。我们发现，$A_{_V}/E_{_{V-I}}$系数是在误差范围内相同的$l=\pm 5°$ OGLE字段。因此，这些区域中红团星的消光调整视星等中的$\sim 0.37\;mag$差异（Stanek et al.~ 1994年，1995年）不能被分配到一个大规模的梯度的选择性消光系数。这加强了这种差异作为我们银河系中存在酒吧的指标的含义。然而，使用现有的数据，我们不能完全排除的可能性$\sim 0.2\;mag/mag$变化的选择性消光系数的大尺度上整个隆起。
1995-09-07 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
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
On the Correlation Between CO Absorption and Far-Ultraviolet Non-Linear Extinction Toward Galactic OB Stars
对59个红化银河系OB星的视线样本进行了CO第四正（A-X）吸收带系统强度与紫外星际消光曲线参数的相关性研究。我们使用档案高色散NEWSIPS IUE光谱测量CO的吸收比较，从文献中的消光曲线的参数拟合。发现与非线性远紫外曲率项有很强的相关性，更大的吸收（标准化为E（B-V））与更多的曲率相关。线性消光项的趋势也被发现较弱。在尘埃环境中表现出高非线性曲率增强CO的机制进行了讨论。
2000-05-08 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
Galactic extinction and Abell clusters
本文给出了Abell星系团角分布与银河系HI测量结果的比较。对于大多数子样本的集群考虑，它们在天空中的位置似乎是反相关的HI柱密度的分布。这些观测到的反相关性的统计显著性是丰富度和距离类的函数，其中更远和/或最丰富的系统具有最高的显著性（~3 sigma）。与观测到的银河系HI柱密度相比，较低的丰度，附近的星团似乎是随机分布的。
1995-08-18 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
A Galactic Plane Relative Extinction Map from 2MASS
本文给出了三张由2MASS卫星利用累积星计数（Wolf图）得到的银道面（|b| <20度）14400平方度的相对消光图。这种方法与恒星的颜色和消光随波长的变化无关。每隔20”，在3.5“x3.5”框中计数星星。选择1x1度的周围磁场作为参考，因此地图代表了局部消光增强，忽略了ISM或非常大的云的任何贡献。在Beowulf型集群上进行数据简化（约120小时）。这样的集群非常适合这种类型的工作，因为天空的区域可以独立地并行处理。我们研究了在所有检测到的高消光区域和选定的乌云中消光如何取决于波长。平均而言，推导出NIR中的1.0至1.8的幂律不透明度指数（β）。然而，该指数在不同地区之间差异很大，甚至在个别乌云中也是如此。也就是说，一般来说，它被发现是恒定的，或增加，在特定区域内的波长。
2005-01-29 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
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. I. Galactic Sight Lines
我们目前的消光曲线，包括数据下降到远紫外波长（FUV; 1050 - 1200 A）的9个银河视线。使用来自远紫外光谱探测器的数据测量FUV消光。选择这些视线是因为它们在红外线到紫外线之间具有不寻常的消光特性;它们探测的尘埃环境范围很广，这一点可以从它们测量的总消光与选择消光的比值R_V = 2.43 - 3.81中得到证明。我们发现，外推的菲茨帕特里克和马萨关系从紫外线似乎是一个很好的预测FUV消光行为。我们发现，基于Cardelli，Clayton & Mathis（CCM）对R_V的依赖性对FUV灭绝的预测给出了混合的结果。对于CCM在红外到紫外中很好地表示的七条消光曲线，FUV消光在三条视线中被很好地预测，在两条视线中被过度预测，在两条视线中被低估。最大熵法分析使用一个简单的三个组件的粮食模型表明，在研究中的九个视线中的七个需要更大比例的粮食材料在灰尘中时，FUV消光包括在模型中。大多数添加的颗粒材料是小（半径< 200 A）颗粒的形式。
2005-02-24 astro-ph
The Large-Scale Extinction Map of the Galactic Bulge from the MACHO Project Photometry
我们提出了一个（V-R）为基础的红化地图约43平方度的银河系凸起/酒吧。该地图是使用模板图像测光从CAMO微透镜调查，包含9717个分辨率元素，并基于（V-R）的颜色平均值的整个颜色星等图（CMD）在4 4弧分瓷砖。从观察到的颜色到变红的转换是基于这样一个假设，即在没有消光的情况下，所有凸出区域的CMD看起来都是相似的。因此，在不同的领域之间观察到的颜色的差异来源于不同的贡献光盘消光沿不同的视线。我们检查了我们的（V-R）颜色与红外和光学红化图的相关性。我们表明，尘埃盘服从cosec |b|消光定律，E（V-R）= 0.0274 cosec |b|，提供了一个很好的近似消光朝向的BNO凸起/酒吧领域。这里展示的大比例尺（V-R）彩色和可见光灭绝图可在《日刊》电子版和万维网上公开获得。
2003-09-09 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
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
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
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
Measuring Galactic Extinction: A Test
我们使用Arce和Goodman（1999 [AG]）对金牛座暗云复合体中一个区域的灭绝研究来测试Schlegel，Finkbeiner和Davis（1998 [SFD]）最近发表的全天空变红图。在他们的研究中，AG使用四种不同的技术来测量金牛座灭绝的数量和结构，所有四种技术都非常吻合。因此，我们相信AG结果是一个真实的代表性的灭绝在该地区，并可以用来测试的可靠性SFD红化图。结果表明，基于COBE/DIRBE和IRAS/ISSA资料的SFD全天空红化图，在A_V > 0.5ma的平滑消光区高估了红化值1.3 ~ 1.5倍，而在某些消光梯度较大的区域则低估了红化值，这可能与SFD图的空间分辨率较低有关。我们预计天文学界将广泛使用SFD红化图。我们提供这封信作为在高消光区（A_V > 0.5等）使用SFD图的警告，因为它可能不会给出准确的红化值。
1999-02-07 astro-ph
Extinction Map of the Galactic center: OGLE-II Galactic bulge fields
本文给出了光学引力透镜实验II（OGLE-II）中48个银河系球（GB）场的V波段（A_V）和I波段（A_I）的红化（E（V-I））和消光图，它们覆盖了$-11^\circ <l< 11^\circ$的范围，总面积接近11平方度。这些测量是基于GB OGLE-Ⅱ-VI图中红团巨星（RCG）的双波段测光。我们证实了Udalski（2003）测量的总消光与选择性消光之比$R_{VI} = A_V / E(V-I) = 1.9 \sim 2.1$的异常值，该值取决于视线。利用标准差为sdev=0.085的$R_{VI}=1.964$平均值，我们测量了E（V-I），A_V和A_I，得到了具有高空间分辨率$ 26.7''\sim 106.8''$的消光图和红化图。我们假设红团簇巨星的平均红化校正颜色在每个区域都是相同的。这些图分别覆盖0.42<E（V-I）<3.5，0.83<A_V<6.9，0.41<A_I<3.4等。这些地图的零点通过使用Baade窗口中的20个RR Lycerab变量（RRab）的V-K颜色进行校准。当银河系坐标l从$+5^{\circ}$变化到$-5^{\circ}$时，RCG的表观红化修正I波段星等变化+0.4等，表明这些恒星位于银河系棒中。在GB中，RRab和RCG的红化校正颜色与本地恒星的颜色一致，而过去这些颜色被认为是不同的。
2003-12-01 astro-ph
Extinction in the Galaxy from surface brightnesses of ESO-LV galaxies: testing 'standard' extinction maps
用我们的新方法（Choloniewski and Valentijn 2003，CV）计算的银河系的相对消光与三种模式：Schlegel，Finkbeiner and Davis（1998，SFD），Burstein and Heiles（1978，BH）和余割定律进行了比较。结果表明，SFD的灭绝比BH的灭绝更可靠，因为它与我们的新灭绝有更强的相关性。对于余割定律，得到了最小的相关系数。线性回归分析表明，SFD高估了1.4倍的灭绝。我们的研究结果清楚地表明，有非零消光在银河系南极和银河系赤道附近的消光（$|b|<40^o$）是显着更大的南半球比在北半球。
2003-09-27 astro-ph
Comparison of two different extinction laws with Hipparcos observations
在银道面上的星际吸收从一个方向到另一个方向变化很大。本文利用一个新的疏散星团样本的色余和距离来研究星际消光的空间分布。用逆方法（Tarantola & Valette，1982）在$|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$）中，将模型预测结果与依巴谷观测值进行比较，结果表明我们的灭绝模型能更好地拟合数据。然而，一个新的和更详细的灭绝模型仍然缺乏。
1998-05-04 astro-ph
Low-extinction windows in the inner Galactic Bulge
我们在两个候选的低消光窗口的区域内建立了K波段消光图：W0.2 - 2.1 at（l，b）=（0.25o，-2.15o）和W359.4 - 3.1 at（l，b）=（359.40o，-3.10o）。我们采用了2MASS点源星表中的JHK测光。消光值是通过将目前的2MASS Ks x J-Ks图中发现的上巨星分支与去红的凸起恒星星族参考巨星分支拟合来确定的。我们测试的方法上著名的Baade的和Sgr I窗口：在这些领域的2MASS平均消光值与以前的研究一致。我们证实在所研究的区域中存在低消光窗口，因为在A_K图中的局部极小值达到A_K值，其值比在邻近区域中发现的平均值低约2个标准差。schlegel等的（1998年）FIR消光图，它整合了整个银河系的尘埃贡献，在结构上类似于在两个研究窗口中使用2MASS测光得出的结果。因此，我们可以得出结论，在这些方向上影响2MASS和FIR图的尘埃云基本上是相同的，并位于大部分凸起恒星的前景。然而，A_K的绝对值差异显著。特别是，W359.4 - 3.1的FIR消光值比从2MASS光度测量得出的值大约1.45倍。这种影响的可能解释进行了讨论。与巴德窗相比，低消光窗W359.4 - 3.1和W0.2 - 2.1的银河系纬度较低，使它们成为详细研究更中心的隆起区域的有希望的目标。
2001-10-30 astro-ph
Toward understanding the 3.4 micron and 9.7 micron extinction feature variations from the local diffuse interstellar medium to the Galactic center
从观测上看，3.4微米脂肪烃C-H伸缩吸收特征和9.7微米无定形硅酸盐Si-O伸缩吸收特征都显示出从局部弥散星际介质（ISM）到银河系中心（GC）的相当大的变化：可见消光比（A_V）与9.7微米Si-O光学厚度的比值（\tausil）和A_V与3.4微米C-H光学厚度之比（\tauahc）约为GC的2倍。在这项工作中，我们试图解释这些变化的多孔粉尘模型组成的混合物的无定形硅酸盐，碳质有机耐火粉尘（以及水冰的GC粉尘）。
2008-12-10 astro-ph
Studying the Galactic Bulge Through Spectroscopy of Microlensed Sources: I. Theoretical Considerations
观测到的微透镜源朝向银河系核球的光谱可以作为研究银河系核球运动学和消光效应的工具。在本文中，我们首先调查的预期分布的微透镜源作为一个函数的深度内的银河系隆起。我们的分析考虑到了有限的微透镜调查，并包括灭绝的影响。我们表明，在目前的震级限制调查，源位于隆起的远侧的概率大于源位于近侧的概率。然后，我们研究消光效应对微透镜光源观测光谱的影响。Kurucz模型光谱和观测到的对银河系凸起的反射已经被用来证明，微透镜源应该清楚地显示消光的影响，反过来，可以被用来作为一个统计测量的贡献，在不同的深度的盘透镜和凸起透镜。微透镜源的光谱提供了一个独特的探针，以获得优先位于银河系凸起远侧的样品的径向速度。径向速度，再加上微透镜的时间尺度，因此可以在研究银河系的3维运动学的凸起。
2005-10-01 astro-ph
Interstellar extinction in the open clusters towards galactic longitude around 130 degrees
本文利用色余图和双色图对位于$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 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
Studying the Galactic Bulge Through Spectroscopy of Microlensed Sources: II. Observations
对银河系隆起的微透镜源的光谱学提供了一个独特的机会，研究（i）银河系隆起的运动学，特别是其远侧，（ii）消光对微透镜源的影响，以及（iii）隆起和盘透镜对微透镜光学深度的贡献。我们提出的结果，从这样的光谱研究的17微透镜源进行了使用ESO微弱物体光谱仪（EFOSC）在3.6米的欧洲南方天文台（ESO）望远镜。以非透镜源的谱和Kurucz模型谱为模板，导出了微透镜源的径向速度和折射率。结果表明，微透镜粒子数与非微透镜粒子数之间存在消光位移，但消光位移与径向速度之间没有明显的相关性。在我们最好的模型中，这种灭绝抵消意味着65%的事件是由凸起内的自透镜引起的。样本需要增加到大约100个源，以获得凸起运动学的清晰图像。
2002-09-18 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
Complex small-scale structure in the infrared extinction towards the Galactic Centre
在朝向银河系中心（GC）的红外遮蔽物质分布中观察到了高水平的复杂结构或“颗粒度”，其特征尺度为5arcsec -15 arcsec，相当于GC距离为8.5kpc时的0.2 - 0.6pc。这种结构已经在分辨率为0.6arcsec的ISAAC图像中观察到，明显高于以前的GC研究。我们已经在GC调查区域发现了粒度，该区域的经度和纬度分别为1.6deg x 0.8deg（8.5kpc时为300 pc x 120 pc），中心位于Sgr A*。这种粒度在整个区域是可变的，一些区域在一个或多个波段表现出高度结构化的消光，而另一些区域在所有波段都没有结构和均匀的恒星分布。粒度似乎与经度、纬度或距Sgr A* 的径向距离不对应。我们发现，表现出高粒度的区域与高恒星红化强烈相关。
2006-02-17 astro-ph
High precision microlensing maps of the Galactic bulge
我们提出了详细的地图的微透镜光学深度和事件密度超过195平方米的区域。向银河系凸出的角度。这些地图是根据贝桑松星系模型生成的合成恒星目录计算的，贝桑松星系模型包括四个恒星星族和一个根据2微米全天巡天校准的三维消光图。光学深度图的分辨率为15弧分，对应于消光图的角分辨率。我们计算光学深度和事件密度图为所有解决的源I=19以上，未解决的（差分图像）源放大超过此限制，并为明亮的标准蜡烛源的凸起。我们发现，由此产生的光学深度轮廓主要由消光效应，表现出精细的结构形成鲜明对比，以前的理论光学深度图。银河系模型和光学微透镜巡天测量之间的光学深度比较不能安全地忽略消光或假设它是平滑的。我们展示了如何使用现有的地面设施，如VISTA，UKIRT或CFHT，假设的J和K波段微透镜调查的事件分布将受到灭绝的影响要小得多，特别是在K波段。近红外线提供了一个显着的灵敏度增加，目前的I波段调查和更忠实的示踪剂的基本恒星分布，即将到来的变化调查，如VVV将能够利用。综合人口模型提供了一个很有前途的方式来充分利用大型微透镜数据集的银河系结构研究。
2008-05-29 astro-ph
The Extinction Towards the GRB970228 Field
我们用多种方法确定了伽马射线暴GRB 970228场中的星系局部消光。我们开发了一个极大似然方法测量的消光比较感兴趣的领域的星系计数在一个领域的已知的灭绝，并将这种方法应用到GRB 970228领域。我们还测量消光通过比较所观察到的恒星光谱能量分布的GRB 970228领域的光谱能量分布库光谱相同的光谱类型。最后，我们估计消光使用的Balmer发射线比的星系在GRB 970228领域，和中性氢柱密度和数量的红外尘埃发射到这个领域。结合这些方法的结果，我们发现$A_V=1.19^{+0.10}_{-0.17}$的光学特性存在最佳拟合的星系消光，这意味着GRB 970228的本征余辉光谱的斜率发生了显著的变暗和变化。
1998-07-20 astro-ph
The extinction law in high redshift galaxies
我们估计了两个中等红移星系的尘埃消光定律。LBQS 1009 -0252透镜星系的尘埃在2175 A处没有明显的特征，但与SMC相似，其透镜红移约为zl~0.88。只有当透镜星系的红移为zl~0.3，与星系的颜色、光度或在基平面上的位置完全不一致时，数据才能用正常的银河系消光曲线拟合。在zl=0.68的透镜星系B 0218 +357中的尘埃，其变红的图像位于分子云后面，需要非常平坦的紫外消光曲线，（形式上）R（V）=12 +- 2。这两个透镜系统似乎都有不寻常的消光曲线银河系的标准。
2004-01-26 astro-ph
Extension of Tycho catalog for low-extinction windows in the galactic bulge
在这项工作中，我们提出了二级目录高达$m_{Val} \sim 13$的基础上第谷参考系（欧空局，1997年）的12个选定的低消光领域对银河系的隆起。这些观测是在圣保罗大学天文学和地球物理学研究所的Abrahão de Moraes天文台（巴西Valinhos）的Askania-Zeiss子午圈上进行的，子午圈上装有CCD照相机。所提供的星表虽然不完整，但其目的是帮助进行密集的搜索方案（例如微透镜和变量搜索），因此所选的标准具有很高的天体测量和光度测量（大约是$V$波段）质量。每晚的平均精度为：$α$中的$0.0018^{s}$，$δ$中的0.013“，星等的标准差为0.030，星等的标准差为0.0042（每个窗口的星表平均为42颗星）。表B.1至B.12也可通过匿名FTP访问cdsarc.u-strasbg.fr（130.79.128.5）或通过http://cdsweb.u-strasbg.fr/Abstract.html在CDS上以电子形式提供。
1999-04-06 astro-ph
Stellar variability in low-extinction regions towards the Galactic Bulge
过去几年中，对朝向银河系凸起的低消光窗口的密集监测为研究这一部分银河系的动力学、运动学和形成历史提供了宝贵的信息，主要是通过确定凸起恒星星族的特征（Paczyovski，1996年）。自1997年以来，我们一直在进行一个密集的光度天体测量调查的银河系的隆起，约120000颗恒星在12个窗口的监测均匀分布在银河系的纬度和经度（布兰科和Terndrup，1989年和布兰科，1988年）从来没有提交给这种调查。为此，我们使用了Abrahão de Moraes天文台的IAG/USP CCD子午圈。这项工作的主要目标是可变对象的识别和分类。在这项工作中，我们提出了这样一个项目的必要工具的建立和开发，以及我们的数据的后验分析。我们简要地描述了一个程序的建设，以组织和检测观测到的恒星之间的变量，包括实时警报（变化大于0.3等）。经过76个夜晚的观测处理后的初步分析产生了479颗变星，其中96. 7%是新的。我们讨论了这些变量的初步分类，基于：a）观察到的变化幅度; b）光变曲线的形状; c）我们的数据中预期的变量类别和d）计算的周期，只要可能。最后，我们讨论了该项目的未来前景，以及对已发现的变星的应用和分析。
1999-08-04 astro-ph
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. V. The IR-Through-UV Curve Morphology
我们研究了328个银河系B星和晚O星的红外-紫外星际消光曲线。我们使用一种新的技术，采用恒星大气模型代替未红化的“标准”恒星。该技术能够实际上消除曲线中的光谱失配误差。它还允许对误差进行定量评估，并允许对各种曲线参数之间关系的重要性进行严格测试，无论其不确定性是否相关。分析结果表明：（1）2175 A消光凸点的中心位置变化不大，宽度变化较大，这两种变化是无关的。(2)强相关性被发现在一些消光性能在UV区域内，和在IR区域内。(3)除了几条极端的曲线（即，由于R（V）值很大，银河系消光曲线的紫外和红外部分彼此不相关。(4)在我们的样本中看到的大的视线到视线的变化意味着任何平均的银河系灭绝曲线总是反映其母样本的偏差。(5)使用平均曲线去红化的光谱能量分布（SED）将导致显着的误差，和一个现实的误差预算去红化的SED必须包括银河系曲线的观测方差。虽然观察到的大的视线到视线的变化，以及曲线的各种特征之间缺乏相关性，使得很难有意义地表征平均消光特性，但它们表明消光曲线对当地条件的反应很敏感。因此，每条曲线都包含关于沿其视线的颗粒的潜在唯一信息。
2007-05-01 astro-ph
Thermal Infrared 3--5 $μ$m Colors of Obscured and Unobscured Active Galactic Nuclei
本文给出了1型和2型活动星系核的$L$ -和$M'$ -波段的热红外测光和$L - M'$色。结合我们的观察与光度数据在类似的波长从文献中，我们发现，过量的$L - M'$颜色的2型活动星系核（37个源，50个数据点）相对于1型活动星系核（27个源，36个数据点），由于尘埃消光，是统计检测，但非常小。接下来，我们通过分离尘埃遮蔽程度较低的2型活动星系核和尘埃遮蔽程度较高的2型活动星系核来研究2型活动星系核的$L - M'$颜色。在这两种情况下，$L - M'$的颜色是相似的内在$L - M'$颜色的未被掩盖的活动星系核，和$L - M'$颜色超出后者高度尘埃掩盖的2型活动星系核由于尘埃消光比预期的银河系尘埃消光曲线小得多。来自恒星爆发的污染和通量变化的时间滞后不太可能解释这个小的$L - M'$颜色过剩，如果在活动星系核附近的尘埃消光曲线在3- 5 $μ$ m处相当平坦，则最好解释这个现象，这是由于通过凝聚吸收尘埃颗粒的尺寸增加。
2001-01-06 astro-ph
The ISO Galactic Metallicity Gradient Revisited
两个独立的研究小组（Giveon等人，2002年; Martin-Hernandez等人，2002年）最近研究了银河系金属丰度梯度，这是通过ISO对HII区中红外发射线的观测来探测的。我们表明，不同的梯度推断这两个群体是由于不同的源选择和不同的消光校正。我们表明，这两个数据集实际上提供了一致的结果，如果在分析中作出相同的假设。我们提出了一套一致的梯度，其中我们占消光和整个磁盘的电子温度的变化。
2002-07-22 astro-ph
