VVV WIN 1733$-$3349: a low extinction window to probe the far side of the Milky Way bulge
在过去的几十年里，银河系低消光窗口（MW）一直被用于研究银河系的结构和横跨内球和盘的恒星星族。在这里，我们报告了另一个低消光近红外窗口的分析发现的VISTA变量在Vía Láctea调查。VVV WIN 1733 $-$ 3349的大小约为半度，它正好位于MW平面，银河系坐标为$(l, b) = (-5.2, -0.3)$。VVV WIN 1733 $-$ 3349的平均消光为$A_{Ks} = 0.61\pm0.08$ mag，比周围地区的消光小得多。恒星数量的过剩与减少的灭绝是一致的，并通过研究红团（RC）恒星的分布来补充。由于VVV WIN 1733 $-$ 3349的战略低纬度位置，我们能够用由于凸起之外存在旋臂而预期的过密度来解释它们的RC密度波动。此外，我们发现在窗口内微透镜事件的数量明显过剩，这证实了我们的解释，即VVV WIN 1733 $-$ 3349揭示了MW凸起的远侧。
2020-02-11 astro-ph.GA
A Near-Infrared Extinction and Reddening Map Towards the Galactic Bulge Using UKIRT
Cornell University（康奈尔大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）；University of Iowa（爱荷华大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
利用UKIRT观测数据制作银河银盘近红外消光和色指数地图，揭示不同纬度区域的消光和色指数变化，为后续天文观测提供参考。
2025-09-29 astro-ph.GA
Extinction law and stellar mass in the Nuclear Bulge from kinematically-selected red clump stars
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教庞蒂菲亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理学与空间探索跨学科研究中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
通过运动学选择红巨星星团星研究银河核球的消光定律和恒星质量，发现消光比和恒星密度分布，验证了之前的研究结果。
2026-04-30 astro-ph.GA
High-Resolution Mapping of Dust via Extinction in the M31 Bulge
根据HST/WFC 3和ACS在近紫外（2700 A）到近红外（1.5微米）的10个波段的观测，我们绘制了M31隆起中心180”（~680 pc）区域的尘埃分布图。这种大的波长覆盖范围使我们不仅可以探测到密集的尘埃团，而且可以探测到弥漫的尘埃分子气体。我们拟合逐像素的光谱能量分布以构建具有无与伦比的角分辨率（~0.5”，即，~2 pc）和灵敏度（消光不确定度，δ AV ~0.05）。特别是，这些数据可以直接拟合被单个尘埃团遮挡的星光部分，从而拟合它们在凸起中的径向距离。大多数这些团块似乎是位于一个薄的平面，这是倾斜的相对于M31磁盘和出现faceon. We消光图转换成尘埃质量的表面密度图，并比较它与赫歇尔观测到的尘埃排放。这两张地图上的尘埃质量是一致的，除了在低灭绝区域，那里的质量推断灭绝往往被低估。此外，我们使用模拟表明，我们的方法可以用来测量质量的尘埃团在室女星系团早型星系的一个因素的精度~2。
2016-04-14 astro-ph.GA
Reddening and Extinction Toward the Galactic Bulge from OGLE-III: The Inner Milky Way's Rv ~ 2.5 Extinction Curve
我们将OGLE-III的VI测光与E（J- K_{s}）的VVV和2 MASS测量相结合，以解决长期存在的对银河系凸起的非标准光学消光问题。我们证明了消光系数与A_{I} = 0.7465*E（V-I）+ 1.3700*E（J- K_{s}）的关系很好地拟合，或者等价地，A_{I} = 1.217*E（V-I）（1+1.126*（E（J- K_{s}）/E（V-I）-0.3433））。朝向内星系的光学和近红外红化规律近似遵循R_{V} \approx 2.5消光曲线，色散σ_{ R_{V} } \approx 0.2，与对Ia型SNe宿主的河外调查一致。微分红化被证明是显着的尺度小到我们的平均字段大小为6 '，与1σ分散的红化平均9%的总红化我们的领域。推导出银河系核球红团的内禀光度参数为（M_{I,RC}，σ_{I，RC，0}，（V-I）_{RC，0}，σ_{（V-I）_{RC}}，（J- K_{s}）_{RC，0}）=（-0.12，0.09，1.06，0.121，0.66）。我们的RC亮度，亮度色散和数量计数的测量使我们能够估计几个银河系隆起的结构参数。我们估计到银河系中心的距离为8.20千秒差距，解决了以前根据I波段观测到的距离测定的差异。我们测量了倾斜α \approx 40°的上限。在棒的长轴和太阳-银河系中心视线之间，虽然我们的亮度峰值与α \approx 25°取向的…
2013-03-14 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge
使用Via Lactea、GLIMPSE和WISE中的VISTA变星数据，测量了银河系内部$3\times3$ deg $^2$中从$0.9$到$8$微米的消光规律。绝对消光比是通过要求在到银河系中心的引力合作距离处观察到的红色团块密度峰值来发现的。当结合选择性消光比测量的凸出巨人的颜色-颜色图，我们发现一个消光规律的$A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46(0.03):0.34(0.03):0.32(0.03):0.24(0.04):0.28(0.03)$有效的低折射率的非线性不重要。这些结果暗示了$A_{K_s}=0.677(H-[4.5]-0.188)$的Rayleigh Jeans色过量法（RJCE）的消光定律。我们发现几乎没有证据表明在检查区域（周围$5\%$）的显着选择性消光比变化。假设绝对消光比在整个检查区域没有变化，给出了在$(-1.61\pm0.07)\,\mathrm{mag}$银河系中心的红色团块的绝对$K_s$星等的独立测量。这是非常相似的太阳附近的红丛星测量值给予信心，在整个银河系使用红丛星作为标准蜡烛。作为我们的分析…
2022-05-20 astro-ph.GA
High-resolution extinction map in the direction of the strongly obscured bulge fossil fragment Liller 1
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的宽视场照相机获得的光学图像和来自GeMS/GSAOI的近红外数据，在凸出恒星系统Liller 1的方向上构建高分辨率消光图。尽管Liller 1看起来是球状星团，但最近发现它拥有两个年龄明显不同的恒星星族，它是在凸起中发现的第二个具有类似性质的复杂恒星系统（继Terzan 5之后），从而定义了一个新的天体类别：凸起化石碎片。由于它位于银河系的内凸，非常接近银河平面，Liller 1受到大而多变的消光的强烈影响。对光学和近红外色星等图的同时研究表明，Liller 1方向的消光系数R $_V$比通常假设的弥漫星际介质的消光系数R $_V=2.5$要小得多（而不是3.1），这与以前沿着不同光路到达银河系凸起的发现一致。所得到的微分红化图在大约$90''$ X $90''$的视场上具有从$1''$到$3''$的空间分辨率。我们发现，吸收云显示出斑片状的子结构与消光变化一样大的$δ{\rm E}(B-V)\sim0.9$马格。
2021-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Milky Way bulge at high resolution: the 3D dust extinction, CO, and X factor maps
三维星际消光图为恒星星族分析提供了有力的工具。我们使用的数据，从VISTA变量在通过Lactea调查与贝桑松恒星星族合成模型的银河系，以确定星际消光作为一个函数的距离在银河系的隆起覆盖$ -10 < l < 10$和$-10 < b <5$。我们采用了最近开发的方法来计算颜色过剩。首先，我们根据与2 MASS匹配的VVV星表构建了H-Ks vs. Ks和J-Ks vs. Ks色星等图。然后，根据M巨星的温度-颜色关系和距离-颜色关系，我们导出了消光系数随距离的变化。观察到的颜色被移动，以匹配贝桑松模型中的固有颜色，作为距离的函数。这就创建了一个三维的灭绝图：两个空间维度和一个距离维度，沿着每一条朝向凸起的视线。我们提出了一个三维消光图，覆盖整个VVV区域的分辨率为6' x 6'，使用距离箱为0.5千秒差距。测光的高分辨率和深度使我们能够推导出距离范围高达10千秒差距和高达30个$A_{V}$消光星等的消光图。综合地图显示了与其他2D地图相同的灰尘特征和一致的值。我们讨论了尘埃特征在视线中的空间分布，这表明在银河系酒吧前面有很多物质，特别是在5-7千秒差距之间。我们比较我们的尘埃消光图与高分辨率$\rm ^{12}CO$地图对银河系的隆起，在那里我们发现一个很好的相关性之间的$\rm ^{12}CO$和$\rm A_{V}$。我们通过结合CO图和尘埃消光图来确定X因子。我们导出的平均…
2014-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the bulge to the outer disc: StarHorse stellar parameters, distances, and extinctions for stars in APOGEE DR16 and other spectroscopic surveys
我们结合高分辨率的光谱数据从APOGEE-2调查数据发布16（DR 16）与宽带光度数据从几个来源，以及从{ \it盖亚}数据发布2（DR 2）。使用贝叶斯等时拟合程序{ \tt StarHorse}，我们得到了大约388，815颗APOGEE星的距离、光度和天体物理参数，得到了APOGEE巨星的$\sim 6\%$和APOGEE矮星的$\sim 2\%$的典型距离不确定度，以及当所有光度信息可用时$\sim 0.07$等的消光不确定度和当光学光度信息缺失时$\sim 0.17$等的消光不确定度。{ \tt StarHorse}不确定度随输入光谱目录、可用光度学和视差不确定度而变化。为了说明我们的结果的影响，我们表明，由于{ \it盖亚} DR 2和现在更大的天空覆盖的APOGEE-2（包括APOGEE南），我们获得了银河平面的扩展地图，提供了前所未有的覆盖范围的磁盘接近银河中平面（PDMATHAMS kpc）从银河系中心到$R_{\rm Gal}\sim 20$ kpc。统计数据的改进以及距离和灭绝的不确定性揭示了恒星密度中存在的酒吧，以及在圆盘最内部区域的惊人化学二元性，现在显然延伸到内部凸起。我们用其他公开发布的光谱调查中的恒星距离和距离来补充本文：GALAH DR 2中的324，999，LAMOST DR 5中的4，928，715，RAVE DR 6中的408，894和GE…
2020-04-20 astro-ph.GA
Ground-based Pa$α$ Narrow-band Imaging of Local Luminous Infrared Galaxies II: Bulge Structure And Star Formation Activity
利用东京大学阿塔卡马天文台（TAO）1.0 m望远镜在近红外波段观测到的$H$、$K_s$和1.91 $μ$ m窄谱带中的氢Pa $α$发射线，给出了20个亮红外星系（LIRGs）中两种类型（经典型和伪型）星系核球的性质。为了对这两种类型的隆起进行分类，我们首先在$K_\mathrm{s}$波段图像中进行二维隆起盘分解分析。结果表明，Sérsic指数在$\log(n_b)\sim0.5$处呈双峰分布，与经典星系和正常星系的分布一致.接下来，我们测量Pa $α$发射线图像中恒星形成区域的分布范围，并根据凸起的大小进行归一化，发现它们随着Sérsic指数的增加而减少。这些结果表明，恒星形成的星系与经典的凸起有紧凑的恒星形成区域集中在凸起，而那些与pseudobulges扩展恒星形成区域以外的凸起，这表明有不同的形成场景在工作中的经典和pseudobulges。
2019-03-25 astro-ph.GA
High-resolution extinction map in the direction of the bulge globular cluster NGC 6440
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3的紫外线通道获得的光学图像来构建NGC 6440方向的第一个高分辨率消光图，NGC 6440是位于银河系凸起的一个球状星团。该地图的空间分辨率为0.5”，在集群中心周围约160”X 240”的矩形区域内，长边在西北/东南方向。我们发现，吸收云表现出斑片状和非均匀的子结构与消光变化一样大的$δ{\rm E}(B-V)\sim0.5$马格。我们还进行了一阶自行分析，以区分集群成员从字段interlopers。经过现场去污和微分红化校正，在颜色星等图中的集群序列出现更好的定义，提供了最好的光学颜色星等图迄今为止，这个集群。
2019-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extending the extinction law in 30 Doradus to the infrared with JWST
利用JWST上的近红外相机（NIRCam）对大麦云星云30 Dor恒星形成区进行了早期观测，从而将哈勃空间望远镜的研究扩展到红外波段。我们用红团簇星在12个波段上导出了红化矢量的方向，并给出了从$0.3$到$4.7\,μ$ m这一大质量恒星形成区的消光规律。在波长长于1 $μ$米，我们发现总消光比和选择性消光比的两倍高的弥漫银河系星际介质和相对斜率的变化从光学到红外域。此外，我们推导出一个红外消光图，并发现消光密切遵循30多尔的高度嵌入区域。
2023-03-08 astro-ph.GA
Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants
虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。
2014-02-01 astro-ph.GA
Modeling the Infrared Extinction toward the Galactic Center
我们用标准的硅酸盐-石墨星际尘埃模型模拟了~1- 19 $\mum$的红外消光曲线。颗粒具有幂律尺寸分布，在一定尺寸以上呈指数衰减。GC IR消光的最佳拟合模型将视觉消光限制为Av~38- 42 mag. The模型的局限性，即，讨论了同时再现陡的~1- 3 $\mum$近红外消光和平坦的~3- 8 $\mum$中红外消光的困难。我们认为，这一困难可以减轻归因于消光对GC的灰尘在不同的环境中的组合：灰尘在弥漫的区域（特征在于小Rv和陡峭的近红外消光），和灰尘在密集的区域（特征在于大Rv和平坦的UV消光）。
2013-06-24 astro-ph.GA
The True Luminosities of Planetary Nebulae in M31's Bulge: Massive Central Stars from an Old Stellar Population
我们测量了M31内凸区（$r \lesssim 3$ arcmin）23个最亮行星状星云（PNe）的巴耳末衰减，并对该区域[O III] $λ5007$行星状星云光度函数的亮端进行了去红处理。我们发现，最明亮的PNe产生$\gtrsim 1{,}200 \, \rm{L}_{\odot}$的权力，在他们的[O III] $λ5007$线，这意味着中心恒星的光度至少$\sim 11{,}000 \, \rm{L}_{\odot}$。即使是最新的加速演化后AGB模型，这样的光度也需要中心恒星质量超过$0.66 \, \rm{M}_{\odot}$，主序星的质量至少要达到$\sim 2.5 \, \rm{M}_{\odot}$。由于M31的核球中几乎没有中间年龄的恒星，我们得出结论，传统的单星演化不能对这些极其明亮的天体负责。我们还提出了该地区的明亮PNe的星周反射，并证明了该分布是类似的PNe在大麦云，与$A_{5007} = 0.71$的中值。最后，我们比较我们的结果消光测量PNe在E6椭圆NGC 4697和相互作用的透镜状NGC 5128。我们表明，这种arbittions是不寻常的，非常高质量的PN中心恒星的存在是一个老恒星种群的一般特征。我们的研究结果表明，单星人口合成模型显着低估了最大光度和总的综合光的AGB星。
2018-08-08 astro-ph.GA
Near-Infrared Properties of Metal-poor Globular Clusters in the Galactic Bulge Direction
目标。本文利用加拿大-法国-夏威夷望远镜近红外成像仪CFHTIR的J、H和K'像，计算了银河系核球方向12个贫金属球状星团的近红外色星等图中红巨星分支的形态参数。利用所观测到的12个团簇的RGB参数的汇编数据集，除了先前研究的5个团簇之外，我们讨论了团簇的RGB形态的性质，并将它们与富金属凸起团簇和贫金属晕团簇的校准关系进行了比较。方法.光度学RGB形状指数，诸如MK = MH =（-5.5、-5、-4和-3）的固定量值处的颜色、（J-K）0 =（J-H）0 = 0.7的固定颜色处的量值以及RGB斜率，是从每个聚类的近红外颜色-量值图中定义的基准法线点测量的。利用所选RGB恒星的微分光度函数和累积光度函数，估算了RGB凸起和尖端的星等。导出的RGB参数已被用来检查的整体行为的RGB形态作为集群金属丰度的函数。结果近红外光度RGB形状指数和集群金属丰度的方案集群之间的相关性比较有利与以前的观测校准关系的富金属集群在银河系凸起和贫金属晕集群。所观测到的星系团的RGB凸起和尖端的近红外星等也符合银河系凸起星系团的校准关系。
2010-04-19 astro-ph.GA
VISION - Vienna Survey in Orion II. Infrared extinction in Orion A
我们研究了猎户座A恒星形成复合体在~25 μm红外波段的消光曲线形状。这项工作的基础是近红外数据获得的VISTA，结合泛星和中红外斯皮策测光。通过拟合一系列的色-色图，我们得到了八个通带的色过量比。拟合使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，连同线性模型下的贝叶斯形式主义。由此产生的色过量比直接被解释为消光定律的量度。我们表明，猎户座A分子云的特点是平坦的中红外消光，类似于许多其他最近研究的视线。此外，我们还发现了统计上显著的证据，表明从~1 μm到至少~6 μm的消光规律在整个云中是不同的。特别是，我们发现沿银河经度的梯度，在ONC附近的区域显示出不同的消光规律相比，L1641和L1647，低质量的恒星形成的网站在云复杂。这些变化的数量级只有3%，很可能是由大质量恒星对其周围介质的影响造成的。虽然在我们的测量中观察到的一般趋势与模型预测一致，但成熟的和新的尘埃颗粒模型都无法完全再现我们的红外消光曲线。我们还提出了一个新的消光图具有1弧分的分辨率，并重新审视消光和尘埃光学厚度之间的相关性。这一分析表明，云的子结构，这是不采样的背景源，影响这两个措施之间的转换因子。总之，我们认为，红外消光定律的具体特征仍然没有得到很好的理解，但猎户座A可以作为未来研究的无偏模板。
2018-03-02 astro-ph.GA
The Mid-Infrared Colours of Galactic Bulge, Disk and Magellanic Planetary Nebulae
我们提出了中红外（MIR）测光367银河系盘，球和大麦云（LMC）行星状星云，确定使用GLIMPSE II和SAGE数据获得的斯皮策太空望远镜。这使我们能够比较球状星云和大麦哲伦星云的光度函数，以及所有三类源的和平号红外颜色。虽然大麦哲伦星云和球状星云的3.6微米光度函数可能非常相似，但大麦哲伦星云的[3.6]-[5.8]和[5.8]-[8-0]指数与它们的盘状星云和球状星云不同。这可能是由于LMC源内6.2微米PAH发射增强，和/或由于LMC PNe光谱与银河系对应物光谱之间的差异。我们还确定，帕克等人和米萨尔斯基等人（2008）的MASH星表中列出的演化程度较高的盘源与Acker等人（1992）星表中演化程度较低（表面亮度较高）的源具有相似的颜色;这一结果似乎与以前对这些源的研究不同。
2009-09-11 astro-ph.GA
CNO abundances in the Galactic bulge
我们最近在一个基于近红外光谱的正在进行的项目中对这些元素进行了分析，并在此背景下讨论了凸起中的碳、氮和氧丰度和趋势（Ryde等人，2009）。我们使用VLT上的CRIRES光谱仪获得了这些。通过对核球恒星元素丰度的研究，可以对核球的形成和演化进行定量的研究。由于在朝向凸起的视线中存在较大且可变的视觉消光，因此优选在近红外中进行分析。
2009-09-01 astro-ph.GA
A Near-Infrared look at AGN Feedback in Bulgeless Galaxies
虽然一般认为超大质量黑洞（SMBH）存在于大多数有凸起的星系中，但很少有SMBH被证实存在于无凸起的星系中。确定这样的人口可以提供重要的见解BH种子人口和长期BH增长。为此，我们获得了近红外光谱观测的样品的低红移无球星系的中红外颜色暗示活动星系核。我们在69个（9/13）样本的$\%$中发现了活动星系核活动的额外证据（如日冕线和宽允许线），表明中红外选择是探测活动星系核的一个有力工具。超过一半的星系与确认活动星系核活动显示快速流出[O III]在光学和/或[Si VI]在近红外，后者通常有更快的速度，也与他们的空间范围。我们也能够获得维里BH质量的一些目标，并发现他们属于其他晚型星系的$M_{\rm{BH}}$-$M_{\rm{stellar}}$关系的散射。事实上，他们缺乏一个显着的隆起部分表明，长期的过程，可能独立的主要合并，这些黑洞的超大规模。最后，我们分析了旋转气体的运动学，并发现两个显着的例外：两个活动星系核主机的外流，似乎旋转速度比预期的要快。有迹象表明，这两个星系的恒星质量显着低于预期的暗物质晕质量。这与活动星系核的活动和强烈的气体外流相结合，可能是活动星系核反馈效应的证据。
2022-04-28 astro-ph.GA
The Galactic Bulge exploration IV.: RR~Lyrae stars as traces of the Galactic bar -- 3D and 5D analysis, extinction variation
利用改进的 RR~Lyrae 周期-光度-金属丰度关系，绘制新红化图并推导消光律，发现消光变化可模拟棒状分布，而近红外距离揭示真实棒状结构，并给出 5D 运动学分析。
2025-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mid-infrared extinction law in the darkest cores of the Pipe Nebula
上下文尘埃颗粒的性质，特别是它们的大小分布，预计从星际介质到分子云内的高密度区域是不同的。目标。我们测量了分子云核中致密物质产生的中红外消光规律。由于这些波长的消光是由尘埃引起的，如果尘埃颗粒具有不同的性质，那么核心中的消光定律应该与低密度环境中的消光定律不同。方法.我们使用无偏LINES方法来测量颜色-颜色图中的红化向量的斜率。我们推导出中红外消光定律对密集的核心B59和FeSt 1-457在管星云的范围内的视觉消光10和50之间的星等，使用斯皮策/IRAC的组合，和ESO NTT/VLT数据。结果两个核心的中红外消光定律在3.6和8微米之间显着偏离幂律，这表明这些核心包含有相当大一部分大尘埃颗粒的尘埃。我们没有发现任何证据的消光定律与柱密度高达50级的视觉消光在这些核心的依赖性，也没有证据表明我们的结果和其他云在较低的柱密度在文献中报道的变化。这表明，即使在低柱密度区域也存在大颗粒，或者现有的尘埃模型需要在中红外波长下进行修订。我们发现一个小的，但显着的差异，在两个核心的消光定律，我们暂时与B59的恒星形成的开始。
2012-11-28 astro-ph.GA
Detailed abundances for M giants in two inner bulge fields from Infrared Spectroscopy
利用Keck II望远镜上的NIRSPEC红外光谱仪，在R= 25，000的范围内，对银河系内两个球区（l，b）=（0，-1.75）度和（l，b）=（1，-2.65）度的30 M巨星进行了丰度分析。我们发现铁丰度<[Fe/H]>=-0.16 +/- 0.03 dex，1-sigma分散度为0.12 +/- 0.02，<[Fe/H]>=-0.21 +/- 0.02 dex，1-sigma分散度为0.09+/- 0.016，分别为（1，b）=（0，-1.75）和（1，b）=（1，-2.65）deg场。与所有先前的研究一致，我们发现[α/Fe]增加了+0.3 dex。我们确认，缺乏任何主要的垂直丰度或成分梯度在最里面的~600 PC之间的Baade的窗口和150 PC从银河系平面。我们还证实，已知的增强α元素之间观察到的500和1000 pc的核心也存在于体积的内部凸起，因此可以被推定为一个一般特征的凸起/酒吧星在1千秒差距的银河系中心。
2011-12-01 astro-ph.GA
The Mid-Infrared Extinction Law in the Large Magellanic Cloud
根据Spitzer/SAGE巡天的测光资料，以红巨星为消光示踪物，首次导出了大麦云云（LMC）中红外消光规律的A_λ/A_Ks形式。[3.6]，[4.5]，[5.8]和[8.0] um）相对于2.16 um处的2MASS Ks带。我们得到了近红外消光系数E（J-H）/E（H-Ks）= 1.29 \pm 0.04和E（J-Ks）/E（H-Ks）= 1.94 \pm 0.04。LMC中的中红外消光系数A_λ/A_Ks随波长的变化规律随视线的不同而不同。总体平均MIR消光为A_[3.6]/A_Ks = 0.72 \pm 0.03、A_[4.5]/A_Ks = 0.94 \pm 0.03、A_[5.8]/A_Ks = 0.58 \pm 0.04和A_[8.0]/A_Ks = 0.62 \pm 0.05。除了IRAC [4.5]波段的消光可能被红巨星4.6um CO气体吸收（用于追踪LMC消光）所污染外，其他三个IRAC波段的消光曲线都是平坦的，接近银河系Rv = 5.5模型消光曲线（Rv是光学总消光与选择消光比）。通过蒙特卡罗模拟探讨了Ks-λ和J-Ks的相关不确定性可能引起的系统偏差。发现这可能导致MIR中A_lambda/A_Ks的高估。
2013-08-07 astro-ph.GA
Lifting the Dusty Veil II: A Large-Scale Study of the Galactic Infrared Extinction Law
我们结合近红外（2 MASS）和中红外（斯皮策-IRAC）测光的特点红外消光定律（1.2-8微米）超过近150度的连续银河系中面经度。通过计算G和K巨红团簇星在相邻中面区域的色过剩比，并推导出每个区域的消光系数与波长的关系，得到了这些波长和经度范围内5个通带的相对消光系数。消光定律形状的强烈单调变化被发现是与银河系中心的角度的函数，在银河系中心的两侧对称。这些纵向变化持续存在，即使在稠密的星际区域，先验已知有一个较浅的消光曲线，被删除。越往外越陡的消光曲线表明，在较大的银心角下，绝对消光比和选择消光比（RV）以及尘埃平均粒径都在稳步减小。我们注意到，在高银心角的8微米消光拐点的强度增加，并使用理论尘埃模型，表明这种行为是一致的趋势，在R_V。沿着几条视线的解决方案是最可行的，A_lambda/A_Ks作为银河系半径的函数估计，并显示有一个银河系的径向依赖。我们的分析表明，所观察到的消光曲线形状和银河经度之间的关系是由于内在的依赖关系的消光定律银心半径。
2009-10-22 astro-ph.GA
VVV Survey Near-Infrared Photometry of Known Bulge RR Lyrae stars: the Distance to the Galactic Center and Absence of a Barred Distribution of the Metal-Poor Population
我们结合了已知的RR天琴座（RRL）星的光学和近红外数据，以研究其贫金属成分的空间分布，通过测量精确的红化值和距离的7663基本模式RRL星与高质量的测光。我们得到到银河系中心的距离R 0 = 8.33 +/- 0.05 +/- 0.14 kpc。我们发现，RRL星的空间分布不同于由主要是富含金属的红团（RC）星跟踪的结构。与RC星不同的是，RRL星并没有一个很强的棒，而是有一个更接近球形的集中分布，在它的中心只有轻微的伸长。我们发现，在南方高纬度地区（b < -5）的密度分布中存在双峰现象，这需要通过扩大目前普查的覆盖面来证实。富金属和贫金属恒星星族的不同空间分布表明银河系有一个复合核球。
2013-09-23 astro-ph.GA
Line derived infrared extinction towards the Galactic Center
我们推导出了从1到19微米的朝向银河系中心的消光曲线。我们使用ISO-SWS和SINFONI观测到的小螺旋的氢发射谱线。消光自由通量参考是由VLA观察到的2 cm连续发射。朝向内部14”* 20”，我们发现消光系数为A（2.166微米）=2.62 +/- 0.11，幂律斜率为α =-2.11 +/- 0.06，短波长为2.8微米，与最近文献中的平均近红外斜率一致。然而，在较长的波长下，我们发现消光比2.8微米的短波长更灰色。我们发现，这是不可能的，以适应所观察到的消光曲线与尘埃模型组成的纯碳和硅酸盐颗粒，并添加复合颗粒，包括冰，需要解释的意见。结合距离相关消光和距离无关消光，我们得出到GC的距离为R_0=7.94 +/- 0.65 kpc。对于Sgr A*（r<0.5”），我们得到A_H=4.21 +/- 0.10，A_Ks=2.42 +/- 0.10和A_L '= 1.09 +/- 0.13。
2011-05-18 astro-ph.GA
Universality of the Near-Infrared Extinction Law Based on the APOGEE Survey
近红外消光定律是否具有普适性是一个长期争论的话题。基于SDSS-III重点项目APOGEE H波段光谱巡天，从恒星有效温度精确测定了大量巨星的内禀色。利用这一优势，并使用5942个K型巨星的样本，仔细重新审视了近红外消光定律。当E（J-Ks）从~0.3变化到~4.0时，代表近红外消光定律的色过量比E（J-H）/E（J-Ks）显示不依赖于色过量，这意味着从漫射区到密集区的通用近红外消光定律。E（J-H）/E（J-Ks）的常数值为0.64，对应于幂律指数1.95。另外两个比值E（H-Ks）/E（J-Ks）和E（J-H）/E（H-Ks）分别为0.36和1.78。结果与MRN尘埃粒度分布一致。
2014-05-06 astro-ph.GA
The Optical -- Mid-infrared Extinction Law of the l=165 Sightline in the Galactic Plane: Diversity of Extinction Law in the Diffuse Interstellar Medium
了解尘埃消光的影响对于正确解释观测结果非常重要。光学总消光比与选择消光比Rv = Av/E（B-V）被广泛用于描述紫外和光学波段的消光变化。由于Rv=3.1的消光曲线充分代表了银河系弥漫区域的平均消光定律，因此它通常用于校正沿视线朝向星际介质弥漫区域的观测测量结果。然而，Rv值甚至可以沿着不同的漫射星际介质视线变化。在本文中，我们调查的光学-中红外（中红外）消光定律对一个非常弥漫的区域，在l = 165的银河系平面，这是选择的基础上的CO排放图。采用红团簇星作为消光示踪物，在APASS的两个波段（B，V），XSTPS-GAC的三个波段（g，r，i），2 MASS的三个波段（J，H，Ks）和WISE的两个波段（W1，W2）上测定了我们漫射区的光-中红外消光规律。具体而言，18个红团簇星是从APOGEE-RC目录的基础上光谱数据，以探讨消光规律的多样性。我们发现，光学消光曲线表现出明显的多样性。相应的Rv范围从1.7到3.8，而平均Rv值为2.8，与广泛采用的银河系弥漫云平均值3.1一致。在0.2 ~ 0.6 mag范围内，Rv值与色过量E（B-V）或与每千秒差距的比消光值（AV/d）之间没有明显的相关性。
2017-09-18 astro-ph.GA
Mapping the Interstellar Reddening and Extinction towards Baade's Window Using Minimum Light Colors of ab-type RR Lyrae Stars. Revelations from the De-reddened Color-Magnitude Diagrams
利用CTIO的Blanco 4m望远镜上的DECam成像仪，我们在5个通带（u，g，r，i，z）中获得了朝向银河系隆起的6个视场的重复图像。从超过16亿个人光度测量领域为中心的巴德的窗口，我们已经发现了4877个推定的变星。其中474颗已被确认为基模RR型天琴座星，它们在最小光下的颜色产生了视线红化的测定结果，以及对银河系隆起的红化规律，这与标准的R_V = 3.1公式有很大的不同。假设恒星的混合是不变的3平方度的领域，我们能够得到一个线的视线红化的地图与亚弧分分辨率，使我们能够获得去红化和消光校正的颜色星等图（CMD的），这个隆起领域使用多达250万颗测量良好的恒星。校正的CMD显示出前所未有的细节并暴露出稀疏分布的序列：例如，非常宽的红巨星分支的描绘、红巨星团内的结构、水平分支的完整范围以及一个令人惊讶的明亮特征，这可能是由于年龄小于1 Gyr的恒星造成的。我们使用天琴座RR型恒星来追踪古老恒星的空间结构，发现密度随银河系距离呈指数下降。我们讨论了我们的数据产品可用于探索凸起的年龄和金属丰度特性的方法，以及我们的所有变量的更大列表如何有助于学习解释未来的LSST警报。
2019-02-14 astro-ph.GA
Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and its Structure
从OGLE RR天琴座变星观测到的银河系中心的距离是Ro=8.1+-0.6 kpc。精确测定Ro受到无数影响的阻碍，包括一个模糊的消光定律，由于消光导致的变星的优先采样导致Ro值偏小，以及在表征变星群的平均距离与Ro之间的关系时存在不确定性。一个基于VI的周期变红的关系RR天琴座变量推导出整个凸起的地图灭绝。从银河系核球、LMC、SMC和IC 1613中的天琴座RR型变星推断出的变红与从OGLE红团巨星和经典造父变星建立的一致。RR型Lyrics变星服从周期-颜色（VI）关系，对金属丰度相对不敏感。银河系的边缘和正面插图是通过映射凸出的天琴座RR变星与编目的红团巨星、球状星团、行星状星云、经典造父变星、年轻的疏散星团、HII区域和分子云一起构建的。天琴座RR型变星的样本并没有追踪到一个突出的银河棒或在φ ~25度方向的三轴凸起。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Precise Determination of the Mid-Infrared Interstellar Extinction Law Based on the APOGEE Spectroscopic Survey
精确测量中红外星际消光定律对于研究星际尘埃的性质，特别是大尺寸尘埃的性质至关重要。根据SDSS-III/APOGEE光谱巡天的恒星参数，我们选择了一个大样本的G-和K-型巨星作为银河系中红外消光的示踪剂。我们从恒星的有效温度计算恒星的固有颜色过剩，并使用它们来确定中红外消光对于一个给定的视线。对于APOGEE观测到的整个银河系的天空，我们得出了（相对于在波长$λ=2.16μ$ m处的K $_{\rm S}$带），对于在3.4、4.6、12和22 $μ$ m处的四个WISE带，在3.6、4.5、5.8和8 $μ$ m处的四个Spitzer/IRAC带，在23.7 $μ$ m处的Spitzer/MIPS 24带，AKARI/S9 W波段为8.23 $μ$ m。我们的结果与以前的工作一致，消光曲线在~3--8 $μ$ m波长范围内是平坦的，并且与$R_V=5.5$模型曲线基本一致，只是在WISE/W 4波段我们的测定超过了模型的预测。虽然以前的一些工作发现，中红外消光规律似乎随消光深度$A_{\rm{K_S}}$，没有明显的变化，在这项工作中被发现。用自举响应法和蒙特卡罗模拟对不确定性进行了分析，发现不确定性很小。
2016-11-09 astro-ph.GA
Star formation history and metallicity in the Galactic inner bulge revealed by the red giant branch bump
对银河系隆起内部区域的研究受到高星际消光和极端源拥挤的阻碍。在如此复杂的环境中，需要高灵敏度的高角分辨率近红外成像来研究恒星种群。我们使用0.2 $''$角分辨率$JHK_s$数据从银河核调查研究恒星人口在两个$8.0'\times 3.4'$领域，约0.6 $^\circ$和0.4 $^\circ$银河系北部的银河系的中心，并将其与一个在人马座A* 的直接周围。我们还计算了这两种光场的消光曲线。外磁场和内场的平均星际消光分别为$A_{K_s} \sim 1.20 \pm 0.08$等和$\sim 1.48 \pm 0.10$等。我们目前的$K_{s}$光度函数，是完整的，至少2个MAG以下的红色团块（RC）。我们检测到一个功能的光度功能，这是微弱的RC由$0.80\pm0.03$和$0.79\pm0.02$马格，分别在$K_s$ -波段。它与变红矢量平行。我们将这个特征确定为红巨星分支隆起。拟合$α$增强的BaSTI光度函数，我们的数据，我们发现，一个单一的老恒星人口的$\sim12.8 \pm 0.6$陀螺仪和$Z = 0.040 \pm 0.003$提供了最好的拟合。我们得到，在最里面的凸起的恒星人口是老的，类似于一个在更大的距离银河系平面，它的金属丰度增加到距离银河系中心约60 pc短的距离。与以前已知的值在较大的纬度（$|b|>2^\circ$）相比，我们的结果有利于平坦…
2021-07-29 astro-ph.GA
Modeling the Infrared Interstellar Extinction
尘埃在星际介质（ISM）中如何散射和吸收星光，包含着关于星际尘埃大小和成分的重要线索。虽然紫外线（UV）和可见光星际消光已经得到了很好的研究，并且可以用各种尘埃混合物（例如，硅酸盐-石墨混合物），红外（IR）消光不是很好理解，特别是，在3-8微米波长范围内的中红外消光相当平坦（或“灰色”），并且与标准Mathis，Rumpl，& Nordsieck（MRN）硅酸盐-石墨粉尘模型不一致。我们试图通过探索各种尘埃的大小和种类，包括无定形硅酸盐，石墨，无定形碳和铁再现平坦的红外消光。我们发现，平坦的IR消光最好用微米级的无定形碳尘埃来解释，每百万个氢原子消耗约60个碳原子（即，C/H ~ 60 ppm）。为了解释观察到的UV/可见光和近IR消光，硅酸盐-石墨模型需要Si/H ~ 34 ppm和C/H ~ 292 ppm。我们得出结论，从UV到中IR的消光可以通过亚微米尺寸的无定形硅酸盐粉尘、亚微米尺寸的石墨粉尘和微米尺寸的无定形碳粉尘的混合物来近似地再现，代价是ISM中可用的过量C（即，该模型需要C/H ~ 352 ppm的固相C丰度，大大超过ISM中可获得的丰度）。
2014-03-28 astro-ph.GA
The Mid-Infrared Extinction Law and its Variation in the Coalsack Nebula
近年来，从紫外（UV）、光学、到近红外和中红外（IR）的星际消光的波长依赖性已被广泛研究。虽然已经确定，紫外/光学消光定律在不同的视线之间变化很大，但不清楚红外消光在各种环境中如何变化。本文利用2 MASS和Spitzer/GLIMPSE巡天观测数据，以红巨星为消光示踪物，采用色余方法，测定了煤袋星云的4个Spitzer/IRAC波段的星际消光盘。我们在星云中选择了五个独立的区域，这些区域跨越了各种各样的物理条件，从漫射，半透明到密集的环境，如通过视觉消光，Spitzer/MIPS 24微米发射和CO发射所追踪的。我们发现，Alambda/AKs，中红外消光相对于AKs，从弥漫到密集的环境，这可能是解释在密集地区的无效尘埃生长。平均消光（相对于AKs）计算的四个IRAC波段，以及，表现出平坦的中红外消光规律，与以前的其他地区的确定一致。IRAC 4.5 μ m波段的消光系数非常高，远高于其它三个波段。它不能用CO和CO2冰来解释。在四个IRAC波段中的中红外消光也已被推导出的煤袋球2中的四个代表性的区域，分别表现出强的冰吸收，中度或弱的冰吸收，非常弱或没有冰吸收。推导出的中红外消光曲线都是平坦的，Alambda/AKs随着水冰吸收光学深度的减小而增大。
2013-06-19 astro-ph.GA
Mass reservoirs surrounding massive infrared dark clouds: A view by near-infrared dust extinction
背景：红外暗云（IRDC）是大质量恒星的祖先。对IRDC的母体分子云知之甚少。目的：我们证明了近红外（NIR）尘埃消光映射的可行性，在跟踪IRDC的父母分子云的距离D = 2.5 - 8千秒差距。研究方法：我们推导出近红外消光图10个突出的IRDC复杂的颜色过剩映射技术和近红外数据从UKIDSS/银河系平面调查。我们将得到的地图与13 CO发射线数据、8 μm尘埃不透明度数据和毫米尘埃发射数据进行了比较。我们通过比较观测到的近红外源密度的贝桑松恒星分布模型，并比较它们的运动学距离估计云的距离。结果：近红外消光图提供了IRDC复合物在Av = 2 - 40 mag动力学范围内的视图，空间分辨率为30”。近红外消光数据与13 CO数据相关性很好，并探测了类似的气体成分，但也延伸到更高的柱密度。近红外数据揭示了密集气体周围大量的延伸结构，这些结构由8 μm阴影特征和亚毫米尘埃排放所追踪，表明云的质量通常比这些示踪剂所追踪的质量多10倍以上。我们样本中的IRDC复合体含有相对大量的高柱密度物质，它们的累积柱密度分布类似于附近活跃的恒星形成云，如猎户座，而不是像加利福尼亚州那样不太活跃的云。结论：近红外尘埃消光数据提供了一个新的强有力的工具，探测的质量分布的父母的分子云的IRDC的距离D = 8千秒差距。这鼓励对内陆发展中国家进行更深入的近红外观测，因为通过专门的观测可以直接提高数据的灵敏度…
2011-09-27 astro-ph.GA
Extinction at the Galactic Center Using Near- and Mid-infrared Broadband Photometry: A Twist on the Rayleigh-Jeans Color Excess Method
我们提出了一个消光图的内部$\sim$ \SI{15}{\arcminute}由{16}{ \arcminute }的银河系中心（GC）与地图“像素”测量\SI{5}{\arcsecond} $\times$ \SI{5}{\arcsecond}使用集成光的颜色测量在近红外和中红外。我们使用Mauriski等人（2011）首次描述的Rayleigh-Jeans Color Excess（RJCE）方法的变体作为我们工作的基础，尽管我们已经用贝叶斯思维方式解决了我们的问题，并放弃了点源测光，支持表面测光，将GC极其拥挤的领域的挑战转化为优势。我们的研究结果表明，在GC消光是不一致的一个单一的幂律系数，$β=2.03\pm0.06$，并比较我们的结果与使用红团（RC）点源光度法消光估计。我们发现，我们的测量$β$和它的明显缺乏空间变化是在协议与以前的研究，尽管双峰分布的值在我们的消光图在GC与峰值在\num{5}和\SI{7.5}{mag}。灭绝的这种双峰性质很可能是由于遮蔽了部分内部GC场的深红黑云。我们使用DeWitt等人（2010）编制的红外源的点源目录，提出了我们的消光定律和地图，以及GC区域的去红近红外CMD和颜色-颜色图。去红化受到消光测量（通常是\SI{0.6}{mag}）误差的限制，这受到我们地图像素大小的影响，并且没有足够的细粒度来分离出GC中存在的多个恒星种群。
2020-04-03 astro-ph.GA
Mapping the stellar age of the Milky Way bulge with the VVV. III. High resolution reddening map
详细研究银河核球恒星的数量必然需要精确地描述星际消光，特别是在银河平面和中心，那里的严重和差异性红化预计会在亚弧分尺度上变化。虽然最近的红外巡天已经通过提供整个银河系凸起区域的消光图来解决这个问题，但平面和中心附近的去红色星等图似乎系统性地校正不足，这表明需要更高的分辨率。这些欠校正影响了任何对颜色敏感的恒星研究（例如通过颜色-星等图拟合进行的恒星形成历史分析），要么使它们不准确，要么将它们限制在小的低/稳定消光窗口中，在那里这个值被更好地约束。我们的目标是提供一个高分辨率（2 arcmin到$\sim$ 10 arcsec）的彩色多余图的VVV隆起区，在$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$颜色。我们使用MW-BULGE-PSFPHOT星表采样$\sim$ 300度$^2$横跨银河系的隆起（$|l| < 10^\circ$和$-10^\circ < b < 5^\circ$），以隔离红团和红巨星分支星的样本，为此，我们计算平均$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$颜色在$(l, b)$空间的精细空间网格。我们获得了一个E $(\mathrm{J}-\mathrm{K}_s)$图，它跨越了大约300度$^2$的VVV凸起区域，其分辨率相当于凸起外围（$l < -6^\circ$）的$\sim$ 1弧分到中心$|l| < 1^\circ$内的20弧秒以下，以及…
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Peering through the veil: near-infrared photometry and extinction for the Galactic nuclear star cluster
这项工作的目的是提供准确的测光在多个近红外宽带过滤器，以确定幂律指数的消光定律对中央秒差距的银河系，提供测量的绝对消光对银河系的中心，并最终测量空间变化的消光角secondscales.We使用自适应光学观测的中央秒差距的银河系。H、Ks和L '波段的消光绝对值，以及H到Ks和Ks到L'消光定律的幂律指数的绝对值，都是根据红团簇星众所周知的性质来测量的。基于H-Ks和Ks-L'颜色导出消光图。本文给出了~7700颗恒星的KS波段测光（其中一个子集为H和L'测光）。根据最近公布的一些数值，我们计算出银河系中心的平均距离为R_0=8.03+-0.15 kpc，其不确定度仅为2%。根据这个R_0和RC方法，我们导出了银河系中心秒差距的绝对平均消光值A_H=4.48 ± 0.13等，A_Ks=2.54 ± 0.12等，A_L '= 1.27 ± 0.18 mag.我们估计了alpha_{H-Ks} =2.21 ± 0.24和alpha_{Ks-L'} =1.34 ± 0.29的幂律指数.银河系中心的KS波段消光图是根据这一消光定律和恒星的H-Ks颜色计算的。在以人马座A* 为中心的半径为0.5”的圆形区域中，平均消光值为A_{H, SgrA*} =4.35+-0.12，A_{Ks, SgrA*} =2.46+-0.03，以及A_{L', SgrA*} =1.23+-0.08。
2009-12-07 astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. I. Physical parameters
大质量恒星形成的最早阶段是在寒冷和密集的红外暗云（IRDC）中发现的。由于IRDC的检测方法对背景辐射的局部性质非常敏感，我们在这里提出了一种替代方法，通过使用红外消光图来搜索银河系平面中的高柱密度。我们发现了1到5千秒差距之间的云，其中许多是以前的调查所遗漏的。通过研究这些云的子样本的物理条件，我们的目标是更好地了解大质量恒星形成的初始条件。我们根据斯皮策IRAC两个最短波长波段之间3.6-4.5微米的颜色过剩绘制了银河系平面的消光图，达到了约100等的视觉消光比和9 × 10^22 cm^-2的柱密度。由此，我们编制了一个新的冷而紧凑的高消光云样本。我们在IRAM 30米望远镜上使用MAMBO阵列来研究云的形态，质量和密度以及其中的致密团块。后者随后用100米埃费尔斯堡望远镜进行了氨的定点观测，以确定旋转温度和运动距离。银河平面的消光图描绘了像旋臂这样的大尺度结构。1.2毫米的发射图显示，高消光云包含扩展的冷尘埃发射，从对流结构到仍然弥漫的云。大多数云在24微米内是黑暗的，但有几个已经显示出通过脉泽发射或明亮的红外源形成恒星的迹象，这表明高消光云包含各种演化阶段。观测结果表明，从黑暗，寒冷和弥漫的云，到具有更强的1.2毫米峰值的云，最后是具有许多强大的1.2毫米峰值的云，这些云也更温暖，更动荡，并且已经有一些恒星形成的路标。
2010-05-11 astro-ph.GA
GALACTICNUCLEUS: A high-angular-resolution JHKs imaging survey of the Galactic centre III. Evidence for wavelength dependence of the extinction curve in the near-infrared
近红外消光曲线的表征对于分析银河系中心（GC）的结构和恒星数量是至关重要的，但其分析受到在角秒尺度上变化的极端星际消光（$A_V\sim 30$ mag）的阻碍。最近的研究表明，消光曲线的行为可能比以前假设的更复杂，指向消光曲线作为波长的函数的变化。我们的目标是分析的消光指数，$α$，波长，视线和绝对消光的变化，扩展以前的分析，以更大的面积的银河系的最里面的区域。我们分析了整个银河核调查，一个高角分辨率（$\sim 0.2''$）$JHK_s$近红外调查，专门设计来观察GC前所未有的细节。它覆盖了$\sim 6000$ \，pc $^2$的一个区域，包括恒星核盘、内部凸起和它们之间的过渡区域。我们采用两种独立的方法的基础上，红色的团块（RC）的恒星来限制消光曲线，并分析其变化取代以前的研究。我们使用了超过165，000颗RC星，并显着增加了分析区域的大小，以确认消光曲线随波长而变化。我们估计得到的消光指数，$α_{JH}=2.44\pm0.05$和$α_{HK_s} = 2.23\pm0.05$之间的差异$Δα= 0.21\pm0.07$。我们还得出结论，有没有显着的变化的消光曲线随波长，与视线或绝对消光。最后，我们计算出了两个星系之间的比值，$A_J/A_H = 1.87\pm0.03$和$A_{H}/A_{K_s} = 1.84\pm0.03$，与银河核目录的所有区域一致。
2020-07-08 astro-ph.GA
Near Infrared properties of 12 Globular Clusters toward the inner Bulge of the Galaxy
我们提出了近红外色-星等图和物理参数的12个星系球状星团的样本位于向内隆起区。对于每个集群，我们提供测量的红化，距离，光度金属丰度，亮度的水平分支红团，红巨星分支凸点和尖端。这里讨论的样本与Valenti，Ferraro & Origlia（2007）中的样本一起代表了有史以来最大的膨胀球状星团同质星表（包括整个膨胀星团人口的约80%）。该汇编的电子版可在万维网上查阅（http：//www.bo.astro.it/GC/ir_archive）。
2009-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic infrared extinction mapping as a probe of grain growth in IRDCs
我们在IRDC G028.36+00.07（一个潜在的大质量恒星和恒星团簇形成的地点）进行了MIR到FIR消光定律的光谱测试。Lim & Tan（2014）开发了使用${\it Spitzer}$ -MIPS ${\rm 24μm}$和${\it Herschel}$ -PACS ${\rm 70μm}$图像对该源进行FIR消光映射的方法，并通过与MIR ${\it Spitzer}$ -IRAC $3$- ${\rm 8μm}$消光图进行比较，发现了最高质量表面密度区域中颗粒生长的初步证据。在这里，我们提出的光谱红外消光（SIREX）映射使用${\it Spitzer}$ -IRS（14至${\rm 38μm}$）数据的同一IRDC的结果。这些方法使我们能够首先测量弥漫的银河ISM的SED，这是在IRDC的前景。然后，我们进行我们的初步调查测量的MIR FIR不透明度的法律和寻找潜在的变化作为一个函数的质量表面密度IRDC内。我们发现了相对平坦、无特征的MIR-FIR不透明度定律，缺少与Ossenkopf & Henning（1994）的厚水冰地幔模型相关的$\sim{\rm 12μm}$和$\sim{\rm 35μm}$特征。他们的薄冰地幔模型和Ormel等人（2011年）的尘埃聚集模型通常更好地匹配观测到的不透明度定律。我们还发现了证据，一般平坦的和平号到远红外线的消光规律，…
2015-10-12 astro-ph.GA
SpeX near-infrared spectroscopic extinction curves in the Milky Way
星际尘埃消光曲线提供了有关尘埃性质的宝贵信息，包括尘埃颗粒的成分和大小，并且对于纠正星际尘埃影响的观测至关重要。在这项工作中，我们测量了近红外（NIR; 0.8-5.5 $μ$ m）光谱消光曲线的代表性样品的第一次，使我们能够调查消光的波长，它通常只在宽的光度带测量。我们使用IRTF/SpeX光谱的一个样本的红化和比较星测量15消光曲线的配对方法。我们的样本范围A（V）值从0.78到5.65，R（V）值从2.43到5.33。我们确认，近红外消光曲线拟合良好的幂律，与指数和振幅不同的视线视线。我们的平均漫反射近红外消光曲线可以用指数为$α= 1.7$的单一幂律表示，但由于视线间的变化，任何平均曲线的形状都将取决于母体样品。我们发现，我们的样本中的大部分变化可以与总消光比R（V）有关，这是对平均尘埃粒度的粗略测量。在我们的样品中的两条视线清楚地显示了冰消光功能在3 $μ$ m，它可以拟合一个修改的德鲁德轮廓。我们在另外两条视线中发现了略高于3 $σ$显著性的试探性冰探测。在我们的平均漫射消光曲线中，我们测量到该冰特征的3 $σ$上限A（冰）/A（V）= 0.0021。
2022-05-10 astro-ph.GA
Detailed near-IR stellar abundances of red giants in the Inner Bulge and Galactic Center
由于它们的极端拥挤和高度和可变的消光，银河系隆起中的恒星，在银河平面的+-2度范围内，特别是那些在核星团中的恒星，很少被针对它们的详细丰度进行分析。对于这些恒星丰度的上限也有一些分歧。现在可以获得高色散，高S/N光谱在红外K波段（2.0-2.4微米）的这些巨人，我们报告我们的进展，在凯克和VLT在使用这些光谱来推断这个恒星星族的组成。
2017-08-30 astro-ph.GA
Mid-infrared extinction and fresh silicate dust towards the Galactic Center
我们解释了在$λ= 1 - 20\,\mkm$波长范围内观测到的朝向银河系中心（GC）的星际消光。它的主要特征是在$3 - 8\,\mkm$的平坦消光，其解释仍然是宇宙尘埃模型的一个问题。我们寻找尘埃颗粒的结构和化学成分，可以解释观察到的灭绝。与以前的工作相比，我们使用实验室测量的光学常数，并考虑不同结构的粒子。我们表明，芳香族碳和一些硅酸盐的紧凑的颗粒的混合物是更好地适合于再现基本上多孔的颗粒或脂肪族碳颗粒相比，平面消光。金属铁应该位于颗粒内部，即不能在硅酸盐颗粒上形成层，因为消光曲线变得非常特殊。我们发现一个模型，包括芳香族碳质颗粒和三层颗粒与橄榄石型硅酸盐核心，一个薄的非常多孔的层和一个薄的信封磁铁矿，提供了一个很好的（但仍然不是完美的）适合的观测数据。我们认为，这种硅酸盐尘埃应该是新鲜的，即最近在银河系中心区域的晚型恒星的大气中形成的。我们假设这个区域的半径约为1千秒差距，产生的消光约为观测到的一半。消光的剩余部分是由在$λ= 4 - 8\,\mkm$处几乎透明的“前景”材质引起的。
2017-01-30 astro-ph.GA
Interstellar extinction and the distribution of stellar populations in the direction of the ultra-deep Chandra Galactic field
我们利用哈勃空间望远镜ACS/WFC的蓝色（F435 W）和红色（F625 W）图像研究了超深（1毫秒）钱德拉银河场（距银河系中心约1.5度的“钱德拉凸起场”（CBF））中心6.6 × 6.6弧分区域的恒星星族。我们主要关注红团巨星的行为-一种独特的恒星星族，已知具有基本恒定的固有光度和颜色。通过研究空间分辨色星等图上的红团巨星位置的变化，我们证实了异常的总选择消光比，在以前的工作中报告的其他银河系的凸起领域。结果表明，该区域的星际消光平均值为<A_（F625 W）>= 4，但在1角分的小角尺度上，消光值在~3-5之间变化很大。利用修正色星等图中红团巨星的分布，我们将恒星质量分布模型的形状限制在这个超深钱德拉场的方向上，这将用于未来对X射线源人口的分析。我们还表明，所采用的模型的恒星密度分布预测的红外表面亮度的方向上的“钱德拉膨胀场”在良好的协议（即在~15%）与来自斯皮策/IRAC观测的实际测量。
2010-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Structure of Molecular Clouds: I - All Sky Near Infrared Extinction Maps
我们正在研究附近所有巨大分子云的柱密度分布。作为这个项目的一部分，我们生成了几个全天空灭绝地图。它们是使用中值近红外颜色过量技术计算的，该技术应用于2微米全天巡天（2 MASS）的数据。我们的大规模方法使我们能够将样条函数拟合到无消光区域，以便准确确定颜色过量值。两种类型的地图：一）地图与恒定的噪音和可变的空间分辨率;二）地图与恒定的空间分辨率和可变的噪音。我们的标准Av图使用距离每个像素中心最近的49颗恒星来确定灭绝。在整个地图中，一西格玛方差恒定在0.28 mag Av。到第49颗最近恒星的距离从银道面附近的1arcmin到两极的10arcmin不等，但对于所有巨大的分子云（|b| <30度）来说都在5arcmin以下。与现有的大比例尺地图的比较表明，我们的消光值比Dobashi等人的大20%，比Schlegel等人的小40%。这很可能是由Dobashi等人应用的恒星计数技术和Schlegel等人尘埃温度和发射率的系统不确定性造成的。与其他两张地图相比，我们卓越的分辨率使我们能够检测到更多的小规模高消光核心。
2009-02-19 astro-ph.GA
Deep Near-Infrared Survey of the Pipe Nebula II: Data, Methods, and Dust Extinction Maps
我们提出了一套新的高分辨率的尘埃消光附近的基本上无星的烟斗星云分子云的地图。这些地图是由ESO-VLT、ESO-NTT、CAHA 3.5米望远镜和2 MASS数据协同进行的深度近红外成像调查绘制的。新地图的分辨率比Lombardi等人（2006年）之前的灭绝图高出三倍，并且能够解析2600 AU的结构。我们在整个云层中检测到244个显著的消光峰。这些峰的质量在0.1和18.4 M太阳之间，直径在1.2和5.7 e4 AU（0.06和0.28 pc）之间，平均密度约为1 e4 cm ${^-3}$，与以前的结果吻合得很好。从伴星平均表面密度的分析中，我们发现了一个在1.4e4 AU附近的明确尺度，低于这个尺度，我们发现云的结构显着减少。该比例小于根据峰的平均密度计算的“牛仔裤长度”。峰的表面密度不是均匀的，而是显示成簇。烟斗星云中的消光峰似乎具有类似于金牛座恒星的空间分布，这表明恒星的空间分布直接从高密度物质的原始空间分布演变而来。
2010-11-05 astro-ph.GA
Detection of PAH Absorption and Determination of the Mid-Infrared Diffuse Interstellar Extinction Curve from the Sightline Toward Cyg OB2-12
朝向明亮的蓝色超巨星天鹅座OB 2 -12的视线被广泛用于研究星际尘埃，这是因为它的大消光（$A_V \simeq 10$等），而且这种消光似乎是由弥漫的星际介质的典型尘埃主导的。我们提出了一个新的分析档案ISO-SWS和斯皮策IRS观测天鹅座OB 2 -12使用的恒星和恒星风的排放模型，以确定总消光$A_λ$从2.4- 37 $μ$ m。除了突出的9.7和18 $μ$ m硅酸盐功能，我们稳健地检测与多环芳烃（PAH），包括第一次识别的7.7 $μ$ m功能的吸收吸收功能。发现3.3 $μ$ m芳族特征在吸收中比通常在发射中看到的宽得多。观测到3.4和6.85 $μ$ m的脂肪烃特征，其相对强度与在朝向银河系中心的视线上观测到的这些特征一致。我们确定和表征六十多个谱线在这个波长范围内，这可能是有用的约束模型的恒星和恒星风。基于这一分析，我们提出了一个消光曲线$A_λ/A_{2.2 μm}$，外推顺利确定平均银河系消光曲线在较短的波长和尘埃不透明度推断在较长的波长发射，提供了一个新的约束模型的星际尘埃中红外。
2020-02-06 astro-ph.GA
Very Large Interstellar Grains as Evidenced by the Mid-Infrared Extinction
星际颗粒的大小分布很广，从几埃到几微米。紫外线（UV）和光学消光将尘埃的尺寸限制在几百微米到几个亚微米的范围内。近和中红外（IR）发射约束纳米尺寸的晶粒和埃尺寸的非常大的分子。然而，微米级颗粒的数量和尺寸分布仍然未知，因为它们在UV/光学消光中是灰色的，并且它们太冷并且在IR中发射太少而不能被IRAS，Spitzer或Herschel检测到。在这项工作中，我们采用了~3-8微米的中红外消光，这是平坦的扩散和密集的区域，以限制的数量，尺寸和组成的微米级的颗粒成分。我们发现，与纳米和亚微米尺寸的硅酸盐和石墨一起，（以及多环芳烃），C/H=137 ppm，平均尺寸约1.2微米的微米级石墨颗粒与COBE/DIRBE，COBE/FIRAS，和Planck到λ < 1000微米。微米级石墨成分占总粉尘质量的~14.6%，占总红外辐射的~2.5%。
2015-08-14 astro-ph.GA
A New Sample of Mid-Infrared Bright, Long-Period Mira Variables from the MACHO Galactic Bulge Fields
利用来自银河系天体观测卫星数据档案的时间序列测光法对银河系隆起方向的中红外明亮天体进行了研究，从而发现了大量的长周期变星。其中，共确定了192个真正的米拉变量，据我们所知，这是第一次在这里报道。再加上我们以前的调查结果，我们从而使米拉变量的数量发现在银河系膨胀领域的一个新的总数为1286颗恒星。给出了所有新的Mira变星的光变曲线、折叠光变曲线和概要数据，并研究了它们在色-色、周期-色和周期-星等空间中的性质。与我们的预期一致，目前的中红外明亮天体样本主要由发光的长周期变星组成。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
One Relation for All Wavelengths: The Far-Ultraviolet to Mid-Infrared Milky Way Spectroscopic R(V) Dependent Dust Extinction Relationship
本研究首次利用光谱观测构建了银河系远紫外至中红外波段依赖 R(V) 的尘埃消光关系，发现远紫外上升、2175 A 凸起及光学特征依赖 R(V)，而 10 和 20 micron 特征不依赖，为尘埃特性研究提供了高分辨率光谱基础。
2023-04-06 astro-ph.GA
