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
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
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. VII. The Steep Mid-Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curve in the Central 200 pc of the M31 Bulge
利用Swift/UVOT和HST WFC 3/ACS的13个波段观测数据，测量了M31中心200 pc的中紫外-近红外波段（1928 ~ 1.5μm）的消光曲线。利用HST WFC 3和ACS探测器的高角分辨率，我们发展了一种同时测定环核区五个尘埃复合体的相对消光和被遮蔽星光的方法。这些团块的消光曲线（RV =2.4-2.5）比银河系的平均消光曲线（RV =3.1）更陡，但与最近测量的银河系隆起（RV~2.5）的光学和近红外曲线相似。这种相似性表明，陡峭的消光曲线可能在星系的内部隆起中很常见。在紫外线下，这些团块的消光曲线也是不寻常的。我们发现，一个尘埃团（大小<2 pc）表现出强烈的紫外隆起（消光在2175），超过三个标准偏差比普通模型预测。虽然M31核球的高恒星金属丰度表明有足够的碳和硅来产生大的尘埃颗粒，但这些颗粒可能已经被超新星爆炸或中央超大质量黑洞过去的活动所破坏，导致了观测到的陡峭的消光曲线。
2014-03-12 astro-ph.GA
Approximate analytical description of the high latitude extinction
利用现有的LAMOST DR 5和Gaia DR 2/EDR 3数据，在北方天空的选定区域绘制了星际消光视$A_V$的分布图。$A_V$被模拟为银河纬度和距离的气压函数。然后用球谐函数逼近函数参数。由此产生的分析三维模型的星际消光可以用来预测$A_V$值的恒星与已知的视差，以及总的银河系消光在一个给定的位置在天空中。
2021-07-13 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
Fitting procedure for estimating interstellar extinction at high galactic latitudes
利用Gaia EDR3天体测量和RAVE巡天的测光分光数据，确定了选定的高纬度地区的星际消光。我们用余割定律在每个区域近似计算结果，从而导出不同视线的气压公式参数。在整个天空的参数的分布描述使用球谐函数。结果得到了不同视线和距离太阳时星际消光的数学描述，可用于星际消光的估算。
2021-10-28 astro-ph.GA
The complex, variable near infrared extinction towards the Nuclear Bulge
使用深J，H和KS波段的观测，我们研究了近红外（NIR）消光的核隆起（NB），我们发现显着的，复杂的变化在小的物理尺度。我们已经采用了一种新的可变近红外颜色过剩的方法，V-NICE，来测量消光，这种方法允许在非常小的物理尺度上的消光定律参数α和绝对消光的程度的变化。我们看到这两个参数在5角秒的尺度上有显著的变化。在我们观察到的领域，代表了一个随机样本的视线到NB，我们测量α为2.64 +- 0.52，相比之下，规范的“通用”值为2。我们测得的A_Ks值与以前测得的结果相似（1 < A_Ks < 4.5）;然而，消光定律越陡，A_J值越高（4.5 < A_J < 10），A_H值越高（1.5 < A_H < 6.5）。只有当消光定律被允许在最小尺度上变化时，我们才能在每个波长处恢复绝对消光的自洽措施，从而使NB中的场星测光的精确红化校正成为可能。更陡的消光定律斜率也表明，可能需要重新考虑以前的近红外消光到A_V的转换。最后，我们发现，消光的测量值显着依赖于用于获得数据的仪器的滤波器传输函数。在合并或比较来自不同工具的数据时必须考虑到这一影响。
2009-01-14 astro-ph.GA
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
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
A Near-Infrared Extinction and Reddening Map Towards the Galactic Bulge Using UKIRT
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 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
A large catalogue of molecular clouds in the southern sky
我们提出了一个大的分子云目录，在南方天空中有准确的距离估计。根据Guo等人提出的三维（3D）尘埃消光图和超过1700万颗恒星的最佳拟合消光和距离信息，我们已经使用分级结构识别算法识别了南部天空中的250个尘埃/分子云。其中，71个云位于银河系高纬度（$b < -10^\circ$）。我们已经估计了云的距离，通过拟合消光与距离的轮廓线重叠的视线与云使用一个简单的高斯尘埃分布模型。典型的距离不确定度小于百分之七的$\,$。我们还提供了单个云的物理性质，包括线性半径，质量和表面质量密度。
2022-01-24 astro-ph.GA
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
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
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
Allsky NICER and NICEST extinction maps based on the 2MASS near-infrared survey
消光仍然是测量附近银河系星际云柱密度最可靠的方法之一。目前和正在进行的近红外调查使大面积天空区域的灭绝测绘成为可能。我们使用2MASS近红外巡天制作全天空消光图。我们使用NICER和NICEST方法将近红外颜色过度转换为消光估计。结果以Healpix格式显示，分辨率为3.0、4.5和12.0 arcmin。本研究的主要结果是J波段消光图的计算。与早期的大规模消光映射的比较显示出良好的对应关系，但也表明存在分辨率依赖的偏见。通过使用NICEST方法可以校正大部分偏差。对于个别地区，最好的灭绝估计是通过仔细分析当地的恒星星族和使用的最高分辨率提供的恒星密度。然而，统一的全天空地图仍然对许多全球研究有用，并作为研究单个云的第一步。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Extinction at High Galactic Latitudes
为了研究银河系高纬度尘埃的性质和影响，我们分析了从银河系演化探测器（GALEX）全天巡天和广域红外探测器（WISE）全天数据发布中选择的373，303个星系。通过研究这些星系的聚集紫外线颜色和数密度的变化，我们测量了高纬度的消光曲线。我们还考虑人口的光谱选择的星系从斯隆数字巡天（SDSS）测量消光的光学。我们发现，在高纬度的尘埃是既不定量，也不定性与标准的红化规律一致。FUV和NUV的消光比预期高出约10%和约35%，在整个天空中存在显着变化。我们发现，没有一个单一的R_V参数适合在高纬度地区的光学和紫外消光，而这两个显示出可检测的变化在整个天空中，这些变化是不相关的。我们认为，我们检测到的总体趋势可能源于ISM中非常小的硅酸盐颗粒的增加。
2013-04-30 astro-ph.CO 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
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
Lifting the Dusty Veil With Near- and Mid-Infrared Photometry: III. Two-Dimensional Extinction Maps of the Galactic Midplane Using the Rayleigh-Jeans Color Excess Method
我们提供了新的，高分辨率的A（Ks）消光图的严重变红的银河系中平面的基础上的瑞利-牛仔裤颜色过剩（“RJCE”）的方法。RJCE基于近红外和中红外测光的组合来确定逐星的红化。新的RJCE生成的地图有2 x 2弧分像素，覆盖了银河系中一些最严重的熄灭区域--那些由GLIMPSE-I，-II，-3D和船帆座-船底座巡天的斯皮策+IRAC成像覆盖的区域，从256<1 <65度，一般来说，|b| <= 1-1.5度（在凸起处延伸到|b| <=4度）。使用RJCE消光测量，我们生成去红的颜色星等图，反过来，创建地图的基础上的主序列，红团，红巨星示踪剂，每个探测不同的距离，从而提供粗糙的三维信息尘埃云结构的相对位置。红巨星产生的地图，达到~18-20 kpc，探测银河系大部分方向的大部分灭绝，并提供接近“总银河系灭绝”的地图-至少它们提供了A（Ks）下限的高角分辨率地图。因为这些地图是直接从被绘制的尘埃的红化测量中产生的，而不是根据一些不太直接的手段推断出来的，它们可能是迄今为止最准确的详细绘制银河系中平面高度斑片状差异消光的地图。我们提供可下载的FITS文件和IDL工具，用于检索我们绘制区域内任何视线的消光值。
2012-06-25 astro-ph.GA
The End of the Road for Far-infrared Reddening Maps? Evidence for Reddening Errors Driven by Changes in PAH Abundance
本研究通过星系计数验证发现，基于远红外发射的银河系尘埃红化图因对PAH丰度变化不敏感而系统性低估红化，并提出结合中红外建模及SPHEREx观测可克服此局限。
2025-08-22 astro-ph.GA
The Extinction Curve in the Visible and the Value of Rv. Part II: Addendum to AN 333, 160
本文修正和完善了前人对可见光消光曲线形状和Rv值的研究。在观测精度范围内，与1/λ^p成比例的连续可见光/红外消光定律（p接近1（{ \pm }0.4）与可见光中的完全线性定律（p = 1）是无法区分的，但红外曲线的形状可以大大修改。p值略大于1将解释λ > 1μm时消光系数的增加（与p = 1定律相比），并深刻影响Rv值。如果p = 1，则在不存在灰色消光的情况下，Rv必须为4.04。p = 1.25时为3.14，p = 1.30时为3.00，p = 1.40时为2.76。接近1.3的p值也归因于大气气溶胶的消光，这表明这两种现象可能受相似的颗粒尺寸分布的影响。功率消光定律可以将可见光和红外数据协调成单一的、连续的和普遍的星际消光定律。
2012-07-02 astro-ph.GA
The Optical Extinction Law Depends on Magnetic Field Orientation: The $R_V$-$ψ$ Relation
研究发现非球形星际尘埃颗粒的消光特性随磁场方向变化，证明弥漫银河星际介质中$R_V$值随磁场方向（$ψ$）改变，或解释观测到的$R_V$大范围变化，揭示消光定律与磁场方向的关联。
2024-11-25 astro-ph.GA
Ultraviolet Extinction Sky Survey (UVESS): A mission concept for probing the interstellar medium in the Milky Way and Local Group galaxies
针对2175 Å消光特征的变化，提出UVESS小卫星任务概念，通过全天区紫外消光测绘揭示银河系及本星系群星系星际介质的组成与演化。
2024-07-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
Mid-infrared extinction toward the Galactic center
本研究利用MIRI/MRS观测数据，通过尘埃热谱建模、氢复合线差分消光评估两种方法，测定银心区域中红外消光，得到优化的消光律并验证了其不确定度。
2025-11-18 astro-ph.GA
High Resolution Near-Infrared Survey of the Pipe Nebula I: A Deep Infrared Extinction Map of Barnard 59
我们提出了我们的分析，充分采样，高分辨率的尘埃消光图的巴纳德59复杂的烟斗星云。这张地图是用红外颜色过量技术制作的，该技术应用于结合地面和空间观测数据的光度计目录。这张地图首次解析了复合体中主核心的高密度中心，这与一个小星团的形成有关。我们发现Barnard 59的中心核心出人意料地缺乏由两个重要片段组成的重要子结构。总的来说，这种材料似乎是一个单一的，大的核心与密度分布，可以很好地适应国王模型。一系列NH $_3$指向核心高柱密度中心的观测似乎表明，核心仍以热为主，具有亚音速非热运动。星团中的恒星可能提供反馈以支持核心防止崩溃，但相对狭窄的无线电线路表明，可能需要额外的支持源，例如磁场，以稳定核心。在中心核之外，我们的观察揭示了外围核的结构，并将延伸的细丝分解为少数重要的子结构，其间距和质量似乎与Jeans碎片一致。
2009-08-25 astro-ph.GA
Infrared colours and bolometric corrections of SiO masing stars in the inner Milky Way
本文通过内银河系SiO脉泽晚型星样本建立红外颜色关系，用于分解星际消光与包层消光，从而实现对被极度遮蔽晚型星的分类和消光估计。
2024-06-18 astro-ph.GA
Near-infrared Extinction due to Cool Supernova Dust in Cassiopeia A
我们提出的消光测量的结果对主要的喷出物壳的仙后座A超新星（SN）遗迹使用的两个近红外（NIR）[Fe II]线之间的流量比在1.26和1.64 $μ{\rm m}$。我们发现一个明确的相关性之间的近红外消光（$E(J-H)$）和喷出物节的径向速度，表明红移节系统更模糊比蓝移的。这种内部的“自我灭绝”强烈表明，大量的SN尘埃居住在内部和周围的主要喷出物壳。在壳的南部的一个位置，我们测量$E(J-H)$的SN尘埃0.23 $\pm$ 0.05马格。通过分析在该位置的热尘埃发射的光谱能量分布，我们表明，有温暖的（$\sim$ 100 K）和冷（$\sim$ 40 K）SN尘埃成分，后者是负责观察到的$E(J-H)$。我们调查了可能的颗粒种类和每个组件的大小，发现温暖的SN尘埃需要硅酸盐颗粒，如MgSiO $_{3}$，Mg $_{2}$ SiO $_{4}$，和SiO $_{2}$，而冷尘埃可以是小（$\leq$ 0.01 $μ{\rm m}$）Fe或大（$\geq$ 0.1 $μ{\rm m}$）Si颗粒。我们认为，在仙后座A的温暖和凉爽的尘埃成分代表颗粒物质产生的扩散SN喷出物和密集的喷出物团块，分别。
2015-07-20 astro-ph.GA
Milky Way Mid-Infrared Spitzer Spectroscopic Extinction Curves: Continuum and Silicate Features
我们测量了中红外（MIR）消光使用斯皮策测光和光谱学（3.6- 37微米）的银河系的视线样本（大部分）测量紫外消光曲线。我们使用对的方法来确定的MIR消光，然后我们适合与连续和修改Drude配置文件的硅酸盐功能的幂律。我们得到了16条消光曲线，其A（V）值范围为1.8-5.5，R（V）值范围为2.4-4.3。我们的样本包括两个密集的视线，具有3微米的冰特征检测和弱2175 A凸起。我们计算的平均A（λ）/A（V）漫射视线消光曲线低于大多数以前的文献测量。这与文献中的扩散尘埃颗粒模型相吻合，虽然它有点高。10微米的硅酸盐特征与2175 A撞击没有关联，这是第一次提供直接的观测确认，这两个特征来自不同的颗粒群。10微米硅酸盐特征的强度变化为$\sim$ 2.5，与A（V）或R（V）无关。它是很好的拟合由一个修改的Drude配置文件与中心波长，宽度和不对称性之间的强相关性。我们不检测以A（lambda）/A（V）为单位的限值为0.0026（5- 10微米）、0.004（10- 20微米）和0.008（20-40微米）的其它特征。我们发现由C乘以E（K_s-V）/E（B-V）估计R（V）的标准公式C = -1.14，离散度为$\sim$ 7%.使用IRAC 5.6微米带代替K_s得到C = -1.03和$\sim$ 3%的最小散射。
2021-05-12 astro-ph.GA
Dust models post-Planck: constraining the far-infrared opacity of dust in the diffuse interstellar medium
我们比较了几种尘埃模型在再现弥散星际介质（ISM）中每单位消光的尘埃光谱能量分布（SED）方面的性能。我们使用我们的研究结果来约束扩散ISM中的大晶粒的光学性质的变化，如普朗克合作出版的。我们使用两种不同的技术来比较预测的尘埃模型的数据从普朗克HFI，IRAS和SDSS调查。首先，我们拟合远红外发射光谱，恢复尘埃消光和星际辐射场（ISRF）的强度。其次，我们从尘埃每单位消光的总发射功率推断ISRF强度，进而预测发射光谱。在这两种情况下，我们测试的模型，再现尘埃排放和灭绝的能力在同一时间。我们确定了两个问题。并不是所有的模型都能再现每单位消光的平均尘埃排放量：模型之间的差异高达一个因子$\sim2$，模型和观测之间的最佳一致性是通过最近的硅酸盐和无定形碳的实验室数据获得的更多的发射颗粒获得的。所有的模型都无法再现的变化，每单位消光的排放量，如果唯一的可变参数是ISRF强度：这证实了灰尘的光学性质确实是可变的扩散ISM。漫ISM观测结果与ISRF强度和尘埃光学特性变化的情况一致。远红外不透明度与$V$带消光截面的比率呈现$\sim20\%$数量级的变化（在极端情况下为$40-50\%$），而ISRF强度变化为$\sim30\%$（在极端情况下为$\sim60\%$）。这一点必须在今后的建模中加以考虑。
2015-06-23 astro-ph.GA
An extremely low mid-infrared extinction law toward the Galactic Center and 4% distance precision to 55 classical Cepheids
距离和消光值通常是简并的。为了精确到银河系中心区域的距离，迫切需要一个仔细确定的消光定律（考虑到普遍存在的系统误差）。我们收集了55个经典的造父变星投射到银河系中心区域的数据，推导出近中红外消光定律，使用三种不同的方法。获得的相对消光值为AJ/AKs = 3.005、AH/AKs = 1.717、A[3.6]/AKs = 0.478、A[4.5]/AKs = 0.341、A[5.8]/AKs = 0.234、A[8.0]/AKs = 0.321、AW 1/AKs = 0.506和AW 2/AKs = 0.340。并计算了相应的系统误差。与以往的工作相比，我们报告了一个非常低和陡峭的中红外消光定律。使用七通带的“最佳距离”方法，我们提高了我们的样本的55造父变星的平均距离精度为4%。根据已确认的4颗银河系中心造父变星，确定了太阳银心距离R_0 = 8.10 \pm 0.19 \pm 0.22 kpc，其不确定度接近于银河系中心造父变星的极限距离精度（2.8%）。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of the near-infrared extinction curve towards the Galactic centre
由于银河系中心（$A_{V} \sim 30$等）的极端消光，其恒星数量主要在近红外（NIR）区域进行研究。因此，对近红外消光曲线的正确分析对于全面了解星系内部的恒星结构和星族是必要的。我们研究了消光指数（$α_λ$）在近红外线的视线，波长和消光的依赖性。我们使用银河核成像巡天，一个高角分辨率星表（$0.2''$）的银河系内部的$JHK_s$，并研究了消光指数的空间变化。我们还采用了两种独立的基于红团簇星的方法计算了不同波段的消光指数及其随波长的变化。我们没有检测到任何显着的视线或消光变化$α$在核恒星盘的研究区域内。$JH$和$HK_s$之间的消光指数相差$0.19 \pm 0.05$。我们获得了消光指数$α_{JH} = 2.43\pm0.03$和$α_{HK_s} = 2.23\pm0.03$的平均值。消光指数对波长的依赖性可以解释文献中对于$α_λ$获得的差异，因为假定其对于NIR区域是恒定的。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
All-sky three-dimensional dust density and extinction Maps of the Milky Way out to 2.8 kpc
本文利用快速可扩展的高斯过程算法DustT，基于1.2亿颗恒星的Gaia DR2、2MASS和AllWISE数据，构建了最远至2.8 kpc的银河系全天空三维尘埃密度与消光图，并识别出朝向银心的大尺度低密度结构。
2024-06-10 astro-ph.GA
Mid-Infrared Extinction and its Variation with Galactic Longitude
根据斯皮策/GLIPMSE遗产计划和2 MASS项目获得的数据，我们推导出了四个IRAC波段[3.6]，[4.5]，[5.8]和[8.0]微米的消光，相对于2 MASS Ks波段（2.16微米），沿着银河平面在|l| <65度内的131个GLIPMSE场，使用红巨星和红丛巨星作为示踪剂。总的来说，在IRAC波段（归一化到2 MASS Ks波段）的平均消光系数A_[3.6]/A_Ks=0.63，A_[4.5]/A_Ks=0.57，A_[5.8]/A_Ks=0.49，A_[8.0]/A_Ks=0.55随波长的变化很小（即消光系数有些平坦或灰色）。这与以前的研究是一致的，也与Weingartner和Draine（2001）在R_V=5.5时用标准星际颗粒模型预测的结果一致。然而，就个人视线而言，中红外星际消光A_{lambda} /A_Ks的波长依赖性从一个视线到另一个不同，这表明可能不存在一个“普遍的”红外消光定律。我们，第一次，证明存在的系统变化的灭绝与银河经度似乎与旋臂的位置，以及与星际尘埃的远红外光度的变化。
2009-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
GALACTICNUCLEUS: A high angular resolution $JHK_s$ imaging survey of the Galactic Centre. I. Methodology, performance, and near-infrared extinction towards the Galactic Centre
银河系中心具有基本的天体物理学意义，但现有的近红外线调查不足以充分覆盖它。我们介绍银河核巡天，一个$JHK_s$成像调查的银河系中心的$0.2"$角分辨率。我们提出了我们的调查领域1的意见，大约集中在SgrA* 与$7.95'\times3.43'$的近似大小。我们描述了观测设置和数据减少管道，并讨论了数据的质量。最后，我们对数据进行了初步分析。这些数据是由ESO VLT的近红外相机HAWK-I获得的。短读出时间结合散斑全息算法使我们能够产生最终图像，具有稳定的高斯PSF $0.2"$ FWHM。天体测量校准是通过VVV测量实现的，光度测量校准是基于SIRIUS/IRSF测量。通过比较HAWK-I不同探测器在不同时间对同一场的观测，评估数据的质量。我们达到了约为$J=22$、$H=21$和$K_s=20$的5 σ检测限。$J<20$、$H<17$和$K_s<16$的光度不确定度均小于0.05。我们区分五个恒星种群的颜色星等图，其中三个似乎属于前景旋臂，和其他两个对应的高-和低-在银河系中心的消光恒星群。我们使用我们的数据来分析近红外消光曲线，并得出结论，它可以很好地描述了一个指数为$JHK_s=2.30\pm0.08$的幂律。我们没有发现任何证据表明，这个指数取决于沿视线的位置，或消光的绝对值。我们制作的灭绝图显示了ISM在银河系中心的笨拙。最后，我们估计大多数恒星都有太阳或超太阳…
2021-07-29 astro-ph.GA
Measurement of AGN dust extinction based on the near-infrared flux variability of WISE data
我们提出了大量的模糊活动星系核（AGN）的基础上变红的颜色的近红外（NIR）波长的通量分量的尘埃环的视线消光的测量。利用$\textit{Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)}$对$\mathit{Swift/}$ BAT AGN光谱巡天（BASS）编目的513个活动星系核进行了长期观测，发现WISE $W1$和$W2$两个波段的多历元近红外辐射通量数据对90%以上的活动星系核有较好的相关性。通过线性回归分析得到了$W1$和$W2$两条带的通量变化梯度（FVG），发现无遮蔽活动星系核的FVG分布在一个相对较窄的范围内，而遮蔽活动星系核的FVG分布在一个较红和较宽的范围内。利用FVG中的红化量计算了活动星系核的视线尘埃消光（$A_V$），并与BASS星表中的中性氢柱密度（$N_{\rm{}H}$）进行了比较。我们发现，被遮蔽的活动星系核的$N_{\rm{}H}/A_V$比大于银河弥漫星际介质（ISM），并分布有一个大的散射最多两个数量级。此外，我们还发现活动星系核的$N_{\rm{}H}/A_V$的下包络线与银河系弥散ISM相当。$N_{\rm{}H}/A_V$的这些性质可以通过$N_{\rm{}H}$的增加来解释，该增加归因于无尘气云覆盖宽线区域的视线。
2022-09-16 astro-ph.GA
The Optical to Mid-Infrared Extinction Law Based on the APOGEE, Gaia DR2, Pan-STARRS1, SDSS, APASS, 2MASS and WISE Surveys
精确的星际尘埃消光定律对于解释观测结果至关重要。消光有两个指标：色过量比（CER）和相对消光。与CER相比，波长相关的相对消光系数更难确定。在这项工作中，我们结合光谱，天体测量和光度数据，以获得高精度的CER和相对消光从光学到中红外（IR）波段。根据APOGEE巡天的恒星参数，选取了一组61,111颗红团簇星作为示踪星。多波段光度数据是从盖亚，APASS，SDSS，Pan-STARRS 1，2 MASS和WISE调查中收集的。本文首次在用色余图确定CERs E（GBP）/E（GBP）时，对CERs的曲率进行了标定。通过详细的不确定性分析，我们得出结论，我们的CER的精度显着提高（西格玛< 0.015）。利用Gaia DR 2的光散射，计算了5051颗RC星的相对消光A_GBP/A_GRP。通过将CER与A_GBP/A_GRP相结合，在总共21个谱带中确定了光学-中红外消光A_lambda/A_GRP。在不考虑任何特定环境的情况下，我们的消光定律代表了总消光比Rv=3.16+-0.15的平均消光定律。我们观察到的消光定律支持CCM Rv=3.1曲线参数的调整，以及近红外幂律指数α =2.07+-0.03。预测了HST和JWST近红外带通的相对消光值，精度为2.5%。由于观测到的红化/消光轨迹是弯曲的，因此在应用消光校正时需要考虑曲率校正。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Optical/Near-Infrared Extinction Law In Highly Reddened Regions
精确的消光定律是解释高度红化源（如年轻星团和银河系中心（GC））观测的关键输入。我们使用哈勃空间望远镜的观测一个区域的中度消光和一个区域的高度消光测量光学和近红外消光定律（0.8 $μ$ m - 2.2 $μ$ m）。中等消光区是年轻的大质量星团Westerlund 1（Wd 1; A $_{Ks} \sim$ 0.6等），其中453颗自行选择的主序星被用来测量消光定律的形状。为了量化形状，我们定义了参数$\mathcal{S}_{1/λ}$，其表现类似于颜色过量比，但作为波长的函数是连续的。高消光区是GC（A $_{Ks} \sim$ 2.5等），其中有819颗红团星被用来确定该定律的标准化。最佳拟合消光定律能够再现Wd 1主序列颜色，以前的定律错误估计了10%-30%。即使只考虑近红外滤光片，该定律也与单一幂律不一致，并且A $_{F125W}$ /A $_{Ks}$和A $_{F814W}$ /A $_{Ks}$值分别比常用的\citet{Nishiyama:2009fc}定律大18%和24%。使用该法律，我们重新计算Wd 1距离为3896 $\pm$ 328 pc从已公布的观测食双星W13。这个新的灭绝定律应该被用于银河系中高度红化的种群，如五胞胎星团和年轻的核星团。提供了一个python代码来生成该定律以供将来使用。
2018-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimation of Dust Mass from Infrared Emission and Extinction of Supernova Remnants: G93.7-0.2, G109.1-1.0, G156.2+5.7, and G166.0+4.3
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Center for Astrophysics, Guangzhou University（广州大学天体物理中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文物理研究所）；Departamento de Fisica y Astronomia, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安第斯贝尔托大学精确科学学院物理与天文学系）
本研究采用三维星际消光图与红外光谱能量分布拟合两种方法，估算4个银道面超新星遗迹的尘埃质量，发现冷尘埃主导红外发射质量，两类质量差异或源于视线污染与参数不确定性。
2026-09-01 astro-ph.GA
Profiling filaments: comparing near-infrared extinction and submillimetre data in TMC-1
星际纤维是恒星形成的重要组成部分。为了了解长丝的结构，横截面轮廓通常与Plummer轮廓拟合。这种分析通常是用亚毫米级的研究来完成的，比如赫歇尔。如果也能利用地面近红外数据研究长丝的特性，那将是很方便的。我们比较了近红外消光和亚毫米观测获得的灯丝配置文件，以找出是否可以使用近红外数据导出可靠的配置文件。我们使用的J-，H-和K-波段数据的灯丝TMC-1的北部，从背景恒星的颜色过剩的消光图。我们比较了从消光图与赫歇尔尘埃发射图获得的普卢默配置文件。本文提出了两种从近红外光谱数据中估计光谱的方法：Plummer光谱拟合恒星的中值Av或直接拟合单个恒星的Av。我们通过模拟比较的方法。在模拟中，消光图和新的方法给出了正确的结果在~10 - 20适度的密度。直接拟合单个恒星的数据比灭绝图更准确，并且可以在更高的密度下工作。在对真实观测的剖面拟合中，Plummer参数的值通常在~2的因子内相似。虽然参数值可以有很大的不同，细丝质量的估计通常保持准确的百分之几十内。我们的结果TMC-1与早期的结果一致。高分辨率的近红外数据提供了更多的细节，但2MASS数据可用于估计轮廓。近红外消光可以用作亚毫米观测的替代方法来分析细丝。恒星的直接拟合也是一个有价值的工具。立管轮廓参数并不总是受到很好的约束，因此在进行配合时应谨慎。在评估普卢默参数时，可以使用粉尘排放和近红外数据的独立性以及置信区域形状的差异。
2012-06-21 astro-ph.GA
The Optical to Infrared Extinction Law of Magellanic Clouds Based on Red Supergiant and Classical Cepheid
本文以红超巨星和经典造父变星为消光示踪体，测量了大小麦哲伦云的光学至红外消光律，确定了16个波段的消光系数，并得出与以往研究一致的Rv平均消光律。
2023-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Total infrared luminosity estimation from local galaxies in AKARI all sky survey
我们的目的是利用AKARI全天巡天远红外源星表的新的和改进的版本，重新校准公式推导红外总光度。我们交叉匹配的IRAS与新的AKARI-FIS的微弱源目录（FSC），并获得了2430个对象的样本。然后我们从Sanders等人（1996）的公式中计算出总红外（TIR）光度$L_{\textrm{TIR}}$，并将其与AKARI FIS波段的总红外光度进行比较，以获得将AKARI波段的FIR光度转换为TIR光度的一般关系式的新系数。
2016-07-29 astro-ph.GA
Time-Series Surveys and Pulsating Stars: The Near-Infrared Perspective
本文综述了近红外巡天观测银河系脉动星的优势和存在的问题。与光学测量相比，近红外测量的优势之一是星际消光明显较小。正如我们在这篇评论中所看到的，银河系盘的相当大的体积可以通过红外巡天而不是光学巡天来达到。然而，对于银河系中面高度模糊的区域，星际消光导致了严重的问题，即使是近红外数据也无法理解观测结果。在回顾了近红外探测的历史和现状的基础上，基于合成光谱能量分布的简单计算，讨论了星际消光效应在光学（包括{ \it Gaia}）到近红外宽波段的影响。然后，我们回顾了最近的结果对经典造父变星对银河系的中心和凸起，作为一个案例研究，看看消光定律的不确定性的影响。消光定律，即消光的波长依赖性，没有完全表征，并且其不确定性使得难以进行校正。它的特征是一项紧迫的任务，以便利用正在进行的大规模脉动恒星调查的结果，例如绘制银河系盘面上脉动恒星的地图。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared Hubble Space Telescope polarimetry of a complete sample of narrow-line radio galaxies
我们提出了一个分析的2.05 $μ$米哈勃太空望远镜（HST）偏振数据的样本附近的13个Fanaroff-Riley II型（FRII）3CR射电源（$0.03<z<0.11$）被归类为窄线射电星系（NLRG）在光学波长。我们发现，在我们的样本中的NLRG紧凑的核心本质上是高度极化的近红外（$6 < P_{2.05μm} < 60$ %），与电矢量（E矢量）垂直于无线电轴的54%的来源。通过二向色消光机制产生近红外偏振所需的消光水平与Ramírez等人（2014）报告的测量值一致，前提是该机制具有最大效率。这种一致性表明，核极化可能是由于二色性消光。在这种情况下，环核环面中需要高度相干的环形磁场，以使导致二向色消光的细长尘埃颗粒对齐。然而，这是不完全可能排除其他偏振机制（如散射，同步辐射）与我们的观察只有一个近红外波长。因此，需要在中红外和无线电波长进行进一步的偏振测量观测，以测试是否所有的近红外偏振都是由于二向色消光造成的。
2014-07-10 astro-ph.GA
The Ultraviolet Extinction Map and Dust Property at High Galactic Latitude
紫外线中的消光比光学或红外线中的消光重要得多，这对于精确测量消光和了解低消光区域的尘埃特性非常有用。银河系高纬度天空就是这样一个区域，对于研究河外天空和宇宙非常重要。利用LAMOST和GALAH光谱仪测量的恒星参数和\emph{GALEX}空间望远镜的紫外照相资料，精确计算了1，244，504颗\emph{GALEX} /NUV波段恒星和56，123颗\emph{GALEX} /FUV波段恒星的消光系数。\textbf{The error of color excess is 0.009, 0.128 and 0.454 mag for $E_{\rm G_{BP}, G_{RP}}$, $E_{\rm NUV,G_{BP}}$ and $E_{\rm FUV,G_{BP}}$ respectively.}它们描绘了大约三分之一天空的\emph{GALEX} /NUV消光图，主要在银河系高纬度地区，角分辨率为$\sim 0.4\,\, \rm deg$。计算了整个天区的平均色余比，$E_{\rm NUV,G_{BP}} / E_{{\rm G_{BP},G_{RP}}}$、$E_{\rm FUV,G_{BP}} / E_{{\rm G_{BP},G_{RP}}}$和$E_{\rm FUV,NUV} / E_{{\rm G_{BP},G_{RP}}}$的平均色余比分别为3.25、2.…
2021-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
