Gas absorption and dust extinction towards the Orion Nebula Cluster
本文讨论了猎户座星云团中星际介质的气体和尘埃含量与年轻恒星的关系。X射线观测提供了基于光谱拟合的吸收等效氢柱密度N_H的估计。近红外消光值是根据VISTA猎户座A巡天给出的固有色星等（J-H）和观测色星等（H-K_s）计算的。柱密度和消光值A_V之间的相关性的线性拟合产生N_H/A_V比的估计。我们通过描述和（如果可能的话）量化星周物质和所采用的消光定律、X射线模型和元素丰度对NH/AV比的影响来研究结果的系统不确定性。假设银河系的消光定律R_V=3.1，Anders和Grevesse（1989）给出了太阳的丰度，我们推导出猎户座星云团III类源的N_H/A_V比值为（1.39 +- 0.14）x 10^21 cm^-2 mag^-1，其中给出的误差不包括系统不确定性。这个比例与其他恒星形成区域的类似研究一致，比银河系的值低约31%。N_H/A_V的空间分布没有明显的趋势。假设的消光定律和元素丰度的变化被证明有相应的影响推断的A_V和N_H值，分别。猎户座星云团中金属丰度的大系统不确定性是推导确定的N_H/A_V比值和对这些结果进行物理解释的主要限制。
2016-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Semiregular Variable Star Near The Wizard Nebula -- Evolution of the Red Giant MACOMP_V1
位于仙王座的红巨星MaCoMP_V1，坐标为RA（J2000）22：49：05：49和DEC（J2000）+57：52：41：6，是一颗半规则变星，在AAVSO VSX数据库中被归类为SRS，编号为2225960。利用傅里叶变换，对周期P = 24.751（0.062）d进行了估算，并在ASAS-SN和ZTF勘测的支持下，绘制了一条明确的光变曲线。分析得出了MaCoMP_V1的基本物理参数，如质量M = 4.97（0.38）M（太阳）和半径R = 40.5（6.7）R（太阳），这些数值一致，表明它具有半规则红巨星的特征。此外，根据Gaia星表和Schoenberg-Schoenraskehar极限，估算了该恒星的有效温度Teff = 4500（135）K。
2022-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction law inside the 30 Doradus nebula
我们研究了大麦云星云剑鱼座30星云（包括R136星团）核心~3'× 3'区域的星际消光。哈勃太空望远镜上的WFC 3相机在光学和近红外波段的观测表明，属于红巨星团的恒星分布在颜色星等图上，因为该区域的消光程度相当大且不均匀。由于这些恒星具有非常相似的物理特性，并且都在相同的距离上，它们使我们能够以直接可靠的方式推导出绝对消光。因此，我们测量了大约180个物体的消光，并测量了0.3 - 1.6微米范围内的消光规律。在可见光波段，消光曲线几乎与弥漫的银河系星际介质的消光曲线平行。以后者作为模板，我们测量的Rv = 4.5 +/- 0.2的值表明，在光学中，由于大颗粒的较大部分，存在额外的灰色分量。在波长大于1微米时，这一额外成分的贡献随着λ ^-1.5逐渐减小，就像银河系中的情况一样，这表明这些颗粒的性质与我们银河系中的颗粒相似，但大颗粒的比例要高出约2.2倍。这些结果与最近Herschel和ALMA对SN 1987 A的观测所揭示的超新星爆炸所增加的“新鲜”大颗粒相一致。
2014-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spitzer survey of interstellar clouds in the Gould Belt. II. The Cepheus Flare observed with IRAC and MIPS
我们给出了斯皮策IRAC（~2度^2）和MIPS（~8度^2）对仙王座耀斑的观测结果，仙王座耀斑与古尔德带有关，距离约为300 pc。在所有四个IRAC波段中检测到约6500个源，其中约900个具有MIPS 24微米检测。利用色星等图技术，我们识别出133个YSO候选天体，其中大部分与NGC 7023反射星云有关。利用导航星表II和IRAS暗源星表进行了交叉鉴别，并构造了光谱能量分布（SED）。进行SED建模以估计红外过量程度。结果发现，绝大多数的磁盘光学厚吸积盘，这表明有很少的磁盘演化在这些来源。最近邻星团分析确定了四个小的原恒星群（L1228、L1228 N、L1251 A和L1251 B），每个原恒星群有5-15个成员，而较大的NGC 7023星协有32个YSO成员。发现有原恒星团的核心和没有原恒星团的核心的恒星形成效率分别为~8%和~1%。核心L1155，L1241和L1247被证实是无星的，直到我们的光度极限L_bol=0.06 L_sol。
2009-03-24 astro-ph.GA
Variation of the extinction law in the Trifid nebula
在过去的几年里，人们对各种分子云在红外波段的消光规律进行了测量，得到了不同的规律。在本文中，我们寻求的消光定律的变化范围内的Trifecta星云区域。这种变化将表明与密度或星际辐射场等环境参数变化有关的局部尘埃演变。消光值A_lambda/A_V是使用2 MASS、UKIDSS和Spitzer/GLIMPSE测量获得的。该技术是相互校准的颜色过剩的地图从不同的波长，以获得消光定律，并绘制消光在三叠纪地区。我们在3.6、4.5和5.8 μ m处测量了消光规律，发现在A_V ~ 20 mag处有一个过渡，在此阈值以下，消光规律与R_V=5.5的模型所预期的一致，而在20 mag以上，消光规律则比较平坦。利用这些结果，多余颜色的地图被转换成空间分辨率为1角分的三裂星云的合成灭绝地图。沿着视线进行的三维分析使我们能够估计出三叉戟的距离为2.7千秒差距。消光与1.25毫米辐射的比较表明，毫米辐射率在云的密集凝结中增强。我们的研究结果表明，尘埃过渡在大消光，迄今尚未报道和尘埃发射率的变化。
2011-01-05 astro-ph.GA
The PICS Project: II. Circumnebular extinction variations and their effect on the planetary nebula luminosity function
本文利用 PICS 框架研究星周消光处理对行星状星云光度函数亮端截断的影响，发现消光-中心星质量关系的斜率对年轻星族影响显著，并指出模型与观测消光值仍存在差距，需在建模和观测两方面改进。
2025-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty globules in the Crab Nebula
从哈勃太空望远镜获得的现有宽带图像中，我们定位了92个球状体，我们推导出它们的位置，尺寸，方向，间距，质量，自行及其分布。球状体的平均半径在400到2000天文单位之间，在目前的星云红外图像中无法分辨。这些球状体中尘埃颗粒的消光定律符合正常的星际消光定律。尘埃的质量从1到60 x 10^（-6）太阳质量不等，球状体中包含的总质量占星云总尘埃含量的2%或更少。这些球状体散布在星云的外部，其中一小部分与发射细丝的位置重合，我们发现细长的球状体与这些细丝对齐。只有10%的球状体与先前研究中发现的大量H2发射结的位置一致。所有的球状体都以60到1600 km/s的横向速度从中心向外移动，伴随着残余物的普遍膨胀。我们讨论了蟹状星云中球状体形成的各种假说。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
IPHAS extinction distances to Planetary Nebulae
确定到行星状星云（PNe）的可靠距离是研究银河系这类天体的主要限制之一。新的光度测量的可用性，如IPHAS覆盖大部分天空，使我们有机会应用“消光法”来确定大量物体的距离。该技术被应用到一个137 PNe位于银河纬度-5至5度之间，经度29.52至215.49度之间的样本。详细讨论了距离消光法的特点和主要误差来源。在文献中提供的灭绝的PNe的数据，补充新的观察，使我们能够确定灭绝距离70 PNe。来自不同作者的统计距离尺度的比较。
2010-07-06 astro-ph.GA
The extinction and dust-to-gas structure of the planetary nebula NGC 7009 observed with MUSE
MUSE的大视场和波长范围非常适合绘制银河系行星状星云（PN）。明亮的PN NGC 7009是在仪器的科学验证期间在VLT上用MUSE观察到的，视宁度为0.6”。通过对MUSE立方体的分析，形成了氢巴耳末和帕邢线的发射线图。从MUSE立方体测得的电子温度和密度被用来预测理论上的氢线比率，并绘制整个星云的消光分布。在对NGC 7009的星际消光进行校正后，首次在PN中绘制了内部尘埃气体比（A_V/N_H）。NGC 7009的消光图具有相当大的结构，大致对应于星云的形态特征。灭绝图中的一个大尺度特征，由波峰和波谷组成，出现在内壳的边缘。这一特点的性质进行了调查和仪器和物理原因考虑;没有令人信服的机制被确定产生此功能，除了质量损失的变化，在早期的渐近巨分支阶段。尘埃与气体的比值A_V/N_H从电离星云中心到边缘从0.7倍星际值增加到>5倍。积分A_V/N_H约为ISM平均值的2倍。结果表明，MUSE消光成像为研究PN内部尘埃的分布和尘气比提供了一个强有力的工具。（节录）
2016-02-22 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
The extinction map of the OMC-1 molecular cloud behind the Orion Nebula
我们的主要目标是获得OMC-1的新灭绝图，获得有关OMC-1和猎户座星云团结构的信息。最新的近红外星表被用来研究覆盖猎户座星云团的~0.3 deg^2区域的红化分布。根据观察到的（H，H-K_S）图，我们建立了一个从真正的团簇成员中分离污染物的判据。对于污染星，星际红化的估计与合成星系模型比较。然后进行统计分析，以始终考虑当地的灭绝，红化和恒星计数分析。我们导出了角分辨率<5“的OMC-1的消光图。我们还收集了一个样本的候选集群成员，我们测量的灭绝所提供的星云环境。这些消光测量分析类似的污染物样品，并得出猎户座星云的消光图。OMC-1提供的消光在几角分的空间尺度上是可变的，但从外围（A_V~6）到梯形带方向（A_V>30）总体上呈增加趋势。猎户座星云的消光图更不规则，光学上更薄，A_V只有几个星等。这两张地图都与光学形态相一致，特别是梯形东北部的黑暗湾。这两张图还显示了一个南北高密度脊的存在，这证实了猎户座分子复合体的结构，其中恒星的形成仍在发生。
2011-08-30 astro-ph.GA physics.space-ph
Hubble Tarantula Treasury Project. IV. The extinction law
我们报告的研究星际灭绝的蜘蛛星云（30剑鱼座），在大麦云云，使用从哈勃蜘蛛宝库项目在0.3 - 1.6微米范围内的观测。星云内相当大的和斑块状的消光导致大约3500颗红色团簇星沿着颜色星等图中的红化矢量分散，从而可以精确地确定所有波段的红化斜率。红化矢量的测量斜率在所有波段都比在银河弥漫星际介质中明显陡峭。在光学波长处，总消光与选择性消光的较大比率，即Rv = 4.5 +/-0.2，意味着消光定律中存在灰色分量，这是由于大颗粒的较大分数。这些超大颗粒很可能是超新星喷出物的冰，并将显著改变该地区的消光特性，直到它们在50 - 100万年内升华。我们讨论了这种消光定律的狼蛛星云和一般的星系中的大质量恒星形成的地区的影响。我们的研究结果表明，强烈的恒星形成区的流量很可能被低估了约2倍的光学。
2016-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young star population of L1188
本文介绍了与仙王座泡有关的Lynds~1188分子云的年轻恒星群体的新结果，仙王座泡是一个巨大的星际壳层，围绕着Cep~ OB 1，2。为了揭示位于超壳层上的分子云的恒星形成情景，了解该区域的恒星形成历史，我们基于H $α$发射巡天和各种已发表的光度数据，对年轻恒星候选者进行了识别和表征。使用盖亚DR 2天体测量，我们研究了年轻恒星候选者的空间分布，并根据它们的距离分离出三组。利用Pan-STARRS、2 MASS、{ \it Spitzer}和{ \it WISE}测光数据，构造了目标星的光谱能量分布，估算了它们的光谱类型、光度和光度。我们估计的质量通过前主序演化模型，并推导出吸积率的H $α$线的等效宽度。我们研究了云的结构，通过构建一个新的消光图，基于泛星数据。结果表明，L1188中低质量年轻恒星的分布与尘埃和分子气体的分布有很好的相关性.我们发现了两个小而紧凑的星团和一个松散的年轻恒星聚集体。我们发现L1188的恒星形成开始于大约500万年前。整个星云中年轻恒星的明显年龄梯度和位于光学可见的年轻恒星群以东的氨核支持恒星形成从仙王座泡中心传播出去的假设。
2018-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction distances for over a thousand planetary nebulae with Gaia measurements
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Department of Astronomy, China West Normal University（西华师范大学天文学系）
本文利用Gaia DR3数据改进灭绝距离方法，构建了包含1066个行星状星云距离的统一目录，提高了高银纬区域的距离估计精度，并修正了部分文献中可能的CSPN误识别。
2026-03-16 astro-ph.GA
The Distances to Molecular Clouds at High Galactic Latitudes based on GAIA DR2
我们报告的分子云的距离在银河系高纬度（|b| >10 $^\circ$）来自视差和G波段消光（A $_{\rm G}$）测量在第二个盖亚数据发布，盖亚DR 2。在贝叶斯分析的辅助下，我们通过识别消光A $_{\rm G}$向分子云的断点，并利用盖亚星在分子云周围的消光A $_{\rm G}$来确定断点，从而确定距离。我们使用附近的恒星形成区域，如猎户座，金牛座，仙王座和英仙座，其距离是众所周知的，以检查我们的方法的可靠性。通过与已有结果的比较，我们发现用这种方法得到的分子云距离是可靠的。距离的系统误差约为5%。总共有52个分子云的距离得到了很好的确定，其中大部分位于银河系的高纬度地区，我们首次为13个分子云提供了可靠的距离。
2019-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Some like it cold: molecular emission and effective dust temperatures of dense cores in the Pipe Nebula
（节略）[.]方法：在继续研究烟斗星云的分子核心人口，我们提出了52个核心的分子线调查。以前的研究表明，核中存在各种不同的化学演化阶段。利用Mopra射电望远镜观测了HCO ~+、H ~（13）CO ~+、HCN、H ~（13）CN、HNC和N_2H ~+的基态转动跃迁。这些数据的补充与近红外消光图，以约束列密度，有效的尘埃温度来自赫歇尔数据，和NH3为基础的气体动力学温度。结果如下：目标核心位于整个星云中，目视范围在5到67等之间，有效尘埃温度（沿视线的平均值）在13到19 K之间。在恒定的激发条件下，光学细线的丰度的代理，在一个给定的分子的数量级内变化的折射率归一化的积分线强度。有效粉尘温度和气体动力学温度是相关的，但有效粉尘温度始终高于气体动力学温度。结合分子线和温度数据，我们发现，N2 H+只检测到对最冷和dennerous核心，而其他线显示与这些核心属性没有相关性。结论：在这个大的样本中，N2 H+是唯一的物种，专门跟踪最冷的和致密的核心，与化学考虑。相比之下，常见的高密度示踪剂HCN和HNC存在于大多数核中，证明了这些分子在大范围的抑制中表征核的实用性。有效的尘埃温度和气体动力学温度之间的相关性表明，前者是由灰尘，这是既密集，并与致密气体示踪的NH3的热耦合占主导地位。[...]
2014-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the computation of interstellar extinction in photoionized nebulae
本研究针对UO22对GR22行星状星云消光计算的质疑开展测试，证实GR22采用标准等离子体条件引入的误差在不确定度内，UO22高估了5个星云的消光，同时指出PPAP方法应用中需合理选择H I谱线并验证结果合理性。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Three-Dimensional Analytical Model of the Interstellar Extinction within the Nearest Kiloparsec
我们提出了一个新版本的空间星际消光变化的分析模型在最近的千秒差距。该模型将3D尘埃分布视为三个重叠层的叠加：（1）沿银河系中平面的层，（2）古尔德带的层，以及（3）穿过仙王座和变色龙尘埃云复合体的层。在每一层中，灰尘密度随着离层中平面的距离的增加而呈指数下降。此外，有正弦纵向消光变化沿每层的中平面。我们已经使用四个数据集找到了我们模型的29个参数的最可能值：Gontcharov（2017），Lallement等人（2019）和Green等人（2019）的3D恒星红化地图以及Anders等人（2022）从Gaia EDR3中推断的993291颗巨星。所有的数据都给出了相似的模型参数估计。我们的模型预测了一颗恒星或空间中一个点的消光，在银河系高纬度和低纬度的精度分别为$σ(A_\mathrm{V})=0.07$至0.37。尘埃介质的自然波动在这些值中占主导地位。当忽略介质的波动时，我们的模型预测了扩展对象（星系，星团，尘埃云）或小区域空间的平均消光，其精度分别为$σ(A_\mathrm{V})=0.04$至0.15（对于高和低银河系纬度）。Green et al.（2019）和Anders et al.（2022）一致估计了$A_\mathrm{V}=0.12^m$在太阳上方或下方整个银河尘埃半层的高纬度消光，以及介质$σ(A_\mathrm{V})=0.06^m$的自然波动。我们的模…
2023-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Critical Role of Dust On The [O III] Planetary Nebula Luminosity Function's Bright-End Cutoff
本文通过研究LMC与M31明亮PNe的核心质量和星云周消光关系，解释PNLF亮端截止对种群年龄不敏感的尘埃机制。
2025-03-15 astro-ph.GA
Candidates for the most [$O_{III}$] $\lambda5007$-luminous planetary nebula in the Milky Way. I. Integrated light properties of NGC 6572, NGC 6884, and M 1-71
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Deutsches Zentrum für Astrophysik (DZA)（德国天体物理学中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
本研究以银河系 PNLF 截止处的三个行星状星云候选体为对象，利用 PMAS 观测分析其特性，验证 PNLF 作为标准烛光的普适性。
2026-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Extinction and nebular line properties of a Herschel-selected lensed dusty starburst AT z=1.027
我们介绍了哈勃空间望远镜（HST）WFC 3成像和棱镜光谱观测的{ \it赫歇尔}选择引力透镜星暴星系HATLAS SJ 1429 -0028。透镜系统由一个位于$z=0.218$的边缘朝前的盘状星系和一个位于$z=1.027$的几乎完整的红外发光星系爱因斯坦环组成。WFC 3光谱与G102和G141 grisms，覆盖波长范围为0.8至1.7 $μ$ m，导致检测H $α$ +[NII]，H $β$，[SII]，和[OIII]的背景星系，我们测量线通量和比率。$7.5 \pm 4.4$的巴耳末线比H $α$ /H $β$，当用[NII]校正时，导致了$E(B-V)=0.8 \pm 0.5$星暴星系的消光。以$Hα$为基础的恒星形成率，经过消光修正后，为$60 \pm 50$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，低于从总红外光度中得到的390 $\pm$ 90 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的瞬时恒星形成率。我们还比较了HATLASJ 1429 -0028与其他恒星形成和亚毫米明亮星系的星云线比。星云的线比是一致的内在的超亮红外星系没有证据的活动星系核（AGN）的激发。我们估计HATLAS J1429 -0028的金属丰度$12 + log(O/H)$为8.49 $\pm$ 0.16。对于恒星质量为$\sim 2 \times 10^{11}$ M $_…
2015-03-30 astro-ph.GA
Near-infrared photometry of the central stars of planetary nebulae with the VVVX survey
本研究利用VVV及VVVX近红外巡天数据，构建了含1274颗行星状星云中心星的均匀测光星表，发现14颗有红外超、56个食双星候选体，为相关后续研究提供了重要数据支撑。
2025-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio detection of nebulae around four LBV stars in the LMC
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列在5.5和9 GHz观测了大麦云云（LMC）中与4个亮蓝变星（LBV）有关的星云，并首次在这些源R127、R143、S61和S119中探测到射电辐射。该星云的射电图角分辨率为\sim 1.5”，灵敏度为1.5-3.0 \times 10-2 mJy beam-1，并显示出与Hα观测到的非常相似的形态。这种相似性使我们可以假设Hα发射不受星云内尘埃的强烈内禀消光的影响。我们估计的电离气体的质量在LBVs星云和他们的值是一致的，在银河系LBVs测量。
2012-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Interstellar Extinction Curve toward HD 93222, A Sightline with an Exceedingly Narrow 2175 Angstrom Extinction Bump
Xiangtan University（湘潭大学）；University of Missouri（密苏里大学）
研究发现HD 93222方向的2175埃消光突起异常狭窄，需额外纳米级石墨颗粒解释其消光特性。
2026-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The MUSE view of the planetary nebula NGC 3132
摘要：NGC3132整个范围的2D光谱MUSE数据已经减少和分析。尘埃消光，电子密度和电离气体和丰度的温度进行了测定。星云呈现出复杂的变红结构，在边缘处具有高值（c（Hb）~0.4）。密度图与中等高密度（~1000 cm ^-3）的内部高电离等离子体相一致，而低电离等离子体呈现出一种密度峰值在边缘处的结构，其值约为700 cm ^-3。使用不同诊断的中值Te根据顺序[NII]、[SII]->[SIII]->[OI]-> HeI-> PJ降低。同样的，复合线所覆盖的Te的范围也比从CELs中获得的大得多，在星云内有很大的空间变化。如果这些差异是由于高密度团块的存在，这些空间变化表明星云内团块的性质和/或分布发生了变化。我们确定了平均He/H = 0.124。轻元素离子丰度的测量范围与文献值一致。我们的运动学分析很好地说明了许多发射线的二维运动学信息的力量，揭示了星云的内在结构。我们导出的速度图支持星云的几何形状类似于先前提出的空竹模型，但其主轴指向P.A.~- 22^o。我们确定了两个低表面亮度的弧形结构，朝向星云的北部和南部，具有高消光，高氦丰度和强低电离发射线。它们在空间上与一些扩展的低表面亮度中红外发射相一致。这些特征的特征与双星系统造成的旋进喷流的结果是一致的。这项研究说明了巨大的潜力，IFS的研究银河系PNE。
2019-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae in Gaia EDR3: Central Star identification, properties and binarity
上下文盖亚早期数据发布3（EDR 3）于2020年12月发布，其特点是比以前的DR 2文件中发布的测光和天体测量有所改进，并包括大量的源，数量约为20亿，使其成为大数据天文学的典范。目标。我们展示了盖亚数据挖掘如何有效地帮助解决中央恒星错误识别的问题，这个问题从一开始就一直困扰着这个领域。正如我们对DR 2所做的那样，我们的目标是在EDR 3中提供一个包含天体测量和光度测量信息的CSPNe目录。方法.盖亚G（BP）-G（RP）的颜色使我们能够选择具有足够温度的源来覆盖星云。为了估计光源的真实颜色，重要的是要考虑到星际消光，对于致密星云，如果可以的话，还要考虑星云消光。此外，来自EDR 3的距离（与一致的文献值相结合）可以用来获得从那些观察到的星云的内在属性。有了这些信息，CSPNe可以绘制在HR图中。结果我们提出了一个目录2035 PNE与它们相应的CS识别从盖亚EDR 3来源。我们获得了EDR 3（1725 PNe）中已知松弛的距离。此外，对于一个子样本（405 PNe）与最准确的距离，我们得到不同的星云性质，如它们的银河系分布，半径，运动学年龄和形态。此外，对于一组74 CSPNe，我们提出的演化状态（质量和年龄）来自它们的光度和有效温度的演化模型。最后，我们突出了几个宽的二进制CSPNe的检测通过EDR 3天体测量参数的分析，我们有助于脱落一些光在CSPNe密切的二进制的相关…
2021-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar extinction correction in ionised regions using HeI lines
对数消光系数c（H $β$）通常使用情况B复合的H $α$ /H $β$比率并假设电子密度和温度的标准值来导出。然而，使用强大的巴耳末线可以导致选择偏差时，研究区域与不同的表面亮度，如扩展星云，与使用单积分场光谱观测，因为在某些情况下，H $α$线可以饱和，在中等到长时间的曝光。在这项工作中，我们提出了一种方法来获得消光校正的基础上，只有较弱的线的氦，考虑到在这些原子中的三重态的存在及其对复合线的影响。我们已经应用这个程序来计算不同地区的30剑鱼座星云的MUSE积分场光谱数据的消光。氦和氢c（H $β$）测定之间的比较已被发现产生的结果完全兼容的误差和使用的两套线同时大大减少了在推导中的错误。
2022-08-01 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
CU-JADE: A Method for Traversing Extinction Jumps along the Line of Sight
本文提出CU-JADE方法，利用CUSUM跃变点分析结合多波长数据，克服银道面视线方向消光简并问题，实现对重叠分子云的精确测距，并构建了延伸至4 kpc的全天三维消光图。
2025-08-21 astro-ph.GA
New insights into the WR nebula M1-67 with SITELLE
我们提出了一个详细的研究M1-67，一个著名的星云周围的人口I沃尔夫-拉叶星WR 124（WNH 8），根据数据管获得的成像傅里叶变换光谱仪SITELLE在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）。这使我们能够重建详细的发射线比率图，从化学丰度的角度突出了清晰的正交特征，完整的消光图，以及电子密度和温度结构。除了这些信息，还获得了速度图，由于WR 124的高速度，它被认为是一颗逃逸星，相对于当地的ISM大约是+190 $^{-1}$。后者与球状和非球状爆发之间的相互作用可以解释M1-67的全球形态。
2021-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral characterisation of the extinction properties of NGC 3603 using JWST NIRSpec
本研究利用JWST/NIRSpec的多目标光谱观测，通过氢复合线强度比独立测定了恒星形成区NGC 3603的消光参数，得到高于银河系平均的总选消光比和低于既往结果的色余值。
2024-06-17 astro-ph.GA
Do you know the extinction in your young massive cluster?
直到大约1亿年前，大质量的星团仍然被大量的气体和尘埃所淹没，灭绝的程度相当不均匀。同时，大颗粒（冰？）由II型超新星产生的暗物质深刻地改变了星际介质（ISM），从而导致了与弥漫性ISM非常不同的消光性质。为了获得恒星的物理意义的参数，从基本光度和有效温度到质量和年龄，我们必须理解和测量局部消光定律。这个问题影响到他的书中讨论的所有大规模年轻星系团。我们已经开发了一个强大的方法，明确地确定在整个集群领域的统一方式的消光定律，使用多波段测光的红巨星属于红团（RC）。在大麦云星云中，每弧分大约有20颗RC星^[2]，我们可以很容易地在测光的整个波长范围内得到一条可靠的、自洽的绝对消光曲线。在这里，我们提出了蜘蛛星云（30多尔）的消光定律，基于哈勃蜘蛛宝库项目的一部分观察到的数千颗恒星。
2015-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE crowded field 3D spectroscopy in NGC 300 : IV. Planetary nebula luminosity function
我们对旋涡星系NGC300中的行星状星云进行了深入的观测，以构造其行星状星云光度函数。我们的目标是使用PNLF导出距离，并探索最明亮的PNe的特性。我们分析了44个领域观察到的MUSE在VLT，覆盖总面积为$\sim11$千秒差距$^2$。我们发现[OIII]5007源使用差分发射线滤波器（DELF）技术。我们确定PNe通过光谱分类使用的BPT图的援助。使用极大似然估计技术推导出PNLF距离。对于更明亮的PNe，我们还使用Balmer减量测量它们的消光。我们估计的光度和有效温度的发光PNe的中心恒星，基于估计的激发类和光学厚星云的假设。我们识别107个PNe并导出最可能的距离模数$(m-M)_0 = 26.48^{+0.11}_{-0.26}$（$d = 1.98^{+0.10}_{-0.23}$ Mpc）。我们发现，在PNLF截止的PNe表现出相对较低的消光，与一些高消光的情况下造成的本地尘埃带。我们提出了一些较亮的PNe的中心恒星的下限光度和有效温度。我们还鉴定了一些I型PNE，它们来自于具有祖细胞团块$>2.5 \, M_\odot$的年轻人群，但不符合PNLF临界值。MUSE的空间分辨率和光谱信息允许精确的PN分类和光度测定。这些能力还使我们能够解决扩散气体和灰尘可能造成的污染，提高PNLF到NGC 300距离的准确性。
2023-01-09 astro-ph.GA
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula. II. Extended dataset
烟斗星云是一个巨大的、邻近的、不规则的暗分子云，恒星形成效率低，被垂直于其主轴的均匀磁场穿过。它拥有一百多个核心，大部分是静止的，化学上非常年轻的无星核心。因此，星云是研究恒星形成过程最早阶段的一个很好的实验室。我们的目标是研究低质量无星核演化的原始条件以及物理、化学和磁性之间的关系。我们使用IRAM 30米望远镜绘制了五个新的无星核心的1.2毫米尘埃连续发射，这与以前的视觉消光图吻合得很好。对于九个核心的样本，其中包括在以前的工作中研究的四个核心，我们得出了一个Av到NH2的因素（1.27 $\pm$ 0.12）$\times10^{-21}$马格厘米$^{2}$和背景的视觉消光约6.7马格可能产生的云材料。我们得出的平均核心直径约为0.08 pc，密度约为10 $^5$ cm $^{-3}$，质量约为1.7 Msun。似乎存在几种与核心密度增加有关的趋势：（i）直径似乎缩小，（ii）质量似乎增加，以及（iii）化学成分趋于丰富。周围的扩散介质磁场的方向和核心的投影方向之间没有相关性，这表明大规模的磁场似乎在塑造核心中发挥次要作用。完整的摘要可以在pdf中找到。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the changes in the physical properties of the ionized region around the Weigelt structures in Eta Carinae over the 5.54-yr spectroscopic cycle
我们提出了HST/STIS观测和分析两个突出的星云结构周围的中央源的Eta船底座，结C和D。对于中高电离势离子的发射谱线，前者比后者更亮。中高电离势离子谱线的亮度在近星点附近显著降低。我们没有看到来自低电离势（<13.6eV）的谱线的亮度的明显变化，即朝向Weigelt结构的总消光为AsubV =2/0。对Weigelt结构的总消光为AV = 2.0。Weigelt C和D的特征在于电子密度，使得朝向Weigelt结构的总消光为AV = 2.0。重量C和D的特征是电子密度为10exp6.9 cm-3，在整个轨道周期中不会发生显著变化。电子温度从5500 K（近星点附近）到7200 K（远日点附近）不等。He I谱线亮度的相对变化仅用电子温度的变化就能很好地再现。我们发现，在近星点附近的相位，Weigelt C的电子温度似乎比D的电子温度高。Weigelt结构位于接近Homunculus赤道面，距离中央源约1240 AU。从自行和年龄的分析，Weigelt复合体可以与环绕中央双星系统的赤道结构蝴蝶星云联系在一起。
2020-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the Schmidt, Cohen & Margon (1980) features in the Red Rectangle nebula
本研究在几个到几十个天文单位的尺度上探讨了大气消光和红矩形星云光谱之间的关系。发现该星云6700 A附近连续谱的精细结构与背景光谱相似，这是由大气吸收或HD44179在地球大气中散射的光决定的。
2009-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.ao-ph
Predicting dust extinction properties of star-forming galaxies from H-alpha/UV ratio
利用SDSS（DR 7）和GALEX（GR 5）全天空巡天中选取的近宇宙（0.02<z<0.10）恒星形成星系样本，提出了一种新的由H-α-FUV通量比预测星系尘埃消光的经验定标方法。我们发现，H α尘埃消光（A（Ha））与H α/H β比（巴耳末减量）的增加而增加的H α/UV比的预期，但仍有相当大的分散周围的关系，这在很大程度上取决于恒星质量和/或H α等效宽度（EW（Ha））。在固定的H-alpha/UV比值下，恒星质量较高的星系（或EW（Ha）较低的星系）往往会被尘埃遮蔽得更深。我们量化了这一趋势，并建立了一个经验校准预测A（Ha）与组合的H-α/UV比，恒星质量和EW（Ha），我们可以成功地减少系统的不确定性伴随着简单的H-α/UV的方法约15- 30%。本研究提出的新配方将为预测星系尘埃消光水平提供一个方便的工具，特别是当巴耳末减量不可用时。通过比较A（哈）（来自巴耳末减量）和A（紫外）（来自红外/紫外光度比）的一个子样本的星系AKARI FIR测光，我们表明，更大的星系往往有更高的额外消光对星云区域相比，恒星连续光。考虑到最近的研究报告较小的额外消光对星云区域的高红移星系，我们认为，尘埃几何高红移星系内类似于更像低质量星系在附近的宇宙。
2015-07-15 astro-ph.GA
Rosette nebula globules: Seahorse giving birth to a star
玫瑰星云是一个主要被星团NGC 2244电离的HII区域。在HII区和周围分子壳层的交界处可以看到象鼻、小球和小小球。我们在玫瑰星云的西北部观察到一个区域，在那里我们研究了从外壳突出的小球状体。我们的目标是测量它们的性质，并研究它们的恒星形成历史，以延续我们早期对该地区特征的研究。我们使用ESO/NTT的SOFI相机在宽带近红外（NIR）JsHKs滤波器和窄带H2 1-0 S（1）、P $β$和连续滤波器中对该区域进行成像。这些影像被用来研究恒星星族和表面亮度，创建视觉消光图，并定位恒星形成。中红外（MIR）斯皮策IRAC和WISE和光学NOT图像被用来进一步研究恒星的形成和球状体的结构。NIR和MIR观测结果表明存在外流，这一点得到了APEX CO观测结果的证实。球状体的平均数密度为~ $4.6\times10^4 \rm cm^{-3}$。P $β$在球状体核心的吸收中被观察到，在那里我们测量了11-16磁的视觉反射。在观察到的带中，外壳和球状体有明亮的边缘。在Ks带中，20%至40%的发射是由于在2.12 $μ$ m H2线中的荧光发射，类似于我们先前在附近区域中研究的微小致密小球状体。我们确定了几个恒星的近红外多余的候选人，其中四个也检测到斯皮策IRAC 8.0 $μ$ m图像和进一步研究。我们发现一个流出的空腔壁明亮的2.124 $μ$ m H2线和8.0 $μ$ m的一…
2017-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Local Planetary Nebula Luminosity Function with Gaia
本文利用 Gaia 视差构建太阳 3 kpc 内数百个行星状星云的体积受限样本，测量 [OIII] 流量以研究本地行星状星云光度函数，并与不同形成历史的星系比较，探讨星云亮度与中心星演化状态及星云性质的关系。
2023-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Smoking Gun in the Carina Nebula
船底座星云是银河系中最年轻、最活跃的大质量恒星形成地之一。在这个星云中，我们发现了一个明亮的X射线源，已经持续了大约30年。软X射线光谱，与kT ~128 eV的黑体辐射一致，具有轻微的消光，并且在近红外和中红外波长没有对应物，表明它是一颗年龄约为1 e6岁的中子星，位于船底座星云中。目前的恒星形成理论并不认为船底座星云中的中子星和大质量恒星的祖先，特别是船底座伊塔，是同时代的。这一结果表明船底座星云至少经历了两次大质量恒星形成的主要事件。这颗中子星可能是在多个波长中看到的高能活动残留物的原因。
2009-02-24 astro-ph.GA
A Multi-color Optical Survey of the Orion Nebula Cluster. II. the H-R diagram
基于多波段光度学和光谱学方法，对猎户座星云团（ONC）的恒星星族进行了新的分析。我们研究了BVI中的颜色-颜色图，加上以6200 A为中心的窄带滤波器，发现证据表明，对主序星矮星有效的内在色标与ONC不相容，而采用合成的内在色获得的约束年轻恒星典型的低表面重力的更好的协议。我们进一步完善这些模型的颜色，经验，通过与没有吸积和没有灭绝的ONC恒星样本进行比较。我们认为，从文献中已知的光谱类型的恒星，并添加65个新分类的恒星从狭缝光谱和182 M型从窄带测光，以这种方式，我们隔离约1000颗恒星的样本与已知的光谱类型。我们介绍了一种新的方法，自洽地推导出的红化和吸积过剩的BVI色色图中的每个恒星的位置。这使我们能够准确地确定ONC成员的灭绝。根据最近的视差测量结果，我们采用了比以前假设的更低的ONC距离。仔细选择光谱类型的温度变换，我们产生了新的H-R图的ONC人口，人口比以前的作品。相对于以前的工作，我们发现晚型恒星的光度较高，而早期类型的光度较低。我们确定了人口的年龄分布，峰值在2-3百万年，比以前估计的年龄更高。我们研究了成员在质量年龄平面的分布，并发现，考虑到选择效应，由于不完整性删除了明显的质量和年龄之间的相关性。我们推导出了ONC中低质量和中等质量成员的IMF，结果证明它是依赖于模型的，并且在~<0.2Msun处显示出翻转。
2010-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the Planetary Nebula NGC 4361 with MUSE
利用 VLT MUSE 观测解析了行星状星云 NGC 4361 的光学发射，发现其电子温度具有大尺度相干结构，并揭示了先前未探测到的低电离结点“雀斑”及一个隐藏在背景的矮星系。
2024-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: global properties of clusters Trumpler 14 and 16 in the Carina Nebula
我们提出了第一个广泛的光谱研究的星团Trumpler~16，Trumpler~14和Collinder~232在船底座星云的全球人口，使用数据从盖亚-ESO调查，太阳质量的恒星。除了标准的均匀巡天数据处理外，由于船底座恒星周围有明亮的星云，这里还进行了特殊的处理。我们找到了大约400个好的候选成员，从OB类型到略低于太阳质量。在这里发现的大约100个严重变红的早期船底座成员以前没有被识别或分类不好，包括两个候选O星和几个候选Herbig Ae/Be星。它们的大亮度使它们成为被遮蔽的船底座种群的有用示踪剂。近300个低质量成员的光谱导出温度允许推断个体消光值，并研究恒星沿视线的相对位置。我们发现了一个复杂的空间结构，在最大质量的恒星周围有明确的低质量成员集群，以及空间可变的灭绝。通过将新的数据与现有的X射线数据相结合，我们获得了一个更完整的图片的船底座集群的三维空间结构，以及它们的连接到明亮和黑暗的星云，和紫外线源。数十颗背景巨星的鉴定也使我们能够确定船底座星云沿许多视线的总光学深度。我们还能够限制该地区的恒星形成历史，发现Trumpler~14恒星系统地比其他子星团中的恒星年轻。我们发现船底座太阳质量成员中有很大比例的快速旋转恒星，这为这个质量范围内的前主序星的旋转演化提供了新的约束。
2017-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young stars and reflection nebulae near the lower "edge" of the Galactic molecular disc
我们研究了发生在银河平面以下朝向光学反射星云ESO 368-8（IRAS 07383-3325）的区域中的恒星形成。我们确认存在一个小的年轻星团（或数十个YSO的聚集体），嵌入在位于银河系圆盘较低“边缘”附近的分子云中，并将年轻的恒星星族排除在外。我们报告了一个近红外星云的发现，并提出了一个CO地图揭示了一个新的密集，动态云核心。我们使用近红外JHKs图像，毫米CO光谱和光学V波段图像。这个恒星形成区显示了一个光学反射星云（ESO 368-8）和一个近红外星云，它们之间的距离约为46”（1.1 pc）。这两个星云很可能是同时代的，代表了同一个恒星形成时期的两种表现，年龄大约为100万年。近红外星云揭示了一个嵌入式的，光学和近红外不可见的光源，其光散射了由以前的恒星喷流或分子流出所雕刻的空腔，并进入我们的视线。分子云完全被我们的CO（J=1-0）图所覆盖，由这条线追踪，它延伸到7.8 x 7.8 pc ^2的区域，显示出5.4' x 5.4'的角尺寸和类似于球形（或稍微彗星状）的球状体的形状（接近圆形）。朝向近红外星云的方向，分子云包含一个致密的核心，其中分子气体显示出大的线宽，表明一个非常动态的状态，具有搅拌气体和超音速运动。我们估计这个区域的分子气体质量在600到1600个太阳质量之间。光学反射星云和近红外星云的消光Av分别为3-4等和12-15等。
2009-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A magnified view of star formation at redshift 0.9 from two lensed galaxies
我们提出了新的窄带H α图像从哈勃太空望远镜的两个红移0.91星系已透镜的前景星系团阿贝尔2390。这些数据探测小至0.3千秒差距的空间尺度，提供了一个放大的恒星形成的形态在一个时代，当全球恒星形成率高。然而，尘埃衰减了我们的空间分辨恒星形成率（SFR）指标，H α和休息紫外线发射，我们缺乏一个直接的测量消光。其他研究发现，星系中的电离气体往往比恒星更模糊约50%;然而，如果对SFR进行未经验证的测量，我们可以量化恒星与星云的相对消光以及Hα的消光。我们从斯皮策和赫歇尔中到远红外观测推断SFR，并将其与综合H α和静止紫外SFR进行比较;这产生了与以前研究一致的恒星到星云消光比。我们利用高的空间分辨率和上下文这些结果的源平面形态，比较H α的分布的休息帧UV和光学光。在一个星系中，我们在视觉上不同的团块中测量单独的SFR，但只能对灭绝和恒星形成设定一个下限。因此，这些数据也与电离气体和恒星的视线上有等量的消光相一致。未来的远红外观测可以通过直接绘制尘埃来解决这个问题。
2014-11-13 astro-ph.GA
The dust content of the Crab Nebula
我们用贝叶斯SED模型模拟了蟹状星云的近红外到射电图像，同时拟合了它的同步加速器、星际和超新星尘埃发射。我们推断星际尘埃消光图的平均$A_{\text{V}}$ =1.08 $\pm$ 0.38等，与螃蟹的整体红外辐射的小贡献（<22%）一致。蟹状星云的超新星尘埃质量估计在0.032到0.049 M $_{\odot}$之间（对于无定形碳颗粒），尘埃的平均温度为$T_{\text{dust}}$ =41 $\pm$ 3 K，相当于尘埃的凝结效率为8- 12%。这个修正后的尘埃质量比以前的一些估计低了一个数量级，这可以归因于我们不同的星际尘埃修正，较低的SPIRE通量密度和较高的尘埃温度。蟹状星云内的尘埃主要存在于脉冲星南部的致密丝状体中，平均V波段尘埃消光为$A_{\text{V}}$ =0.20-0.39等，与最近的光学尘埃消光研究一致。模拟的同步加速器幂律谱与射电光谱指数$α_{\text{radio}}$ =0.297 $\pm$ 0.009和红外光谱指数$α_{\text{IR}}$ =0.429 $\pm$ 0.021一致。我们已经确定了一毫米的额外排放在螃蟹的中心地区，并认为它最有可能的结果从两个不同的人口同步辐射粒子。我们的结论是，蟹状星云的有效尘埃凝结（8-12%）提供了进一步的证据，证明超新星可以为星系中的星际尘埃预算提供实质性的贡献。
2019-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping the three-dimensional multi-band extinction and diffuse interstellar bands in the Milky Way with LAMOST
随着SDSS和LSS-GAC等现代大尺度光谱巡天，银河系天文学已经进入了百万恒星光谱时代。利用巨大的光谱数据库，我们建议使用“标准对”技术来a）估计朝向数百万颗恒星的视线的多波段消光; b）检测和测量数十万个SDSS和LAMOST低分辨率光谱中的弥漫星际带; c）搜索银河系中极微弱的发射线星云; d）为宽视场成像巡天执行光度校准。在这方面的贡献，我们提出了一些应用这种技术的SDSS数据的结果，并报告从LAMOST数据的初步结果。
2013-06-24 astro-ph.GA
Imprints of Stellar Feedback on Magnetic Fields in the Iris Nebula NGC 7023
本研究通过JCMT POL-2观测NGC 7023的850微米偏振，揭示磁场形态弯曲并随团块变化，估算核心磁场强度，发现磁亚临界状态及外流反馈导致磁场线重排。
2025-03-26 astro-ph.GA
JWST View of the Supernebula in NGC 5253. II. Nebular Lines
Tel Aviv University（特拉维夫大学）；UCLA Department of Physics and Astronomy（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；Chalmers Institute of Technology（查尔姆斯理工大学）；Academia Sinica Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业理工学院）；Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）
利用JWST的MIRI/MRS观测NGC 5253中超星云，探测到70多条发射线，推导得消光平坦，发现高激发线空间分布显示50eV光子可逃离核心，支持其由年轻大质量恒星主导的结论。
2026-10-02 astro-ph.GA
Detailed Interstellar Polarimetric Properties of the Pipe Nebula at Core Scales
我们使用R波段CCD线性偏振仪收集了约12000背景场恒星在46个领域的看法对烟斗星云的整个黑暗的云的偏振特性进行调查。根据2MASS的存档数据，我们估计调查区域的总视觉反射率在0.6 < Av < 4.6的范围内。虽然观察到的偏振显示出一个有序的大尺度模式，偏振矢量几乎垂直对准云的长轴，在核心尺度上，人们看到的细节是每个核心的特征。虽然许多观测到的恒星呈现出对普通星际介质来说不寻常的偏振度，但我们的分析表明，构成烟斗星云弥漫部分的尘埃颗粒似乎与正常的银河系星际介质具有相同的性质。偏振角的二阶结构函数的估计表明，大部分的烟斗星云是磁占主导地位，湍流是次Alvenic。烟斗星云当然是一个有趣的区域，在那里可以研究低质量恒星形成的初始阶段的主要过程。
2010-09-03 astro-ph.GA
The peculiar nebula Simeis 57: II. Distance, nature and excitation
Simeis 57（HS 191）是一个位于天鹅座X区域的光学明亮星云，有着奇特的外观，暗示着从旋转源流出。新获得的观测和档案数据显示，西梅57是一个低密度（$n_{e}\,\sim\,100$ cm $^{-3}$）星云，具有东西向的激发梯度。该星云的消光系数为$A_{V}\,\leq$ 2等。该星云在中红外和远红外图像中可以辨认，但并不突出。在它的方向上，在$V_{LSR}$ = + 5 km s $^{-1}$处已经确定了六个小的CO云。其中一个与光学星云和第二个CO云重合，星云速度为$V_{LSR}\,\approx$-10 km $^{-1}$。没有明亮的恒星嵌入在这些分子云中，也没有任何被它们遮蔽，在星云附近也没有发现足够明亮的恒星。相反，所有可用的数据都指向演化恒星HD 193793 = WR 140（一颗O 4 -5超巨星和WC 7沃尔夫-拉叶双星）作为激发源，尽管它的$50'$距离很大，在恒星距离为1.7 kpc时约为25 pc。Simeis 57似乎是围绕HD 193793中心的HI空洞的更大结构的一部分。
2021-04-29 astro-ph.GA
