On inferring extinction laws in z~6 quasars as signatures of supernova dust
高红移类星体不寻常的消光曲线被认为是尘埃主要由高红移超新星产生的证据。特别是z = 6.20的SDSS J1048+4637的消光曲线中的3000 A托迪尼-费拉拉-马约利诺扭结被归因于超新星尘埃。在这里，我们讨论了在推断高红移类星体的强大的消光曲线的挑战，并严格评估以前的超新星尘埃的检测索赔。特别是，我们解决的敏感性选择的内在类星体光谱，需要一个长波长的基线，并在拟合理论消光曲线的缺点。在21个类星体的样本中，在z ~ 6，我们检测到显着的紫外消光使用现有的宽带光学，近红外和斯皮策测光。中位消光曲线与A_1450 ~ 0.7等的小麦哲伦云曲线一致，没有表现出任何明显的（restframe）2175 A或3000 A特征。对于两个类星体，SDSS J1044-0125（z = 5.78）和SDSS J1030+0524（z = 6.31），我们进一步给出了覆盖波长范围为0.9-2.5 μ m的X射线发射光谱。所得到的非参数消光曲线没有表现出3000 A扭结。最后，在对SDSS J1048+4637的文献光谱的重新分析中，我们没有发现明显扭结的证据。我们的结论是，现有的证据为3000的功能是薄弱的，在高和低红移的整体尘埃性质没有显着差异。然而，这并不排除超新星在高红移的尘埃预算中占主导地位。
2013-04-08 astro-ph.CO
Dust extinction and X-ray emission from the star burst galaxy NGC 1482
我们提出的结果的基础上的突出的尘埃带星暴星系NGC 1482的多波长成像观测，旨在研究存在于极端环境中的尘埃的消光特性。(B-V)星爆星系NGC 1482的色指数图证实了沿其光学主轴有两条明显的尘埃带，延伸至\sim 11千秒差距。除了主通道外，还可以看到几个起源于中心星爆的尘埃的平行结构。虽然尘埃周围有着奇异的环境，但这个目标星系的平均消光曲线与银河系曲线是一致的，RV =3.05，这意味着在目标星系中负责光学消光的尘埃颗粒与银河系中的正则颗粒并没有真正的不同。假设尘埃的屏蔽效应为\sim 2.7 \times 10^5 Msun，我们对NGC 1482的总尘埃含量进行了估计，并提供了下限，因为我们的方法对尘埃的混合成分不敏感。将星系中观测到的尘埃与SNe向ISM提供的尘埃进行比较，意味着这种供应不足以解释观测到的尘埃，因此指向该星系中尘埃的起源是通过类似合并的事件。我们的多波段成像分析揭示了该星系中尘埃和Hα发射线以及弥散X射线发射的形态之间的定性物理对应关系。继续...详情请参阅pdf档案。
2012-02-11 astro-ph.CO
The extinction law at high redshift and its implications
我们分析了33个红移为3.9<z<6.4的类星体的光学近红外光谱，以研究这些宇宙时期尘埃消光的性质。SMC消光曲线已被证明再现了大多数类星体在z<2.2时的尘埃红化;我们研究了这条曲线是否也能很好地描述更高红移时的尘埃消光。我们拟合观测到的光谱与合成吸收类星体模板通过改变固有斜率（α），绝对消光（A3000），并通过使用网格的经验和理论消光曲线。我们发现在我们的样本中有七个类星体受到了大灭绝的影响（A3000 >0.8），并且具有非常陡峭的内禀斜率（α <-2.3）。所有单个类星体的消光曲线都需要偏离SMC的消光曲线，在λ <2000 A（在源的静止坐标系中）时趋于平坦。我们得到了一个平均消光曲线在z>4，通过执行所有类星体的同时拟合和平均消光曲线推断个别类星体。在宽吸收线类星体的情况下，平均消光曲线偏离SMC的置信水平> 95%。z>4的类星体和较低红移的类星体的消光曲线之间的差异表明，在高红移时有不同的尘埃产生机制，或者有不同的机制将尘埃处理成ISM。我们认为，同样的转变也可能适用于z>4的正常恒星形成星系。特别是，在z>4时观测到的星系平均光谱斜率的变化可能部分归因于消光曲线的变化，而不是在高红移时较低的尘埃含量。在这种情况下，在z>4处推断的灭绝曲线意味着宇宙恒星形成经过尘埃衰减校正，比过去估计的高出~2倍。
2010-11-12 astro-ph.CO
Extinction and Dust Geometry in M83 HII Regions: A Hubble Space Telescope/WFC3 Study
我们提出了HST/WFC 3的星暴星系M83的窄带成像目标的氢复合线（H $β$，H $α$和Pa $β$），我们使用它来调查在HII地区的尘埃消光。我们从氢线的两种组合（H $α$ /H $β$和H $α$ /Pa $β$）获得具有6秒差距空间分辨率的消光图，并表明较长的波长探测更大的光学深度，$A_V$值比较短波长的$\gtrsim$值大$\gtrsim$ 1等。这种差异导致了一个因素$\gtrsim$ 2的差异，在修正的H $α$光度，一个显着的效果时，研究河外HII地区。通过将这些观测结果与一系列简单的模型进行比较，我们得出结论，吸收体/发射体几何构型的多样性可以解释这些数据，这意味着比经典的前景“灰尘屏幕”假设更复杂的物理结构。然而，大多数数据点被前景屏幕和灰尘和发射器均匀混合的模型包围。当在大尺度（$\gtrsim$ 100- 200 pc）上取平均值时，消光变得与“防尘屏”一致，这表明其他几何形状往往局限于更局部的尺度。此外，任何区域的消光都可以通过前景屏幕和均匀混合模型的组合来描述，其中中心的权重分别为1/3和2/3（$\lesssim$ 2 kpc），其余部分的权重分别为2/3和1/3。这个简单的处方显着提高了尘埃消光校正的准确性，特别适用于类似于M83的星系的像素分析。
2013-12-03 astro-ph.CO
Effect of Dust Extinction on Gamma-ray Burst Afterglows
为了研究尘埃消光对伽马射线暴（GRB）余辉的影响，基于严格的Mie理论和最新的星际尘埃粒子光学性质，进行了高精度的数值计算，分析了不同物理参数的尘埃粒子产生的不同消光曲线。结果表明，绝对消光量主要由介质密度和金属丰度决定。然而，消光曲线的形状主要取决于尘埃颗粒的尺寸分布。当尘埃颗粒聚集成较大的尘埃颗粒时，消光曲线会变平或变灰，消光量也会降低。相反，如果尘埃颗粒由于某些不确定的过程而解离成较小的尘埃颗粒，它们将导致消光曲线更陡，消光量更大。这些结果可能为理解光暗伽玛暴的起源提供重要的线索。
2011-08-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Lifting the Veil of Dust from NGC 0959: The Importance of a Pixel-Based 2D Extinction Correction
我们介绍了晚型螺旋星系NGC 0959的研究结果，在应用Tamura等人2009年（论文I）中描述的基于像素的尘埃消光校正之前和之后。通过像素色幅图（pCMD）和像素色色图（pCCD）研究了银河演化探测器（GALEX）的远紫外（FUV）和近紫外（NUV）、地基梵蒂冈先进技术望远镜（VATT）UBVR和斯皮策/红外阵列相机（IRAC）3.6、4.5、5.8和8.0微米图像。我们根据消光校正后像素在（B - 3.6微米）与（FUV-U）颜色的pCCD中的分布来定义像素组。在相同的pCCD中，我们在应用消光校正之前跟踪它们的位置。这表明，当使用未校正灰尘的颜色时，选择像素组没有意义。我们还追踪了星系像素坐标图上像素组的分布。我们发现，基于像素的（二维）消光校正是至关重要的，以揭示占主导地位的恒星星族的空间变化，平均在每个分辨率元素。不同类型和混合的恒星星族，和星系结构，如以前未识别的酒吧，成为容易辨别的消隐校正的pCCD和相干空间结构的像素坐标图。
2010-04-20 astro-ph.CO
Dust-to-metal ratios in damped Lyman-alpha absorbers: Fresh clues to the origins of dust and optical extinction towards gamma-ray bursts
出于对伽马射线暴（GRB）阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的文献中推导出的异常尘埃-金属比，我们测量这些比率使用的尘埃耗尽模式在与ISM在GRB宿主星系红移的UV/光学余辉光谱。我们的样品由20个GRB吸收体和72个类星体DLAs组成，红移1.2 < z < 4.0，Z_Sol金属丰度Z = 0.002。类星体和GRB-DLAs的尘埃-金属比随金属丰度和金属柱密度的增加而增加，跨度约为银河值的10- 110%，表明尘埃-金属比是非普遍的。尘埃-金属比的低值表明，低金属量系统的尘埃比例比典型的螺旋星系低，也许这些系统中的尘埃产生效率低下，即在低金属量制度中的晶粒生长，超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的贡献可以忽略不计。另一方面，一些GRB-和QSO-DLAs显示出高的尘埃-金属比值到z ~ 4，需要快速的尘埃产生，例如在SN喷出物中，但也在AGB风中，并通过最高金属丰度系统的颗粒生长。GRB-DLAs总体上遵循类星体-DLAs的尘埃-金属比特性，GRB-DLAs探测更大的柱和体积密度。作为比较，我们得出的SMC和LMC的尘埃-金属比分别为银河值的~82- 100%和~98%。文献中低金属量星系I Zw 18（< 37%）的尘埃-金属比与我们发现的分布一致。尘埃消光Av随着尘埃中铁的柱密度（N（Fe）尘埃）急剧增加，从相对金属丰度计算，证实尘埃消光主要发生在主星系ISM中。大多…
2013-10-08 astro-ph.CO
Mapping the Spatial Distribution of Dust Extinction in NGC 959 Using Broadband Visible and mid-IR Filters
我们提出了一种方法来估计和映射的晚型螺旋星系NGC 959的尘埃消光的二维分布的光学V和中红外（MIR）3.6微米图像的理论和观测的流量比。我们的方法适用于年轻和年老的恒星星族的金属丰度范围内，并不限于视线对恒星形成（SF）地区。我们探索这种方法使用基于像素的分析图像的NGC 959在梵蒂冈先进技术望远镜（VATT）和在3.6微米（L波段）与斯皮策/IRAC。我们提出的原始和消光校正GALEX远紫外（FUV）和近紫外（NUV）的图像，以及光学UBVR图像的NGC 959。虽然尘埃带在GALEX分辨率下并不明显，但我们的尘埃图清楚地描绘了在NGC 959的高分辨率HST图像中可以看到的星系盘轮廓的尘埃。我们的方法的优点是：（1）它只依赖于两个相对常见的宽带图像在光学V波段和在MIR在3.6微米（但增加了近紫外波段提高了其保真度）;（2）它能够映射星系内的尘埃的二维空间分布。这个强大的工具可以用来测量在高红移星系中尘埃消光的详细分布，例如，HST/WFC 3（光学近红外）和JWST（中红外），并区分星系凸起，旋臂和臂间区域内的尘埃属性。
2009-09-25 astro-ph.CO
Dust properties along anomalous extinction sightlines. II. Studying extinction curves with dust models
我们银河系中绝大多数的消光视线都遵循一个简单的关系，这个关系取决于一个参数，即总消光系数与选择性消光系数Rv。不同的Rv值能够在不同的环境中匹配整个消光曲线，从而表征正常的消光曲线。本文分析了60多条紫外线偏离最佳单参数曲线的曲线。这些曲线与灰尘模型相拟合，以揭示颗粒的性质，影响它们的过程及其与环境特征的关系。消光曲线模型估计以下最近的处方能够描述一个参数曲线的Rv值从3.1到5.5的粒度分布。这样的模型，在这里向下扩展到Rv=2.0，使我们能够比较我们的偏离曲线与自洽框架中的正常曲线相同的结果属性，从而克服建模的不确定性恢复相对趋势。这些曲线代表了迄今为止使用尘埃模型研究的更大且均匀的异常曲线样本。结果表明，紫外线偏差是由大量的小颗粒比预测的视线消光只取决于一个参数。此外，异常曲线的尘气比低于相同的值没有偏离视线。冲击和颗粒与颗粒的碰撞都应该破坏尘埃颗粒，从而减少被困在颗粒中的尘埃量，并改变尘埃的粒度分布，从而增加小颗粒与大颗粒的粒度比。因此，消光性能的推导应出现沿视线冲击和高速流扰动的物理状态的星际介质生活的尘埃属性上的签名。（节录本）
2010-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust extinction from Balmer decrements of star-forming galaxies at 0.75<z<1.5 with HST/WFC3 spectroscopy from the WISP survey
本文给出了128个恒星形成星系在红移0.75<z<1.5范围内的H α和H β发射线的光谱观测结果。这些数据是使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3（WFC 3）的G102和G141 grisms进行无狭缝光谱学拍摄的，作为WFC 3红外光谱平行（WISP）调查的一部分。星际尘埃消光是从覆盖巴耳末衰减（H α/H β）的堆叠光谱测量的。我们将尘埃消光作为H α光度（低至3 x 10^{41} erg/s）、星系恒星质量（达到4 x 10^{8} Msun）和静止坐标系H α等效宽度的函数。最暗的星系的H α光度比以前研究的z~1.5的星系暗两倍。观察到的演变，在相同的Halpha光度的星系有较低的消光在较高的红移，而没有进化被发现在我们的误差酒吧与恒星质量。在我们的样本中，较低的H α光度星系被发现是一致的，没有尘埃灭绝。我们发现了[OIII]5007/H α通量比作为光度函数的反相关性，其中L_{Halpha} <5 x 10^{41} erg/s的星系在[OIII]5007中比H α更亮。这种趋势即使在消光校正后也很明显，这表明低光度星系中[OIII]5007/Halpha比值的增加可能是由于金属丰度较低和/或电离参数较高。
2012-11-28 astro-ph.CO
Dusty MgII absorbers: population statistics, extinction curves and gamma-ray burst sightlines
本文对Sloan数字巡天（SDSS）观测到的类星体的~8300个强（等效宽度> 1A）MgII吸收体样品的尘埃含量和近紫外/光学消光曲线进行了新的测定，这些吸收体的红移为0.4<z<2.2。考虑到尘埃消光的选择效应，包括减少的信噪比的吸收体出现在一个红化类星体光谱，我们发现一个更强的依赖性E（B-V）对吸收体的休息等效宽度（EW）比其他已发表的工作。中值红化对EW的依赖性可以通过幂律模型再现：对于1.0A<EW<5.0A，E（B-V）= 0.8 +/-3 10 -4 * EW^（3.48+/-0.3）。来自通量限制类星体调查的观测到的Mg II样品显示出明显的不完整性，EW>1A的吸收体为24+/-4%，EW>2A的吸收体为34+/-2%。直接测定吸收剂的近紫外消光曲线的形状作为E（B-V）的函数，表明消光曲线形式的系统变化的证据。在低E（B-V）（>0.05）时，消光曲线由小麦哲伦云状消光曲线很好地表示。对于中间E（B-V）s（<0.2），大约三分之一的MgII吸收体显示出类似于大麦云云的2175 A特征的证据。对于少数高E（B-V）（>0.3）吸收体，其中大多数表现出强烈的CaII 3935，3970吸收，有证据表明2175 A的特征与银河系中发现的一样强。强镁II吸收剂的尘埃含量的新结果的应用表明，尘埃吸收剂可以占一个显着的比例，高达两个因素，所观察到的超密度的吸收剂朝向伽马…
2011-06-03 astro-ph.CO
Calibrating Milky Way dust extinction using cosmological sources
我们限制了银河系尘埃的消光特性。我们研究了从红外数据推断的尘埃柱密度与在宇宙学距离上观测到的天体颜色之间的相关性，这些天体具有低水平的色散。利用类星体、最亮的中心星系和亮红星系的颜色得到的结果基本一致，表明红化E（B-V）=A_B-A_V和尘埃柱密度D^T（以兆焦耳/sr为单位）之间的比例常数p=E（B-V）/D^T=0.02，红化参数R_V=A_V/E（B-V）=3，分数不确定度约为10%。这些数据没有提供任何证据表明尘埃性质的空间变化，除了在最长的光学波长下尘埃消光性质的散射的可能暗示。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simultaneous Estimation of Large-Scale Structure and Milky Way Dust Extinction from Galaxy Surveys
下一代星系巡天提供的高宇宙学精度取决于对银河尘埃消光的改进修正。我们探索的可能性估计的尘埃消光和大尺度结构从一个单一的光度星系调查，利用可预测的方式，银河系尘埃影响测量的亮度和颜色的星系在一个给定的天空位置在几个红移箱。为了测试我们的方法，我们使用了一个来自宇宙学模拟的合成目录来模拟Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time的照片在银河系高纬度（$|b|\gtrsim20^\circ$）和$1^\circ$（$7'$）的分辨率下，我们预测尘埃消光测量的不确定度$E(B-V)$为$0.005\ \mathrm{mag}$（$0.015\ \mathrm{mag}$）。这与现有尘埃图的不确定性相似，说明了我们方法的可行性。同时估算星系的大尺度结构，预计可以恢复星系的超密度$δ$，其精度为$1^\circ$（$7'$）分辨率下的$\sim0.01$（$\sim0.05$）。我们还介绍了贝叶斯形式主义，结合现有的尘埃地图的先验信息与银河系尘埃灭绝的可能性，从观测到的星系属性的漂移确定。
2021-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
High Dust Depletion in Two Intervening Quasar Absorption Line Systems with the 2175-Å Extinction Bump at $z\sim1.4$
本文给出了$z\sim1.4$两个强Mg~II吸收系统中重元素柱密度和尘埃贫化的研究结果，显示了2175年的尘埃消光特征。使用Keck/ESI光谱上的表观光学深度方法从低电离吸收线测量柱密度。我们发现，尘埃耗尽模式类似于在银河系（MW）的冷弥漫云。的值，[Fe/Zn] $\approx -1.5$和[Si/Zn] $<-0.67$，是类星体吸收线系统中测量到的最高尘埃损耗。在类星体SDSS J160457.50+220300.5的另一个2175-Xe吸收体中，Noterdaeme等人（2009）报道了类似的尘埃耗尽测量（[Fe/Zn]= $-1.47$和[Si/Zn]= $-1.07$），并在其VLT/UVES光谱上检测到了C~I和CO吸收线。我们的结论是，沉重的尘埃耗尽（即一个特征的冷密云MW）是需要产生一个明显的2175年消光颠簸。
2010-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting dust extinction from the stellar mass of a galaxy
我们研究了典型的尘埃消光的H-α光度从恒星形成的星系取决于恒星形成率（SFR），金属丰度和恒星质量独立，使用的样本约90,000个星系的数据发布7斯隆数字巡天（SDSS）。我们直接从每个源的巴耳末减量测量消光系数，而更高的消光值与三个参数中任何一个的增加有关，我们证明了支配消光的基本属性是恒星质量。在这种质量依赖关系被删除后，有非常小的系统依赖性的剩余折射率与SFR或金属丰度，并没有显着的改善是从一个更一般的参数化。与此相反，如果应用SFR依赖或金属性依赖的消光关系，则剩余消光率显示出与其他参数相关的显著趋势。使用SDSS的数据，我们提出了一个关系来预测中值尘埃消光的样本的星系从其恒星质量，它有一个散射的~0.3马格。该关系被校准为H-α发射，但可以更普遍地应用于辐射在其他波长。这些结果对于高红移星系的研究具有重要的应用，在高红移星系中，很难获得单个消光测量，但可以相对容易地从长波长数据估计恒星质量。
2010-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Obscured star formation at z = 0.84 with HiZELS: the relationship between star formation rate and H-alpha or ultra-violet dust extinction
[摘要]我们比较了来自高z发射线巡天（HiZELS）的z = 0.84星系样本的恒星形成率（SFR）的H-α，紫外（UV）和红外（IR）指标。使用多波长诊断，我们估计，在这个红移的H-α发射体的5 - 11%是活动星系核。我们在24微米处单独检测到35%的H-α发射体，并将恒星形成发射体叠加在24微米深的图像上，以计算我们星系的典型SFR。这些相比，所观察到的H-α线通量，以估计在z = 0.84的消光，我们发现一个显着增加的尘埃消光的星系具有较高的SFR。我们证明了SFR和消光之间的局部关系适合我们的样本，并将z = 0.84星系的尘埃消光的总体增加归因于平均SFR的增加，而不是尘埃性质的变化。我们计算了紫外线消光，并找到了类似的依赖于SFR，但没有证据表明2175埃的紫外线颠簸的尘埃衰减规律。我们计算了星云和恒星辐射的尘埃衰减之间的转换，伽玛，并显示伽玛= 0.50 +/- 0.14。消光/ SFR的关系被证明是适用于星系的形态和膨胀盘比的范围内，合并和非合并的星系，并在高密度和低密度的环境中的星系，这意味着它是一个基本属性的恒星形成区域。为了使未来的研究，以纠正SFR依赖量的尘埃灭绝，我们提出了一个方程来预测一个星系的灭绝，仅根据其观察到的H-α光度，并使用它来重新计算H-α光度函数和恒星形成率密度在z = 0.84。
2009-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
No evidence for dust extinction in GRB 050904 at z ~ 6.3
背景：伽玛射线暴余辉是恒星形成星系中气体和尘埃的极好探测器。人们已经假定，早期宇宙中的尘埃必须与z较低的尘埃不同。到目前为止，有两份报告直接支持这一论点，其中一份是基于GRB 050904在z = 6.295处的光谱形状。目的：我们重新研究余辉，以了解在高z尘埃。我们通过同时检查X射线和光学/近红外分光光度数据来解决其宿主星系中不寻常（SN起源）尘埃的证据。研究方法：我们得出的余辉在0.47，1.25和3.4天的固有SED，通过重新减少斯威夫特X射线数据，1.25天FORS 2 z-耿氏光度数据，光谱和z '波段光度数据在约3天的斯巴鲁望远镜，以及关键UKIRT Z波段光度在0.47天，在很大程度上依赖于尘埃探测的索赔。结果：我们没有发现在SED的灰尘灭绝的证据。我们计算通量密度在lambda_rest = 1250 AA直接从观察到的计数在所有时期。在最早的时期，0.47天，Z波段的抑制被发现比以前报道的要小（0.3 ± 0.2等），并且在统计上不显著（<1.5西格玛）。此外，我们还发现这一波段的光度测量是不稳定的，而且很难校准。结论：从余辉SED中，我们证明了没有尘埃消光的证据-在任何时候都可以在没有尘埃的情况下重现SED，特别是在1.25天，可以排除显著的消光，使用SN型消光曲线，A（3000 AA）< 0.27 mag，置信度为95%。我们的结论是，没有证据表明GRB 05…
2010-02-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dust in Active Galactic Nuclei: Anomalous Silicate to Optical Extinction Ratios?
尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。然而，人们对自然界知之甚少（例如，在活动星系核周围形成一个环形的尘埃。本文系统地研究了110个2型活动星系核的光学消光（A_V）和硅酸盐吸收光学深度（Δ \tau 9.7）。利用Sloan数字巡天观测数据，由Balmer衰减量求得A_V，利用Spitzer/Infrared Spectrograph数据求得Δ \tau 9.7。结果表明，在A_V/Δ \tau为9.7 ~ 5.5的情况下，这些活动星系核的光-硅酸盐消光比明显低于A_V/Δ \tau为9.7 ~ 18.5的银河系弥漫星际介质（ISM）的光-硅酸盐消光比.我们认为，异常低的A_V/Δ \tau 9.7的比值可能是由于在活动星系核环面中的较大颗粒的优势相比，在银河弥漫ISM。
2014-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Apparent Redshift Dependence of Quasar Continuum: Implication for Cosmic Dust Extinction?
利用斯隆数字巡天中的一个大型非BAL射电宁静类星体样品，通过合成光谱研究了类星体连续谱的光度和红移依赖性。在两个不同的波长范围内测量类星体在UV-Opt波段的连续斜率，即，$α_{\nu12}$（$1000\sim 2000 \rmÅ$）和$α_{\nu24}$（$2000 \sim 4000 \rmÅ$）。一般来说，紫外光谱的斜率随着辐射热光度的升高而变硬（$α_ν$越高）。另一方面，当类星体被进一步分组到光度箱中时，我们发现$α_{\nu12}$和$α_{\nu24}$都显示出与红移的显着反相关（即，类星体连续体向更高的红移方向变红）。我们认为，宇宙尘埃消光很可能是这种观察到的$α_ν-z$关系的原因。我们建立了一个简单的宇宙尘埃消光模型来量化观测到的红化趋势，并找到了一个有效的尘埃密度$nσ_v \sim 10^{-5}h~\rm Mpc^{-1}$在$z<1.5$。还讨论了可能产生这种红化效应的其他可能性。
2015-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way dust extinction measured with QSOs
我们调查的红银河系尘埃的低消光制度的$E_{B-V}<0.15$。利用SDSS DR7类星体目录中$0.5<z<2.5$的50，000多个类星体，我们探测了去红化和校正已知光谱红移后的剩余SDSS颜色。我们发现Schlafly & Finkbeiner（2011）的灭绝矢量比Schlegel et al.（1998，SFD）使用的灭绝矢量更适合数据。有证据表明，SFD红化图中存在非线性，这在普朗克协作组的V1.2图中也同样存在。当星系或恒星被用作SFD图的探针时，这种非线性也同样可见。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Physical Dust Models for the Extinction toward Supernova 2014J in M82
Ia型超新星（SNe Ia）是强大的宇宙学“可测量的蜡烛”和最精确的距离指示器。然而，它们用于精确宇宙学的一个限制因素取决于我们纠正尘埃消光的能力。SN 2014 J位于星暴星系M82中，是近三十年来探测到的最近的SN~Ia，为研究SN Ia的尘埃灭绝提供了前所未有的机会。为了推导出消光作为波长的函数，我们对SN 2014 J的颜色过度进行建模，这是在由硅酸盐和石墨的混合物组成的尘埃模型的宽波长范围内观测得出的。由此产生的消光定律在远紫外线处急剧上升，甚至比小麦哲伦云（SMC）的消光定律还要陡峭。我们推断$A_V \approx 1.9~\rm mag$的可见消光，$E(B-V)\approx1.1~ \rm mag$的变红，以及$R_V \approx 1.7$的总选择性消光比，与以前从光度，光谱和偏振观测得出的一致。在朝向SN 2014 J的星际介质中，尘埃的粒度分布比银河系和SMC的粒度分布要小得多。
2015-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An Empirical Relation between Sodium Absorption and Dust Extinction
尘埃消光和红化现象在天文观测中普遍存在，通常是系统不确定性的主要来源。我们在这里提出了一个在银河系中的消光和NaI D吸收双峰的等效宽度之间的相关性的研究。我们的样本包括来自KECK望远镜的100多个高分辨率光谱和来自斯隆数字巡天（SDSS）的近100万个低分辨率光谱。我们测量的相关性，以前所未有的精度，限制其形状，并推导出这些数量之间的经验关系，在E（B-V）的分散度为0.15量级。从增长曲线的形状，我们进一步表明，通过银河系的一个典型的视线，在SDSS足迹内看到，跨越大约三个尘埃云。我们提供了一个简短的指南，如何最好地估计灭绝的河外来源，如超新星，使用NaI D吸收功能，在各种情况下。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
On the Source of the Dust Extinction in Type Ia Supernovae and the Discovery of Anomalously Strong Na I Absorption
对32颗Ia型超新星光谱中Na I D 5890、5896和K I 7665、7699星际谱线以及5780埃的弥散星际谱带的高色散观测被用作探测尘埃消光的独立手段。我们发现，尘埃消光的对象，在5780埃的弥漫星际带被检测到的超新星颜色的视觉消光是一致的。这有力地表明，产生灭绝的尘埃主要位于宿主星系的星际介质中，而不是与祖先系统相关的星周物质中。四分之一的超新星显示巨大的Na I柱密度相比，尘埃消光量来自他们的颜色。值得注意的是，所有异常强的Na I D吸收的情况都对应于Sternberg等人（2011）的分类方案中的"蓝移"分布。这一巧合表明，外流的拱星气体是负责至少一些情况下，巨大的钠离子柱密度。两颗具有异常强的Na I D吸收的超新星显示出其颜色所暗示的尘埃消光的K I柱密度基本正常，但这似乎不是一个普遍的特征。总的来说，我们发现最准确的预测个别超新星灭绝是在5780埃的弥漫星际带的等效宽度，并提供了一个经验关系的使用。最后，我们确定的方法产生显着增强的Na丰度的拱星物质在单简并和双简并的情况下的祖系统。
2013-11-01 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the Time Variation of Dust Extinction and Gas Absorption for Type~Ia Supernovae Observed Through Non-uniform Interstellar Medium
对于Ia型超新星（SNe Ia）通过非均匀的星际介质（ISM）在其宿主星系中观察到的，我们调查的非均匀性是否会导致可观察到的时间变化的尘埃消光和气体吸收由于SN光球随时间的膨胀。我们发现，由于陡峭的光谱指数的ISM密度功率谱，相当大的密度波动幅度在长度尺度上的典型ISM结构（$\gtrsim \text{ 10 pc}$）将转化为小得多的波动尺度上的SN光球。因此，由于非均匀ISM、吸收等效宽度和消光的时间变化的典型幅度将是小的。因此，我们得出结论，不均匀的ISM密度不应该影响基于SNe Ia的宇宙学测量。我们应用我们的预测的基础上的ISM密度幂律功率谱的观测两个高度红化的超新星Ia，SN 2012 cu和SN 2014 J。
2017-10-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
