Supernova dust for the extinction law in a young infrared galaxy at z = 1
我们应用超新星（SN）的消光曲线再现SST J1604+4304，这是一个年轻的红外（IR）星系在z = 1的观察到的性质。本文所用的SN消光曲线是由II型超新星（SNe II）的未混合喷出物模型得到的，其初始质量函数（IMF）的质量范围为8 ~ 30 M_sun或8 ~ 40 M_sun。通过对不同尘埃分布进行卡方拟合，研究了尘埃分布对星光衰减的影响。这些是常用的均匀灰尘筛，clustrial灰尘筛，和内部灰尘几何形状。我们添加到这些几何形状的三个散射特性，即，无散射，各向同性散射，只向前散射。从卡方值判断，我们发现，具有任何散射特性的均匀屏模型提供了很好的近似真实的尘埃几何形状。内部尘埃对星光的衰减效率很低，因此不能成为消光的主要来源。我们表明，SN消光曲线再现SST J1604+4304的数据可比或优于卡尔泽蒂消光曲线。银河系的消光曲线与数据并不令人满意地一致，除非几个尘埃团在视线范围内。这种趋势可以解释为这些星系中SN起源尘埃的丰度; SN尘埃在z = 1的年轻IR星系中最丰富，在局部星暴中丰富，在银河系中较少。若SST J1604+4304中的尘埃以SN尘埃为主，则其产尘率约为0.1Msun/SN。
2010-11-02 astro-ph.CO
The Dust Extinction Curves of Gamma-Ray Burst Host Galaxies
伽马射线暴（GRB）宿主星系中星际尘埃的组成和数量对于研究GRB红移分布中的选择效应和宿主星系的性质具有重要意义。除了对伽玛暴研究的意义外，探测伽玛暴高z宿主中的尘埃也有助于我们了解遥远宇宙中星际介质和恒星形成的条件。然而，伽玛射线暴宿主星系内尘埃的物理性质仍然是一个高度争议的问题。在本文中，我们探讨了17个样本的总宿主星系的视消光Av<1（<Av>=0.4），覆盖红移范围z=0.7-3.1的伽玛暴的宿主星系内的尘埃的平均消光特性。我们发现，平均主机消光曲线有一个紫外线斜率相媲美的LMC，但几乎没有证据表明，沿银河系和LMC视线观察到的2175 Angs尘埃消光功能。我们目前不能排除2175 Angs特征的存在，标准SMC和LMC消光曲线也提供了很好的拟合我们的数据。然而，我们可以拒绝这样一条消光曲线，它的紫外线斜率和银河系平均消光曲线一样平坦，同时也有一个2175 Angs的特征，和银河系平均消光曲线一样突出。这与2175 Angs隆起的清晰探测和一些更严重熄灭的伽马射线暴（Av>1）的平坦消光曲线形成对比，这可能表明尘埃丰度与尘埃消光的波长依赖性之间存在依赖性，正如先前所推测的那样。
2011-10-14 astro-ph.CO
VLT-SINFONI integral field spectroscopy of low-z luminous and ultraluminous infrared galaxies II. 2D extinction structure and distance effects
基于VLT-SINFONI积分场光谱获得的近红外Pa_a、Br_d和Br_g谱线比值，对局域（z<0.1）（U）LIRGs样品进行了（亚）千秒差距尺度的二维内消光研究。物体的二维消光（Av）分布图区域为~ 3x 3 kpc（LIRGs）和~ 12 x12 kpc（ULIRGs），平均角分辨率（FWHM）分别为~0.2 kpc和~0.9 kpc。个别的Av星系分布显示出一个非常密集的尘埃结构，已经达到了千秒差距以下的尺度，LIRG的Av值（每个星等）从1到20等不等，ULIRGs的Av值从2到15等不等。作为一个类别，LIRG和ULIRG子样本的分布中值分别为Av=5.3 mag和Av=6.5 mag。我们评估了在消光测量中星系距离的影响，它是光谱线性尺度（以千秒差距为单位）的函数（即由于观测的有限角分辨率）。如果局域LIRGs中的气体/尘埃和恒星形成区的分布（63 Mpc，平均40 pc/spectrum）对于更大距离的星系是相同的，在我们的ULIRG样本的平均距离下，基于发射线比率的观测中值Av值将低0.8倍（328 Mpc，0.2 kpc/spectrum），而对于距离超过800 Mpc（0.4 kpc/spectrum）的星系，因子约为0.67。这种距离效应对推导高z恒星形成星系的内禀消光以及随后的恒星形成率、恒星形成面密度和基于H_α线通量的KS-定律等性质具有重要意义。如…
2013-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the extragalactic extinction law with SALT. II. Additional sample
我们提出了新的结果，从一个正在进行的方案，研究在E/S 0星系的尘埃带与南部非洲大望远镜（SALT）在其性能验证阶段的尘埃河外消光定律。七个星系的尘埃消光的波长依赖性，从近紫外大气截止到近红外的六个光谱波段。消光定律的推导是通过将模型星系拟合到每个光谱带中图像的未消光部分，并从这些实际图像中减去。我们将我们的结果与银河系中的消光定律进行比较，发现它们与银河系消光曲线平行，平均总消光值为2.71 ± 0.43。我们使用总消光值来估计每个星系的尘埃质量，将其与IRAS测量的尘埃质量进行比较，发现它们的范围从10^4到10^7太阳质量。我们研究了著名的尘埃带星系NGC 2685的情况下，HST/WFPC 2数据可用于测试不同尺度上的尘埃分布。我们的研究结果意味着一个无标度的尘埃分布在整个尘埃带，至少在~1 arcsec（~60 pc）的区域。
2010-11-01 astro-ph.CO
Exploring dust extinction at the edge of reionization
伽马射线暴（GRB）余辉的亮度和它们在年轻的蓝色星系中的出现使它们成为研究遥远宇宙中恒星形成区的优秀探针。本文通过对所有已知z > 6的伽玛暴（GRB 090423、080913和050904，z分别为8.2、6.69和6.295）余辉的分析，阐明了宇宙早期尘埃的消光性质。我们收集了所有可用的光学和近红外测光，光谱和X射线数据，以构建多个时期的光谱能量分布（SED）。然后，我们将所有时期的SED与灰尘衰减幂律或破幂律拟合。我们没有发现GRB 050904和GRB 090423中尘埃灭绝的证据，GRB 080913中可能存在低水平灭绝的证据。我们比较了高红移的伽玛暴和一个低红移的伽玛暴熄灭的样本，发现在z > 4以上甚至没有中等熄灭的事件（AV ~ 0.3）。尽管有偏见的选择和小的数字统计，这一结果暗示在高红移的恒星形成环境中的尘埃含量减少。
2011-06-08 astro-ph.CO
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
Monster in the Dark: The Ultraluminous GRB 080607 and its Dusty Environment
我们提出了明亮的伽马射线暴GRB 080607的早期光学通过红外测光，开始只有6秒后，在休息帧的初始触发。通过我们以前发表的光谱学补充，这个高质量的光度数据集使我们能够解决红移3.036视线的消光特性，可能是迄今为止我们本地组之外任何视线的紫外连续吸收特性的最详细信息。任何普通的消光模板（包括银河系、大麦云云和小麦哲伦云的平均曲线）都不能充分模拟这种消光特性，部分原因是2175埃的特征（虽然存在）比在当地类似情况下看到的要弱大约两倍。然而，光谱能量分布可以精确地用更一般的费茨帕特里克和马萨（1990）的本群消光参数化来拟合，将其与一些特殊的银河系消光曲线放在同一个家族中。在修正了这种（相当大的，A_V = 3.3 +/- 0.4等）消光之后，GRB 080607被揭示为有史以来观测到的光学上最明亮的事件之一，可以与裸眼爆发GRB 080319 B相媲美。它的早期峰值时间（t_rest < 6 s）表明有一个高的初始洛伦兹因子（Gamma > 600），而极端的亮度可以部分地解释为一个大的环爆流密度。只有因为它早期的高光度，GRB 080607的余辉才能被如此详细地研究，尽管衰减很大，距离很远，使这次爆发成为了解其他高度模糊的河外天体的一个很好的原型，特别是“黑暗”GRB。
2010-08-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
AGN and star formation activity in local luminous and ultraluminous infrared galaxies
亮红外星系（LIRGs，L_IR=10^11-10^12Lsun）和超亮红外星系（ULIRGs，L_IR>10^12Lsun）发射的大量红外辐射是由强烈的恒星形成（SF）活动和/或活动星系核（AGN）加热的尘埃产生的。（U）LIRGs中高的恒星形成率和活动星系核的高发生率使其成为研究局部宇宙中SF和活动星系核相互作用的理想候选者。在本文中，我回顾了最近的结果的物理范围的SF活动，活动星系核的检测率（包括掩埋活动星系核），活动星系核的辐射热贡献的光度系统，以及本地LIRG和ULIRGs的演变。这篇评论的主要重点是最近的IR观测结果。
2013-02-08 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
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
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
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
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
