Dust extinction map of the Galactic plane based on the VVV survey data
尘埃消光是银河系气体分布最可靠的示踪剂之一。在Via Lactea（VVV）巡天中的近红外（NIR）Vista变星可以在银河平面的大面积上基于恒星测光进行消光映射。我们设计了一种新的消光映射方法，XPNICER，汇集VVV光度计目录，恒星参数数据从StarHorse目录，和以前出版的Xpercentile和PNICER消光映射技术。我们将这种方法应用于VVV调查区域，得到了一张灭绝图，覆盖了经度295至350度之间的银河系圆盘和纬度-2至2度之间的银河系凸起，纬度-10至5度之间的银河系凸起。该地图有30弧秒的空间分辨率，它的痕迹通常可达约10-20马格的视觉消光，最大可达Av~30马格。我们比较我们的地图与以前的尘埃为基础的地图，得出的结论是，它提供了一个高保真度的消光为基础的地图，特别是在它的能力，以恢复弥漫的尘埃成分的银河系和适度膨胀的巨型分子云地区。该地图是特别有用的，作为独立的，基于观测数据的银河系尘埃分布和适用于广泛的研究，从个别分子云的银河系恒星星族的研究。
2022-10-18 astro-ph.GA
Ultraviolet Extinction at High Galactic Latitudes II: The Ultraviolet Extinction Function
我们提出了一个尘埃柱-依赖消光曲线参数的紫外波长在银河系高纬度地区。这个消光函数与以前的工作不同，因为它考虑了Peek & Schiminovich 2013（论文I）的结果，该结果表明GALEX带中的红化比E（B-V）< 0.2时的预期要多。我们还检验了Planck和SFD消光图的偏差，发现SFD消光图在E（B-V）< 0.2时有显著的偏差。我们发现，虽然考虑到具有E（B-V）的变化的R_FUV的消光函数极大地改善了我们对FUV-NUV颜色的估计，但是还包括HI列密度依赖性的拟合是优越的。我们在这里提出的紫外消光函数遵循Fitzpatrick 1999年的模型，只改变FUV上升参数的幅度与数据一致。
2013-11-12 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
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
Ultraviolet Interstellar Extinction toward High Galactic Latitudes
Lincoln University（林肯大学）；University of Missouri-Columbia（密苏里大学哥伦比亚分校）
选取32条朝向高银纬红化背景恒星视线，利用‘配对法’得出紫外星际消光曲线，研究这些视线的消光特性，发现无随银纬的系统变化但有视线上的变化。
2026-07-07 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
GALACTICNUCLEUS: A high-angular-resolution $JHK_s$ imaging survey of the Galactic centre. IV. Extinction maps and de-reddened photometry
极端消光（$A_V\sim30$ \，等）及其在角秒尺度上向银河系中心的变化阻碍了对其恒星的研究。他们的分析仅限于近红外（NIR）区域，其中消光曲线可以近似为破幂律。因此，对灭绝进行校正是分析银河系中心区域结构和恒星数量的基础。我们的目标是，（1）讨论不同的策略，以减少测光和检查消光的有用性;（2）建立消光图的近红外波段$JHK_s$，并使他们公开;（3）创建一个去红的银河核（GNS）调查目录，确定前景恒星;（4）进行初步分析的去红的$K_s$光度函数（KLF）。我们利用GNS巡天的测光法为整个星表绘制了灭绝图。我们以亮度相近的红丛星和红巨星为参照建立了GNS测光图，并对GNS测光图进行了去红化处理。我们讨论了该过程的局限性，并分析了去红的非线性效应。我们获得了具有低不确定性（$\lesssim5$，\%）的高分辨率（$\sim3''$）消光图，并计算了GNS覆盖的每个区域的平均消光比。我们检查了我们的地图有效地纠正了差分消光，减少了$\sim2$的因素的RC功能的传播。我们评估了破幂律方法的有效性，计算两个等效的消光图$A_H$使用$JH$和$HK_s$测光相同的参考星，并获得了兼容的平均分辨率内的不确定性。最后，我们分析了不同视线的去红KLF，发现属于NSD的区域包含一个均匀的恒星种群，与最里面的凸起区域明显不同。
2021-07-29 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
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
Dust Destruction by Charging: A Possible Origin of Grey Extinction Curves of Active Galactic Nuclei
观测到的活动星系核（AGN）的消光曲线与在银河系中观测到的有很大的不同。这些观测需要优先移除活动星系核环境中的小颗粒;然而，其物理机制仍不清楚。在本文中，我们提出，尘埃破坏充电，或库仑爆炸，可能是负责活动星系核消光曲线。强烈的活动星系核辐射通过光电发射使尘埃颗粒高度带电，当带电颗粒的静电张应力超过其拉伸强度时，通过库仑爆炸发生颗粒裂变。我们发现库仑爆炸可以优先去除小的硅酸盐和石墨颗粒，并成功地再现了平坦的消光曲线和2175 Ω ~凸点的情况。
2020-02-19 astro-ph.GA
A 3D extinction map of the Northern Galactic Plane based on IPHAS photometry
我们提出了一个三维地图的消光在北银道面来自测光IPHAS调查。该地图具有精细的角度（$\sim 10$ arcmin）和距离（100 pc）采样，并与有效深度（$\gtrsim 5$ kpc）相关联。我们使用基于Sale（2012）先前描述的分层贝叶斯模型的方法构建地图。除了平均消光，我们还测量微分消光，这是从ISM的分形性质，并表明它将是灭绝的估计到一些任意位置的不确定性的主要来源。所应用的方法也为我们提供了距离、消光、有效温度、表面重力和$\sim 38$百万颗恒星质量的光度估计。灭绝图和恒星参数目录都可以通过http://www.iphas.org/extinction公开获得。
2014-06-20 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
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
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
Dust extinction map of the Galactic plane based on the UKIDSS survey data
本研究提出XPNICER方法，基于近红外巡天数据生成高分辨率银道面尘埃消光图，有效探测高消光区域，为星际介质研究提供独立测量。
2025-10-16 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
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
On Galactic density modeling in the presence of dust extinction
关于银河系中恒星星族的空间密度或相空间结构的推断需要精确确定有效测量体积。像盖亚或近红外光谱巡天这样的巡天观测到的体积非常复杂，因为在三维星际尘埃消光中有丰富的小尺度结构。我们引入了一个新的框架来分析小尺度结构在灭绝中的重要性。这种形式主义表明，空间复杂的消光效应的选择功能的一个光束或连续的天空调查是等效的低通滤波的消光影响的选择功能与平滑的密度场。我们发现，目前的三维消光图的角分辨率是足够的分析盖亚子样本的数百万颗恒星。然而，目前的距离分辨率是不够的，需要提高一个数量级，特别是在银河系内部。我们还提出了一个实用和有效的方法，适当考虑到灭绝的影响，通过一个有效的选择函数的银河系结构的分析。我们说明了它的使用与选择功能的红团星在APOGEE使用和比较各种当前的3D消光图。
2016-06-06 astro-ph.GA
3-Dimensional Kinematics in low foreground extinction windows of the Galactic Bulge: Radial Velocities for 6 bulge fields
银河系隆起的详细结构仍然不确定。在银河核球中观测恒星的困难阻碍了对银河系内部kpc的运动学表示的获取。在几个低前景消光窗口中观察三维运动学可以解决这个问题。我们已经开发出一种新的技术，它结合了精确的恒星HST的位置和自行积分场光谱，以获得可靠的3-D恒星运动学拥挤的领域的银河系中心。此外，我们目前的结果使用新技术在我们的项目中的六个领域。一个显着的顶点偏差已被发现在某些领域与以前的测定。这一结果证实了在银河系核球中存在一个恒星棒。
2012-02-27 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 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
Dust Properties in the Galactic Bulge
有人认为，在银河系核球中，星际介质中尘埃的全消光与选择性消光的比值RV不同于其在局部邻域中的值。我们试图测试这个建议。利用斯皮策空间望远镜观测到的16条银河系核球PNe中红外氢谱线，确定了消光校正后的Hβ通量。将其与观测到的Hβ通量进行比较，以获得Hβ处的总消光。选择性消光是从观测到的这些星云的巴耳末衰减中获得的。这样就可以求出RV的值，在银河系球核中，总消光与选择性消光的比值与RV =3.1的值一致，这与在局部邻域中发现的值相同。我们的结论是，建议RV是不同的银河系的隆起是不正确的。对此原因进行了讨论。
2013-01-16 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
The Galactic Extinction Horizon with Present and Future Surveys
针对2MASS、VVV/VVVX等当前巡天面临的银河系消光视界限制，论文评估远侧观测盲区，并探讨未来近红外银河系巡天的改进方向。
2023-06-22 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
Grey Milky Way Extinction from SDSS Stellar Photometry
我们报告的结果有关的分布和银河系高纬度地区的星系消光的性质来自恒星统计使用斯隆数字巡天（SDSS）。我们使用经典的沃尔夫图方法来识别消光区域，并推导出消光和消光规律的尘埃使用所有五个SDSS光谱带。我们使用关于视线中恒星星族的简单假设来估计到灭火介质的距离。我们报告了三个熄灭云的识别，每个几十秒差距宽，产生0.2-0.4等g '-波段消光，位于1-2千秒差距或银河平面上方0.5-1千秒差距。所有的云都呈现灰色消光，即，在SDSS的有限光谱范围内几乎与波长无关。我们讨论了这一发现对一般天体物理问题的影响。
2009-09-01 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
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
Three dimensional interstellar extinction map towards the Galactic Bulge
对银河系内核球性质的研究在很大程度上依赖于星际消光的假设。文献中的大多数灭绝图都缺乏关于距离的信息。我们结合贝桑松模型的银河系的观测，调查消光沿不同的视线对内银河系的隆起作为距离的函数的变化。此外，我们还研究了在隆起的消光规律的变化。我们用VVV星表中的H-Ks和J-Ks以及GLIMPSE-II星表中的Ks-[3.6]、Ks-[4.5]、Ks-[5.8]和Ks-[8.0]四组颜色与2 MASS相匹配，构造了色星等图。使用新导出的M巨星的温度-颜色关系，更好地匹配所观察到的颜色-星等图，然后我们使用距离-颜色关系导出消光作为距离的函数。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，迭代地从而创建具有三维的消光图：沿着朝向凸起的每条视线的两个空间维度和一个距离维度。彩色过量地图的分辨率为15' x 15'，有6种不同的颜色组合，距离为1 kpc。测光的高分辨率和深度允许导出消光图到10千秒差距的距离和高达35个Av的消光星等（Aks为3.5等）。综合图显示了与其他二维图相同的灰尘特征和一致的值。从观测与模型的色余出发，研究了近红外消光规律及其沿不同视线的变化。
2012-11-13 astro-ph.GA
A New Galactic Extinction Map of the Cygnus Region
我们制作了一张空间分辨率为5'的天鹅座地区的银河系灭绝图。选定的区域是银河经度80^ \circ到90^ \circ，银河纬度-4 ^\circ到8^ \circ。140 \mum的强度是根据IRAS数据中60和100 \mum的强度，利用银河平面中60、100和140 \mum之间的紧密相关性得出的。尘埃温度和光学深度是根据140和100 \mum强度以5'分辨率计算的，并且Av是根据光学深度计算的。在选定的区域内，平均尘埃温度为17 K，最低为16 K，最高为30 K。平均Av为6.5等，最小值为0.5等，最大值为11等。尘埃温度分布在小尺度上表现出显着的空间变化。由于本研究可以追踪到灭绝的5 '尺度空间变化，因此比Schlegel，Finkbeiner和Davis等人的研究具有优势，他们使用COBE/DIRBE数据获得了空间分辨率为1^ \circ的尘埃温度分布。我们的地图和Schlegel等人之间的Av的差异。的消光系数为\pm 3等。应用本方法可以得到新的全天空消光图。
2010-06-30 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
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
Quantifying Interstellar Extinction at High Galactic Latitudes
本研究开发贝叶斯模型，利用Gaia、2MASS和ALLWISE数据，通过嵌套采样和天体物理先验，准确量化高银道纬度单星消光的微小变化，为CMB偏振实验提供关键前景信号处理方法。
2024-10-15 astro-ph.GA
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
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
On the Optical-to-Silicate Extinction Ratio as a Probe of the Dust Size in Active Galactic Nuclei
尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。无论围绕活动星系核形成环形的尘埃是像星际颗粒那样的10- $μ$ m大小，还是更大，对校正尘埃环形的遮蔽以恢复活动星系核的本征光谱和光度有着深远的影响。在这里，我们表明，在可见光波段（$A_V$）的光学消光比的9.7 $μ$米硅酸盐吸收功能（$Δτ_{9.7}$）的光学深度可能是一个有效的探针的尘埃大小。活动星系核的$A_V/Δτ_{9.7} \approx 5.5$与银河系弥漫星际介质$A_V/Δτ_{9.7} \approx 18$的比值非常低，这表明活动星系核环面中的尘埃可能比银河系和小麦哲伦云的星际颗粒大得多，因此，人们可以预期活动星系核的消光曲线是平坦的。
2017-04-04 astro-ph.GA
The Galactic Center in Color: Measuring Extinction with High-Proper-Motion Stars
本文通过追踪银河系中心145颗高自行恒星约10年的多波段观测，发现约30%的恒星因局域尘埃屏运动而出现消光变化，并据此测定了1至4微米的相对消光关系，揭示银河系中心尘埃颗粒可能比前景尘埃更大。
2024-08-06 astro-ph.GA
Extinction Law at a Distance up to 25 kpc toward the Galactic Poles
从第谷-2，2 MASS和WISE星表的光度计的距离高达25千秒差距的星系两极的丛和分支巨星允许的变化的各种特征的红外星际消光定律与距离进行分析。消光律外推法得到的结果对于不同类型和不同性质的恒星是一致的，与前人的研究也是一致的。红外消光系数低的传统消光定律的特点是，只有一个不超过100 pc的薄层，距离银道面，以及两个靠近$Z=-600$和$+500$ pc的薄层。在远离银道面的银河晕中，红外消光规律是不同的：$Ks$、$W1$、$W2$、$W3$和$W4$波段的消光分别是$V$波段消光的$0.17$、$0.16$、$0.16$、$0.07$和$0.03$。这些系数的精度为$0.03$。如果消光定律主要反映了尘埃颗粒的粒度分布，那么远离银道面的大尘埃颗粒的比例大于环日星际介质。
2016-06-29 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
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
Diffuse Galactic Backgrounds with SPHEREx: A Pilot Study of Background Modeling and Its Impact on Extinction
California Institute of Technology（加州理工学院）；Seoul National University（首尔大学）
本研究利用 SPHEREx 数据在银河系平面试点场进行光谱分析，通过大中值滤波构建背景图，评估背景模型差异，证明光谱测绘能有效控制漫射背景系统效应，改进尘埃消光约束。
2026-10-06 astro-ph.GA
A New Galactic Extinction Map in High Ecliptic Latitudes
在这项研究中，我们得出了一个在高黄道纬度的星系消光图，|β|> 30度。尘埃温度分布是由100和140 μm的强度和5 '的空间分辨率导出的。假设COBE/DIRBE数据的60、100和140 μ m处的强度之间存在两种紧密相关性，则从IRAS数据的60和100 μm处的强度推导出140 μm处的强度。我们发现，这些相关性可以分为两个相关性的天线温度的无线电连续在41 GHz。由于本研究可以追踪尘埃温度分布的5 '尺度空间变化，因此它比Schlegel，Finkbeiner和Davis导出的消光图具有优势，后者使用DIRBE图导出尘埃温度分布，空间分辨率为1度。我们通过与Schlegel，Finkbeiner和Davis的方法进行比较来估计我们方法的准确性。发现空间分辨率差异显著。确认存在显著差异的区域占该区域的28%，|β|> 30度。关于河外红化的估计，本研究比Dobashi（2011）基于2 MASS点源目录得出的消光图更具优势，因为我们的消光图是基于远红外发射得出的。道桥的消光图在银道面上的最大值低于我们的图，在高银河纬度上的信噪比低于我们的图。这一显著差异在该地区81%的地区得到证实，|β| 30多度。在确认存在显著差异的地区，应使用我们的方法而不是以前的方法来估计灭绝。
2012-11-11 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
Distance and extinction to the Milky Way spiral arms along the Galactic centre line of sight
太阳在银河系盘内的位置阻碍了对旋臂结构的研究。我们的目标是分析沿着银河系中心（GC）的视线的旋臂，以确定它们的距离，灭绝和恒星人口。我们使用GALACTICNUCLEUS巡天，这是一个JHK的高角分辨率测光星表（0.2”），用于银河系的最内部区域。我们通过$χ^2$最小化将简单的合成颜色-星等模型拟合到我们的数据中。我们计算了探测到的旋臂的距离和消光。我们还分析了消光曲线和检测到的功能之间的相对消光。最后，我们建立了修正后的Ks光度函数（KLF）来研究第二和第三旋臂特征中存在的恒星种群。我们确定了到旋臂的平均距离：$d1=1.6\pm0.2$、$d2=2.6\pm0.2$、$d3=3.9\pm0.3$和$d4=4.5\pm0.2$ kpc，以及平均距离：$A_{H1}=0.35\pm0.08$、$A_{H2}=0.77\pm0.08$、$A_{H3}=1.68\pm0.08$和$A_{H4}=2.30\pm0.08$ ma。我们分析了旋臂中恒星的近红外消光曲线，发现了$A_J/A_{H}=1.89\pm0.11$和$A_H/A_{K_s}=1.86\pm0.11$的平均值，与GC获得的结果一致。这意味着消光曲线的形状不依赖于距离或绝对消光。我们还为每个旋臂建立了消光图，并得出它们是均匀的，可能对应于独立的消光层。最后，通过分析第二和第三旋臂的KLF，我们发现它们具有相似的恒星种群。…
2021-07-29 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
Interstellar extinction of classical Cepheids from neighboring stars I. Methodology and application to 16 Galactic Cepheids
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心）
针对盖亚DR4高精度视差对星际消光修正的严格要求，提出利用邻近场星光谱与测光数据重建三维消光分布并插值的方法，为16颗银河系造父变星提供约5%精度的消光值，优于文献且无系统偏差。
2026-09-24 astro-ph.GA
Kinematic and extinction analysis of a potential spiral arm beyond the Galactic bar
本文通过分析银心方向双红团簇的自有运动和消光差异，结合N体模拟验证，发现次级红团簇在运动学上与主红团簇不同且消光略高，支持其可能追踪银心棒之外的一条旋臂结构。
2025-11-06 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
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
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
