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
The distance to the young open cluster Westerlund 2
证据表明，年轻星团Westerlund~2位于船底座方向的$d_{\odot}\sim3.0$ kpc处。这个距离部分与新的$UBVRI_c$测光和修正的星团恒星光谱分类有关，这意味着船底座方向的尘埃具有异常消光定律（$R_V\sim3.8$）的特征。这一结果是从一个多方面的方法依赖于可变消光和颜色过剩的方法。
2012-09-10 astro-ph.GA
Gaia-EDR3 Parallax Distances to the Great Carina Nebula and its Star Clusters (Trumpler 14, 15, 16)
使用偏移校正的Gaia-EDR 3视差测量和分光光度法，我们已经确定了船底座OB 1协会和相关星团中69颗大质量恒星的距离：Trumpler 16（21颗恒星），Trumpler 14（20颗恒星），Trumpler 15（3颗恒星），Bochum 11（5颗恒星）和South Pillars区域（20颗恒星）。过去对船底座星云的距离估计在2.2到3.6千秒差距之间，其中的不确定性来自测光和异常的尘埃消光。EDR 3视差解决方案显示出相对于DR 2的相当大的改进，典型误差为$σ_{\varpi}/\varpi \approx$ ~3- 5%。船底座大星云中的O型恒星基本上处于相同的距离（$2.35\pm0.08$ kpc），引用均值和均方根方差。这些星团的距离分别为$2.32\pm0.12$ kpc（Tr 16）、$2.37\pm0.15$ kpc（Tr 14）、$2.36\pm0.09$ kpc（Tr 15）和$2.33\pm0.12$ kpc（Bochum 11），与$η$ Car的距离约为2.3 kpc非常一致。O-星自行建议内部（2D）的速度分散$\sim4$公里/秒的Tr 14和Tr 16。可靠的距离允许估计集群的大小，恒星动力学，光度和光电离辐射事件在该地区的光解区域的通量。我们估计Tr 14和Tr 16具有半质量半径$r_h = 1.5-1.8$ pc、恒星穿越时间$…
2021-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Missing Link between the Diffuse Interstellar Bands and the Total-to-Selective Extinction Ratio $R_V$ $-$ I. Extinction versus Reddening
自100年前首次发现以来，仍然（大部分）未被识别的弥漫星际带（DIB）的载体一直是一个长期的谜团。近年来，在银河系和河外环境的广泛范围内，大量的DIBs无处不在的检测导致了新的兴趣，连接的发生和性质的DIBs的星际云的物理和化学条件，特别注意是否DIB强度与星际消光曲线的形状。为了阐明DIB载流子的性质和起源，我们研究了DIB强度与$R_V$（总消光比与选择性消光比）之间的关系，该消光比表征消光如何随波长变化（即，消光曲线的形状）。我们发现，DIB的强度和$R_V$是不相关的，如果我们表示的强度的DIB由其红化归一化的等效宽度（EW），在早期发现的一个关系，其中的DIB的强度是测量由红化归一化的EW。这就提出了一个关于DIB EW的适当标准化的基本问题。
2019-09-26 astro-ph.GA
Properties of interstellar dust responsible for extinction laws with unusually low total-to-selective extinction ratios of Rv=1-2
众所周知，Ia型超新星的消光特性可以用陡峭的消光曲线来描述，其总消光与选择性消光之比非常低，Rv = 1.0-2.0。为了揭示导致这种特殊消光规律的星际尘埃的性质，我们应用由石墨和硅酸盐组成的双组分尘埃模型对实测消光曲线进行了拟合计算。对于粒度分布，我们考虑了幂律分布和对数正态分布两种函数形式。我们发现，由Cardelli等人（1989）的单参数公式（Rv = 2.0、1.5和1.0）导出的陡峭消光曲线，即使用简单的幂律尘埃模型（其固定幂指数为-3.5，最大截止半径分别为a_{max} = 0.13 μ m、0.094 μ m和0.057 μ m）也能合理地解释。这些最大截止半径小于a_{max} ~ 0.24 μ m，这在银河系中被认为是有效的，清楚地表明，造成陡峭消光曲线的星际尘埃高度偏向于较小的尺寸。我们表明，对数正态尺寸分布也可以导致良好的拟合与Rv = 1.0-3.1的消光曲线，通过采取适当的组合的相关参数。我们讨论了在紫外波长的消光数据是必不可少的约束星际尘埃的成分和尺寸分布。
2016-08-24 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands in the HII region M17: Insights into their relation with the total-to-selective visual extinction $R_V$
弥漫星际带（DIB）是在探测弥漫星际介质的视线中测量到的宽吸收特征。虽然大的含碳分子已被提出作为载体生产DIBs，他们的身份仍然未知。年轻的大质量恒星形成区M17的视线显示出异常消光，在这个意义上，总的选择性消光参数与银河系的平均值有很大的不同，可能达到$R_{V} > 4$的值。鉴于高的$R_V$值，我们调查是否DIBs的视线对年轻的OB星在M17显示出一种特殊的行为。我们测量了M17中最突出的DIB的性质，并将其作为$E(B-V)$和$R_{V}$的函数进行研究。M17中的DIB强度与观测到的DIB等效宽度与银河视线中的红化$E(B-V)$之间的关系一致。对于几个DIB，我们发现归一化的DIB强度EW/$A_{V}$和$R_{V}^{-1}$之间的线性关系。这些趋势表明有两组：（i）一组为10种中等强度的DIB，对$R_{V}$的变化表现出适度的敏感性，并与DIB强度成比例;（ii）一组为4种非常强的DIB，对$R_{V}$的变化反应敏感，程度相似，但似乎不依赖于DIB强度。作为变红的函数的DIB行为在M17的视线中并不是特有的。此外，我们没有检测到异常DIB配置文件中看到的她36。DIB更强，每单位视觉消光，在视线中，其特征在于较小的$R_{V}$值（小尘埃颗粒的大部分）。消光归一化DIB强度、EW/$A_V$和$R_V$之间的新关系支持DIB载体和星际尘埃之间存在联系的观点…
2018-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength study of the Carina--Sagittarius Arm. I.Astrometric and photometric search for new open clusters in the 320$^ \circ $ $\le$ l $\le$ 325$^ \circ $ region
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, (UNLP)（拉普拉塔国立大学天文学与地球物理科学学院）；Instituto de Astrofísica La Plata, (CONICET - UNLP)（拉普拉塔天体物理研究所）；Facultad Regional Concepción del Uruguay, (UTN)（恩特雷里奥斯省康塞普西翁德尔乌拉圭区域学院）
利用HDBSCAN算法和Gaia DR3数据，在船底-人马臂低恒星密度区域发现五个新疏散星团（ESFERA样本），表明该区域是恒星形成“低谷”而非消光效应。
2026-05-31 astro-ph.GA
Galactic Structure Toward the Carina Tangent
这项调查提出了一个光度学研究的银河系结构对船底座臂切线。该区域位于银经280度至286度之间，银纬-4度至4度之间。所有目前可用的uvbybeta数据都用于获得光谱类型为O到G的260多颗恒星的均匀颜色过量和距离。我们提出了修正的距离和平均消光的疏散星团和集群候选人NGC 3293，NGC 3114，Loden 46和Loden 112。聚类候选Loden 112看起来是真实距离模数为11.06 ± 0.11（s.e.）(1629+84，-80 pc），比之前的估计要近得多。我们在相同的距离上发现了其他OB星，并根据它们的自行，提出了一个新的OB星协，坐标为282度< l < 285度，-2度< b < 2度。利用BV测光和对非常年轻的疏散星团Wd 2中已知O型星的光谱分类，我们给出了一个新的距离估计值14.13 ± 0.16（s.e.）(6698+512，-475 pc），与最近在这个方向上对巨大分子结构的距离测定非常一致。我们还讨论了HII区RCW 45和高度变红的B+星CPD-55 3036之间的可能联系，并提供了明亮的蓝色变星HR Car的修正距离。
2012-01-20 astro-ph.GA
FEDReD II : 3D Extinction Map with 2MASS and Gaia DR2 data
目的。我们的目标是绘制银河系盘星际消光的3D分布，其距离大于仅用盖亚视差探测的距离。方法.将FEDReD（Field Extinction-Distance Relation Deconvolver）算法应用于2 MASS近红外测光，结合Gaia DR 2天体测量和测光。该算法使用贝叶斯反卷积方法，基于经验HR图代表的本地薄盘，为了映射消光作为各种视野的距离的函数。结果我们分析了超过560万颗恒星，以获得$|b|<0.24^{\circ}$内整个银河系盘的消光图。这张地图提供了银河系中心方向上直到$5~\mathrm{kpc}$的信息，以及反中心方向上超过$7~\mathrm{kpc}$的信息。这张图揭示了当地已知结构的完整形状，例如船帆座复合体或局部臂的分裂。此外，我们的灭绝图显示了许多大的“干净气泡”，特别是人马座-船底座复合体中的一个，以及其他四个，它们定义了我们昵称为蝴蝶的结构。
2020-07-07 astro-ph.GA
A deep optical survey of young stars in the Carina Nebula. I. -- UBVRI photometric data and fundamental parameters
本文呈现了船底座星云135,071颗恒星的深度UBVRI测光数据，结合多波段交叉匹配构建主星表，测定了星团基本参数、红化规律与距离，并筛选出大量前主序成员星，为后续研究提供了高遗产价值的数据。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Duration of Star Formation in Galactic Giant Molecular Clouds. I. The Great Nebula in Carina
提出了一种新的红外光谱能量分布（SED）建模方法，该方法对模型拟合结果进行基于似然性的加权，构建了X射线识别的中等质量（2-8 $M_{\odot}$）主序前年轻恒星星族的概率H-R图（pHRD）。这种方法是专门为应用于年轻恒星星族遭受强大的，差异灭绝（$ΔA_V > 10$等），典型的银河系大质量恒星形成区。我们试点这项技术在船底座星云复合体（CNC）的建模1-8 $μ$米的2269可能恒星成员，表现出没有多余的发射从拱星尘埃盘在4.5 $μ$米或更短的波长的SEDs。在被光线遮蔽的Trumpler 14和16星团中，${\sim}100$中等质量恒星的一个子集有可用的光谱$T_{\rm eff}$，由盖亚-ESO巡天测量。我们正确地识别恒星温度在70%的情况下，所有来源的聚合pHRD返回相同的峰值，使用光谱$T_{\rm eff}$获得的恒星年龄分布。恒星质量和演化年龄的SED模型参数分布揭示了CNC内四个大尺度恒星超密度和一个大分布的恒星星族之间恒星形成持续时间的显著变化。恒星的形成始于${\sim}10$ Myr前，并持续到今天，恒星形成率在${<}3$ Myr前达到顶峰，当时大质量的Trumpler 14和16星团形成。我们公开了从标准主序前进化轨迹生成的100，000个SED模型集，以及我们用于从SED拟合结果生成pHRD和质量年龄分布的定制软件包。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Searching Beyond the Obscuring Dust Between the Cygnus-Aquila Rifts for Cepheid Tracers of the Galaxy's Spiral Arms
介绍了一项运动，开放给感兴趣的AAVSO成员参与，对银河系采样不足和模糊区域新发现的造父变星进行后续观测。一个主要的目标是利用这些超巨星来澄清银河系的螺旋性质。初步的多波段光度观测发现的三个造父变星超越了模糊的尘埃之间的天鹅座和天鹰座裂谷（40 \le l \le 50度），一个地区据说是绑在一个部分的人马座，船底座臂似乎意外停止。这些数据证实了在A_V~6星等以上（d~ 2kpc，l~47度）的视线方向上存在异常消光，然而，该区域光学螺旋示踪物的缺乏并不仅仅是由于消光的不完整性造成的。银河系的混合螺旋图由经典造父变星、年轻的疏散星团和H II区域以及分子云组成，呈现了银河系的一致图像，并证实了三个造父变星并不居住在人马座-船底座臂的主要部分，该臂并不从该区域发出。射手座船底座臂，以及其他不同的螺旋功能，被发现偏离典型的对数螺旋模式。造父变星的修正参数也由Cas发布，它在螺旋图上被确定为主要位于仙后座年轻星协的前景。对BY Cas光变曲线的傅立叶分析表明它存在泛音脉动，造父变星可能与疏散星团NGC 663无关，因为它们的距离、年龄和径向速度都不匹配。
2009-09-04 astro-ph.GA
Ultraviolet extinction properties of the 30 Dor Nebula and interpreting observations of starburst clusters
最近对30 Dor和蜘蛛星云在光学和近红外波段的消光规律的研究表明，总消光与选择消光之比R_V=A_V/E（B-V）约为4.5。这表明大颗粒的比例比银河系弥漫星际介质（ISM）中的大。可能的原因包括小颗粒的聚结、小颗粒的生长、小颗粒的选择性破坏和大颗粒的新鲜注入。通过对30 Dor星云（R139，R140，R145）中三颗大质量恒星的紫外消光特性的研究，我们发现，大颗粒的过剩并不是以小颗粒为代价的，小颗粒仍然存在，甚至可能更丰富。大颗粒的新鲜注入似乎是主导机制。在蜘蛛星云这样的环境中，大质量恒星的形成已经持续了超过2000万年，一个能够自然解释这一点的过程是大质量恒星作为II型超新星（SN）的爆炸。随后ISM条件的变化只是暂时的，持续时间不到1亿年，因为破碎和冲击最终会破碎并摧毁较大的谷物。然而，这是唯一的时候，恒星形成区域是检测到这样的星暴和高红移星系，我们强调在这些环境中解释恒星形成区域的观测固有的复杂性。如果不正确地了解消光特性，任何试图导出定量物理参数的尝试都注定会失败。
2019-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Probing the Role of Carbon in the Interstellar Ultraviolet Extinction
通过研究尘埃[C/H]_dust中所需的碳量与2175埃消光凸点和远紫外消光上升之间的关系，根据对16条银河系视线的消光曲线的分析，相碳丰度是已知的，并且2175埃的消光凸块表现出可变的强度和宽度。我们从Kramers-Kronig关系导出[C/H]_dust，该关系将波长积分消光与总尘埃体积联系起来。这种方法不太依赖于模型，因为它不需要了解尘埃的详细光学特性和尺寸分布。我们还得到[C/H]_dust从拟合所观察到的UV/光学/近红外消光与无定形硅酸盐和石墨的混合物。我们发现，碳贫化[C/H]_dust与2175埃碰撞的强度有相关性，而硅贫化的丰度与2175埃碰撞的强度没有相关性。这支持石墨或多环芳烃（PAH）分子作为2175埃凸起的可能载体。[C/H]_dust与1/R_V（R_V是总消光与选择消光的比值）有相关的趋势，表明远紫外消光更可能是由小的碳尘埃而不是小的硅酸盐尘埃产生的。
2015-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Extinction towards the Type Ia Supernova 2012cu in NGC 4772
利用超新星（SN）2012 cu的光度和光谱数据，一个相当红的Ia型超新星，我们推导出它的颜色过剩曲线，并探讨了它的宿主星系NGC 4772的尘埃消光。为了导出作为波长的函数的消光（即，$A_λ$），我们用由硅酸盐和碳质（石墨或无定形碳）尘埃组成的尘埃模型模拟了SN 2012 cu的色过量曲线。SN 2012 cu的消光规律平坦地延伸到远紫外（UV）波段，比银河系和麦哲伦云平坦得多，2175 $Å$特征非常弱或不存在。UV波段消光曲线的平坦性表明SN 2012 cu-地球视线附近的活动星系核具有“灰色”消光规律。结果表明，NGC 4772中SN 2012 cu方向ISM中的尘埃粒子的大小比银河系和大麦云云的尘埃粒子的大小大，比小麦哲伦云的尘埃粒子的大小大得多。最佳拟合给出了观测到的$A_V \approx 2.6$等向SN 2012 cu的可见消光，$E(B-V) \approx 1.0$等变红，总消光比为选择性消光比$R_V \approx 2.7$，与以前的结果一致。
2019-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extinction of Taurus, Orion, Perseus and California Molecular Clouds Based on the LAMOST, 2MASS, and Gaia Surveys II: The Extinction Law
本文利用多波段测光和光谱巡天数据，测定金牛座、猎户座、英仙座和加利福尼亚分子云从紫外到红外的消光律，发现光学消光比值基本恒定，并揭示致密区WISE/W1消光异常源于冰水吸收。
2024-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Extinction and dust properties in a clumpy medium
宇宙的尘埃含量主要通过与恒星光子的相互作用来探索，产生星际灭绝。然而，由于观测光束的物理延伸，观测可能会探测到散射的光子，导致观测到的（或有效的）消光的变化，这取决于尘埃的空间分布和仪器的分辨率。我们调查的有效消光对嵌入式源和那些在弥漫ISM的cloudspot分布的影响。我们使用蒙特卡罗辐射转移，以检查各种几何形状的有效消光。通过改变球壳模型和漫射ISM模型中团块的数量、光学深度和体积填充因子，我们探讨了消光的演化。根据光束中散射事件的数量，消光曲线在均匀介质中变陡，在非均匀介质中变陡。结果表明，尘埃分布可以再现具有任意总消光与选择性消光有效比值R_v的消光曲线。平坦化“洗掉”了2175 nm的凸起，并将峰值移到较短的波长。贝壳的平均R_v与单个团块的光学厚度和团块变得光学厚的波长相关。对于边缘上的圆盘或圆环也可以看到类似的行为。然而，在掠倾角的消光和强大的前向散射的结果在混沌行为的组合。因此，在测量活动星系核环面或超新星或伽玛暴余辉的消光时，应谨慎。在面对光盘，散射的连续体的形状与团块的变化，但是，不同的吸收功能，在散射截面的个别功能被保留。最后，我们表明，漫星际消光不修改散射尺度上的几个千秒差距。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extinction ratios in the inner Galaxy as revealed by the VVV survey
朝向银河系中心的星际消光是巨大的，并且有显著的差异。它的变红和变暗的影响，在银河系隆起的红色团块恒星可以被利用，以更好地限制对最里面的银河系的消光定律。通过对$|l|\le2.7°$和$|b|\le1.55°$上3000多万个天体的VVV巡天观测，利用红团方法对$Z$、$Y$、$J$、$H$和$K_s$宽带近红外滤光片的选择消光比进行了计算。测量值小于先前报告的值，并且不是恒定的，具有平均值，例如，$A_{K_S}/E(J-K_s)=0.428\pm0.005\pm0.04$和$A_{K_S}/E(H-K_s)=1.104\pm0.022\pm0.2$。我们还得到了一个比率$A_Z$：$A_Y$：$A_J$：$A_H$：$A_{K_S}$为7.74：5.38：3.30：1.88：1.0，这意味着对银河系中心的消光遵循一个分布作为一个函数的波长比以前报道的更陡，符合幂律$A_λ\proptoλ^{-2.47}$在近红外。
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Homogeneous Determination of the Interstellar Extinction Law and Metallicity for 105 Galactic Open Clusters
Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Masaryk University（马萨里克大学理论与天体物理系）
利用紫外-光学测光法研究105个银河疏散星团的星际消光定律，结合地基观测与盖亚数据构建色指数，用消光比组合和模型得出消光定律值，拟合等时线估计金属丰度值，提供了首个均匀目录。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Silicon and iron dust in gamma-ray burst host galaxy absorbers
耗尽研究提供了一种了解星际尘埃颗粒化学成分的方法。本文利用23个伽马射线暴（GRB）的光学余辉谱（跨度0.6<z<5.0），比较了它们的硅和铁尘埃相柱密度和不同的消光曲线参数，研究了这些高红移GRB宿主星系中星际尘埃颗粒的组成。我们的大多数样本（87%）显示出无特征的消光曲线，仅在形状上有所不同。我们观察到强相关性（与>96%的显着性）之间的总选择性消光，R_V，和尘埃相柱密度的Si和Fe。由于大部分星际铁被锁定在硅酸盐颗粒中，这表明高Si和Fe耗尽导致大硅酸盐颗粒的比例增加，反之亦然。这表明硅酸盐在任何波长的整个消光过程中起着至关重要的作用。另一方面，远紫外消光通常归因于小硅酸盐的存在。然而，我们没有发现消光曲线的远紫外参数c_4与尘埃相中Si和Fe的丰度之间的趋势。因此，我们提出，远紫外消光可能是来自不同物种的小（可能是纳米颗粒）尘埃颗粒的综合效应。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extending the extinction law in 30 Doradus to the infrared with JWST
利用JWST上的近红外相机（NIRCam）对大麦云星云30 Dor恒星形成区进行了早期观测，从而将哈勃空间望远镜的研究扩展到红外波段。我们用红团簇星在12个波段上导出了红化矢量的方向，并给出了从$0.3$到$4.7\,μ$ m这一大质量恒星形成区的消光规律。在波长长于1 $μ$米，我们发现总消光比和选择性消光比的两倍高的弥漫银河系星际介质和相对斜率的变化从光学到红外域。此外，我们推导出一个红外消光图，并发现消光密切遵循30多尔的高度嵌入区域。
2023-03-08 astro-ph.GA
The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge
使用Via Lactea、GLIMPSE和WISE中的VISTA变星数据，测量了银河系内部$3\times3$ deg $^2$中从$0.9$到$8$微米的消光规律。绝对消光比是通过要求在到银河系中心的引力合作距离处观察到的红色团块密度峰值来发现的。当结合选择性消光比测量的凸出巨人的颜色-颜色图，我们发现一个消光规律的$A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46(0.03):0.34(0.03):0.32(0.03):0.24(0.04):0.28(0.03)$有效的低折射率的非线性不重要。这些结果暗示了$A_{K_s}=0.677(H-[4.5]-0.188)$的Rayleigh Jeans色过量法（RJCE）的消光定律。我们发现几乎没有证据表明在检查区域（周围$5\%$）的显着选择性消光比变化。假设绝对消光比在整个检查区域没有变化，给出了在$(-1.61\pm0.07)\,\mathrm{mag}$银河系中心的红色团块的绝对$K_s$星等的独立测量。这是非常相似的太阳附近的红丛星测量值给予信心，在整个银河系使用红丛星作为标准蜡烛。作为我们的分析…
2022-05-20 astro-ph.GA
Extinction towards the cluster R136 in the Large Magellanic Cloud: An extinction law from the near-infrared to the ultraviolet
本研究采用“无标准星消光法”分析大麦哲伦云R136星团50颗恒星的近红外至紫外消光，发现其高$R_V$伴随异常强紫外消光，表明星暴区尘埃性质独特，导致紫外光子逃逸比例被高估三倍。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical-NIR dust extinction towards Galactic O stars
背景。O星是干涉ISM的极好的示踪物，因为它们的高光度，蓝色的内在SED，和相对无特征的光谱。我们目前正在进行GOSSS，这是产生一个大样本的O型恒星与准确的光谱类型在几个千秒差距的太阳。目的。基于具有准确光谱类型的O星的光学近红外测光，获得太阳附近尘埃消光特性的全球图像。方法.我们用CHORIZOS程序处理了一组测光集，测量了562个O型恒星系统的消光量和消光类型。我们测试了三种不同的灭绝定律，并在额外档案数据的帮助下分析了我们的结果。结果Maíz Apellániz等人（2014）的灭绝定律家族提供了比Cardelli等人（1989）或Fitzpatrick（1999）家族更好的银河尘埃描述，因此应该优先使用。在许多情况下，O型星和晚型星在相似的距离上经历了相似的灭绝量，但有些O型星靠近它们出生时留下的分子云，并且比附近晚型星的平均灭绝量更大。在质量方面，O型星经历了比晚型星更多样化的消光，因为一些受到小颗粒尺寸，低R5495的分子云效应的影响，而另一些则受到大颗粒尺寸，高R5495的H II区域的影响。晚型恒星的颗粒大小范围较窄，即R_5495，因为它们的灭绝主要是由平均的弥散ISM造成的。我们认为，在ISM中以H II区和热气泡形式存在的大颗粒尺寸的高R5495区的原因是EUV光子和可能通过原子或离子的热溅射对小尘埃颗粒的选择性破坏。
2017-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of a Non-universal Extinction Curve on the Wesenheit Function and Cepheid Distances
University of Warsaw（华沙大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
非通用消光曲线显著影响韦森函数和造父变星距离测量，尤其在光学波段，需考虑Rv变化对距离估计的较大影响。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Galactic stars with anomalous extinction sightlines
高度变红的Ia型超新星（SNe Ia）具有较低的总选择性可见消光比$R_V$，也显示出特殊的线性偏振波长依赖性，峰值偏振在短波长（$λ_{max} \lesssim 0.4 μm$）。目前还不清楚为什么Ia超新星的视线与银河系中具有相似$R_V$值的星际视线显示出如此不同的连续偏振轮廓。我们调查的偏振配置文件的银河系恒星的样本与低$R_V$值，沿异常消光视线，目的是找到相似的偏振配置文件，我们观察到的超新星Ia视线。我们对14颗恒星进行了分光偏振测量，并使用了另外3颗恒星的档案数据，并进行了尘埃消光和偏振模拟，以推断出一个简单的尘埃模型，该模型可以重现观测到的消光和偏振曲线。我们的样本银河系恒星低$R_V$值和异常消光视线显示正常的偏振配置文件的平均$λ_{max} \sim 0.53 {μm}$，是一致的3 $σ$的银河系恒星从文献中的一个较大的相干样本。尽管在我们的样本中，尘埃朝向恒星的$R_V$值很低，但偏振曲线与观测到的朝向超新星Ia的连续偏振曲线没有任何相似之处，后者具有低$R_V$值。最佳拟合Serkowski参数$K$和$λ_{max}$之间存在相关性，但我们未发现$R_V$和$λ_{max}$之间存在任何显著相关性。我们的模拟表明，$K-λ_{max}$关系是一个内在的属性的偏振。此外，我们已经表明，为了重现正常$λ_{max}$和低$R_V$值的偏振曲线，人口大（…
2018-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The distance to the young open cluster Westerlund 2
一个新的X射线，{ \it UBVR} $I_c$，和{ \it JHK $s$ }对年轻的星系团Westerlund 2进行了研究，以解决与星系团距离有关的差异。现有的亮星系团成员的光谱观测和新的多波段光度学研究暗示了与Westerlund~2的红化关系，该关系由$E_{U-B}/E_{B-V}=0.63 + 0.02\;E_{B-V}$描述。基于光谱距离模量和ZAMS拟合的Westerlund~2和附近IC 2581的可变消光分析分别产生了$R_V=A_V/E_{B-V}=3.88\pm0.18$和$3.77\pm0.19$的值，并证实了先前的断言，即异常星际消光在整个船底座中广泛存在（例如，Turner 2012）。通过将色差法应用于19个光谱观察到的簇成员的{ \it UBVR $I_c$ JH $K_s$ }数据，得到$R_V=3.85\pm0.07$，证实了结果。由$d=2.85\pm0.43$ kpc到Westerlund~2的距离，将该星团定位在船底座旋臂的远侧，根据星团最亮恒星和主序前的X射线（Chandra）分析，该星团的年龄不超过$τ\sim2\times10^6$ yr。位于星团核心和周围日冕的四颗沃尔夫-拉叶星（WR 20 a、WR 20 b、WR 20 c和WR 20 aa）可能是星团成员，它们的光度与疏散星团中其他晚WN星的光度一致。Westerlun…
2013-05-19 astro-ph.GA
Near-IR Type Ia SN distances: host galaxy extinction and mass-step corrections revisited
我们目前的光学和近红外（近红外，$YJH$波段）观测42 Ia型超新星（SNe Ia）发现的非目标中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF）调查。这个新的数据集涵盖了广泛的红移和宿主星系恒星质量，与以前的SN Ia在NIR的努力相比。我们构建了一个样本，也使用文献数据在光学和近红外波长，检查声称主机恒星质量和哈勃图残差之间的相关性。SN星等的校正宿主星系消光使用全球总选择消光比，$R_V$ =2.0的所有SNe，或最佳拟合$R_V$为每个SN单独。与以往的研究是基于一个较窄的范围内的主机恒星质量，我们没有找到一个“质量步骤”的证据，颜色和拉伸校正的峰值$J$和$H$的星系低于和高于$\log(M_{*}/M_{\odot}) = 10$的幅度之间。然而，当使用全局$R_V$时，质量阶跃在光学波长（$g,r,i$）处保持显著（$3σ$），但是当使用每个SN各自的最佳拟合$R_V$校正每个SN时，质量阶跃消失。我们的研究证实了近红外超新星Ia距离估计的好处，因为这些在很大程度上免除了经验校正主导的光学系统的不确定性。
2021-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The grey extinction of the ionizing cluster in NGC 3603 from ultraviolet to optical wavelengths
我们在F220W、F250W、F330W、F435W滤镜中使用测光功能，在F555W、F675W、和F814W过滤器从哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2中获得巨大的HII区域中HD 97950星团中恒星的单个恒星红变和红变NGC 3603星团内大约100颗主序星的平均视线红化为$E(F435W-F555W)=1.33\pm0.12$ ma。在校正前景红化后，星团内的总消光比与选择性消光比为$R_{F555W}=3.75\pm0.87$。在每个滤光片中与$E(\rm λ-F555W)/E(F435W-F555W)$相关的标准偏差范围内，紫外波长下的星系团消光曲线往往比Cardelli等人（1989）和Fitzpatrick等人（1999）的平均银河系消光定律更灰色。它更接近于Calzetti等人（2000）推导的星暴星系的消光定律，其中不存在0.2175 $\rm μm$凸起。这表明HD 97950星团中存在异常的消光，这可能是由于星团内的尘埃分布，以及尘埃颗粒的大小大于银河系ISM的平均大小。
2015-10-19 astro-ph.GA
Evolution of dust extinction curves in galaxy simulation
为了理解消光曲线的演化，我们计算了尘埃演化的星系使用平滑粒子流体动力学模拟纳入恒星尘埃生产，超新星冲击中的尘埃破坏，吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破坏。粉尘种类被分离成含碳粉尘和硅酸盐。通过将颗粒群分为大增益和小增益来考虑粒度分布的演变，这使我们能够估计灭绝曲线。我们研究了消光曲线的位置，气体密度和星系中的金属丰度的依赖性，并发现消光曲线是平坦的$t \lesssim 0.3$陀螺仪，因为恒星尘埃生产占主导地位的总尘埃丰度。2175年的彗星撞击和远紫外线（FUV）的上升在尘埃通过吸积增长后变得突出。在$t \gtrsim 3$ Gyr，破碎在外盘和低密度区域有效地发挥作用，因此灭绝曲线显示出非常强烈的2175 Å凸起和陡峭的FUV上升。$t\gtrsim 3$ Gyr的消光曲线与银河系的消光曲线一致，这意味着我们成功地将必要的尘埃过程包括在模型中。由恒星反馈引起的外盘分量的消光曲线具有较弱的2175 μ m凸起和较平坦的FUV斜率。碳质尘埃的强烈贡献往往会使小麦哲伦云消光曲线中的FUV上升不足，这支持了星系中小碳质尘埃的选择性损失。年轻时的快照也解释了高红移类星体的消光曲线。
2017-04-06 astro-ph.GA
The extinction law for molecular clouds. Case study of B 335
我们确定的消光曲线从紫外到近红外的分子云，并调查目前的模型是否可以充分解释这种波长依赖性的消光。其目的也是解释消光的H2柱密度。我们采用了五种不同的方法，包括一种新的方法，同时确定红化规律和背景恒星的分类。我们的方法是基于多色观测和模型大气网格。我们证实，消光法可以充分描述一个单一的参数，RV（选择性绝对灭绝），按照早先的研究结果。B 335的RV值为RV = 4.8。红化曲线可以通过模型计算准确地再现。通过假设所有的硅都结合在硅酸盐颗粒中，我们可以用柱密度来解释红化，NH = 4.4（\pm 0.5）\times 1021 EI-Ks cm-2，对应于NH = 2.3（\pm 0.2）\times 1021 \cdot AV cm-2，接近于弥散ISM的（1.8-2.2）\times 1021 cm-2。我们证明了B335球壳的密度可以用ρ \propto r-2模拟为演化的Ebert-Bonnor气体球，并估计该球的质量为2.5 Msun
2011-12-01 astro-ph.GA
The Milky Way as Seen by Classical Cepheids I: Distances Based on Mid-infrared Photometry
针对银盘尘埃消光导致经典造父变星距离测量存在系统偏差的问题，本文利用 WISE 中红外测光和三维消光图重算 3424 颗造父变星距离，并经 Gaia 视差验证平均误差约 6%。
2025-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of dust extinction curves with or without the 2175 A bump in galaxies: The case of the Magellanic Clouds
观测到大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）具有与银河系完全不同的特征尘埃消光曲线（例如，2175 A凸块的强度）。虽然已经提出了麦哲伦云（MC）的尘埃成分和尺寸分布，可以自洽地解释他们所观察到的消光曲线，它仍然不清楚是否以及如何在MC的形成历史中可以实现所需的尘埃属性。因此，我们调查的时间演化的尘埃性质的MC，从而得出他们的消光曲线，使用一个区域的化学演化模型的形成和演变的小和大的硅酸盐和碳质尘埃颗粒和尘埃风与星暴事件。我们发现，所观察到的SMC消光曲线没有一个明显的2175 A的隆起，可以很好地再现我们的SMC模型，如果小的碳颗粒可以选择性地失去通过尘埃风在最近的星暴约0.2 Gyr前。我们还发现，LMC消光曲线与一个弱的2175 A的隆起，可以重现我们的LMC模式与低效率的灰尘通过沙尘风去除。我们讨论了硅酸盐和石墨之间以及星系之间不同尘埃风效率的可能物理原因。
2015-07-13 astro-ph.GA
Gamma-ray Burst Afterglows: Time-Varying Extinction, Polarization, and Colors due to Rotational Disruption of Dust Grains
伽玛射线暴（GRB）的瞬发光辐射对周围环境有重要影响。在本文中，我们研究的旋转中断和排列的尘埃颗粒的辐射力矩（RAT）引起的伽玛射线暴余辉和预测的观测特性的伽玛射线暴余辉的签名。我们首先使用辐射扭矩破坏（RATD）机制研究颗粒破坏，发现在距源$d< 40$ pc的距离内的大颗粒（尺寸$>0.1 μ\rm m$）可以被破坏成较小的颗粒。然后，我们建立了GRB余辉的消光曲线模型，发现光学近红外消光迅速下降，紫外消光增加，由于大颗粒通过RATD转化为较小的颗粒。发现在中断时间$t_{\rm disr} \lesssim 10^{4}$ s后，总选择性视觉消光比从$R_{V}\sim 3.1$的标准值降低到$\sim 1.5$。接下来，我们研究了由γ射线暴余辉引起的RAT晶粒排列，并模拟了晶粒与磁场排列产生的波长依赖性极化。我们发现，偏振度首先增加，由于增强排列的小晶粒，然后降低时，晶粒破碎RATD开始。最大偏振波长$ λ_{\rm max}$从$\sim 0.55 μ\rm m$的标准值迅速下降到$\sim 0.15 μ\rm m$超过$t_{\rm align} \lesssim 30$ s的排列时间，由于增强的小晶粒的排列。最后，我们发现，RATD诱导的光学/近红外消光显着减少，产生一个光学再增亮所观察到的光曲线的伽玛射线暴余辉。我们表明，我们的理论预测可以解释各种观测性质的伽玛暴余…
2019-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
On the dust properties of high redshift molecular clouds and the connection to the 2175 Å extinction bump
我们提出了一个在$1<z<3$的伽马射线暴（GRB）吸收剂的消光和耗尽衍生的尘埃性质的研究，显示中性碳（\ion{C}{I}）的存在。通过模拟它们的参数消光定律，我们发现了一个广泛的尘埃模型，其特征的GRB \ion{C}{I}吸收系统。除了\ion{C}{I}的量与视力消退$A_V$之间已经确立的相关性之外，我们还观察到与总体至选择性变红$R_V$的相关性。所有这三个量也被发现与2175\，尘埃消光特征的存在和强度有关。虽然\ion{C}{I}的量被发现与SED衍生的尘埃性质相关，但我们没有发现任何证据表明与从[Zn/Fe]和$N$（Fe）$_{\rm dust}$测量的耗尽衍生的尘埃含量有关。为了调和这一点，我们讨论的情况下，所观察到的灭绝是由被限制在ISM的分子气相中的尘埃颗粒的组合物为主。我们认为，由于耗尽水平跟踪非碳尘埃在ISM中，所观察到的伽玛射线暴\ion{C}{I}吸收剂的消光主要是由富含碳的尘埃在分子云，因此只能观察到的消光曲线，而不是在耗尽模式。这也表明2175年的尘埃消光特征是由尘埃和分子在冷态和分子气相中引起的。这种情况下提供了一个可能的解决方案之间的差异耗尽和SED衍生的量的灰尘在高$z$吸收剂。
2019-05-03 astro-ph.GA
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. V. 3D Local Dust Extinction
本研究基于Gaia DR3的XP光谱构建全天三维消光图，测定主序星红化与金属丰度并建模前景消光，同时验证了结果并揭示了XP光谱在短波段的流量高估趋势。
2024-09-26 astro-ph.GA
VLT/X-shooter GRBs: Individual extinction curves of star-forming regions
伽马射线暴（GRB）余辉光谱能量分布（SED）中的消光剖面通常用小麦哲伦云（SMC）型消光曲线来描述。在不同的经验消光定律中，总消光比RV是一个重要的量，因为它与尘埃的粒度和成分有关。我们在这里分析了17个伽玛暴（0.34<z<7.84）的样品，其中紫外到近红外光谱观测是通过VLT/X-shooter仪器提供的，这使我们有机会首次拟合伽玛暴的个体消光曲线。我们的样本是在多波段测光的基础上编译的，该测光在X射线摄影观测周围可用。将X-shooter数据与Swift X射线数据相结合，并使用单个或破幂律以及参数消光律来对单个SED进行建模。我们发现10例显着的灰尘，其中派生的消光，AV，范围从0.1- 1.0马格。在其中四个中，推断的消光曲线与SMC曲线一致。伽玛射线暴个体消光曲线具有平坦的RV分布，最佳加权组合值RV = 2.61+/-0.08（对于七个广泛覆盖的情况）。“平均伽玛暴消光曲线”与典型的SMC相似，但比SMC稍陡，在~95%置信水平下与SMC Bar消光曲线一致。由此产生的陡峭的消光曲线意味着人口的小颗粒，大尘埃颗粒可能会被摧毁，由于伽玛射线暴活动。另一种可能性是年轻的年龄和/或较低的金属丰度的伽玛暴环境是负责陡峭的曲线。
2018-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extinction law and stellar mass in the Nuclear Bulge from kinematically-selected red clump stars
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教庞蒂菲亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理学与空间探索跨学科研究中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
通过运动学选择红巨星星团星研究银河核球的消光定律和恒星质量，发现消光比和恒星密度分布，验证了之前的研究结果。
2026-04-30 astro-ph.GA
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
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
Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center IV: J, H, and Ks Bands from VVV Red Clump Stars
我们已经从$|l|\lesssim2^\circ.0$和$0^\circ.5\lesssim|b|\lesssim1^\circ.0$区域的恒星的VVV（Vía Láctea中的VISTA变星）孔径测光中确定了近红外波段（$J$、$H$、$K_{\mathrm S}$）中朝向银河系中心的消光的波长依赖性;该区域由12个VVV瓦片组成。我们已经发现了显着的系统差异$\sim0.1$等之间的恒星星等重叠的VVV瓦的相同的恒星。然而，通过仔细地使用红团簇星在色星等图中的位置作为消光和变红的示踪物，我们能够确定总消光与选择性消光之比的平均值为$A(K_{\mathrm S})/E(H-K_{\mathrm S})=1.44\pm0.04$，$A(K_{\mathrm S})/E(J-K_{\mathrm S})=0.423\pm0.024$，$A(H)/E(J-H)=1.25\pm0.04$;从这些比值中，估计出一个陡峭的幂律$A(λ)\proptoλ^{-α}$，其指数$α$在$J,H,K_{\mathrm S}$波长范围内为$\sim2.0-2.3$。所获得的波长依赖性是一致的，与MKO测光系统所获得的SIRIUS相机连接到IRSF望远镜在以前的研究。这种向较长波长的灭绝急剧下降也符合最近基于深度成像调查的结果。确定的消光定律似乎是可变的VVV瓷砖瓷砖，它是不清楚有多少这是由于真实的视…
2019-08-11 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
The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae
确定造父变星的脉动模式和距离是一个复杂的问题，最好用光度估计来解决。为了说明一种基于光谱光度歧视的技术应用于4.47天的s-Cepheid FF Aql。可变屈服值=-3.40+-0.02 s.e.的高色散谱中的线比<Mv>。（+-0.04标准差），平均有效温度Teff=6195 ± 24 K，本征色（<B>-<V>）o = +0.506 ± 0.007，对应于E（B-V）=0.25 ± 0.01或E（B-V）（B 0）=0.26 ± 0.01的红化。FF Aql的倾斜光变曲线、固有色和光度与不稳定带蓝色一侧的小振幅经典造父变星的基模脉动一致，而不是正弦振荡器。根据造父变星的角直径估计其距离为413 ± 14秒差距，再加上<R>根据其光度和有效温度推断的平均半径=39.0 ± 0.7朗日。根据恒星的视距离模数，尘埃对FF Aql的消光率为Rv=Av/E（B-V）=3.16+-0.34。
2013-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Extinction Properties of and Distance to the Highly Reddened Type Ia Supernova SN 2012cu
对Ia型超新星亮度的修正，使其能被尘埃灭绝，已被证明是一个令人烦恼的问题。在这里，我们研究了高度变红的SN 2012 cu的尘埃前景，它被投射到星系NGC 4772的尘埃带上。分析是基于多历元，分光光度观测跨越3，300 - 9，200光年，由附近的超新星工厂获得。在10个历元中，光谱学上孪生的SN 2012 cu和SN 2011 fe的相位匹配比较结果是，SN 2012 cu在其宿主星系中的最佳拟合色过量为（E（B-V），RMS）=（1.00，0.03），总消光比为（RV，RMS）=（2.95，0.08）。我们进一步确定了几个弥漫的星际带，并比较5780毫米波段与银河系的尘埃带比。总的来说，我们发现SN 2012 cu的前景尘埃消光特性与银河系的一致。此外，我们没有发现任何这些灭绝示踪剂显着的时间变化的证据。我们还比较了Cardelli et al.（1989），O 'Donnell（1994）和Fitzpatrick（1999）的尘埃消光曲线模型，发现Fitzpatrick（1999）的预测最适合SN 2012 cu。最后，距离NGC 4772，SN 2012 cu的宿主，红移z = 0.0035，通常被分配给室女座南延，被确定为16.6 $\pm$ 1.1 Mpc。我们将此结果与文献中的距离测量进行比较。
2017-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Variable stars in the VVV globular clusters. I. 2MASS-GC02 and Terzan10
Via Lactea（VVV）ESO公众调查中的VISTA变量打开了一个新的窗口，可以使用它们的变星研究银河系内部的球状星团。这些球状星团过去一直被忽视，这是由于在它们的视线中存在着高消光和高场恒星密度所造成的困难。然而，发现和研究这些星团中存在的任何变星，特别是RR Lyrics星，都有助于大大提高其物理参数的准确性。它也可以帮助阐明银河系球状星团系统中有趣的奥斯特霍夫二分法所带来的疑问。在一系列的论文中，我们计划探索落在VVV巡天范围内的球状星团中的变星。在这第一篇论文中，我们搜索和研究的变量存在于两个高度发红，中度贫金属，暗淡，内银河系球状星团：2 MASS-GC 02和Terzan 10。我们报告在两个球状星团中发现了相当数量的天琴座RR型恒星。我们使用近红外周期光度关系，以确定每个RR天琴座恒星的颜色过剩，从我们获得准确的距离的球状星团和选择性的比率，在他们的方向上的总消光。我们发现，对这两个集群的灭绝是升高的，非标准的，和高度差异。我们还发现这两个星团比以前认为的更接近银河系中心，Terzan 10位于银河系凸起的远端。最后，我们讨论了它们的奥斯特霍夫性质，并得出结论，这两个集群脱颖而出的二分法，其次是大多数银河系球状星团。
2014-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The three-dimensional structure of Galactic molecular cloud complexes out to 2.5 kpc
了解银河系分子云的三维结构对于理解云如何受到湍流和磁场等过程的影响以及这种结构如何影响其中的恒星形成非常重要。随着盖亚任务的到来，这一领域取得了巨大进展，该任务提供了与$\sim10^{9}$恒星的精确距离。结合这些距离与从光学红外推断的距离，我们使用我们的新的三维尘埃映射算法\texttt{Dustribution}恢复16银河系分子云复合物的三维结构在$\sim1$ pc分辨率。使用\texttt{astrodendro}，我们得到一个目录的物理参数为每个复杂的。我们恢复了纵横比在1和11之间的结构，即从近球形到非常细长的形状。我们发现云环境中有很大的变化，在二维环境中研究它们时并不明显。例如，附近的加利福尼亚和猎户座A云在天空中看起来很相似，但我们发现加利福尼亚更像片状，质量更大，这可以解释它们不同的恒星形成率。在船底座，我们最遥远的复杂，我们观察到的证据，尘埃溅射，这解释了其测量的低尘埃质量。通过计算这些单独的云的总质量，我们证明，有必要在三维空间中定义云的边界，以获得一个准确的质量;简单地集成的灭绝高估群众。我们发现，无论你假设云的形状是球形的，还是采取它们的真实范围，拉尔森关于质量与半径的关系都是正确的。
2022-10-07 astro-ph.GA
Modelling Grain Rotational Disruption by Radiative Torques and Extinction of Active Galactic Nuclei
本研究通过辐射扭矩瓦解效应（RATD）建模活动星系核的多波段消光，解释了远紫外消光陡升特征，揭示了尘埃颗粒演化规律及两类消光曲线二分性的成因。
2021-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time-Varying Extinction, Polarization, and Colors of Type Ia Supernovae due to Rotational Disruption of Dust Grains
本研究通过建模辐射力矩分裂和颗粒对齐，揭示了Ia型超新星尘埃消光、偏振和颜色的时变特性，解释了低消光比和偏振峰值波长偏移现象，并发现K与R_V的反相关关系。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. I. Overview and Initial Results
大麦哲伦星云中的金属演化、运输和消耗（Metal Evolution，Transport，and Abdeletion in the LMC，简称METAL）是哈勃太空望远镜上的一个大型第24周期计划，旨在测量大麦云（LMC）中半太阳金属丰度的尘埃消光特性和星际消耗。101轨道计划包括对33颗1150 A和3180 A之间的LMC大质量恒星的COS和STIS光谱，以及7个NUV-NIR滤波器的并行WFC 3成像。从光谱获得的气相中的硅的分数（耗尽）随着氢柱密度的增加而减少。硅的耗尽模式在银河系、大麦哲伦星云和SMC之间不同，硅的耗尽水平几乎完全抵消了金属丰度的差异，导致在给定的氢柱密度下，这些星系中的气相丰度恒定。硅耗尽与绝对选择性消光R $_V$呈线性相关，表明气体耗尽与尘埃粒度之间存在联系。消光图来自于并行成像中的恒星测光，可以与赫歇尔和斯皮策的FIR图像进行比较，以估计LMC金属丰度下尘埃的发射率。完整的METAL样品的消耗，紫外消光曲线和消光图将告知LMC中尘埃颗粒的丰度，大小，成分和光学性质，全面提高我们对尘埃性质的理解，以及估计附近和高红移星系中尘埃气体质量，恒星形成率和历史的准确性。这篇综述性论文描述了METAL调查的目标、设计、数据简化和初步结果。
2019-01-17 astro-ph.GA
