Diffuse Interstellar Bands and the Ultraviolet Extinction Curves: The Missing Link Revisited
在~4000 nm-1.8 μ m处有大量的星际吸收特征，被称为"弥漫星际带"（DIBs），目前还没有得到确认。最近的研究工作将它们与大的多环芳烃（PAH）分子或超小的碳质颗粒联系起来，这些分子或颗粒也被认为是造成$λ^{-1} > 5.9\ μm^{-1}$ 2175年消光凸点和/或远紫外线（UV）消光上升的原因。因此，人们可能期望UV消光和DIB之间存在某种关系。这种关系如果建立起来，可能会对DIB的运营商施加重要的限制。在过去的四十年里，DIBs是否与紫外消光曲线的形状有关已经被广泛研究。然而，结果往往是不一致的，部分原因是在表征紫外消光的不一致。在这里，我们重新检查紫外线消光曲线和DIB之间的联系。我们编制了40个DIB的消光曲线和等效宽度，沿着97条细线。我们将消光曲线分解成三个类似德鲁德的功能组成的可见光/近红外组件，2175年的颠簸，和远紫外消光在$λ^{-1} > 5.9\ μm^{-1}$。我们认为，从这种分解技术得到的波长集成远紫外消光最好的措施的远紫外消光的强度。在远紫外消光和大多数（~90%）DIB之间没有发现相关性。我们还表明，颜色过量E（1300 - 1700），即1300 nm和1700 nm处的消光差，通常用于测量远紫外消光的强度，与DIB无关。最后，我们确认了早期的发现，即2175年的碰撞和DIBs之间没有相关性，或者2175年的碰撞和远紫外消光之…
2016-10-21 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
The 2200 A bump and the UV extinction curve
2200 A的隆起是星际灭绝的主要数字。然而，存在没有凸起的消光曲线，并且无一例外，从近红外到至少2500 A是线性的，通常在所有可见光-UV光谱上。对偶性线性与凹凸状消光曲线可以用来重新研究凹凸和星际消光连续体之间的关系，并回答为什么我们在星际云中观察到两种不同类型的消光（线性或凹凸）？它们之间有什么关系？两个不同消光定律的存在如何符合消光曲线只取决于红化E（B-V）和一个附加参数的要求？这个自由参数是什么？我们将发现：（1）星际尘埃模型，假设存在三种不同类型的粒子，每种粒子都对特定波长范围内的消光有贡献，不能解释观测结果;（2）2200埃的隆起极不可能是被某种尚未确定的分子吸收的;（3）真正的星际消光定律必须是从可见光到远紫外线的线性定律，并且对所有方向都是一样的，包括其他星系。在消光曲线中，在波长小于λ =4000 A处观察到的星光过多（或消光不足）是由于视线上氢散射的光的大贡献。虽然这一贡献是违反直觉的，但理论上是可以预测的。星际消光的自由参数与观测者、视线上的云和它后面的恒星之间的距离有关（该参数可能是云到恒星和到观测者的距离之比）。消光曲线的连续区或凸起不包含有关星际云化学成分的信息。
2012-08-31 astro-ph.GA
Dust evolution processes constrained by extinction curves in nearby galaxies
消光曲线，特别是银河系（MW）、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的消光曲线，为我们提供了了解附近宇宙中尘埃性质的线索。我们研究这些消光曲线是否可以解释为众所周知的尘埃演化过程。我们处理恒星喷出物中的尘埃产生，超新星冲击中的破坏，尘埃的吸积和凝聚的增长，和粉碎的尘埃破裂。为了使调查的大参数空间可能的，我们简化了处理的晶粒尺寸分布的演变，通过采用“两个尺寸近似”，其中我们分为小（$\lesssim 0.03~μ$ m）和大（$\gtrsim 0.03~μ$ m）的晶粒人口。据证实，MW消光曲线可以重现在合理的范围内的时间尺度的上述过程与硅酸盐-石墨混合物。这表明MW消光曲线是尘埃通过上述过程演化的自然结果。我们还发现，相同的模型不能再现SMC/LMC消光曲线。尽管如此，这种失败可以通过对小型碳质尘埃赋予更高的超新星破坏率并考虑碳质尘埃的无定形碳来弥补;这些修改实际上与之前的研究一致。因此，我们的结论是，目前的尘埃演化方案组成的上述过程是成功的，在解释消光曲线。所有的消光曲线都有利于尘埃的有效星际处理，特别是通过吸积和凝聚的强烈颗粒生长。
2016-08-22 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
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
Self-consistent modelling of aromatic dust species and extinction curves in galaxy evolution
我们制定和计算的尘埃在星系中的演变，专注于各种尘埃成分之间的区别-硅酸盐，芳香碳，和非芳香碳。我们把星系作为一个单区对象，并采用我们以前的工作中发展的粒度分布的演化模型。我们进一步包括芳构化和反芳构化（芳构化的逆反应）。我们把半径在3- 50 μ m范围内的小颗粒芳烃看作是多环芳烃。我们还计算消光曲线与硅酸盐和芳香族和非芳香族碳质尘埃的丰度一致。我们的模型很好地解释了PAH丰度作为附近星系金属丰度的函数。在$\sim$ 10 Gyr时，消光曲线与银河系曲线在碳碰撞强度和远紫外斜率方面变得相似。我们还将我们的模型应用于星暴星系，通过缩短恒星形成时间尺度（0.5 Gyr）和增加致密气体分数（0.9），发现消光曲线保持无扰的形状（因为低芳族分数），这与在小麦哲伦星云和高红移类星体中观察到的消光曲线相似。因此，我们的模型成功地解释了在低和高红移的消光曲线形状的变化。
2020-01-07 astro-ph.GA
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VI. The Near-IR Extinction Law
我们结合新的HST/ACS观测和现有的数据来研究近红外消光的波长依赖性。以前的研究表明，幂律的形式，与一个“普遍”的指数值，虽然最近的一些观察表明，显着的视线视线到视线的变化可能存在。我们表明，幂律模型提供了一个很好的适合大多数近红外消光曲线，但权力，β值，从视线到视线显着变化。因此，似乎不可能有一个“普遍的近红外消光定律”。相反，我们发现，随着β值的降低，R（V）[=A（V）/E（B-V）]趋于增加，这表明被认为是“特殊”的近红外消光曲线实际上可能是不同R（V）值的典型曲线。我们表明，幂律参数可以依赖于用于导出它们的波长间隔，随着波长的增加，β增加。这一结果意味着外推幂律拟合来确定R（V）是不可靠的。为了避免这个问题，我们采用了不同的函数形式的近红外消光。这种新的形式模拟了幂律，其指数随波长增加，只有2个自由参数，可以在更长的波长基线上拟合我们的所有曲线，并具有更高的精度，并产生与独立估计和常用的估计R（V）的方法一致的R（V）值。此外，与幂律模型不同，它给出了与用于导出它们的波长间隔无关的R（V）。它还表明，关系R（V）= -1.36 E（K-V）/E（B-V）-0.79可以估计R（V）为+/-0.12。最后，我们使用模型消光曲线表明，我们的消光曲线是符合理论预期。
2009-05-01 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
On the visible continuum and lines in the Interstellar Extinction Curve
这项工作旨在帮助理解可见光范围内和附近的星际消光曲线。在这个范围内，已知晶体材料是透明的，因此需要无定形粉尘。分子模拟实验用于计算各种相对较大的碳和硅酸盐结构的电子光谱。当结构处于其基态（最低、最稳定的状态，通常是结晶态）时，几乎没有任何超过0.4 μ m的转变。一旦结构以任何方式扭曲，情况就不再如此。模拟畸变（或"缺陷“）的例子有：角键或线性键的改变，在主结构附近插入自由基，悬挂键;它们的累积效应导致非晶态。结果表明，在这种状态下，一个结构承担了大多数的弱转移和少数的强转移。随着结构尺寸的增加，前者最终形成了一个弱的连续性，在可见光下，在无定形碳和硅酸盐上已经被实验检测到。更强的跃迁将设法出现在连续谱之上，特别是当它们在同一波长附近偶然聚在一起时。平行画之间的几个属性的计算连续和过渡和观察到的连续和弥漫星际带。
2019-05-18 astro-ph.GA cond-mat.dis-nn
Evolution of grain size distribution in high-redshift dusty quasars: Integrating large amounts of dust and unusual extinction curves
大量的尘埃和高红移类星体（z > 4）中不寻常的消光曲线的发现给早期宇宙尘埃的起源和性质带来了挑战性的问题。本文基于考虑颗粒尺寸分布的尘埃演化模型，研究了高Z类星体中尘埃含量和消光曲线的演化。首先，我们表明，牛奶路消光曲线是复制通过引入一个中等分数（~0.2）的致密的分子云相的星际介质的石墨-硅酸盐尘埃模型。然后，我们表明，在高z类星体中的消光曲线可以通过采取更高的分子云分数（>0.5）来解释，这导致更有效的晶粒生长和凝聚，并通过假设无定形碳而不是石墨。高Z类星体宿主中的大量尘埃含量也被发现是尘埃增长增强的自然结果。这些结果表明，分子云中的颗粒生长和凝聚是增加尘埃质量和改变星系中尘埃尺寸分布的关键过程，并且与不同的尘埃成分一起，可以有助于形成消光曲线。
2014-10-29 astro-ph.GA
A compendium of extinction curves for simple galactic geometries
我们计算的净消光银河光的波长，倾角，中心光学深度的函数，和形态简单的星系几何形状，使用的光辐射转移代码。与以前相比，类似的作品，我们制表灭绝在更广泛的范围内的星系属性，并使用更精细的网格模型参数。我们希望这些结果是有用的，为构建尘埃熄灭的光谱和光度的模型星系，因此，为综合调查建设。结果以HDF5文件的形式在https://doi.org/10.5281/zenodo.1442826上提供
2018-10-02 astro-ph.GA
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
Large Variations Seen in First Ultraviolet Spectroscopic M33 Dust Extinction Curves
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Institute of Astronomy and NAO, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天体物理研究所）；University of Sofia, Faculty of Physics（索非亚大学物理学院）；Space Science Institute（空间科学研究所）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）；Maria Mitchell Association（玛丽亚·米切尔协会）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）
研究首次在M33测量紫外光谱尘埃消光曲线，发现其在紫外形状和2175埃 bump强度上存在显著变化，且消光程度低于其他本地组星系，不遵循银河系R(V)关系。
2026-03-24 astro-ph.GA
Constraining the Metallicities of Damped Ly$α$ Systems Using Extinction Curves
本文提出了一种新的方法，利用观测到的消光曲线来约束高红移阻尼Ly $α$（DLA）吸收体的金属丰度。这是第一次采用这种方法来限制河外吸收体的金属丰度。为了证明我们的方法，我们使用的光谱的13个类星体和伽玛暴DLA吸收沿其视线检测。通过使用Kramers-Kronig（KK）关系，它涉及到每个氢核子的尘埃所占的总体积的波长积分消光，我们设置了一些强大的金属丰度的DLAs的下限。所得下限均与文献中的DLA金属丰度一致。GRB消光曲线呈现出非常强的2175 A消光凸点.我们试图约束金属量的GRB DLA的GRB消光曲线建模使用灰尘模型与两个（石墨和硅酸盐）和三个（PAH，氢化无定形碳，硅酸盐）灰尘成分。双组分模型得出的金属度为$Z\sim$ $-$ 0.45，而三组分模型得出的金属度为$Z\sim$ $-$ 0.50。另一方面，该DLA的KK方法的下限为$Z\ge$ $-$ 0.60。用2175 A消光凸点和测量的DLA金属丰度对消光曲线的大样本进行建模将允许KK和模型依赖方法之间的彻底比较。在DLA的金属性的精确测量是不可能的情况下（例如，由于重要的吸收线的饱和），本文中提出的方法可以用来约束的金属性。
2021-01-07 astro-ph.GA
Expanded Sample of Small Magellanic Cloud Ultraviolet Dust Extinction Curves: Correlations between the 2175 A bump, q_pah, UV extinction shape, and N(HI)/A(V)
本研究将小麦哲伦云紫外尘埃消光曲线样本从9条扩展至32条，分析了2175 Å驼峰、PAH发射、消光形状与N(HI)/A(V)的关联，证实驼峰与PAH颗粒相关等结论。
2024-05-21 astro-ph.GA
The Small Magellanic Cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE): The Dust Extinction Curve from Red Clump Stars
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的红团星的观测作为小麦哲伦云尘埃和气体演化调查（SMIDGE）计划的一部分，以测量小麦哲伦云（SMC）西南酒吧的~ 200 pc x 100 pc区域的平均尘埃消光曲线。我们的8波段紫外线通过近红外测光提供的丰富信息，使我们能够模拟的颜色星等图的红色团块占消光曲线的形状，对数正态分布的$A_{V}$，以及沿视线的恒星分布的深度。我们测量消光曲线，其中$R_{475} = A_{475}/(A_{475}-A_{814})$ = 2.65 $\pm$ 0.11。这个测量值明显大于已发表的银河系$R_{V}$ = 3.1（$R_{475} = 1.83$）和SMC Bar $R_{V}$ = 2.74（$R_{475} = 1.86$）消光曲线的等效值。大麦云云（LMC）中类似的消光曲线偏移被解释为大尘埃颗粒的影响。我们证明了SMC（和LMC）的视线深度引入了一个明显的“灰色”贡献的消光曲线推断的红色团块的形态。我们表明，没有灰色的尘埃成分是需要解释消光曲线测量时，全宽半最大深度为10 $\pm$ 2千秒差距的SMC（5 $\pm$ 1千秒差距的大麦哲伦星云）的恒星分布被认为是同意与最近的研究麦哲伦云恒星结构。我们的工作结果证明了宽带HST成像的力量，同时约束银河系外的尘埃和星系结构。
2017-09-04 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 JWST-NIRCam View of Sagittarius C. III. The Extinction Curve
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Department of Space, Earth & Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文基于JWST-NIRCam数据首次推导银河系中心方向的近红外消光曲线，确定了不同波长范围的消光比，并发现消光曲线在长波长区域趋于平缓。
2025-12-05 astro-ph.GA
UV Extinction Towards a Quiescent Molecular Cloud in the SMC
背景：小麦哲伦云（SMC）的平均紫外消光定律通常被视为低金属量星系的模板。然而，它目前的推导仅基于五星，因此对其普遍性提出了质疑。在SMC中测量消光定律的目标数量的增加是必要的，以确定其可能依赖于参数，如金属丰度和恒星形成活动。目的：测量静止分子云SMC B1-1中几颗恒星的紫外消光规律。研究方法：我们获得了25“x25”视场的HST/STIS无缝紫外光谱，并将其与该领域恒星的地面近红外和可见光光度学相结合。使用贝叶斯测光包CHORIZOS对结果进行处理，以得出每颗恒星的可见光-近红外消光值。以这种方式获得的未熄灭的光谱能量分布（SED），然后用于推导出紫外线消光定律的四个最熄灭的恒星。我们还重新计算了可见光-近红外消光的五个SMC星与预先存在的紫外消光定律。结果：在几个pc范围内的四颗SMC B1-1星的紫外消光规律在不同的恒星之间有很大的差异。2175年的撞击在一个地方中等强度，在两个地方较弱，在第四个地方缺席。
2012-01-30 astro-ph.CO 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
The Dust Extinction Curve: Beyond R(V)
利用Gaia的1.3亿颗恒星光谱数据，发现尘埃消光曲线无法仅用R(V)描述，识别出与R(V)正交的多个成分，揭示了星际介质结构及尘埃组成变化，并公开了2400万条消光曲线分解数据。
2025-06-25 astro-ph.GA
On the missing 2175 Angstroem-bump in the Calzetti extinction curve
本文的目的是给出一个物理解释的卡尔泽蒂消光曲线的功能的缺席。本文分析了均匀源通过远距离非均匀远距离屏幕时的尘埃衰减。通过一个理想化的等温湍流介质中的列密度的概率分布函数（PDF）是对数正态的不均匀性进行描述。此外，假设低于某一临界柱密度，2175埃处的消光凸块的载流子被环境UV辐射场破坏。湍流不仅可以自然地解释卡尔泽蒂消光曲线的平坦曲率，而且可以自然地解释缺失的凸起，只要临界柱密度N_H ≥ 10^21 cm^-2。解释这两个特征所需的密度差与我们银河系冷中性介质的马赫数很好地一致，这表明密度差σ_（rho/<rho>）为6。
2011-08-09 astro-ph.GA
New Ultraviolet Extinction Curves for Interstellar Dust in M31
利用HST/STIS获得了M31中一颗变红OB星的新的低分辨率紫外光谱，以研究星际消光的波长依赖性和底层尘埃颗粒种群的性质。消光曲线是为M31中的四条红化视线与紧密匹配的恒星大气模型配对而构建的。新曲线的S/N比以前的研究高得多。使用Ly $α$吸收线进行N（H I）的直接测量，从而能够计算气尘比。这些视线的银河中心距离范围为5至14千秒差距，代表了来自不同金属丰度和气尘比区域的尘埃。采样的金属丰度范围从太阳能到1.5太阳能。测得的曲线与在银河系和大麦云云中看到的曲线相似。最大熵方法被用来调查尘埃的组成和尺寸分布的视线在这个程序中观察到的发现，消光曲线可以产生与可用的碳和硅的丰度，如果金属丰度是超太阳。
2015-10-23 astro-ph.GA
Interstellar Dust Grains: Ultraviolet and Mid-IR Extinction Curves
星际尘埃在塑造星际介质的详细结构方面起着核心作用，因此强烈影响恒星的形成和星系的演化。尘埃消光是我们理解星际尘埃的主要支柱之一，同时也是解释遥远天体（包括已解析和未解析星系）观测结果的限制因素之一。紫外（UV）和中红外（MIR）波长区域显示了尘埃、碳质和硅酸盐物质的主要成分的特征，因此为详细的消光曲线研究提供了最富有成效的途径。我们目前的灭绝曲线图强烈偏向于银河系附近的区域。在本星系群（主要是麦哲伦云）中测量到的少量紫外线消光曲线清楚地表明，尘埃性质的范围比从银河系局部区域的紫外线消光特征推断的范围要广得多。获得所有尘埃本星系群的UV和MIR消光测量的统计学显著样本将首次为了解各种环境中的尘埃颗粒提供基础。获得这样的观测结果需要敏感的中波紫外线、蓝光和中红外成像，以及后续的数千个源的R ~ 1000光谱。这样的普查将彻底改变我们对尘埃性质对当地环境的依赖性的理解，提供尘埃对观测的影响的经验描述以及对尘埃颗粒和演化模型的强约束。
2019-03-24 astro-ph.GA
Dust Extinction Law in Nearby Star-Resolved Galaxies. II. M33 Traced by Supergiants
利用LGGS红化的O型和B型超巨星样品，首次导出了M33中尘埃向各视向线的消光曲线。观测到的光度数据来自LGGS、PS1 Survey、UKIRT、PHATTER Survey、GALEX、Swift/UVOT和XMM-SUSS。我们结合的内在光谱能量分布（SED）从ATLAS 9和Tlusty恒星模型大气熄灭的模型消光曲线从硅酸盐-石墨尘埃模型构建模型SED。M33的消光迹线沿旋臂分布，得到的消光曲线形状多样（$R_V \approx 2-6$），表明M33星际环境的复杂性和星际尘埃的不均匀分布。$R_V \approx 3.39$和尘埃粒度分布$dn/da \sim a^{-3.45}{\rm exp}(-a/0.25)$的平均消光曲线与MW相似，但在远紫外波段有较弱的2175 Ang凸起和略微陡峭的上升。M33在$V$波段的消光系数高达2 mag，中值为$ A_V \approx 0.43$ mag，并预测了M33从紫外到红外的多波段消光系数，为今后的工作提供了消光修正。本文所采用的方法也适用于其他恒星分辨星系（NGC 6822和WLM），但由于观测量有限，只能得到少数几条消光曲线。
2022-04-12 astro-ph.GA
Nature or Nurture: LMC-like Dust in the Solar Metallicity Galaxy M31
本研究利用HST测量了M31的17条UV消光曲线，发现其与LMC 30-Dor区域相似，表明局部环境比全局金属丰度更影响尘埃属性。
2025-07-11 astro-ph.GA
Relations between mid-IR dust emission and UV extinction
我们分析了低分辨率斯皮策红外（IR）5 - 14微米光谱的漫发射对一个精心挑选的样本的恒星。样本由朝向恒星的视线组成，这些恒星具有明确的紫外线（UV）消光曲线，并且显示出有效地位于所有熄灭和发射尘埃的视线之外。我们的样本包括视线的紫外线曲线消光曲线表现出广泛的曲线形态，并采样各种星际环境。因此，这个独特的样品使我们能够研究相同颗粒的消光和发射特性之间的联系，并检查它们对不同物理环境的响应。我们根据Draine & Li（2007）给出的PAH模型和一组未知与PAH排放相关的附加特征对排放特征进行量化。我们将Spitzer中红外光谱中不同特征的强度与Fitzpatrick & Massa（2007）描述紫外到近红外消光曲线形状的参数进行了比较。我们的主要结果是，有一个很强的相关性之间的区域2175 A紫外线凸块的消光曲线的程序星和强度的主要PAH发射功能的中红外光谱相同的视线。
2021-12-05 astro-ph.GA
On the relationship between the continuum of interstellar extinction curves, the 2200 Å bump, and the diffuse interstellar bands
之前的一篇文章认为，在2200光年处，有和没有隆起的视线之间的对抗消失了，如果接受散射星光污染了观测到的红色恒星光谱，那么观测到的星际消光特性可以在全球范围内得到理解。本文通过更好地理解这种散射光的特性，发展了这种新的范式。它进一步研究了星际消光理论的这一修订的解释2200年的颠簸和弥漫的星际带（DIBs）的后果。有两个含义值得注意：（1）星际灭绝对宇宙距离估计的影响需要重新考虑;（2）没有必要引用假设的粒子，如多环芳烃氢化分子（PAH）来解释星际灭绝的特殊性。氢是迄今为止星际云中最丰富的成分，应该单独解释星际消光的三个主要特征：连续谱偏离线性、碰撞和DIB。
2017-04-05 astro-ph.GA
Mapping the Extinction Curve in 3D: Structure on Kiloparsec Scales
最近，APOGEE的近红外光谱学和Pan-STARRS 1的宽视场光学光度学使得精确测量数万颗恒星的消光曲线形状成为可能，这些曲线由R（V）参数化。这些测量揭示了R（V）中具有大角度尺度的结构，这在现有的尘埃范例中具有挑战性。在这项工作中，我们结合三维地图的尘埃柱密度与R（V）的测量，以限制在银河系中的三维分布的R（V）。我们发现R（V）的变化在千秒差距尺度上是相关的。特别是，银河系外1千秒差距内的大多数尘埃，包括许多本地分子云（猎户座、金牛座、英仙座、加利福尼亚州、仙王座），比银河系中更遥远的尘埃具有明显更低的R（V）。这些结果为尘埃演化和处理模型提供了新的输入，并使局部推导的灭绝曲线在银河系更遥远区域和其他星系的应用变得复杂。
2017-03-23 astro-ph.GA
Dust enrichment from core-collapse supernovae and extinction curves in the high-redshift universe
The University of Tokyo（东京大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马大学物理系）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分所）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究学院）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学科学卡弗里研究所）
研究了恒星坍缩超新星对尘埃富集的影响，探讨了不同参数下尘埃粒径分布和消光曲线的演化，发现反冲冲击波显著影响尘埃生成和消光曲线特性。
2026-04-29 astro-ph.GA
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VII. Milky Way Spectrophotometric Optical-through-Ultraviolet Extinction and Its R-Dependence
我们通过将新的HST/STIS光学分光光度法与现有的IUE分光光度法（产生从1150到10000埃的无间隙覆盖）和NIR分光光度法相结合来产生一组72个NIR通过UV消光曲线。这些曲线被用来确定一个新的，内部一致的，近红外通过紫外银河系平均曲线，并表征消光曲线的形状如何取决于R（V）。我们强调，虽然这种依赖性捕获大部分的曲线变异性，仍然有相当大的变化，这是独立的R（V）。我们使用光学分光光度法来验证曲线中中间波长尺度处结构的存在。事实上，通过紫外线部分的曲线的光学采样在相对较高的分辨率，使他们非常有用的，以确定如何消光影响不同的宽带系统，我们提供了几个例子。最后，我们将我们的结果与以前的调查进行比较。
2019-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust extinction-curve variation in the translucent interstellar medium is driven by PAH growth
本研究针对半透明星际介质中消光曲线意外变陡的现象，提出PAH气相吸积生长是驱动因素，通过观测数据验证了消光斜率与PAH丰度的反相关关系，并指出JWST光谱观测可验证该假说。
2024-10-30 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
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
On the Interstellar Extinction Curve toward HD 93222, A Sightline with an Exceedingly Narrow 2175 Angstrom Extinction Bump
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
Milky Way Mid-Infrared Spitzer Spectroscopic Extinction Curves: Continuum and Silicate Features
我们测量了中红外（MIR）消光使用斯皮策测光和光谱学（3.6- 37微米）的银河系的视线样本（大部分）测量紫外消光曲线。我们使用对的方法来确定的MIR消光，然后我们适合与连续和修改Drude配置文件的硅酸盐功能的幂律。我们得到了16条消光曲线，其A（V）值范围为1.8-5.5，R（V）值范围为2.4-4.3。我们的样本包括两个密集的视线，具有3微米的冰特征检测和弱2175 A凸起。我们计算的平均A（λ）/A（V）漫射视线消光曲线低于大多数以前的文献测量。这与文献中的扩散尘埃颗粒模型相吻合，虽然它有点高。10微米的硅酸盐特征与2175 A撞击没有关联，这是第一次提供直接的观测确认，这两个特征来自不同的颗粒群。10微米硅酸盐特征的强度变化为$\sim$ 2.5，与A（V）或R（V）无关。它是很好的拟合由一个修改的Drude配置文件与中心波长，宽度和不对称性之间的强相关性。我们不检测以A（lambda）/A（V）为单位的限值为0.0026（5- 10微米）、0.004（10- 20微米）和0.008（20-40微米）的其它特征。我们发现由C乘以E（K_s-V）/E（B-V）估计R（V）的标准公式C = -1.14，离散度为$\sim$ 7%.使用IRAC 5.6微米带代替K_s得到C = -1.03和$\sim$ 3%的最小散射。
2021-05-12 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 curve template for intrinsically reddened quasars
我们分析了16个红移在0.71 $<$ $z$ $<$ 2.13之间的类星体的近红外到紫外数据，以研究尘埃的消光性质。本工作中提供的样品是从高$A_V$类星体（HAQ）调查中获得的。类星体候选者是从斯隆数字巡天（SDSS）和UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中选出的，后续的光谱学是在北欧光学望远镜（NOT）和新技术望远镜（NTT）上进行的。为了研究类星体固有的尘埃消光曲线，从HAQ调查中，我们选择了16个案例，其中小麦哲伦云（SMC）的法律不能提供一个很好的解决方案的光谱能量分布（SED）。我们使用Fitzpatrick & Massa 1986（FM）定律，通过将观测到的SED与Vanden Berk等人2001年和Glikman等人2006年的组合类星体模板进行比较，得出了消光曲线。所有类星体的消光曲线都比SMC的消光曲线陡峭（$A_V$-2.7），加权平均值为$R_V=2.4$。我们推导出一个“平均类星体消光曲线”为我们的样本拟合SED同时使用FM法律参数的加权平均值和变化的$R_V$。整个样本与$R_V=2.2\pm0.2$的单个最佳拟合值拟合良好。“平均类星体消光曲线”在置信水平$\gtrsim95\%$上偏离了最陡的银河系和SMC消光曲线。如此陡峭的消光曲线表明，有大量的硅酸盐产生了小的尘埃颗粒。此外，另一种可能性是，大的尘埃颗粒可能已经被附近的活动星系核（AGN）…
2015-12-09 astro-ph.CO 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
Properties of Dust Grains Probed with Extinction Curves
利用现代紫外-近红外消光曲线资料研究了银河系和小麦哲伦云中尘埃粒子的性质。我们确认，石墨-硅酸盐混合物的颗粒产生所观察到的消光曲线与简单的幂律分布的晶粒尺寸，但在一些最大尺寸的截止：参数被严格约束为$q = 3.5 \pm 0.2$的尺寸分布$a^{-q}$和最大半径$a_{max} = 0.24 \pm 0.05$微米，为MW和SMC。颗粒的丰度，从而元素丰度，受到红化与氢柱密度E（B-V）/N_H的限制。如果我们把太阳元素丰度作为MW的标准，石墨尘中应该有> 56%的碳，而SMC中使用其可用丰度估计的碳<40%。这种差异和C与Si的相对丰度解释了两条曲线的差异。我们发现50- 60%的碳可能不一定在石墨中，而是在无定形或玻璃相中。铁也可能存在于金属相中，或在磁铁矿中高达~ 80%，而不是在硅酸盐中，因此天文橄榄石中的Mg/Fe比率是任意的。通过这些替换，晶粒尺寸的参数保持不变。尘埃颗粒相对于氢的质量密度为$ρ_{dust}/ρ_H = 1/(120 {+10 \atop -16})$，对于MW和$1/(760 {+70 \atop -90}) for the SMC under some abundance constraints. We underline the importance of the wavelength-dependence slope of the ext…
2013-04-24 astro-ph.GA
Variation of the 2175 Å extinction feature in Andromeda galaxy
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；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）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院（天体物理方向））；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范大学物理与电子工程学院天文学系）
本研究通过分析M31的20条视线，揭示了2175Å消光特征的多样性及与尘埃性质的关系。
2025-12-30 astro-ph.GA
DustRover: A Python Package for Modelling Dust Extinction Curves (Phase I)
Astrophysics and Space Technologies Research Centre, Macquarie University（天体物理学与空间技术中心，麦考瑞大学）；School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（数学与物理科学学院，麦考瑞大学）
DustRover是一个开源Python包，通过统一框架整合多波段数据，利用MCMC拟合尘埃消光曲线，具有模块化架构和用户友好的可视化功能。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
UVOT Measurements of Dust and Star Formation in the SMC and M33
当使用紫外光测量恒星形成率时，校正尘埃消光是关键一步。然而，由于可供选择的尘埃消光曲线多种多样，消光校正是相当不确定的。在这里，我们使用Swift/UVOT来测量SMC和M33中恒星形成区域的消光曲线。我们发现，曲线的斜率和2175埃隆起的强度在两个星系中都有所不同。此外，作为我们建模的一部分，我们推导出每个星系最近的详细恒星形成历史。
2015-04-24 astro-ph.GA
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VIII. The Optical Extinction Structure
利用已有的IUE紫外光谱，获得了一个早期型星的新的HST/STIS光谱。这些数据被用来构建消光曲线，其一般性质在其他地方讨论。在本文中，我们确定消光功能的曲线，比弥漫星际带（DIBs），但比众所周知的宽带变窄。这种中等规模的结构，或ISS，包含了独特的特征，其峰值可以贡献百分之几到百分之二十的总灭绝。国际空间站的大部分变化可以通过三个主成分来捕捉。我们用三个Drude剖面对国际空间站进行了建模，结果表明它们的强度和宽度从一条视线到另一条视线各不相同，但它们的中心位置是稳定的，接近4370，4870和6300 A。在光学曲线中，非常宽的结构，VBS，似乎是4870和6300 A吸收峰之间的最小值。我们发现的拟合参数之间的关系，并提供了一个简单的晶粒模型的物理解释。最后，我们注意到4370和4870 A特征的强度与2175 A UV凸点的强度相关，但6300 A特征不相关，并且ISS特征都与R（V）无关。然而，我们验证了连续消光的宽带曲率与R（V）密切相关。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
CLUES III: Do User Choices Impact The Results of SED Fitting? Tests of 'Off-The-Shelf' Stellar Population and Dust Extinction Models in the CLUES Sample
本文在CLUES样本18个年轻星团上检验四种恒星族合成代码和四条消光曲线对SED拟合的影响，发现单个天体结果弥散显著，但大样本统计性质对用户选择相对稳健。
2025-06-02 astro-ph.GA
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 astro-ph.GA
The mid-infrared extinction in molecular clouds Case study of B 335
这项研究的目的是探索分子云内部的尘埃性质，粒子如何生长以及冰层的存在如何改变消光曲线的整体形状。场星可以用来探测云的灭绝。通过结合多色测光和红外光谱，可以确定恒星的光谱类别，也可以确定消光曲线。测定了0.35 ~ 24 μm的红化曲线。3.1 μm处的水冰带（τ（3.1）= 0.4）比云消光的预期（AV \approx 10是最模糊恒星的视线）要弱。另一方面，4.7 μm处的CO冰带很强（τ（4.67）= 0.7），表明冻结CO的质量柱密度与水冰的质量柱密度大致相同。我们表明，红化曲线的两个背景的恒星，硅酸盐带已被测量，可以准确地模拟从UV到24 μm。这些模型只包括石墨和硅酸盐颗粒。不需要任何额外的主要谷物成分来解释K波段以外的红化曲线的缓慢下降。尘埃模型的云的致密部分比边缘有更多的大颗粒。我们建议，建立良好的浅红化曲线超出K波段有两种不同的解释：较大的石墨颗粒在致密的区域和相对较小的颗粒在弥漫ISM，从而引起大大低于消光超出K波段比以前认为的。对于朝向最模糊的恒星的视线，我们推导出关系式AKs = 0.97 \cdot E（J-Ks），并假设所有的硅都被束缚在硅酸盐中，N（2 H2 +H）\approx 1.5 \times 10^{21} \cdot AV \approx 9 \times 10^{21} \cdot AKs。对于云的边缘，我们得到AKs = 0.51 \cd…
2011-12-01 astro-ph.GA
FUSE Measurements of Far-Ultraviolet Extinction. III. The Dependence on R(V) and Discrete Feature Limits from 75 Galactic Sightlines
我们提出了一个样本的75消光曲线来自FUSE远紫外光谱补充现有的IUE光谱。消光曲线是基于一组新的去红FUSE+IUE比较星使用标准配对方法创建的。对于每个视线，使用个性化的H_2模型去除分子氢吸收特征。FUSE消光的一般形状（8.4 μ m ^-1 <λ ^-1 < 11 μ m ^-1）与IUE消光曲线（3.3 μ m ^-1 <λ ^-1 < 8.6 μ m ^-1）的外推结果基本一致。在远紫外线上升的强度和2175 A凸起的宽度方面观察到显著差异。所有的FUSE+IUE消光曲线都有正的远紫外线斜率，没有迹象表明远紫外线的上升在最短波长处发生转折。我们发现，在远紫外波段，利用我们样本中的视线，A（λ）/A（V）与R（V）^-1的相关性比以前的工作暂时表明的要强。我们提出了一个更新的R（V）依赖关系，适用于整个紫外波长范围（3.3 μ m ^-1 <= λ ^-1 <= 11 μ m ^-1）。最后，我们寻找离散的吸收功能，在远紫外线。我们发现，在分辨率为250（宽度约为4 A）的特征上，3 sigma上限约为0.12 A（V）;在分辨率为10^4（宽度约为0.1 A）的特征上，λ ^-1 <9.6微米^-1时3 sigma上限约为0.15 A（V）; λ ^-1 > 9.6微米^-1时3 sigma上限约为0.68 A（V）。
2009-09-16 astro-ph.GA
Effects of grain growth mechanisms on the extinction curve and the metal depletion in the interstellar medium
尘埃颗粒在星际云（特别是分子云）中通过吸积和凝聚而变大。在这里，我们的模型和测试这些过程中，通过检查的一致性与所观察到的变化在银河系中的消光曲线。我们发现，如果我们简单地使用在以前的研究中使用的参数，该模型无法解释的远紫外消光曲线的平坦化大$R_V$（消光曲线的平坦度）和碳凸的存在，即使在平坦的消光曲线。这种差异可以通过采用“调整”模型来解决，其中含碳粉尘的凝聚效率较低（系数为2），而硅酸盐的凝聚效率在去除凝聚阈值后更高。如果吸积和凝聚的持续时间大于100（n_H/10^3 cm^{-3}）^{-1} Myr（其中n_H是云中氢核的数密度），则调谐模型也与硅耗尽（吸积的指标）和$R_V$之间的关系相一致。我们还研究了每个消光曲线特征（UV斜率，远紫外曲率和碳块强度）和$R_V$之间的关系。UV斜率和$R_V$之间的相关性是三种相关性中最强的，被调谐的模型很好地再现。对于远紫外曲率和碳碰撞强度，观测数据位于调整后的模型和未经调整的原始模型之间，这意味着观测数据中的大散射可以通过对凝聚效率的敏感响应来解释。调谐模型的整体成功表明，吸积和凝聚是有前途的机制，在银河系中产生的消光曲线的变化，虽然我们不排除其他尘埃加工机制改变消光曲线的可能性。
2013-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Swift Ultraviolet Survey of the Magellanic Clouds (SUMaC). I. Shape of the Ultraviolet Dust Extinction Law and Recent Star Formation History of the Small Magellanic Cloud
我们目前的第一个结果，从麦哲伦云（SUMaC）的快速紫外线调查，最高分辨率的紫外线（UV）调查麦哲伦云尚未完成。在本文中，我们专注于小麦哲伦云（SMC）。当结合多波长光学和红外观测时，雨燕紫外/光学望远镜上的三个近紫外滤光片有助于测量尘埃消光曲线的形状和2175光年尘埃碰撞的强度。我们将SMC分为紫外检测到的恒星形成区域和大的200”（58 pc）像素，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束年龄，质量和尘埃曲线属性的光谱能量分布模型。我们发现大部分SMC都有一个2175光年的尘埃隆起，东北方向较大，西南方向较小，灭绝曲线普遍比银河系曲线更陡。我们还得出了恒星形成的历史，并发现在6-10万年，30-80万年，和400万年，其中后两个是与以前的工作相一致的恒星形成率的峰值的证据。
2017-01-12 astro-ph.GA
The Origin of the Dust Extinction Curve in Milky Way-like Galaxies
我们开发了一个宇宙学模型的尘埃颗粒在星系的大小分布的演变，以了解银河系尘埃消光曲线的起源。我们的模型认为，形成活跃的尘埃在演化的恒星，增长的吸积和凝聚，并通过粉碎，溅射和astration在ISM的星系在宇宙时间的破坏过程。我们的主要结果如下。在我们的宇宙学模型中，质量与银河系z~0相当的银河系表现出各种各样的消光定律，尽管其斜率和碰撞强度与银河系中观察到的范围相当。银河系的祖先有更陡峭的斜坡，只有在$z \approx 1$处才能变平到与银河系相当的斜坡。这归因于后期/高金属含量环境中晶粒生长速率的增加，从而推高了大晶粒与小晶粒的比率，其次依赖于石墨与硅酸盐的比率演变。紫外线的强度主要取决于石墨与硅酸盐的比例，并且在z=3和z=0之间的类MW星系中保持大致恒定，尽管表现出轻微的变化。我们的模型跨越可比区域的颠簸斜率空间的视线在银河系中，虽然有一个缺乏明确的关系模型的斜率和颠簸强度由于小规模波动的颠簸强度。我们的模型自然会产生一些非银河系的类似物的斜率一样陡峭的LMC和SMC的金属贫星系，虽然值得注意的是，平均而言，碰撞强度太大时，麦哲伦云相比。这是由于我们同时演化石墨和硅酸盐的粒度分布，这是一个过度简化的事实。我们的模型提供了一个新的框架来研究宇宙时间内星系中尘埃消光曲线的起源和变化。
2020-12-07 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
Variability of the near-infrared extinction curve towards the Galactic centre
由于银河系中心（$A_{V} \sim 30$等）的极端消光，其恒星数量主要在近红外（NIR）区域进行研究。因此，对近红外消光曲线的正确分析对于全面了解星系内部的恒星结构和星族是必要的。我们研究了消光指数（$α_λ$）在近红外线的视线，波长和消光的依赖性。我们使用银河核成像巡天，一个高角分辨率星表（$0.2''$）的银河系内部的$JHK_s$，并研究了消光指数的空间变化。我们还采用了两种独立的基于红团簇星的方法计算了不同波段的消光指数及其随波长的变化。我们没有检测到任何显着的视线或消光变化$α$在核恒星盘的研究区域内。$JH$和$HK_s$之间的消光指数相差$0.19 \pm 0.05$。我们获得了消光指数$α_{JH} = 2.43\pm0.03$和$α_{HK_s} = 2.23\pm0.03$的平均值。消光指数对波长的依赖性可以解释文献中对于$α_λ$获得的差异，因为假定其对于NIR区域是恒定的。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
