Spectroscopic Measurements of the Far-Ultraviolet Dust Attenuation Curve at z~3
我们提出了第一次测量的形状的远紫外（远紫外; λ =950-1500）尘埃衰减曲线在高红移（z~3）。我们的分析使用了933个星系在z~3的静止坐标系紫外光谱，其中121个星系在λ =850-1300 A的波长下进行了非常深的光谱观测（>7小时），用凯克望远镜上的低分辨率成像光谱仪。通过使用迭代的方法，在其中我们计算在连续色过量，E（B-V）的不同箱的复合光谱的比率，我们推导出一个尘埃曲线，这意味着一个较低的衰减，在远紫外线为一个给定的E（B-V）比标准衰减曲线。我们证明，通过假设我们的新衰减曲线，高的HI覆盖率，以及H2的Lyman-Werner带的吸收（覆盖率<20%），可以很好地模拟z~3星系的UV复合光谱。H2相对于HI和尘埃的低覆盖率表明，z~3处典型星系ISM中的大多数尘埃与H2的催化无关，并且与ISM的其他阶段（即，电离和中性气体）。远紫外尘埃曲线意味着一个因素的低尘埃衰减莱曼连续（电离）光子相对于那些推断出最常见的假设衰减曲线L* 星系在z~3。我们的研究结果可以用来评估电离光子在HII区的衰减程度，或者更一般地说，在高红移星系的电离或低柱密度（N（HI）<10^17.2 cm^-2）中性ISM中的衰减程度。
2016-06-01 astro-ph.GA
Are Dusty Galaxies Blue? Insights on UV Attenuation from Dust-Selected Galaxies
银河系的静止坐标系紫外线（UV）特性经常被用来直接推断尘埃遮蔽对恒星形成率测量的影响程度。虽然最近的工作主要集中在校准尘埃衰减在静止帧紫外线波长，本地和高$z$选择的星系，在这里，我们调查尘埃，恒星形成星系（DSFG）选择在远红外波长的衰减。通过结合COSMOS场中0.15- 500 μ m范围内的多波长覆盖，特别是利用{ \it Herschel}成像，以及丰富的本地星系数据集，我们发现了静止帧UV斜率之间关系的经验变化（$β$）和红外-紫外发射比（$L_{\rm IR}/L_{\rm UV}\equiv\,IRX$）作为红外光度或总恒星形成率（SFR）的函数。无论是在本地还是在高$z$，SFR $\gt$ 50\，M $_\odot$ \，yr $^{-1}$以上的星系偏离名义上的$IRX-β$关系，向更蓝的颜色，偏离的因子与它们增加的红外光度成正比。我们还估计污染率的DSFG的高$z$辍学搜索$\ll1$ \%\在$z\lt4-10$，提供独立的验证，污染非常尘土飞扬的前景星系是低的LBG搜索。总的来说，我们的研究结果是一致的物理解释DSFG，例如与$>50$ \，M $_\odot$ \，年$^{-1}$的星系，是占主导地位的所有时代的短命，极端的爆发事件，产生许多年轻的O和B星，主要是，但不完全是，笼罩在厚厚的尘埃茧。DSFG的蓝色静止框架紫外线斜率与$z\sim2$的大…
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AURORA Survey: The Nebular Attenuation Curve of a Galaxy at z=4.41 from Ultraviolet to Near-Infrared Wavelengths
University of Kentucky（肯塔基大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Leiden University（莱顿大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
利用AURORA调查的JWST/NIRSpec观测数据，研究z=4.41星系GOODSN-17940的星云消光曲线形状，发现其消光曲线在长波长处比常见尘埃曲线更陡，且在紫外波段比SMC和Calzetti曲线更浅，且无显著2175Å bump，表明高红移星系的消光曲线不能简单用常见模型描述。
2026-05-19 astro-ph.GA
Mapping Dust Attenuation at Kiloparsec Scales. II. Attenuation Curves from Near-Ultraviolet to Near-Infrared
本文利用 MaNGA、Swift/UVOT 与 2MASS 数据分析91个近邻星系的2487个空间像素，给出从 NUV 到 NIR 的分辨衰减曲线，证明尘埃衰减主要由 kpc 尺度局地过程决定。
2025-03-18 astro-ph.GA
A minimal empirical model for the cosmic far-infrared background anisotropies
宇宙远红外背景（CFIRB）探测宇宙时间内未解决的尘埃恒星形成星系，并补充星系演化的紫外和光学观测。在这项工作中，我们解释所观察到的CFIRB各向异性使用经验模型的基础上解决星系在紫外和光学调查。我们的模型包括恒星质量函数，恒星形成的主要序列，和尘埃衰减。我们发现，通常使用的线性Kennicutt红外光度和恒星形成率之间的关系overproduces所观察到的CFIRB振幅。观测到的CFIRB要求低质量星系的红外光度比Kennicutt关系预期的要低，这意味着低质量星系的尘埃含量更低，尘埃衰减更弱。我们的研究结果表明，CFIRB不仅提供了一个严格的一致性检查星系演化模型，但也限制了低质量星系的尘埃含量。
2017-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Inclination-dependent Attenuation on Ultraviolet Star Formation Rate Tracers
我们研究并量化混合动力（例如，UV+IR）恒星形成率（SFR）估算值和$A_{\rm FUV}$ - $β$关系依赖于盘主导星系的倾角，使用光谱能量分布模型，利用Doore等人描述的倾角相关衰减曲线。来自坎德尔场的占主导地位的星系和来自斯皮策红外近星系巡天的18个盘星系以及对近星系的关键见解：用赫歇尔样品进行远红外巡天。我们发现，无论是混合SFR估计和$A_{\rm FUV}$ - $β$的关系提出了明确的依赖于倾斜。为了量化这种依赖性的混合SFR估计，我们推导出的倾斜度和远紫外和近红外颜色依赖的参数关系转换成SFR观测到的紫外和红外光度。对于$A_{\rm FUV}$ - $β$关系，我们引入了一个倾角依赖分量，该分量占倾角依赖的大部分，并且关系的分散度随着倾角的增加而增加。然后，我们比较这两个依赖于倾斜的关系，在文献中发现类似的独立于倾斜的关系。从这个比较中，我们发现，UV+IR校正因子和$A_{\rm FUV}$对于我们的混合和$A_{\rm FUV}$ - $β$关系，分别导致我们的样品的残余散射减少约2倍。因此，我们证明，倾斜必须考虑在混合SFR估计和$A_{\rm FUV}$ - $β$关系，以产生更准确的SFR估计在磁盘为主的星系。
2022-05-31 astro-ph.GA
Dust contribution to the panchromatic galaxy emission
我们已经开发了一个管道称为\mentari产生远紫外远红外光谱能量分布（SED）的星系从\dustysage半解析星系形成模型（SAM）。\dustysage在星系形成的基本成分之上直接结合了与尘埃有关的过程，如气体的进入、冷却、恒星的形成、反馈和合并。我们从\dustysage中计算的尘埃特性中推导出一个物理上有动机的衰减模型，因此每个星系都有一组自洽的衰减参数，这些参数是基于星系组装历史中发生的复杂尘埃物理学。然后，我们探索了几个尘埃发射模板，以产生红外光谱。我们的研究结果表明，一个物理动机的衰减模型是更好地获得一致的多波长描述的星系形成和演化，相比，使用一个常数衰减。我们将我们的预测与观察结果进行比较，发现基准模型与以下结果合理一致：（i）观测到的$z=0$光度函数同时从远紫外到远红外，因此（ii）在同一范围内的局部宇宙SED，（iii）横跨$0 < z < 3$的静止坐标系K带光度函数，以及（iv）横跨$0 < z < 1$的静止坐标系远紫外光度函数。我们的模型低估了$z=2$和$z=3$的远紫外辐射，这可以通过改变活动星系核反馈和\dustysage中的尘埃过程来改善。然而，这种组合因此恶化了在$z=0$的协议，这表明需要更详细的处理这些过程。
2022-12-12 astro-ph.GA
Spatial disconnection between stellar and dust emissions: the test of the Antennae Galaxies (Arp 244)
阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）的尘埃丰富的高红移星系，其冷尘埃的排放是空间断开的紫外线发射的检测承担了一个挑战，模拟他们的光谱能量分布（SED）与代码的基础上的恒星和尘埃成分之间的能量预算。我们测试的有效性附近的解决星系的能量平衡建模有很大不同的紫外线和红外线的空间分布，并推断哪些信息可以可靠地从全光谱能量分布的分析检索。我们使用了15幅从远紫外到远红外的宽波段图像，将Arp 244划分为58个平方~1 kpc的$^2$区域。我们用CIGALE拟合数据，以确定每个区域的恒星形成率，恒星质量和尘埃衰减。我们比较这些数量的58个地区的Arp 244作为一个整体，并发现这两个估计是一致的一个西格玛。我们提出了这些物理参数的空间分布，以及在整个银河系的衰减曲线的形状。我们还观察到一个平坦的衰减曲线，增加衰减和灰尘表面密度与流体动力学模拟加上辐射转移建模的预测。
2022-07-16 astro-ph.GA
The average dust attenuation curve at z~1.3 based on HST grism surveys
我们提出的第一个特征的平均尘埃衰减曲线在$z\sim1.3$结合静止帧紫外线通过近红外光度与巴耳末减量（$\mathrm{H}α$ / $\mathrm{H}β$）的约束$\sim$ 900星系与$8\lesssim\log (M_\star /M_\odot)<10.2$在$0.75<z<1.5$在HST WFC 3红外光谱平行（WISP）和3D-HST棱镜调查。使用星系在SDSS中，我们建立的（$\mathrm{H}α$ +[NII]）/[OIII]线比和恒星质量是很好的代理巴耳末递减低光谱分辨率棱镜数据时，只有上限$\mathrm{H}β$可用和/或$\mathrm{H}α$与[NII]混合。$z\sim1.3$衰减曲线（$A(0.15μm)/A(V)=3.15$）的斜率及其归一化（$R_V=3.26$）位于用类似方法得出的$z=0$和$z\sim2$尘埃衰减曲线的值之间。这为恒星形成星系的平均尘埃衰减曲线随红移的连续演化提供了有力的证据。$z\sim1.3$曲线有一个温和的2175 °特征（隆起振幅，$E_b=0.83$ ; $\sim$是MW消光曲线的25%），这与$0<z\lesssim3$的其他几项研究相当，并表明这个特征的平均强度可能不会随着红移而显著变化。我们开发的方法，以限制灰尘衰减HST棱镜数据可以应用到未来的棱镜调查与JWST，欧几里得，和Euclid。这些…
2022-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation outside galaxies undergoing gravitational and hydrodynamic interactions: Dust attenuation and the star formation rate
Department of Physics, N.S.S. College, Pandalam (Affiliated to University of Kerala), Kerala 689501, India（N.S.S.学院物理系）；University Observatory, LMU Faculty of Physics, Scheinerstrasse 1, 81679 Munich, Germany（慕尼黑大学物理学院天文台）；INAF-Astronomical Observatory of Padova, vicolo dell’Osservatorio 5 35122 Padova, Italy（帕多瓦天文台）；Indian Institute of Astrophysics, Bangalore 560034, India（印度天体物理研究所）；School of Pure and Applied Physics, Mahatma Gandhi University, Kottayam, Kerala 686560, India（马哈拉施特拉甘地大学纯与应用物理学院）
研究不同扰动机制对星系外结构尘埃含量和恒星形成的影响，发现尘埃消光和恒星形成率在不同结构中具有相似性。
2026-03-06 astro-ph.GA
An ALMA survey of Sub-millimeter Galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: Physical properties derived from ultraviolet-to-radio modelling
ALESS调查在870 um的扩展Chandra Deep Field South中跟踪了122个亚毫米源的样本，允许将亚毫米星系（SMG）的位置精确到0.3“，并在不同波长下找到它们的精确对应物。这使得第一次汇编的多波长光谱能量分布（SED）的统计可靠的调查SMG。在本文中，我们提出了一个新的校准的MAGPHYS建模代码，优化，以适应这些紫外线到无线电SED的z>1恒星形成的星系使用能量平衡技术连接发射从恒星星族，尘埃衰减和尘埃排放在物理上一致的方式。我们从统计和物理上得到可靠的测光红移和物理参数的ALESS SMG的估计。我们发现它们具有中等恒星质量$M_\ast=(8.9\pm0.1)\times10^{10} M_\odot$，SFR $=280\pm70 M_\odot$ /yr，总V波段尘埃衰减$A_V=1.9\pm0.2$ mag，尘埃质量$M_\rm{dust}=(5.6\pm1.0)\times10^8 M_\odot$，平均尘埃温度T dust ~40 K。ALESS SMG的平均固有SED类似于当地ULIRG在IR范围内的，但我们的平均SMG的恒星发射更亮，更蓝，表明较低的尘埃衰减，可能是因为它们更扩展。我们探索了平均SED如何随不同参数而变化，并提供了一组新的SMG模板。为了把ALESS SMG的背景下，我们比较它们的恒星质量和SFR与那些不太活跃的恒星形成…
2015-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
NEP-AKARI: Evolution with redshift of dust attenuation in 8 micron selected galaxies
我们在NEP-AKARI场中建立了一个8 μ m的选定星系样本，定义了4个红移仓，AKARI的4个波段分别为11、15、18和24 μ m（0.15<z<0.49、0.75<z<1.34、1.34<z<1.7和1.7<z<2.05）。我们的样本包含4079个源，其中599个源可以用Herschel/PACS安全地检测到。此外，添加紫外线（UV）数据从GALEX，我们拟合光谱能量分布的物理动机代码CIGALE提取的恒星形成率，恒星质量，尘埃衰减和活动星系核的贡献，总红外光度（L_{IR}）。我们讨论了所采用的衰减曲线和波长覆盖的影响，以估计这些物理参数。我们主要研究了在不同的红移仓中光度接近特征L_{IR} ^* 的星系，研究了这些星系中尘埃衰减随红移的演化。
2017-10-03 astro-ph.GA
Deep Swift/UVOT Observations of GOODS-N and the Evolution of the Ultraviolet Luminosity Function at 0.2<z<1.2
本文利用 Swift/UVOT 对深场 GOODS-N 的近紫外观测构建星系目录，计算了紫外星系计数、光度函数及其随红移的演化，并分析了恒星形成率密度及尘埃衰减校正的影响。
2024-12-18 astro-ph.GA
Dust attenuation, dust emission, and dust temperature in galaxies at z>=5: a view from the FIRE-2 simulations
我们提出了一套34个高分辨率的宇宙学放大模拟，包括数千个晕到M_halo~10^12 M_sun（M_star~10^10.5 M_sun）在z>=5的反馈在现实环境中的项目。我们后处理我们的模拟与三维Monte Carlo尘埃辐射转移代码研究这些模拟z>=5星系内的尘埃消光，尘埃排放和尘埃温度。我们的样本形成了红外过量（IRX=F_IR/F_UV）和紫外（UV）-连续斜率（beta_UV）之间的紧密相关性，尽管在我们的模拟中显示了斑块状，clusified尘埃几何形状。我们发现IRX-beta_UV关系主要由消光曲线的形状决定，并且与其归一化（由尘气比设定）无关。红外辐射热光度（L_IR）与过去1000万年的内禀紫外光度和恒星形成率（SFR）相关。我们预测，在给定的LIR，尘埃光谱能量分布的峰值波长z>=5的星系是由一个因素2（由于较高的尘埃温度平均）比在z=0。更高的尘埃温度是由更高的比SFR和SFR表面密度随着红移的增加而驱动的。我们推导出星系紫外光度函数（LFs）在z=5-10从我们的模拟，并确认，需要一个沉重的衰减再现所观察到的亮端UVLF。我们还预测了在z=5-10的IRLF和UV光度密度。我们讨论了我们的研究结果对当前和未来的观测探测尘埃衰减和发射z>=5星系的影响。
2019-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the dust attenuation properties on resolved scales in NGC628 with SWIFT UVOT data
如果我们想在全球和局部尺度上可靠地测量星系的物理特性，那么了解星系之间和星系内部的尘埃衰减规律是如何变化的是一个关键问题。为了阐明这个问题，我们提出了一个详细的研究在附近的螺旋星系NGC 628在325秒差距的空间尺度的衰减规律的斜率和颠簸强度。为此，我们使用最先进的SED拟合代码CIGALE对从紫外线（UV）到红外线（IR）的广泛多波长数据集进行了建模，其中包括SWIFT UVOT数据，我们为此开发了一个新的优化还原管道。我们发现，NGC 628的中值尘埃衰减曲线相当陡峭，但不如SMC曲线陡峭，并且具有亚MW型UV隆起。我们观察到星系内有趣的变化，高$A_V$的区域呈现出较浅的衰减曲线。我们认为，平坦的曲线是由于在较高的$A_V$的吸收-散射事件的主导地位。未发现凸块强度与IRAC 8.0微米发射之间的趋势。然而，这并不一定排除多环芳烃是紫外线凸块的主要贡献者。
2019-03-15 astro-ph.GA
Spatially Resolved Star Formation Rate and Dust Attenuation of Nearby Galaxies from CALIFA, GALEX, and WISE Data
基于 CALIFA、GALEX 和 WISE 数据，研究 74 个邻近星系在千秒差距尺度的恒星形成率与尘埃消光，提出随 sSFR 变化的混合 SFR 校准方法，并揭示差异消光与 SFR 面密度及 sSFR 的相关性。
2025-04-28 astro-ph.GA
A Theory for the Variation of Dust Attenuation Laws in Galaxies
在本文中，我们提供了一个物理模型的起源变化的形状和碰撞强度的尘埃衰减规律的星系相结合的宇宙学“放大”的星系形成模拟与三维Monte Carlo尘埃辐射转移计算。我们模拟的星系超过3个数量级的恒星质量，从银河系一样的系统，通过大规模的星系在高红移。至关重要的是，对于这些计算，我们采用了一个恒定的基本尘埃消光定律在所有情况下，并检查几何形状和辐射转移效应的作用如何影响所得的衰减曲线。我们的主要结果如下。尽管我们使用了恒定的尘埃消光曲线，但我们发现推导出的衰减定律存在显着变化。归一化衰减定律的斜率主要取决于星尘几何形状的复杂性。增加未被遮蔽的年轻恒星的比例使归一化曲线变平，而增加未被遮蔽的老恒星的比例使曲线变陡。与我们的模型衰减定律的斜率类似，我们发现2175埃紫外线（UV）碰撞强度的剧烈变化，包括几乎没有碰撞的曲线子集。在我们的模型中，这些凹凸强度主要受未被遮挡的O型和B型恒星的影响，散射光的影响只有次要影响。总之，这些结果导致衰减曲线斜率和2175埃凸块强度之间的自然关系。最后，我们将这些结果应用到25 Mpc/h箱宇宙流体动力学模拟，以模拟预期的色散在整数红移从z=0-6的衰减规律。一个显着的色散预计在低红移，并减少向z=6。我们提供了所有红移下最佳拟合中值衰减曲线的列表结果。
2018-05-17 astro-ph.GA
Geometry effects on dust attenuation curves with different grain sources at high redshift
尘埃已经在高红移（$z>5$）星系中被探测到，但它的起源仍然存在争议。高红移星系中的尘埃产生可能主要是由恒星产生或由星际介质中的吸积（尘埃生长）所控制。先前的研究表明，这两个尘埃源预测不同的粒度分布，这导致显着不同的消光曲线。本文通过辐射转移计算，研究了消光曲线的差异对星系尘埃衰减特性的影响。为了研究尘埃-恒星分布几何的主要影响，我们采用了两种具有代表性的情况下，在球对称性：良好的混合几何（恒星和尘埃均匀混合）和两层几何（年轻的恒星更集中在中心）。在这两种情况下，我们证实，衰减曲线可以急剧陡峭的散射和不同的光学深度之间的年轻和年老的恒星星族，并可以平坦的存在的未遮挡的恒星星族。即使消光曲线非常不同，我们也可以重现类似的衰减曲线。因此，我们得出结论，这是很难区分的灰尘源，只有衰减曲线。然而，如果我们包括尘埃排放的信息，并绘制IRX（红外过量）- $β$（紫外光谱斜率）关系，不同的尘埃源预测不同的位置在IRX- $β$图。如果尘埃增长是主要的尘埃来源，则在类似的IRX下，更大的$β$是优选的。
2021-09-07 astro-ph.GA
Accurately predicting the escape fraction of ionizing photons using restframe ultraviolet absorption lines
逃离高红移星系的电离光子的比例敏感地决定了星系是否再电离了早期宇宙。然而，这种逃逸分数不能从高红移星系中测量，因为星系际介质的不透明度在高红移时很大。如果没有方法来间接测量高红移星系的逃逸分数，我们就不太可能知道是什么使宇宙再电离。在这里，我们分析了远紫外（UV）H I（莱曼系）和低电离金属吸收线的九个低红移，确认莱曼连续发射星系。我们使用的H I覆盖分数，列密度，和尘埃衰减在一个配套文件中测量预测电离光子的逃逸分数。我们发现良好的协议之间的预测和观察到的莱曼连续逃逸分数（$1.4σ$内）使用H I和ISM吸收线。电离光子通过H I中的孔逃逸，但我们表明，尘埃衰减减少了逃逸星系的光子的比例。这意味着平均高红移星系可能比低红移星系发射更多的电离光子。另外两种间接方法准确地预测逃逸分数：Ly $α$逃逸分数和光学[O III]/[O II]通量比。我们使用这些间接的方法来预测的逃逸分数的样本21个星系的静止帧紫外光谱，但没有莱曼连续观测。这些星系中的许多都有低逃逸分数（$f_{\rm esc} \le 1$ \%），但11个有逃逸分数$>1$ \%。这里介绍的方法将测量高红移星系的逃逸分数，使未来的望远镜能够确定恒星形成星系是否使早期宇宙再电离。
2018-04-04 astro-ph.GA
The star formation rate cookbook at 1 < z < 3: Extinction-corrected relations for UV & [OII]λ3727 luminosities
我们使用GMASS巡天中286个1<z<3的恒星形成星系的光谱样本来研究不同的恒星形成率（SFR）估计。红外（IR）数据用于推导经验校准，以校正紫外（UV）和[OII]λ3727光度，用于尘埃消光和尘埃校正的SFR估计。在选择过程中，我们充分利用现有的光谱信息。基于三个连续谱指数，我们能够识别和排除样本星系中的老恒星星族可能会带来不可忽略的贡献，红外光度（LIR）和连续红化。使用斯皮策-MIPS和赫歇尔-PACS数据，我们得出三分之二的样本的LIR。LIR/LUV比被用作有效衰减（AIRX）的探针，以搜索与连续谱和光谱特征的相关性。对我们的样品测试了AIRX和UV连续斜率（β）之间的关系，发现在相同的红移下与文献结果基本一致，尽管相对于UV选择的样品具有更大的色散。我们发现[OII]λ3727谱线的静止帧等效宽度（EW）与β之间存在相关性，这是本工作的主要结果。因此，我们提出[OII]λ3727线EW作为尘埃衰减探针，并通过AIRX对其进行校准，尽管仍然需要假设红化曲线来推导[OII]λ3727线的实际衰减。我们测试了对恒星连续谱和星云辐射的差分衰减问题：我们的结果符合传统的对星云谱线的额外衰减的规定。提供了一组关系，允许从UV和[OII]λ3727光度恢复总的未衰减SFR。（节录）
2015-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting the IRX - $β$ dust attenuation relation: exploring the physical origin of observed variations in galaxies
使用紫外线（UV）辐射作为星系恒星形成率（SFR）的示踪剂受到尘埃遮蔽的阻碍。UV斜率$β$与远红外和UV光度之比IRX之间的经验关系通常用于解释遮蔽的UV发射。我们提出了一个简单的模型，探讨在IRX - $β$尘埃衰减关系的变化的物理起源。相对于NUV衰减，FUV衰减的相对增加和恒星星族年龄的增加导致固定IRX的红UV斜率的变化。尘埃几何效应（湍流、有孔的尘埃屏、尘埃屏内恒星的混合、双组分尘埃模型）导致了蓝色紫外线斜率的变化。对紫外光谱的光度采样不佳会造成额外的观测变化。我们提供了一个解析近似的IRX - $β$关系调用一个子集的探索物理过程（尘埃类型，恒星星族年龄，湍流）。我们讨论了观测到的变化的IRX - $β$关系的本地（亚星系尺度）和高红移（正常和尘埃恒星形成星系，星系在再电离时代）的背景下，在我们的模型中探索的物理过程。高空间分辨率成像的紫外和亚毫米辐射的星系可以约束IRX - $β$尘埃衰减关系的不同星系类型在不同的时代，不同的过程导致的变化可能占主导地位。这些限制将允许使用的IRX - $β$关系估计星系的内禀SFR，尽管缺乏一个普遍的关系。
2017-08-22 astro-ph.GA
Effects of dust sources on dust attenuation properties in IllustrisTNG galaxies at $z\sim 7$
来自高红移星系的尘埃辐射为我们提供了早期宇宙尘埃起源和演化的线索。以前的研究表明，不同的尘埃来源（恒星尘埃生产和尘埃在稠密的云增长）预测不同的紫外线（UV）消光曲线的星系在$z\sim 7$，但观察到的衰减曲线强烈依赖于尘埃和恒星分布的几何形状。因此，我们进行辐射转移计算下的尘埃星的几何形状计算的宇宙流体动力学模拟（IllustrisTNG）。这有助于研究根据“现实”几何形状预测的尘埃衰减曲线。在$z\sim 7$中，我们选择了具有恒星质量和恒星形成速率的莱曼破裂星系。我们发现，在大多数星系的衰减曲线是非常不同的原始消光曲线。这使得很难从观测到的衰减曲线中约束主要的尘埃源。我们进一步包括红外尘埃排放的分析和绘制红外过量（IRX）-紫外光谱斜率（$β$）图。我们发现，不同的尘埃源导致不同的IRX- $β$关系的模拟星系。特别是，如果尘埃生长是尘埃的主要来源，尘埃-金属比的变化会导致IRX- $β$图中IRX更小的更长的序列。因此，综合分析尘埃和金属的丰度、紫外线斜率和尘埃排放，可以为宇宙中占主导地位的尘埃源提供线索。
2022-12-09 astro-ph.GA
Dusty galaxies and the degeneracy between their dust distributions and the attenuation formula
星系中尘埃颗粒的空间分布是否像恒星的空间分布一样具有典型的形式？我们调查的分布是否类似于均匀的前景屏幕，通常假设的高红移星系社区。我们使用静止帧红外，紫外和H $α$线光度的尘埃贫和尘埃星系在z ~ 0和z ~ 1比较测量的H $α$逃逸分数与预测的Calzetti衰减公式。的预测，紫外逃逸分数的基础上，高估了测量的H $α$逃逸分数的所有样品。对贫尘z ~ 0星系的这一结果的解释是，有电离恒星的区域比有非电离紫外辐射恒星的区域有更多的尘埃。这些星系的尘埃分布是不均匀的。尘埃星系在两个红移上的高估解释还不太清楚。如果衰减公式不适用于这些星系，也许这些分歧是非物理的;也许这些星系中的尘埃分布是均匀的。如果衰减公式确实适用，那么尘埃星系的尘埃分布是不均匀的;这种分布比缺乏尘埃的星系更均匀。z ~ 1尘埃星系在给定UV逃逸分数下的H $α$逃逸分数范围很广，如果是真的，则表明尘埃形态多样，屏假设不可信。
2015-07-02 astro-ph.GA
He II Emission from Wolf-Rayet Stars as a Tool for Measuring Dust Reddening
我们校准了一种测量恒星形成星系中尘埃衰减的技术。该技术利用沃尔夫-拉叶星的星风线，这是广泛观察到的星系光谱。He II 1640和4686的特征是复合线，其比例在很大程度上由原子物理学决定。因此，它们可以作为恒星尘埃探测器，就像巴耳末线被用作星云探测器一样。我们测量了银河系和大麦云云中97颗沃尔夫-拉叶星的He II 1640谱线强度。红化校正通量遵循紧密的相关性与固定的比率为7.76的He II 1640至4686线比。尘埃衰减降低了这个比率。我们提供了恒星E（B-V）和几个衰减规律的观测线比之间的关系。结合这种技术与使用的星云巴耳末衰减允许的恒星和星云尘埃衰减星系的测定，并可以探测其在不同的恒星年龄和质量制度的影响，独立于初始质量函数和恒星形成的历史。我们推导出尘埃红化的He II线通量，并将其与Balmer衰减和两个恒星形成星系中紫外线连续谱斜率的红化进行了比较。这三种方法产生的粉尘衰减在误差范围内一致。未来的应用，这种技术允许研究的恒星尘埃衰减相比，星云衰减在一个有代表性的星系样本。
2019-09-16 astro-ph.GA
An empirical derivation of the average dust attenuation law at 2<z<7
Università di Padova（帕多瓦大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家技术研究委员会-国家航空航天技术研究所天体生物学中心）；University of Southampton（南安普顿大学）
本研究利用JWST数据推导了2<z<7范围内恒星形成星系的平均尘埃消光定律，发现其与本地恒星burst关系一致，但紫外区更平坦，且未发现2175A紫外 bump。
2026-10-21 astro-ph.GA
Measuring Dust Attenuation Curves of SINGS/KINGFISH Galaxies Using Swift/UVOT Photometry
本文利用 Swift/UVOT 测光结合档案数据，通过 MCSED 拟合不同恒星形成历史参数化方案，研究 SINGS/KINGFISH 近邻星系的尘埃衰减曲线，发现指数 SFH 导致最浅衰减曲线，且 UVOT 数据会系统性降低鼓包强度。
2023-05-09 astro-ph.GA
Differential attenuation in star-forming galaxies at 0.3 $\lesssim$ $z$ $\lesssim$ 1.5 in the SHARDS/CANDELS field
我们使用706个星系的样本，选择[OII] $λ$ 3727（[OII]）的发射体在调查高$λ$吸收红色和死源（SHARDS）的CANDELS/GOODS-N领域，研究相对于恒星连续的星云发射的差分衰减。样本只包括在红外和$\mathrm{log}_{10}(M_{*}/\mathrm{M}_{\odot})$ $>$ 9对应的星系，在红移间隔0.3 $\lesssim$ $z$ $\lesssim$ 1.5。我们的方法包括在恒星形成率的比较推断[OII]和H $α$发射线与一个强大的量化的总恒星形成活动（${SFR}_{\mathrm{TOT}}$），这是独立估计的基础上，红外和紫外（UV）光度。我们得到$f$ $=$ $E(B-V)_{\mathrm{stellar}}$ / $E(B-V)_{\mathrm{nebular}}$ $=$分别为0.69 $^{0.71}_{0.69}$和0.55 $^{0.56}_{0.53}$的[OII]和H $α$。我们得到的$f$因子显示出与紫外线衰减的显著正相关，与恒星质量、$SFR_{\mathrm{TOT}}$、到主序星的距离和红移的趋势较浅或不显著。最后，我们的研究结果有利于平均星云衰减曲线的形状类似于典型的尘埃曲线的地方星爆。
2021-12-03 astro-ph.GA
From the far-ultraviolet to the far-infrared -- galaxy emission at $0\le z \le 10$ in the Shark semi-analytic model
我们结合Shark星系形成的半解析模型和ProSpect光谱能量分布生成软件，在$0\le z\le 10$上研究了星系从远紫外（FUV）到远红外（FIR）的多波长辐射。我们产生了一个物理模型的衰减星系跨宇宙时间相结合的本地宇宙经验关系计算尘埃质量的星系从它们的气体金属丰度和质量，衰减曲线来自星系的辐射传输计算在EAGLE流体动力学模拟套件，和鲨鱼星系的属性。我们能够产生范围广泛的星系，从几乎没有灭绝的$z=8$恒星形成星系，$z=2$亚毫米星系，到$z=0$的正常恒星形成星系和红色序列星系。定量地，我们发现Shark再现了观察到的（i）$z=0$ FUV到FIR，（ii）$0\le z\le 3$静止帧$K$带，和（iii）$0\le z\le 10$静止帧FUV光度函数，（iv）$z\le 8$ UV斜率，（v）FUV到FIR数计数（包括广受争议的850 $μ$ m），（vi）明亮的$850μ$ m星系的红移分布;（vii）从$z=0$到$z=1$的综合宇宙SED达到了前所未有的水平。这是在不需要调用恒星初始质量函数，尘埃-金属质量比或金属富集时间尺度的变化的情况下实现的。我们的模型预测恒星形成的星系盘占主导地位的FUV光学，而隆起占主导地位的近红外在所有的红移。FIR观测到了一个强烈的演化，其中盘在$z\le 1$处占主导地位，而星暴（由星系合并和盘不稳定性触发，均匀混合）在…
2019-08-29 astro-ph.GA
Calibration of hybrid resolved star formation rate recipes based on PHANGS-MUSE H$α$ and H$β$ maps
绘制星系内的恒星形成率（SFR）是揭示星系组装和演化的关键。校准存在计算SFR从紫外和红外波段的组合星系作为综合系统，但其适用性亚银河（千秒差距）尺度仍然在很大程度上未经测试。在这里，我们使用积分场光谱的19个附近（$D <$ 20兆秒差距）星系获得的PHANGS-MUSE获得准确的巴耳末减量（H $α$ /H $β$）和衰减校正的H $α$地图。我们结合这些信息与中红外地图从WISE在22 $\rm μm$，和紫外线地图从GALEX在远紫外波段，获得SFR表面密度在附近的星系上解决（千秒差距）的尺度。使用H $α$衰减校正的SFR作为参考，我们发现，从文献中的混合配方高估了SFR在低SFR表面密度，低比恒星形成率（sSFR），低衰减和老恒星年龄的地区。我们将这些趋势归因于古老的恒星星族（红外卷云）对尘埃的加热。我们校准这种效果，提出函数形式的系数在前面的IR项，这取决于频带比敏感的sSFR。这些校准证明是可靠的，作为物理尺度的函数。特别是，他们同意在10%以内的衰减校正计算的巴耳末减量100 pc规模。尽管小的定量差异，我们的校准也适用于综合星系尺度探测的MANGA调查，虽然有一个更大的散射（高达0.22德克斯）。JWST的观测开启了用云尺度（$\sim$ 100 pc）分辨率的中红外成像校准附近星系中这些关系的可能性。
2022-11-15 astro-ph.GA
Probing star formation and ISM properties using galaxy disk inclination II: Testing typical FUV attenuation corrections out to z$\sim$0.7
我们评估尘埃校正的远紫外（FUV）恒星形成率（SFR）的恒星形成星系的样本在$z\sim0$和$z\sim0.7$，并找到显着的差异，通过校正的基础上紫外线的颜色，从混合中红外（MIR）加FUV的关系，并从辐射转移衰减校正方法。衰减校正方法的性能通过其去除校正的SFR对倾斜的依赖性以及平均返回预期的总体平均SFR的能力来评估。我们发现，结合MIR（休息帧$\sim$ 13 $μ$ m）和FUV光度给出了最倾斜独立的SFR，并减少了固有的SFR散射测试的方法。然而，应用Tuffs等人的基于辐射转移的方法，对FUV SFR进行了修正，该修正与倾角无关，并且与$z\sim0$和$z\sim0.7$处的预期SFR一致。基于UV斜率的SFR校正比测试的其他两种方法执行得更差。对于我们的本地样本，UV斜率方法平均有效，但不能消除倾斜偏差。在$z\sim$ 0.7时，我们发现与原始FUV测量值相比，局部使用的UV斜率校正消除了倾斜依赖性，但不足以校正在$z\sim$ 0.7时观察到的大衰减。
2018-09-12 astro-ph.GA
Rest-frame FUV-to-FIR view of Lyman break galaxies at $z\sim3$: Templates and dust attenuation
这项工作探讨了从统计的角度来看，休息帧远紫外（FUV）远红外（FIR）发射人口的莱曼break星系（LBG）在$z\sim3$，不能单独检测到从目前的FIR观测。我们在COSMOS场中对一个红移为$2.5<z<3.5$的$\sim$ 17000长周期光栅样品进行了叠加分析。样品作为UV光度的函数进行分箱（$L_{\mathrm{FUV}}$），UV连续斜率（$β_{\mathrm{UV}}$）和恒星质量（M $_{*}$），然后，在光学（$BVriz$波段），近红外（$YJHKs$条带），IRAC（3.6、4.5、5.6和8.0 $μ$ m）、MIPS（24 $μ$ m）、PACS（100和160 $μ$ m）、SPIRE（250、350和500 $μ$ m）和AzTEC（1.1 mm）观察。在$z\sim3$上获得了30个静止帧LBG的FUV-to-FIR谱能量分布（SED），并用CIGALE SED拟合分析程序进行了分析。我们能够推导出完全一致的物理参数（M $_{*}$、$β_{\mathrm{UV}}$、$L_{\mathrm{FUV}}$、$L_{\mathrm{IR}}$、A $_{FUV}$、SFR和尘埃衰减定律的斜率），并构建了一个半经验库，其中包含30个静息帧FUV到FIR堆叠的LBG SED作为$L_{\mathrm{FUV}}$、$β_{\mathrm{UV}…
2019-10-11 astro-ph.GA
The Nature of the Second Parameter in the IRX-beta Relation for Local Galaxies
我们提出了一个分析的98个星系的低尘埃含量，从斯皮策本地体积遗产调查，旨在研究之间的关系，紫外线（UV）的颜色，β，和正常的恒星形成星系的尘埃衰减。IRX-beta图将星系中总的尘埃衰减（由远红外线（FIR）与紫外线的比率追踪）与观测到的紫外线颜色（由beta表示）联系起来。以前的研究表明，虽然星暴星系表现出相对紧密的IRX-beta关系，但正常的恒星形成星系则没有，并且对于固定的紫外线颜色，在总红外到远紫外（FUV）光度上有更大的分布。我们研究的作用，年龄的恒星星族扮演的“第二个参数”负责观察到的偏差和恒星形成星系的星爆关系的蔓延。我们根据恒星形成历史（SFH）的两个宽箱：常数和瞬时爆发，模拟每个星系的FUV到FIR光谱能量分布（SED）。我们发现明确的趋势之间的恒星星族的平均年龄估计值（修正FUV/NIR，U-B和EW（H-α））和紫外线的颜色，β的趋势主要是由最好的瞬时爆发人口描述的星系。我们还发现了一个显着的相关性β和直接确定的最佳拟合瞬时模型的平均年龄。正如其他作者已经指出的那样，在恒星形成星系中的紫外线衰减可能无法单独用紫外线颜色恢复，并且受到恒星星族的平均年龄和SFH的高度影响。总的来说，IRX-beta图中的散射与beta的相关性比与垂直距离的相关性更好。
2013-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clues on the history of early-type galaxies from SDSS spectra and GALEX photometry
早期型星系（ETG）的恒星人口研究的基础上，他们的光学恒星连续体表明，这些是静态系统。然而，发射谱线和紫外线光度测定法揭示了不同的人口。我们使用一个新版本的星光光谱合成代码和国家的最先进的恒星种群模型，同时适合SDSS光谱和GALEX测光的3453个星系的样本在$z < 0.1$与$NUV-r > 5$被归类为椭圆星系动物园。我们再现$FUV$的幅度为80%的紫外线上翘星系选择使用的标准从文献中，这表明，额外的恒星人口成分，如双星和极端水平分支恒星可能有一个有限的贡献紫外线上翘。紫外线数据的加入导致恒星平均年龄、金属丰度和衰减的分布变宽。比$1\,$ Gyr年轻的恒星星族需要在我们样本的17%中再现紫外线发射。这些系统占$5<NUV-r<5.5$样本的43%，与我们样本中的其他ETG具有相同的恒星质量范围。具有年轻恒星成分的ETG具有较大的$Hα$等效宽度（$W_{Hα}$）和较大的尘埃衰减。发射线比和$W_{Hα}$表明，这些系统中的电离源是年轻和年老恒星星族的混合物。它们年轻的恒星星族是贫金属的，特别是对于大质量星系，这表明最近的恒星形成与外部过程（如小合并）引发的复兴事件有关。
2020-07-30 astro-ph.GA
Mapping Dust Attenuation at Kiloparsec Scales. III. The 2175Å Bump
Tsinghua University（清华大学）；INAF–Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）
该研究结合特定目录与成像绘制附近星系千秒差距尺度下的2175埃吸收峰，用两种互补方法估计，比较吸收峰强度与多种诊断，发现其与多种因素的关系，支持2175埃载体的局部辐射场处理。
2026-10-30 astro-ph.GA
The ALPINE-ALMA [CII] survey: Dust attenuation properties and obscured star formation at z~4.4-5.8
我们目前的尘埃衰减光谱证实的恒星形成星系的主要序列在红移~4.4-5.8。我们的分析是基于阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）早期大型研究计划（ALPINE）在静止坐标系158μm处对118个星系的远红外连续观测。研究了紫外光谱斜率（$β$）、恒星质量（M *）和红外过剩（IRX=L_IR/L_UV）之间的关系。23个星系在连续统中以>3.5 sigma的显著性被单独检测到。我们使用检测和非检测进行叠加分析，以研究z~4.4-5.8处的平均尘埃衰减特性。单个的探测和叠加表明，在z~5处的IRX- $β$关系与通常在较低红移（z<4）处发现的更陡的尘埃衰减曲线相一致。衰减曲线与小麦哲伦云（SMC）的消光曲线相似，甚至更陡。IRX- $β$关系的这种系统性变化作为红移的函数，表明尘埃衰减特性在z>4时的演化。同样，我们发现，我们的星系有较低的IRX值，平均高达1dex，在一个固定的质量相比，以前研究的IRX-M_* 关系在z<4，虽然有显着的散射。这意味着在较低的红移下，恒星形成的遮蔽部分较低。我们的研究结果表明，在z>4的紫外选择的恒星形成星系的尘埃特性的特点是：（i）一个陡峭的衰减曲线比在z<4，和（ii）一个快速减少的尘埃遮蔽的恒星形成部分作为红移的函数。然而，即使在这个紫外选择的样本中，z~5-6的大质量星系（log M_*/ $M_\odot$ >10）已经显示出~ 45%的恒…
2020-10-07 astro-ph.GA
Spatially resolved star formation and dust attenuation in Mrk848: Comparison of the integral field spectra and the UV-to-IR SED
我们研究了星系合并Mrk 848中的恒星形成历史和尘埃衰减。得益于从紫外（UV）到红外（IR）的多波长光度学和MaNGA的积分场光谱学，我们能够详细研究这种合并。我们将整个合并过程分为核心区和尾部区，并分别对各个区域的光谱和多波段光谱能量分布（SED）进行拟合，得到了各个区域的恒星形成特性。我们发现，在星系$E(B-V)_s^{SED}$测量的多波段SED拟合的颜色过剩的恒星是一致的，从红外过剩（红外与紫外光通量的比率）和从紫外连续光谱的斜率估计。此外，$E(B-V)_s^{SED}$的可靠性进行了检查与一组模拟SED，表明尘埃衰减的恒星可以很好地约束紫外到红外宽带SED拟合。由光学连续谱$E(B-V)_s^{spec}$得到的尘埃衰减只有$E(B-V)_s^{SED}$的一半左右。从巴耳末减量获得的$E(B-V)_s^{spec}$与$E(B-V)_g$的比率与局部值（约0.5）一致。从紫外到红外数据和光学数据的结果之间的差异是一致的图片，年轻的恒星星族被衰减的额外的尘埃成分从出生云相比，老恒星星族，这是只衰减的弥漫尘埃。通过紫外-红外光谱拟合和光谱拟合，我们发现在两个核心区域中的一个区域存在一个年龄小于100~Myr的星暴，这与相互作用引起的气体流入能够促进星系中心恒星形成的假设相一致。
2018-01-15 astro-ph.GA
Active galactic nucleus feedback in NGC 3982
来自超大质量黑洞的能量反馈可以影响星系中心的恒星形成。结合紫外成像和光学积分场单元数据，可以在星系中寻找活动星系核（AGN）影响恒星形成的观测证据。紫外线通量直接跟踪最近的恒星形成，和积分场单元数据可以揭示尘埃衰减，气体电离机制，和气体运动学从星系盘的中心区域。对NGC 3982的初步研究显示，该星系中心区域的恒星形成受到抑制，这可能是由于活动星系核的负反馈，而外部区域的恒星形成则增强了。NGC 3982的例子可能是活动星系核反馈作用在塞弗特星系中的观测证据。
2022-11-11 astro-ph.GA
The PHANGS-AstroSat Atlas of Nearby Star Forming Galaxies
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Calgary（卡尔加里大学）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）；INAF — Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高级研究院）
该研究展示PHANGS-AstroSat图集，含31个附近恒星形成星系紫外图像。通过与GALEX观测比较等方法，发现候选扩展紫外盘，测量紫外发射聚集等，增强多波长覆盖，加深对恒星形成星系消光的理解。
2026-07-14 astro-ph.GA
Investigation of dust attenuation and star formation activity in galaxies hosting GRBs
伽马射线暴宿主（GRBH）是研究尘埃消光特性及其对遥远星系整体辐射影响的理想目标。在GRB余辉视线上测量了尘埃消光曲线，并通过对宿主星系光谱能量分布（SED）的分析，获得了尘埃对恒星光的全球衰减。我们选择了一个样本的30 GRB的消光曲线沿GRB余辉视线（l.o.s）的测量在休息帧紫外线（UV）的光学和我们分析的消光曲线作为宿主星系属性的函数的属性。从这30个伽玛暴中，我们选择了7个GRBH具有良好的休息帧UV近红外光谱覆盖的主机。通过用CIGALE SED拟合代码拟合GRBH样品的SED来导出衰减曲线。利用H $_α$光度计计算了不同的恒星形成历史，并得到了恒星形成率（SFR）。最熄灭的GRB优先在更大质量的宿主中发现，并且UV隆起优先在最熄灭的GRB l.o.s.中发现。七个宿主星系中有五个最适合最近的恒星形成爆发，导致恒星质量估计比以前发现的要低。宿主星系中的平均衰减约为GRB l.o.s.消光量的70%。我们发现GRBH的衰减曲线有很大的变化，紫外线的斜率可以与消光曲线的斜率相似，甚至更平坦，甚至更陡峭。我们发现，平坦（陡峭）的衰减曲线中发现的最高（最低）SFR和恒星质量的星系。我们的结果与辐射转移模拟的比较导致一个非常clupholism一半的GRBH和各种尘埃星的几何形状的样品的第二个一半的尘埃和恒星的均匀分布。
2018-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the connection between ultraviolet and infrared galaxy populations across cosmic times
使用唯象的方法，我们自洽模型的红移演化的紫外（UV）和红外（IR）的光度函数在宇宙时间，以及一系列的观察到的红外特性的UV选择的星系人口。这个模型是2SFM（2 star-formation modes）形式主义的延伸，它是基于观测到的恒星形成星系的“主序列”，即恒星质量和恒星形成率（SFR）之间的强相关性，以及恒星形成过量的次级星爆。来自年轻大质量恒星的紫外光和尘埃再处理后的红外辐射之间的平衡是根据衰减（下文中红外过量的IRX）和恒星质量之间的经验关系建模的，假设在这个关系附近的散射为0.4x。我们得到了一个很好的整体协议与测量的红外光度函数z~3和紫外光度函数z~6，并表明，散射的IRX-M关系是强制性的再现这些可观的。我们还自然地再现了在L $_{\rm UV}>$ 10 $^{9.5}$ L $_\odot$处观察到的平均IRX和UV光度之间的平坦关系。最后，我们进行预测的UV属性和IR选定的样品的可探测性，反之亦然，并讨论在未来十年的UV静止帧和亚毫米调查的背景下的结果。
2014-05-06 astro-ph.GA
Two categories of UV-upturn galaxies revealed by semi-analytic models
基于半解析模型GABE，发现紫外上翘星系分为年老富金属淬灭椭圆星系和年轻尘埃恒星形成星系两类，尘埃消光贡献20%-60%，双星形成通道偏好高金属丰度。
2025-06-04 astro-ph.GA
GAMA/H-ATLAS: Common star-formation rate indicators and their dependence on galaxy physical parameters
我们比较常见的恒星形成率（SFR）指标在当地宇宙中的GAMA赤道领域（约160平方英尺）。度），使用GALEX的紫外线光度测定法、H-ATLAS的远红外线和亚毫米光度测定法以及GAMA调查的Halpha光谱法。高品质的745个星系（中位红移0.08）的样本，我们认为三个SFR示踪剂：UV光度校正的尘埃衰减使用的UV光谱斜率β（SFRUV，corr），Halalpha线光度校正的尘埃使用巴耳末减量（BD）（SFRHalpha，corr），和组合的UV和IR发射（SFRUV+IR）。我们表明，SFRUV，corr可以调和与其他两个示踪剂后，通过校准IRX（即红外线到紫外线的光度比）和衰减的Halpha（来自BD）对β应用衰减校正。然而，β本身不太可能成为可靠的衰减指标。我们发现，衰减校正因子依赖于参数，如恒星质量，z和尘埃温度（TDust），但不是在Halalpha等效宽度（EW）或Sersic指数。由于IRX与β相关性的大分散性，当与SFRUV+IR相比时，β校正的SFRUV，corr表现出作为IRX、BD和Tdust的函数的系统偏差。
2016-07-25 astro-ph.GA
The Evolution of the Galaxy Rest-Frame Ultraviolet Luminosity Function Over the First Two Billion Years
我们提出了一个强大的测量和分析的休息帧紫外（UV）光度函数在z=4-8。我们使用深哈勃空间望远镜成像的CANDELS/GOODS领域，哈勃超深场和1年哈勃前沿场深平行观测。这些巡天观测提供了这一时期0.6-1.2 x 10^6 Mpc^3的有效体积，使我们能够对暗星系（M_UV=-18）和亮星系（M_UV < -21）进行稳健的搜索。我们使用经过良好测试的光度红移技术选择候选星系，并仔细筛选污染物，找到了3.5<z<8.5的7446个星系的样本，其中z~6-8的星系超过1000个。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗分析来测量亮度函数，以测量鲁棒的不确定性。在暗端，我们的结果与以前的研究一致，但我们发现在z>6处有更高丰度的紫外亮星系，在z>5处M* ~-21，与以前基于低红移趋势推断的结果不同。在z=8时，单一幂律提供了与UV光度函数同样良好的拟合，而在z=6和7时，在亮端处的指数截止是适度优选的。我们比较半解析模型，并发现，缺乏M* 的演变是一致的模型，其中尘埃衰减的亮度函数的亮端的影响降低在较高的红移。我们测量了宇宙恒星形成率密度的演化，修正了尘埃衰减，发现它在z>4时下降为（1+z）^（-4.3 +/- 0.5），与z>9时的观测结果一致。我们的观测结果与再电离历史一致，即从z>10开始，在z>6完成，在6.7<z<9.4达到中点（x_HII = 0.5）。最后，我们的观测预测明亮的…
2015-06-06 astro-ph.GA
The ultraviolet luminosity function of star-forming galaxies between redshifts of 0.4 and 0.6
本研究结合XMM-OM与Swift/UVOT的UVM2成像，测量红移0.4–0.6恒星形成星系的1500Å光度函数，并通过剔除活动星系核获得Schechter参数及尘埃衰减趋势。
2025-01-10 astro-ph.GA
Digging into the ultraviolet luminosity functions of galaxies at high redshifts: galaxies evolution, reionization, and cosmological parameters
本文通过构建基于紫外光度函数并含红移依赖恒星形成效率和尘埃消光修正的模型，约束了再电离历史及σ8等宇宙学参数，结果与ΛCDM模型一致。
2024-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Physical properties of strong 1 < z < 3 Balmer and Paschen lines emitters observed with JWST
本研究利用JWST等观测13个红移1–3的Balmer/Paschen线发射体，通过新版CIGALE拟合光谱与测光，评估EWs、恒星模型和衰减曲线对SFR及恒星质量估计的影响。
2024-08-21 astro-ph.GA
Attenuation proxy hidden in surface brightness-colour diagrams. A new strategy for the LSST era
本研究利用SDSS等数据构建仅基于光学信息的远紫外衰减代理AFUVp，可快速估算缺紫外/红外数据的星系恒星形成率，精度达0.1 dex以内，适用于LSST时代的大样本星系研究。
2024-02-01 astro-ph.GA
Ultraviolet Emission Lines in Young Low Mass Galaxies at z~2: Physical Properties and Implications for Studies at z>7
我们给出了17个极低质量（M* ~ 2.0 × 10^6 Msun ~ 1.4 × 10^9 Msun）和低光度（M_UV ~ -13.7 ~-19.9）引力透镜星系的深光谱，红移范围为z~1.5 ~ 3.0。深静止帧紫外光谱揭示了大量谱线（NIV]，OIII]，CIV，Si III]，CIII]）的大等效宽度辐射，这在更大质量恒星形成星系的单个光谱中很少见。在17个静止框架等效宽度为13.5埃的低质量恒星形成系统中，有16个发现了CIII]。星云CIV发射存在于最极端的CIII]发射体中，需要能够产生能量超过47.9 eV的光子的实质性成分的电离源。光电离模型支持的图片，即大的等效宽度是由增加的电子温度和增强的电离输出所产生的贫金属气体和恒星，年轻的恒星星族，和大的电离参数。发射线和连续谱SED所暗示的年轻年龄表明，我们样本中的极端发射线正处于恒星形成活动的显著上升阶段。我们样本的低恒星质量，蓝色紫外线颜色和大sSFR与典型的z>6星系相似。考虑到Ly-alpha在z>6星系中的强烈衰减，我们认为CIII]很可能为我们提供最好的探测早期恒星形成星系的地面光谱仪，以及用詹姆斯韦伯太空望远镜确认z>10星系的最有效手段之一。
2014-08-06 astro-ph.GA
The VANDELS survey: the ionizing properties of star-forming galaxies at $3 \leq z \leq 5$ using deep rest-frame ultraviolet spectroscopy
本研究利用VANDELS巡天深紫外光谱，发现低质量、蓝斜率及强Lyα发射星系具有更高电离光子逃逸率和产生效率，表明再电离纪元电离预算可能由暗弱低质量无尘星系主导。
2023-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The IRX-Beta Dust Attenuation Relation in Cosmological Galaxy Formation Simulations
我们利用一系列高分辨率宇宙学变焦模拟的星系形成的光谱能量分布（SED）的紫外（UV）斜率，β和红外光度比（IRX）的星系之间的关系进行了研究。我们采用尘埃辐射转移的计算中，星系中的恒星的SED通过尘埃星际介质传播。我们的主要目标是了解的起源，并在IRX-beta关系的散射;评估简化的恒星星族合成屏幕模型在捕捉的基本物理在IRX-beta关系的有效性;并了解系统偏离典型的本地IRX-beta关系在特定的高红移星系的人口。我们的主要结果如下。银河系中年轻的恒星星族具有相对同空间的紫外和红外发射区，消光曲线类似于或接近于标准的Meurer关系。简化的屏幕模型很好地捕捉到了这种行为。IRX-beta关系中的散射主要受三种影响：（i）由于星系内固有的紫外辐射强度变红，较老的恒星星族使星系的散射低于定义的局部星爆关系：（ii）由于光学上较薄的紫外视线，高z星系中复杂的几何结构使星系的散射趋向于蓝色的紫外线斜率;（iii）浅消光曲线驱动星系向下在IRX-β平面由于降低NUV/FUV消光比。我们使用这些功能的紫外线斜率的星系得到一个拟合关系，合理地崩溃的散射回典型的本地关系。最后，我们利用这些结果发展了对IRX-β平面中两个特别神秘的星系群的位置的理解：z~2-4尘埃恒星形成星系和z>5恒星形成星系。
2017-05-16 astro-ph.GA
Ultraviolet-to-far-infra-red self-consistent analysis of the stellar populations of massive starburst galaxies at intermediate redshifts
详细研究了$0.7<z<1.2$上111个大质量（$\log(M_{\star}/\mathrm{M}_\odot) \ge 10)$）尘埃星暴（$SFR/SFR_\mathrm{MS}>2$）星系的恒星星族的性质。为此，我们使用自洽的方法，分析紫外到红外宽带观测的恒星光和尘埃再发射与能量平衡技术。我们发现，我们的星爆星系的排放可以被解释为最近的恒星形成插曲叠加在一个更进化的恒星人口。平均而言，爆发的年龄是$\sim 80$ Myr和它的衰减$\sim 2.4$马格。假设我们的星暴星系在一半的寿命，我们推断的持续时间的恒星爆发阶段的$\sim 160$ Myr。中等恒星质量和SFR为$\log(M_\star/\mathrm{M}_\odot)\sim 10.6$和$\sim220~\mathrm{M}_\odot~$ yr $^{-1}$。假设这个SFR和推断的星爆阶段的持续时间，在这个阶段增加的恒星质量对应于$\sim 40$ %，我们的样本的恒星质量中位数。星族年龄决定了我们星系在$M_{\star}-SFR$平面上的位置。位于MS最大距离的Galeries呈现较短的年龄。用我们的宽带数据无法精确地限制底层恒星种群的性质。我们还讨论了包括FIR数据和能量平衡技术在分析星爆星系的恒星星族的属性的影响。
2022-03-23 astro-ph.GA
On the Dust properties of the UV galaxies in the redshift range $z \sim 0.6-1.2$
本文利用赫歇尔空间天文台远红外观测数据，通过图像叠加和模型拟合研究了红移 $0.6-1.2$ 间紫外选星系的尘埃性质，发现尘埃消光随紫外光度降低而增加，并校正了恒星形成率密度。
2024-11-14 astro-ph.GA
Star Formation in Collision Debris: Insights from the modeling of their Spectral Energy Distribution
在星系与星系的相互作用过程中，大量的气体云可以注入星系际介质，而星系际介质又会受到引力的束缚，坍缩并形成恒星、星团甚至矮星系。从这个过程中产生的物体都是“原始的”，因为它们正在形成它们的第一代恒星，并且化学进化，因为从它们的母星系继承的金属丰度很高。这些特性使它们成为研究恒星形成的特别有趣的实验室。在研究了它们的恒星形成特性之后，我们使用光球，星云和尘埃模型来分析它们的光谱能量分布（SED），从远紫外到中红外区域的7个恒星形成区域的样本。我们的分析证实，斯蒂芬五重星系中的星系际恒星形成区，在Arp 105和NGC 5291周围，似乎没有年龄超过10^9年的恒星星族。我们还发现了过量的光在近红外区（从2到4.5微米），这不能归因于恒星光球或星云的贡献。这种过量与恒星形成率强度相关，这表明它可能是由于温度波动的非常小的颗粒以及3.3微米处的多环芳烃（PAH）线的排放。将通过巴耳末衰减的衰减与中红外发射进行比较允许我们检查衰减估计的可靠性。这表明在NGC 5291和NGC 7252中存在嵌入式恒星形成区。总的来说，碰撞碎片（和潮汐矮星系）中恒星形成区的SED更像是星系盘中尘埃恒星形成区，而不是典型的恒星形成矮星系。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Aperture and Resolution Effects on Ultraviolet Star-Forming Properties: Insights from Local Galaxies and Implications for High-Redshift Observations
本文利用本地星系紫外光谱研究孔径与分辨率对恒星形成性质的影响，发现多星团星系受孔径影响显著，并建立了CIV线等值宽度与氧丰度的关系，为高红移JWST观测提供重要参考。
2024-01-17 astro-ph.GA
