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
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
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
Extinction curves, extinction laws, and the failure of interstellar dust models
Fondation Louis de Broglie（路易·德布罗意基金会）
本文重新定义消光曲线并探讨其性质，指出具有2200埃突起的银河系消光曲线并非传统消光定律，而是由于相干前向散射星光导致的偏离。
2026-03-24 astro-ph.GA
Interstellar extinction and polarization -- A spheroidal dust grain approach perspective
我们扩展和调查的球状模型的星际尘埃颗粒用于同时解释所观察到的星际消光和偏振曲线。我们比较了我们的模型与其他作者最近提出的类似模型，研究它的性质，并应用它来拟合归一化消光$A(λ)/A_{\rm V}$和偏振效率$P(λ)/A(λ)$在近红外到远紫外区域的几个恒星看到通过一个大的云。我们的结论是，模型参数$Ω$是视线和磁场方向之间的角度可以或多或少可靠地确定从理论和观测的比较。这为利用多波长光度和偏振观测研究星际磁场的空间结构开辟了一条道路。
2010-01-10 astro-ph.GA
Toward understanding physical origin of 2175Å extinction bump in interstellar medium
1965年在银河系星际介质（ISM）中发现了2175光年的紫外消光凸点。然而，经过半个多世纪的深入探索，它的确切起源仍然是一个争论不休的大难题。在这里，我们提出了一个混合物模型，通过该模型认为ISM中的消光凸点可能与氢化T-碳（HTC）分子（C40 H16）的簇有关，这些分子在波长2175 nm处具有固有的尖锐吸收峰。通过线性组合HTC混合物、石墨、MgSiO 3和Fe 2SiO 4的吸收光谱，我们发现任意六颗恒星的紫外消光曲线可以很好地拟合。目前的工作提出了另一种解释，以了解银河系ISM中2175年灭绝碰撞的物理起源。
2020-07-23 astro-ph.GA
Testing New Ideas Regarding the Nature of Interstellar Extinction
银河系星际消光的性质进行了测试，结合在$4430$的弥漫星际带的等效宽度$W(\lambda4430)$几个领域的红化线参数。Cardelli等人的红外、可见光和紫外波长下的$\;$关系[29]与新推导的$R_V({\rm observed})$在红化斜率$X$上的二次变化不一致。对于$X=0.83\pm0.10$来说，存在一个最小的$R_V=2.82\pm0.06$，它被认为代表了$A(λ)\propto λ^{-1.375}$所描述的真正的银河系灭绝。它符合Zagury对红外线、光学和紫外线消光的新描述的期望[32]。Cardelli等人的$\;$关系[29]没有预测到其他结果，即没有2175 μ $\;$特征的变红恒星以及归一化的$\lambda4430$吸收与$X$的相关性。已知的$X$的变化范围为0.62到0.83，相应的$R_V({\rm observed})$的变化范围为4.0到2.8，这可能是由于受尘埃消光影响的恒星的紫外线污染光中的前向散射星光造成的。对星际灭绝的真实性质的新理解对于建立河外距离尺度的准确图像非常重要，这反过来又与我们对宇宙性质的理解有关。
2014-06-23 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
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 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
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
A Tale of Two Mysteries in Interstellar Astrophysics: The 2175 Angstrom Extinction Bump and Diffuse Interstellar Bands
星际漫谱带（DIB）是恒星间稀薄物质--星际介质（ISM）普遍存在的吸收光谱特征。自从近90年前首次探测到它们以来，在银河系和外部星系的可见光和近红外波长范围内已经观察到了400多个DIB，无论是附近还是遥远的。然而，负责这些带的物种的身份仍然是天体物理学中最神秘的谜团之一。一个同样神秘的星际光谱特征是2175埃的消光凸点，这是ISM中观察到的最强吸收特征。自46年前首次发现以来，它的载体仍然不清楚。多环芳烃（PAH）分子的电子跃迁发生在DIBs的波长范围内，因此被认为是DIBs的候选者，近年来2175埃消光峰也被认为是由多环芳烃分子的π--π* 跃迁引起的。如果多环芳烃确实是造成2175埃消光特征和DIB的原因，那么它们的强度可能是相关的。我们进行了广泛的文献检索的视线，其中2175埃消光功能和DIBs已被测量。不幸的是，我们发现2175埃特征的强度与最强DIB的等效宽度之间没有相关性。一个可能的解释可能是，DIB是由小的游离气相PAH分子和离子产生的，而2175埃的凸起主要来自大的PAH或PAH团簇在凝聚相，所以DIB和2175埃的凸起之间没有紧密的相关性。
2012-10-24 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances: Individual Sight Lines
虽然银河系星际消光曲线和尘埃形成元素的气相丰度在不同的视线之间表现出相当大的变化，但大多数尘埃消光建模工作都是针对银河系平均消光曲线，这是通过对许多不同气体和尘埃性质的云进行平均而获得的。因此，关于尘埃性质和星际环境之间关系的任何细节都丢失了。在这里，我们利用空间望远镜获得的大量灭绝和元素丰度数据，探索大量个体视线的尘埃特性。我们对每个视线的观测消光曲线进行建模，并推导出主要尘埃形成元素的丰度（即，C、O、Si、Mg和Fe）需要捆绑在灰尘中（即，粉尘损耗）。然后，我们面对的衍生粉尘损耗与所观察到的气相丰度的这些元素，并调查环境对粉尘的属性和元素损耗的影响。研究发现，对于大多数的视线，星际氧原子完全被气体和尘埃所容纳，因此似乎不存在“丢失氧气”的问题。对于那些视缐上氢柱密度为$A_V/N_H$ $>$ 4.8 $\times$ 10 $^{-22}$ mag cm $^2$ /H的恒星，即使星际C/H、Si/H、Mg/H和Fe/H丰度被假设为银河系化学演化增加的原太阳丰度，也缺乏制造尘埃的C、Si、Mg和Fe元素来解释观测到的消光。
2021-11-06 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
Interstellar extinction and interstellar polarization: old and new models
该评论包含了星际消光和偏振的观测和模型曲线的分析。这些观测主要提供了弥漫和半透明星际云中尘埃的信息。讨论了球形/非球形、均匀/非均匀尘埃颗粒模型的特点。着重分析了星际云的粒度分布、排列机制和磁场结构。结论是星际消光和偏振的解释还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Tracing interstellar extinction
近年来，大型分光巡天由于精确的恒星大气参数和视线距离，使得三维星际消光图的计算成为可能。这种地图是对从光度测量中提取的三维地图的补充，可以更彻底地研究尘埃的性质。我们的目标是使用高分辨率的光谱调查盖亚-ESO，以获得良好的距离分辨率的星际消光及其依赖性作为环境和银河系的位置的函数。我们使用超过5000颗恒星的恒星大气参数，从Gaia-ESO调查第二次内部数据发布中获得，并将它们与光学（SDSS）和近红外（VISTA）测光以及不同的理论恒星等时线相结合，以计算视线消光和距离。然后将消光系数与文献进行了比较，讨论了它们对恒星参数和在银河系中位置的依赖性。在我们的方法的误差范围内，我们的工作并没有表明星际消光系数对恒星大气参数有任何依赖性。我们没有发现任何证据表明E（J-H）/E（J-K）随与银心的夹角或银心距离而变化。这表明，我们正在处理一个统一的消光规律在SDSS ugriz带和近红外JHKs带。因此，可以使用使用平均颜色过量并假设恒定消光系数的消光图，而不会引入任何系统误差。
2015-02-11 astro-ph.GA
Interstellar Silicon Depletion and the Ultraviolet Extinction
Spinning small silicate grains were recently invoked to account for the Galactic foreground anomalous microwave emission. These grains, if present, will absorb starlight in the far ultraviolet (UV). There is also renewed interest in attributing the enigmatic 2175 Angstrom interstellar extinction bump to small silicates. To probe the role of silicon in the UV extinction, we explore the relations between the amount of silicon required to be locked up in silicates [Si/H]_{dust} and the 2175 Angstrom bump or the far-UV extinction rise, based on an analysis of the extinction curves along 46 Galacti…
2017-10-11 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
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
Mapping the three-dimensional multi-band extinction and diffuse interstellar bands in the Milky Way with LAMOST
随着SDSS和LSS-GAC等现代大尺度光谱巡天，银河系天文学已经进入了百万恒星光谱时代。利用巨大的光谱数据库，我们建议使用“标准对”技术来a）估计朝向数百万颗恒星的视线的多波段消光; b）检测和测量数十万个SDSS和LAMOST低分辨率光谱中的弥漫星际带; c）搜索银河系中极微弱的发射线星云; d）为宽视场成像巡天执行光度校准。在这方面的贡献，我们提出了一些应用这种技术的SDSS数据的结果，并报告从LAMOST数据的初步结果。
2013-06-24 astro-ph.GA
The open cluster NGC 7142: interstellar extinction, distance and age
本文给出了维尔纽斯七色系统中V = 20.1等的老疏散星团NGC 7142区域内1037颗恒星的中波段测光结果。光度测量的结果被用来分类的光谱和光度类约80%的恒星下降到V = 18.5等，以确定集群成员，以确定主要的集群参数，并调查在这个方向上的星际消光。星团的平均消光A_V约为1.1等，E（B-V）= 0.35，距离为2.3kpc（距离模11.8等）。该星团的年龄为3.0 Gyr，是根据每个恒星的固有色星等图和帕多瓦等时线估计的。给出了消光系数的表面分布。食变星V375 Cep的红化接近星团的平均红化。这个星团可能包含五颗红团巨星、两颗渐近支星和四颗蓝离散星。
2013-12-04 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
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
Interstellar extinction correction in ionised regions using HeI lines
对数消光系数c（H $β$）通常使用情况B复合的H $α$ /H $β$比率并假设电子密度和温度的标准值来导出。然而，使用强大的巴耳末线可以导致选择偏差时，研究区域与不同的表面亮度，如扩展星云，与使用单积分场光谱观测，因为在某些情况下，H $α$线可以饱和，在中等到长时间的曝光。在这项工作中，我们提出了一种方法来获得消光校正的基础上，只有较弱的线的氦，考虑到在这些原子中的三重态的存在及其对复合线的影响。我们已经应用这个程序来计算不同地区的30剑鱼座星云的MUSE积分场光谱数据的消光。氦和氢c（H $β$）测定之间的比较已被发现产生的结果完全兼容的误差和使用的两套线同时大大减少了在推导中的错误。
2022-08-01 astro-ph.GA
The Astrodust+PAH Model: A Unified Description of the Extinction, Emission, and Polarization from Dust in the Diffuse Interstellar Medium
本文提出 Astrodust+PAH 星际尘埃模型，用单一复合大颗粒材料与 PAH 纳米颗粒统一解释弥漫星际介质的消光、发射及偏振观测。
2023-06-06 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
Observational Constraints on the Physical Properties of Interstellar Dust in the Post-Planck Era
我们提出了一个综合的天文观测约束波长依赖的消光，发射和偏振星际尘埃从紫外线到微波波长的弥漫银河视线。代表性的固相丰度，这些视线也来自。鉴于普朗克卫星提供的偏振尘埃发射的敏感的新观测，我们特别强调尘埃偏振，包括连续偏振消光，偏振的碳质和硅酸盐的光谱特征，尘埃发射的波长依赖的偏振部分，光学偏振消光和远红外偏振发射之间的连接。总之，这些构成了一组约束，应该由弥漫的星际介质中的尘埃模型再现。
2021-01-18 astro-ph.GA
On the Interstellar Extinction Curve toward HD 93222, A Sightline with an Exceedingly Narrow 2175 Angstrom Extinction Bump
Xiangtan University（湘潭大学）；University of Missouri（密苏里大学）
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
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
Constraints on interstellar dust models from extinction and spectro-polarimetry
我们目前的偏振光谱的七颗恒星的视线对斯科OB 1协会。我们的光谱是在ESO VLT的FORS仪器进行的大型星际偏振调查的框架内获得的。我们已经模拟了消光和线性偏振的波长依赖性与尘埃模型的扩散星际介质，其中包括一个混合物的颗粒大小范围从0.5 nm到350 nm的分子域。我们已经包括了由石墨和硅酸盐组成的半径在0.5和6 nm之间的随机加热的小尘埃颗粒，以及多环芳烃分子（PAH），我们假设较大的颗粒是由无定形碳和硅酸盐组成的长球体。总的来说，一个有八个自由参数的尘埃模型最好地再现了观测结果。减少自由参数的数量会导致与宇宙丰度约束不一致的结果。我们发现，对齐的硅酸盐是所观察到的偏振的主要贡献者，并且偏振光谱是最好的拟合由70 - 200 nm的对齐晶粒的等体积球半径的下限。
2017-05-22 astro-ph.GA
Approximate analytical description of the high latitude extinction
利用现有的LAMOST DR 5和Gaia DR 2/EDR 3数据，在北方天空的选定区域绘制了星际消光视$A_V$的分布图。$A_V$被模拟为银河纬度和距离的气压函数。然后用球谐函数逼近函数参数。由此产生的分析三维模型的星际消光可以用来预测$A_V$值的恒星与已知的视差，以及总的银河系消光在一个给定的位置在天空中。
2021-07-13 astro-ph.GA
Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center III: J, H, Ks bands in the 2MASS and the MKO systems, and 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 micron in the Spitzer/IRAC system
利用IRSF/SIRIUS近红外巡天和2 MASS及Spitzer/IRAC/GLIMPSE II星表中探测到的点源，确定了波长为1.2 ~ 8.0 μ m的银河系中心（GC）的星际消光律。中心区域|l| <3度和|b| <1度已经用IRSF望远镜和SIRIUS相机在J、H和Ks波段进行了测量，SIRIUS相机的滤光器类似于莫纳克亚天文台（MKO）的近红外测光系统。结合GLIMPSE II点源目录，我们制作了Ks与（Ks - lambda）色星等图，其中lambda = 3.6，4.5，5.8和8.0微米。在色-星等图中，用膨胀红团星的Ks星等和红巨星分支的（Ks -λ）色作为红化矢量的示踪。根据这些幅度和颜色，我们获得了四个IRAC波段的总消光与选择性消光的比率A（KS）/E（KS-λ）。结合Nishiyama等人导出的J和H带的A（lambda）/A（Ks），对于朝向GC的视线，我们获得A（J）：A（H）：A（Ks）：A（[3.6]）：A（[4.5]）：A（[5.8]）：A（[8.0]）=3.02：1.73：1：0.50：0.39：0.36：0.43。根据最近的研究，这证实了在λ> 3微米处消光曲线的平坦化，这是从较短波长处的幂律消光的简单外推得到的。在2 MASS JHKs波段的消光定律也被计算，并发现在MKO系统中的一个很好的协议。在附近的分子云和弥漫的星际介质，缺乏可靠的…
2009-02-18 astro-ph.GA
Probing the 9.7μm Interstellar Silicate Extinction Profile through the Spitzer/IRS Spectroscopy of OB Stars
9.7 $μ$ m的星际光谱特征，产生于无定形硅酸盐尘埃的Si-O伸缩，是红外（IR）中最强的消光特征。原则上，这一特征的光谱轮廓可以让人们诊断星际硅酸盐物质的矿物组成。然而，在观测上，9.7 $μ$ m星际硅酸盐消光剖面没有很好地确定。本文利用5颗早期型（1颗O型和4颗B型）恒星的Spitzer/IRS光谱，并与同光谱类型的未红化恒星的光谱进行了比较，以探测9.7 $μ$ m附近硅酸盐尘埃的星际消光。我们发现，虽然硅酸盐消光剖面的峰值都在~9.7 $μ$ m，两颗星表现出FWHM ~2.0 $μ$ m的窄特征，三颗星表现出FWHM ~3.0 $μ$ m的宽特征。我们还发现，9.7 $μ$ m的消光功能的宽度没有表现出任何环境依赖性。通过对我们的五颗恒星进行平均，得到了平均为9.7μm的消光轮廓，其半高宽约为2.2 $μ$ m，与沿着天鹅座OB 2 No.12和WR 98 a视线的典型弥散星际介质非常相似。最后，给出了一个解析公式来描述星际消光系数在$0.9μ{\rm m} < λ< 15μ{\rm m}$红外波段的变化。
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Clumpiness of the interstellar medium in the central parsec of the Galaxy from H2 flux extinction correlation
银河系的中央秒差距包含一个年轻的星团，它嵌在复杂的星际介质中。后者主要由一个致密的团块和分子气体流（环核盘，CND）包围电离气体流（迷你旋）的环面组成。在这种复杂的环境中，了解局部影响每个特征的局部灭绝对于正确研究和解开它们至关重要。我们以前研究了分子气体在这一地区，并推断从两个H2线的消光图。灭绝似乎与视野中几个相邻区域的去红通量相关。在这里，我们讨论这种局部相关性的起源。我们用一个简单的辐射转移模型来模拟所观察到的效应。H2排放来自团块的表面（即，壳）暴露于环境紫外（UV）辐射场。我们考虑壳层在一个发射团的表面。壳层的光学深度是变化的，在壳层的前面有一层灰尘，从一条视线到另一条视线，光学深度是不同的，这可能是因为不同的灰尘团的消光系数不同，也可能是因为视线上相同的灰尘团的数量不同。在这两种情况下，该模型准确地再现了分子气体排放和灭绝的依赖性。这种相关性的原因是，在中央秒差距，分子气体与尘埃的混合无处不在，局部影响所观察到的气体排放。此外，还有由于前景（屏幕）灰尘的消光。这种分析倾向于一种情况，即中央秒差距充满了尘埃和分子气体的团块。将前景与局部消光分离允许探测局部条件（H2与灰尘混合），并且还可以限制研究对象的三维（3D）位置。
2018-11-12 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
Interstellar extinction in twenty open star clusters
对20个疏散星团的星际消光定律进行了研究，它们是Berkeley 7，Collinder 69，Hogg 10，NGC 2362，Czernik 43，NGC 6530，NGC 6871，Bochum 10，Haffner 18，IC 4996，NGC 2384，NGC 6193，NGC 6618，NGC 7160，Collinder 232，Haffner 19，NGC 2401，NGC 6231，NGC 6823和NGC 7380已经在光学和近红外波长范围内进行了研究。E（B-V）的最大值和最小值之差表明除Collinder 69、NGC 2362和NGC 2384外，其它星团都存在非均匀消光。对于星系团NGC 6823、Haffner 18、Haffner 19、NGC 7160、NGC 6193、NGC 2401、NGC 2384、NGC 6871、NGC 7380、Berkeley 7、Collinder 69和IC 4996来说，色过剩比符合正常的消光定律。我们发现，微分色过剩，这可能是由于发生的尘埃和气体内的集群，减少与年龄的集群。发现NGC 6193的色过剩存在空间变化，即色过剩在星系团区域内由东向西逐渐减少。对于星系团Berkeley 7、NGC 7380和NGC 6871，观测到了色余与光谱类和光度的依赖关系。Collinder 232中的8颗恒星、NGC 65…
2017-11-27 astro-ph.GA
Photometry and classification of stars around the reflection nebula NGC 7023 in Cepheus. II. Interstellar extinction and cloud distances
在l = 104.1度，b = +14.2度的反射星云NGC 7023方向上，在1.5平方度的区域内研究了星际消光。这项研究是基于光度分类，并根据发表在论文I（2008年）中的维尔纽斯七色系统的光度测定，确定了480颗恒星的星际距离和距离，这些恒星的亮度低至V = 16.5等。被调查的区域被划分为五个较小的子区域略有不同的距离上的消光的依赖。红化恒星的分布与282 pc和715 pc处的两个尘埃云一致，但在某些方向上，尘埃云的分布可能是连续的，也可能存在更多的尘埃云。
2009-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Optical Extinction Towards Young Stellar Objects Using Diffuse Interstellar Bands
对年轻的金牛座T星和赫比格Ae/Be星的视线消光估计是基于许多不同的测量和分析方法。这导致了同一颗恒星的公布的$A_V$值之间的广泛分散。在这项工作中，我们讨论了在测量消光积极吸积，特别是爆发的年轻恒星物体（YSO）的挑战。然后，我们探索一种方法，以前不适用于年轻的恒星利用弥漫星际带（DIBs）。在早期型恒星中，DIB等效宽度和星际物质柱密度之间存在狭窄的相关性，因此视线消光。在这里，我们测量等效宽度的5780和6614 DIB功能在一个样本的积极吸积YSO，并应用DIB红化校准估计红化和随后的灭绝。我们的校准是新近从现有的文献数据的复合，并充分考虑这些测量中的散射。我们还比较了DIBs推断的光学视线消光值与以前的消光估计我们的样本恒星。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A polycrystalline graphite model for the 2175 Angstrom interstellar extinction band
一个随机的，无氢，组装的微观sp2碳芯片，形成一个宏观均匀和各向同性的固体，提出了作为一个模型载体的UV星际消光带。该模型的有效性是基于已知的平行和垂直的石墨介电函数的混合物的Bruggeman平均介电函数的计算。这种混合物的瑞利大小球体的π吸收特性接近4.6 mu-1（2175埃），但其宽度为1.5 mu-1，略大于天文观测的平均值1 mu-1。这一点通过测量工业材料多晶石墨的反射率得到了证实。一个更好的拟合的IS特征的位置和宽度，获得了一个假设的材料，具有相同的介电函数作为天然石墨，除了更少的扩展翼的π共振。物理上，这可能是由于先前的热历史导致的电子能带结构的变化。在此模型下，Frolich特征中心波长仅取决于π谐振频率，而其宽度仅取决于相同谐振的阻尼常数。这解释了在恒定特征波长下观察到的特征宽度的范围。
2009-02-16 astro-ph.GA
Interstellar extinction toward symbiotic stars
利用高分辨率光谱中可见的5780 A、5797 A和6613 A的星际弥散带（DIB），并测量其等效宽度，估算了7颗共生星的星际消光。我们发现AS 289的$E_{B-V}$ = $1.28 \pm 0.10$，BI Cru的$E_{B-V}$ = $1.55 \pm 0.10$，$E_{B-V}$ = HD 330036的$0.63 \pm 0.10$，对于V2756 Sgr，$E_{B-V}$ = $0.33 \pm 0.05$，$E_{B-V}$ = V2905 Sgr的$0.30 \pm 0.05$，$E_{B-V}$ = V417 Cen的$1.52 \pm 0.11$，$E_{B-V}$ = PN Sa 3-22的$0.81 \pm 0.10$。导出的值与通过银河系的灭绝是一致的。
2020-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
On the visible continuum and bands in the interstellar extinction curve II
化学结构的任何变形都会导致新的特征出现在结构的吸收光谱中，特别是在可见光和近紫外线（见论文I）。使用分子轨道理论的化学建模表明，在该范围内由弱新带积累产生的连续谱正确地模拟了在实验室中对纯合成硅酸盐测量的连续谱，在透明光谱范围内，以及在同一范围内的星际消光曲线。本论文探讨了更详细的强离散带出现的连续，由于扭曲。人们发现，不同类型的结构（线性或紧凑，碳或硅轴承）在不同的波长具有有限数量的强，特征，带。畸变只是丰富可见/紫外吸收光谱的"缺陷“的一个例子;其他的是：空位和空隙、取代、空隙中的夹杂物、杂质、悬挂键。这些物质的积累导致了一种"无定形“的结构状态。已知的非晶材料的几个例子，碳和硅轴承，已在实验室中进行了分析，并在理论上进行了模拟，如下所述，从而扩展了这项工作的范围。最后一节列出了几个天体物理学领域已经使用或可能使用无定形尘埃模型。
2020-01-08 astro-ph.GA
Interstellar extinction, polarization efficiency, and grain alignment in the direction towards bright-rimmed clouds and cometary globules
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
利用背景星光学偏振观测，研究亮缘云和彗状球粒方向颗粒的偏振效率及辐射力矩对齐机制。
2026-05-25 astro-ph.GA
Interstellar extinction toward MWC 148
本文通过分析MWC 148的高分辨率光学光谱，测量了7条弥散星际带的等效宽度，并估算其星际消光E_{B-V}值为0.85 +/- 0.08。
2025-04-02 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
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
Dust models post-Planck: constraining the far-infrared opacity of dust in the diffuse interstellar medium
我们比较了几种尘埃模型在再现弥散星际介质（ISM）中每单位消光的尘埃光谱能量分布（SED）方面的性能。我们使用我们的研究结果来约束扩散ISM中的大晶粒的光学性质的变化，如普朗克合作出版的。我们使用两种不同的技术来比较预测的尘埃模型的数据从普朗克HFI，IRAS和SDSS调查。首先，我们拟合远红外发射光谱，恢复尘埃消光和星际辐射场（ISRF）的强度。其次，我们从尘埃每单位消光的总发射功率推断ISRF强度，进而预测发射光谱。在这两种情况下，我们测试的模型，再现尘埃排放和灭绝的能力在同一时间。我们确定了两个问题。并不是所有的模型都能再现每单位消光的平均尘埃排放量：模型之间的差异高达一个因子$\sim2$，模型和观测之间的最佳一致性是通过最近的硅酸盐和无定形碳的实验室数据获得的更多的发射颗粒获得的。所有的模型都无法再现的变化，每单位消光的排放量，如果唯一的可变参数是ISRF强度：这证实了灰尘的光学性质确实是可变的扩散ISM。漫ISM观测结果与ISRF强度和尘埃光学特性变化的情况一致。远红外不透明度与$V$带消光截面的比率呈现$\sim20\%$数量级的变化（在极端情况下为$40-50\%$），而ISRF强度变化为$\sim30\%$（在极端情况下为$\sim60\%$）。这一点必须在今后的建模中加以考虑。
2015-06-23 astro-ph.GA
On the Shapes of Interstellar Grains: Modeling Extinction and Polarization by Spheroids and Continuous Distributions of Ellipsoids
本研究评估了三种椭球形状连续分布对星际尘埃形状的适用性，推导了 Rayleigh 极限下的消光与偏振截面，并提出利用观测吸收截面合成介电函数以预测偏振波长依赖性，从而约束尘埃形状的方法。
2021-01-18 astro-ph.GA
Using machine learning to classify the diffuse interstellar bands
利用超过150万条河外光谱，我们研究了银河系中弥散星际带（DIBs）的相关性。我们测量了142个DIB的DIB强度和尘埃消光之间的相关性，使用24个叠加光谱，在红化范围E（B-V）< 0.2，比以前研究的更多的线。大多数DIB与尘埃灭绝无关。然而，我们发现10弱，几乎没有研究的DIBs的相关性高于0.7与尘埃灭绝，并确认额外的5强DIBs的高相关性。此外，我们还发现了一对DIB，5925.9A和5927.5A，它们与尘埃消光呈显著的负相关，表明它们的载流子可能在尘埃上耗尽。我们使用机器学习算法将DIB划分为基于250个堆叠光谱的光谱族。通过消除灰尘的依赖性，我们研究了DIBs如何遵循当地的环境。我们得到了6组弱DIBs，其中4组与C2或CN吸收线紧密相关。
2015-05-02 astro-ph.GA
Interstellar extinction, polarization, and grain alignment in the Sh 2-185 (IC 59 and IC 63) region
来自星际介质的光学和红外连续偏振是由将颗粒与磁场对准的辐射过程驱动的。虽然辐射对准扭矩（RAT）的定量预测理论已经存在并得到了广泛的测试，但该理论的几个参数仍然受到充分的约束。在最近的一篇论文中，\citet{medan2019}表明，局部气泡（LB）壁中不同位置的偏振效率（以及因此的晶粒排列效率）可以建模为与周围恒星和OB协会的综合光强度成比例。在这里，我们通过研究被B 0 IV星$γ$ Cassiopeia照亮的Sh 2-185 H II区域的两个反射星云IC 1，59和IC 1，63的消光和偏振，来探索在高辐射场强度下的这种关系。我们结合档案的视觉偏振与新的7波段光度在维尔纽斯系统，从材料的偏振效率。我们发现，在局部气泡壁中看到的相同的线性关系也适用于Sh 2-185区域，加强了早期研究的结论。
2021-01-15 astro-ph.GA
Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants
虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。
2014-02-01 astro-ph.GA
The efficiency of photodissociation for molecules in interstellar ices
星际光子的处理影响了星际颗粒上冰质地幔的组成。固体中的光解离速率不同于气相中的分子。这项工作的目的是确定一个平均的，一般的比率之间的光解离系数的分子在冰和气体。利用一维天体化学模型模拟了一条视线穿过坍缩的星际云核时的化学成分，其星际消光随时间变化。在不同的反射率下，计算的冰的碳氧化物和氨（相对于水冰）的柱密度与观测结果进行了比较。后者是从分子云中的背景恒星取样冰的文献数据中获得的。发现固体/气体光解离系数比的最佳拟合值为~0.3。换句话说，气相光解离速率系数必须减少了0.3的因素，然后才将它们应用到冰冷的物种。该模型的一个关键部分是适当地包含宇宙射线诱导解吸。观察采样气体总折射率超过~22等被认为是不相关的建模结果，可能是因为颗粒被非极性分子。
2018-05-09 astro-ph.GA
Updated Gaia-2MASS 3D maps of Galactic interstellar dust
银河系星际尘埃的三维（3D）地图是一种用途广泛的工具。我们的目标是构建3D地图的尘埃灭绝在本地臂和周围地区。盖亚EDR 3测光数据与2 MASS测量相结合，以获得精确测光和相对不确定度小于20%的恒星消光。我们应用我们的分层反演算法，适应目标星的不均匀空间分布，这个目录的precautions。我们提出了更新后的3D尘埃消光分布，并提供了从太阳到3D地图中每个区域的综合反射误差的估计。计算区域类似于之前的DR 2地图，一个围绕太阳的6 kpc x 6 kpc x 0.8 kpc天体物理体积。由于增加了较暗的目标恒星，可以重建的云的体积增加了。由于EDR 3中的视差和光度数据的准确性提高，相邻目标之间的对比更加一致，使人们能够在密集区域达到更高的对比度，而空腔轮廓更加规则。我们展示了几个比较最近的结果尘埃和恒星分布。尘埃浓度平面周围的波浪图案更容易看到，并且存在于大区域。它的平均垂直峰到峰振幅是300秒差距的数量级;有趣的是，它类似于盖亚数据中发现的壮观的蜗牛状恒星运动模式的垂直周期。盖亚EDR 3目录允许灭绝图的显着改进，分层技术证实了其对大规模数据集的效率。未来星际物质和恒星分布的3D地图之间的比较可能有助于理解哪些合并或内部扰动在最初的3 kpc内塑造了银河系。
2022-03-03 astro-ph.GA
