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
Unveiling the Milky Way dust extinction curve in 3D
本研究利用1.3亿颗恒星的低分辨率光谱，精确测量消光曲线，首次在三维空间以前所未有的细节揭示银河系和麦哲伦云中尘埃性质的分布与变化，并发现吸积与凝聚主导不同密度区域的颗粒生长，恒星形成区消光曲线平坦化可能源于大颗粒循环或超新星激波破坏小颗粒。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extinction Maps towards the Milky Way Bulge: 2D and 3D Tests with APOGEE
银河系星际消光图是分析银河系结构和恒星星族分布的重要工具，特别是在严重发红的凸起和中平面。然而，由于很难获得大量独立于这些地图的恒星的可靠消光测量和距离，因此对其准确性和系统学的测试受到了限制。我们的目标是评估各种光度恒星灭绝的估计，包括2D和3D灭绝图，使用独立的消光措施的基础上对银河系凸起的恒星的大型光谱样本。我们采用恒星大气参数来自高分辨率的$H$带远地点光谱，结合理论恒星等时线，计算视线消光和距离的样本超过2400个巨人对银河系隆起。我们将这些消光值与单个近红外和近+中红外恒星颜色，2D凸起消光图和3D消光图预测的值进行比较。长基线，近+中红外恒星的颜色，平均而言，最准确的预测APOGEE灭绝的估计，和2D和3D灭绝地图来自不同的恒星星族沿不同的视线显示不同程度的可靠性。我们给出了所有比较的结果，并讨论了观察到的差异的原因。我们还演示了如何采用特定的恒星大气模型可以对这种类型的分析产生强烈的影响，并讨论相关的警告。
2014-05-09 astro-ph.GA
Grey Milky Way Extinction from SDSS Stellar Photometry
我们报告的结果有关的分布和银河系高纬度地区的星系消光的性质来自恒星统计使用斯隆数字巡天（SDSS）。我们使用经典的沃尔夫图方法来识别消光区域，并推导出消光和消光规律的尘埃使用所有五个SDSS光谱带。我们使用关于视线中恒星星族的简单假设来估计到灭火介质的距离。我们报告了三个熄灭云的识别，每个几十秒差距宽，产生0.2-0.4等g '-波段消光，位于1-2千秒差距或银河平面上方0.5-1千秒差距。所有的云都呈现灰色消光，即，在SDSS的有限光谱范围内几乎与波长无关。我们讨论了这一发现对一般天体物理问题的影响。
2009-09-01 astro-ph.GA
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
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
GALExtin: An alternative online tool to determine the interstellar extinction in the Milky Way
对星际灭绝的估计在广泛的天文学研究中是必不可少的。在过去的几十年里，已经出版了几张银河系大规模星际灭绝的地图和模型。然而，这些地图和模型是用不同的编程语言开发的，具有不同的用户界面和输入/输出格式，这使得使用和比较来自这些地图和模型的结果变得困难。为了解决这个问题，我们开发了一种名为GALExtin（\url{http://www.galextin.org}）的工具，它可以根据3D模型/地图和2D地图来估计星际灭绝。用户只需要提供一个坐标（和距离）列表，并选择一个模型/地图。然后，GALExtin将提供一个包含灭绝估计值的输出列表。它可以在任何其他需要星际灭绝估计的门户或模型中实现。在这里，GALExtin的一般概述，以及它的功能，验证，性能和一些结果。
2021-08-01 astro-ph.GA
Dust within the old nuclear star cluster in the Milky Way
银河系中心的绝对消光平均为A_K~3等，包括前景和银河系中心的尘埃。本文提出了一种银河系老核星团（NSC）尘埃消光的测量方法，该方法是基于NSC恒星的微分消光与它们沿银河经度的u_l自行相结合。NSC内部的消光优先影响其远侧的恒星，并且由于NSC旋转，这导致了具有负u_l的NSC恒星的更高消光，以及u_l直方图的不对称性。我们使用的NSC的轴对称动力学模型结合简单的模型的灰尘分布这些影响建模。将预测的不对称性与几个NSC场的~7100颗恒星的数据进行比较，我们发现与消光A_K~= 0.15 - 0.8等的银河系中心小螺旋有关的尘埃解释了大部分数据。最大的绝灭事件A_K~= 0.8等出现在小螺旋的西臂区域。通过与由恒星颜色确定的总A_K值的比较，确定了NSC前的消光。最后，我们估计对于A_K~= 0.4的典型消光，NSC的统计视差变化约0.4%。
2015-09-25 astro-ph.GA
VVV WIN 1733$-$3349: a low extinction window to probe the far side of the Milky Way bulge
在过去的几十年里，银河系低消光窗口（MW）一直被用于研究银河系的结构和横跨内球和盘的恒星星族。在这里，我们报告了另一个低消光近红外窗口的分析发现的VISTA变量在Vía Láctea调查。VVV WIN 1733 $-$ 3349的大小约为半度，它正好位于MW平面，银河系坐标为$(l, b) = (-5.2, -0.3)$。VVV WIN 1733 $-$ 3349的平均消光为$A_{Ks} = 0.61\pm0.08$ mag，比周围地区的消光小得多。恒星数量的过剩与减少的灭绝是一致的，并通过研究红团（RC）恒星的分布来补充。由于VVV WIN 1733 $-$ 3349的战略低纬度位置，我们能够用由于凸起之外存在旋臂而预期的过密度来解释它们的RC密度波动。此外，我们发现在窗口内微透镜事件的数量明显过剩，这证实了我们的解释，即VVV WIN 1733 $-$ 3349揭示了MW凸起的远侧。
2020-02-11 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
On the non-evolution of the dependence of black hole masses on bolometric luminosities for QSOs
在高红移处有极亮的类星体，而在低红移处则没有。在低红移时较低的光度可以理解为较低的爱丁顿比或较低的质量的外在表现。为了区分这两种效应，我们确定了可能的依赖质量和爱丁顿比的类星体与一个固定的光度作为红移的函数，这避免了Malmquist偏差或任何其他选择效应。对于质量和爱丁顿比派生的样本中的类星体的斯隆数字巡天，我们的模型的演变由一个双线性拟合分离的依赖红移和光度。的拟合和可能的系统效应的有效性进行了测试，使用不同的估计质量或辐射热光度，和可能的星系际消光效应。结果没有显示出任何显着的演化黑洞质量或爱丁顿比等光度类星体。黑洞的质量只取决于热光度，而与红移无关，因为当z<5时，平均M_{BH}（10^9 M_sun）= 3.4[ L_{bol}（10^{47} erg/s}）]^{0.65}。这不能与类星体中黑洞形成的可能演化相混淆。环境的变化可能会影响黑洞的形成，但不会影响其随后的吸积。这也留下了一个有待解决的问题：为什么在低红移时没有质量很高的类星体？初步指出了可能的原因的简要讨论。
2011-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass Extinction And The Structure Of The Milky Way
我们使用最新的银河系模型和太阳轨道数据，以测试太阳的银河系旋臂交叉导致地球上的大规模灭绝事件的假设。为了做到这一点，我们通过结合来自几次调查的大量数据创建了一个新的银河系旋臂模型。然后，我们将这个模型与最近导出的太阳轨道解相结合，以确定太阳通过银河系旋臂的历史通道的时间。我们的新模型设计了一个对称的外观，主要的变化是在银河系的远端增加了一个凸起。在太阳穿过旋臂的时间和六次已知的大规模灭绝事件之间发现了相关性。此外，我们确定了另外五个历史上的大规模灭绝事件，这些事件可能是由太阳围绕银河系的运动所解释的。我们发现的这五个额外的海洋属的显着下降包括在4.15亿年前，3.22亿年前，300亿年前，1.45亿年前和3300万年前的多样性显着减少。我们的模拟表明，太阳花了大约60%的时间通过我们银河系的各种旋臂。此外，我们简要地讨论和结合以前的工作与新的银河系模型的银河系宜居带。
2013-09-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Interstellar Extinction Curve Variations Toward the Inner Milky Way: A Challenge to Observational Cosmology
我们研究星际消光曲线的变化对$\sim$ 4度$^{2}$的内银河系$VIJK_{s}$测光OGLE-III和$VVV$调查，支持的证据，从弥漫的星际带和$F435W,F625W$测光。我们获得了$\sim$ 2，000个$A_{I}$、$E(V-I)$、$E(I-J)$和$E(J-K_{s})$视线的独立测量值，平均精度和准确度为2%。我们发现，在消光比$A_{I}/E(V-I)$，$E(I-J)/E(V-I)$和$E(J-K_{s})/E(V-I)$的变化是大的（超过20%），显着的，正相关，正如预期的那样。然而，无论$R_{V}$如何变化，这些消光比的平均值和趋势都与Cardelli和Fitzpatrick的预测有很大的不同。此外，我们证明，在消光曲线的形状的变化至少有两个自由度，而不是一个（例如$R_{V}$），我们符合主成分分析。我们推导出$<A_{V}/A_{Ks}>=13.44$的中值，其比“标准”值高出$\sim$ 60%。我们表明，Wesenektop的震级$W_{I}=I-1.61(I-J)$是相对不受消光曲线的变化。考虑到这些消光曲线是观测宇宙学的关键，而且人们通常认为$R_{V}$变化正确地捕捉了消光曲线的变化，我们认为Ia型超新星和造父变星研究中距离阶梯的系统误差可能被低估了。此外，从普朗克实验的红化地图系统高估尘埃消光$\sim$ 100%，并缺乏消光曲…
2015-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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 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
3D extinction mapping of the Milky Way using Convolutional Neural Networks: Presentation of the method and demonstration in the Carina Arm region
上下文已经提出了几种方法来构建银河系（MW）的3D灭绝地图，最常见的是基于贝叶斯方法。尽管一些研究在其程序的一部分或特定目标中采用了机器学习（ML）方法，但迄今为止还没有报道过仅基于神经网络方法的大体积MW的3D消光图。目的。我们的目标是将深度学习作为一种解决方案，来构建MW的3D消光图。方法.我们使用CIANNA框架构建了一个卷积神经网络（CNN），并使用合成的2 MASS数据对其进行了训练。我们使用贝桑松星系模型生成模拟星表，并使用一维高斯随机场模拟消光剖面。从这些数据中，我们计算颜色-星等图（CMD）训练网络，使用相应的消光轮廓作为目标。一个观察到的2 MASS CMD的前向传递提供了视线网格的消光轮廓估计。结果我们训练我们的网络与数据模拟的视线在该地区的隆突旋臂切线，并获得了三维消光图在该地区的一个大部门（$l = 257 - 303$度，$|b| \le 5$度），距离和角分辨率$100$ pc和$30$弧分，分别达到$\sim 10$ kpc。虽然每个视线在正演阶段都是独立计算的，但所谓的上帝之指伪影比许多其他3D灭绝图都要弱。我们发现，我们的CNN在利用视线冗余方面是有效的，使我们能够训练它，同时只有9条视线来构建整个地图。结论.我们发现深度学习是一种可靠的方法，可以从大型调查中生成3D灭绝图。有了这种方法，我们希望可以很容易地结合异构调查没有交叉匹配，因此，利用几个…
2022-01-14 astro-ph.GA
Distance and extinction to the Milky Way spiral arms along the Galactic centre line of sight
太阳在银河系盘内的位置阻碍了对旋臂结构的研究。我们的目标是分析沿着银河系中心（GC）的视线的旋臂，以确定它们的距离，灭绝和恒星人口。我们使用GALACTICNUCLEUS巡天，这是一个JHK的高角分辨率测光星表（0.2”），用于银河系的最内部区域。我们通过$χ^2$最小化将简单的合成颜色-星等模型拟合到我们的数据中。我们计算了探测到的旋臂的距离和消光。我们还分析了消光曲线和检测到的功能之间的相对消光。最后，我们建立了修正后的Ks光度函数（KLF）来研究第二和第三旋臂特征中存在的恒星种群。我们确定了到旋臂的平均距离：$d1=1.6\pm0.2$、$d2=2.6\pm0.2$、$d3=3.9\pm0.3$和$d4=4.5\pm0.2$ kpc，以及平均距离：$A_{H1}=0.35\pm0.08$、$A_{H2}=0.77\pm0.08$、$A_{H3}=1.68\pm0.08$和$A_{H4}=2.30\pm0.08$ ma。我们分析了旋臂中恒星的近红外消光曲线，发现了$A_J/A_{H}=1.89\pm0.11$和$A_H/A_{K_s}=1.86\pm0.11$的平均值，与GC获得的结果一致。这意味着消光曲线的形状不依赖于距离或绝对消光。我们还为每个旋臂建立了消光图，并得出它们是均匀的，可能对应于独立的消光层。最后，通过分析第二和第三旋臂的KLF，我们发现它们具有相似的恒星种群。…
2021-07-29 astro-ph.GA
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
Evolution of the grain size distribution in Milky Way-like galaxies in post-processed IllustrisTNG simulations
我们通过对IllustrisTNG宇宙学流体动力学模拟进行后处理，模拟了类银河系星系中的尘埃演化，以预测尘埃与气体的比例和粒度分布。我们对待颗粒大小依赖的尘埃生长和破坏过程中使用64箱离散粒度演化模型，没有空间解决每个星系。我们的模型广泛地再现了观测到的尘埃-金属丰度标度关系在附近的星系。在$z\gtrsim 3$，粒度分布以大颗粒为主，而在$z\lesssim 2$，小颗粒的丰度因破碎和堆积（尘埃生长）而迅速增加。在$z\sim 1$处，粒度分布接近所谓的MRN分布，但在$z<1$处出现大颗粒丰度的抑制。根据计算的颗粒大小分布和颗粒组成，我们还计算了每个银河系类似物的消光曲线的演变。在$z>2$的消光曲线最初是平坦的，并在$1/λ< 6~\rm μm^{-1}$的$z\lesssim 1$与银河系消光曲线一致。然而，我们的模型预测的典型消光曲线在短波长处的斜率比在银河系中观察到的要陡。这是由于我们的TNG银河系类似物中气相金属含量的低红移下降和致密气体部分抑制了通过凝聚形成大颗粒。
2020-11-27 astro-ph.GA
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
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
Mapping the Milky Way bulge at high resolution: the 3D dust extinction, CO, and X factor maps
三维星际消光图为恒星星族分析提供了有力的工具。我们使用的数据，从VISTA变量在通过Lactea调查与贝桑松恒星星族合成模型的银河系，以确定星际消光作为一个函数的距离在银河系的隆起覆盖$ -10 < l < 10$和$-10 < b <5$。我们采用了最近开发的方法来计算颜色过剩。首先，我们根据与2 MASS匹配的VVV星表构建了H-Ks vs. Ks和J-Ks vs. Ks色星等图。然后，根据M巨星的温度-颜色关系和距离-颜色关系，我们导出了消光系数随距离的变化。观察到的颜色被移动，以匹配贝桑松模型中的固有颜色，作为距离的函数。这就创建了一个三维的灭绝图：两个空间维度和一个距离维度，沿着每一条朝向凸起的视线。我们提出了一个三维消光图，覆盖整个VVV区域的分辨率为6' x 6'，使用距离箱为0.5千秒差距。测光的高分辨率和深度使我们能够推导出距离范围高达10千秒差距和高达30个$A_{V}$消光星等的消光图。综合地图显示了与其他2D地图相同的灰尘特征和一致的值。我们讨论了尘埃特征在视线中的空间分布，这表明在银河系酒吧前面有很多物质，特别是在5-7千秒差距之间。我们比较我们的尘埃消光图与高分辨率$\rm ^{12}CO$地图对银河系的隆起，在那里我们发现一个很好的相关性之间的$\rm ^{12}CO$和$\rm A_{V}$。我们通过结合CO图和尘埃消光图来确定X因子。我们导出的平均…
2014-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
All-sky three-dimensional dust density and extinction Maps of the Milky Way out to 2.8 kpc
本文利用快速可扩展的高斯过程算法DustT，基于1.2亿颗恒星的Gaia DR2、2MASS和AllWISE数据，构建了最远至2.8 kpc的银河系全天空三维尘埃密度与消光图，并识别出朝向银心的大尺度低密度结构。
2024-06-10 astro-ph.GA
Infrared colours and bolometric corrections of SiO masing stars in the inner Milky Way
本文通过内银河系SiO脉泽晚型星样本建立红外颜色关系，用于分解星际消光与包层消光，从而实现对被极度遮蔽晚型星的分类和消光估计。
2024-06-18 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
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
Milky Way Classical Cepheids Distances from Calibrated Infrared Period-Luminosity-Metallicity Relations
本研究校准了经典造父变星在近红外和中红外波段的周期-光度-金属licity关系，结合多波段消光校正方法，获得了迄今最精确的银河系3,452个DCEPs距离，平均误差3.1%。
2025-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
One Relation for All Wavelengths: The Far-Ultraviolet to Mid-Infrared Milky Way Spectroscopic R(V) Dependent Dust Extinction Relationship
本研究首次利用光谱观测构建了银河系远紫外至中红外波段依赖 R(V) 的尘埃消光关系，发现远紫外上升、2175 A 凸起及光学特征依赖 R(V)，而 10 和 20 micron 特征不依赖，为尘埃特性研究提供了高分辨率光谱基础。
2023-04-06 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS II. The complete high resolution extinction map and implications for Bulge studies
我们使用Via Lactea（VVV）ESO公共调查数据中的Vista变量来测量高分辨率调查所覆盖的银河系隆起完整区域的消光值。我们使用论文I中描述的方法推导红化值。这是基于测量红团巨星的平均（J-Ks）颜色，在2'到6'的小子场中，在下面的凸起区域：-10.3<b<+5.1和-10<l<+10.4。为了确定每个区域的红化值E（J-Ks），我们测量RC颜色，并将其与在Baade窗口中测量的RC星的（J-Ks）颜色进行比较，我们采用E（B-V）=0.55。这使我们能够构建一个红化地图敏感的小尺度变化，最大限度地减少所产生的问题，从差异灭绝。在小至2 '的空间尺度上可以清楚地观察到显着的红化变化。我们发现，我们的消光测量和施莱格尔地图之间的外凸，但是，正如已经在文献中所述的施莱格尔地图是不可靠的区域内|b| < 6。在内部区域，我们比较我们的结果与来自DENIS和斯皮策调查的地图。虽然我们在相应的重叠区域发现与其他研究很好的一致性，但我们的灭绝图由于更高的分辨率和更完整的空间覆盖范围而具有更好的质量。我们调查的差异红化的重要性，并证明需要高分辨率的消光图的详细研究膨胀恒星星族和结构。在分析膨胀区的恒星星族时，必须考虑到2 '-6'尺度上的消光变化。
2012-04-18 astro-ph.GA
The Optical-Infrared Extinction Curve and its Variation in the Milky Way
尘埃消光曲线是许多观测计划的关键组成部分，也是对星际介质物理学的重要诊断。在这里，我们提出了新的测量尘埃消光曲线和它的变化对成千上万的恒星，一个百倍的样本比现有的详细研究。我们使用的数据从APOGEE光谱调查结合十波段光度从泛星1，2 MASS，和WISE。我们发现，消光曲线在光学通过红外线是很好的特点，由一个单参数的曲线族描述的R（V）。消光曲线比过去的作品中所建议的更均匀，sigma（R（V））= 0.18，并且只有不到百分之一的视线具有R（V）> 4。我们的数据和分析揭示了银河系灭绝的两个新方面：首先，我们发现整个银河系平面的R（V）存在显著的广域变化。这些变化的尺度比单个分子云大得多，这表明R（V）变化必须追踪的不仅仅是致密分子环境中的晶粒生长。事实上，我们发现R（V）和尘埃柱密度之间没有相关性，直到E（B-V）~ 2。其次，我们发现R（V）和远红外尘埃发射率之间有很强的关系。
2016-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nuclear star cluster and nuclear stellar disc of the Milky Way: Different stellar population and star formation history
银河系的核恒星盘（NSD）和核星团（NSC）是银河系中心的主要特征。然而，它们的观测受到极端源拥挤和高灭绝的阻碍。因此，它们之间的关系和形成情景还不完全清楚。我们的目标是检测从NSC和NSD沿视线到NSC的恒星星族，并评估它们是否有不同的恒星星族和恒星形成历史。我们分析了以NSC为中心的$8.2'\times2.8'$区域的$K_s$与$H-K_s$的色星等图，并探测到了两个具有不同折射率的不同恒星群。我们研究了它们的红色团块，以找到与每个恒星星族相关的特征。我们得到这两组恒星分别对应于NSD和NSC，并发现它们具有显著不同的恒星星族和恒星形成历史。我们检测到一个双红色团块的NSD人口，与以前的工作一致，而NSC提出了一个更复杂的结构，很好地拟合三个高斯特征。我们制作了消光图来分析探测到的恒星群之间的消光变化。我们发现，高消光层在较小的尺度（弧秒）上变化，并且在两个消光层之间存在$A_{K_s}\sim0.6$ \，mag的差异。最后，我们得到了每个恒星星族的距离与银河系中心距离是相容的，并发现了NSD恒星（$\sim360\pm200$ \，pc）的距离略近的一些证据。
2021-07-27 astro-ph.GA
3D extinction maps of the Milky Way disc from Gaia GSP-Spec parameters
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
该研究基于盖亚GSP-Spec参数，利用560万颗恒星数据生成银河系盘三维消光图，揭示其与分子云、旋臂的空间关联，为理解星际介质结构及旋臂演化提供新视角。
2025-11-15 astro-ph.GA
An Empirical Relation between Sodium Absorption and Dust Extinction
尘埃消光和红化现象在天文观测中普遍存在，通常是系统不确定性的主要来源。我们在这里提出了一个在银河系中的消光和NaI D吸收双峰的等效宽度之间的相关性的研究。我们的样本包括来自KECK望远镜的100多个高分辨率光谱和来自斯隆数字巡天（SDSS）的近100万个低分辨率光谱。我们测量的相关性，以前所未有的精度，限制其形状，并推导出这些数量之间的经验关系，在E（B-V）的分散度为0.15量级。从增长曲线的形状，我们进一步表明，通过银河系的一个典型的视线，在SDSS足迹内看到，跨越大约三个尘埃云。我们提供了一个简短的指南，如何最好地估计灭绝的河外来源，如超新星，使用NaI D吸收功能，在各种情况下。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A first glimpse at the line-of-sight structure of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是位于银河系中心的致密恒星结构。由于它的接近，它构成了一个独特的实验室，以了解其他星系核。然而，高拥挤和灭绝阻碍了其研究，甚至其形态和运动学尚未完全清楚。在这项工作中，我们使用NSD红丛星，其内在的属性是众所周知的，跟踪NSD的运动学和计算的距离和消光对边缘的NSD。我们使用公开可用的自行和测光表的NSD区分红团星的颜色星等图。然后，我们应用高斯混合模型，以获得适当的运动分布，并计算了消光和不同的运动学恒星的距离。我们得到的自行分布包含NSD星旋转向东和向西，加上一些污染的银河系的隆起/酒吧星，与以前的工作。我们计算了向东和向西移动的恒星的距离和消光，并得出结论，后者超出了$\sim300$ pc，表明沿着视线和穿过视线的类似结构，并与NSD的轴对称结构一致。而且，我们发现NSD内部的消光相对较低，占属于NSD最远边缘的恒星总消光的不到10%。
2022-12-19 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
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
A first taste of MEAD (Measuring Extinction and Abundances of Dust) -- I. Diffuse Milky Way interstellar dust extinction features in JWST infrared spectra
本文基于JWST光谱首次发现9条弥漫银河系视线中10 μm硅酸盐特征与尘埃中Mg、Fe、O柱密度强相关，测定了硅酸盐化学计量比，并初步探测到碳氢化合物与水冰特征。
2024-12-18 astro-ph.GA
The Optical to Infrared $0.6-5.3\,{\rm μm}$ Dust Extinction Law of the Milky Way with JWST NIRSpec: Westerlund 2
本文利用 JWST 光谱提出配对方法研究银河系 0.6–5.3 μm 消光律，确定红外幂律指数 α=1.98±0.15，并建立适用于 JWST 测光与光谱消光改正的非参数化 α 依赖消光曲线。
2024-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the extinction curves in galaxies
基于我们提出的星系粒度分布演化模型，我们研究了星系消光曲线的演化。在这个模型中，我们考虑了各种过程：由SNe II和AGB星形成的尘埃，在ISM中由SN冲击破坏的尘埃，金属吸积到晶粒表面（称为晶粒生长），粉碎和凝聚。我们发现，在星系演化的最早阶段，消光曲线是平坦的。由于星系中充满了尘埃，粉碎变得有效，产生了大量的小颗粒（$a \la 0.01\;μ$ m）。然后，晶粒生长在小的晶粒半径处变得有效，在晶粒尺寸分布上在$a \sim 10^{-3}$ {--} $10^{-2}\;μ$ m处形成凸起。因此，紫外（UV）波长处的消光曲线变得陡峭，并且消光曲线上的$1/λ\sim 4.5\;μ{\rm m}^{-1}\;(λ: \mbox{wavelength})$处的凸起变得显著。一旦凝结变得有效，消光曲线变得平坦，但与银河系消光曲线相比，紫外线消光仍然过度产生。这种差异可以通过引入更强的凝结贡献来解决。因此，破碎和凝结之间的相互作用对于重现银河系灭绝曲线可能很重要。
2014-01-28 astro-ph.GA
Near-Infrared Variability Study of the Central 2.3 arcmin x 2.3 arcmin of the Galactic Centre II. Identification of RR Lyrae Stars in the Milky Way Nuclear Star Cluster
由于强烈的、空间上高度可变的星际消光和极端的源拥挤，银河系核心星团中的微弱（K>15）恒星星族的研究仍然很少。天琴座RR型恒星为我们提供了一种工具，用来估算最古老、相对暗淡的恒星星族的质量。最近，我们分析了银河系中央2.3 'x2.3'的HST/WFC 3/IR观测，发现了21颗周期在0.2 - 1d之间的变星。在这里，我们对这些恒星进行了进一步的全面分析。利用天琴座RR的周期-光度关系导出了它们的周期和距离。使用多种方法，我们将我们的样本分类为四个RRc，四个RRab和三个候选人，十个二进制文件。特别是，这四个RRabs显示了100 °的光变曲线，并且正好落在贝利图中的奥斯特霍夫I分区上。与Minniti等人2016年报道的RRab相比，我们的新RRab具有更高的消光系数（A_K>1.8），并且应该更接近银河系中心。一个RRab的消光和距离匹配的核星团在以前的作品。我们进行了模拟，并发现在校正不完整性后，在核星团内和我们的视野中不可能有超过40个RRabs。通过与银河系已知球状星团的比较，我们估计，如果在5 × 5 pc尺度的银河系核星团中存在一个古老的贫金属（-1.5<[Fe/H]<-1）恒星星族，那么它对太阳质量的贡献最多为4.7 × 10^5，即，约为恒星质量的18%。
2017-07-23 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
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
An Empirical Extinction Curve Revealed by Gaia XP Spectra and LAMOST
利用Gaia XP和LAMOST数据测量银河系高精度平均消光曲线，覆盖0.336-4.6微米，确定RV=3.073，发现540和769纳米新特征，并提供Python包。
2024-07-17 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
Three-Dimensional Distribution of the Interstellar Dust in the Milky Way
我们提出了一个三维（3D）的南部天空的消光图。该地图覆盖了$\sim$ 14，000 ${\rm deg^{2}}$的SkyMapper南方巡天（SMSS）区域，空间分辨率在6.9到27弧分之间。基于SMSS多波段测光、2 μ m全天巡天、宽视场红外巡天探测器巡天和Gaia任务，利用光谱能量分布（SED）分析方法估算了$\sim$ 1900万颗恒星的$r$波段消光值。结合根据盖亚数据发布2（DR 2）视差计算的距离，我们构建了南部天空的三维灭绝图。通过结合我们的三维消光图与文献中的，我们提出了一个全天空的三维消光图，并使用它来探索银河系尘埃颗粒的三维分布。我们使用两个不同的模型，一个由一个单一的磁盘和另一个由两个磁盘组成，以适应银河系尘埃颗粒的3D分布。数据更好地拟合两盘模型，产生较小的贝叶斯信息准则（BIC）值。最佳拟合模型的“薄”和“厚”尘埃盘的刻度高度分别为73和225 pc。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and its Structure
从OGLE RR天琴座变星观测到的银河系中心的距离是Ro=8.1+-0.6 kpc。精确测定Ro受到无数影响的阻碍，包括一个模糊的消光定律，由于消光导致的变星的优先采样导致Ro值偏小，以及在表征变星群的平均距离与Ro之间的关系时存在不确定性。一个基于VI的周期变红的关系RR天琴座变量推导出整个凸起的地图灭绝。从银河系核球、LMC、SMC和IC 1613中的天琴座RR型变星推断出的变红与从OGLE红团巨星和经典造父变星建立的一致。RR型Lyrics变星服从周期-颜色（VI）关系，对金属丰度相对不敏感。银河系的边缘和正面插图是通过映射凸出的天琴座RR变星与编目的红团巨星、球状星团、行星状星云、经典造父变星、年轻的疏散星团、HII区域和分子云一起构建的。天琴座RR型变星的样本并没有追踪到一个突出的银河棒或在φ ~25度方向的三轴凸起。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass-Size Relation and the Constancy of GMC Surface Densities in the Milky Way
我们使用两个现有的分子云目录来自同一CO调查和两个目录来自当地的尘埃消光调查的性质，在银河系中的GMC质量大小关系。我们发现，这四个调查很好地描述了$M_{GMC} \sim R^2$意味着一个恒定的平均表面密度，$Σ_{GMC}$，编目云。然而，标度系数和散射之间的CO和消光导出的关系显着不同。我们发现，在CO关系中看到的额外的散射是由于系统的变化，在$Σ_{GMC}$与银河系半径是不可观察的本地灭绝数据。我们将这种径向变化的$Σ_{GMC}$分解成两个部分，一个线性负梯度与银河系半径和一个宽峰重合的分子环，并叠加在线性梯度。我们发现，前者可能是由于X $_{CO}$的金属丰度的径向依赖性，而后者可能是由于在分子环中的云混合的$Σ_{GMC}$的测量增加的单个GMCs的表面密度和系统向上的偏差的组合的结果。我们将CO和消光数据之间标度系数的差异归因于对X $_{CO}$的低估。我们用消光测量重新校准了附近GMC的CO观测结果，发现局部X $_{CO}$ $=$ 3.6 $\pm$ 0.3 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$（K-km/s）$^{-1}$。我们的结论是，在分子环之外，银河系的GMC人口可以用35 M $_\odot$ pc $^{-2}$的常数$Σ_{GMC}$来描述，以相对较好的精度。
2020-06-17 astro-ph.GA
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
Milky Way Tomography IV: Dissecting Dust
我们使用SDSS测光的7300万颗恒星，同时获得最佳拟合主序星能量分布（SED）和尘埃消光量沿视线对每颗恒星。使用2300万颗恒星的子样本与2MASS测光，其增加使更强大的结果，我们表明，SDSS测光单独是足以打破退化的内在恒星的颜色和尘埃量时，消光曲线的形状是固定的。当同时使用SDSS和2MASS测光时，对于大多数高消光区的恒星，总吸收与选择性吸收之比$R_V$可以确定，不确定度约为0.1。这些拟合使得能够详细研究尘埃的性质及其空间分布，以及银河系低纬度地区的恒星空间分布。我们的结果与Schlegel等人（1998，SFD）在银河系北部高纬度地区的尘埃图给出的灭绝标准化非常一致，但表明SFD灭绝图在南部天空似乎一直高估了约20%，与Schlafly等人（2010）一致。SDSS和2MASS带通上尘埃消光曲线形状的限制支持Fitzpatrick（1999）和Cardelli等人（1989）的模型。对于后者，我们发现一个$R_V=3.0\pm0.1$（随机）$\pm0.1$（系统）在大部分的高纬度天空。在银河系低纬度地区（|b| <5），我们证明了SFD图不能可靠地用于校正消光，因为大多数恒星都嵌入在尘埃中，而不是在尘埃后面。我们介绍了一种有效地选择候选红巨星的方法，称为“尘埃视差关系”，它利用了距离和消光之间的相关性。我们将这些最佳拟合参数以及所有输入的SDSS和2MASS数据以用…
2011-11-21 astro-ph.GA
UV Extinction as a More Fundamental Measure of Dust than E(B-V) or A(V)
在银河系、麦哲伦星云和一般情况下，红化恒星的气尘比通常表示为氢柱密度N（H）和红化E（B-V）或V波段消光（A（V））之间的线性关系。如果消光曲线是真正普遍的，那么对于任何波长的消光，以及对于N（H）与E（B-V），关系的强度和线性将自然地保持。然而，银河系内的消光曲线各不相同，除了偶然的机会，没有理由认为E（B-V）或A（V）是尘埃柱密度的最物理度量。在本文中，我们第一次利用全消光曲线到41兆瓦的视线，并发现N（H）和消光之间的散射最小化-关系成为线性-消光在2900 +/- 160 A。散射和非线性在较长波长处增加，并且对于近红外消光特别大。我们得出结论，近紫外消光是一个优越的措施的尘埃柱密度MW尘埃。我们为各种粉尘示踪剂提供了新的非线性气体-粉尘关系。我们还发现，MW和SMC气尘比之间的巨大差异（N（H）/E（B-V）为0.9 dex），对于远紫外消光，减少到0.7 dex，这与宇宙丰度的差异相匹配。两个星系之间的碳，因此证实N（C）是气尘比中气体的首选测量值，尽管它可能不是一个方便的测量值。
2021-02-18 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
Dark Dust III: The high-quality single-cloud reddening curve sample. Scrutinizing extinction curves in the Milky Way
本研究通过多步质量筛选构建了目前最高质量的银河系单云消光曲线样本，测得平均R_V为3.1±0.4，为后续暗尘埃性质研究提供基础。
2023-07-01 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
