G.A.S. II：星系中的尘埃消光;光度函数和InfraRed eXcess

星系中有或没有2175A碰撞的尘埃消光曲线的起源：麦哲伦云的情况

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。

2015-07-13astro-ph.GA

基于VVV观测数据的银道面尘埃消光图

Dust extinction map of the Galactic plane based on the VVV survey data

尘埃消光是银河系气体分布最可靠的示踪剂之一。在Via Lactea（VVV）巡天中的近红外（NIR）Vista变星可以在银河平面的大面积上基于恒星测光进行消光映射。我们设计了一种新的消光映射方法，XPNICER，汇集VVV光度计目录，恒星参数数据从StarHorse目录，和以前出版的Xpercentile和PNICER消光映射技术。我们将这种方法应用于VVV调查区域，得到了一张灭绝图，覆盖了经度295至350度之间的银河系圆盘和纬度-2至2度之间的银河系凸起，纬度-10至5度之间的银河系凸起。该地图有30弧秒的空间分辨率，它的痕迹通常可达约10-20马格的视觉消光，最大可达Av~30马格。我们比较我们的地图与以前的尘埃为基础的地图，得出的结论是，它提供了一个高保真度的消光为基础的地图，特别是在它的能力，以恢复弥漫的尘埃成分的银河系和适度膨胀的巨型分子云地区。该地图是特别有用的，作为独立的，基于观测数据的银河系尘埃分布和适用于广泛的研究，从个别分子云的银河系恒星星族的研究。

2022-10-18astro-ph.GA

Interstellar Dust颗粒：紫外和中红外消光曲线

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。

2019-03-24astro-ph.GA

LDN 1642中的尘埃发射、消光和散射

Dust emission, extinction, and scattering in LDN 1642

我们研究了LDN 1642中的近红外（NIR）散射，其与云结构的相关性，以及尘埃模型同时解释亚毫米发射，NIR消光和NIR散射的能力。我们使用HAWK-I仪器的观测结果来测量近红外表面亮度和消光。这些比较与赫歇尔数据的尘埃排放和辐射转移建模，预测计算不同的尘埃模型。我们发现了一个光学深度比$τ(250\,μ{\rm m})/τ(J)\approx 10^{-3}$，证实了早期的高亚毫米发射率的研究结果。由粉尘排放得到的柱密度与近红外颜色过量之间的关系是线性的，并且与标准近红外消光曲线一致。消光峰在$A_J=2.6\,$ mag处，NIR表面亮度保持与$N({\rm H}_2)$相关而没有饱和。辐射转移模型可以用任何一种测试的尘埃模型拟合亚毫米数据。然而，这些预测的近红外消光比观测值更高，近红外表面亮度比观测值更低。如果将尘埃亚毫米发射率重新换算为观测值$τ(250\,μ{\rm m})/τ(J)$，则具有高近红外辐射度的尘埃模型可以达到近红外表面亮度的观测水平。模型的NIR消光往往高于直接测量的，这反映在NIR表面亮度光谱的形状中。发射，消光和散射测量的组合提供了强有力的约束尘埃模型。LDN 1642的观测结果表明了清晰的尘埃演变，包括亚毫米辐射率的大幅增加，目前的尘埃模型尚未完全解释。

2020-09-26astro-ph.GA

利用伽马射线暴X射线晕与三维尘埃消光对尘埃云距离测量的比较

Comparison of distance measurements to dust clouds using GRB X-ray halos and 3D dust extinction

本文首次系统比较了7个GRB的X射线晕散射距离与四幅三维尘埃消光图的局部极大值，发现两者普遍一致，表明GRB X射线晕观测可用于优化三维尘埃消光成图方法。

2023-09-25astro-ph.GA

星际灭绝和元素丰度：个人视线

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。

2021-11-06astro-ph.GA

尘埃的带电破坏：活动星系核灰消光曲线的一种可能来源

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。

2020-02-19astro-ph.GA

近星分辨星系中的尘埃消光定律II。超巨星追踪的M33

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。

2022-04-12astro-ph.GA

红外星际消光模型

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）。

2014-03-28astro-ph.GA

通过M31隆起中的消光对尘埃的高分辨率测绘

High-Resolution Mapping of Dust via Extinction in the M31 Bulge

根据HST/WFC 3和ACS在近紫外（2700 A）到近红外（1.5微米）的10个波段的观测，我们绘制了M31隆起中心180”（~680 pc）区域的尘埃分布图。这种大的波长覆盖范围使我们不仅可以探测到密集的尘埃团，而且可以探测到弥漫的尘埃分子气体。我们拟合逐像素的光谱能量分布以构建具有无与伦比的角分辨率（~0.5”，即，~2 pc）和灵敏度（消光不确定度，δ AV ~0.05）。特别是，这些数据可以直接拟合被单个尘埃团遮挡的星光部分，从而拟合它们在凸起中的径向距离。大多数这些团块似乎是位于一个薄的平面，这是倾斜的相对于M31磁盘和出现faceon. We消光图转换成尘埃质量的表面密度图，并比较它与赫歇尔观测到的尘埃排放。这两张地图上的尘埃质量是一致的，除了在低灭绝区域，那里的质量推断灭绝往往被低估。此外，我们使用模拟表明，我们的方法可以用来测量质量的尘埃团在室女星系团早型星系的一个因素的精度~2。

2016-04-14astro-ph.GA

Cep OB3b年轻星团中的反常消光律：气体扩散过程中尘埃加工的证据

An Anomalous Extinction Law in the Cep OB3b Young Cluster: Evidence for dust processing during gas dispersal

我们确定通过Cep OB 3b，一个年轻的星团的3000颗恒星进行气体扩散的消光定律。对76个用MMT/Hectospec光谱鉴定的背景K巨星进行了消光测量。使用文献中的$V$和$R$光度测定法，SDSS中的$g$、$r$、$i$和$z$光度测定法，以及2 MASS中的$J$、$H$和$K_{s}$光度测定法，测定每个巨星系的颜色过量比率。这些颜色过量比率被用来构建通过与Cep OB 3b相关的尘埃物质的消光定律。通过Cep OB 3b的消光定律介于$R_{V} = 3.1$定律和$R_{V} = 5$定律之间，这两种定律分别常用于弥漫原子ISM和致密分子云。消光定律对视线$A_{V}$的依赖性进行了研究，我们发现消光定律在具有$A_{V} > 2.5$星等的区域变得更浅。我们推测，中间尘埃法律的结果从尘埃处理过程中的分子云的集群。

2014-02-06astro-ph.GA

M33中首次观测到的紫外光谱尘埃消光曲线存在显著变化

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。

2026-03-24astro-ph.GA

小麦哲伦云尘埃和气体演化研究（SMIDGE）：红团星的尘埃消光曲线

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。

2017-09-04astro-ph.GA

模拟朝向银河系中心的红外消光

Modeling the Infrared Extinction toward the Galactic Center

我们用标准的硅酸盐-石墨星际尘埃模型模拟了~1- 19 $\mum$的红外消光曲线。颗粒具有幂律尺寸分布，在一定尺寸以上呈指数衰减。GC IR消光的最佳拟合模型将视觉消光限制为Av~38- 42 mag. The模型的局限性，即，讨论了同时再现陡的~1- 3 $\mum$近红外消光和平坦的~3- 8 $\mum$中红外消光的困难。我们认为，这一困难可以减轻归因于消光对GC的灰尘在不同的环境中的组合：灰尘在弥漫的区域（特征在于小Rv和陡峭的近红外消光），和灰尘在密集的区域（特征在于大Rv和平坦的UV消光）。

2013-06-24astro-ph.GA

小麦哲伦星云的三维结构和尘埃消光

Three-Dimensional Structure and Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud

本文研究了小麦哲伦云（SMC）西南条~ 200 pc $\times$ 100 pc区域的三维结构和尘埃消光特性。利用哈勃空间望远镜的深空光学色星等图（CMD）模拟了红巨星团和红巨星支星的尘埃消光和星系结构。我们用高斯模型模拟恒星分量的距离分布，发现质心距离为65.2 kpc（距离模数$μ$ = 19.07 mag），半高宽$\approx$为11.3 kpc。这一大范围的视线再现了以前使用变星和红丛星研究的结果。此外，我们发现恒星和尘埃分布之间的偏移，与近侧的尘埃相对于恒星的3.22 $^{+1.69}_{-1.44}$千秒差距，导致73%的恒星红化的分数。建模的尘埃层与对数正态$A_V$分布表明，平均消光$\langle A_V \rangle$ = 0.41 $\pm$ 0.09马格。我们还计算$A_V/N_H$ = 3.2 - 4.2 $\times10^{-23}$马格厘米$^2$ H $^{-1}$这是显着低于银河系的值，但与以前的SMC尘埃气体比测量。我们的研究结果产生的第一个联合尘埃消光和3D几何性质在SMC的一个关键区域。这项研究表明，CMD建模可以同时限制尘埃消光和几何性质在附近的星系是一个强大的工具。

2020-10-21astro-ph.GA

全色哈勃仙女座宝库VIII：M31中尘埃消光的广域高分辨率地图

The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury VIII: A Wide-Area, High-Resolution Map of Dust Extinction in M31

我们映射的尘埃分布在M31在25pc的分辨率，使用恒星测光从全色哈勃仙女座宝库。我们开发了一种新的映射技术，模型的近红外色星等图（CMD）的红巨星分支（RGB）的恒星。模型CMD结合了RGB恒星的未红化前景和通过对数正态尘埃柱密度分布观察到的红化背景人口。与模型的拟合限制了中值消光、消光分布的宽度和变红恒星的比例。由此产生的消光图比尘埃排放图的分辨率高出4倍以上，同时提供了更直接的尘埃柱测量。新地图与Draine等人2014年从尘埃排放推断的灭绝地图之间存在极好的形态学一致性。然而，广泛使用的Draine & Li（2007）尘埃模型将观测到的灭绝高估了约2.5倍，这表明M31的真实尘埃质量较低，尘埃颗粒的放射性明显高于Draine等人（2014）的假设。我们发现的差异与普朗克合作组织（2015）在银河系中的类似发现一致，但对Draine & Li（2007）尘埃模型的参数有更复杂的依赖性。我们还表明，与Draine et al.（2014）地图的差异最小，其中星际辐射场的光谱比平均值更硬。我们讨论了可能的改进CMD尘埃映射技术，并探讨进一步的应用。

2015-09-22astro-ph.GA

Milky Way中旧核星团内的尘埃

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%。

2015-09-25astro-ph.GA

M31中Interstellar Dust的新紫外消光曲线

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。

2015-10-23astro-ph.GA

在极化中尘埃排列、晶粒生长和磁场的相互作用：来自发射消光比的教训

Interplay of dust alignment, grain growth and magnetic fields in polarization: lessons from the emission-to-extinction ratio

偏振消光和发射的尘埃在星际介质（ISM）是很难解释的，因为他们有一个复杂的依赖于尘埃的光学性质，晶粒排列和磁场方向。在分子云中尤其如此。目前的数据尚未充分发挥其潜力。特别是，发射和消光的组合提供了单独从其中任何一个都无法获得的信息。我们结合数据从科学文献中的偏振尘埃消光普朗克数据的偏振发射，我们用它们来约束可能的变化，尘埃和分子云内的环境条件，特别是半透明的视线，考虑到磁场方向。重点讨论了消光时最大偏振波长λ max与消光偏振、发射偏振及其比值等观测量之间的关系。我们开始使用蒙特卡罗模拟再现这些相关性，其中尘埃模型中的相关量-颗粒排列，尺寸分布和磁场方向-变化以模拟分子云内部预期的不同条件。所选择的量中没有一个能单独解释观测数据：当所有量在云之间和云内都有显著变化时，可以获得最佳结果。然而，一些数据-最值得注意的是具有低发射消光偏振比的恒星-没有被我们的模拟再现。我们的研究结果表明，不仅尘埃演化是必要的，以解释分子云的偏振，但一个简单的尺寸分布的变化是不足以解释的数据，并指出未来和更复杂的模型的方向。

2017-03-08astro-ph.GA

星际硅耗尽与紫外线消光

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…

2017-10-11astro-ph.GA

基于UKIDSS巡天数据的银道面尘埃消光图

Dust extinction map of the Galactic plane based on the UKIDSS survey data

本研究提出XPNICER方法，基于近红外巡天数据生成高分辨率银道面尘埃消光图，有效探测高消光区域，为星际介质研究提供独立测量。

2025-10-16astro-ph.GA

朝向银河系中心的中红外消光和新鲜硅酸盐尘埃

Mid-infrared extinction and fresh silicate dust towards the Galactic Center

我们解释了在$λ= 1 - 20\,\mkm$波长范围内观测到的朝向银河系中心（GC）的星际消光。它的主要特征是在$3 - 8\,\mkm$的平坦消光，其解释仍然是宇宙尘埃模型的一个问题。我们寻找尘埃颗粒的结构和化学成分，可以解释观察到的灭绝。与以前的工作相比，我们使用实验室测量的光学常数，并考虑不同结构的粒子。我们表明，芳香族碳和一些硅酸盐的紧凑的颗粒的混合物是更好地适合于再现基本上多孔的颗粒或脂肪族碳颗粒相比，平面消光。金属铁应该位于颗粒内部，即不能在硅酸盐颗粒上形成层，因为消光曲线变得非常特殊。我们发现一个模型，包括芳香族碳质颗粒和三层颗粒与橄榄石型硅酸盐核心，一个薄的非常多孔的层和一个薄的信封磁铁矿，提供了一个很好的（但仍然不是完美的）适合的观测数据。我们认为，这种硅酸盐尘埃应该是新鲜的，即最近在银河系中心区域的晚型恒星的大气中形成的。我们假设这个区域的半径约为1千秒差距，产生的消光约为观测到的一半。消光的剩余部分是由在$λ= 4 - 8\,\mkm$处几乎透明的“前景”材质引起的。

2017-01-30astro-ph.GA

连接尘埃点：本地星际云的尘埃耗损与消光

Connecting the dusty dots: dust depletion and extinction of local interstellar clouds

University of Geneva（日内瓦大学）；Wits Centre for Astrophysics, School of Physics, University of the Witwatersrand（威特沃特斯兰德大学物理学院天体物理中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Université Claude Bernard Lyon 1, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂第一大学克洛德·贝尔纳大学，里昂天体物理研究中心UMR5574）；French-Chilean Laboratory for Astronomy (FCLA), CNRS-IRL3386, U. de Chile（法智利天体物理实验室(FCLA)，CNRS-IRL3386，智利大学）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（ESA支持的AURA，太空望远镜科学研究所）

利用尘埃耗损和消光两种探针，研究银河系中性星际介质中parsec尺度尘埃云的金属和尘埃分布，并揭示其与本地泡的关系。

2026-04-28astro-ph.GA

星系演化中芳香尘埃种类和消光曲线的自洽模拟

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。

2020-01-07astro-ph.GA

用光-硅酸盐消光比探测活动星系核尘埃的大小

On the Optical-to-Silicate Extinction Ratio as a Probe of the Dust Size in Active Galactic Nuclei

尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。无论围绕活动星系核形成环形的尘埃是像星际颗粒那样的10- $μ$ m大小，还是更大，对校正尘埃环形的遮蔽以恢复活动星系核的本征光谱和光度有着深远的影响。在这里，我们表明，在可见光波段（$A_V$）的光学消光比的9.7 $μ$米硅酸盐吸收功能（$Δτ_{9.7}$）的光学深度可能是一个有效的探针的尘埃大小。活动星系核的$A_V/Δτ_{9.7} \approx 5.5$与银河系弥漫星际介质$A_V/Δτ_{9.7} \approx 18$的比值非常低，这表明活动星系核环面中的尘埃可能比银河系和小麦哲伦云的星际颗粒大得多，因此，人们可以预期活动星系核的消光曲线是平坦的。

2017-04-04astro-ph.GA

揭开尘埃面纱II：银河系红外消光定律的大尺度研究

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。

2009-10-22astro-ph.GA

揭开 JWST 时代尘埃星系消光的层层面纱：对静止系 1.5–28 μm 的 NIRSpec + MIRI 联合光谱建模

Peeling Back the Layers of Extinction of Dusty Galaxies in the Era of JWST: Modelling Joint NIRSpec + MIRI Spectra at rest-frame 1.5-28 $μ$m

本研究利用 JWST 的 NIRSpec 与 MIRI 联合光谱和差分消光模型，揭示 4 个亮红外星系中不同尘埃层、气体、HII 区、PAHs 与恒星连续谱的消光差异及 AGN 加热特征。

2024-02-27astro-ph.GA

后普朗克时期的尘埃模型：在弥漫的星际介质中限制尘埃的远红外不透明度

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。

2015-06-23astro-ph.GA

仙后座A冷超新星尘埃引起的近红外消光

Near-infrared Extinction due to Cool Supernova Dust in Cassiopeia A

我们提出的消光测量的结果对主要的喷出物壳的仙后座A超新星（SN）遗迹使用的两个近红外（NIR）[Fe II]线之间的流量比在1.26和1.64 $μ{\rm m}$。我们发现一个明确的相关性之间的近红外消光（$E(J-H)$）和喷出物节的径向速度，表明红移节系统更模糊比蓝移的。这种内部的“自我灭绝”强烈表明，大量的SN尘埃居住在内部和周围的主要喷出物壳。在壳的南部的一个位置，我们测量$E(J-H)$的SN尘埃0.23 $\pm$ 0.05马格。通过分析在该位置的热尘埃发射的光谱能量分布，我们表明，有温暖的（$\sim$ 100 K）和冷（$\sim$ 40 K）SN尘埃成分，后者是负责观察到的$E(J-H)$。我们调查了可能的颗粒种类和每个组件的大小，发现温暖的SN尘埃需要硅酸盐颗粒，如MgSiO $_{3}$，Mg $_{2}$ SiO $_{4}$，和SiO $_{2}$，而冷尘埃可以是小（$\leq$ 0.01 $μ{\rm m}$）Fe或大（$\geq$ 0.1 $μ{\rm m}$）Si颗粒。我们认为，在仙后座A的温暖和凉爽的尘埃成分代表颗粒物质产生的扩散SN喷出物和密集的喷出物团块，分别。

2015-07-20astro-ph.GA

JWST对z≈4处快速增长的尘埃遮蔽类星体的光谱观测：尘埃消光校正对黑洞质量和爱丁顿比估计的影响

JWST Spectroscopic View of a Rapidly Growing Dust-obscured Quasar at $z \sim 4$: Effect of Dust Extinction Correction on Black Hole Mass and Eddington Ratio Estimation

针对z≈4的尘埃遮蔽类星体LID-568，利用JWST光谱及无消光估计器，修正其黑洞质量与爱丁顿比，发现并非超爱丁顿吸积，强调尘埃消光校正在黑洞增长分析中的重要性。

2025-03-11astro-ph.GA

星际消光和偏振--球状尘埃颗粒方法的前景

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。

2010-01-10astro-ph.GA

模拟麦哲伦星云中的尘埃灭绝

Modelling dust extinction in the Magellanic Clouds

我们的模型中观察到的灭绝配置文件的小和大麦云云与合成人口的尘埃颗粒组成的核幔颗粒和自由飞行的多环芳烃的集合。在麦哲伦星云中观察到的所有不同风格的消光曲线都可以通过本模型来描述，该模型先前已（成功）应用于银河系中弥漫和半透明视线的大样本。我们发现，在麦哲伦云的消光产生的经典颗粒一般大于多环芳烃的吸收。在这个模型中，非线性的远紫外线上升占多环芳烃，其存在反过来总是与经典颗粒的尺寸分布的差距。这暗示了之间的物理连接（例如，多环芳烃的常见原因和不存在中等大小的灰尘颗粒，或者需要模型中的附加组件，其可以解释非线性远紫外线上升而不会导致$\sim$ 217 nm处的紫外线凸起，例如，纳米金刚石

2015-07-30astro-ph.GA

星际灭绝和元素丰度

Interstellar Extinction and Elemental Abundances

星际介质中的元素以气体或尘埃的形式存在。星际灭绝和元素丰度对星际尘埃的组成、大小和数量提供了至关重要的限制。大多数灭绝模型的工作都假设尘埃形成元素的总丰度（包括气体和尘埃）--被称为“星际丰度”，“星际参考丰度”或“宇宙丰度”--是太阳和气相丰度独立于星际环境。然而，目前还不清楚太阳丰度是否是星际丰度的适当代表。与此同时，已知气相丰度随当地星际环境而呈现出明显的变化。在这项工作中，我们探讨了B星丰度的可行性，太阳和原太阳丰度，和原太阳丰度增加银河化学富集（GCE）作为星际丰度的适当代表，通过定量研究消光和元素丰度的十个星际视线，消光曲线和气相丰度的所有主要尘埃形成元素（也就是说，C、O、Mg、Si和Fe）。而不是假设一个特定的尘埃模型，然后拟合所观察到的消光曲线，对于每个视线，我们应用模型独立的Kramers-Kronig关系，它涉及到总的尘埃体积的波长积分消光，把一个下限的尘埃耗尽。这一点，加上观测得到的气相丰度，使我们能够排除B星，太阳和原太阳丰度作为星际参考标准。我们的结论是，GCE增强的原太阳丰度是一个可行的星际丰度的代表。

2020-11-18astro-ph.GA

所有波长的一个关系：远紫外至中红外银河系光谱型 R(V) 依赖的尘埃消光关系

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。

2023-04-06astro-ph.GA

利用JWST NIRCam slitless光谱学研究97个红移1<z<1.6星系的尘埃消光和帕森-α发射线分布

Characterizing Dust Extinction and Spatially Resolved Paschen-$α$ Emission within 97 Galaxies at $1<z<1.6$ with JWST NIRCam Slitless Spectroscopy

Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院IPAC）

本研究利用JWST NIRCam slitless光谱学分析97个红移1<z<1.6星系的尘埃消光和帕森-α发射线分布，揭示了尘埃消光与恒星质量的相关性及不同质量星系的恒星形成特征。

2026-01-05astro-ph.GA

恒星坍缩超新星产生的尘埃富集与高红移宇宙中的消光曲线

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。

2026-04-29astro-ph.GA

扩散Milky Way星际介质中的远紫外尘埃消光和分子氢

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。

2022-10-12astro-ph.GA

烟斗星云最暗核心的中红外消光定律

The mid-infrared extinction law in the darkest cores of the Pipe Nebula

上下文尘埃颗粒的性质，特别是它们的大小分布，预计从星际介质到分子云内的高密度区域是不同的。目标。我们测量了分子云核中致密物质产生的中红外消光规律。由于这些波长的消光是由尘埃引起的，如果尘埃颗粒具有不同的性质，那么核心中的消光定律应该与低密度环境中的消光定律不同。方法.我们使用无偏LINES方法来测量颜色-颜色图中的红化向量的斜率。我们推导出中红外消光定律对密集的核心B59和FeSt 1-457在管星云的范围内的视觉消光10和50之间的星等，使用斯皮策/IRAC的组合，和ESO NTT/VLT数据。结果两个核心的中红外消光定律在3.6和8微米之间显着偏离幂律，这表明这些核心包含有相当大一部分大尘埃颗粒的尘埃。我们没有发现任何证据的消光定律与柱密度高达50级的视觉消光在这些核心的依赖性，也没有证据表明我们的结果和其他云在较低的柱密度在文献中报道的变化。这表明，即使在低柱密度区域也存在大颗粒，或者现有的尘埃模型需要在中红外波长下进行修订。我们发现一个小的，但显着的差异，在两个核心的消光定律，我们暂时与B59的恒星形成的开始。

2012-11-28astro-ph.GA

小麦哲伦云紫外尘埃消光曲线的扩展样本：2175 Å 驼峰、q_pah、紫外消光形状与 N(HI)/A(V) 之间的相关性

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。

2024-05-21astro-ph.GA

是什么让红色类星体变红？来自线比分析的尘埃消光的观测证据

What makes red quasars red? Observational evidence for dust extinction from line ratio analysis

红色类星体在近红外波段的光学波段非常红，这可能是由于它们的宿主星系中的尘埃消光，正如预期的那样，在这种情况下，红色类星体是合并驱动的恒星形成星系和未被遮蔽的1型类星体之间的中间种群。然而，也存在其他机制来解释它们的红色：（i）一个内在的红色连续体;（ii）一个不寻常的高覆盖因子的热尘埃成分，即$\rm CF_{HD} = {\it L}_{HD} / {\it L}_{bol}$，其中${L}_{\rm HD}$是来自热尘埃成分的光度和${L}_{\rm bol}$是热光度;和（iii）一个中等的视角。为了研究为什么红色类星体是红色的，我们研究了20个红色类星体在$z\sim$ 0.3和0.7的光学和近红外光谱，其中近红外光谱的使用使我们能够以几乎不受尘埃消光影响的方式研究红色类星体的性质。13个红类星体的Paschen到Balmer线比的值被发现是$\sim$的10倍以上的未遮蔽的1型类星体，这表明一个沉重的尘埃消光与$A_V > 2.5$镁。此外，红类星体的Paschen到Balmer线比是很难解释合理的物理条件，而不采用的概念，尘埃消光。红色类星体的$\rm CF_{HD}$与未被遮蔽的1型类星体相似，或略高于1型类星体。在20个红类星体中，有19个的爱丁顿比比未被遮蔽的1型类星体高（高出$3 \sim 5$倍），因此中等视角的情况不受欢迎。因此，这些结果强烈表明，与增强的核…

2017-12-05astro-ph.GA

用MUSE观测行星状星云NGC 7009的消光和尘埃-气体结构

The extinction and dust-to-gas structure of the planetary nebula NGC 7009 observed with MUSE

MUSE的大视场和波长范围非常适合绘制银河系行星状星云（PN）。明亮的PN NGC 7009是在仪器的科学验证期间在VLT上用MUSE观察到的，视宁度为0.6”。通过对MUSE立方体的分析，形成了氢巴耳末和帕邢线的发射线图。从MUSE立方体测得的电子温度和密度被用来预测理论上的氢线比率，并绘制整个星云的消光分布。在对NGC 7009的星际消光进行校正后，首次在PN中绘制了内部尘埃气体比（A_V/N_H）。NGC 7009的消光图具有相当大的结构，大致对应于星云的形态特征。灭绝图中的一个大尺度特征，由波峰和波谷组成，出现在内壳的边缘。这一特点的性质进行了调查和仪器和物理原因考虑;没有令人信服的机制被确定产生此功能，除了质量损失的变化，在早期的渐近巨分支阶段。尘埃与气体的比值A_V/N_H从电离星云中心到边缘从0.7倍星际值增加到>5倍。积分A_V/N_H约为ISM平均值的2倍。结果表明，MUSE消光成像为研究PN内部尘埃的分布和尘气比提供了一个强有力的工具。（节录）

2016-02-22astro-ph.GA

揭示尘埃颗粒偏振特性作为消光和朝向NGC 1893距离的函数

Revealing the dust grain polarization properties as a function of extinction and distance towards NGC 1893

在可见光波段的尘埃偏振观测有助于了解尘埃颗粒的性质，并追踪磁场的天平面分量。在这项研究中，我们利用从AIMPOL获得的$I$波段偏振数据以及距离（$d$）和消光（$A_{V}$）数据来研究偏振分数（$P$）作为$A_{V}$和$d$向恒星形成区NGC 1893的函数的变化。我们采用了一个破碎的幂律拟合和贝叶斯分析消光（$A_{V}$）与极化效率（$P$ / $A_{V}$）和距离（$d$）与极化率（$P$ / $d$）。我们发现，$P$ / $A_{V}$在$\sim$ 0.9等消光时出现断裂，而$P/d$在距离$\sim$ 1.5千秒差距处出现断裂。在此基础上，我们将NGC 1893的尘埃分为两类：（i）前景尘埃，局限于$A_{V}$ $<$ $\sim$ 1等，距离达$\sim$ 2 kpc;（ii）英仙座旋臂尘埃，朝向NGC 1893，特征为$A_{V}$ $>$ $\sim$ 1等，距离超过$\sim$ 2 kpc。前景尘埃表现出较高的偏振效率，但较低的偏振速率，而英仙座尘埃表现出较低的偏振效率，但略高的偏振速率。因此，我们认为，虽然偏振效率揭示了尘埃颗粒的排列，偏振率推断尘埃颗粒的分布对NGC 1893。此外，我们还揭示了内禀极化和磁场取向的空间变化，以及其他参数的星系团内介质的NGC 1893。

2022-07-07astro-ph.GA

从H α/UV比值预测恒星形成星系的尘埃消光性质

Predicting dust extinction properties of star-forming galaxies from H-alpha/UV ratio

利用SDSS（DR 7）和GALEX（GR 5）全天空巡天中选取的近宇宙（0.02<z<0.10）恒星形成星系样本，提出了一种新的由H-α-FUV通量比预测星系尘埃消光的经验定标方法。我们发现，H α尘埃消光（A（Ha））与H α/H β比（巴耳末减量）的增加而增加的H α/UV比的预期，但仍有相当大的分散周围的关系，这在很大程度上取决于恒星质量和/或H α等效宽度（EW（Ha））。在固定的H-alpha/UV比值下，恒星质量较高的星系（或EW（Ha）较低的星系）往往会被尘埃遮蔽得更深。我们量化了这一趋势，并建立了一个经验校准预测A（Ha）与组合的H-α/UV比，恒星质量和EW（Ha），我们可以成功地减少系统的不确定性伴随着简单的H-α/UV的方法约15- 30%。本研究提出的新配方将为预测星系尘埃消光水平提供一个方便的工具，特别是当巴耳末减量不可用时。通过比较A（哈）（来自巴耳末减量）和A（紫外）（来自红外/紫外光度比）的一个子样本的星系AKARI FIR测光，我们表明，更大的星系往往有更高的额外消光对星云区域相比，恒星连续光。考虑到最近的研究报告较小的额外消光对星云区域的高红移星系，我们认为，尘埃几何高红移星系内类似于更像低质量星系在附近的宇宙。

2015-07-15astro-ph.GA

UVOT对SMC和M33中尘埃和恒星形成的测量

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。

2015-04-24astro-ph.GA

尘埃消光曲线：超越R(V)

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。

2025-06-25astro-ph.GA

消光曲线、消光定律以及星际尘埃模型的失效

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。

2026-03-24astro-ph.GA

猎户座、天鹅座X、金牛座和英仙座恒星形成区的三维尘埃密度结构

Three-dimensional dust density structure of the Orion, Cygnus X,Taurus, and Perseus star-forming regions

星际尘埃通过吸收和变红影响天文观测，但这种消光也是研究星系中星际物质的有力工具。银河系中尘埃消光和密度的3D重建受到诸如上帝之指效应和负密度等人为因素的影响，并且受到大量计算成本的限制。在这里，我们的目标是克服这些问题与一种新的算法，推导出的3D消光密度的尘埃在银河系中使用的潜变量高斯过程和变分推理。我们的模型保持非负密度，因此沿所有视线单调非递减消光，并在合理的计算时间内进行推理。使用光学和近红外测光计算出的数十万颗恒星的距离，以及基于盖亚的距离，我们使用我们的算法来推断猎户座，金牛座，英仙座和天鹅座X恒星形成区域的结构。在二维消光图中叠加的一些特征在三维尘埃消光密度图中被清楚地分解。我们在猎户座的边缘发现了一个大的暗条，在金牛座和英仙座区域发现了暗条，并表明天鹅座X位于1300 - 1500pc。我们计算了这些地区的尘埃质量，发现这些质量略高于以前的估计，这可能是我们的输入数据更有效地恢复了最高的柱密度的结果。将我们的预测结果与普朗克数据进行比较，我们发现密度和尘埃加工之间的已知关系，其中高消光视线具有最多的加工颗粒，当包括密度时，在解析观测中保持不变，并且它们存在于比以前建议的更小的尺度上。这可以用来研究尘埃在分子云中处理时的大小或成分变化。（节录）

2021-11-12astro-ph.GA

超新星遗迹的红外发射与消光法估算尘埃质量：G93.7-0.2、G109.1-1.0、G156.2+5.7和G166.0+4.3

Estimation of Dust Mass from Infrared Emission and Extinction of Supernova Remnants: G93.7-0.2, G109.1-1.0, G156.2+5.7, and G166.0+4.3

School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Center for Astrophysics, Guangzhou University（广州大学天体物理中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文物理研究所）；Departamento de Fisica y Astronomia, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安第斯贝尔托大学精确科学学院物理与天文学系）

本研究采用三维星际消光图与红外光谱能量分布拟合两种方法，估算4个银道面超新星遗迹的尘埃质量，发现冷尘埃主导红外发射质量，两类质量差异或源于视线污染与参数不确定性。

2026-09-01astro-ph.GA

在存在尘埃消光时的银河系密度模拟

On Galactic density modeling in the presence of dust extinction

关于银河系中恒星星族的空间密度或相空间结构的推断需要精确确定有效测量体积。像盖亚或近红外光谱巡天这样的巡天观测到的体积非常复杂，因为在三维星际尘埃消光中有丰富的小尺度结构。我们引入了一个新的框架来分析小尺度结构在灭绝中的重要性。这种形式主义表明，空间复杂的消光效应的选择功能的一个光束或连续的天空调查是等效的低通滤波的消光影响的选择功能与平滑的密度场。我们发现，目前的三维消光图的角分辨率是足够的分析盖亚子样本的数百万颗恒星。然而，目前的距离分辨率是不够的，需要提高一个数量级，特别是在银河系内部。我们还提出了一个实用和有效的方法，适当考虑到灭绝的影响，通过一个有效的选择函数的银河系结构的分析。我们说明了它的使用与选择功能的红团星在APOGEE使用和比较各种当前的3D消光图。

2016-06-06astro-ph.GA

星系并合中尘埃消光对电离气体观测外流速度的表观效应

Apparent effect of dust extinction on the observed outflow velocity of ionized gas in galaxy mergers

本研究通过ASURA模拟星系并合晚期发现，尘埃消光的观测效应会显著增加埋藏AGN中电离气体的观测外流速度和速度弥散，导致速度图蓝移倾斜，揭示了超高速OIII外流可能与富气并合晚期的尘埃消光有关。

2023-11-19astro-ph.GA

麦哲伦星云快速紫外线巡天（SUMaC）。I.小麦哲伦星云紫外尘埃消光定律的形状和近期恒星形成历史

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。

2017-01-12astro-ph.GA

异常灭绝视线上的尘埃特性。II。用尘埃模型研究消光曲线

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）

2010-11-23astro-ph.COastro-ph.GA

DustRover：用于模拟尘埃消光曲线的Python软件包（第一阶段）

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。

2026-09-09astro-ph.GAastro-ph.IM

星云OMC-3中的尘埃发射与消光

Dust emission and extinction in the Orion OMC-3 cloud

University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Université de Toulouse, UPS-OMP, IRAP（图卢兹大学，UPS-OMP，IRAP）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，空间天体物理研究所）

本研究通过三维辐射传输模型分析OMC-3云中尘埃的演化，发现尘埃颗粒大小在0.1-0.3μm范围内，且可能带有冰层。

2025-12-15astro-ph.GA