The MOSDEF Survey: The First Direct Measurements of the Nebular Dust Attenuation Curve at High Redshift
Naveen A. Reddy, Alice E. Shapley, Mariska Kriek, Charles C. Steidel, Irene Shivaei, Ryan L. Sanders, Bahram Mobasher, Alison L. Coil, Brian Siana, William R. F… 展开作者
Naveen A. Reddy, Alice E. Shapley, Mariska Kriek, Charles C. Steidel, Irene Shivaei, Ryan L. Sanders, Bahram Mobasher, Alison L. Coil, Brian Siana, William R. Freeman, Mojegan Azadi, Tara Fetherolf, Gene Leung, Sedona H. Price, Tom Zick
备注：
10 pages, 2 tables, 5 figures; submitted 2020 July 04, accepted 2020 September 06 to the Astrophysical Journal
We use a sample of 532 star-forming galaxies at redshifts $z\sim 1.4-2.6$ with deep rest-frame optical spectra from the MOSFIRE Deep Evolution Field (MOSDEF) survey to place the first constraints on the nebular attenuation curve at high redshift. Based on the first five low-order Balmer emission lines detected in the composite spectra of these galaxies (${\rm Hα}$ through ${\rm Hε}$), we derive a nebular attenuation curve that is similar in shape to that of the Galactic extinction curve, suggesting that the dust covering fraction and absorption/scattering properties along the lines-of-sight to massive stars at high redshift are similar to those of the average Milky Way sightline. The curve derived here implies nebular reddening values that are on average systematically larger than those derived for the stellar continuum. In the context of stellar population synthesis models that include the effects of stellar multiplicity, the difference in reddening of the nebular lines and stellar continuum may imply molecular cloud crossing timescales that are a factor of $\gtrsim 3\times$ longer than those inferred for local molecular clouds, star-formation rates that are constant or increasing with time such that newly-formed and dustier OB associations always dominate the ionizing flux, and/or that the dust responsible for reddening the nebular emission may be associated with non-molecular (i.e., ionized and neutral) phases of the ISM. Our analysis points to a variety of investigations of the nebular attenuation curve that will be enabled with the next generation of ground- and space-based facilities.
Comparing the Nebular and Stellar Dust Attenuation Curves in Nearby Star-Forming Galaxies
Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文与空间科学研究院）；Department of Earth Science Education, Kyungpook National University（庆北国立大学地球科学教育系）；Department of Astronomy and Space Science, Chungnam National University（忠南国立大学天文学与空间科学系）；Astronomy Program, Department of Physics and Astronomy, Seoul National University（首尔国立大学物理天文学系天文学项目）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔国立大学天文研究中心）；Institute for Data Innovation in Science, Seoul National University（首尔国立大学数据创新科学研究院）
Variation of the Nebular Dust Attenuation Curve with the Properties of Local Star-forming Galaxies
我们利用SDSS DR 8巡天中位于$z\simeq 0.04-0.1$的$78,340$恒星形成星系样本，计算了星云尘埃的平均衰减曲线及其随星系物理性质的变化。利用前四条低阶巴耳末辐射线（H $α$，H $β$，H $γ$，H $δ$），得到了$0.41\,μ$ m ~ $0.66\,μ$ m范围内的星云衰减曲线，它与银河系消光曲线具有相似的形状和归一化（Milky Way curve）、最近导出的$z\sim2$典型成星星系的SMC曲线和星云衰减曲线。我们将星系划分成恒星质量，气相金属丰度和特定恒星形成率的箱，并推导出这些箱中的星云衰减曲线。这一分析表明，有非常小的变化，在形状的星云尘埃衰减曲线的属性用于bin的星系，并建议一个几乎普遍的形状的星云尘埃衰减曲线至少在星系和我们的样本中考虑的属性范围。
The JWST/AURORA Survey: Multiple Balmer and Paschen Emission Lines for Individual Star-forming Galaxies at z=1.5-4.4. I. A Diversity of Nebular Attenuation Curves and Evidence for Non-Unity Dust Covering Fractions
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Kentucky（肯塔基大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University College London（伦敦大学学院）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）
The Internal Nebular Attenuation Curve of Three-Dimensional Turbulent HII regions
Westlake University（西湖大学）；Mount Stromlo Observatory, Australian National University（澳大利亚国立大学斯特罗洛天文台）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文学系）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（普林斯顿高等研究院自然科学学院）
The AURORA Survey: Multiple Balmer and Paschen Emission Lines for Individual Star-forming Galaxies at z=1.5-4.4. II. Implications for Nebular Dust Corrections, Nebular SFRs, and Differential Reddening
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University College London（伦敦大学学院）
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）
Evidence for Shallow Nebular Attenuation Curves and Patchy Dust Geometry at z~2 with Pa-beta/H-alpha Measurements from JWST-MegaScience Medium Band Photometry
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Leiden University（莱顿大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心，索邦大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
SDSS+JWST Census of Stellar and Nebular Dust Attenuation at $z \sim 0$-7: Mass Dependence and Redshift Evolution
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究 Kavli 研究所（WPI））；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
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。
Star Formation and Nebular Attenuation from Pa$α$, Br$α$, and Br$β$ in Massive Dust-obscured Galaxies at Cosmic Noon using JWST
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Tufts University（塔夫茨大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
Optical Spectroscopy of Dwarf Galaxies at $z\sim 0.15$ in the COSMOS Field: Star Formation and Dust Properties
IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院 IPAC）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）
Stellar Absorption Line Analysis of Local Star-Forming Galaxies: The Relation Between Stellar Mass, Metallicity, Dust Attenuation and Star Formation Rate
Spatially Resolved Nebular-Stellar Reddening with JWST/NIRISS
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 California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Minnesota Institute for Astrophysics（明尼苏达天体物理研究所）
FRESCO: Constraining Dust Attenuation and Star-Formation Rates of $z\sim 2$ Star-Forming Galaxies with JWST Paschen and Ground-Based Balmer Emission Line Observations
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Geneva（日内瓦大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究院）；Yale University（耶鲁大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CSIC-INTA））；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
SED Analysis of 13 Spectroscopically Confirmed Galaxies at z$\simeq$6 to Constrain UV-Slope, Model Dust Attenuation and Escape Fractions
宇宙中氢的再电离被认为是通过红移$z\simeq5.5-6$完成的。为了探索这个时代，斯巴鲁深场（SDF）的星系观测已经在$z\simeq6$确定了100多个星系，其中许多通过后续观测得到了光谱学的证实。我们用CIGALE和Dense Basis代码模拟了13个SDF星系的光谱能量分布（SED）。模拟深红外测光有可能限制星系的莱曼连续（LyC）逃逸分数（\fesc）。我们使用模拟的星云发射线，并发现隐含的逃逸分数范围从\textbf{0 to 0.8 with a median of $\sim$0.35 for Dense Basis and $\sim$0.55 for CIGALE.}数据中存在显着的不确定性，使拟合结果在一个大范围的\fesc \为个别对象。这意味着星系的\fesc -值可能足够高，足以完成$z\sim6$的再电离。此外，我们没有发现强的趋势之间的UV斜率$β$或\EBminV与模型\fesc。如果是真的，缺乏趋势表明，除了星云发射或尘埃灭绝之外，其他因素可能导致LyC逃逸，例如在ISM中存在的洞具有足够宽的开口角度，来自超新星和/或弱AGN的流出，导致一系列隐含的\fesc -值取决于每个星系的视角。目前的\textit{HST, Spitzer}和基于地面的光度和星系模型的误差仍然很大，因此需要用\textit{James Webb Space Tele…
