An Empirical Determination of the Dust Mass Absorption Coefficient, $κ_{d}$, Using the Herschel Reference Survey
我们使用已发表的赫歇尔参考巡天中22个星系的光度学和光谱学来确定尘埃质量吸收系数$κ_{d}$在500 $μm$波长处的值为$κ_{500} = 0.051^{+0.070}_{-0.026}\,{\rm m^{2}\,kg^{-1}}$。我们这样做是利用这样一个事实，即星系的星际介质中的尘埃与金属的比例似乎是恒定的。我们认为，我们对$κ_{d}$的价值取代了James et al.（2002）的价值，James et al.（2002）是确定$κ_{d}$的方法的先驱，因为我们利用了优越的数据，并考虑了他们没有考虑的一些显著的系统性影响。我们全面纳入了所有方法和观测的贡献，以建立我们的价值，这是一个显着的改进，经常引用的“数量级”的不确定性$κ_{d}$的不确定性的不确定性。我们没有发现证据表明$κ_{d}$的值在星系之间有显著差异，或者它与任何其他测量或推导的星系属性相关。然而，我们注意到，数据的可用性限制了我们的样本相对大规模（$10^{9.7}<{M_{\star}}<10^{11.0}\ {\rm M_{\odot}}$），高金属丰度（$8.61<[12+{\rm log}_{10}\frac{O}{H}]<8.86$）星系，未来的工作将使我们能够调查更广泛的系统。
2016-03-15 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
From Stellar Nurseries to Old Stellar Populations: A Multi-wavelength Case of NGC 1055
本文利用CO、GALEX FUV和Spitzer NIR多波段数据，在多个空间尺度上研究旋涡星系NGC 1055盘面气体、尘埃与恒星族性质的相关性，揭示了盘面物理条件的东西不对称性及径向变化趋势。
2024-06-11 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
Estimation of high-resolution dust column density maps: Empirical model fits
亚毫米尘埃辐射是星际致密云密度N的重要示踪物。人们必须将不同空间分辨率的表面亮度信息结合起来，并且需要特定的方法来以高于观测的最低分辨率的分辨率导出N。在文献中已经讨论了一些方法，包括分阶段构造N估计的方法（在下文中，方法B），其中导出的最小空间尺度仅使用最短波长图。我们提出了简单的模型拟合作为一种灵活的方式来估计高分辨率列密度图。我们的目标是评估这一过程的准确性，并确定它是否是一个可行的替代方案，使这些地图。新方法由柱密度（或参考波长处的强度）和色温的模型图组成。该模型采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法拟合，比较模型预测与观测在其本地分辨率。我们分析了模拟的表面亮度图，并将其精度与方法B和使用无噪声高分辨率观测获得的结果进行了比较。新的方法是能够产生可靠的列密度估计的分辨率显着高于最低分辨率的输入地图。与方法B相比，它对噪声的影响具有相对弹性。该方法在计算上要求更高，但即使在大型赫歇尔映射的分析中也是可行的。建议的经验建模方法E被证明是一个很好的替代计算高分辨率列密度图，即使有相当大的超分辨率。方法E和B都包括进一步改进的潜力，例如，以更好的先验约束的形式。
2013-07-27 astro-ph.GA
Empirical SED Templates for Star Clusters Observed with HST and JWST: No Strong PAH or IR Dust Emission after Five Myr
利用JWST和HST对NGC 628的观测，构建了致密星团的SED模板，发现红外波段可区分不同年龄星团，且PAH尘埃在4百万年内被清除，经验年龄估计与动力学及模型结果一致。
2025-03-26 astro-ph.GA
IllustrisTNG and S2COSMOS: possible conflicts in the evolution of neutral gas and dust
我们调查银河系尘埃质量在宇宙时间的演变，通过i）经验得出的尘埃质量使用堆叠的亚毫米通量在850微米的COSMOS领域，和ii）尘埃质量使用一个强大的后处理方法得出的结果从宇宙流体动力学模拟IllustrisTNG。我们有效地执行自校准的尘埃质量吸收系数，迫使模型和观测同意在低红移，然后比较的演变所示的观测与模型预测。我们创建尘埃质量函数（DMF）的基础上illustrisTNG模拟从0 < z < 0.5，并比较这些与以前观察到的DMF。我们发现缺乏演变的DMF来自模拟，在冲突中看到的经验得出的估计低红移DMF的快速演变。此外，我们观察到在0 < z < 5的红移范围内观测到的星系尘埃质量与恒星质量的平均比值有很强的演化，而来自IllustrisTNG的相应尘埃质量显示出相对较小的演化，即使在将样本分成卫星和中心之后。观测到的强演化和IllustrisTNG加后处理预测的弱演化之间的巨大差异可以通过尘埃颗粒性质的强宇宙演化或模型的局限性来解释。在后一种情况下，这种限制可能与先前的主张有关，即星系的中性气体含量在IllustrisTNG中的演化速度不够快。
2020-10-14 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
Disentangling accretion disk and dust emissions in the infrared spectrum of type 1 AGN
我们用半经验模型再现了85个发光类星体样品的0.1- 10 μ m光谱能量分布。在该模型中，从吸积盘以及星云线的连续辐射是由一个单一的经验模板（磁盘），在光谱指数的差异是通过不同的消光量再现。活动星系核加热尘埃的近红外和中红外辐射被模拟为两个黑体（尘埃）的组合。模型拟合表明，磁盘和尘埃组件是非常均匀的各个类星体，在所观察到的SED的差异主要是由不同程度的盘的遮蔽，以及在磁盘和尘埃组件的相对光度的差异占。通过组合85个类星体的扣除盘的SEDs，我们生成了一个1- 10 μ m的活动星系核加热尘埃辐射的模板。此外，我们使用一个样本的本地塞弗特1星系与全光谱覆盖范围在0.37微米至39微米的范围内，以展示一种方法，拼接在一起的光谱段获得不同的PSF和提取孔径。我们表明，从发光类星体获得的磁盘和尘埃模板也再现本地塞弗特1 s的光学到中红外光谱时，适当减去从宿主星系的贡献。
2017-10-11 astro-ph.GA
Evidence of dust grain evolution from extinction mapping in the IC 63 photodissociation region
光解区（PDR）是ISM的一部分，主要由中性气体组成，位于H II区和分子云之间的界面。这些地区的物理条件在很短的空间尺度上表现出变化，因此，PDR是研究尘埃颗粒特性和演变的理想实验室。我们已经映射IC 63在高分辨率从紫外到近红外（275 nm至1.6 $μ$ m），使用哈勃太空望远镜WFC 3。使用贝叶斯SED拟合工具，我们同时获得了一组恒星（$T_\text{eff}$，$\log(g)$，距离）和消光（$A_V$，$R_V$）参数的520颗背景星。基于这些结果，我们以25角秒的分辨率呈现了$A_V$和$R_V$的地图。整个PDR的消光特性各不相同，$A_V$的值在0.5到1.4等之间，而$R_V$的值则呈下降趋势，从星云前部的3.7下降到更远的地方的2.5等。这为尘埃光学性质的演化提供了证据。我们适合两个修改后的黑体的MIR和FIR SED，通过结合从斯皮策和赫歇尔的数据的$A_V$地图。我们得到的有效温度（30 K和227 K）和在160 $μ$ m的V带$κ_{160} / κ_V$（$7.0 \times 10^{-4}$和$2.9 \times 10^{-9}$）的尘埃人口的不透明度的比率。对单个像素的类似拟合显示了$κ_{160} / κ_{V}$的空间变化。对我们的HST数据的分析，结合这些斯皮策和赫歇尔数据，提供了PDR内尘埃的第一个全色视图。
2019-11-08 astro-ph.GA
No Redshift Evolution of Dust Temperatures from $0 < z < 2$
一些最近的文献声称，在星系的尘埃温度朝着温暖（或寒冷）的光谱能量分布（SED）之间的低和高红移的演变。这些结论是由理论模型和实证测量驱动的。这种说法有时相互矛盾，并且容易在样本或SED拟合技术中产生偏差。使直接比较变得困难的是，没有统一的方法来拟合星系的红外/毫米波SED。在这里，我们的目标是标准化的测量星系的尘埃温度与蟒蛇为基础的SED拟合程序，MCIRSED。我们利用IRAS，Herschel和Scuba-2观测到的参考数据集来测试红移演化到$z\sim2$。我们将我们的工作锚定在L $λ_{peak}$平面上，其中根据经验观察到IR发光度和静止帧峰值波长（发光度加权尘埃温度的观测代理）之间存在反相关性，例如$λ_{peak}=λ_{t}({L_{IR}}/{L_{t}})^η$，其中$η=-0.09\pm0.01$、L $_{t}=10^{12}$ L $_{\odot}$和$λ_{t}=92\pm2μ$ m。我们发现没有证据表明红移演化的星系的温度，或$λ_{peak}$，在固定的L $_{IR}$从$0<z<2$与>99.99%的置信度。我们的发现并不排除在固定恒星质量的尘埃温度的演变，这是预期从一个非演变的L $_{IR}$ - $λ_{peak}$关系和一个强烈的演变SFR-M $_\star$关系。在给定的L $_{IR}$中，尘埃温度的宽度很可能是由星系尘埃几何形…
2022-03-30 astro-ph.GA
An empirical mass-loss law for Population II giants from the Spitzer-IRAC survey of Galactic globular clusters
本工作的主要目的是导出第一和第二上升红巨星分支中星族II恒星的经验质量损失（ML）定律。我们使用斯皮策望远镜红阵列照相机（IRAC）测光获得的3.6-8微米范围内的15个银河系球状星团，跨越整个金属丰度范围和采样的水平分支（HB）形态的巨大的动物学仔细选择的样本。我们用近红外数据补充了IRAC测光，以建立合适的颜色-星等和颜色-颜色图，并识别质量损失的巨星。我们发现，虽然大多数恒星显示出典型的冷巨星的颜色，但有些恒星显示出过量的中红外线，这比其光球发射的预期要大，这可能是由于大量的尘埃形成。对于这些恒星，我们估计尘埃和总（气体+尘埃）ML率和时间尺度。最后，我们校准人口II红色和渐近巨星分支恒星的经验ML法律与不同的金属丰度。我们发现，在一个给定的红巨星分支光度只有一小部分的恒星正在失去质量。由此，我们得出结论，ML是偶发性的，只有一小部分时间是活跃的，我们将其定义为占空比。随着恒星光度和金属丰度的增加，质量损失恒星的比例也随之增加。根据对气尘比和膨胀速度的合理假设估计的ML率取决于金属丰度，并随着金属丰度的降低而缓慢增加。相比之下，占空比随着金属量的增加而增加，净结果是总ML随着金属量的增加而适度增加，[Fe/H]中的每dex约为0.1 Msun。对于星族II渐近巨星分支星，我们估计总的ML <0.1 Msun，随着金属丰度的变化几乎是常数。
2014-03-17 astro-ph.GA
Interstellar dust modelling: Interfacing laboratory, theoretical and observational studies (The THEMIS model)
只有在有意义的理论框架内尊重和使用实验室数据对星际尘埃模拟材料施加的约束，才有可能构建可行的和物理上现实的星际尘埃模型。然后，这些物理尘埃模型可以直接与观测结果进行比较，而不需要进行任何调整来拟合观测结果。这样的模型通常无法实现经验模型所能实现的与观察结果的良好拟合。然而，物理现实的方法必然会导致更深入的洞察力和更全面的理解星际尘埃的性质和演变。基于（氢化）无定形碳和具有金属Fe和/或FeS纳米夹杂物的无定形硅酸盐的THEMIS建模方法似乎是朝着这个方向迈出的一步。
2015-11-25 astro-ph.GA
A nearby galaxy perspective on interstellar dust properties and their evolution
星际尘埃是星系的关键物理成分，它使恒星的形成变得模糊，调节气体的加热和冷却，并积累化学复杂性。在这篇手稿中，我对星际尘埃的性质和用于研究它的一些现代技术进行了广泛的回顾。我首先介绍了分子和固态物理学中的主要概念，这些概念是理解当代文献所必需的。然后，我回顾了我们目前使用的经验证据，以约束国家的最先进的尘埃模型。接下来是关于我们目前对邻近星系颗粒特性的理解的长时间讨论，重点是光谱能量分布建模的结果。下一章介绍了尘埃在所有尺度上的演化。我回顾了不同的微物理演化过程，以及它们在宇宙尘埃演化模型中的解释方式。我给出了我对不同金属丰度星系中星际尘埃起源的看法。最后一章是方法论。我介绍了贝叶斯方法，并将其与频率论技术进行了比较。我讨论了这两种方法的认识论后果，并说明为什么星际尘埃领域需要一个概率的观点。我总结了过去十年中取得的重大突破，并描绘了未来十年的一些前景。
2022-02-03 astro-ph.GA
Spectroscopic confirmation of a dust-obscured, metal-rich dwarf galaxy at z~5
本文结合JWST光谱与测光数据，首次在z~5处确认了一个尘埃遮蔽、富金属的矮星系CEERS-14821，发现其具有极高的尘埃消光且正经历恒星形成爆发。
2025-01-17 astro-ph.GA
NGC4370: a case study for testing our ability to infer dust distribution and mass in nearby galaxies
早期类型星系人口的一小部分拥有一个突出的尘埃带。基于光学成像数据来量化这些系统的灰尘含量的方法通常产生比从所观察到的FIR发射得到的灰尘质量低一个数量级的灰尘质量。来自下一代室女星系团巡天（NGVS）和来自赫歇尔室女星系团巡天（HeViCS）的FIR/submm观测的高质量光学数据使我们能够重新审视以前的方法来确定星系中的尘埃含量并探索新的方法。我们的目标是从光学和FIR数据推导出NGC 4370中的尘埃质量，并调查是否需要调用一个假定的弥漫尘埃成分。我们创建颜色和衰减图，这些图根据简单的尘埃几何形状转换为近似的尘埃质量图。尘埃质量也来自SED适合FIR/亚毫米观测。最后，逆辐射转移拟合进行调查更复杂的尘埃几何形状。应用于光学数据的经验方法产生的下限为3.4e5太阳质量，一个数量级以下的总尘埃质量来自SED拟合。相比之下，辐射转移模型产生的尘埃质量略低，但与FIR导出的质量完全一致。尘埃更有可能分布在NGC 4370中心周围的环中，而不是指数圆盘或简单的前景屏幕。此外，使用逆辐射转移拟合，我们能够约束描述这些几何形状的大部分参数。由此产生的尘埃质量足够高，以考虑到在FIR/submm波长下观察到的尘埃，因此不需要调用漫射尘埃成分。此外，我们谨慎的解释尘埃质量和光学深度的光学数据的基础上，使用过于简单的星尘的几何形状和散射效应的忽视。[删节]
2015-06-01 astro-ph.GA
Formation and Evolution of the Dust in Galaxies. I. The Condensation Efficiencies
对高z宇宙的兴趣日益增长，其中存在强烈遮蔽的物体，已经决定努力改善星系中尘埃形成和演化的模拟。三个主要的基本成分进入的问题，影响总的尘埃预算和尘埃颗粒的混合物：类型和数量的尘埃注入AGB星和SNae和吸积/销毁过程中的ISM尘埃。它们控制着ISM中气体和尘埃的相对丰度。在这项研究中，我们专注于星尘，并提出了一个数据库的冷凝效率的难熔元素C，O，Mg，Si，S，Ca和Fe的AGB星和SNae，可以很容易地应用于气态喷出物，以确定的数量和种类的难熔元素本地嵌入尘埃和注入ISM。最好的理论配方，目前在文献中估计的尘埃产生的SNAE和AGB星的数量进行了讨论，并为SNAE相比，观察到的问题，以获得线索。凝聚效率已被分析的背景下，在太阳附近和银河系盘的尘埃形成和演化的经典化学模型。表的系数（i）AGB星在不同的金属丰度和（ii）SNae在不同的密度n_H的ISM的SNa爆炸发生。特别是，我们展示了如何有争议的CNT近似广泛采用形成尘埃在SNAE，仍然给出了很好的结果，并同意来自观测的一些线索。然而，需要新一代的尘埃形成模型在SNAE解决最近出现的一些矛盾。一个简单的数据库的冷凝效率被设置为用于化学模型，包括灰尘的影响，并意味着模拟星系从原始的原星系到目前在本地宇宙中看到的。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Model Connecting Galaxy Masses, Star Formation Rates, and Dust Temperatures Across Cosmic Time
我们研究了星系中尘埃含量从红移z=0到z=9.5的演化。使用经验驱动的处方，我们模拟银河系尺度的属性-包括晕质量，恒星质量，恒星形成率，气体质量和金属丰度-作出预测的星系演化的尘埃质量和尘埃温度在主序星星系。我们的简单分析模型预测，早期宇宙中的星系比它们的低红移对应物有更多的尘埃，在再现星系尘埃和恒星质量之间的观测趋势方面做得很好，直到z~6。我们发现，对于固定的星系恒星质量，尘埃温度增加从z=0到z=6。我们的模型预测了一群低质量、高红移的星系，它们的星际尘埃与它们更大质量的星系一样热，或者比它们更热;但这种预测需要受到观测的限制。最后，我们预测观测1.1毫米通量密度所产生的星际尘埃排放与阿塔卡马大型毫米阵列。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Illuminating a tadpole's metamorphosis II: observing the on-going transformation with ALMA
我们提出了新的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的蝌蚪，在船底座星云的小球状体，主机HH 900射流+流出系统的观测。我们的数据包括$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O J=2-1，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O J=3-2，以及偶然检测到的DCN J=3-2和CS J=7-6。与角分辨率可比的哈勃太空望远镜（HST），我们的数据首次揭示了双极分子流出CO，只看到内部的球状体，这是从以前看不见的喷气驱动原恒星（HH 900 YSO）发射。的双锥形态顺利加入与外部照射流出的电离气体示踪剂外的小球，跟踪的整体形态的射流驱动的分子外流。HH 900 YSO所在位置的连续辐射在垂直于流出轴的方向上似乎略微变平。模型拟合的连续有一个最好的拟合光谱指数$\sim 2$，这表明冷尘和晶粒生长的开始。在位置-速度空间中，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O气体运动学追踪C形形态，类似于在其他来源中看到的下落剖面，尽管气体的全球动力学行为尚不清楚。CO同位素的线轮廓显示与外部加热气体一致的特征。我们估计了$\sim 1.9$ M $_{\odot}$的小球质量，表明$\sim 4$ Myr的剩余寿命，假设恒定的光蒸发速率。这种长的球状体寿命将保护磁盘免受外部照射，也许延长其寿命，并使行星在磁盘通常被迅速摧毁的区域形成。
2020-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling and simulation of large-scale polarized dust emission over the southern Galactic cap using the GASS HI data
普朗克巡天量化了极化的银河前景，并确定它们是寻找宇宙暴胀期间由原始引力波引起的宇宙微波背景（CMB）B模式信号的主要限制因素。因此，准确地分离银河系前景将我们对磁化星际介质（ISM）的理解与这一探索联系在一起。从普朗克数据分析的两个最相关的经验结果是视线退极化所产生的波动的银河磁场方向和对齐的行星尘埃结构与磁场在银河系高纬度。此外，Planck和HI发射数据的结合表明，大多数的尘埃结构是在冷中性介质。本文的目的是测试这些突出的观测结果，综合起来，是否可以充分说明尘埃极化的统计特性，在选定的低柱密度区域，包括34%的南银河帽（$b \le -30°$）。要做到这一点，我们构建了一个尘埃模型，采用HI柱密度图作为示踪剂的尘埃强度结构和银河系磁场的现象学描述。通过调整尘埃模型的参数，我们能够重现普朗克尘埃观测在353 GHz的选定区域。由这样的尘埃模型启用的偏振尘埃排放的现实模拟是有用的测试组件分离方法的准确性，研究非高斯性，并限制与频率的去相关量。
2017-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of dust-disk sizes from a homogeneous analysis of 1-10 Myr-old stars
我们利用ALMA档案数据来估计152个原行星盘的尘埃盘的大小在狼疮（1-3百万年），Chamaeleon I（2-3百万年），和Upper-Sco（5-11百万年）。我们结合我们的样本与47盘从Tau/Aur和Oph的尘埃盘半径估计，在这里，通过拟合径向轮廓模型的可见性数据。我们使用这199均匀衍生的磁盘大小，以确定经验的磁盘磁盘和磁盘主机属性的关系，以及搜索的演变趋势。与以前的研究一致，我们发现，尘埃盘的大小和毫米光度相关，但第一次表明，区域之间的关系是不普遍的。我们发现，2-3百万年历史的Cha I中的圆盘并不比其他类似年龄区域的圆盘小，并证实了Barenfeld et al.（2017）的发现，即5-10百万年的USco圆盘小于属于年轻区域的圆盘。最后，我们发现，太阳系的外缘，定义的柯伊伯带，是一致的人口的尘埃盘大小没有经历重大的截断。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
