Modeling the effects of dust evolution on the SEDs of galaxies of different morphological type
我们提出的光度演化模型的星系，其中，除了恒星的组成部分，不断变化的尘埃星际介质的影响已被列入特别照顾。从Calura、Pipino和Matteucci（2008年）的工作开始，其中化学演化模型已被用于研究太阳邻域、椭圆星系和不规则星系中星际介质的气体和尘埃成分的演化，将这些模型与包括尘埃再处理（GRASIL）在内的分光光度恒星代码相结合是可能的（Silva et al. 1998）来分析这些星系的光谱能量分布（SED）的演化。我们测试我们的模型对所观察到的SED在本地宇宙和高红移，并使用它们来预测如何再处理的星光的百分比演变为每种类型的星系。通过比较我们的结果与通过采用简单的假设来处理这个组件所获得的结果，研究了以下尘埃演变的重要性。
2009-01-09 astro-ph.GA
Dust masses of $z>5$ galaxies from SED fitting and ALMA upper limits
我们的目标是约束的尘埃质量在高红移（$z\gtrsim 5$）星系使用ALMA得到的上限结合静止帧UV-光学光谱能量分布（SED）。对于SED拟合，由于尘埃消光和恒星年龄之间的简并，我们专注于两个极端：连续恒星形成（模型A）和瞬时恒星形成（模型B）。我们将这些模型应用于Himiko（作为一个代表性的UV明亮的对象）和$z>5$莱曼break星系（LBG）的复合SED。对于Himiko，模型A需要显著的灰尘消光，这导致高灰尘温度$>70$ K与ALMA上限一致。这种高尘埃温度为总尘埃质量$M_\mathrm{d}\lesssim 2\times 10^6$ M $_{\odot}$和每颗超新星（SN）产生的尘埃质量$m_\mathrm{d,SN}\lesssim 0.1$ M $_{\odot}$设定了一个强大的上限。如此低的$m_\mathrm{d,SN}$表明反向冲击破坏或外流造成了大量的尘埃损失，并意味着SNe不是高$z$时尘埃的主要来源。型号B允许$M_\mathrm{d}\sim 2\times 10^7$ M $_{\odot}$和$m_\mathrm{d,SN}\sim 0.3$ M $_{\odot}$。我们可以区分模型A和B，如果我们通过ALMA在波长$<$ 1.2 mm处观察Himiko。对于LBG样本，我们在$z>5$处获得了典型LBG的$M_\mathrm{d…
2017-09-08 astro-ph.GA
Spatially resolved star formation and dust attenuation in Mrk848: Comparison of the integral field spectra and the UV-to-IR SED
我们研究了星系合并Mrk 848中的恒星形成历史和尘埃衰减。得益于从紫外（UV）到红外（IR）的多波长光度学和MaNGA的积分场光谱学，我们能够详细研究这种合并。我们将整个合并过程分为核心区和尾部区，并分别对各个区域的光谱和多波段光谱能量分布（SED）进行拟合，得到了各个区域的恒星形成特性。我们发现，在星系$E(B-V)_s^{SED}$测量的多波段SED拟合的颜色过剩的恒星是一致的，从红外过剩（红外与紫外光通量的比率）和从紫外连续光谱的斜率估计。此外，$E(B-V)_s^{SED}$的可靠性进行了检查与一组模拟SED，表明尘埃衰减的恒星可以很好地约束紫外到红外宽带SED拟合。由光学连续谱$E(B-V)_s^{spec}$得到的尘埃衰减只有$E(B-V)_s^{SED}$的一半左右。从巴耳末减量获得的$E(B-V)_s^{spec}$与$E(B-V)_g$的比率与局部值（约0.5）一致。从紫外到红外数据和光学数据的结果之间的差异是一致的图片，年轻的恒星星族被衰减的额外的尘埃成分从出生云相比，老恒星星族，这是只衰减的弥漫尘埃。通过紫外-红外光谱拟合和光谱拟合，我们发现在两个核心区域中的一个区域存在一个年龄小于100~Myr的星暴，这与相互作用引起的气体流入能够促进星系中心恒星形成的假设相一致。
2018-01-15 astro-ph.GA
Dust formation history of galaxies: a critical role of metallicity for the dust mass growth by accreting materials in the interstellar medium
本文利用星系化学演化模型，研究了在尘埃相中除了金属总量外，还含有金属（比氦重的元素）的星际介质（ISM）中尘埃质量增长的主要驱动力。我们认为渐近巨星分支（AGB）星，II型超新星（SNe II）和ISM中的尘埃质量增长作为尘埃的来源，SN冲击作为尘埃的破坏机制。此外，为了精确地描述尘埃演化，我们的模型考虑了尘埃来源的年龄和金属丰度（金属质量与ISM质量的比值）依赖性。我们特别关注了尘埃质量的增长，发现ISM中的尘埃质量增长受金属丰度的调节。为了量化这方面，我们引入了一个“临界金属丰度”，这是一个金属丰度的恒星（AGB星和SNe II）的贡献等于在ISM的尘埃质量增长。恒星形成时标越短，临界金属丰度值越高，但达到临界金属丰度的星系年龄越短。根据观测，预计尘埃质量的增长是银河系中尘埃和高红移尘埃类星体的主要来源。通过引入临界金属丰度，我们清楚地表明，在不同的恒星形成时间尺度和年龄的星系中，尘埃质量的增长是尘埃的主要来源。在ISM中的尘埃质量的增长是由金属丰度，我们强调，临界金属丰度工程作为一个指标，以判断是否在ISM中的颗粒生长是在星系中的尘埃的主要来源，特别是因为强烈的和非线性的依赖于金属丰度。
2012-06-05 astro-ph.GA
A new galaxy spectral energy distribution model consistent with the evolution of dust
星系的光谱能量分布（SED）提供了有关物理过程的基本信息。然而，SED受到其星际介质中尘埃的显著影响。尘埃主要由渐近巨星分支星和II型超新星产生。此外，尘埃质量通过金属吸积而增加，并且颗粒之间的碰撞使颗粒尺寸发生变化。每个过程的贡献和消光取决于粒度分布。因此，SED模式应处理的尘埃质量和粒度分布的演变。尽管尘埃演化的重要性，许多以前的SED模型没有考虑总质量和尺寸分布的物理一致的方式的演变。在本工作中，我们建立了一个新的辐射转移SED模型，基于我们的尘埃演化模型符合化学演化。为了减少计算量，我们采用了巨颗粒和一维平面平行星系近似。作为一个基准案例，我们在闭盒模型下计算了不同年龄的类银河星系的SEDs。我们发现，年龄为1亿年的星系不会产生像多环芳烃这样的小颗粒。在1~Gyr之后，我们观测到由于尘埃质量的迅速增加而引起的红外辐射和衰减的急剧增加。我们的新模型第一次可以适当地处理这种现象。该模型可用于SED拟合星系的任何演化阶段。
2022-05-16 astro-ph.GA
The impact of metallicity-dependent dust destruction on the dust-to-metals ratio in galaxies
星际尘埃的质量与金属总质量的比值（尘埃与金属/DTM比值）倾向于随着金属丰度的增加而增加。这可以解释为在较高的金属丰度下，星际介质（ISM）中晶粒生长的效率增加，其推论是在低金属丰度下看到的低DTM比率是由于低效率的恒星尘埃产生。这种解释假设，在ISM中的尘埃销毁效率是恒定的，而它可能会增加在低金属性;低金属性气体的冷却效率降低，应导致更多的冲击后尘埃破坏通过热溅射。我们表明，将足够强的金属丰度依赖模型的星系演化消除了低恒星尘埃产量的需要。恒星源对整个尘埃预算的贡献可能被大大低估，而颗粒生长的贡献则被高估，假设破坏效率恒定的模型。
2021-10-13 astro-ph.GA
Probing the spectral shape of dust emission with the DustPedia galaxy sample
本文的目的是了解DustPedia星系的远红外（FIR）光谱能量分布（SED）的变化，以及它与恒星和尘埃属性的联系。尘埃排放的一个有趣的方面是推断的FIR颜色，它可以告诉我们星系的尘埃含量，以及它如何随星系内的物理条件而变化。然而，尘埃颗粒固有的复杂性以及取决于尘埃的各种物理性质，阻碍了我们利用其最大潜力的能力。我们使用主成分分析（PCA），探索新的隐藏的相关性与许多相关的物理性质，如尘埃光度，尘埃温度，尘埃质量，热光度，恒星形成率（SFR），恒星质量，比SFR，尘埃-恒星质量比，尘埃吸收恒星光度的分数（f_abs），和金属丰度。我们发现，我们的样本中95%的方差可以用两个主成分（PC）来描述。第一个分量控制SED峰值的波长，而第二个分量表征宽度。与前两个PC的系数相关性更好，从而控制FIR SED形状的物理量是：尘埃温度，尘埃光度，SFR和f_abs。最后，我们发现一个弱的倾向，低金属丰度星系有温暖和更广泛的SED，而另一方面，高金属丰度星系的FIR SED是冷和窄。
2021-07-09 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): A forensic SED reconstruction of the cosmic star formation history and metallicity evolution by galaxy type
我们应用光谱能量分布（SED）拟合代码ProSpect的多波长成像$\sim$ 7,000星系从$z<0.06$的GAMA调查，以提取其恒星形成的历史。我们结合一个参数描述的恒星形成的历史与一个封闭的盒子中的金属丰度的演变，目前的气相金属丰度的星系是一个自由参数。我们用这种方法表明，我们能够恢复观测确定的宇宙恒星形成历史（CSFH），这表明恒星形成在宇宙的正确时代，平均而言，我们正在进行SED拟合的方式。我们还显示了贡献的CSFH的星系不同的当今视觉形态，和恒星质量。我们的分析表明，今天椭圆星系中的一半质量是在11 Gyr前。在其他形态类型中，恒星质量形成较晚，对于现在的不规则星系来说，形成时间可达6 Gyr。同样，我们样本中最大质量的星系在11 Gyr前形成了一半的恒星质量，而最小质量的星系在4 Gyr前达到了这个阶段（众所周知的“星系缩小”效应）。最后，我们的金属丰度方法使我们能够遵循星系种群气相金属丰度的平均演化，并提取恒星和气体中宇宙金属质量密度的演化，产生与宇宙中金属密度的独立，高红移观测广泛一致的结果。
2020-10-07 astro-ph.GA
Systematic biases in determining dust attenuation curves through galaxy SED fitting
虽然尘埃衰减曲线（$δ$）的斜率被发现与有效尘埃衰减（$A_V$）通过光谱能量分布（SED）拟合获得相关，它仍然是未知的拟合退化如何塑造这种关系。我们研究的简并效应拟合SED的本地恒星形成星系（SFGs）的样本从银河系和质量大会调查，结合模拟星系SED已知的衰减参数。一个精心设计的下降的星爆恒星形成历史，生成模型SED模板与内在的UV斜率（$β_0$）跨越一个合理的范围。我们的样本SFG的最佳拟合$β_0$显示了广泛的覆盖范围，显着不同的有限范围的$β_0<-2.2$的恒星形成的恒星爆发。我们的研究结果表明，强退化$β_0$，$δ$，和$A_V$在SED拟合诱导系统偏差，导致一个错误的$A_V$ - $δ$相关。我们的模拟测试表明，这种关系可以很好地再现，即使当一个平坦的$A_V$ - $δ$关系被用来建立输入模型星系SED。最佳拟合$δ$的变化主要由拟合误差决定。我们发现，假设恒星形成的恒星暴在SED拟合将导致一个陡峭的衰减曲线，较小的简并误差，和更强的$A_V$ - $δ$关系。我们的研究结果证实，通过SED拟合获得的$A_V$- $δ$关系可能是由$β_0$、$δ$和$A_V$之间的拟合简并引起的系统偏倚驱动的。
2022-01-14 astro-ph.GA
Detailed modelling of a large sample of Herschel sources in the Lockman Hole: identification of cold dust and of lensing candidates through their anomalous SEDs
我们详细研究了967个SPIRE源的样本，这些源在350和500微米处具有5-sigma检测，并与HerMES-Lockman勘测区的Spitzer-SWIRE 24微米星系关联，拟合了它们的中红外和远红外以及亚毫米级的SPD。使用一组六个红外模板进行自动搜索。对于近300个星系，我们已经分别模拟了它们的SED，以确保拟合的物理性。我们确认需要新的凉爽和寒冷的卷云模板，也是年轻的星爆模板，在早期的工作中介绍。我们还确定了109透镜候选人通过他们的异常SED，并提供了一组颜色红移的限制，使透镜候选人被确定从合并赫歇尔和斯皮策数据。出现的亚毫米星系群的图像是复杂的，包括超亮和超亮的星爆，以星际尘埃排放为主的低光度星系，透镜星系和具有令人惊讶的冷（10- 13 K）尘埃的星系。500个$μ$ m选定源中的11%是透镜候选。70%的非透镜源是超亮红外星系，26%是超亮星系。其中34%主要由光学薄的星际尘埃（“卷云”）发射，但其中大部分是由于比我们银河系特征更冷的尘埃。在最高的红外光度下，我们看到M82，Arp 220和年轻的恒星爆发类型占主导地位的SED，比例大致相等。
2014-09-17 astro-ph.GA
Dust in the diffuse emission of the galactic plane - The Herschel/Spitzer SED fitting
银河平面的第一张Herschel Hi-Gal图像以前所未有的角分辨率和灵敏度揭示了星际介质的远红外漫发射。本文结合Spitzer Glimpse & Mipsgal的数据对这些数据进行了初步分析。我们选择了1 ~59 μ l，μ { \circ } Hi-Gal科学演示阶段场的相对漫射和低激发区域，以使用DustEM灰尘排放模型对8至500微米SED进行逐像素拟合。我们从模型中推导出了非常小颗粒（VSG）和PAH丰度的地图。我们的分析使我们能够说明，芳香族红外波段（AIB）的强度不一定跟踪PAH丰度，而是产品的“丰度x柱密度x强度的激发辐射场”。我们发现，PACS 70微米图的空间结构类似于较短波长（例如IRAC 8微米）图，因为它们跟踪激发辐射场的强度和柱密度。我们还表明，模拟的VSG贡献PACS 70微米（PACS 160微米）带强度可以高达50%（7%）。在这些波长的漫发射光谱的解释必须考虑到随机加热的粒子。最后，这项初步研究强调了分析的潜力，充分的灰尘SED采样的赫歇尔和斯皮策数据，与物理灰尘模型（DustEM），以达到同时在大，小尺度的灰尘的属性。
2010-10-13 astro-ph.GA
Hot dust in Panchromatic SED Fitting: Identification of AGN and improved galaxy properties
全星系SED的正演模拟是一种强大的技术，提供了恒星年龄、尘埃性质和金属丰度的自洽约束。然而，这些结果的准确性取决于模型的准确性。不确定性的一个重要来源是被遮蔽的活动星系核的贡献，因为它们相对常见，并且可以产生大量的中红外（MIR）发射。在这里，我们包括从尘埃活动星系鸟居发射的勘探者SED拟合框架，并适合附近的129个星系的紫外-红外宽带测光。我们发现，10%的拟合星系主机活动星系核贡献$>$ 10%的观测星系MIR光度。我们证明了活动星系核的必要性，在以下几个方面。首先，我们比较观察到的光谱特征的光谱特征预测从我们的模型适合的光度。我们发现，活动星系核的组成部分大大提高了观测到的H $α$和H $β$光度，以及中红外Akari和斯皮策/IRS光谱的预测。第二，我们发现，包含AGN组件的变化恒星年龄和SFRs的一个因素的10，和尘埃衰减的一个因素的2.5。最后，我们表明，我们的模型活动星系核组件的强度与独立的活动星系核指标，这表明这些星系真正的主机活动星系核。值得注意的是，只有46%的SED探测到的活动星系核可以用简单的MIR颜色选择来探测。基于这些结果，我们得出结论，SED模型，适合没有AGN组件的MIR数据是容易受到实质性的偏差，在其推导的参数。
2018-02-13 astro-ph.GA
DEVILS: Cosmic evolution of SED-derived metallicities and their connection to star-formation histories
星系的气相金属丰度通常通过极光或星云发射线测量，但金属丰度也会对星系的整体光谱能量分布（SED）留下印记，并可以通过SED拟合进行估计。我们使用ProSpect SED拟合代码与灵活的参数恒星形成历史和不断变化的金属丰度历史自洽地测量金属丰度，恒星质量和其他星系属性的$\sim90\,000$星系从深河外可见遗产调查（DEVILS）和星系和质量大会（GAMA）调查。我们用这些来跟踪的质量金属丰度关系（MZR）的演变，并表明，MZR只有在恒星质量$M_\star = 10^{10.5}\,M_\odot$的$\sim0.1\,$指数规范化的演变。我们没有发现星系之间的MZR有和没有SED证据的活动星系核发射在低红移（$z<0.3$）的差异。我们的研究结果表明，在固定的恒星质量的星系与$M_\star > 10^{10.5}\,M_\odot$的$z<0.3$的金属丰度和恒星形成活动之间的反相关。使用使用ProSpect提取的恒星形成历史，我们探索高阶相关的MZR与恒星形成历史的属性，包括年龄，宽度和形状。我们发现，在一个给定的恒星质量，具有较高的金属丰度的星系形成的大部分质量在较短的时间尺度，并在其峰值恒星形成率。这项工作突出了探索星系当前气相金属丰度与其恒星形成历史之间联系的价值，以了解形成MZR的物理过程。
2022-10-25 astro-ph.GA
Cold dust and stellar emissions in dust-rich galaxies observed with ALMA: a challenge for SED-fitting techniques
在过去的几年里，ALMA已经探测到了富含尘埃的星系，它们的冷尘埃发射在空间上与紫外静止帧发射无关。这代表了一个挑战，建模他们的光谱能量分布与代码的基础上的恒星和尘埃成分之间的能量预算。我们要验证的有效性的能量平衡模型的样本上观察到的星系从紫外线的亚毫米静止帧与ALMA和破译什么信息可以可靠地检索从分析的完整的SED和从波长的子集。我们选择了17个在z~2的源，在Hubble超深场和GOODS- South场中，用ALMA和Herschel探测，并对其进行了UV到NIR。静止帧辅助数据可用。我们适合的数据与CIGALE探索不同的配置尘埃衰减和恒星形成的历史，考虑到完整的数据集或减少到恒星和尘埃排放。我们比较估计的尘埃光度，恒星形成率和恒星质量。恒星连续光谱与星暴衰减定律的单独拟合只能再现Herschel和ALMA观测到的尘埃总光度的50%。这种赤字被认为是一致的，在宇宙领域估计类似的数量，并发现增加与特定的恒星形成率。当引入不同的衰减规律时，恒星和尘埃的组合SED拟合得很好。对于那些冷尘埃分布比星光密度小的星系，需要有较浅的衰减曲线。恒星质量的估计受到衰减定律的选择的影响。只要尘埃光度是可用的，恒星形成率的估计是稳健的。绝大多数的星系都在恒星形成星系的平均主序列之上，其中一个来源是强烈的星暴。
2019-10-19 astro-ph.GA
What shapes the far-infrared spectral energy distributions of galaxies?
为了探索星系的整体物理性质与其远红外光谱能量分布之间的联系，我们研究了一组流体动力学模拟星系的远红外光谱能量分布的变化，这些星系是通过在后处理中进行尘埃辐射转移而产生的。我们的样本包括在合并过程的各个阶段的孤立和合并系统，并涵盖了代表低和高红移星系的红外（IR）光度和尘埃质量。我们使用主成分分析（PCA）研究了FIR SED，发现样本中97%的方差可以由两个主成分（PC）解释。第一个PC表征FIR SED的峰值的波长，第二个PC编码SED的宽度。我们发现，这两个PC的系数可以很好地预测使用的IR光度和尘埃质量，这表明这两个物理性质的双幂定律是星系的FIR SED形状的主要决定因素。扩大星系的大小并不能显著提高我们预测FIR SED的能力。我们的研究结果表明，在固定的红外光度下，观测到的有效尘埃温度的红移演化不是由几何驱动的：$z \sim 2-3$超亮红外星系（ULIRGs）的SEDs比本地ULIRGs更冷，不是因为高红移星系更扩展，而是因为它们在固定的红外光度下有更高的尘埃质量。最后，基于我们的模拟，我们引入了一个双参数集的SED模板，依赖于红外光度和尘埃质量。
2015-08-31 astro-ph.GA
The Cold Dust Content of the Nearby Galaxies IC 5325, NGC 7496, NGC 7590, and NGC 7599
恒星形成星系是丰富的尘埃库，有热的也有冷的。但是，冷尘埃的发射是微弱的旁边相对明亮和无处不在的暖尘埃发射。最近，一些星系的毫米/亚毫米测光也揭示了非常冷的尘埃成分的证据。这个成分，尽管是恒星形成星系中三个尘埃成分中质量最大的，但由于其温度非常低，微弱且难以检测，以及来自温暖尘埃的相对明亮的发射。在这里，我们分析了一个精心挑选的样本的尘埃含量的四个星系检测IRAS，WISE和SPT，其光谱能量分布（SED）进行建模，以限制其潜在的冷尘埃含量。利用GMRT进行了低频射电观测，以分离毫米/亚毫米波段的冷尘埃发射和非热发射。我们还对一些星系进行了AstroSat/UVIT观测，以将它们的SED限制在较短的波长，从而加强SED建模的能量平衡。我们通过集合来自GALEX FV +NUV、UVIT、Johnson BRI、2 MASS、WISE、IRAC、IRAS、AKARI、ISOPHOT、Planck HFI、SPT和GMRT的全球测光，构建了他们在广阔波长范围（从紫外到射频）的SED。的SED建模与CIGALE估计其基本属性，特别是约束其总的质量和非常冷的尘埃成分。虽然星系的尘埃质量主要是由温暖的尘埃，但在其中两个目标NGC 7496和NGC 7590中有非常冷的尘埃的迹象。
2021-04-13 astro-ph.GA
Spatially resolved dust emission of extremely metal poor galaxies
本文给出了赫歇尔空间天文台观测到的4个金属丰度Z在Zsun/10附近的极贫金属星系中单个恒星形成区的红外光谱能量分布。由于SED的波长覆盖范围较好，这些EMP星形成区与大设计螺线和高金属量矮星相比，呈现出明显的SED形状：在f160 um/f250 um比值一定的情况下，它们平均具有更高的f70 um/f160 um比值;与Spirals相比，在λ>= 100 μ m处对SED进行的单修改黑体（MBB）拟合仍然显示出更高的尘埃温度和更低的发射率指数，而具有固定发射率指数（β = 2）的完整SED的两个MBB拟合表明，即使在100 μ m处，与冷（~20 K）灰尘成分相比，大约一半的发射来自暖（50 K）灰尘。我们的空间分辨图像进一步揭示了f70 um/f160 um，f160 um/f250 um和f250 um/f350 um的远红外颜色都与远紫外，24 um和SFR追踪的年轻恒星表面密度有关，而与恒星质量表面密度无关。这表明，尘埃发出的波长从70微米到350微米，主要是由年轻恒星的辐射加热的。
2016-02-17 astro-ph.GA
New insight on the far-UV SED and HeII emission from low metallicity galaxies
了解低金属丰度星系的电离光谱对于早期/遥远星系发射线观测的建模和解释具有重要意义。虽然现在存在一套广泛的恒星演化，大气，人口合成和光电离模型，考虑到许多物理过程，所有的模型都面临一个共同的问题：无法解释星云HeII发射的存在，这是在许多低金属量星系中观察到的，无论是在紫外光谱和光学光谱。文献中提出了几种可能的解释，包括沃尔夫-拉叶（WR）星、双星、超大质量恒星、X射线源或激波。然而，到目前为止，还没有人能够解释主要的观察结果。我们简要地讨论了HeII的问题，现有的经验数据，并结合X射线，光学和其他研究观察到的趋势。我们提出了一个简单而一致的物理模型，表明X射线双星可以解释长期存在的星云HeII问题。我们的模型在Schaerer等人（2019）中描述，成功地解释了在低金属量星系和单个星系的大样本中观测到的星云HeII发射的趋势和强度，这些星系已经被详细研究和多波长观测。我们的研究结果具有特别重要的意义，在早期宇宙中的星系光谱的解释，这将获得与即将到来的和未来的设施。
2019-11-22 astro-ph.GA
JINGLE V: Dust properties of nearby galaxies derived from hierarchical Bayesian SED fitting
我们利用22- 850微米范围内的光度数据研究了JINGLE巡天中192个邻近星系的尘埃性质。我们推导出的总尘埃质量，温度T和发射率指数β的星系通过拟合其光谱能量分布（SED）使用一个单一的修改的黑体模型（SMBB）。我们应用分层贝叶斯方法，减少了已知的退化之间的T和β。应用分层方法，T-β反相关的强度从皮尔逊相关系数R=-0.79降低到R=-0.52。对于JINGLE星系，我们测量的尘埃温度在17-30 K的范围和尘埃发射率指数β在0.6-2.2的范围内。我们比较了SMBB模型与破碎发射率修正黑体（BMBB）和两个修正黑体（TMBB）模型。与SMBB和TMBB的结果是在良好的协议，从而应用SMBB，它带有较少的自由参数，不惩罚的测量的冷尘埃性质的JINGLE样品。我们调查的T和β和其他全球星系的性质在京格尔和赫歇尔参考巡天（HRS）样本之间的关系。我们发现β与恒星质量表面密度相关（R=0.62），与HI质量分数反相关（M（HI）/M*，R=-0.65），而尘埃温度与尘埃质量归一化的SFR强烈相关（R=0.73）。这些关系可以用来估计T和β星系光度数据不足，直接通过SED拟合测量它们。
2019-09-11 astro-ph.GA
There Is More to Outshining: 2D Dust Effects on Stellar Mass Estimates at $3 \leq z < 9$ with JWST in the JADES Field
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；INAF – IASF Milano（意大利国家天体物理研究所米兰分部）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；Aix Marseille Univ. CNRS, CNES, LAM（艾克斯马赛大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
研究发现，尘埃消光和空间变化的尘埃几何是导致分辨与整合恒星质量差异的主要原因。
2026-01-22 astro-ph.GA
Dissecting Nearby Galaxies with piXedfit: I. Spatially Resolved Properties of Stars, Dust, and Gas as Revealed by Panchromatic SED Fitting
我们研究了十个邻近的旋涡星系中恒星、尘埃和气体的空间分辨特性（在$\sim 1-2$ kpc的空间尺度上，至少在$3$有效半径范围内）。通过拟合从远紫外到远红外的20多个光度波段的空间分辨光谱能量分布（SED），得到了恒星星族和尘埃的性质。我们新开发的软件piXedfit进行点扩散函数匹配的图像，像素合并，和模型的恒星光，尘埃衰减，尘埃排放，并通过能量平衡的方法同时从一个尘埃环加热的活动星系核的排放。通过这种自洽分析，我们提出了空间分辨版本的IRX- $β$关系，发现它是一致的关系，从集成测光。我们发现，旧的恒星星族有助于尘埃加热，这导致高估的恒星形成率（SFR）来自总的紫外和红外光度的kpc尺度。利用存档的高分辨率原子和分子气体图，我们研究了恒星星族（包括恒星质量、年龄、金属丰度和SFR）、尘埃（包括尘埃质量、尘埃温度和多环芳烃丰度）、气体以及尘埃-恒星质量和尘埃-气体质量比的径向变化。我们观察到的分子气体的质量分数在大多数星系的中心区域的耗尽，这表明，缺乏可用的燃料是一个重要的因素，在抑制特定的SFR的中心。
2021-12-14 astro-ph.GA
The effects of $^{22}$Ne sedimentation and metallicity on the local 40 pc white dwarf luminosity function
通过研究不同银河系金属丰度模型下的情景，分析了$^{22}$ Ne的沉积作用对本地白矮星光度函数的影响。我们利用一个最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术来获得合成光度函数。恒定太阳金属丰度模型不能同时再现白矮星光度函数的峰值和截止值。由于$^{22}$ Ne沉降而释放出的额外能量，使更多的物体堆积在光度函数暗端的较亮的仓中。一个单一的爆发厚盘人口的贡献增加了恒星的数量，在星等间隔为中心的$M_{\rm bol}=15.75$。在所研究的金属丰度模型中，遵循Twarog轮廓的模型是一次性的。我们的最佳拟合模型时，周围的太阳能金属丰度值的分散被认为是随着$^{22}$ Ne沉降模型，厚盘的贡献和年龄的薄盘的$8.8\pm0.2$陀螺仪。我们的人口合成模型是能够再现本地白矮星光度函数与高度的精度时，在太阳值模型周围的金属丰度分散。尽管$^{22}$ Ne沉降的影响很小，厚盘种群的贡献也很小，但它们都有助于更好地拟合白矮星光度函数的峰值和截止区域。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relating spatially resolved optical attenuation, dust and gas in nearby galaxies
本研究通过巴耳末减幅和SED拟合两种方法，结合多波段观测与积分场光谱数据，探究近邻恒星形成星系中光学衰减与尘埃、气体分布的关联，验证了年轻恒星衰减的示踪方法并明确了不同恒星族群对应的尘埃分布特征。
2025-09-01 astro-ph.GA
Realistic Multi-temperature Dust: How Well Can We Constrain the Dust Properties of High-redshift Galaxies?
本研究通过构建基于偏态正态温度PDF的真实尘埃SED，评估单温近似在约束高红移星系尘埃性质中的准确性，发现尘埃质量在低温宽分布下可被低估达0.6 dex，且多温效应导致发射率指数偏浅，系统误差不容忽视。
2025-05-26 astro-ph.GA
The cosmic evolution of dust-corrected metallicity in the neutral gas
由于灰尘的存在，从吸收线光谱解释阻尼Ly- $α$吸收体（DLA）的丰度通常是一个挑战。然而，由于DLAs追踪遥远的富含气体的星系，而不管它们的光度如何，它们提供了一种有吸引力的方法来测量中性气体金属丰度随宇宙时间的演化。到目前为止，这已经被广泛地做了，但通常没有考虑适当的灰尘校正。本文的目的是：i）提供一个简单的方法来计算尘埃校正，基于一个单一的观察到的[ $X$ /Fe]，ii）评估DLA金属丰度和它们的演变的尘埃校正的重要性，和iii）调查大DLA样品的铁的宇宙演化。我们已经根据观测到的[Zn/Fe]、[Si/Fe]或[S/Fe]推导出了尘埃校正，并证实了它们的鲁棒性。我们目前的灰尘校正金属丰度的[Fe/H] $_{\rm tot}$的规模为236个DLAs在广泛的$z$，并评估不同金属在不同的金属丰度的灰尘校正的程度。DLAs中的尘埃校正即使对于Zn（通常为0.1-0.2，并且高达$0.5$ ~dex）也是重要的，这常常被忽视。最后，我们用$z$研究了尘埃校正的金属丰度的演化。DLA金属丰度随红移而降低，从今天到$\sim12.6$十亿年前（$z=5$）降低50-100倍。在计及尘埃校正后，DLA金属丰度平均值比未计校正值高0.4- 0.5倍。金属丰度和$z$之间关系的上包络线在$z\lesssim0.5$达到太阳金属丰度，尽管有些系统的太阳金属丰度已经达到$z\sim3$…
2018-03-14 astro-ph.GA
Linking dust emission to fundamental properties in galaxies: The low-metallicity picture
在这项工作中，我们的目标是通过将它们与基本的银河系参数联系起来，对从金属贫乏到金属丰富的环境中的尘埃特性进行一致的分析。我们考虑两个样本的星系：矮星系巡天（DGS）和KINGFISH，共109个星系，跨越近2德克斯的金属丰度。我们收集两个样品的红外（IR）到亚毫米（submm）数据，并给出DGS样品的完整数据集。我们用一个物理驱动的尘埃模型来模拟观测到的光谱能量分布（SED），以了解尘埃的性质。使用不同的SED模型（修改后的黑体），尘埃成分（无定形碳），或在submm波长的波长覆盖范围的结果在一个因素的两个到三个的尘埃质量估计的差异，表明该参数是不可忽略的系统建模的不确定性。对于我们样本中的八个星系，我们发现在500微米处有一个相当小的过量（< 1.5 sigma）。我们发现，低金属丰度星系的尘埃SED是更广泛的，峰值在较短的波长相比，更多的金属丰富的系统，一个迹象，在矮星系中的一个clumpier介质。PAH的质量分数和尘埃温度分布被发现主要是由特定的恒星形成率，SSFR，与金属丰度的次要影响。金属丰度与尘埃质量或总红外光度之间的相关性是恒星质量-金属丰度关系的直接结果。富金属源的尘埃与恒星质量比遵循研究充分的趋势，即SSFR降低时，尘埃与恒星质量比也会降低。对于高度恒星形成的低金属量星系，这种关系更为复杂，并取决于源的化学演化阶段（即，气尘质量比）。在ISM的尘埃生长过程中发挥…
2015-07-20 astro-ph.GA
Dust-Deficient Palomar-Green Quasars and the Diversity of AGN Intrinsic IR Emission
为了阐明活动星系核的内禀宽带红外辐射特性，我们分析了87个z<0.5的Palomar-Green类星体的光谱能量分布。而Elvis AGN模板经过适当的远红外校正后，可以在约60%的样品中合理地匹配AGN成分的SED（并且优于诸如Assef的替代方案），它在两个类星体群体上失败：1）缺乏热尘（HDD）的类星体，从近红外到远红外都表现出非常弱的辐射，2）热尘缺乏类星体，它们具有与正常类星体相似的热尘辐射，但在中红外和远红外区域相对较暗。我们成功地将PG样品的0.3-500 μm SEDs与适当的AGN模板、恒星形成星系的红外模板和宿主星系恒星模板进行了拟合。从SED分解中识别出了20个HDD类星体和12个WDD类星体，其中包括7个不确定的类星体。与正常类星体相比，HDD类星体的活动星系核具有相对较低的爱丁顿比，而WDD类星体的比例随着活动星系核光度的增加而增加。此外，HDD和WDD类星体群体显示出相对较强的中红外硅酸盐发射。在z = 0.5到6的类星体中也发现了几乎相同的SED性质。我们提出了一个概念模型来证明，所观察到的类星体的尘埃不足，可以导致在任何宇宙时代的环核环面结构的变化。
2017-02-02 astro-ph.GA
ProGeny II: the impact of libraries and model configurations on inferred galaxy properties in SED fitting
基于GAMA巡天约8000个星系样本，系统评估了恒星种群库选择及SED拟合模型配置对推断星系性质的影响，发现太阳金属丰度假设导致偏差最大，并建议采用偏态正态SFH与演化金属丰度以更好恢复宇宙恒星形成历史。
2025-05-29 astro-ph.GA
The First Robust Constraints on the Relationship Between Dust-to-Gas Ratio and Metallicity in Luminous Star-forming Galaxies at High Redshift
我们提出了一个样本的四个星系在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列哈勃超深场（ALMA HUDF）的休息光学光谱特性。这些星系跨越红移范围$1.41 \leq z \leq 2.54$和恒星质量范围$10.36\leq\log(M_*/{\rm M}_{\odot})\leq10.91$。他们有现有的远红外线和无线电测量尘埃连续体和分子气体排放量热恒星形成率（SFR），尘埃质量和分子气体质量已估计。我们使用来自Keck/MOSFIRE摄谱仪的新的$H$和$K$波段近红外光谱来估计来自灰尘校正的H $α$发射（SFR（H $α$））的SFR和来自[NII] $λ6584$ /H $α$比率的气相氧丰度。我们发现，灰尘校正的SFR（H $α$）是系统低于测热SFR的几个因素，并测量气相氧丰度在一个狭窄的范围内，$12+\log(\mbox{O/H})=8.59-8.69$（$0.8-1.0\: (\mbox{O/H})_{\odot}$）。相对于一个大的$z\sim 2$比较样本的MOSDEF调查，ALMA HUDF星系分散大致对称的最佳拟合的线性质量金属丰度关系，提供了初步的证据，在高恒星质量的金属丰度的SFR依赖平坦。结合氧丰度与尘埃和分子气体质量的估计，我们表明，没有显着的演变，在规范化的尘埃-气体比DGR与金属丰度关系从$z\sim0$到$z\sim2$。这一结果与一些描述星系尘埃演化…
2020-10-28 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
Starduster: A multi-wavelength SED model based on radiative transfer simulations and deep learning
我们提出了Starduster，这是一种有监督的深度学习模型，通过模拟尘埃辐射转移模拟，根据星系几何参数和恒星形成历史预测多波长SED。该模型是由三个专门设计的神经网络，考虑到粉尘衰减和排放的特点。我们利用裙辐射转移模拟产生的数据的神经网络的训练数据。每个神经网络可以使用约4000 - 5000个样本进行训练。与Skirt模拟的直接结果相比，我们的深度学习模型在尘埃衰减和排放方面分别产生约0.005 mag和约0.1 - 0.2 mag的误差。作为应用，我们将我们的模型拟合到观察到的IC 4225和NGC 5166的SED。我们的模型可以重现观测结果，并提供合理的倾角和恒星质量的测量。然而，一些预测的几何参数与图像拟合研究不同。我们的分析表明，在（静止帧）~ 40微米处包括约束可以减轻IC 4225和NGC 5166的参数空间中的简并性，从而导致与图像拟合预测大致一致的结果。我们的SED代码是公开的，可以应用到SED拟合和SED建模的星系从半解析模型。
2022-04-06 astro-ph.GA
Dust at sub-solar metallicity: the case of post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud
中低质量恒星是星系星际介质中重要的尘埃源之一。从这些恒星喷出的尘埃的成分可能会影响ISM中的成分。我们调查后渐近巨星分支（AGB）的恒星，这是在低和中等质量的恒星，并产生各种各样的尘埃颗粒的后期演化阶段的尘埃。我们特别针对后AGB星在大麦云（LMC），其中有大约一半的太阳的金属丰度，调查亚太阳的金属丰度对尘埃成分的影响。使用斯皮策太空望远镜，我们获得了5-30微米光谱的24后AGB候选人在LMC。其中五颗是富碳的后AGB恒星，本报告的重点是这些恒星的光谱。我们发现银河系中罕见的尘埃特征，例如21微米的不明特征，通常在LMC后AGB恒星中发现。6-8微米的光谱与银河系天体的光谱进行了比较。四个光谱匹配银河系模板的多环芳烃（PAH）的功能。然而，我们发现这三个物体显示出7.85微米的特征，这在银河系后AGB星中没有发现。低金属含量条件肯定会影响粉尘的形成过程和成分。
2010-11-06 astro-ph.GA
Observed cosmic evolution of galaxy dust properties with metallicity and tensions with models
星际介质中的尘埃丰度在星系物理、物质的化学演化以及恒星光的吸收和再发射中起着重要的作用。在过去的几年里，观测和理论研究激增，将星系的尘埃丰度限制在$z\sim5$以内。在这项工作中，我们收集了最新的观测测量（重点是吸收研究，涵盖金属丰度范围$6.8 < 12 + \log{(O/H)}<9$）和理论预测（从六个不同的星系形成模型）的尘埃气体（DTG）和尘埃金属（DTM）比的星系。DTG和DTM与气相金属丰度之间的观测趋势可以用线性关系来描述，并且没有显示出从$0<z<5$的演化。重要的是，DTG金属丰度关系的拟合为从毫米尘埃连续观测推断的基于尘埃的气体质量估计提供了一个精确的工具。在观测到的关系中缺乏演化表明，尘埃的形成和破坏之间迅速达到了平衡（当宇宙年龄为1.2 Gyr时），并且在宇宙时间内，恒星形成的时间尺度是恒定的。没有一个模型能够重现在金属丰度和红移探测的整个范围内观察到的趋势。模型和模拟之间的比较，进一步排除了一些目前的实现星系形成模型中的尘埃的生长和破坏，并对恒星形成的预测时间尺度进行了严格的限制。
2022-03-17 astro-ph.GA
UV to IR Luminosities and Dust Attenuation Determined from ~4000 K-Selected Galaxies at 1<z<3 in the ZFOURGE Survey
我们从ZFOURGE巡天中的星系中建立了一套复合星系SED，通过去红移和缩放多波长测光，覆盖CDFS，COSMOS和UDS领域。从~4000个K_s波段选定的星系样本中，我们定义了38个复合星系SED，它们在0.1-4 μ m的静止坐标系范围内产生连续的低分辨率光谱（R~45）。此外，我们还包括斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台的远红外测光，以表征我们各种复合SED的红外特性。从这些复合SED中，我们分析了静止帧UVJ颜色，以及IR与UV光的比率（IRX）和IRX $-β$尘埃关系中的UV斜率（$β$），1<z<3。蓝色恒星形成的复合SED显示IRX和$β$值与当地的关系一致;尘埃恒星形成星系有相当大的散射，发现当地的红外明亮的来源，但平均出现蓝色比预期的红外通量。我们测量了恒星形成复合物的静止坐标系UVJ颜色和尘埃衰减之间的紧密线性关系，提供了一种直接的方法来估计尘埃含量从（U-V）或（V-J）静止坐标系颜色的恒星形成星系在中间红移。
2016-02-02 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
Polar Dust, Nuclear Obscuration and IR SED Diversity in Type-1 AGNs
尽管假设类似的正面视角，红外辐射的类型-1活动星系核有不同的光谱能量分布（SED）的形状，偏离了充分表征的类星体模板。受常见的紫外光遮蔽和发现的秒差距尺度的中红外极地尘埃发射在一些附近的活动星系核的动机，我们开发半经验的SED库的红1型活动星系核的类星体的本征模板，假设低水平的消光所造成的扩展分布的大尘埃颗粒。我们证明，该模型可以再现核紫外到红外SED和强中红外极地尘埃排放的NGC 3783，1型活动星系核与最相关和最强大的观测约束。此外，我们编译了64个低$z$ Seyfert-1核，其中中红外恒星形成污染可以忽略不计，并令人满意地拟合了单独的IR SED以及复合UV到中红外复合SED。鉴于这些拟合的成功，我们描述了活动星系核极地尘埃辐射的可能红外SED，并利用一个简单但有效的策略来推断其在1型活动星系核中的流行。高$z$的特殊活动星系核，包括极红类星体、中红外暖过剩活动星系核和热尘埃遮蔽星系，也可以用我们的模型再现。这些结果表明，大多数活动星系核的红外SEDs，无论红移或光度，产生类似的环核环面的属性，但不同的主要是由于扩展模糊尘埃成分的光学深度。
2018-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust models compatible with Planck intensity and polarization data in translucent lines of sight
从普朗克观测的总辐射和偏振辐射分析中推断出的尘埃性质对目前的尘埃模型提出了挑战。我们提出了新的尘埃模型兼容的偏振和非偏振数据消光和发射半透明的视线（$0.5 < A_V < 2.5$）。我们修改了DustEM工具，以模拟偏振消光和发射。我们拟合的平均消光，偏振消光，SED和偏振SED与多环芳烃，星状硅酸盐和无定形碳（a-C）的光谱依赖性。星状硅酸盐人口沿磁场线排列，而a-C人口可能是对齐或不对齐。以其目前的光学性质，扁球形星状硅酸盐颗粒的发射率不足以重现普朗克数据得出的发射消光偏振比$P_{353}/p_V$。模型使用长星状硅酸盐颗粒与伸长率$a/b=3$和20%的孔隙度的夹杂物成功。偏振SED的光谱依赖性是陡峭的，在我们的模型比数据。当a-C晶粒对齐时，模型表现稍好。在星形硅酸盐基质中包含小体积（6%）的a-C消除了对孔隙率和完美的晶粒排列的需要，并改善了与极化SED的拟合。基于星状硅酸盐的尘埃模型可以通过调整颗粒的形状和在星状硅酸盐基质中添加孔隙或a-C的夹杂物来与普朗克数据相协调。
2017-10-12 astro-ph.GA
Evolution of grain size distribution with enhanced abundance of small carbonaceous grains in galactic environments
我们提出了一个更新的尘埃演化模型，专注于在星系中的粒度分布。我们把银河系作为一个单一的区域对象，包括五个主要的过程（恒星尘埃的生产，超新星冲击中的尘埃破坏，通过吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破裂）。在本文中，我们提高了预测相关的小碳颗粒，这是负责2175年的消光曲线和多环芳烃（PAH）的尘埃发射光谱能量分布（SED），这两个都是在我们以前的模型预测不足的排放功能的颠簸。在新模型中，我们假设小的碳质颗粒不参与星际过程。这避免了小的碳质颗粒因凝结而损失。我们发现，这个假设的模型显示了一个更好的匹配银河系（MW）的消光曲线和尘埃排放SED比以前的。以下两个额外的修改进一步使适合MW尘埃排放SED更好：（i）化学富集模型进行调整，以给出一个接近太阳的金属丰度在本时代，和金属的比例可用于尘埃增长被限制在一半。(ii)对于小的碳质颗粒，芳构化是有效的，使得芳族部分在颗粒半径$\lesssim 20$ <$m处是统一的。由于我们的建模，我们成功地获得了一个尘埃演化模型，解释MW消光曲线和尘埃排放SED在同一时间。
2022-11-18 astro-ph.GA
A systematic metallicity study of DustPedia galaxies reveals evolution in the dust-to-metal ratios
在尘埃与金属的比例演变的观察，使我们能够限制占主导地位的尘埃处理机制。在这项工作中，我们提出了一个研究的尘埃-金属和尘埃-气体的比例在一个子样本的~500 DustPedia星系。使用文献和MUSE发射线通量，我们推导出气相金属丰度（氧丰度）超过10000个单独的区域，并确定每个星系的特征金属丰度。我们研究如何相对尘埃，气体和金属含量的星系的演变，使用金属丰度和气体分数作为代理的演化状态。全球的氧丰度和氮氧比被发现单调增加星系的演变。此外，未演化的星系（气体分数> 60%，金属丰度12 + log（O/H）< 8.2）的尘埃与金属比大约是2.1倍（气体分数> 80%的星系低6倍），比更演化的来源的典型尘埃与金属比（Md/MZ ~ 0.214）低。然而，对于高气体分数，散射是较大的，由于较大的观测不确定性，以及潜在的依赖性的尘埃颗粒生长的时间尺度和超新星尘埃产量对当地条件和恒星形成的历史。我们发现，化学演化模型与尘埃颗粒生长的强大贡献，合理地描述了这些意见。尘埃与金属的比率也被发现在低恒星质量和高比恒星形成率的情况下较低（除了一些经历星暴的来源）。最后，金属丰度梯度与HI-恒星质量比、有效半径和尘埃-恒星质量比的相关性较弱，但与恒星质量无关。
2019-10-25 astro-ph.GA
Comparative Bayesian SED Fitting of PEARLSDG
School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
通过贝叶斯方法分析PEARLSDG的光谱能量分布，确定其距离和金属licity，修正其距离并解决其金属licity异常问题。
2026-04-04 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
Infrared spectral energy distribution decomposition of WISE-selected, hyperluminous hot dust-obscured galaxies
我们利用贝叶斯方法来拟合观测到的中红外submm/mm光谱能量分布（SED）的22个WISE选择和submm检测，超亮热尘埃遮蔽星系。采用Torus+GB模型，我们将观测到的热DOG的红外SEDs分解为环面和冷尘埃成分。主要结果是：1）在我们的亚毫米探测样品中，热DOG是超发光的，其红外能量输出以环面发射为主。然而，冷尘埃的辐射是不可忽略的，平均占总红外光度的24%。2)与类星体和星暴SED模板相比，Hot DOG的SED中值在静止坐标系下显示出最高的中红外和亚毫米波段的光度比，而在10- 50 μ m波段与类星体的光度比非常相似，表明Hot DOG的热源应该是埋藏的活动星系核。3)热DOG既有高的尘埃温度~ 73 K，又有冷尘埃的红外光度。热DOG的T-L关系表明，热DOG红外光度的增加主要是由于尘埃温度的增加，而不是尘埃质量。在类似的红移范围内，热DOG的尘埃质量比亚毫米星系（SMG）和类星体的尘埃质量低。冷尘埃的高红外光度和热狗中相对较低的尘埃质量都可以通过它们相对较高的尘埃温度来预期。4)热DOG有很高的尘埃覆盖因子，这偏离了先前提出的尘埃覆盖因子随热光度增加而减少的趋势。最后，我们可以重现观察到的属性，在热狗采用星系演化的物理模型。结果表明，Hot DOG可能位于恒星形成和黑洞生长历史的峰值附近，代表了大质量星系演化过程中的一个过渡阶段，即从尘埃星爆主导阶段向光学明亮的类…
2016-04-06 astro-ph.GA
A Dust spectral energy distribution model with hierarchical Bayesian inference. I. Formalism & benchmarking
本文提出了一个新的沙尘SED模型，命名为HerBIE，旨在消除噪声引起的相关性和大的散射时，执行最小二乘拟合。该代码的独创性是应用分层贝叶斯方法，以充分的灰尘模型，包括现实的光学特性，随机加热和混合的物理条件在观察到的区域。我们通过将其应用于合成观测来测试我们的模型的性能。我们探讨了几种效应对恢复参数的影响：信噪比、SED形状、样本大小、固有相关性的存在、波长覆盖范围和不同SED模型组件的使用。我们表明，这种方法是非常有效的：恢复的参数始终分布在其真实值。我们没有发现任何明显的偏见，即使是最退化的参数，或极端的信噪比。
2018-01-23 astro-ph.GA
A Nearby Galaxy Perspective on Dust Evolution. Scaling relations and constraints on the dust build-up in galaxies with the DustPedia and DGS samples
方法.我们模拟了一个约800个邻近星系的样本，涵盖了广泛的金属丰度，气体分数，特定的恒星形成率和哈勃阶段。我们已经从每个物体的光谱能量分布中得出了它的尘埃性质。通过进一步的分析，我们推断出了超新星喷发物中尘埃凝结的时间尺度，冷云中的颗粒生长和冲击波对尘埃的破坏。在本文中，我们采用了分层贝叶斯方法，得出所有星系的所有参数的单一大概率分布，以确保对我们的数据进行最严格的解释。结果我们证实了激烈的演变与金属的灰尘-金属的质量比（两个数量级），发现以前的研究。我们表明，核心坍缩超新星的尘埃生产是有效的，只有在非常低的金属，一个单一的超新星平均生产小于0.03 Msun/SN的尘埃。我们的数据表明，晶粒生长是占主导地位的形成机制，在金属丰度超过1/5太阳，与晶粒生长的时间尺度短于太阳金属丰度约50万年。冲击波的破坏是相对有效的，一颗超新星平均清除至少1200 Msun/SN的气体尘埃。当假设不同的恒星初始质量函数时，这些结果是稳健的。此外，我们还发现早型星系在几种标度关系中是异常值。这一特征可能是由热X射线发射气体中的颗粒热溅射造成的，这一假设得到了尘埃与恒星质量比和每颗粒X射线光子率之间的负相关性的支持。最后，我们确认了众所周知的芳香特征发射颗粒质量分数的演变作为金属丰度和星际辐射场强度的函数。我们的数据表明，与金属丰度的关系明显更强。
2021-01-02 astro-ph.GA
The mm-to-cm SED of spiral galaxies. Synergies between NIKA2 and SRT instruments
螺旋星系的光谱能量分布的毫米到厘米的范围在很大程度上还没有被探索。它的覆盖范围需要解开尘埃排放，自由和同步辐射的贡献，并可以提供尘埃模型，恒星形成率和ISM属性的限制。我们提出的情况下，NIKA2观测附近的螺旋和那些从计划和目前的仪器在撒丁岛射电望远镜之间的协同作用，并报告一个试点K波段计划，以寻找异常微波发射，一个难以捉摸的发射组件，这大概是与灰尘。
2021-11-02 astro-ph.GA
ALMA observations of cool dust in a low-metallicity starburst, SBS0335-052
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）第0周期波段7观测了本机宇宙中的一个贫金属矮星暴星系SBS 0335 -052（12+log（O/H）~7.2）。通过这些观测，在870微米（ALMA波段7）处检测到尘埃，但该波段87%的通量是来自星暴的自由-自由辐射。我们已经编制了一个SBS 0335 -052的光谱能量分布（SED），它跨越了近6个数量级的波长，并将其与一个由单年龄恒星星族加热的球形尘埃壳相拟合;最佳拟合模型给出的尘埃质量为（3.8+/-0.6 x10 ^4 Msun）。我们还构建了一个SED，其中包括另一个低金属丰度矮星爆IZw 18（12+log（O/H）=7.17）的赫歇尔档案数据，并将其与类似的模型拟合，得到尘埃质量为（3.4+/-1.0 x10 ^2 Msun）。与它们的原子气体质量相比，SBS 0335 -052的尘埃质量远远超过了尘气质量比与金属丰度呈线性趋势的预测，而IZw 18则远远低于。我们使用气体标度关系来评估两个星系中假定的缺失气体成分，并发现在SBS 0335 -052中缺失的可能是分子的气体比从观察到的HI柱密度推断的值高6倍;在IZw 18中缺失的成分小4倍。最终，尽管它们的金属丰度同样低，但SBS 0335 -052和IZw 18中气体和尘埃柱密度的差异表明，金属丰度并不能唯一地定义恒星形成过程。在某种程度上，自屏蔽和分子的生存可能取…
2013-12-03 astro-ph.GA
How Does Metallicity Affect the Gas and Dust Properties of Galaxies?
比较大范围的贫金属星系与正常的富金属星系的ISM特性，揭示了显着的差异。我们发现，低尘埃丰度和活跃的恒星形成相结合，导致一个非常多孔的ISM充满硬光子，加热矮星系中的尘埃整体温度高于其金属丰富的同行。这导致分子云的光解离到更大的深度，留下相对较大的PDR信封和难以检测的CO核心。从详细的建模的低金属ISM，我们发现显着的分数的CO-暗H2 -一个水库的分子气体不跟踪CO，但目前在[CII]和[CI]发射信封。对中性和电离气体诊断以及尘埃SED的自洽分析是揭示星系多相结构的必要途径
2016-03-15 astro-ph.GA
Predicting the global far-infrared SED of galaxies via machine learning techniques
尘埃在塑造星系的光谱能量分布（SED）方面起着重要作用。它吸收紫外线（UV）到近红外线（NIR）辐射，并在远红外线（FIR）中重新发射这种能量。FIR对于了解星系中的尘埃至关重要。然而，远红外区的深观测需要一个空间任务，其中没有一个今天仍然活跃。我们的目标是推断六个赫歇尔波段的FIR发射，以及尘埃光度，质量和有效温度，根据现有的紫外到中红外（MIR）观测。我们还希望估计这些预测的不确定性，将我们的方法与能量平衡SED拟合进行比较，并确定模型可能的局限性。我们提出了一个机器学习框架来预测FIR通量从14 UV-MIR宽带通量。结合DustPedia和H-ATLAS，我们使用了一个低红移的样本，并通过SED拟合提取贝叶斯通量后验。我们训练了浅层神经网络来预测远红外通量、不确定性和尘埃特性。我们在测试集上使用对数空间中的均方根误差（RMSE）对它们进行了评估。我们的结果（RMSE = 0.19 dex）显著优于UV-MIR能量平衡SED拟合（RMSE = 0.38 dex），并且本质上是无偏的。我们可以识别预测何时关闭，例如当输入在WISE 22上具有较大的不确定性时，或者当输入与训练集不相似时。我们有UV-FIR观测的星系可以作为缺乏FIR数据的星系的蓝图。这导致了一个“虚拟FIR望远镜”，它可以应用于大型光学MIR星系样本。这有助于弥补差距，直到下一次飞行情报区任务。
2019-10-14 astro-ph.GA
Dust Grain Growth & Dusty Supernovae in Low-Metallicity Molecular Clouds
我们提出了3-D流体动力学模型的超级气泡的演变提供动力的恒星风和超新星从年轻的同时代的大质量星团内的低金属（$Z = 0.02$ Z $_{\odot}$），cluerous分子云。我们探讨了超泡演化的初始阶段，包括对不稳定性和核心坍缩超新星的发生。我们的目的是研究尘埃颗粒生长的发生在轨道尘埃团，并在超级气泡的扫超壳。我们还致力于解决连续超新星产生的尘埃颗粒的生存问题。该模型考虑了星团的引力势和母云的自引力。它还考虑了辐射冷却（包括由尘埃引起的）和最先进的人口合成模型的同时代集群。如前所示，嵌入到clusional介质中的超级气泡变得高度扭曲，主要由于热气体流过低密度通道而膨胀。我们的研究结果表明，在大规模的情况下，（$\sim10^7$ M $_{\odot}$）分子云，承载着超级星团（$\sim5.6\times10^5$ M $_{\odot}$），在超级气泡演化的第一个$2.5$ Myr期间，颗粒生长以速率$\sim4.8\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加尘埃质量，虽然对不稳定性和核心坍缩超新星对超级气泡尘埃预算的净贡献是$\sim1200$ M $_{\odot} (M_{SC}/5.6\times10^{5}$ M $_{\odot})$，其中$M_{SC}$是星暴的恒星质量。因此，尘埃颗粒的生长和超新星的尘埃注入导致在低金…
2022-06-13 astro-ph.GA
Exploring the Dust Population in Cold Diffuse Clouds
冷扩散云（CDCs）是致密分子云的母体，其形成和演化不仅影响恒星形成过程，而且影响大尺度星系演化。我们已经开始了一个CDC的灰尘含量的试点研究，量化不同类型的灰尘的丰度和这些分子气体的相对丰度，云的物理性质，其一般发展阶段的目标。使用测光从AKARI和其他调查，我们已经提取了一个样本的光谱能量分布（SED）的CDC尘埃热辐射在近红外到亚毫米范围。提取的SED与文献中的其他SED非常相似，证实了我们沿着视线将云排放与其他来源隔离开来。我们计划在云中的每个位置用尘埃模型拟合这个SED，自动化我们的程序来绘制这个CDC和其他人的结构。
2017-12-05 astro-ph.GA
Galactocentric variation of the gas-to-dust ratio and its relation with metallicity
（节录）背景：气体与尘埃质量比（γ）的假设是估算分子云基本性质的常用方法，例如从尘埃的（亚）毫米连续观测中估算分子氢的总质量和柱密度。在银河系中，所有的银河中心半径都使用一个单一的值，与观测到的金属丰度梯度无关。这两个模型和河外观测表明，这个数量的增加减少金属丰度Z，典型的外区域的磁盘，更少的重元素可用于形成尘埃颗粒。目标：我们的目标是调查的气体-尘埃比的变化作为一个函数的galactocentric半径和金属丰度，允许更准确的表征分子气体的数量在整个银盘，来自观测的尘埃。研究方法：用APEX望远镜观测了银河系远外侧（银河系中心距离大于14 kpc）23个大质量致密恒星形成区的光学薄C ^{18} O（2-1）跃迁。根据这条线的模型和选定团块的光谱能量分布，我们计算了气体与尘埃的比率，并将其与来自ATLASGAL TOP 100样本的内星系盘中经过充分研究的源进行了比较。结果：气尘比的梯度为0.0 87 dex/kpc（或等效γ与Z-1.4成正比）。尘埃与金属的比率，随着银河中心半径的减小而减小，这也是外部晚型星系最常见的情况。这表明，晶粒生长比破坏占主导地位。在适当的Z值下，预测的气尘比与麦哲伦云中的估计非常一致。
2017-10-16 astro-ph.GA
A Herschel Search For Cold Dust in Brown Dwarf Disks: First Results
我们报告了{ \it Herschel}计划的初步结果，该计划旨在寻找年轻棕矮星样本周围冷尘埃的远红外辐射。在我们的调查中，前三个对象都在70 \micron检测到，我们报告的第一次检测到一个褐矮星在160 \micron。通量密度与这些物体周围外部圆盘中大量冷尘埃的存在相一致。我们用两种不同的辐射转移代码模拟了SED。我们发现，广泛的模型参数提供了一个合理的适合的SED的，但除了我们的70 \micron，特别是160 \micron \检测使强大的下限被放置在磁盘质量，因为大部分的质量是在外盘。我们发现可能的椎间盘质量范围为几个$\times 10^{-6}$到$10^{-4}$ \msun。我们的模型提供了一个很好的适合SED的，不需要灰尘沉降。
2011-10-20 astro-ph.GA
Dust-obscured Galaxies with Broken Power-law Spectral Energy Distributions Discovered by UNIONS
本研究利用UNIONS等巡天数据识别出382个尘埃遮蔽星系，发现其中约半数幂律型星系具有断裂幂律谱，表明它们是更严重遮蔽的活动星系核。
2025-05-15 astro-ph.GA
Dust-depletion sequences in damped Ly-α absorbers II. The composition of cosmic dust, from low-metallicity systems to the Galaxy
我们的目标是评估什么是最占主导地位的尘埃物种或类型，包括硅酸盐和氧化铁颗粒存在于ISM中，通过使用最近的观测尘埃耗尽的星系在不同的演化阶段。我们使用在不同环境中观测到的几种金属（O，S，Si，Mg和Fe）尘埃中的元素丰度，考虑具有不同金属丰度和尘埃含量的系统，即阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）朝向类星体和银河系。我们推导出一个可能的尘埃成分，通过计算发现在尘埃中的统计预期元素丰度假设一组关键的尘埃物种与铁含量作为一个自由参数。本研究未考虑碳质粉尘。金属铁（可能以硅酸盐颗粒中夹杂物的形式存在）和氧化铁是无碳粉尘质量组成的重要组成部分。氧化铁占含氧粉尘的重要质量分数（在某些情况下约为1/4），并且有充分的理由相信金属铁占粉尘的类似质量分数。铁铁矿（FeO）可以简单地解释铁和氧的消耗，因为它很容易形成。似乎没有硅酸盐物种明显占主导地位的硅酸盐质量，而是铁贫以及富铁橄榄石和辉石的混合物。硫化物在多大程度上导致硫的消耗仍不清楚。一般来说，尘埃成分（不考虑含碳尘埃）从低金属量系统到银河系似乎没有什么演变。
2019-02-02 astro-ph.GA
