DustKING - the story continues: dust attenuation in NGC628
尘埃衰减是一个关键但高度不确定的参数，它阻碍了星系内在性质的确定，如恒星质量，恒星形成速率和恒星形成历史。尘埃衰减定律的形状在星系之间和星系内部都不是统一的。我们的DustKING项目于2016年在第一次BINA研讨会上推出，旨在研究附近星系中尘埃衰减曲线的变化。在2018年的第二次BINA研讨会上，我介绍了我们对螺旋星系NGC 628的试点研究结果。我们发现，该星系的平均衰减规律的特点是由一个MW样的颠簸和陡峭的紫外线斜率。此外，我们观察到有趣的变化，与高$A_V$的区域表现出较浅的衰减曲线。最后，我们讨论了我们的工作可能会受益于印度AstroSat任务的UVIT数据。
2019-04-12 astro-ph.GA
How Well Can We Measure Galaxy Dust Attenuation Curves? The Impact of the Assumed Star-Dust Geometry Model in SED Fitting
推断星系衰减曲线的最常见方法之一是通过光谱能量分布（SED）建模，其中尘埃衰减特性与其他星系物理特性同时建模。在本文中，我们评估的能力SED建模推断这些尘埃衰减曲线的宽带测光，并提出了一个新的灵活的模型，大大提高了衰减曲线推导的准确性。为了做到这一点，我们适合模拟SED从辛巴宇宙学模拟与勘探者SED拟合代码。我们考虑了通常假设的均匀屏模型的影响，并引入了一个新的非均匀屏模型参数化的未遮挡恒星光的分数。这种非均匀屏幕模型允许非零部分的恒星光保持未衰减，通过将UV衰减曲线的形状与光学衰减曲线解耦，导致更灵活的衰减曲线形状。通过使用非均匀屏模型，约束灰尘衰减曲线的能力显著提高，其中UV衰减的中值偏移从均匀屏模型的$-0.30$ dex减小到非均匀屏模型的$-0.17$ dex。随着尘埃衰减建模精度的提高，我们还提高了用非均匀屏幕模型推断的恒星形成率（SFR），平均降低了SFR偏移量$0.12$ dex。我们讨论了这种新模型的有效性，重点是与建模星尘几何形状和约束力的可用SED观测的警告。
2022-02-28 astro-ph.GA
IQ Collaboratory III: The Empirical Dust Attenuation Framework -- Taking Hydrodynamical Simulations with a Grain of Dust
我们提出了经验尘埃衰减（EDA）框架-一个灵活的处方分配现实的尘埃衰减模拟星系的物理特性的基础上。我们使用EDA的三个国家的最先进的大规模宇宙流体动力学模拟：SIMBA，IllustrisTNG，和EAGLE的前向模型合成观测。然后，我们使用无可能性推理将模拟的光学和紫外色星等关系$(g-r) - M_r$和$(FUV-NUV)-M_r$与$M_r < -20$和紫外完整SDSS星系样本进行比较。没有灰尘，没有一个模拟与观测结果相匹配，正如预期的那样。然而，使用EDA，我们可以用所有三种模拟再现观察到的色星等。此外，我们的尘埃处方预测的衰减曲线与观测到的衰减-斜率关系和恒星形成星系的衰减曲线吻合得很好。然而，EDA并没有预测低$A_V$的恒星形成星系，因为模拟的恒星形成星系本质上比观测到的要亮得多。此外，EDA首次提供了对静止星系衰减曲线的预测，这对观测测量是一个挑战。模拟的静止星系需要比恒星形成星系更浅的衰减曲线和更低的振幅。EDA与正演模拟相结合，为揭示星系中的尘埃和探测流体动力学模拟提供了一种有效的方法。这项工作还说明了比较星系形成模型的一个主要局限性：通过调整尘埃衰减，预测显着不同的星系群的模拟可以重现相同的紫外线和光学观测。
2021-06-17 astro-ph.GA
The Flattening of Dust Attenuation Curve to z=2.5
利用从CANDELS和3D-HST巡天中选取的9504个盘状恒星形成星系（SFG）样本，利用一种新的方法，研究了尘埃衰减曲线的演化，该方法依赖于同一宇宙历元中相似恒星质量的盘状SFG在恒星星族中的统计一致性。我们将正面（b/a>0.7）和边缘（b/a<=0.4）子样本之间的中位星等差异完全归因于尘埃衰减，并获得了静止框架UV和光学的平均衰减作为恒星质量和红移的函数，z=2.5。我们的研究结果表明，衰减曲线变得显着平坦，在增加红移的大质量和低质量的磁盘SFG，并保持不变，在一个固定的时代内的不确定性与星系恒星质量。与卡尔泽蒂定律相比，我们的尘埃衰减曲线在0.5<z<1.4处略陡，在1.4<z<2.5处明显平坦。我们的研究结果是一致的图片中，尘埃粒度分布的演变是主要负责的SFG的尘埃衰减曲线的演变，尘埃粉碎成为一个主导过程，在z<~1.4，在小尘埃颗粒的富集，从而导致一个陡峭的衰减曲线。我们强调，高z星系的消光校正应使用质量和红移依赖的衰减曲线。
2016-03-11 astro-ph.GA
Estimating dust attenuation from galactic spectra. I. methodology and tests
我们发展了一种从星系光谱的全谱拟合中估算星系尘埃衰减曲线的方法。受前人研究的启发，我们通过对观测光谱和简单的恒星星族模型光谱进行移动平均，将小尺度特征从大尺度光谱形状中分离出来。然后，通过拟合观测到的小尺度到大尺度（S/L）分量的比值与SSP模式的S/L比值，得到本征无尘模式谱。然后通过将观察到的光谱与无尘模型光谱进行比较来确定选择性尘埃衰减曲线。这种方法的一个重要优点是，估计的灰尘衰减曲线是独立的理论灰尘衰减曲线的形状。我们已经做了一系列的测试上的一组模拟光谱涵盖了广泛的恒星年龄和金属丰度。我们表明，我们的方法是能够准确地恢复输入的灰尘衰减曲线，虽然精度略有依赖于信噪比的光谱。我们已经将我们的方法应用到一些边缘上的星系，从正在进行的MANGA调查，得出他们的尘埃衰减曲线和$E(B-V)$地图，以及无尘图像在$g$，$r$，和$i$带。这些星系在原始图像中显示出明显的尘埃带特征，在我们校正了尘埃衰减的影响后，这些特征基本消失。这些星系的垂直亮度轮廓成为轴对称的，可以很好地拟合一个简单的模型提出的磁盘垂直结构。将估算的尘埃衰减曲线与三种常用的模型曲线进行比较，发现Calzetti曲线对星系内部区域的估算曲线描述最好，而银河系和SMC曲线对星系外部区域的估算曲线描述更好。
2020-05-12 astro-ph.GA
Effects of dust sources on dust attenuation properties in IllustrisTNG galaxies at $z\sim 7$
来自高红移星系的尘埃辐射为我们提供了早期宇宙尘埃起源和演化的线索。以前的研究表明，不同的尘埃来源（恒星尘埃生产和尘埃在稠密的云增长）预测不同的紫外线（UV）消光曲线的星系在$z\sim 7$，但观察到的衰减曲线强烈依赖于尘埃和恒星分布的几何形状。因此，我们进行辐射转移计算下的尘埃星的几何形状计算的宇宙流体动力学模拟（IllustrisTNG）。这有助于研究根据“现实”几何形状预测的尘埃衰减曲线。在$z\sim 7$中，我们选择了具有恒星质量和恒星形成速率的莱曼破裂星系。我们发现，在大多数星系的衰减曲线是非常不同的原始消光曲线。这使得很难从观测到的衰减曲线中约束主要的尘埃源。我们进一步包括红外尘埃排放的分析和绘制红外过量（IRX）-紫外光谱斜率（$β$）图。我们发现，不同的尘埃源导致不同的IRX- $β$关系的模拟星系。特别是，如果尘埃生长是尘埃的主要来源，尘埃-金属比的变化会导致IRX- $β$图中IRX更小的更长的序列。因此，综合分析尘埃和金属的丰度、紫外线斜率和尘埃排放，可以为宇宙中占主导地位的尘埃源提供线索。
2022-12-09 astro-ph.GA
Learning the Universe: The Structure of Dust Attenuation Curves in Galaxy Simulations
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平托研究所）；University of Oxford（牛津大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
通过信息有序瓶颈分析和符号回归，从TNG模拟中推导出一个四参数尘埃消光模型，该模型优于现有参数化方法，参数具有清晰物理含义，并提供了与星系属性的标度关系。
2026-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Nebular Dust Attenuation with the Balmer and Paschen Lines based on the MaNGA Survey
基于MaNGA巡天，研究利用Balmer和Paschen发射线示踪HII区星云尘埃消光，提出直接拟合消光曲线的新方法，发现kpc尺度更符合前景屏幕模型，强氢复合线斜率测定精度高。
2024-10-07 astro-ph.GA
Attenuation modified by DIG and dust as seen in M31
星系中尘埃的空间分布影响着星系的整体衰减，从而影响着星系的推断性质。通过比较光学衰减与总尘埃质量分布的关系，我们追踪了M31五个区域（0.6-0.9千秒差距尺度）尘埃的空间分布。我们测量的衰减从巴尔末衰减积分场光谱和尘埃质量从赫歇尔远红外观测。我们的研究结果表明，M31的尘埃衰减密切遵循前景屏幕模型，与以前在其他附近星系中发现的相反。通过平滑M31数据，我们发现空间分辨率不是这种差异的原因。基于发射线的比率和两个简单的模型，我们得出结论，以前的模型的灰尘/气体的几何形状需要包括一个弱或非衰减的扩散电离气体（DIG）组件。由于尘埃和DIG标度高度随星系半径的变化，我们得出结论，在星系中的不同位置将有不同的垂直分布的气体和尘埃，因此不同的测量衰减。我们在M31中的结果与在其他附近星系中发现的结果之间的差异可以通过我们在M31中的场位于比以前专注于星系中心的研究更大的星系半径来解释。
2017-06-20 astro-ph.GA
Reproducing the UVJ Color Distribution of Star-forming Galaxies at 0.5 < z < 2.5 with a Geometric Model of Dust Attenuation
我们分析了0.5 < z < 2.5时恒星形成星系的静止坐标系U-V和V-J色的分布。使用恒星星族合成，随机恒星形成的历史，和一个简单的处方的尘埃衰减，占星系的形状和倾角，我们构建了一个模型的星系颜色的分布。只有两个自由参数，这个模型能够再现观测到的星系的颜色作为一个函数的红移和恒星质量非常好。我们的分析表明，在给定的红移和恒星质量下，恒星形成星系的尘埃衰减值范围很广，几乎完全是由于倾斜的影响;如果所有星系都被观察到，它们将显示出非常相似的尘埃衰减。这一结果具有重要意义的解释尘埃衰减测量，紫外和红外光度的治疗，数值模拟和观测之间的比较。
2021-11-11 astro-ph.GA
Big, Dusty Galaxies in Blue Jay: Insights into the Relationship Between Morphology and Dust Attenuation at Cosmic Noon
基于蓝鸟巡天数据，结合JWST成像与光谱，利用Prospector双成分尘埃模型分析141个高红移星系，发现尘埃消光与恒星质量及面密度强相关，并显著影响星系形态，强调灵活消光模型的重要性。
2025-04-21 astro-ph.GA
Geometry effects on dust attenuation curves with different grain sources at high redshift
尘埃已经在高红移（$z>5$）星系中被探测到，但它的起源仍然存在争议。高红移星系中的尘埃产生可能主要是由恒星产生或由星际介质中的吸积（尘埃生长）所控制。先前的研究表明，这两个尘埃源预测不同的粒度分布，这导致显着不同的消光曲线。本文通过辐射转移计算，研究了消光曲线的差异对星系尘埃衰减特性的影响。为了研究尘埃-恒星分布几何的主要影响，我们采用了两种具有代表性的情况下，在球对称性：良好的混合几何（恒星和尘埃均匀混合）和两层几何（年轻的恒星更集中在中心）。在这两种情况下，我们证实，衰减曲线可以急剧陡峭的散射和不同的光学深度之间的年轻和年老的恒星星族，并可以平坦的存在的未遮挡的恒星星族。即使消光曲线非常不同，我们也可以重现类似的衰减曲线。因此，我们得出结论，这是很难区分的灰尘源，只有衰减曲线。然而，如果我们包括尘埃排放的信息，并绘制IRX（红外过量）- $β$（紫外光谱斜率）关系，不同的尘埃源预测不同的位置在IRX- $β$图。如果尘埃增长是主要的尘埃来源，则在类似的IRX下，更大的$β$是优选的。
2021-09-07 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: Implications of the Lack of Evolution in the Dust Attenuation-Mass Relation to z~2
我们研究了宇宙时间内恒星形成星系中尘埃衰减与恒星质量（$M_*$）之间的关系。为了进行这项分析，我们比较了$z\sim2.3$的MOSFIRE深度演化场（MOSDEF）调查和$z\sim0$的斯隆数字巡天（SDSS）的测量结果，用GALEX-SDSS-WISE目录中的紫外星系演化探测器（GALEX）和中红外宽场红外巡天探测器（WISE）光度学来增强后者的光学数据集。我们量化尘埃衰减H $α$和H $β$发射线的光谱测量，和光度测量的休息紫外恒星连续。H $α$ /H $β$比值用于确定H $α$，$A_{{\rm H}α}$波长处的衰减幅度。使用静止UV颜色和光谱能量分布拟合来估计$A_{1600}$，即在1600 nm的静止波长处的衰减幅度。在以前的工作中，我们发现在红移范围$z\sim0$到$z\sim2.3$之间的尘埃衰减和$M_*$之间的关系缺乏显着的演变。折叠在最新估计的$M_{\rm dust}$，$({M_{\rm dust}}/{M_{\rm gas}})$，和气体表面密度在固定的$M_*$的演变，我们发现，预期的$M_{\rm dust}$和尘埃质量表面密度都显着高于在$z\sim0$在$z\sim2.3$。这些差异似乎与尘埃衰减缺乏演变不一致。为了解释衰减与$M_*$之间惊人的恒定性，必须确定金属丰度与$({M_{\rm dust}}/{M_{\rm gas}}…
2022-01-06 astro-ph.GA
Dust attenuation up to z~2 in the AKARI North Ecliptic Pole Deep Field
我们的目标是研究星系中尘埃衰减的演化，这些星系在红外红移范围内被认为是宇宙中恒星形成活动的主导者。与其他测量的尘埃衰减的样品选择使用不同的标准进行比较，将给我们一个全球性的图片在工作中的恒星形成星系的衰减和它的红移的演变。利用IRC仪器的多个滤波器，我们选取了4000多个星系的8微米静止帧发射，从z~0.2到2 μ s。我们通过添加光学近红外和GALEX和Herschel调查的数据，从静止帧UV到远红外建立了SED。我们用生理动机代码CIGALE来匹配SED。我们测试了不同的活动星系核模板和尘埃衰减配方，并估计恒星质量，SFR，尘埃衰减量，以及活动星系核对总红外光度的贡献。活动星系核对总红外光度的贡献平均约为10%，随红移略有增加。尘埃衰减在星系中占主导地位的红外光度函数被发现增加从z=0到z=1，并保持几乎恒定从z=1到z=1.5。相反，当星系被选择在一个固定的红外光度，他们的尘埃衰减略有减少的红移增加，但与一个大的色散。在我们的中红外选定的样品中的衰减被发现~ 2马格高于全球发现在宇宙中或在相同的红移范围内的UV和H α线选择。这种差异很好地解释了尘埃衰减与恒星质量的增加，在全球协议与其他最近的研究。星爆星系并没有系统地表现出高衰减
2015-04-01 astro-ph.GA
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）
本研究以90958个近邻恒星形成星系为样本，发现星云尘埃消光曲线比典型恒星消光曲线更浅，二者存在差异但相关，可通过源-尘埃几何效应定性解释。
2026-08-26 astro-ph.GA
The Dust Attenuation Law in Galaxies
了解星系中尘埃衰减曲线的性质和形成机制是河外天体物理学的基本问题之一，对推导星系的恒星形成率和恒星质量等物理性质具有重要的现实意义。衰减曲线是由尘埃颗粒的性质、尘埃含量、尘埃的空间排列和不同的恒星群体共同作用的结果。在这篇评论中，我们评估了目前的领域，特别注意消光曲线的重要性，衰减规律的积木。我们引入了一个定量的框架来描述和比较消光和衰减曲线，提出了解释经验结果的理论基础，概述了一系列的观测方法，并回顾了在低和高红移的观测状态。我们的主要结论是：衰减曲线表现出很大的斜率范围，从浅（银河般）的斜率曲线超过SMC消光曲线的斜率。曲线的斜率与有效光学不透明度密切相关，在这个意义上，具有低尘柱密度（较低的视觉衰减）的星系往往具有较陡的斜率，而具有高尘柱密度的星系具有较浅的（灰色）斜率。银河系似乎表现出不同范围的2175A紫外线凸起强度，但平均而言，与银河系的平均消光曲线相比，它们的凸起受到抑制。理论研究表明，撞击强度的变化可能是由相似的几何和辐射转移效应引起的，这些效应驱动了坡度和尘柱之间的相关性。
2020-01-09 astro-ph.GA
MUSE stares into the shadows: the high-resolution dust attenuation curve of NGC 5626
最新一代的积分场单位摄谱仪使附近星系的三维映射更近了一步。虽然到目前为止，人们的注意力主要集中在恒星和电离气体上，但也有可能以一种新的、更完整的方式来观察尘埃。利用MUSE对NGC 5626的科学验证观测，我们绘制了这个尘埃透镜状星系中的星际物质。我们使用MUSE的分辨能力来测量光学衰减，光谱分辨率为6.25 μ m，物理尺度为0.1-1 kpc。NGC 5626的积分衰减曲线显示出平滑，比银河系和SMC衰减曲线稍陡。几个尖锐的功能叠加：我们测量较低的衰减在光谱发射线和较高的衰减钠线双峰。钠线强度和空间分辨尺度上的灰尘变红之间没有相关性。此外，连续衰减被认为是独立的巴耳末减量（跟踪电离气体衰减）。我们的模型和解释的变化，在衰减曲线的每个空间分辨率的元素的NGC 5626。我们发现，尘埃的数量和分布沿视线是高度退化的任何变化的内在消光定律。我们的分析表明，NGC 5626中的星际物质存在于一个规则且稳定的圆盘中。我们的研究结果宣扬谨慎应用简单的配方去红全球星系光谱，并强调需要更现实的尘埃几何形状时，构建这样的校正公式。
2017-07-19 astro-ph.GA
The ALPINE-ALMA [CII] survey: dust attenuation curves at z=4.4-5.5
现在有充分的证据表明，尘埃已经在高z值大量存在。然而，考虑到遥远星系在光学和近红外光谱中的模糊性，数据集仍然有限，尘埃如何影响非常高红移的星系的新兴辐射尚未完全了解。利用ALPINE巡天，我们的目标是量化z=4.4-5.5的星系中的尘埃衰减特性，特别是它们的衰减曲线的形状。使用CIGALE代码，我们模拟的恒星星族和他们的相互作用的尘埃，以测量的一些物理性质的子样本的23个主序星ALPINE星系。我们发现，衰减曲线跨越广泛的属性，从曲线比SMC消光曲线陡得多，比星爆衰减曲线浅。衰减曲线的形状强烈地依赖于V波段衰减。具有最低衰减的Galerkin也呈现最陡的曲线。这种曲线的陡峭程度可能是尘埃的固有物理性质、恒星和尘埃在星际介质中的相对分布以及不同的红化综合作用的结果。在z~5处发现的衰减曲线范围很广，这表明没有一条单一的衰减曲线适用于主序星星系，如果SED建模不可行，假设一条固定的曲线会导致很大的误差，例如在解释和使用IRX-beta图时。当使用紫外线斜率β修正高红移星系中尘埃的存在时，应该非常小心，因为它会影响SFR和恒星质量的估计，即使在低V波段衰减时，由于衰减曲线的陡峭性。然而，当SED模型可以使用时，选择的衰减曲线对SFR和恒星质量的影响是有限的。
2022-02-23 astro-ph.GA
Dusty galaxies and the degeneracy between their dust distributions and the attenuation formula
星系中尘埃颗粒的空间分布是否像恒星的空间分布一样具有典型的形式？我们调查的分布是否类似于均匀的前景屏幕，通常假设的高红移星系社区。我们使用静止帧红外，紫外和H $α$线光度的尘埃贫和尘埃星系在z ~ 0和z ~ 1比较测量的H $α$逃逸分数与预测的Calzetti衰减公式。的预测，紫外逃逸分数的基础上，高估了测量的H $α$逃逸分数的所有样品。对贫尘z ~ 0星系的这一结果的解释是，有电离恒星的区域比有非电离紫外辐射恒星的区域有更多的尘埃。这些星系的尘埃分布是不均匀的。尘埃星系在两个红移上的高估解释还不太清楚。如果衰减公式不适用于这些星系，也许这些分歧是非物理的;也许这些星系中的尘埃分布是均匀的。如果衰减公式确实适用，那么尘埃星系的尘埃分布是不均匀的;这种分布比缺乏尘埃的星系更均匀。z ~ 1尘埃星系在给定UV逃逸分数下的H $α$逃逸分数范围很广，如果是真的，则表明尘埃形态多样，屏假设不可信。
2015-07-02 astro-ph.GA
Radiative Transfer Model of Dust Attenuation Curves in Clumpy, Galactic Environments
本文通过球状星团中的辐射转移模型研究了银河系环境中尘埃对星光的衰减。被认为是MW，LMC和SMC粉尘类型的消光性能。它示出的衰减曲线主要是由吸收的波长依赖性，而不是由基本的消光（吸收+散射）曲线。衰减曲线与“Calzetti衰减曲线”一致，发现通过假设的硅酸盐-碳质粉尘模型的MW，但与2175 A的吸收隆起抑制或缺席。我们的研究结果和以前的工作，声称SMC型尘埃是最有可能的Calzetti曲线的起源之间的差异是归因于采用的反射率的差异，这项研究使用的理论计算的反射率，而以前的采用经验推导的反射率从观测星云。它还发现，与MW尘埃计算的模型衰减曲线很好地表示了一个修改后的Calzetti曲线与不同的斜率和UV颠簸强度。斜率和紫外线碰撞强度之间的强相关性，与陡峭的曲线具有更强的碰撞，在恒星形成星系中发现在0.5<z<2.0，很好地再现了我们的模型，如果紫外线碰撞载体或多环芳烃的丰度被假定为30%或40%的MW尘埃。这一趋势可以用辐射转移效应来解释，这种效应导致了较浅的衰减曲线和较弱的紫外线凸起，因为ISM更密集和更多尘。我们还认为，至少有一些IUE的本地星暴星系可能有一个紫外线凸点功能在其衰减曲线，虽然比MW消光曲线弱得多。
2016-06-07 astro-ph.GA
Dust attenuation law in JWST galaxies at z = 7-8
本文通过改进 BAGPIPES 拟合代码并应用于 JWST 观测的三个 z=7-8 星系，发现其尘埃消光曲线与本地模板不同，其中一个星系出现与 PAH 相关的银河系吸收凸起，并证明假设的消光定律会显著影响恒星质量与恒星形成率等性质的推断。
2023-04-21 astro-ph.GA
The dust attenuation law in $z\sim 6$ quasars
通过对类星体宿主星系的宇宙学放大流体动力学模拟，结合多频辐射转移计算，研究了$z\sim 6$类星体中的衰减规律。我们考虑几个尘埃模型不同的粒度分布，尘埃质量和化学成分，并比较由此产生的合成光谱能量分布（SED）与明亮的，早期类星体的数据。我们发现，只有灰尘模型的粒度分布，其中小颗粒（$a < 0.1~μ$米，对应于总尘埃质量的$\approx 60\%$）被选择性地从尘埃介质中删除提供了一个很好的拟合的数据。如果小颗粒在类星体环境中被有效地破坏和/或早期的尘埃产生优先导致大颗粒，则可以发生去除。这些模型的衰减曲线接近平坦，与最近的数据一致;它们对应于有效的尘埃-金属比$f_d \simeq 0.38$，即接近银河系的值。
2021-06-29 astro-ph.GA
Dissecting the IRX - $β$ dust attenuation relation: exploring the physical origin of observed variations in galaxies
使用紫外线（UV）辐射作为星系恒星形成率（SFR）的示踪剂受到尘埃遮蔽的阻碍。UV斜率$β$与远红外和UV光度之比IRX之间的经验关系通常用于解释遮蔽的UV发射。我们提出了一个简单的模型，探讨在IRX - $β$尘埃衰减关系的变化的物理起源。相对于NUV衰减，FUV衰减的相对增加和恒星星族年龄的增加导致固定IRX的红UV斜率的变化。尘埃几何效应（湍流、有孔的尘埃屏、尘埃屏内恒星的混合、双组分尘埃模型）导致了蓝色紫外线斜率的变化。对紫外光谱的光度采样不佳会造成额外的观测变化。我们提供了一个解析近似的IRX - $β$关系调用一个子集的探索物理过程（尘埃类型，恒星星族年龄，湍流）。我们讨论了观测到的变化的IRX - $β$关系的本地（亚星系尺度）和高红移（正常和尘埃恒星形成星系，星系在再电离时代）的背景下，在我们的模型中探索的物理过程。高空间分辨率成像的紫外和亚毫米辐射的星系可以约束IRX - $β$尘埃衰减关系的不同星系类型在不同的时代，不同的过程导致的变化可能占主导地位。这些限制将允许使用的IRX - $β$关系估计星系的内禀SFR，尽管缺乏一个普遍的关系。
2017-08-22 astro-ph.GA
Global dust attenuation in disc galaxies: strong variation with specific star formation and stellar mass, and the importance of sample selection
我们使用斯隆数字巡天（SDSS），2微米全天巡天（2 MASS）和宽视场红外巡天探测器（WISE）测量的光学近红外颜色的轴比依赖性，研究了78，721个邻近星系的相对尘埃衰减-倾斜关系。为了最大限度地避免衰减驱动的偏差，我们仔细选择星系使用尘埃衰减独立的近红外和中红外光度和颜色。沿着恒星形成主序列的正面和侧面盘星系之间的相对u波段衰减从~0.55到~1.55不等。相对衰减的强度随特定的恒星形成率和星系光度（或恒星质量）而变化。相对衰减对亮度的依赖性不是单调的，而是在$M_{3.4μm} \approx -21.5$处达到峰值，对应于$M_* \approx 3\times 10^{10}M_{Sun}$。这种行为似乎与一些旧的研究相反;我们表明，旧的作品未能可靠地探测到更高的光度，并且对最亮的恒星形成盘随着光度增加而衰减的减少不敏感。背面的信封标度关系预测的尘埃光学厚度与特定的恒星形成率和恒星质量的强烈变化。更深入的比较使用的比例关系模型的相对衰减需要包括星尘几何重现这些变化的细节（特别是在高光度），突出了这些几何效应的重要性。
2016-03-31 astro-ph.GA
A Theory for the Variation of Dust Attenuation Laws in Galaxies
在本文中，我们提供了一个物理模型的起源变化的形状和碰撞强度的尘埃衰减规律的星系相结合的宇宙学“放大”的星系形成模拟与三维Monte Carlo尘埃辐射转移计算。我们模拟的星系超过3个数量级的恒星质量，从银河系一样的系统，通过大规模的星系在高红移。至关重要的是，对于这些计算，我们采用了一个恒定的基本尘埃消光定律在所有情况下，并检查几何形状和辐射转移效应的作用如何影响所得的衰减曲线。我们的主要结果如下。尽管我们使用了恒定的尘埃消光曲线，但我们发现推导出的衰减定律存在显着变化。归一化衰减定律的斜率主要取决于星尘几何形状的复杂性。增加未被遮蔽的年轻恒星的比例使归一化曲线变平，而增加未被遮蔽的老恒星的比例使曲线变陡。与我们的模型衰减定律的斜率类似，我们发现2175埃紫外线（UV）碰撞强度的剧烈变化，包括几乎没有碰撞的曲线子集。在我们的模型中，这些凹凸强度主要受未被遮挡的O型和B型恒星的影响，散射光的影响只有次要影响。总之，这些结果导致衰减曲线斜率和2175埃凸块强度之间的自然关系。最后，我们将这些结果应用到25 Mpc/h箱宇宙流体动力学模拟，以模拟预期的色散在整数红移从z=0-6的衰减规律。一个显着的色散预计在低红移，并减少向z=6。我们提供了所有红移下最佳拟合中值衰减曲线的列表结果。
2018-05-17 astro-ph.GA
An Updated Dust-to-Star Geometry: Dust Attenuation Does Not Depend on Inclination in $1.3\leq z\leq 2.6$ Star-Forming Galaxies from MOSDEF
基于MOSDEF巡天数据，本文研究了308个$1.3\leq z\leq2.6$星系形成星系的尘埃衰减，发现其不依赖于倾角，但随质量增加而增强，并提出了一个三成分尘埃模型，论证星系质量是主导尘埃衰减的关键因素。
2023-04-17 astro-ph.GA
On the different levels of dust attenuation to nebular and stellar light in star-forming galaxies
作为新发布的AKARI/FIS暗源星表ver.1的科学验证研究，本文讨论了在0.02<z<0.10的本地恒星形成星系中尘埃对恒星光和星云发射线的不同衰减水平。通过构建更新版本的AKARI-SDSS-GALEX匹配星系表（具有> 2，000个源），我们比较了尘埃对恒星光（来自L（IR）/L（UV）比值）和星云发射线（来自H-alpha/H-beta比值）的衰减水平。我们发现，有一个明显的趋势，更大的质量星系往往有更高的“额外”衰减到星云区域，而具有较高的特定恒星形成率的星系往往有较低的额外衰减。我们还通过使用WISE中红外测光与WISE-SDSS-GALEX星系（> 50，000个源）的显着大的样本量来确认这些趋势。最后，我们研究了如何在SFR-M星平面上对星云区域的额外衰减水平的变化。我们发现，即使在一个固定的恒星质量，位于主序下方的星系往往有更高水平的额外衰减向星云区域，这表明在恒星形成淬火过程中，在整个恒星形成的主序星系内的尘埃几何形状的变化。
2018-09-11 astro-ph.GA
Dust attenuation, dust content and geometry of star-forming galaxies
本研究结合多巡天观测数据与SKIRT辐射转移模型，分析0<z<2.5恒星形成星系的尘埃消光与几何结构，发现尘埃成团结构或致密核可调和不同波段尘埃质量约束矛盾，并探讨了半光与半质量半径的差异影响。
2023-07-05 astro-ph.GA
Characterizing the UV-to-NIR shape of the dust attenuation curve of IR luminous galaxies up to z$\sim$2
在这项工作中，我们调查的远紫外到近红外形状的尘埃衰减曲线的样品的IR选择的尘埃遮蔽（U）LIRGs在z $\sim$ 2。光谱能量分布（SED）拟合CIGALE，一个物理动机的光谱合成模型的基础上的能量平衡。它的灵活性使我们能够测试各种不同的粉尘衰减曲线分析处方，包括著名的Calzetti和Charlot & Fall曲线，以及它们的修改版本。根据我们的参考双幂律模型的假设下计算的衰减曲线是在非常好的协议，在以前的工作中，与辐射转移（RT）SED拟合。我们调查的位置，我们的星系在IRX- $β$图，并发现这是一致的灰色斜率，平均而言，在紫外线。我们还发现证据平坦的衰减曲线在近红外相对于更经典的Calzetti样的食谱。这种较大的近红外衰减产生较大的导出恒星质量从SED拟合，由一个中位数因子$\sim$ 1.4和高达一个因子$\sim$ 10的最极端的情况下。恒星的形成率似乎更依赖于星系中衰减的总量。我们的分析强调了需要一个灵活的衰减曲线时，再现各种各样的对象的物理特性。
2017-07-31 astro-ph.GA
Spectroscopic Measurements of the Far-Ultraviolet Dust Attenuation Curve at z~3
我们提出了第一次测量的形状的远紫外（远紫外; λ =950-1500）尘埃衰减曲线在高红移（z~3）。我们的分析使用了933个星系在z~3的静止坐标系紫外光谱，其中121个星系在λ =850-1300 A的波长下进行了非常深的光谱观测（>7小时），用凯克望远镜上的低分辨率成像光谱仪。通过使用迭代的方法，在其中我们计算在连续色过量，E（B-V）的不同箱的复合光谱的比率，我们推导出一个尘埃曲线，这意味着一个较低的衰减，在远紫外线为一个给定的E（B-V）比标准衰减曲线。我们证明，通过假设我们的新衰减曲线，高的HI覆盖率，以及H2的Lyman-Werner带的吸收（覆盖率<20%），可以很好地模拟z~3星系的UV复合光谱。H2相对于HI和尘埃的低覆盖率表明，z~3处典型星系ISM中的大多数尘埃与H2的催化无关，并且与ISM的其他阶段（即，电离和中性气体）。远紫外尘埃曲线意味着一个因素的低尘埃衰减莱曼连续（电离）光子相对于那些推断出最常见的假设衰减曲线L* 星系在z~3。我们的研究结果可以用来评估电离光子在HII区的衰减程度，或者更一般地说，在高红移星系的电离或低柱密度（N（HI）<10^17.2 cm^-2）中性ISM中的衰减程度。
2016-06-01 astro-ph.GA
Mapping dust attenuation and the 2175 Å bump at kpc scales in nearby galaxies
本文提出一种结合光谱与多波段测光测量星系尘埃衰减的新方法，并利用MaNGA等数据在千秒差距尺度上揭示衰减曲线斜率与2175 Å凸起的变化规律及其与恒星形成活动的关联。
2023-09-19 astro-ph.GA
Characterizing Dust Attenuation in Local Star Forming Galaxies: UV and Optical Reddening
尘埃衰减的$\sim$ 10000本地（$z\lesssim0.1$）的恒星形成星系的样本被限制作为其物理性质的函数。我们利用星系演化探测器（GALEX）和斯隆数字巡天（SDSS）提供的孔径匹配多波长数据，以确保分析每个星系中大小相当的区域。我们遵循Calzetti等人（1994）的方法，并通过UV幂律指数$β$和尘埃光学深度来表征尘埃衰减，尘埃光学深度是使用巴尔末发射线光学深度的差异$τ_B^l=τ_{\mathrm{H}β} - τ_{\mathrm{H}α}$来量化的。观测到的$β$和$τ_B^l$之间的线性关系类似于局部星爆关系，但大散射（$σ_{\mathrm{int}}=0.44$）表明在局部宇宙中存在显着的变化。我们推导出一个选择性的衰减曲线的范围$1250\mathrmÅ<λ<8320\mathrmÅ$，并发现一个单一的衰减曲线是有效的，在我们的样本中的大多数星系的特征。与先前确定的曲线相比，该曲线在UV中具有略低的选择性衰减。我们没有看到证据表明，2175nm的特征在平均衰减曲线中是显著的。显着的正相关关系之间的紫外线和光学红化和星系金属丰度，质量，恒星形成率（SFR），和SFR面密度。这提供了一个潜在的工具，用于测量衰减的恒星人口是无法解决的，如在高$z$。
2016-01-02 astro-ph.GA
The Impact of Dust in Host Galaxies on Quasar Luminosity Functions
利用半解析星系形成模型结合大宇宙学N体模拟研究了尘埃衰减对类星体光度函数的影响。我们估计的尘埃衰减类星体的自洽与星系通过考虑他们的主机隆起的尘埃。我们发现，明亮的类星体的亮度被强烈的尘埃衰减，约2等的B波段。假设Marconi等人对活动星系核的经验辐射热改正，我们发现，这种尘埃衰减太强，不能同时解释B波段和X射线类星体的光度函数。我们考虑两种可能的机制，削弱尘埃衰减。作为这样一种机制，我们引入了AGN活动的时间延迟，也就是说，气体燃料的中央黑洞开始一段时间后，由一个主要的合并引起的星爆开始。另一个是尘埃分布的各向异性。我们发现，为了使类星体的尘埃衰减可以忽略不计，要么气体吸积到黑洞必须延迟至少三倍的动力学时间尺度的主机隆起或尘埃覆盖因子是小到0.1。
2015-02-24 astro-ph.GA
Dust Attenuation Curve for Local Subgalactic Star-forming Regions
利用Apache Point天文台近星系巡天的157，000个Spaxels样本，采用\cite{Calzetti1994}方法，计算了本星系亚星系恒星形成区在光波段的平均尘埃衰减曲线。我们得到了一个$D_n(4000)$独立的平均衰减曲线与$1.1\leq D_n(4000)<1.3$，这是类似的一个来自本地星爆或正常SFG的spaxels。我们检查是否以及如何的形状的平均衰减曲线的变化与几个本地和全球的物理性质。对于具有$1.2\leq D_n(4000)<1.3$的spaxels，我们发现对于平均衰减曲线的形状，不依赖于局部或全局物理性质。然而，对于恒星星族较年轻的Spaxel（$1.1\leq D_n(4000)<1.2$），恒星质量表面密度较小、恒星形成率表面密度较小或位于星系外部区域的恒星形成区域的平均衰减曲线较浅。这些结果强调了使用单一衰减曲线来校正所有类型恒星形成区的尘埃红化的风险，特别是对于那些具有相当年轻的恒星星族的区域。
2020-11-04 astro-ph.GA
Dust attenuation and Halpha emission in a sample of galaxies observed with Herschel at $0.6 < z <1.6$
尘埃衰减塑造了星系的光谱能量分布。对于尘埃星系来说尤其如此，在这些星系中，恒星经历了严重的衰减。结合紫外-红外测光和H $α$复合谱线的光谱测量，有助于定量整个恒星星族的尘埃衰减及其与波长的关系。我们选择了一个红外完整的样本的星系在宇宙3D-HST坎德尔领域检测与赫歇尔卫星的信噪比大于5。光学到近红外光度法以及近红外光谱法可用于每个源。我们将样品减少到红移范围$0.6 < z < 1.6$，以在G141棱晶光谱中包括H $α$线。我们使用了一个新版本的CIGALE代码，以适应同时连续和H $α$线发射的34个选定的星系。使用灵活的衰减规律与自由参数，我们能够测量每个星系的衰减曲线的形状，以及每个恒星星族的衰减量，前者是在一般陡峭的比星暴法律在紫外光学与星系之间的斜率变化很大。年轻恒星或星云连续体的衰减平均约为老恒星衰减的两倍，变化也很大。我们的模型与幂律的基础上修改的Charlot和秋季配方，给出了更好的协议的辐射转移模型比全球修改的Calzetti定律的斜率的结果。
2018-09-01 astro-ph.GA
Dust Attenuation in High Redshift Galaxies -- 'Diamonds in the Sky'
利用COSMOS巡天中观测到的266个星系的光学到近红外光谱能量分布（SED），推导了高红移处尘埃衰减的波长依赖关系。所有星系的光谱红移在z = 2到6.5之间。的CIV吸收功能的存在下，表明休息帧的UV-光学SED占主导地位的OB星，是用来选择对象的固有的，未衰减的光谱具有良好的既定形状。与所观察到的宽带光度SED的本征光谱的比较，然后允许推导的尘埃衰减的波长依赖性。衍生的尘埃衰减曲线是类似的整体形状的卡尔泽蒂曲线的本地星暴星系。我们还看到了2175年出现在银河系和大麦哲伦星系消光曲线中的“凸点”特征，但在卡尔泽蒂曲线中没有看到。凸块特征通常归因于石墨或多环芳烃。在z = 2 - 4和z = 4 - 6.5处的子样本之间没有看到红移的显著依赖性。所得的“消光”曲线为高红移星系光度学的颜色和消光改正提供了坚实的基础。
2014-12-28 astro-ph.GA
Simulations of Dust Content and Attenuation in $z=5-15$ Galaxies
University of Florida（佛罗里达大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
本文通过SMUGGLE模型的107个星系模拟，结合POWDERDAY辐射传输计算，揭示z=5-15星系尘埃衰减曲线更平缓、无2175埃吸收特征，提出了适用于高红移星系SED拟合的尘埃衰减先验。
2026-10-15 astro-ph.GA
Spatially Resolved Star Formation Rate and Dust Attenuation of Nearby Galaxies from CALIFA, GALEX, and WISE Data
基于 CALIFA、GALEX 和 WISE 数据，研究 74 个邻近星系在千秒差距尺度的恒星形成率与尘埃消光，提出随 sSFR 变化的混合 SFR 校准方法，并揭示差异消光与 SFR 面密度及 sSFR 的相关性。
2025-04-28 astro-ph.GA
The AURORA Survey: Ionizing Photon Production Efficiency with Minimal Nebular Dust Attenuation Systematics
本研究利用JWST/AURORA巡天的精确星云尘埃衰减校正，测量了63个红移在1.5-6.9的恒星形成星系的电离光子产生效率，发现其与红移、等效宽度、O32等呈正相关，与恒星衰减、L_UV、恒星质量和金属丰度呈负相关，并揭示了替代尘埃处方对相关关系斜率的影响。
2025-10-14 astro-ph.GA
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。
2021-07-28 astro-ph.GA
Diversity of Galaxy Dust Attenuation Curves Drives the Scatter in the IRX-beta Relation
我们使用GALEX-SDSS-WISE Legacy Catalog 2（GSWLC-2）中的23，000个低红移星系研究了IRX-β关系中散射的驱动因素。对于每个星系，我们得出，使用CIGALE和SED+LIR拟合技术，尘埃衰减曲线的斜率和紫外线的强度，加上许多其他星系参数。我们发现，IRX-beta散射完全是由广泛的衰减曲线驱动的-主要是它们的斜率。一旦斜率和UV凹凸固定，IRX-beta中的散射就会消失。IRX-beta散射的问题是尘埃衰减曲线多样性这一更基本问题的直接表现。衰减曲线的主要作用是恒星形成星系的固有紫外线斜率范围很窄的结果。具有不同特定SFR或人口年龄的Galerkin在IRX-β图中没有显示出强烈的趋势，因为它们的衰减曲线平均而言是相似的。同样地，在IRX-beta轨迹中，恒星暴和正常恒星形成星系之间没有移动，这两种类型平均都有陡峭的衰减曲线。光学不透明度被认为是衰减曲线斜率的最强决定因素，因此也是IRX-β多样性的最强决定因素。尽管分散，使用平均IRX-beta关系来校正SFR是合理的，增加了<~0.15 dex的随机误差。在高红移下，只要内在紫外线斜率的演化保持在十分之几以内，IRX-beta和衰减曲线之间的局部对应形式就保持不变。
2018-12-13 astro-ph.GA
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。
2019-09-16 astro-ph.GA
Characterizing Dust Attenuation in Local Star Forming Galaxies: Inclination Effects and the 2175Å Feature
我们的特点的影响，倾斜的形状和正常化的平均尘埃衰减曲线来自一个样本的~10,000个本地恒星形成星系。为了做到这一点，我们利用孔径匹配的多波长数据从星系演化探测器，斯隆数字巡天，英国红外望远镜，和两微米全天巡天。我们根据轴比（b/a）将样本分组，并获得其平均总选择性衰减$k(λ)$的估计值。衰减曲线被发现是浅的，在紫外波长的倾斜度增加，而在较长的波长的形状保持不变。最高倾角亚群（b/a<0.42）在其平均选择性衰减中表现出NUV过量，如果将其解释为2175 μ m特征，则最适合于MW值的17-26%的碰撞强度。在低倾角星系的平均衰减曲线中没有明显的过量。恒星连续体和电离气体之间的微分红化被发现随倾角的增加而减少。我们发现，更高的倾角星系有略高的值$R_V$，虽然这是不好的约束的不确定性。我们在双成分尘埃模型（致密云+扩散尘埃）中概述了这些趋势的可能解释，并发现如果2175 Å特征的载流子优先在恒星形成区域（紫外线亮区域）中被破坏，则它们可以自然地解释。
2017-11-13 astro-ph.GA
Non-Parametric Attenuation Curves in Local Star-Forming Galaxies: Geometry Effect, Dust Evolution, and ISS
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）；Purple Mountain Observatory（中国科学院紫金山天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Key Lab for Astrophysics（天体物理重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；College of Physics, Hebei Normal University（河北师范大学物理学院）；Shijiazhuang Key Laboratory of Astronomy and Space Science / Guoshoujing Institute of Astronomy, Hebei Normal University（河北师范大学石家庄天文与空间科学重点实验室/郭守敬天文研究所）；Hebei Key Laboratory of Photophysics Research and Application（河北省光物理研究与应用重点实验室）
该研究通过非参数方法重建恒星形成星系的衰减曲线，揭示了几何效应、尘埃演化及ISSs对衰减曲线的影响。
2026-01-08 astro-ph.GA
Dust in High-Redshift Galaxies: Reconciling UV Attenuation and IR Emission
本文通过半解析模型结合IRX-β关系与ALMA观测，揭示高红移星系尘埃需各向异性分布且覆盖因子随星系亮度变化，以调和紫外衰减与红外发射之间的矛盾。
2024-08-13 astro-ph.GA
Asymmetry Revisited: The Effect of Dust Attenuation and Galaxy Inclination
倾斜星系的尘埃衰减可能会导致观测中的额外不对称性，即使该星系具有完美对称的结构。{利用SDSS-IV MaNGA巡天观测到的积分场光谱数据，我们研究了恒星形成盘星系的发射线和连续谱图的不对称性。}我们定义了新的参数，$A_a$和$A_b$，估计星系的不对称性，其长轴和短轴，分别。通过比较不同倾角仓中的$A_a$和$A_b$，我们试图检测由灰尘引起的不对称性。对于连续图像，我们发现$A_a$随倾角的增加而增加，而$A_b$随倾角的变化而保持常数。对于$g-r$、$g-i$和$r-i$彩色图像，发现了类似的趋势。这种不对称性与倾角的关系暗示了一个薄的尘埃层，其尺度高度小于恒星星族。对于H $α$和H $β$图像，$A_a$和$A_b$均未显示与倾斜度的显著相关性。此外，我们没有发现任何显着的依赖性的不对称性的$E(B-V)_g$的倾斜，这意味着厚盘组件中的灰尘是不显着的。与SKIRT模拟结果相比，结果表明薄尘埃盘具有光学深度$τ_V\sim0.2$。这是第一次用大样本的方法对尘埃衰减和倾斜引起的不对称性进行了统计学探讨。我们的研究结果表明，尘埃衰减和倾斜效应的组合是一个潜在的三维磁盘方向的指标。
2021-03-10 astro-ph.GA
NEP-AKARI: Evolution with redshift of dust attenuation in 8 micron selected galaxies
我们在NEP-AKARI场中建立了一个8 μ m的选定星系样本，定义了4个红移仓，AKARI的4个波段分别为11、15、18和24 μ m（0.15<z<0.49、0.75<z<1.34、1.34<z<1.7和1.7<z<2.05）。我们的样本包含4079个源，其中599个源可以用Herschel/PACS安全地检测到。此外，添加紫外线（UV）数据从GALEX，我们拟合光谱能量分布的物理动机代码CIGALE提取的恒星形成率，恒星质量，尘埃衰减和活动星系核的贡献，总红外光度（L_{IR}）。我们讨论了所采用的衰减曲线和波长覆盖的影响，以估计这些物理参数。我们主要研究了在不同的红移仓中光度接近特征L_{IR} ^* 的星系，研究了这些星系中尘埃衰减随红移的演化。
2017-10-03 astro-ph.GA
A deeper look at the dust attenuation law of star-forming galaxies at high redshift
在恒星形成的星系中发现了各种各样的尘埃衰减规律。特别是，Tress等人（2018年）研究了SHARDS调查，以限制GOODS-N场中1，753个恒星形成星系的NUV撞击强度（B）和总选择比（Rv）为1.5<z<3。我们在这里重新审视这个样本，以评估Rv和B之间相关性的含义和可能原因。UVJ双色图和恒星形成的主要序列被仔细检查，以寻找观察到的趋势的线索。当考虑到广泛的衰减参数时，静止和恒星形成星系之间的标准边界被保留。然而，一个额外的简并，关于有效的衰减规律，被添加到标准轨迹的恒星形成星系的UVJ图。一个简单的现象学模型与年龄相关的灭绝（在固定的尘埃成分）是兼容的Rv和B之间的观察到的趋势，从而不透明度随着人口的年龄而降低，导致在一个较弱的NUV颠簸时，整体衰减较浅（灰色）。此外，我们将SHARDS样本与文献中的尘埃模型获得的约束进行了比较，支持几何形状可能驱动Rv和B之间相关性的情况
2019-07-02 astro-ph.GA
CLEAR: Paschen-$β$ Star Formation Rates and Dust Attenuation of Low Redshift Galaxies
利用哈勃空间望远镜（$\HST$）G141棱镜的\Pab \（1282 nm）观测数据，研究了CANDELS-Ly $α$再电离辐射（CLEAR）巡天中29个低红移（$z < 0.287$）星系的恒星形成和尘埃衰减特性。我们首先比较了从$\Pab/\Ha$的星云衰减与从光谱能量分布推断出的恒星衰减，发现我们样本中的星系与连续谱衰减与星云气体的平均比率为0.44是一致的，但有大量的多余散射超出了观测的不确定性。这种散射大部分与（天基）$\Pab$到（地基）PDMATHAMS测量的星云尘埃衰减与（地基）$\Ha/\Hb$测量的星云尘埃衰减之间的巨大差异有关。这意味着有重要的差异，从基于GRISM/宽孔径$\Pab$通量和基于地面/狭缝测量的巴耳末衰减测量的衰减。接下来，我们将比较来自$\Pab$和来自尘埃校正UV的恒星形成率（SFR）。我们进行了生存分析，以推断由检测和未检测暗示的\Pab \发射的普查。我们发现的证据表明，较低的恒星质量的星系有更多的散射比的\Pab \衰减校正的紫外SFR。当考虑到我们的\Pab \探测极限时，这一观测结果支持了低质量星系经历“爆发性”恒星形成历史的观点。总之，这些结果表明，\Pab \是一个星系的SFR的有价值的示踪剂，探测恒星形成的不同时间尺度，并可能揭示恒星形成，否则错过了紫外线和光学示踪剂。
2022-02-28 astro-ph.GA
Attenuation from the optical to the extreme ultraviolet by dust associated with broad absorption line quasars: the driving force for outflows
本文推导了宽吸收线类星体中BAL尘埃的平均消光曲线，发现其呈陡峭上升的SMC型，并指出EUV波段的强消光使尘埃辐射力主导BAL气体外流加速。
2024-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust Attenuation Curves at z $\sim$ 0.8 from LEGA-C: Precise Constraints on the Slope and 2175$Å$ Bump Strength
基于VLT/VIMOS LEGA-C巡天的深源光谱和COSMOS领域的多波段测光，提出了一种新的方法，用M $_*$ $>$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$测量485个独立的恒星形成星系的衰减曲线。最重要的是，我们发现，在休息帧$3000-4500$ A范围内的衰减曲线通常几乎是银河系，LMC，SMC和Calzetti衰减曲线的两倍陡峭，这是在最近的研究中的集成光的现今星系。在$4500$ A的衰减和斜率与星系倾角密切相关：面对星系显示较少的衰减和陡峭的曲线相比，边缘上的星系，这表明几何效应占主导地位的衰减观察到的变化。我们的新方法产生了$2175$ A紫外碰撞检测260个单独的星系。尽管紫外线凸起强度和全球星系属性之间没有明显的相关性，但强烈的紫外线凸起最常出现在正面，低质量星系（10 $<$ log $_{10}$（M $_*$ /M $_{\odot}$）$<$ 10.5），整体衰减较低。最后，我们产生了一个典型的衰减曲线的恒星形成星系在$z\sim0.8$，这个处方代表的影响，尘埃的综合光谱能量分布的高红移星系更准确地比常用的衰减规律。
2020-10-02 astro-ph.GA
The First Billion Years project: constraining the dust attenuation law of star-forming galaxies at z $\simeq$ 5
我们提出了一项研究的结果，调查尘埃衰减规律在$z\simeq 5$，根据合成光谱能量分布（SED）计算的样本N=498星系绘制的第一个十亿年（FiBY）模拟项目。在$z\simeq 5$的模拟星系，其中有M $_{1500} \leq -18.0$和$7.5 \leq \rm{log(M/M}_{\odot}\rm{)} \leq 10.2$，显示质量依赖的$α$增强，与$[α/\rm{Fe}]_{z=5}~\simeq~4~\times~[α/\rm{Fe}]_{Z_{\odot}}$的中值。模拟星系的Fe/H比值中位数为$0.14\pm0.05$，即使包括星云连续体的影响，也会产生陡峭的内禀紫外连续体斜率; $\langle β_{i} \rangle = -2.4 \pm 0.05$。使用一组简单的尘埃衰减模型，其中的波长依赖的衰减被假定为$A(λ) \propto λ^{n}$的形式，我们探索的参数值，最好地再现观测到的$z=5$光度函数（LF）和颜色-星等关系（CMR）。我们发现，一个简单的模型，其中的绝对紫外线衰减是一个线性增加的函数的日志恒星质量，和尘埃衰减斜率（$n$）的范围内$-0.7 \leq n \leq-0.3$，可以成功地再现LF和CMR在广泛的恒星人口合成模型（SPS）的假设。这一衰减曲线范围与卡尔泽蒂紫外线衰减定律（$n=-0.55$）的幂律拟合以及最…
2017-06-09 astro-ph.GA
The Strength of the 2175Å Feature in the Attenuation Curves of Galaxies at 0.1<z<3
我们更新了光谱建模代码MAGPHYS，在其紫外到近红外尘埃衰减处方中包括2175 nm的吸收功能。这使我们能够确定这一特征的强度和宇宙场中约5000个恒星形成星系中0.1<z<3的尘埃衰减曲线的形状。我们发现，一个2175 nm的吸收功能的1/3，在银河系的强度是需要的模型，以尽量减少残差。我们表征了总有效尘埃衰减曲线作为几个星系属性的函数，并发现COSMOS星系的衰减曲线的UV斜率与恒星形成率（SFR）和总尘埃衰减（$A_V$）表现出很强的依赖性，使得具有较高SFR和$A_V$的星系具有较浅的曲线，反之亦然。这些结果是一致的预期从辐射转移的衰减曲线变得更浅的有效尘埃光学厚度的增加。我们没有发现2175光年吸收特征的强度随星系性质变化的显著趋势，但这可能是由于与此测量相关的高不确定性造成的。更新后的代码可在网上公开获取。
2019-12-11 astro-ph.GA
Understanding the Discrepancy between IRX and Balmer Decrement in Tracing Galaxy Dust Attenuation
我们使用从SDSS、GALEX和WISE中精心挑选的$\sim$ 32000个本地恒星形成星系（SFG）样本，比较了作为尘埃衰减指标的红外过剩（IRX）和巴耳末衰减（${\rm Hα/Hβ}$）与其他星系参数的关系。在固定的${\rm Hα/Hβ}$下，IRX与星系恒星质量无关，而在固定的IRX下，巴尔末衰减确实显示出强烈的质量依赖性。我们发现的差异，参数化的颜色过剩比$R_{\rm EBV} \equiv E(B-V)_{\rm IRX}/E(B-V)_{\rm Hα/Hβ}$，是不依赖于气相金属丰度和轴比，但在特定的恒星形成率（SSFR）和星系大小（$R_{\rm e}$）以下$R_{\rm EBV}=0.79+0.15\log({\rm SSFR}/R_{\rm e}^{2})$。这一发现表明，星云衰减探测的巴耳末减量变得越来越大，比全球（恒星）衰减的SFG与SSFR面密度降低。这可以理解的背景下，一个增强的部分的中间年龄的恒星星族，是较少衰减的灰尘比HII区跟踪年轻的人口，结合减少灰尘不透明度的弥漫ISM时，蔓延到一个更大的空间范围。一旦一个SFG的SSFR表面密度是已知的，星云和恒星发射的衰减之间的转换可以很好地估计使用我们的标度关系。
2020-05-25 astro-ph.GA
