Properties of interstellar dust responsible for extinction laws with unusually low total-to-selective extinction ratios of Rv=1-2
众所周知，Ia型超新星的消光特性可以用陡峭的消光曲线来描述，其总消光与选择性消光之比非常低，Rv = 1.0-2.0。为了揭示导致这种特殊消光规律的星际尘埃的性质，我们应用由石墨和硅酸盐组成的双组分尘埃模型对实测消光曲线进行了拟合计算。对于粒度分布，我们考虑了幂律分布和对数正态分布两种函数形式。我们发现，由Cardelli等人（1989）的单参数公式（Rv = 2.0、1.5和1.0）导出的陡峭消光曲线，即使用简单的幂律尘埃模型（其固定幂指数为-3.5，最大截止半径分别为a_{max} = 0.13 μ m、0.094 μ m和0.057 μ m）也能合理地解释。这些最大截止半径小于a_{max} ~ 0.24 μ m，这在银河系中被认为是有效的，清楚地表明，造成陡峭消光曲线的星际尘埃高度偏向于较小的尺寸。我们表明，对数正态尺寸分布也可以导致良好的拟合与Rv = 1.0-3.1的消光曲线，通过采取适当的组合的相关参数。我们讨论了在紫外波长的消光数据是必不可少的约束星际尘埃的成分和尺寸分布。
2016-08-24 astro-ph.GA
Extinction at the Galactic Center Using Near- and Mid-infrared Broadband Photometry: A Twist on the Rayleigh-Jeans Color Excess Method
我们提出了一个消光图的内部$\sim$ \SI{15}{\arcminute}由{16}{ \arcminute }的银河系中心（GC）与地图“像素”测量\SI{5}{\arcsecond} $\times$ \SI{5}{\arcsecond}使用集成光的颜色测量在近红外和中红外。我们使用Mauriski等人（2011）首次描述的Rayleigh-Jeans Color Excess（RJCE）方法的变体作为我们工作的基础，尽管我们已经用贝叶斯思维方式解决了我们的问题，并放弃了点源测光，支持表面测光，将GC极其拥挤的领域的挑战转化为优势。我们的研究结果表明，在GC消光是不一致的一个单一的幂律系数，$β=2.03\pm0.06$，并比较我们的结果与使用红团（RC）点源光度法消光估计。我们发现，我们的测量$β$和它的明显缺乏空间变化是在协议与以前的研究，尽管双峰分布的值在我们的消光图在GC与峰值在\num{5}和\SI{7.5}{mag}。灭绝的这种双峰性质很可能是由于遮蔽了部分内部GC场的深红黑云。我们使用DeWitt等人（2010）编制的红外源的点源目录，提出了我们的消光定律和地图，以及GC区域的去红近红外CMD和颜色-颜色图。去红化受到消光测量（通常是\SI{0.6}{mag}）误差的限制，这受到我们地图像素大小的影响，并且没有足够的细粒度来分离出GC中存在的多个恒星种群。
2020-04-03 astro-ph.GA
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。
2017-01-12 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS II. The complete high resolution extinction map and implications for Bulge studies
我们使用Via Lactea（VVV）ESO公共调查数据中的Vista变量来测量高分辨率调查所覆盖的银河系隆起完整区域的消光值。我们使用论文I中描述的方法推导红化值。这是基于测量红团巨星的平均（J-Ks）颜色，在2'到6'的小子场中，在下面的凸起区域：-10.3<b<+5.1和-10<l<+10.4。为了确定每个区域的红化值E（J-Ks），我们测量RC颜色，并将其与在Baade窗口中测量的RC星的（J-Ks）颜色进行比较，我们采用E（B-V）=0.55。这使我们能够构建一个红化地图敏感的小尺度变化，最大限度地减少所产生的问题，从差异灭绝。在小至2 '的空间尺度上可以清楚地观察到显着的红化变化。我们发现，我们的消光测量和施莱格尔地图之间的外凸，但是，正如已经在文献中所述的施莱格尔地图是不可靠的区域内|b| < 6。在内部区域，我们比较我们的结果与来自DENIS和斯皮策调查的地图。虽然我们在相应的重叠区域发现与其他研究很好的一致性，但我们的灭绝图由于更高的分辨率和更完整的空间覆盖范围而具有更好的质量。我们调查的差异红化的重要性，并证明需要高分辨率的消光图的详细研究膨胀恒星星族和结构。在分析膨胀区的恒星星族时，必须考虑到2 '-6'尺度上的消光变化。
2012-04-18 astro-ph.GA
High-dynamic-range extinction mapping of infrared dark clouds: Dependence of density variance with sonic Mach number in molecular clouds
在红外暗云柱密度的宽动态范围内测量其质量分布是确定大质量恒星形成和恒星团簇形成的初始条件的一个基本障碍。我们提出了一种新的技术，以获得高动态范围，角秒尺度分辨率的列密度数据的IRDC和演示的潜力，这样的数据在测量的密度方差-音速马赫数关系的分子云。我们结合近红外数据从UKIDSS/银道面调查与中红外数据从斯皮策/GLIMPSE调查得出尘埃消光图的样本10 IRDC。然后，我们使用FCRAO/银河环巡天的13 CO线发射数据检查IRDC的线宽，并推导出它们的列密度-音速马赫数关系。为了比较，我们还研究了附近的分子云样本中的关系。提出的柱密度映射技术提供了一种非常有效的、与温度无关的工具，用于在相当于A_V=1-100 mag的柱密度范围内以2”的分辨率映射IRDCs。利用该技术提供的数据，我们首次直接测量了分子云中的柱密度色散σ_{N/<N>}与音速马赫数M_s之间的关系。我们检测变量之间的相关性约3西格玛的信心。导出了<N>体积密度与音速马赫数的相关系数σ_{ρ/<ρ>} =（0.20^{+0.37}-0.22}）Ms的关系式σ_{N/ } =（0.047 \pm 0.016）Ms，其中引用的不确定度为3 σ。当与最近的数值工作的结果相结合时，相关性的存在支持了分子云中磁场强度和密度之间弱相关的图片（即，B ~ ρ^{0.5}）。
2012-10-30 astro-ph.GA
The JWST-NIRCam View of Sagittarius C. III. The Extinction Curve
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Department of Space, Earth & Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文基于JWST-NIRCam数据首次推导银河系中心方向的近红外消光曲线，确定了不同波长范围的消光比，并发现消光曲线在长波长区域趋于平缓。
2025-12-05 astro-ph.GA
On the dust properties of high redshift molecular clouds and the connection to the 2175 Å extinction bump
我们提出了一个在$1<z<3$的伽马射线暴（GRB）吸收剂的消光和耗尽衍生的尘埃性质的研究，显示中性碳（\ion{C}{I}）的存在。通过模拟它们的参数消光定律，我们发现了一个广泛的尘埃模型，其特征的GRB \ion{C}{I}吸收系统。除了\ion{C}{I}的量与视力消退$A_V$之间已经确立的相关性之外，我们还观察到与总体至选择性变红$R_V$的相关性。所有这三个量也被发现与2175\，尘埃消光特征的存在和强度有关。虽然\ion{C}{I}的量被发现与SED衍生的尘埃性质相关，但我们没有发现任何证据表明与从[Zn/Fe]和$N$（Fe）$_{\rm dust}$测量的耗尽衍生的尘埃含量有关。为了调和这一点，我们讨论的情况下，所观察到的灭绝是由被限制在ISM的分子气相中的尘埃颗粒的组合物为主。我们认为，由于耗尽水平跟踪非碳尘埃在ISM中，所观察到的伽玛射线暴\ion{C}{I}吸收剂的消光主要是由富含碳的尘埃在分子云，因此只能观察到的消光曲线，而不是在耗尽模式。这也表明2175年的尘埃消光特征是由尘埃和分子在冷态和分子气相中引起的。这种情况下提供了一个可能的解决方案之间的差异耗尽和SED衍生的量的灰尘在高$z$吸收剂。
2019-05-03 astro-ph.GA
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。
2026-03-24 astro-ph.GA
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。
2025-03-11 astro-ph.GA
The extinction law from photometric data: linear regression methods
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。由于近红外波段的消光是由尘埃引起的，如果尘埃颗粒具有不同的性质，则核心中的消光规律应该与低密度环境中的消光规律不同。目标。我们探索了从光度数据测量分子云核中致密物质产生的近红外消光律的方法。方法.使用控制组的合成和半合成数据，我们测试了几种方法的线性回归适用于特定的问题，从光度数据推导消光定律。我们覆盖了适合于这种类型的观测的参数空间。结果我们发现，许多常见的线性回归方法产生偏见的结果时，适用于从光度颜色的消光定律。我们提出并验证了一种新的方法，线，作为最可靠的这种效果。我们探索使用这种方法来检测是否一个给定的红化人口的灭绝规律有一个突破，在一些值的灭绝。
2012-03-23 astro-ph.GA
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。
2021-11-06 astro-ph.GA
Extinction and dust properties in a clumpy medium
宇宙的尘埃含量主要通过与恒星光子的相互作用来探索，产生星际灭绝。然而，由于观测光束的物理延伸，观测可能会探测到散射的光子，导致观测到的（或有效的）消光的变化，这取决于尘埃的空间分布和仪器的分辨率。我们调查的有效消光对嵌入式源和那些在弥漫ISM的cloudspot分布的影响。我们使用蒙特卡罗辐射转移，以检查各种几何形状的有效消光。通过改变球壳模型和漫射ISM模型中团块的数量、光学深度和体积填充因子，我们探讨了消光的演化。根据光束中散射事件的数量，消光曲线在均匀介质中变陡，在非均匀介质中变陡。结果表明，尘埃分布可以再现具有任意总消光与选择性消光有效比值R_v的消光曲线。平坦化“洗掉”了2175 nm的凸起，并将峰值移到较短的波长。贝壳的平均R_v与单个团块的光学厚度和团块变得光学厚的波长相关。对于边缘上的圆盘或圆环也可以看到类似的行为。然而，在掠倾角的消光和强大的前向散射的结果在混沌行为的组合。因此，在测量活动星系核环面或超新星或伽玛暴余辉的消光时，应谨慎。在面对光盘，散射的连续体的形状与团块的变化，但是，不同的吸收功能，在散射截面的个别功能被保留。最后，我们表明，漫星际消光不修改散射尺度上的几个千秒差距。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Star Clusters - I: Automatic Distance and Extinction Estimates
确定星团的距离对于分析它们在银河系中的性质和分布至关重要。特别地，期望具有用于例如来自2 MASS、UKIDSS-GPS和VISTA-VVV的新发现的聚类候选的大样本的可靠的、纯光度距离估计方法。在这里，我们建立了一个自动的方法来估计距离和红化单独从近红外测光，而不使用等时线拟合。我们采用JHK测光的去污程序来确定星团前景恒星的密度和银河系模型来估计距离。然后，我们校准的方法，使用已知属性的集群。这使我们能够以超过40%的准确度建立距离估计。我们应用我们的方法来确定378个已知的疏散星团和397个来自Froebrich，Scholz和Raftery（2003）的候选星团的消光和距离值。我们发现，样本偏向于集群的距离约为3 kpc，典型的距离在2和6 kpc之间。利用星系团距离和灭绝值，我们研究了每千秒差距距离的平均灭绝如何作为银河经度的函数而变化。我们发现了一个系统的相关性，可以近似为A_H（1）[mag/kpc]=0.10+0.001*| l-180度|/deg，表示距离银河系中心60度以上的区域。
2013-09-03 astro-ph.GA
Relativistic corrections for measuring Hubble's constant to 1% using stellar standard candles
经典造父变星和红巨星分支的尖端（TRGB恒星）的相对论修正估计，使未来的哈勃常数，$H_0$无偏的1%测量。我们考虑了四种影响：$K-$修正，时间膨胀，由于非共动参考系引起的宿主尘埃消光的明显变化，以及由于红移引起的观测颜色的变化。在HST、JWST和2 MASS滤波器中，使用适用于巨星的恒星大气模型计算了与灭绝相关的$0.005 < z < 0.03$ $K-$修正。光学-NIR Wesenchman函数有利地将滤波器与相反符号的$K-$校正组合，并且避免由于宿主消光而引起的复杂化。对于TRGB星，JWST/NIRCAM F277 W滤波器结合了对红化的不敏感性和后发座星团距离处的$K-$校正$<1$ %。由于环银河系或拱星材料的主机灭绝的缺失校正进行了讨论，作为潜在的系统学的TRGB距离，虽然他们的影响是不够的，以解释之间的差异$H_0$造父变星或TRGB超新星校准的基础。所有恒星标准烛光都需要相对论修正，以实现未来无偏的1%$H_0$测量。结合相对论修正，包括$K$、红移-莱维特偏置和韦森函数的红移依赖性，使得造父变星的$H_0$由$0.45 \pm 0.05$ km/s/Mpc增加到$73.65 \pm 1.30$ km/s/Mpc，并将与{ \it普朗克}值的张力从$4.2σ$提高到$4.4σ$。对于TRGB星，我们估计$\sim 0.5\%$比Freedman等人报道的…
2022-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminosity distance and extinction by submicrometer-sized grains
本研究比较33颗早型星的视差与光度距离，发现光度距离在80%案例中高估视差距离，通过在尘埃模型中引入亚微米大颗粒提供灰消光可消除此差异。
2024-12-27 astro-ph.GA
Ultraviolet Interstellar Extinction toward High Galactic Latitudes
Lincoln University（林肯大学）；University of Missouri-Columbia（密苏里大学哥伦比亚分校）
选取32条朝向高银纬红化背景恒星视线，利用‘配对法’得出紫外星际消光曲线，研究这些视线的消光特性，发现无随银纬的系统变化但有视线上的变化。
2026-07-07 astro-ph.GA
Dust Properties in the Galactic Bulge
有人认为，在银河系核球中，星际介质中尘埃的全消光与选择性消光的比值RV不同于其在局部邻域中的值。我们试图测试这个建议。利用斯皮策空间望远镜观测到的16条银河系核球PNe中红外氢谱线，确定了消光校正后的Hβ通量。将其与观测到的Hβ通量进行比较，以获得Hβ处的总消光。选择性消光是从观测到的这些星云的巴耳末衰减中获得的。这样就可以求出RV的值，在银河系球核中，总消光与选择性消光的比值与RV =3.1的值一致，这与在局部邻域中发现的值相同。我们的结论是，建议RV是不同的银河系的隆起是不正确的。对此原因进行了讨论。
2013-01-16 astro-ph.GA
Grey Milky Way Extinction from SDSS Stellar Photometry
我们报告的结果有关的分布和银河系高纬度地区的星系消光的性质来自恒星统计使用斯隆数字巡天（SDSS）。我们使用经典的沃尔夫图方法来识别消光区域，并推导出消光和消光规律的尘埃使用所有五个SDSS光谱带。我们使用关于视线中恒星星族的简单假设来估计到灭火介质的距离。我们报告了三个熄灭云的识别，每个几十秒差距宽，产生0.2-0.4等g '-波段消光，位于1-2千秒差距或银河平面上方0.5-1千秒差距。所有的云都呈现灰色消光，即，在SDSS的有限光谱范围内几乎与波长无关。我们讨论了这一发现对一般天体物理问题的影响。
2009-09-01 astro-ph.GA
A compendium of extinction curves for simple galactic geometries
我们计算的净消光银河光的波长，倾角，中心光学深度的函数，和形态简单的星系几何形状，使用的光辐射转移代码。与以前相比，类似的作品，我们制表灭绝在更广泛的范围内的星系属性，并使用更精细的网格模型参数。我们希望这些结果是有用的，为构建尘埃熄灭的光谱和光度的模型星系，因此，为综合调查建设。结果以HDF5文件的形式在https://doi.org/10.5281/zenodo.1442826上提供
2018-10-02 astro-ph.GA
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。
2012-11-28 astro-ph.GA
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。
2015-07-15 astro-ph.GA
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。
2020-10-21 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. I. Overview and Initial Results
大麦哲伦星云中的金属演化、运输和消耗（Metal Evolution，Transport，and Abdeletion in the LMC，简称METAL）是哈勃太空望远镜上的一个大型第24周期计划，旨在测量大麦云（LMC）中半太阳金属丰度的尘埃消光特性和星际消耗。101轨道计划包括对33颗1150 A和3180 A之间的LMC大质量恒星的COS和STIS光谱，以及7个NUV-NIR滤波器的并行WFC 3成像。从光谱获得的气相中的硅的分数（耗尽）随着氢柱密度的增加而减少。硅的耗尽模式在银河系、大麦哲伦星云和SMC之间不同，硅的耗尽水平几乎完全抵消了金属丰度的差异，导致在给定的氢柱密度下，这些星系中的气相丰度恒定。硅耗尽与绝对选择性消光R $_V$呈线性相关，表明气体耗尽与尘埃粒度之间存在联系。消光图来自于并行成像中的恒星测光，可以与赫歇尔和斯皮策的FIR图像进行比较，以估计LMC金属丰度下尘埃的发射率。完整的METAL样品的消耗，紫外消光曲线和消光图将告知LMC中尘埃颗粒的丰度，大小，成分和光学性质，全面提高我们对尘埃性质的理解，以及估计附近和高红移星系中尘埃气体质量，恒星形成率和历史的准确性。这篇综述性论文描述了METAL调查的目标、设计、数据简化和初步结果。
2019-01-17 astro-ph.GA
Scylla IV: Intrinsic Stellar Properties and Line-of-Sight Dust Extinction Measurements Towards 1.5 Million Stars in the SMC and LMC
该研究利用Scylla巡天的哈勃测光数据，通过BEAST工具分析SMC和LMC中150万颗恒星的SEDs，获得55万颗恒星的本征性质与消光数据，揭示了恒星年龄分布特征、消光规律及与尘埃示踪物的关联。
2025-02-11 astro-ph.GA
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。
2015-07-13 astro-ph.GA
SNIa Host Galaxy Properties and the Dust Extinction Distribution
Ia型超新星与其宿主星系之间的关系十分复杂。超新星光变曲线拟合的一个重要前提是可能遇到的宿主星系消光值的分布。SDSS-SN项目已经发布了使用MLCS 2k 2和SALT 2的光变曲线拟合。我们使用前者拟合消光参数（$A_V$）来映射消光值的分布。我们探讨了这种分布的依赖四个观测值的主机星系盘，超新星的径向位置，超新星和主机的红移的倾斜度，以及在主机星系的恒星形成的水平。超新星遇到的$A_V$值的分布通常由以下特征表征：$\rm N_0 ~ e^{-A_V/τ}$，其中$τ$ = 0.4或0.33。我们发现，使用一个无限薄的磁盘SNIa的倾斜校正是足够的，导致类似的指数$A_V$分布的高，低倾角磁盘。的$A_V$分布也取决于在磁盘中的径向位置，与以前的结果一致的螺旋盘的透明度。$A_V$值的分布随着恒星形成的增加而变窄，这可能是由于超新星点火前恒星风对尘埃ISM的破坏或分散。在未来的超新星搜索中，当然，主星系盘的倾斜度，应该在构建\av \ prior时考虑，$τ=0.4/cos(i)$是每个主星系最有可能的先验。
2014-11-03 astro-ph.GA
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）
2010-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation and Dust Extinction Properties of Local Galaxies as seen from AKARI and GALEX
准确估计星系的恒星形成相关性质对于理解星系的演化至关重要。在星系中，由最近形成的大质量恒星发出的紫外线（UV）被尘埃衰减，尘埃也是由恒星形成（SF）活动产生的，并以中红外和远红外（IR）波长重新发射。在这项研究中，我们调查的恒星形成率（SFR）和尘埃消光使用紫外和红外数据。我们选择了在AKARI FIS 90 um检测到的本地星系，并与IRAS IIFSCz 60 um选择目录相匹配。我们从GALEX图像测量FUV和NUV通量密度。我们用AKARI的四个波段研究了本星系的SF和消光。然后，我们计算了FUV和总红外光度，得到了SF光度、L_{SF}、与恒星形成活动相关的总光度和SFR。我们发现在大多数星系中，L_{SF}是由L_{dust}主导的。我们还发现，具有较高的SF活动的星系有较高的分数，其SF隐藏的尘埃。事实上，SFR>20 M_{sun} /yr的星系的SF几乎完全被尘埃所掩盖。由于使用了来自AKARI和GALEX所有天空调查的更大的物体样本，我们的结果相对于以前发表的作品具有更高的精度。
2012-09-27 astro-ph.GA
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。
2019-03-24 astro-ph.GA
Kinematic and extinction analysis of a potential spiral arm beyond the Galactic bar
本文通过分析银心方向双红团簇的自有运动和消光差异，结合N体模拟验证，发现次级红团簇在运动学上与主红团簇不同且消光略高，支持其可能追踪银心棒之外的一条旋臂结构。
2025-11-06 astro-ph.GA
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。
2022-07-07 astro-ph.GA
The empirical Gaia G-band extinction coefficient
第一个盖亚数据发布解锁了对$G$波段11亿个光源的光度信息的访问。然而，考虑到大通带（如盖亚$G$带）的消光和光谱能量分布之间的高度简并性，为了利用盖亚数据，需要对星际红化进行校正。这份手稿的目的是提供红巨星和主序星的盖亚$G$波段消光系数$k_G$的经验估计，以便能够利用第一次数据发布DR 1。我们选择了两个单星样本：一个是红巨星，一个是主序星。这两个样本都是盖亚DR 1和2 MASS星表之间交叉匹配的结果;它们包括$G$ -、$J$ -和$Ks$ -波段的高质量测光。这些样本分别由APOGEE DR 13和LAMOST DR 2调查中检索到的温度和金属丰度信息进行了补充。我们实现了马尔可夫链蒙特卡罗方法，其中我们使用$(G-Ks)_0$与$T_\mathrm{eff}$和$(J-Ks)_0$与$(G-Ks)_0$校准关系来估计消光系数$k_G$，并通过自举响应方法量化其相应的置信区间。我们在红巨星和主序星的样本上测试了我们的方法，找到了一致的解决方案。我们在这里提出的盖亚消光系数的测定，通过一个完全经验的方法。此外，我们提供了科学界的公式来测量消光系数作为恒星有效温度，固有颜色$(G-Ks)_0$和吸收的函数。
2018-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
THEMIS 2.0: A self-consistent model for dust extinction, emission, and polarisation
针对现有星际尘埃模型与观测不符的问题，基于实验室测量的硅酸盐光学常数开发了完全灵活的THEMIS 2.0尘埃模型，可解释总消光、辐射及偏振现象，为理解星际介质颗粒演化提供新框架。
2024-05-30 astro-ph.GA
Estimating Extinction using Unsupervised Machine Learning
尘埃消光是星际介质中气体分布的最强有力的示踪剂，但测量消光受到估计背景恒星固有颜色所涉及的系统不确定性的限制。在本文中，我们提出了一种新的技术，PNICER，使用无监督机器学习算法估计单个恒星的固有颜色和消光。该方法的目标是不受列密度和固有颜色分布的先验知识的影响。它适用于任何参数的组合，并在任意数量的维度上工作。而且，它不限于颜色空间。通过沿消光矢量拟合高斯混合模型来确定对单个源的消光（无消光）控制场观测。这样就可以用概率密度来描述观测源的消光。PNICER有效地消除了类似方法中发现的已知偏差，并在背景星系数量显著的深层观测数据中，或者当使用大量参数来打破固有颜色分布中的简并时，优于它们。这种新方法在计算上仍然具有竞争力，可以在几秒钟内正确地去除数百万个源。随着大规模高灵敏度成像调查数量的不断增加，PNICER提供了一种快速可靠的方法来有效地计算任意参数组合的消光，而无需源特性的先验信息。PNICER还提供了一个简单的统一界面，以访问完善的NICER技术，并能够建立消光图，包括云子结构的NICEST校正。PNICER作为开源软件解决方案提供给社区，完全用Python编写。
2017-02-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Optical -- Mid-infrared Extinction Law of the l=165 Sightline in the Galactic Plane: Diversity of Extinction Law in the Diffuse Interstellar Medium
了解尘埃消光的影响对于正确解释观测结果非常重要。光学总消光比与选择消光比Rv = Av/E（B-V）被广泛用于描述紫外和光学波段的消光变化。由于Rv=3.1的消光曲线充分代表了银河系弥漫区域的平均消光定律，因此它通常用于校正沿视线朝向星际介质弥漫区域的观测测量结果。然而，Rv值甚至可以沿着不同的漫射星际介质视线变化。在本文中，我们调查的光学-中红外（中红外）消光定律对一个非常弥漫的区域，在l = 165的银河系平面，这是选择的基础上的CO排放图。采用红团簇星作为消光示踪物，在APASS的两个波段（B，V），XSTPS-GAC的三个波段（g，r，i），2 MASS的三个波段（J，H，Ks）和WISE的两个波段（W1，W2）上测定了我们漫射区的光-中红外消光规律。具体而言，18个红团簇星是从APOGEE-RC目录的基础上光谱数据，以探讨消光规律的多样性。我们发现，光学消光曲线表现出明显的多样性。相应的Rv范围从1.7到3.8，而平均Rv值为2.8，与广泛采用的银河系弥漫云平均值3.1一致。在0.2 ~ 0.6 mag范围内，Rv值与色过量E（B-V）或与每千秒差距的比消光值（AV/d）之间没有明显的相关性。
2017-09-18 astro-ph.GA
A first glimpse at the line-of-sight structure of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是位于银河系中心的致密恒星结构。由于它的接近，它构成了一个独特的实验室，以了解其他星系核。然而，高拥挤和灭绝阻碍了其研究，甚至其形态和运动学尚未完全清楚。在这项工作中，我们使用NSD红丛星，其内在的属性是众所周知的，跟踪NSD的运动学和计算的距离和消光对边缘的NSD。我们使用公开可用的自行和测光表的NSD区分红团星的颜色星等图。然后，我们应用高斯混合模型，以获得适当的运动分布，并计算了消光和不同的运动学恒星的距离。我们得到的自行分布包含NSD星旋转向东和向西，加上一些污染的银河系的隆起/酒吧星，与以前的工作。我们计算了向东和向西移动的恒星的距离和消光，并得出结论，后者超出了$\sim300$ pc，表明沿着视线和穿过视线的类似结构，并与NSD的轴对称结构一致。而且，我们发现NSD内部的消光相对较低，占属于NSD最远边缘的恒星总消光的不到10%。
2022-12-19 astro-ph.GA
Properties of Dust Grains Probed with Extinction Curves
利用现代紫外-近红外消光曲线资料研究了银河系和小麦哲伦云中尘埃粒子的性质。我们确认，石墨-硅酸盐混合物的颗粒产生所观察到的消光曲线与简单的幂律分布的晶粒尺寸，但在一些最大尺寸的截止：参数被严格约束为$q = 3.5 \pm 0.2$的尺寸分布$a^{-q}$和最大半径$a_{max} = 0.24 \pm 0.05$微米，为MW和SMC。颗粒的丰度，从而元素丰度，受到红化与氢柱密度E（B-V）/N_H的限制。如果我们把太阳元素丰度作为MW的标准，石墨尘中应该有> 56%的碳，而SMC中使用其可用丰度估计的碳<40%。这种差异和C与Si的相对丰度解释了两条曲线的差异。我们发现50- 60%的碳可能不一定在石墨中，而是在无定形或玻璃相中。铁也可能存在于金属相中，或在磁铁矿中高达~ 80%，而不是在硅酸盐中，因此天文橄榄石中的Mg/Fe比率是任意的。通过这些替换，晶粒尺寸的参数保持不变。尘埃颗粒相对于氢的质量密度为$ρ_{dust}/ρ_H = 1/(120 {+10 \atop -16})$，对于MW和$1/(760 {+70 \atop -90}) for the SMC under some abundance constraints. We underline the importance of the wavelength-dependence slope of the ext…
2013-04-24 astro-ph.GA
Measurement of interstellar extinction for classical T Tauri stars using far-UV H2 line fluxes
本文利用哈勃空间望远镜ULLYSES项目观测的72颗经典T Tauri星远紫外Lyα荧光H2谱线，在光学薄跃迁假设下测量星际消光，为34个高质量天体给出$A_{V}$和$R_{V}$值，并讨论了参数简并性与假设有效性。
2024-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Reddening with SDSS Stellar Spectra and Recalibrating SFD
我们目前的尘埃红化的测量使用的颜色与光谱的恒星在斯隆数字巡天。我们测量变红作为恒星的测量和预测颜色之间的差异，从SEGUE恒星参数管道（Lee et al. 2008 a）的恒星参数中导出。我们在每颗恒星的u-g，g-r，r-i和i-z颜色上获得了56，34，25和29 mmag的不确定度，尽管不确定度取决于恒星类型和恒星的大小。基于光谱的红化测量证实了我们早期的“蓝尖”红化测量（Schlafly等人，2010，S10），在去除4%的归一化差异后，发现u-g、g-r、r-i和i-z的红化系数与蓝尖方法的红化系数相差-3%，1%，1%和2%。结果表明，R_V=3.1的Fitzpatrick（1999）红化定律优于O 'Donnell（1994）或Cardelli等（1989）红化定律。我们提供了一个表的转换系数从Schlegel等。（1998年）的地图E（B-V）的消光在88个带通的4个值的R_V，使用这个红化的法律和14%的SFD的重新校准首先报告的S10和确认在这项工作中。
2011-09-22 astro-ph.GA
Extragalactic Imprints in Galactic Dust Maps
河外天文学依赖于对源测光的精确估计，该测光已对银河系尘埃消光进行了校正。这激发了许多“银河系”尘埃图的创作。我们调查这些地图是否被污染的河外信号使用集群红移技术，即，通过测量一组与光谱物体的角度互相关作为红移的函数。我们的层析分析揭示了银河系外大尺度结构模式的印记，在10个银河系尘埃图中有9个，包括所有基于红外线的地图以及“恒星”变红的地图。当这样的地图被用于消光校正时，这种河外污染会在毫米级的光度估计中引入红移和尺度依赖的偏差。它可以影响基于对象的分析，如估计哈勃图与超新星，以及空间统计。当测量具有低振幅的角关联函数时，例如透镜诱导的关联或分布在宽红移范围内的源的角关联，偏差可以是明显的。正如预期的那样，我们没有检测到任何河外污染的尘埃图推断21厘米HI观测。这种地图提供了广泛使用的红外地图的替代方法，但依赖于恒定的灰尘与气体比率的假设。我们注意到，使用WISE 12微米地图敏感的多环芳烃（PAH），间接尘埃示踪剂，我们检测到弥漫的河外PAH背景高达$z\sim2$。最后，我们提供了一个程序，以尽量减少有偏见的震级校正与河外印记的地图的水平。
2018-12-26 astro-ph.GA
Nature or Nurture: LMC-like Dust in the Solar Metallicity Galaxy M31
本研究利用HST测量了M31的17条UV消光曲线，发现其与LMC 30-Dor区域相似，表明局部环境比全局金属丰度更影响尘埃属性。
2025-07-11 astro-ph.GA
Milky Way Classical Cepheids Distances from Calibrated Infrared Period-Luminosity-Metallicity Relations
本研究校准了经典造父变星在近红外和中红外波段的周期-光度-金属licity关系，结合多波段消光校正方法，获得了迄今最精确的银河系3,452个DCEPs距离，平均误差3.1%。
2025-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ultraviolet Extinction Map and Dust Property at High Galactic Latitude
紫外线中的消光比光学或红外线中的消光重要得多，这对于精确测量消光和了解低消光区域的尘埃特性非常有用。银河系高纬度天空就是这样一个区域，对于研究河外天空和宇宙非常重要。利用LAMOST和GALAH光谱仪测量的恒星参数和\emph{GALEX}空间望远镜的紫外照相资料，精确计算了1，244，504颗\emph{GALEX} /NUV波段恒星和56，123颗\emph{GALEX} /FUV波段恒星的消光系数。\textbf{The error of color excess is 0.009, 0.128 and 0.454 mag for $E_{\rm G_{BP}, G_{RP}}$, $E_{\rm NUV,G_{BP}}$ and $E_{\rm FUV,G_{BP}}$ respectively.}它们描绘了大约三分之一天空的\emph{GALEX} /NUV消光图，主要在银河系高纬度地区，角分辨率为$\sim 0.4\,\, \rm deg$。计算了整个天区的平均色余比，$E_{\rm NUV,G_{BP}} / E_{{\rm G_{BP},G_{RP}}}$、$E_{\rm FUV,G_{BP}} / E_{{\rm G_{BP},G_{RP}}}$和$E_{\rm FUV,NUV} / E_{{\rm G_{BP},G_{RP}}}$的平均色余比分别为3.25、2.…
2021-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of distance determinations on Galactic structure. I. Young and intermediate-age tracers
在这里，我们讨论的影响，距离测定银河系盘跟踪相对年轻的对象。直径约40千秒差距的银河系盘是研究距离测量方法、星际灭绝、星系演化和其他天文学感兴趣的主题的十字路口。例如，对星际消光的恰当处理对于估算太阳附近小范围以外的星盘中恒星的距离至关重要。我们将回顾相关研究的现状，并讨论一些新的方法来解决灭绝定律。当消光定律受到合理的约束时，在今天和未来的调查中发现的距离指标告诉我们恒星的分布，以及整个银河系的更多信息。在几个有用的距离指标中，这篇评论的重点是造父变星和疏散星团（特别是星团中的接触双星）。这些示踪剂是特别有用的解决银河系盘的金属丰度梯度，一个重要的功能，观测和理论模型之间的比较可以揭示磁盘的演变。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Calibrating Milky Way dust extinction using cosmological sources
我们限制了银河系尘埃的消光特性。我们研究了从红外数据推断的尘埃柱密度与在宇宙学距离上观测到的天体颜色之间的相关性，这些天体具有低水平的色散。利用类星体、最亮的中心星系和亮红星系的颜色得到的结果基本一致，表明红化E（B-V）=A_B-A_V和尘埃柱密度D^T（以兆焦耳/sr为单位）之间的比例常数p=E（B-V）/D^T=0.02，红化参数R_V=A_V/E（B-V）=3，分数不确定度约为10%。这些数据没有提供任何证据表明尘埃性质的空间变化，除了在最长的光学波长下尘埃消光性质的散射的可能暗示。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extinction in the Large Magellanic Cloud Bar around NGC1854, NGC1856, and NGC1858
本文报道了在大麦云云棒中NGC 1854、NGC 1856和NGC 1858星系团周围光场的消光性质。所有这些区域的恒星的色星等图都显示了一个拉长的红巨星团，揭示了这些区域的消光量，范围从Av~0.2到Av~1.9，包括银河系前景消光。尽管如此，消光特性还是非常一致的。在（V-I，V）和（B-I，B）色星等平面上测得的红化矢量的斜率与在30多尔外围发现的Av/E（B-V）~5.5值完全一致。这表明存在一个额外的灰色消光成分，在光学需要大颗粒的两倍，丰富的弥漫银河系星际介质（ISM）。更高的消光区似乎是系统地与更激烈的恒星形成的地区，如测量的更大数量的恒星质量超过8 Msun，从而使注入大颗粒到ISM的SNII爆炸的可能机制在所观察到的灰色消光组件的起源。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet extinction properties of the 30 Dor Nebula and interpreting observations of starburst clusters
最近对30 Dor和蜘蛛星云在光学和近红外波段的消光规律的研究表明，总消光与选择消光之比R_V=A_V/E（B-V）约为4.5。这表明大颗粒的比例比银河系弥漫星际介质（ISM）中的大。可能的原因包括小颗粒的聚结、小颗粒的生长、小颗粒的选择性破坏和大颗粒的新鲜注入。通过对30 Dor星云（R139，R140，R145）中三颗大质量恒星的紫外消光特性的研究，我们发现，大颗粒的过剩并不是以小颗粒为代价的，小颗粒仍然存在，甚至可能更丰富。大颗粒的新鲜注入似乎是主导机制。在蜘蛛星云这样的环境中，大质量恒星的形成已经持续了超过2000万年，一个能够自然解释这一点的过程是大质量恒星作为II型超新星（SN）的爆炸。随后ISM条件的变化只是暂时的，持续时间不到1亿年，因为破碎和冲击最终会破碎并摧毁较大的谷物。然而，这是唯一的时候，恒星形成区域是检测到这样的星暴和高红移星系，我们强调在这些环境中解释恒星形成区域的观测固有的复杂性。如果不正确地了解消光特性，任何试图导出定量物理参数的尝试都注定会失败。
2019-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Extinction Mapping Using Hierarchical Bayesian Models
银河系和其中的恒星形成了一个等级系统，以至于单个恒星的属性受到银河系的影响。在这里，描述了一种方法，它使用分层贝叶斯模型，同时和经验确定的平均距离消光关系的视线和恒星的属性，填充it.By利用层次性质的问题，所描述的方法是能够实现显着提高精度和准确度相对于以前的3D消光映射技术。这种方法不依赖于任何单独的调查，可以适用于任何观测，或现有观测的组合。此外，它是可扩展的，此外，可以用来研究银河系的结构，以及因素，如初始质量函数和恒星形成历史的银河系。
2012-08-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interstellar Dust models towards some IUE stars
采用离散偶极近似（DDA）方法研究了由硅酸盐球状体和石墨包裹体组成的复合尘埃粒子的消光特性。我们计算了复合颗粒在1200 nm-3200 nm紫外光谱区的消光截面，并研究了消光截面随夹杂物体积分数的变化。我们比较了模型的消光曲线与观测到的星际消光曲线从国际紫外探测器（IUE）卫星提供的数据。我们的结果表明，复合晶粒的消光效率与夹杂物的体积分数的变化有明显的变化。特别地，发现在“2175 nm”处的峰值吸收波长随着夹杂物体积分数的变化而向较长波长移动。我们发现轴比为1.33和2.0的复合颗粒模型与观察到的消光相当好地拟合，颗粒尺寸分布为a = 0.005-0.250 $μm$。此外，我们的复合颗粒的结果清楚地表明，在颗粒结构，成分和周围介质的不均匀性修改的消光性能的颗粒。
2013-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A simple model of dust extinction in gamma-ray burst host galaxies
本文提出一种基于幂律加德鲁德轮廓的GRB宿主星系尘埃消光曲线参数化模型，利用Swift/GROND数据测量了10个GRB的消光曲线，发现平均曲线介于SMC与LMC模板之间。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extinction towards the cluster R136 in the Large Magellanic Cloud: An extinction law from the near-infrared to the ultraviolet
本研究采用“无标准星消光法”分析大麦哲伦云R136星团50颗恒星的近红外至紫外消光，发现其高$R_V$伴随异常强紫外消光，表明星暴区尘埃性质独特，导致紫外光子逃逸比例被高估三倍。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An imaging polarimetry survey of Type Ia supernovae: are peculiar extinction and polarization properties produced by circumstellar or interstellar matter?
一些高度红化的Ia型超新星（SNe Ia）与典型的银河系尘埃（$R_V \approx 3.3$）相比，显示出较低的全消光比（$R_V \lesssim 2$），偏振曲线在蓝色波长处急剧上升，与典型的银河系值（$λ_{\rm max} \approx 0.55$ $μ$ m）相比，在短波长处有峰值偏振值（$λ_{\rm max} < 0.4$ $μ$ m）。了解这些特性的来源可以提供对Ia型超新星祖先系统的深入了解。我们的目标是确定它们是否是宿主星系的星际尘埃或星周尘埃的结果。这是通过分析的连续偏振的66 SNe Ia在尘埃丰富的螺旋星系和13 SNe Ia在尘埃贫乏的椭圆星系作为一个函数的归一化银河系中心距离。我们发现，有一个总的趋势，SNe Ia在螺旋星系显示偏振值增加时，位于更接近宿主星系的中心，而SNe Ia在椭圆形的宿主星系显示低偏振。此外，所有高度偏振的超新星Ia在螺旋宿主星系显示偏振曲线上升向蓝色波长，而没有证据表明，这种偏振特性在椭圆形的宿主星系。这表明，奇特的偏振曲线的来源可能是星际物质的结果，而不是星周物质。对某些Ia超新星观测到的特殊的偏振和消光特性可以用超新星或星际辐射场引起的辐射力矩破坏机制来解释。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Improved Pair Method to Probe the Dust Extinction Law
本文提出融合 ATLAS9 与硅酸盐—石墨尘埃模型的改进配对方法，可同时获取恒星消光规律、分析尘埃性质并预测观测波长外的消光曲线。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Variability of the near-infrared extinction curve towards the Galactic centre
由于银河系中心（$A_{V} \sim 30$等）的极端消光，其恒星数量主要在近红外（NIR）区域进行研究。因此，对近红外消光曲线的正确分析对于全面了解星系内部的恒星结构和星族是必要的。我们研究了消光指数（$α_λ$）在近红外线的视线，波长和消光的依赖性。我们使用银河核成像巡天，一个高角分辨率星表（$0.2''$）的银河系内部的$JHK_s$，并研究了消光指数的空间变化。我们还采用了两种独立的基于红团簇星的方法计算了不同波段的消光指数及其随波长的变化。我们没有检测到任何显着的视线或消光变化$α$在核恒星盘的研究区域内。$JH$和$HK_s$之间的消光指数相差$0.19 \pm 0.05$。我们获得了消光指数$α_{JH} = 2.43\pm0.03$和$α_{HK_s} = 2.23\pm0.03$的平均值。消光指数对波长的依赖性可以解释文献中对于$α_λ$获得的差异，因为假定其对于NIR区域是恒定的。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
