近日，北京师范大学天文系与天文与天体物理前沿科学研究所的博士生张若羿和苑海波副教授，与云南大学陈丙秋副教授合作绘制了一份目前分辨率最高的银河系尘埃性质分布图。该工作利用LAMOST数百万颗恒星，基于精确测量的多波段消光得到了追踪星际尘埃性质的关键参量，这为理解不同星际环境中尘埃的特性及其演化提供了新的视角，为实现精确的消光校正也具有重要意义。目前该成果已在国际天文期刊《天体物理学报增刊》（2023,ApJS, 269, 6）发表。  

消光规律，又称消光曲线，是尘埃消光随波长变化的函数，而总的消光量和选择性消光量之间的比值Rv是反映星际尘埃性质的关键参量，它既在很大程度上决定了消光曲线的形状，又反映着尘埃的颗粒大小、化学组成等性质（图1）。目前的研究表明，Rv越大，尘埃颗粒的平均尺寸越大，消光曲线的总体斜率越平，越接近灰消光；反之，Rv 越小，则消光曲线越陡峭，其随波长的变化也更加剧烈。  

在 2010年之前，能够精确测量Rv的恒星只有几百颗。近年来Schlafly等人基于大视场光谱巡天的工作（2016，2017）将这类恒星的数目扩大到了数万颗，并揭示出Rv与远红外SED的形状密切相关，而且大多与星际介质的密度无关。然而，现有的研究依然是有限的，因为它们的消光曲线测量对不同环境的取样非常稀少，这使观测到的消光变化依然难以与物理机制之间建立联系。

   
图 1 Rv依赖的消光曲线模型（Fitzpatrick，1999）。  

研究人员开发了一种基于恒星理论光谱和Fitzpatrick等人（1999）的消光曲线的正向建模方法，在考虑了恒星光谱能量分布和消光对于色余比的综合影响后，测量了约 300 万颗 LAMOST 恒星的Rv值，绘制了迄今分辨率最高的覆盖银盘与银晕天区的二维Rv分布图（图2）。

   
图 2  RV的二维空间分布图。颜色代表每个方向的RV中值。空白区域表示缺乏足够的恒星。黑色和灰色轮廓线分别表示消光值为0.1和0.05的区域的分界线。  

研究者发现Rv的总体分布很好地符合高斯分布，其均值为3.25，标准差为0.25。银盘内Rv的空间变化印证了此前已经发现的跨越千秒差距的大尺度结构，同时最新揭示了单个分子云内的小尺度结构。Rv在数值上的变化范围也很广，分布在2.5到4之间。  

研究人员还发现分子云内部的Rv值低于其周边区域（图3）。在具有不同Rv均值的分子云内这一规律都十分明显，这表明分子云在尘埃颗粒的化学和尺寸演化过程中起着至关重要的作用。

  
  
图 3 银盘可靠方向上的RV图 。每个方向的RV中值用彩色点表示。灰色等值线显示的是Planck等（2016）的经过平滑处理后的CO图，用于示踪分子云，随着强度的增加，等值线变得越来越粗（从灰色虚线到黑色实线）。白色区域为未观测到或不可靠的区域。  

研究人员还发现当消光E(B-V)处于0.1mag到1.25mag范围内时，Rv在很大程度上与E(B-V)无关。值得注意的是，该研究并不涉及具有更大消光的分子云核心区域。此外，他们还研究了Rv与其它星际参数（如尘埃温度Tdust，尘埃发射谱指数β，中性氢柱密度NHI、分子氢柱密度NH2以及他们的比值，气尘比GDR）之间的相关性，发现这些关系随消光大小的变化而变化，这为了解不同星际环境中尘埃的不同特性提供了新的认识，也为实现精确的消光校正奠定了基础。  

     
图 4  RV与各种星际介质参数之间的相关性。从左上角到右下角，横轴分别代表SFD尘埃温度、Planck尘埃温度、Planck 发射谱指数、中性氢柱密度、分子氢柱密度、中性氢与分子氢柱密度之比、气尘比、E(B-V) 和 AV。图中的每个点对应一个视线方向，点的颜色表示 AV 值。0.32<AV<1、1<AV<2.5、AV>2.5 子集的分bin中值点分别用蓝色、绿色和红色表示。线性拟合得到的直线和方程也在每个子图中显示和标注。  

文章链接：https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/acf764