千秒差距尺度上的尘埃消光测绘. III. 2175Å 消光驼峰

我们将 SwiM_v4.2 Swift/UVOT+MaNGA 星表与 2MASS $K_s$ 成像相结合，以绘制近邻星系中千秒差距尺度上的 2175{\AA} 消光驼峰。我们使用了两种互补的估计方法：一种紫外到近红外消光曲线方法，为 2487 个高连续谱信噪比的空间像素生成了 $A_{bump}^{UOIR}$ 和 $B$；以及 Battisti 等人 (2025) 的仅 NUV 方法，为 7934 个空间像素生成了 $A_{bump}^{NUV}$ 和 $k_{bump}$。两种绝对驼峰估计在重叠区域吻合良好。在区分恒星形成 (SF) 和非恒星形成区域后，我们将驼峰强度与局部恒星族、发射线、消光曲线和几何诊断量进行了比较。最强的驼峰出现在低比 H$\alpha$ 表面亮度 $\Sigma_{\text{H}\alpha}/\Sigma_\ast$ 处，尤其是在非恒星形成区域，其中该比率追踪的是单位恒星质量上的电离气体发射，而非 sSFR。驼峰强度还随 EW(H$\alpha$) 减弱而减弱，并随 $D_n4000$ 和恒星年龄增强而增强。相比之下，金属丰度、倾角、星系中心距、$A_V$ 和光学消光曲线斜率是次要预测因子。绝对强度 $A_{bump}^{NUV}$ 随 $\Sigma_{\text{H}\alpha}$ 和 $\Sigma_\ast$ 增加而增加，而相对强度 $k_{bump}$ 和 $B$ 则不然，这表明绝对驼峰振幅部分地跟随尘埃柱密度，而归一化强度则更好地追踪有效的驼峰显著性。这些结果支持 2175{\AA} 载体的局部辐射场处理。