📙 红化系数
在获得 E(B−V) 后，可对观测色指数进行红化修正（(B−V)0 = (B−V)obs − E(B−V)），以恢复恒星的内禀颜色。然而，E(B−V) 仅给出了相对于 B−V 的色余，若要在其他波段（如 G、J、V 等）和色指数（如 BP−RP、V−K 等）进行校正，还需知道该波段消光与 E(B−V) 之间的比例关系——这一比例即为红化系数。
📌 小知识
对给定 波段 的星等进行改正通常称为 消光改正； 对给定 颜色 的改正通常称为 红化改正。
红化系数修正公式：
\[ m_{\lambda,0} = m_{\lambda,\mathrm{obs}} - A_\lambda = m_{\lambda,\mathrm{obs}} - R_\lambda\,E(B-V) \]
\[ (a-b)_0 = (a-b)_{\mathrm{obs}} - E(a-b) = (a-b)_{\mathrm{obs}} - R_{(a-b)}\,E(B-V) \]
其中：
- \(\lambda_{\text{obs}}\) / \((a-b)_{\text{obs}}\)：观测得到的视星等或色指数
- \(R_\lambda\) / \(R_{(a-b)}\)：该波段或色指数的红化系数
📙 推荐红化系数： Zhang et al. (2024) [更普适] / Zhang et al. (2023) [适用范围较窄，但精度更高]
Zhang et al. (2024)
基于 Gaia DR3 与 LAMOST DR7 中约 500 万个共同源 的 Gaia XP 光谱，采用恒星配对法对银河系消光曲线进行了直接测量，并利用其中约 37 万个高质量光谱 构建了银河系中值消光曲线。
您可以在网站中使用 Zhang et al. (2024) 提供的中值消光曲线，快速估算某一波段的消光值或某一色指数的红化量。只需：
- 选择 消光改正 或 红化改正 模式
- 选择波段或色指数
- 输入 E(B−V) 和有效温度
系统将基于 Zhang et al. (2024) 的消光曲线，计算并返回对应的 [\(R_\lambda\) 和 \(A_\lambda\)] 或 [\(R(a-b)\) 和 \(E(a-b)\)]。
📌 特别提醒：快速估算红化系数
对于不熟悉消光建模或无需高精度结果的用户，若仅需快速获取一个可用的平均红化系数，我们推荐使用以下典型默认参数进行估算（或根据您的数据集设定大致的平均 \(E(B-V)\) 与 \(T_{\rm eff}\)）：
- E(B−V) = 0.3 mag（Gaia XP 光谱恒星的中值消光）
- Teff = 5500 K（类太阳恒星有效温度）
在此条件下计算得到的红化系数可作为合理的平均值，适用于初步分析、快速估算或粗略校正。若需进阶的高精度结果，建议结合目标源的实际 \(E(B-V)\) 和 \(T_{\rm eff}\) 值进行逐源计算。
如果需要使用更广泛的波段（Zhang et al. (2024) 支持上传任意滤波片响应曲线）或批量计算，可以使用 Zhang et al. (2024), ApJ, 972, 207 提供的 XP_Extinction_Toolkit。
Zhang et al. (2023)
Zhang et al. (2024) 的估计是基于 BOSZ 光谱库、滤光片通带和实测消光曲线的，属于理论与实测结合的计算，可能会和纯实测结果有所不同。 当需要计算 GALEX、PS1、SDSS、Gaia、2MASS 和 WISE 波段的消光（或红化）时，并且 E(B−V) 与 Teff 范围在 0–0.5 mag 和 4000–10000 K 时，我们推荐使用 Zhang et al. (2023) 基于实测的消光系数包 extinction_coefficient 来进行消光改正。
Zhang et al. (2023), ApJS, 264, 14 不支持自定义响应曲线。 如果您的测光系统在以下包含，且目标源的 \(E(B-V)\) 和 \(T_{\rm eff}\) 落在 0–0.5 mag 与 4000–10000 K 范围内，我们推荐使用该论文发布的 经验性尘埃消光与红化系数，并通过其开源 Python 工具包 extinction_coefficient 进行快速计算。
⚠️ 重要使用说明
Zhang & Yuan (2023) 的系数基于 SFD 图构建，本 3D 消光图所提供的 E(B–V)，需乘以 1/0.834 后输入 extinction_coefficient 包，以修正与 SFD 的系统性差异（详见 Wang et al. 2025 图 17）。