Infrared Emission from Interstellar Dust. IV. The Silicate-Graphite-PAH Model in the Post-Spitzer Era
红外（IR）发射光谱的尘埃组成的无定形硅酸盐和石墨颗粒的混合物，包括不同量的多环芳烃（PAH）颗粒计算。这些模型被限制在重现银河系的平均消光曲线。计算包括单光子加热的影响。更新的多环芳烃的红外吸收特性，这是一致的观测到的发射光谱，包括那些新获得的斯皮策太空望远镜。我们发现的多环芳烃的尺寸分布，结果在银河系和其他星系的观测光谱的发射带比一致。发射光谱的照明星光的各种强度。我们计算了不同红外波段的发射效率如何取决于PAH的尺寸;强的7.7um发射特征主要是由含有<1000个C原子的PAH颗粒产生的。我们展示了发射光谱如何依赖于U，即相对于本地星际辐射场的星光强度。的submm和远红外发射相比，从本地星际介质观测到的发射。使用一个简单的分布函数，我们计算的发射光谱的尘埃加热的星光强度分布，如发生在星系内。模型参数化的PAH质量分数qpah，较低的截止Umin，和分数γ的尘埃星光加热与U>Umin。我们提出的图形程序，使用IRAC和MIPS测光估计qpah，Umin，和伽马，分数f_PDR的尘埃光度来自与U>100的光解离区域，和总尘埃质量Mdust。
2006-11-29 astro-ph
Lack of PAH emission toward low-mass embedded young stellar objects
多环芳烃已经在分子云和一些有圆盘的年轻恒星中被检测到，但还没有与嵌入的年轻恒星联系起来。我们提出了一个敏感的中红外光谱调查PAH功能对低质量嵌入YSO的样本。其目的是利用辐射转移模型对恒星形成的嵌入阶段中的PAH丰度施加约束。给出了39个源的VLT-ISAAC L波段谱和53个源的Spitzer IRS谱。线强度相比，最近的调查赫比格Ae/Be和金牛T星。用辐射转移程序RADMC和RADCAL模拟了包层中包埋有拱星盘的PMS星包埋YSO的PAH辐射。研究了多环芳烃的丰度、恒星辐射场、倾角和周围包层消光对多环芳烃特征的影响。大多数样品（97%）未检测到3.3 μ m PAH特征，典型上限为5E-16 W/m^2。紧凑的11.2微米PAH发射被视为直接朝向53个斯皮策短-高光谱中的1个，对于边界嵌入的源。对于所有12个源的VLT和斯皮策光谱，没有PAH功能检测。总的来说，PAH特征在63颗（候选）嵌入原恒星中最多有1颗被检测到（<~ 2%），甚至低于具有盘的II类金牛座T星（11-14%）。假设典型的I类恒星和信封参数，多环芳烃排放的情况下，最有可能解释的情况下，通过多环芳烃丰度至少一个数量级低于分子云，但类似于磁盘中发现的发射载体。因此，大多数多环芳烃可能进入原行星盘冻结在尘埃颗粒的冰层和/或凝结的形式。
2008-12-18 astro-ph
Detection and Characterization of Cold Interstellar Dust and PAH Emission from COBE Observations
利用COBE航天器上的DIRBE和FIRAS仪器获得的数据，我们给出了高纬卷云3.5-1000 μ m尘埃的平均光谱。这些数据代表了尘埃排放的最全面的波长覆盖范围，以及卷云中多环芳烃存在的第一个有力证据。COBE的数据与由PAH分子和裸露的天文硅酸盐和石墨颗粒组成的尘埃模型非常吻合。从该模型中，我们得到的尺寸分布，相对于总氢柱密度的丰度，和相对贡献的每个尘埃成分所观察到的红外发射。该模型在140-500 μ m波长范围内提供了一个很好的拟合FIRAS光谱，但在500-1000 μ m处留下了多余的银河系发射分量。这一部分的性质仍未得到解决。该模型要求大约85%的太阳碳丰度被锁定在尘埃中，其中三分之一是多环芳烃。剩余的~ 15%在气体中，如从FIRAS检测到的[C II] 158 μ m线发射推断的。多环芳烃发射的总红外功率的约25%，因此必须负责总紫外光消光的相同部分。
1996-10-24 astro-ph
The rich 6 to 9 um spectrum of interstellar PAHs
在这里，我们提出了6-9微米光谱的RNe，HII地区，YSO，演化的恒星和星系，显示出强大的身份不明的红外波段，获得与ISO-SWS的样本。红外发射特征显示出明显的变化。1)6.2 um特征偏移并清楚地显示轮廓变化。2)7.7 μ m的复合物由至少两个峰值在7.6 μ m的次峰和一个长向7.7 μ m的次峰组成。在某些情况下，主峰可以明显移动高达8 μ m。两个源没有表现出7.7 μ m的复合物，而是在8.22 μ m处显示出宽发射特征。3)8.6微米的特征在所有光源中具有对称的轮廓，并且一些光源在稍长的波长处显示出该带。对于6.2，7.7和8.6微米的功能，源已被独立分类的基础上，他们的轮廓和峰值位置。为这些特征派生的类彼此直接链接。此外，观察到的6- 9微米光谱取决于物体的类型。我们属性观察到的6.2微米的轮廓和峰值位置的PAH家庭和非谐性与纯多环芳烃代表6.3微米的组件和取代/复杂的多环芳烃代表6.2微米的组件的综合效果。7.6 μ m的组分很好地再现了纯的和取代/复合的多环芳烃，但7.8 μ m的组分仍然是一个谜。此外，8.22 um特征的确切识别仍然未知。所观察到的红外发射带特性的变化与当地的物理条件有关。强调了可能影响星际PAH类的可能形成和演化过程。
2002-05-23 astro-ph
[SiPAH]+ pi-Complexes in the Interstellar Medium
我们调查的存在下，硅原子吸附在星际多环芳烃（PAHs）的表面上形成SiPAH π-复合物。我们使用量子化学计算，以获得中性和阳离子SiPAH复合物的结构，热力学和中红外性能。发现[SiPAH]+复合物的结合能至少为1.5 eV，而其中性对应物的结合能约为0.5 eV。通过对计算的红外光谱进行光谱分析，发现硅与PAH ~+的配位作用对PAH ~+光谱的强度影响不大，但系统地引入了C-C面内和C-H面外谱带的蓝移。[SiPAH]+复合物的热力学数据计算表明，这些物种是稳定的，可以很容易地形成由辐射协会的Si+和PAH物种，已知是丰富的光解区域。它们的中红外指纹显示出由硅的配位引起的特征，这可以解释（i）6.2微米AIB的蓝移位置和（ii）在6.2和11.2微米AIB的蓝色侧上观察到的卫星带的存在。从这样的分配，我们可以推断，通常1%的宇宙硅似乎是连接到多环芳烃。
2008-11-19 astro-ph
New PAH mode at 16.4 microns
本文报道在NGC 7023、M17和猎户座棒的ISO-SWS光谱中探测到一个新的16.4微米发射特征。以前的实验室实验测量了多环芳烃（PAHs）光谱中接近这个波长的模式，因此我们建议新的星际16.4微米特征可以被分配给多环芳烃的低频振动。最好的载体候选者似乎是含有五边形环的PAH分子。
1999-12-30 astro-ph
The relations among 8, 24, and 160 micron dust emission within nearby spiral galaxies
我们研究了斯皮策红外近星系巡天样本中15个邻近正面螺旋星系中恒星连续扣除的8微米多环芳烃（PAH 8微米）发射、24微米热尘埃发射和160微米冷尘埃发射之间的关系。PAH 8和24微米之间的关系，在约2千秒差距区域测量发现表现出显着的散射量，并观察到强烈的空间变化（PAH 8微米）/24微米表面亮度比。特别是，（PAH 8微米）/24微米的表面亮度比被观察到是高的漫射星际介质和低的明亮的恒星形成区域和其他位置与高24微米的表面亮度。PAH 8微米的排放被发现与160微米的排放在~ 2kpc的空间尺度上具有良好的相关性，并且（PAH 8微米）/160微米表面亮度比通常被观察到随着160微米表面亮度的增加而增加。这些结果表明，多环芳烃与弥漫的，冷的尘埃，产生大部分的160微米的排放在这些星系中，和（多环芳烃8微米）/160微米的比例的变化通常可能是指示的强度或光谱的星际辐射场，加热多环芳烃和弥漫的星际尘埃。
2008-06-17 astro-ph
Excitation of Interstellar Molecules by Near Infrared PAH Photons
我们已经开发了一个小分子的激发模型，包括辐射泵浦尘埃光子从近红外到亚毫米波长。这个模型适用于在银河系恒星形成区和星暴星系明亮的光解离区域内的分子。在这样的环境中，由多环芳烃分子（PAH）或小碳颗粒（5微米<λ < 20微米）发射的近红外光子能够穿透分子区域并以激发振动状态泵送分子。退激级联中的远红外和亚毫米波跃迁强烈地受到这个过程的影响。它们的强度可以提高几个数量级。我们已将此模型应用于H2O和NH3，邻位和对位物种。FIR旋转线的行为相对于气体密度和分子柱密度的强烈修改相比，纯碰撞模型。在中等密度（nH 2 < 10^5 cm-3）下，辐射泵浦主导了旋转梯的激发，FIR线是分子柱密度的良好探针。预测出现在H2O的6至7微米之间和NH3的10至12微米之间的近红外吸收和发射线也可用于此目的。关于ortho-H2O，nu 2 6.18微米跃迁的准共振泵浦由6.2微米PAH带的光子发生。预期在6.64微米处有强的去激发发射线。
1997-01-27 astro-ph
Unidentified Infrared Emission Bands in the Diffuse Interstellar Medium
利用空间红外望远镜上的中红外光谱仪和红外空间天文台上的低分辨率光栅光谱仪（PHT-S），我们获得了银河系中心、W 51和船底座星云区域弥漫星际介质（DIM）的820个中红外（5 ~ 12 $μ$ m）光谱。这些光谱表明，发射主要由6.2、7.7、8.6和11.2 $μ$ m处的未识别红外（UIR）发射带所控制。相对谱带强度（6.2/7.7 $μ$ m、8.6/7.7 $μ$ m和11.2/7.7 $μ$ m）由这些光谱导出，并且在我们观察的区域中没有发现这些比率的系统变化，尽管入射辐射强度相差1500倍。与UIR带载流子的多环芳烃模型相比，DIM中的多环芳烃的粒径分布没有系统性变化，其脱氢程度与紫外辐射场强度无关，且多为电离态.后者的发现是不符合过去的理论研究，其中大部分的中性多环芳烃预测在这种环境中。这种差异的一个合理的解决方案是，电子和大PAH正离子的复合系数至少比过去的理论研究中采用的少一个数量级。由于中性态分子的数量非常少，星际多环芳烃的光电发射可能不是弥漫的星际气体加热的主要来源。目前的结果意味着恒定的物理和化学性质的UIR发射带的载体在DIM。
2000-08-22 astro-ph
The aromatic infrared bands as seen by ISO-SWS: probing the PAH model
本文讨论了ISO-SWS观测到的芳香族红外波段（AIB）的分布，这些分布朝向一些明亮的星际区域，在这些区域中，致密的分子气体被恒星辐射照射。我们的样品跨越了广泛的激发条件（激发辐射场的有效温度，Teff，范围从23，000到45，000 K）。SWS谱在我们的样品中被相干地分解成洛伦兹分布和宽带连续谱。我们发现，在3.3，6.2，8.6和11.3微米的主要AIB的个人档案，以及表示与最多两个洛伦兹。此外，我们表明，这些AIB的位置和宽度是非常稳定的（在几厘米-1）。然后，我们从数据中提取个人AIB的配置文件，并将其与多环芳烃（PAH）阳离子排放模型进行比较，该模型包括AIB配置文件的温度依赖性。目前的AIB配置文件的相似性要求PAH温度分布保持大致相同的辐射场硬度。导出星际多环芳烃的温度分布，我们表明，它的热尾，控制AIB光谱，敏感地依赖于Nmin（最小的PAH中的C原子的数目）和Teff。将观察到的单个AIB的曲线与我们的模型结果进行比较，如果Nmin随Teff增加，则我们可以匹配大多数AIB曲线。然后，我们讨论了我们的研究结果在更广泛的背景下，ISO的观测较暗的星际区域，预计多环芳烃是在中性形式。
2001-04-09 astro-ph
Dust Masses, PAH Abundances, and Starlight Intensities in the SINGS Galaxy Sample
物理尘埃模型的65个星系的SINGS调查，强烈检测到的四个IRAC波段和三个MIPS波段。对于每个星系，我们估计（1）总尘埃质量，（2）多环芳烃贡献的尘埃质量分数，（3）加热尘埃颗粒的星光强度。我们发现，螺旋星系的尘埃性质类似于银河系的局部地区的尘埃，具有类似的尘埃气体比，和类似的PAH丰度。观测到的SED，包括SCUBA测光的星系，可以用不需要“冷”（T<10 K）尘埃的尘埃模型再现。据观察，尘气比取决于金属丰度。在A_O=12+log（O/H）>8.1的星系星际介质中，颗粒中含有相当比例的星际Mg、Si和Fe。在某些情况下，A_O<8.1且HI包层扩展的星系似乎具有较低的全球尘埃-气体比，但在探测到红外辐射的区域，尘埃-气体比通常与尘埃中包含的星际Mg、Si和Fe的相当一部分相一致。多环芳烃指数q_PAH -以多环芳烃形式存在的尘埃质量分数-与金属含量相关。在我们的样本中，A_O<8.1的9个星系的q_PAH中值为1.0%，而A_O>8.1的星系的q_PAH中值为3.55%。对于CO到H_2的转换因子，得到的尘埃质量值X_CO约为4 e20 cm^{-2}（K kms）^{-1}。除了一些星爆系统（Mrk 33、Tolo 89、NGC 3049）之外，弥漫性ISM中的尘埃主导了IR功率。
2007-03-09 astro-ph
Carriers of the mid-IR emission bands in PNe reanalysed. Evidence of a link between circumstellar and interstellar aromatic dust
它已被证明，芳香族的排放功能的多样性可以合理化到不同类别的对象，其中星周和星际物质之间的差异被强调。我们探测行星状星云（PNE）中观测到的中红外发射器和它们在星际介质中的对应物之间的联系，以探测后者在演化恒星的拱星环境中形成的情况。在光解离区（PDR）研究的基础上，分析了PNe和致密HII区的中红外（6-14 μ m）发射光谱。在我们的例子中，我们考虑了银河系，大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的对象。由多环芳烃（PAH）和非常小的颗粒（VSG）的人口组成的一些组件是类似的PDRs中观察到的。其他人都适合在一个进化的情况下，涉及破坏后AGB阶段观察到的脂肪族成分，以及强加工的多环芳烃在极端条件下的PNe，导致人口非常大的电离多环芳烃。这种被称为PAH^x的物质被认为是在7.90 μ m处的特征带的载流子。这个波段可以作为诊断的一部分，在附近的星系中识别PNe，也可以在银河系致密的HII区域观察到。这些结果支持芳香族非常小的尘埃粒子的形成在信封的演化恒星，在银河系中，以及在LMC和SMC，和他们随后的生存在星际介质。
2008-09-09 astro-ph
Discovery of Blue Luminescence in the Red Rectangle: Possible Fluorescence from Neutral Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Molecules?
在这里，我们报告了我们在红色矩形星云（RR）中发现的一条蓝色发光带（BL）。这个神秘的原行星状星云也是已知最明亮的扩展红色发射源之一，以及未知的红外（UIR）波段发射。这种新发现的BL的光谱很可能是来自小的中性多环芳烃（PAH）分子的荧光。PAH分子被认为广泛存在于我们银河系以及其他星系的许多星际和星周环境中，并被认为是UIR波段发射的可能载体。然而，尚未在太阳系外的来源中确定特定的PAH分子，因为这些分子在3.3微米和16.4微米波长之间的中红外发射特征对分子大小基本不敏感。相比之下，多环芳烃的近紫外/蓝色荧光对多环芳烃分子的大小、结构和电荷状态更具特异性。如果这种近紫外/蓝色荧光的载体是多环芳烃，它们很可能是由3-4个芳香环组成的中性多环芳烃分子，如蒽（C14 H10）和芘（C16 H10）。这些小的多环芳烃将是在星际介质中特别确定的最大分子。
2004-03-22 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. II. The Diffuse Interstellar Medium
本文提出了一个弥散星际介质中尘埃红外辐射的定量模型。该模型由无定形硅酸盐颗粒和碳质颗粒的混合物组成，每个颗粒具有宽的尺寸分布，从包含数十个原子的分子到直径> 1 μ m的大颗粒。我们假设碳质颗粒在非常小的尺寸下具有多环芳烃（PAH）样性质，并且在半径a > 50 A时具有石墨性质。在最近实验室研究的基础上，以天文观测为指导，我们提出了用于模拟从远紫外到远红外的中性和电离多环芳烃的“天文”吸收截面。我们还提出了修改“天文硅酸盐”的远红外发射率。我们计算的能量分布函数的小颗粒经历“温度尖峰”由于随机吸收的星光光子，使用现实的热容和光学性质。使用与所观察到的星际消光一致的粒度分布，我们能够再现漫射星际介质的近红外到亚毫米发射光谱，包括3.3、6.2、7.7、8.6和11.3 μ m处的PAH发射特征。该模型与观测到的排放在银河系高纬度地区，以及在银河系平面，COBE和IRTS测量。我们计算了由一系列星光强度加热的尘埃模型的红外发射光谱，并提供了尘埃不透明度的表格（可在http：//www.astro.princeton.edu/dustdraine/dust/dustmix.html上获得扩展表格）
2001-07-09 astro-ph
A general model for the identification of specific PAHs in the far-IR
上下文在星际PAH假说的框架下，远红外骨架带预计是这一类中单一物种的指纹。目标。需要一个详细的模型的星际多环芳烃的物理学的远红外线功能，在目前可用的红外空间天文台的数据，并在即将到来的赫歇尔空间天文台任务的单分子识别。方法.我们使用蒙特卡罗技术和量子化学计算的概要，对不同辐射场中大量物种的详细物理学进行了建模。这使我们能够验证纯理论数据的使用，并评估合成远红外发射光谱的预期准确性和可靠性。结果我们产生的位置和强度的预期远红外功能，应该由每个物种在样品中所考虑的辐射场发射。一个复合发射光谱为我们的样品计算的最有利的来源之一，即红色矩形星云的检测。将所得光谱与同一来源的估计尘埃排放量进行比较，以评估可探测性对关键分子参数的依赖性。结论.一般来说，从远红外特征中识别特定的多环芳烃将是一项艰巨的任务，但在有利的条件下，这是可能的。
2006-06-12 astro-ph
Benzene formation in the inner regions of protostellar disks
苯（c-C6 H6）在原恒星盘的内部3 AU的形成可能是有效的，导致苯在中平面区域的高丰度。其形成机制与星际云和原行星状星云不同，主要是通过丙二烯（C3 H4）与其离子之间的反应。这对多环芳烃的形成有影响，因为在太阳系中看到的一部分多环芳烃可能是原生的，而不是从星际介质继承的。
2006-12-08 astro-ph
The CH out-of-plane bending modes of PAH molecules in astrophysical environments
我们提出了10-15微米光谱的H II区域，YSO和演化的恒星，显示出强烈的身份不明的红外发射功能，获得与ISO/SWS光谱仪上的ISO。这些光谱揭示了在11.0、11.2、12.0、12.7、13.5和14.2微米处具有谱带的过多的发射特征。观察到这些特征在源与源之间的相对强度上变化很大。特别是，演化恒星的10-15微米光谱主要是由11.2微米带，而对于H II区域，12.7通常与11.2微米带一样强。分析ISO数据，我们发现11.2微米波段和3.3微米波段之间以及12.7微米和6.2微米波段之间有很好的相关性。UIR波段与总粉尘排放量的比率与12.7/11.2微米比率之间也存在相关性。在10-15微米的光谱区域的频带是由于CH的面外（OOP）弯曲模式的多环芳烃（PAH）。我们总结了现有的实验室数据和理论量子化学计算这些模式的中性和阳离子多环芳烃。由于模式耦合，这些带的确切峰位置取决于相邻CH基团的数量，因此所观察到的星际10-15微米光谱可以用于确定在不同区域发射的星际多环芳烃的分子结构。我们的结论是，演化的恒星主要注入紧凑的~100-200个C原子的多环芳烃到ISM中，他们随后处理，导致更开放和不均匀的多环芳烃结构。
2001-03-02 astro-ph
Polycylcic Aromatic Hydrocarbons (PAH's) in dense cloud chemistry
几乎所有详细的星际云化学气相模型都不包括多环芳烃（PAH）。这一遗漏是不幸的，因为从已经完成的关于该主题的少数研究中，已知包含PAH会强烈影响气相化学。我们已经将PAH添加到我们的网络中，以确定它们在冷致密核的化学中所起的作用。在这里提出的模型中，我们包括辐射附着形成PAH-，PAH阴离子和小的正电荷离子之间的相互中和，和光剥离。我们还测试了我们的结果对PAH的大小和丰度变化的敏感性。我们的研究结果证实，包括多环芳烃的变化，许多较小的物种的计算丰度显着。在TMC-1中，与观测结果的总体一致性与L134 N相反，有显著改善。这可能表明两个区域之间的PAH特性存在差异。在稠密云化学中加入PAH，高金属元素丰度与观测结果吻合。因此，我们不需要降低观察到的所有金属的元素丰度，并且我们不需要改变元素C/O比以在TMC-1（CP）中产生大丰度的碳物质。
2008-02-26 astro-ph
ISM properties in low-metallicity environments I. mid-infrared spectra of dwarf galaxies
我们提出了新的ISOCAM中红外光谱的三个恒星爆发附近的矮星系，NGC 1569，IIZw 40，NGC 1140和30 Dor地区的LMC和探索的ISM在低金属环境中的属性，还使用额外的来源从文献中。我们分析了ISM探测的中红外观测的各个组成部分，并将它们与其他银河系和河外天体进行比较。低金属丰度星暴源的MIR光谱主要由[NeIII]和[SIV]线以及急剧上升的尘埃连续体组成。PAH带一般都很微弱，无论是局部还是整个星系的平均值，与尘埃星爆星系形成鲜明对比，那里的PAH特征非常明显，甚至在全球范围内占主导地位。的硬度建模的星际辐射场的矮星系增加PAH带发射的存在变得不那么明显。在整个星系中，[NeIII]/[NeII]的平均比值非常高，通常大于10。因此，硬辐射场是明显的和普遍的。我们发现一个显着的相关性之间的多环芳烃/VSGs和[NeIII]/[NeII]的比率为广泛的对象，包括低金属丰度星系以及银河系HII地区和其他富含金属的星系。这种效果是一致的硬度的星际辐射场发挥了重要作用，多环芳烃在低金属ISM的破坏。我们看到了多环芳烃/挥发性葡萄糖和金属含量之间的相关性，Engelbracht等人（2005年）在一项更大的调查中也发现了这一点。金属丰度和辐射场的共同作用对多环芳烃在低金属丰度体系中的行为有重要影响。
2005-10-04 astro-ph
Shock processing of interstellar dust and polycyclic aromatic hydrocarbons in the supernova remnant N132D
我们使用斯皮策太空望远镜、IRS、IRAC和MIPS（红外光谱仪、红外阵列相机、斯皮策多波段成像光度计）上的所有仪器观测了富氧的大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D（SNR 0525-69.6）。5-40微米的IRS光谱朝向东南壳的残留物显示了一个急剧上升的连续与[NeIII]和[OIV]以及PAH排放。我们还提出了一个快速移动的喷出物结，以前检测到的光波长，这是由强大的[NeIII]和[OIV]发射线为主的光谱。我们将连续谱解释为N132 D膨胀壳层中被冲击加热的尘埃颗粒的热发射，这在MIPS 24微米图像中清晰可见。一个15-20微米的发射峰出现叠加在尘埃连续体上，我们将其归因于PAH C-C-C弯曲模式。我们还检测到众所周知的11.3微米PAH C-H弯曲特征，并发现15-20微米驼峰的综合强度比残骸外壳中的11.3微米带强约7倍。IRAC 3-9微米的图像没有显示出来自残骸的大规模壳状发射的明确证据，部分原因是与周围的ISM材料混淆。然而，我们根据它们独特的红外颜色确定了几个受冲击的星际气体结。我们讨论了明亮的红外连续谱和多环芳烃的特点，在年轻的超新星遗迹尘埃处理。
2006-09-06 astro-ph
Spatial separation of small and large grains in the transitional disk around the young star IRS 48
我们目前的空间分辨中红外图像的磁盘周围的年轻恒星IRS 48在蛇夫座星云复杂。圆盘在18.7微米处呈现环状结构，并且在较短波长处由多环芳烃的非常强的发射主导。这使得我们能够详细研究小尘埃和大尘埃颗粒的相对分布。用VLT-VISIR获得了IRS 48在8.6 - 18.7 μ m的5个中红外波段的图像以及低分辨率的N波段光谱。光谱学被用来确定中心恒星的光谱类型，并测量H α线的强度。18.7微米环的峰值直径为110 AU，间隙约为60 AU。环的形状与i = 48 ± 8度的倾角一致。相比之下，7.5-13微米的PAH发射带以源为中心，似乎填充了环内的间隙。测得的PAH谱线强度比通常测量的年轻M0恒星强10- 100倍，只能用高PAH丰度和/或强过量光学/紫外发射来解释。图像的形态，结合硅酸盐排放功能的情况下，意味着内部磁盘已被清除的微米级的灰尘，但与一个显着的人口的多环芳烃剩余。我们认为，差距可能是由于晶粒生长和解决或清除一个看不见的行星或低质量的同伴。IRS 48可能代表了从经典到弱线金牛座T星的短暂过渡阶段。
2007-05-21 astro-ph
The PAH Emission Deficit In Low-Metallicity Galaxies - A Spitzer View
档案观测的18个星爆星系，跨越了广泛的金属丰度揭示了第一次之间的相关性的发射线通量的比率[Fe II]在26微米和[NeII]在12.8微米和7.7微米的PAH强度，与[Fe II]/[NeII]通量比随PAH强度的增加而降低。我们还发现[Fe II]/[Ne II]通量比和宿主星系金属丰度之间存在很强的相关性，通量比随着金属丰度的增加而降低。由于[FeII]发射主要与超新星冲击有关，我们将低金属丰度星系中的高[FeII]/[NeII]比率归因于超新星活动的增强。我们认为这是PAH破坏的主要机制，而不是在年轻的大质量恒星周围的光电离区域的颗粒破坏。我们还考虑了低金属丰度星系的极端年轻是否是缺乏PAH排放的原因。
2005-12-15 astro-ph
Interaction of Nanoparticles with Radiation
星际颗粒的尺寸范围很广，从几埃到几微米。星际介质中纳米级或更小颗粒的存在直接由星际远紫外（UV）消光、无处不在的3.3、6.2、7.7、8.6和11.3 $\mum$多环芳烃（PAH）发射特征、IRAS 12和25 $\mum$带以及COBE-DIRBE 3.5中看到的近红外和中红外宽带发射指示，4.9、12和25 $\mum$波段，10- 100 $\GHz$银河系前景微波发射，并间接由星际气体加热。对于在星际条件下的纳米颗粒，UV/可见光光子吸收是主要的激发过程。由于热容小于或相当于高能恒星光子的能量，纳米粒子受到单光子加热，随后是振动弛豫，光电离和光破坏。半导体纳米粒子由于受激电子的空间限制，有望高效发光。本文综述了纳米粒子的光物理学，重点是星际PAH分子的随机加热和振动激发，以及光致发光的激发，特别注意硅纳米粒子。
2003-11-04 astro-ph
Properties of polycyclic aromatic hydrocarbons in local elliptical galaxies revealed by the Infrared Spectrograph on Spitzer
利用Spitzer卫星上的红外光谱仪对18个局域尘埃椭圆星系进行了中红外光谱观测。我们从18个星系中的14个星系中检测到了多环芳烃（PAH）的特征，从而发现多环芳烃的存在并不罕见，而是在尘埃椭圆星系中很常见。这些星系中的大多数显示出异常微弱的7.7微米发射功能相对于11.3微米和17微米的发射功能。大部分星系还表现出H2旋转线和离子精细结构线发射，这与PAH发射没有显着的相关性。PAH特征与35 μ m处的连续体具有良好的相关性，而它们与6 μ m处的连续体不相关。我们的结论是，椭圆星系的多环芳烃排放主要是星际起源，而不是恒星的起源，和不寻常的多环芳烃带间强度比可能是由于大部分的中性电离多环芳烃。
2008-05-21 astro-ph
Modelling galaxy spectra in presence of interstellar dust. I. The model of ISM and the library of dusty SSPs
在本文中，第一个系列的两个致力于模拟不同形态类型的星系在尘埃的存在下的光谱，我们提出了我们的描述的尘埃都在弥漫ISM和分子云。我们的尘埃模型考虑了三种成分，即石墨，硅酸盐和多环芳烃。我们认为，并适应我们的目标，两个处方的尘埃颗粒的大小分布和两个模型的排放的灰尘ISM。通过计算银河系和大、小麦哲伦云典型环境的消光曲线和发射，并与观测资料进行比较，对ISM的发射和消光模型进行了验证。我们采用的最后一个模型是一个混合模型，它结合了Guhathakurta等人（1989）对石墨和硅酸盐排放的分析和Puget等人（1985）对PAH排放的分析，并使用了Weingartner等人（2001 a）的分布定律和Weingartner等人（2001 b）的多环芳烃电离模型。我们应用该模型来计算不同年龄和化学成分的SSP的SED，这可能会受到严重影响的尘埃在年轻的，大质量的恒星，而他们仍然嵌入在他们的父母MC。我们使用“射线追踪”方法来解决辐射转移的问题，并计算库的SSP SED。特别注意模型的贡献，多环芳烃，引入不同丰度的C在人口中的非常小的碳颗粒（VSGs）和不同的电离状态的多环芳烃。年轻的SSPs的SEDs，然后与四个本地星系的恒星形成区的观测数据进行比较，成功地再现了他们的SEDs从紫外光区的中红外和远红外。
2005-10-17 astro-ph
Ultrafast studies on the photophysics of matrix-isolated radical cations of polycyclic aromatic hydrocarbons: implications for the Diffuse Interstellar Bands (DIB) problem
快速，有效的光激发的PAH阳离子的失活占其显着的光稳定性和天体化学有重要的影响，因为这些阳离子是领先的候选人的物种负责弥漫的星际带（DIB）观察到整个银河系。超快弛豫动力学的光激发的PAH阳离子孤立在硼酸玻璃中已研究使用飞秒和皮秒瞬态光栅光谱。除了二萘嵌苯+，这些自由基阳离子的基态双重态（D 0）的恢复动力学是双指数的，包含快速（< 200 fs）和缓慢（3-20 ps）分量。快组分没有温度依赖性或同位素效应，而慢组分既有H/D同位素效应（1.1-1.3），又有很强的温度依赖性（15 - 300 K）。我们建议，快的组件是由于内部Dn到D 0转换和慢的组件是由于振动能量转移（VET）从热的D 0状态的玻璃基质。
2004-01-12 astro-ph
Interstellar Dust Grains
本文综述了观测到的星际尘埃颗粒的性质：星光的波长依赖性消光，包括吸收功能，从紫外到红外;光学发光;红外发射;微波发射;光学，紫外和X射线散射尘埃;和偏振的星光和红外发射。讨论了陨石中太阳前颗粒与星际颗粒群之间的关系。考虑候选颗粒材料和丰度约束。尘埃模型组成的无定形硅酸盐颗粒，石墨颗粒，和多环芳烃与观测到的排放和散射进行比较。讨论了有关星际尘埃演化的一些问题。
2003-04-28 astro-ph
Do the Infrared Emission Features Need Ultraviolet Excitation? The PAH Model in UV-Poor Reflection Nebulae
识别具有多环芳烃（PAH）分子的3.3、6.2、7.7、8.6和11.3 μ m星际IR发射带的主要挑战之一是最近在几乎没有UV照射的区域中检测到这些带，因为小的中性PAH分子在可见波长下几乎没有吸收，因此需要UV光子进行激发。在这里，我们表明，我们的“天文”PAH模型，结合实验结果，即电离和/或PAH的大小增加时，可见光吸收边转移到较长的波长，可以密切再现所观察到的红外发射波段的vdB 133，紫外线差反射星云。研究还表明，在T_eff = 3000K的冷恒星附近的反射星云中，"天文"多环芳烃的单光子加热可以导致6.2、7.7、8.6和11.3 μ m的可观测辐射。还计算了T_eff = 3500、4500、5000K冷星照射下反射星云的中红外辐射谱。这些将允许与未来空间红外望远镜设施（SIRTF）的vdB 135（T_eff = 3600 K），vdB 47（T_eff = 4500 K）和vdB 101（T_eff = 5000 K）的观测结果进行比较。在3000K <T_eff <30000K的范围内，12 μ m红外辐射相对于总远红外辐射与激发星有效温度的关系符合PAH模型的预期。
2002-01-04 astro-ph
Anomalously low PAH emission from low-luminosity galaxies
斯皮策太空望远镜第一次观测红外线阵列相机（IRAC）的近红外线和中红外线成像数据与斯隆数字巡天（SDSS）部分重叠，在重叠区域有313个视觉选择的（r<17.6等）SDSS主样本星系。星系的3.5和7.8微米的属性进行了研究，在其视觉特性的背景下，其中IRAC [3.5]等主要措施星光，和[7.8]等主要措施PAH发射的星际介质。正如预期的那样，我们发现[3.5]-[7.8]和视觉颜色之间有很强的负相关;视觉颜色为红色的星系（“红色星系”）倾向于显示出非常少的尘埃和分子发射（低的“PAH-恒星”比率），而视觉颜色为蓝色的星系（“蓝色星系”，即恒星形成星系）倾向于显示出大的PAH-恒星比率。具有高PAH与恒星比率的红色星系往往是边缘被尘埃带变红的圆盘。简单的，视觉上推断的衰减校正使这些星系的视觉颜色符合那些面对磁盘;即，PAH的排放量是密切相关的衰减校正，光学推断的恒星形成率。具有极低PAH-恒星比率的蓝色星系都是低光度的恒星形成星系。在这个样本中有一些微弱的证据表明，这些低光度星系的PAH发射不足可能与发射线金属丰度有关。
2004-08-23 astro-ph
Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars II. PAH emission features
目的：我们寻找PAH功能对金牛座T星，并比较他们与赫比格Ae/Be星的调查。PAH功能的存在和强度解释与磁盘辐射转移模型探索PAH功能依赖于入射紫外辐射，PAH丰度和磁盘参数。研究方法：利用Spitzer空间望远镜5-35微米光谱仪获得了54颗具有星盘的前主序星的光谱，其中包括38颗金牛座T星、7颗Herbig Ae/Be星和9颗光谱类型未知的恒星。结果：在至少8个源中检测到紧凑的PAH发射，其中5个是Herbig Ae/Be星。在所有这些来源中检测到11.2微米PAH特征，在短波长数据可用的情况下也检测到6.2微米PAH特征。然而，7.7和8.6微米的特征仅在这4个源中的1个中强烈地出现。PAH的发射被观测到朝向至少3个金牛座T星（8%的检测率）。在我们的样品中，多环芳烃的最低质量来源是T Cha（G8）。在我们的样本中，所有4个来源的证据，尘埃孔在其内部磁盘显示PAH排放，增加功能/连续比。典型的11.2微米谱线强度比大质量的赫比格Ae/Be星低一个数量级。测得的线通量表明PAH丰度比标准星际值低10-100倍。相反，来自暴露于Teff<= 4200 K且没有增强UV的恒星的盘的PAH特征被预测低于当前的检测极限，即使对于高PAH丰度。磁盘建模表明，6.2和11.2微米的功能是最好的PAH示踪T金牛星，而7.7和8.6微米的波段具有较低的功能，由于强烈上升的硅酸盐排放的连续比。
2006-09-06 astro-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 astro-ph
Small PAHs in the Red Rectangle
在我们最初发现红色矩形（RR）光谱中的蓝色发光并将其鉴定为小的三至四环多环芳烃（PAH）分子的荧光之后，我们报告了蓝色发光和3.3微米发射之间的空间相关性，通常归因于小的中性PAH分子，以及新导出的RR中心源HD 44179的UV/光学衰减曲线。这两个结果都为质量小于250 a.m.u.的小PAH分子的存在提供了强有力的额外证据。在RR中，其支持相同分子的蓝色发光归因于荧光。我们对比前两个发射的出色的空间相关性与明显不同的空间分布的扩展红色发射（ERE）和灰尘散射光内RR。中央恒星的紫外/光学衰减曲线不同于任何星际消光曲线，被解释为仅由星周不透明度引起。这种不透明性的主要贡献是在中紫外线的宽带中的反射，有助于发光的PAH分子的电子激发，以及在远紫外线中7.5 eV附近的急剧电离不连续性，这对负责这种吸收的PAH分子的质量设置了急剧的上限。远紫外吸收的强度导致RR中PAH分子相对于氢的丰度为10^{-5}。这种小的多环芳烃可能是RR的环境所独有的，在那里它们被密集的圆星盘屏蔽了。
2004-10-05 astro-ph
