The chemistry of fluorine-bearing molecules in diffuse and dense interstellar gas clouds
我们提出了一个理论研究的含氟分子在弥漫和致密的星际气体云的化学。星际氟的化学性质与其他任何元素的化学性质都不同，因为-与在扩散或密集分子云中发现的任何其他元素的中性原子不同-原子氟与分子氢发生放热反应。在星际气体云内获得的各种条件下，该反应的产物-氟化氢-被预测为星际氟核的主要气相储存器。我们的模型预测了暗云中HF柱的密度约为1.E+13 cm-2，而在总视反射率小至0.1 mag.的弥漫星际气体云中，HF柱的密度可达1.E-11 cm-2。这种弥漫云可通过平流层红外天文台在243.2微米处J = 1 - 0跃迁的吸收谱线光谱进行探测（Herschel Space Observatory（HSO）CF+离子被预测是第二丰富的含氟分子，其典型的柱密度比HF低约100倍;其最低的两个旋转跃迁在毫米波光谱区域，CF+可以从地面观测站检测到。类星体光谱中的HF吸收是高红移分子气体的潜在探测器，在能够探测低柱密度系统中的H2的紫外/光学观测与探测高消光和大分子分数的介入分子云的射电/毫米波观测之间提供了可能的桥梁;当红移超过~ 0.3时，HF有可能在几个大气传输窗口中被地基亚毫米波观测站探测到。
2005-04-13 astro-ph
How Interstellar Chemistry (and Astrochemistry More Generally) Became Useful
1986年，Alex Dalgarno发表了一篇题为《星际化学有用吗？到了20世纪70年代中期，甚至更早，亚历克斯希望天文分子将被证明：具有重要的诊断效用;控制它们存在的许多环境;刺激各种各样的物理学家和化学家，他们至少对形成和去除分子的机制和天文学一样着迷。他自己的研究努力为实现这一希望作出了巨大贡献。本文包含了一些例子：分子是如何被用来诊断大规模的动态天文来源，包括恒星形成区和超新星;在分子过程中控制天体的演变，如致密的核心注定成为恒星和非常进化的巨星的方式;理论和实验室研究，阐明生产和消除天文分子的过程，并允许他们的检测。
2008-12-17 astro-ph
Interstellar Chemistry: Radiation, Dust and Metals
概述了在辐射、金属丰度和尘埃表面反应的影响下原始系统中发生的化学过程。结果发现，辐射反馈效应不同的UV和X射线光子在任何金属，与分子的存活相当好的X射线照射下。因此，星暴和活动星系核由于其致密的分子气体而具有完全不同的冷却能力。冷分子相的存在强烈依赖于金属丰度。强烈的宇宙射线辐射（大于银河系辐射值的100倍）迫使大部分CO气体进入中性碳。尘埃对于H2和HD的形成非常重要，在金属丰度为10^-4-10^-3的太阳系中，电子丰度低于10^-3。
2008-08-01 astro-ph
Collisional Consequences of Big Interstellar Grains
通过探测器探测行星系统内部的星际颗粒，为研究弥漫的星际物质提供了一个新的窗口。由伽利略号观测到并证实的尘埃粒子比“经典”星际颗粒质量更大（$\geq 10^{-13} {\rm g}$）。更大的颗粒（$\approx 10^{-7} {\rm g}$）以星际流星的形式被观察到。我们分析了大量存在于弥漫的星际介质中的大颗粒的后果。天文学上观测到的“经典”星际颗粒可以用半径从5到250纳米（大约$10^{-18}$到$10^{-13} {\rm g}$）的尺寸分布来描述。由于星际空间中的相互碰撞，这些粒子的寿命可以短至$10^{5} f$年，其中f = 10到1000，是总寿命与颗粒暴露于超新星冲击的时间的比例。破碎是这些颗粒中最小的一种来源，但是质量比经典星际颗粒群中的大约$10^{-16} {\rm g}$大的颗粒会被迅速破坏。当把同样的破碎机制应用于最近发现的更大质量的颗粒时，我们认为比$10^{-15} {\rm g}$大的颗粒的碰撞提供了更小颗粒的来源。因为大质量粒子只在大尺度（100到1000 pc）上才与星际气体耦合，所以气体与尘埃的宇宙丰度比只需要在相应的空间体积上保持平均。
1999-09-20 astro-ph
Interstellar Grains
我们目前对星际尘埃的理解是在介绍性的水平上总结的。亚微米大小的星际尘埃颗粒吸收和散射光，并在红外线中重新辐射吸收的能量。颗粒群跨越一系列尺寸，从仅包含数十个原子的分子到包含10^{10}个原子的颗粒。大部分的颗粒质量似乎是由于两种类型的固体，在大约相等的数量：无定形硅酸盐矿物，和碳质材料。弥漫云中约2/3的星际碳是固体形式。星际颗粒的重要性有很多原因：它们模糊了我们的视野（以波长依赖的方式）;尘埃的红外辐射提供了对致密区域的有价值的探测;因为尘埃颗粒在星际化学，气体动力学和星际气体的加热和冷却中发挥着核心作用。
2000-08-09 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
Small and Very Small Interstellar Grains
本文综述了由于与日球顶相互作用而无法进入太阳系的星际粒子的观测特征。这种颗粒的半径通常小于100纳米，它们通过星际吸收紫外线波长和非平衡发射光谱的红色和近红外部分来揭示它们的存在。
1999-10-15 astro-ph
Formation of Interstellar Ices Behind shock Waves
我们已经使用了一个耦合的动力学和化学模型来研究星际激波在屏蔽良好的区域中通过所引起的化学变化。使用这个模型，我们表明，在冲击中的水的形成将遵循在后冲击阶段的耗尽的水分子到晶粒表面上。为了区分冲击后的冰的产生和它们的生产通过粮食表面化学，我们检查水的氘化学之前，期间和之后的冲击。我们表明，化学演化后的冲击气体可以占氘分馏和丰富的二氧化碳相对于水观察到的星际和彗星冰。考虑到分子云内激波和湍流运动的普遍性，这里提出的模型为在星际介质中产生冰的颗粒表面化学提供了另一种理论，冰最终可能被合并到彗星中。
1998-11-13 astro-ph
Deuterated hydrogen chemistry: Partition functions, Equilibrium constants and Transition intensities for the H3+ system
H3+和氘代同位素被认为在星际化学中起着重要作用。H3+，D2H+和D3+的配分函数计算到800 K的温度通过明确地求和从头计算确定的旋转振动能级的各个物种。利用这些配分函数计算了星际介质中涉及H3+及其氘代同位素的9个重要反应的平衡常数。这些平衡常数进行比较，以前确定的实验和理论值。计算了最强偶极跃迁的爱因斯坦A系数。
2004-06-23 astro-ph
Radiative Torques on Interstellar Grains: II. Grain Alignment
不规则尘埃颗粒上的辐射力矩，除了产生超热旋转外，还在星际尘埃与当地磁场的排列中发挥直接的动力学作用。推导了自旋、旋进晶粒取向的动力学方程，动力学中考虑了H_2形成力矩和顺磁耗散。稳定的解决方案（恒定的取向角和自旋速率）被发现，这些解决方案可能是稳定的（“吸引”）或不稳定的（“排斥”）。运动方程的数值积分为三个示例性的不规则颗粒的几何形状，暴露于各向异性辐射与星际星光的光谱。由此产生的“轨迹图”被分类为“非循环”，“半循环”，或“循环”，与每个给定的例子。我们发现，即使在没有顺磁耗散的情况下，辐射扭矩也会导致快速的晶粒排列。看来，由于星光的辐射扭矩可以解释观测到的星际颗粒与银河磁场的对齐。
1996-11-19 astro-ph
Interstellar Grains -- The 75th Anniversary
2005年是Trumpler（1930）通过证明银道面中星光的普遍吸收和红化而提供了第一个确定性证据的75周年。本文回顾了我们对星际尘埃性质的逐步认识。
2005-03-25 astro-ph
Aspects of the Mass Distribution of Interstellar Dust Grains in the Solar System from In-Situ Measurements
100.利用伽利略号和伽利略号航天器上的尘埃仪器对太阳系中的星际尘埃颗粒进行的现场探测以及最近对双曲线雷达流星的测量提供了关于太阳附近星际固体粒子群特性的信息。特别是颗粒质量的分布是指示的生长和破坏机制，在星际介质的晶粒演化。撞击尘埃颗粒的质量来自其撞击速度和撞击产生的等离子体的量。由于太阳系中星际粒子的初始速度和动力学是众所周知的，我们使用近似的理论而不是测量的碰撞速度来从伽利略和伽利略的原位数据中推导出星际粒子的质量。修正后的质量分布更陡，因此比使用测量的撞击速度的质量分布包含更少的大颗粒，但大颗粒仍然对检测到的颗粒的总质量有显著贡献。质量为$> 10^{-14} {\rm kg}$的星际颗粒的通量被确定为$1\cdot 10^{-6} {\rm m}^{-2} {\rm s}^{-1}$。将雷达数据与外推法得到的伽利略和伽利略质量分布进行比较后发现，雷达探测到的超大型（$m > 10^{-10} {\rm kg}$）双曲流星体与航天器探测到的星际尘埃群在运动学上没有关系。
1999-08-10 astro-ph
Grain Dynamics In Magnetized Interstellar Gas
星际介质是湍流的，这导致尘埃颗粒的相对运动。本文计算了部分电离磁化气体中带电粒子的相对速度。我们考虑了磁流体动力学（MHD）湍流的各向异性，颗粒与磁场的耦合，以及双极阻力引起的湍流截止。我们得到的颗粒速度与HI和暗云中的参数一致的湍流。这些速度小于在早期的文件，其中MHD效应被忽略。最后，我们比较晶粒速度所产生的光电发射，辐射压力和推力分子氢形成。我们的结论是，湍流应防止不同尺寸的晶粒偏析。
2002-01-16 astro-ph
The temperature of non-spherical interstellar grains
本文用球状粒子模型计算了星际辐射场中尘埃粒子的稳态温度。发现长径比a/b ≤ 2的非球形晶粒的温度与球形晶粒的温度偏差小于10%。更细长或扁平的粒子通常比相同质量的球体更冷，在某些情况下，温度甚至可能相差约2倍。形状效应随着颗粒物质的红外吸收率的增加而增加，并且在暗星际云中似乎更重要。
1999-08-20 astro-ph
Thermal Flipping of Interstellar Grains
在星际尘埃颗粒中，内部过程消耗旋转动能。耗散伴随着热波动，热波动将能量从振动模式转移到旋转。这些过程统称为内部松弛。在过去的几年里，内部弛豫被认为会引起热翻转，对晶粒排列理论产生深远的影响。我表明，热翻转是不可能的限制，惯性张量不随时间变化。
2008-08-27 astro-ph
Interstellar Extinction by Spheroidal Dust Grains
对星际消光和偏振的观测表明，星际介质由排列整齐的非球形尘埃颗粒组成，这些尘埃颗粒在从近红外到紫外的波长范围内显示出星际消光曲线的变化。为了模拟消光和偏振，不能使用米氏理论，该理论假设颗粒为固体球体。我们用一种基于T矩阵的方法计算了不同形状（轴比）和尺寸的球形硅酸盐和石墨颗粒的消光效率，并用这些效率来评估波长范围3.4- 1.0微米的星际消光曲线。硅酸盐和石墨颗粒的最佳拟合线性组合的轴比不是很大，符合所观察到的消光曲线相当好。我们计算的体积消光因子Vc，这是一个重要的参数，从宇宙丰度的角度来看，为球状颗粒模型，再现星际消光曲线。我们发现，晶粒的形状不影响体积消光因子。最后，我们还研究了准直椭球体的消光效率和线偏振效率。结果表明，在不同的取向角下，晶粒的形状对线极化效率有很大的影响。
2005-06-22 astro-ph
Interstellar Dust
在银河系的星际介质中，某些元素--例如，镁，硅，铝，钙，钛，铁--主要存在于星际尘埃颗粒中。这些颗粒吸收、散射和发射电磁辐射，通过光电发射加热星际介质，在气体的电离平衡中发挥作用，并催化分子的形成，特别是H2。我回顾我们的知识状态的组成和大小的星际颗粒，包括我们可以从光谱特征，发光，散射，红外发射，和观察到的气相损耗。再现星际灭绝的尘埃模型中的总颗粒体积明显大于从观测到的消耗估计。尘埃颗粒可能会降低气相D/H比，提供了另一种机制来解释观测到的本地星际介质中气相D/H比的变化。尘埃颗粒的运输可能导致新形成的恒星中的元素丰度与星际丰度不同。
2003-12-22 astro-ph
On the Absorption and Emission Properties of Interstellar Grains
本文综述了我们目前对星际粒子吸收和发射性质的认识。讨论了Kramers-Kronig关系对尘埃吸收的波长依赖性和最大允许量的限制。来自星际尘埃模型的不透明度（质量吸收系数）与直接估计从观测的比较。
2005-03-25 astro-ph
Composite Interstellar Grains
复合颗粒由基质硅酸盐球状体和石墨包裹体组成。采用离散偶极子近似（DDA）计算了三种轴比下复合球形颗粒的消光效率。利用复合球状颗粒的消光效率，在3.40- 0.10 $μm$的光谱区域内估算了星际消光曲线。然后将模型消光曲线与平均观测到的星际消光曲线进行比较。计算了三种取向角下复合颗粒的线偏振，并找到了最大偏振波长。此外，我们估计的体积消光系数，从宇宙丰度的角度来看，一个重要的参数，复合颗粒模型，重现平均观测到的星际消光。来自碳和硅的复合颗粒模型的估计丰度被认为是低于裸硅酸盐/石墨颗粒模型预测，但这些值仍然高于暗示从最近的ISM值。
2007-05-14 astro-ph
Brilliant Pebbles: A Method for Detection of Very Large Interstellar Grains
波长λ ~1 μ m的光子与半径a_p ~ 1 mm的尘埃颗粒（“卵石”）相互作用时，在很大程度上在一个小的特征衍射角θ_s ~ λ/a_p ~ 100”范围内发生正向散射。虽然毫米大小的尘埃颗粒对星际介质的视觉消光的贡献可以忽略不计，但它们在散射光中产生的信号可能是可检测的，特别是对于可变源。小角度散射光的观测允许直接测量大颗粒群;可变源也可以产生星际介质质量分布的断层扫描信息。探测明亮卵石晕的能力需要仔细了解仪器PSF。
2009-07-22 astro-ph
On the Disalignment of Interstellar Grains
已经提出了几种机制来解释星际磁场的晶粒排列，包括顺磁耗散，辐射扭矩，和超音速气体颗粒流。这些都必须与错位过程竞争，包括与气体原子碰撞产生的随机定向扭矩。我描述了一种新的错位机制的晶粒，具有随时间变化的电偶极矩和整个磁场漂移。取决于漂移速度，这种机制可能会产生一个更短的失调时间尺度比随机气体原子的影响。对于超热旋转的晶粒，新的错位过程可能是更有效的碳质粉尘比硅酸盐粉尘。这可能导致硅酸盐颗粒的有效排列，但碳质颗粒的排列较差。
2006-03-11 astro-ph
Comment on "The shape and composition of interstellar silicate grains"
本评论是对题为“星际硅酸盐颗粒的形状和组成”的论文（Min等人，A&A，462，667-676（2007）。勘误表纠正了错误引用的数据，但支持论文的原始结论，即GEMS不是残余的星际颗粒，大多数GEMS形成于早期太阳系。在我们的评论中，我们表明，正确的数据实际上加强了GEMS和星际硅酸盐之间的关系，与Min等人的结论相反。我们还探讨了有效性的同位素和散装化学基础进行比较，并提出了额外的指标，过去ISM辐射处理的硅酸盐。
2008-04-17 astro-ph
Physics and Chemistry of Purcell's Alignment
鉴于最近在理解发生在晶粒表面的微妙过程方面的进展，讨论了超高温旋转晶粒的顺磁排列。结果表明，在典型的ISM条件下，晶粒与无定形H $_{2}$ O冰，缺陷硅酸盐或聚合物碳质材料的表面可能会表现出增强的对齐，而那些芳香族碳质材料或石墨没有。得到了Purcell取向的临界晶粒尺寸和温度，并建立了大晶粒的择优取向。
1995-01-17 astro-ph
X-ray Halos and Large Grains in the Diffuse Interstellar Medium
最近，利用星际航天器“伽利略”号和“伽利略”号上的尘埃探测器进行的观测记录到，有大量半径在0.25至2.0 μ之间的大星际颗粒从本星际云进入太阳系。最常用的星际颗粒尺寸分布的特征在于颗粒半径a的a^-3.5幂律，并且延伸到0.25 μ的最大颗粒半径。星际颗粒尺寸分布扩展到如此大的半径将对中值颗粒尺寸产生重大影响，并对给定视觉光学深度所需的尘埃质量产生重大影响。因此，重要的是要研究这种较大的尘埃颗粒群是否普遍存在于一般的星际介质中，或者它是否只是一种局部现象。大的星际颗粒的存在主要可以从它们对X射线源周围散射晕的强度和径向轮廓的影响来推断。在本文中，我们研究的粒度分布，引起周围的天鹅座新星1992年的X射线晕。我们的研究结果证实，需要扩展星际粒度分布在这个源的方向，并可能超过2.0 μ。给出晕轮数据最佳拟合的模型的特征在于：（1）粒度分布在0.50 μ以下遵循a^-3.5幂律，然后从0.50 μ扩展到2.0 μ;和（2）硅酸盐和石墨（碳）灰尘与气体的质量比分别为0.0044和0.0022，符合太阳丰度的限制。我们迫切需要对探测其他空间方向的X射线晕进行更多的观测，以检验这一结果的普遍有效性。
2001-02-08 astro-ph
The Propagation and Survival of Interstellar Grains
本文讨论了尘埃在星际介质中的传播，描述了恒星风、喷流和超新星激波对星际尘埃的破坏作用。我们审查的可能性，在恒星外流或超新星形成的颗粒生存加工和传播通过ISM，并将自己相对未加工成陨石在太阳系中的机构。我们发现，非常大（半径>= 5微米）和非常小的颗粒（半径<= 100埃），尺寸类似于太阳前的碳化硅和金刚石颗粒从陨石中提取，可以生存通过100 \kms冲击波相对毫发无损。高速（>= 250 km/s）冲击波有效地摧毁了尘埃。然而，一小部分（约10%）的星尘在进入太阳系之前从未遇到过如此快速的冲击。因此，所有的颗粒在通过ISM传播的过程中，都应该保留它们通过星际激波的痕迹。颗粒表面应显示出由于溅射和点蚀而导致的加工证据，溅射和点蚀是由于微米级颗粒上的小颗粒撞击而导致的。这一结论似乎与从陨石中回收的大颗粒证据相冲突，后者似乎表明星际加工很少。
1997-07-22 astro-ph
Radiative Torques on Interstellar Grains: I. Superthermal Spinup
不规则的尘埃颗粒在受到星际星光照射时会受到辐射力矩的影响。它示出了如何使用离散偶极子近似计算这些辐射扭矩。计算进行了一个不规则的晶粒几何形状，和三个不同的晶粒尺寸。结果表明，辐射力矩在星际尘埃粒子的自旋上升过程中起着重要的动力学作用，其结果可能超过尘埃粒子表面H_2生成的速率。由于星际颗粒上的辐射力矩是由整个颗粒的几何形状决定的，而不仅仅是颗粒表面的状态，因此由此产生的超热旋转预计是长期存在的。就其本身而言，长寿命的超热旋转将通过“戴维斯-格林斯坦”时间尺度上的正常顺磁耗散实现晶粒排列。然而，由星光背景的各向异性引起的辐射力矩可以直接作用于更短时间尺度上的晶粒排列，因此是星际晶粒排列过程的核心。辐射扭矩强烈依赖于晶粒尺寸，由a_eff（等体积球体的半径）测量。在扩散云中，对于aeff = 0.2 μ m的颗粒，辐射力矩占主导地位，而对于aeff <0.05 μ m的颗粒，辐射力矩相对不重要。这可能为观察到的漫射云中$a_eff>0.1微米的颗粒是对齐的，而a_eff < 0.05微米的颗粒几乎没有对齐提供了自然的解释。我们表明，辐射扭矩是无效的，在生产超高温旋转静止的暗云，但可以非常有效的恒星形成区域，如M17分子云。
1996-05-09 astro-ph
Temperature fluctuations of interstellar dust grains
星际尘埃颗粒的温度进行了分析，使用随机模拟，考虑到颗粒的成分和大小和光子通量的离散性。[...]晶粒温度的分布计算范围广泛的晶粒尺寸和不同强度的星际辐射场，相关的扩散云和PDR。在不同的辐照强度下，平均晶粒温度随晶粒尺寸的变化关系。研究发现，由于涨落的作用，半径小于0.02 $μ$ m的晶粒的平均温度降低。半径大于约0.35 $μ$ m的晶粒的平均温度也略微降低，这是由于它们更有效地发射红外辐射，特别是当暴露于高辐射强度时。硅酸<T>盐和碳质颗粒的平均温度被发现依赖于辐射场强度X_MMP根据<T>~X_MMP^γ，其中指数γ依赖于颗粒的尺寸和组成。这个拟合公式预计将是有用的星际过程的模拟，并可以取代常用的近似不考虑晶粒温度波动和星际尘埃粒子的详细属性。分子氢形成的结果的影响进行了讨论。结果表明，晶粒温度的涨落会降低分子氢的生成速率，但不能解释光子主导区的H_2观测结果，即使在存在化学吸附位的情况下也是如此。
2007-09-20 astro-ph
Probing the Surfaces of Interstellar Dust Grains: The Adsorption of CO at Bare Grain Surfaces
在使用ESO VLT-ISAAC获得的光谱中，在2175 cm-1附近对30个嵌入的年轻恒星天体检测到固态特征。我们目前的结果从实验室研究的CO吸附在沸石晶片的表面，其中检测到的吸收带在2177和2168 cm-1（对应于CO化学吸附在沸石表面），和2130 cm-1（对应于CO物理吸附在沸石表面），提供了一个很好的匹配的观测数据。我们认为2175波段的主要载流子是化学吸附在星际介质中尘埃颗粒裸露表面的CO。这一结果提供了第一个直接的证据，表明气体与表面的相互作用并不一定会导致星际尘埃上形成冰幔。2175带的强度估计为~ 4 x 10-19 cm molecule-1。在裸露的颗粒表面吸附的CO的丰度范围从0.06至0.16相对于H2O冰，这是，最多，一半的丰度（相对于H2O冰）的CO居住在H2O为主的冰环境。这些发现意味着星际颗粒具有很大的（催化活性）表面积，为星际物种提供了避难所。因此，可能存在的异质化学发生涉及CO分子在独特的表面化学途径，目前没有考虑在气体颗粒模型的星际介质。
2004-10-25 astro-ph
On Ultrasmall Silicate Grains in the Diffuse Interstellar Medium
在非常小的颗粒中的无定形和结晶硅酸盐的丰度受到在扩散ISM中未检测到10微米硅酸盐发射特征的事实的限制。基于所观察到的漫反射ISM的IR发射光谱、所观察到的紫外消光曲线和10微米硅酸盐吸收曲线，我们获得了超小（α < 15埃）无定形和结晶硅酸盐颗粒的丰度上限。与以前的工作相反，在不违反观测约束的情况下，大约20%的星际硅可能存在于< 15埃的硅酸盐颗粒中。不超过~5%的Si可以在结晶硅酸盐（任何尺寸）中。
2000-12-06 astro-ph
Interstellar triply deuterated ammonia
对星际ND3的研究进行了回顾，并从发现论文中更新。本文介绍了在厘米和亚毫米波段对十几个光源的观测结果。这两个数据集是一致的，但不约束ND3发射气体中的激发条件。在类似尺寸的光束中观察到的NH3：NH2D、NH2D：ND2H和ND2H：ND3的柱密度比约为10，并且对氘分馏的气相和颗粒表面化学方案提出了挑战。冲击和CO消耗的氘化学中的作用进行了讨论。
2002-12-13 astro-ph
Translational Velocities and Rotational Rates of Interstellar Dust Grains
星际尘埃颗粒表现出复杂的动力学，这对于理解涉及尘埃的许多关键星际过程至关重要，包括颗粒排列，颗粒生长，颗粒破碎等。颗粒的旋转和平移运动不仅受到气体碰撞的影响，而且还受到与离子，光子，磁场等的相互作用的影响。例如离子与尘埃颗粒的偶极电矩的相互作用，需要考虑该过程的量子性质。类似地，由于弛豫过程，颗粒中的转动自由度和振动自由度发生耦合，其中与核自旋相关的过程通常是主导过程。这种耦合通过诱导晶粒翻转来基本上修改旋转和平移运动的动力学。翻转平均了作用在颗粒上的某些系统扭矩和力。由于较小颗粒的翻转速率较大，这些颗粒可能是“热捕获的”，即尽管存在系统扭矩，但仍以热速率旋转。此外，由于微波频率范围内的晶粒发射产生的高阻尼，具有高偶极矩的小晶粒的子集可以以亚热速率旋转。颗粒的平移动力学主要由颗粒与磁流体动力学湍流的相互作用所控制。尘埃颗粒的有效湍流混合限制了不同尺寸的颗粒在空间中分离的程度。
2003-11-17 astro-ph
Modeling the Motion and Distribution of Interstellar Dust inside the Heliosphere
研究了来自本地星际云的尘埃颗粒与日光层内环境的相互作用。由于这种相互作用，星际尘埃颗粒的空间分布随时间而变化。由于尘埃颗粒在行星际等离子体和辐射环境中带电，因此小颗粒与日光层的相互作用主要取决于它们与太阳风磁场的耦合。场极性随太阳活动周期的变化使得太阳系中小的（半径小于$0.4 μm$）星际尘埃颗粒的空间分布和通量随时间发生变化，而大颗粒的通量是恒定的，因为它们与太阳风磁场的耦合可以忽略不计。通过模拟星际颗粒与行星际环境的相互作用，再现了伽利略和伽利略航天器的原位测量所观察到的通量变化，星际颗粒的荷质比在$0.5 C/kg^{-1}$和$1.4 C/kg$之间。
1999-06-17 astro-ph
Interstellar Depletion onto Very Small Dust Grains
我们考虑元素从星际气体到人口的非常小的尘埃颗粒耗尽。采用一个颗粒模型，其中宇宙碳丰度的4%是在半径<= 10埃的颗粒中，我们发现，这些颗粒上的吸积速率足够快，可以解释观察到的Ti等元素的大量耗尽，而不会引起星际阶段之间不合理的高质量转移率或低颗粒破坏率。如果这些颗粒是由芳烃环组成的，那么只有有限数量的金属原子可以被锁定在其中。当达到这个极限时，耗尽将被淬灭，除非存在将金属转移到较大颗粒并更新非常小的颗粒群的机制，例如通过扩散ISM中的颗粒凝聚和破碎。如果Fe耗尽到非常小的晶粒上，那么对于合理的凝固速率，在非常小的晶粒群中每五个C原子至少有一个金属原子。此外，大约60%的宇宙铁与碳质颗粒群有关。目前还不清楚这种情况是否与观测相符。然而，如果有另一个非常小的颗粒群，具有容纳铁原子的大容量，它可能是最严重贫化元素的汇。
1998-12-29 astro-ph
The effect of grain size distribution on H$_2$ formation rate in the interstellar medium
在星际介质中，氢分子的形成发生在尘埃颗粒的表面。氢分子在产生其他分子的气相反应中发挥作用，其中一些在引力坍缩和恒星形成过程中充当冷却剂。因此，氢分子的产生率及其对云中物理条件的依赖性的评估是非常重要的。星际尘埃颗粒具有广泛的尺寸分布，其中小颗粒占据了大部分表面积。最近的研究表明，生产效率强烈地依赖于晶粒组成和温度以及其尺寸。在本文中，我们提出了一个公式，它提供了总的生产率H $_2$每单位体积的云，考虑到颗粒成分和温度以及粒度分布。该公式与主方程的结果吻合得很好。它表明，对于一个物理相关的范围内的晶粒温度，H $_2$的生产率显着提高，由于其广泛的尺寸分布。
2005-08-01 astro-ph
Grain Destruction in Interstellar Shocks
星际冲击波可以侵蚀和破坏冲击气体中的颗粒，主要是溅射和颗粒-颗粒碰撞的结果。对目前溅射产额的估算方法进行了评述。结果提出了简单的情况下，溅射的快速颗粒停止在冷气体。本文导出了C型MHD冲击中耐火材料颗粒溅射的上限：冲击速度$v_s \gtrsim 50 \kms$是使30%以上的硅酸盐返回气相所必需的。溅射对于在分子气体中的双流体MHD冲击波中从颗粒中去除分子冰帽也很重要。最近的估计耐火材料颗粒寿命对破坏冲击波进行了总结，这些短寿命的影响进行了讨论。
1995-08-16 astro-ph
Simulation of the Formation and Morphology of Ice Mantles on Interstellar Grains
虽然我们对星际尘埃颗粒表面的化学反应知之甚少，但它对星际介质中分子的生长有着深远的影响。一组重要的表面反应在寒冷而致密的地区产生了许多单层的冰幔。单分子层主要由水冰组成，但也含有CO、CO_{2}，偶尔也含有甲醇和少量组分。本文计算了不同星际云物理条件下水冰主导地幔的产生率，并首次给出了星际冰的形态图像。为此目的，连续时间随机游走蒙特卡罗模拟技术已被使用。视消光、密度、气体和颗粒温度是变化的。结果表明，我们的随机方法可以重现的重要观察，冰地幔只生长在密集的地区。
2007-07-18 astro-ph
Torques on Spheroidal Silicate Grains Exposed to Anisotropic Interstellar Radiation Fields
由于星光的吸收和散射而产生的辐射力矩，被认为在星际磁场的作用下，对晶粒的排列起着重要的作用。辐射的吸收也引起反冲力矩，与光电效应和光脱附有关。反冲力矩比直接辐射力矩更难建模和计算。在这里，我们考虑相对简单的情况下，一个球状颗粒。鉴于我们对光电产额和其他相关谷物物理性质的最佳估计，我们发现反冲扭矩的贡献与直接辐射扭矩相比在10%或更低的水平。我们建议在辐射驱动药柱排列的模型中不包括反冲力矩。然而，需要对亚微米晶粒的表面性质和光电产率进行额外的实验表征，以更好地量化这些扭矩的大小。
2007-09-26 astro-ph
Chemical Processes in Cometary Comae
本文介绍了彗星彗发化学模拟的最新进展。我们讨论了氰化物化学和目前的新的HCN观测彗星C/2002 C1（池谷张）。从最近的星际气体-颗粒化学理论的角度讨论了星际和彗星有机分子之间的联系。
2002-04-23 astro-ph
SiO in C-rich circumstellar envelopes of AGB stars: effects of non-LTE chemistry and grain adsorption
利用对碳星样品的新的SiO多跃迁毫米线观测，包括APEX望远镜的J=8-7观测，来探测非平衡化学的作用和碳星星周包层中颗粒的影响。一个详细的辐射转移建模，包括灰尘排放的影响，在激发分析，所观察到的SiO线发射。低能量和高能量谱线的组合在限制丰度分布方面很重要。据发现，在这些富C环境中的SiO的丰度分数可以比平衡恒星大气化学预测的高几个数量级。事实上，碳星的SiO丰度分布与M型（富O）AGB星非常相似。这种行为的一个可能的解释是冲击引起的化学反应，但尘埃颗粒的影响，无论是作为一个源耗尽以及生产的SiO，需要进一步研究。与M-型AGB星的观测结果一样，碳星的SiO丰度随质量损失率的增大而减小。这表明SiO是被吸积在星周包层的尘埃颗粒上的。
2006-04-10 astro-ph
Radiative Torques on Interstellar Grains. III. Dynamics with Thermal Relaxation
在本系列的前几篇论文中，我们发现辐射力矩在晶粒与星际磁场的排列中起着重要作用。由于辐射力矩可以驱动颗粒达到超热转速，在以前的工作中我们做了简化假设，即颗粒的最大转动惯量主轴总是平行于颗粒的角动量。这使我们能够描述晶粒动力学的许多特征。然而，当颗粒进入热旋转时期时，这种假设就失败了，这在辐射扭矩对齐的情况下自然发生。在本文中，我们放松了这一假设，并探讨了晶粒动力学的后果。我们开发了一种治疗，以遵循晶粒动力学，包括热波动和“热翻转”，并显示一个说明性的例子的结果。通过与没有热涨落的处理进行比较，我们看到，包含热涨落可以导致晶粒动力学的质的变化。在本系列的未来部分中，我们将使用这里开发的更完整的动力学处理来系统地研究辐射力矩引起的晶粒排列。
2002-11-14 astro-ph
Scattering by Interstellar Dust Grains. II. X-Rays
计算了星际尘埃对X射线的散射和吸收，模型由碳质颗粒和无定形硅酸盐颗粒组成。计算采用现实的介电函数与结构附近的X射线吸收边，从而在吸收，散射和消光功能。差分散射截面计算的能量在0.3和10千电子伏之间。中值散射角作为能量的函数给出，并找到简单但准确的近似的尘埃混合物的X射线散射特性，以及简单的空间分布的尘埃的散射X射线晕的角分布。观测估计的X射线散射光学深度进行比较模型预测。为了检验星际尘埃颗粒模型而观测X射线晕，最好使用河外点源。
2003-08-14 astro-ph
On Buckyonions as an Interstellar Grain Component
2175埃星际灭绝特征的载体自40多年前首次发现以来一直未被识别。近年来，基于巴基洋葱的电子跃迁光谱与2175埃星际特征之间的密切相似性，碳巴基洋葱被提议作为这一特征的载体。我们研究这一假设的星际灭绝巴基洋葱作为尘埃成分建模。研究发现，含有巴基洋葱（除了无定形硅酸盐，多环芳烃分子，石墨）的尘埃模型可以密切再现所观察到的星际消光曲线。为了进一步验证这一假设，我们呼吁氢化buckyonion的红外振动光谱的实验测量和/或理论计算。通过比较预测的星际辐射振动激发的巴基洋葱的红外发射光谱与观测到的漫射星际介质的发射光谱，我们将能够推导出（或上限）星际巴基洋葱的丰度。
2008-08-29 astro-ph
Testing grain surface chemistry : a survey of deuterated formaldehyde and methanol in low-mass Class 0 protostars
内容：尽管氘的宇宙丰度很低（D/H ~ 1 e-5），但在恒星形成区观察到分子中的氘分馏程度很大，增强程度可达13个数量级，目前的模型很难解释。目的：多同位素观测是化学模型的一个非常强大的约束。我们观测的目的是了解低质量原恒星包层中大量甲醇和甲醛的形成过程（气相过程？化学在粮食表面？）更好地约束化学模型。研究方法：使用IRAM 30 m单碟望远镜，我们观察到氘代甲醛（HDCO和D2CO）和甲醇（CH 2DOH，CH 3 OD和CHD 2 OH）对7个低质量0类原恒星的样本。使用人口图，然后，我们推导出这些物种的分馏比（氘代分子和其主要同位素之间的丰度比），并将它们与谷物化学模型的预测进行比较。结果如下：这些原恒星显示出与IRAS 16293 -2422相似的氘化水平，在IRAS 16293 -2422中首次检测到双氘代甲醇，甚至是三氘代甲醇。我们的观察结果表明，在颗粒表面形成甲醇，而甲醛的形成不能完全抑制。虽然没有一个可排除的化合物（气相或颗粒化学形成），它们似乎都需要提取反应来重现所观察到的分馏。
2006-03-06 astro-ph
Photoelectric Emission from Interstellar Dust: Grain Charging and Gas Heating
我们模拟了星际尘埃的光电发射和充电，并获得了光电气体加热效率作为晶粒尺寸和相关环境条件的函数。使用真实的粒度分布，我们评估了各种星际环境的净气体加热率，并发现R_V=5.5的致密区域比R_V=3.1的扩散区域加热更少。我们提供拟合函数，再现我们的数值结果为广泛的星际条件下的光电加热和复合冷却。在另一篇论文中，我们将研究这些结果对星际介质热结构的影响。最后，我们调查光电加热的H II地区，包括温暖的电离介质的潜在重要性。我们发现，光电加热可以媲美或超过加热由于光电离的H的辐射强度的气体密度的高比率。我们还发现，光电加热的尘埃可以解释所观察到的变化的温度与距离银河中平面在温暖的电离介质。
2000-08-14 astro-ph
Forces on Dust Grains Exposed to Anisotropic Interstellar Radiation Fields
暴露于各向异性辐射场的颗粒受到由于粒子的不对称光子激发喷射而产生的力。由于吸收和散射，这些力与“辐射压力”一起起作用。在这里，我们模型的力量，由于光电子发射和吸附原子的光脱附。"光电“力取决于与颗粒充电有关的环境条件。我们发现，当粒子势较低，辐射谱较硬时，它与辐射压相当。由于目前对颗粒材料的表面物理和化学知之甚少，“光解吸”力的计算非常不确定。对于我们简单而合理的模型，光致解吸力主导了暴露在OB星星光下的尺寸>~0.1微米的颗粒的辐射压力。我们发现星际辐射场的各向异性在可见光和紫外光范围内约为10%。我们估计大小依赖的漂移速度的颗粒在冷，暖中性介质，并发现微米级的颗粒可能会在其一生中移动整个弥漫的云。
2000-10-05 astro-ph
Collisions between carbonaceous grains in the interstellar medium
半经验分子动力学被用来模拟碳氢颗粒的溅射和碰撞，这是非常困难的实验研究。这种微观和动态的方法特别适合于高速撞击，在这种情况下，目标破坏发生在远离平衡的地方。遇到各种各样的过程，这取决于晶粒的大小和速度：蒸发，碎裂，原子注入，粘附，弹性反冲，原子化学吸附，H提取和H2的形成，等的影响速度阈值约为10公里/秒，但完全的晶粒破坏需要更高的速度和几乎相等的晶粒尺寸。强烈碰撞的主要结果是蒸发，即形成小分子而不是固体碎片;大部分撞击能量以动能的形式被这些分子带走。结果，留在块体中的能量不足以进行粉碎或甚至热处理。晶粒尺寸分布几乎不受这种碰撞的影响。这些结果使人们对碰撞减少晶粒寿命的观点产生了怀疑，以至于需要在星际介质中进行有效的生长过程。
2003-11-11 astro-ph
Gamma-ray lines from cosmic-ray interactions with interstellar dust grains
正如林根费尔特和拉马蒂（1977）所指出的，宇宙射线与星际介质相互作用产生的某些伽马射线线的形状可能包含关于尘埃颗粒物理性质的有价值的信息，包括它们的成分和尺寸分布。这些谱线中最有希望的谱线是分别来自56-Fe*、24-Mg*、28-Si* 和16-O* 的847、1369、1779和6129 keV。我们进行了详细的计算，他们的配置文件使用，特别是，现有的实验室测量结合光学模型计算，以评估反冲激发核的能量分布。我们表明，线的形状主要是敏感的相对较大的星际颗粒，半径大于0.25微米。线通量从内星系，然后预测。
2003-10-29 astro-ph
Dust in the Local Interstellar Wind
太阳系内星际尘埃的气尘质量比与太阳系周围星云的气尘质量比的对比表明，大小星际颗粒有不同的历史，航天器优先探测到的大型星际颗粒并不完全是通过与附近星际气体的质量交换形成的。将伽利略和伽利略卫星对日光层内星际尘埃的质量谱和通量率的观测与太阳系周围云中星际气体的密度、成分、相对流速和方向的信息相结合，得出气体与尘埃质量比的原位值，即$R_{g/d} = 94^{+46}_{-38}$。哈勃对太阳系周围云的观测得出，当假设B星参考丰度时，气体与尘埃的质量比为Rg/d = 551 + 61 - 251。排除小尘埃颗粒的日鞘和日光层区域的建模，增加星际和原位观测之间的差异。被认为是星际颗粒的冲击破坏，并与行星际和太阳前尘埃颗粒进行比较。
1999-05-10 astro-ph
Tentative Identification of Interstellar Dust in the Nose of the Heliosphere
由Tinbergen（1982）报告的对来自附近恒星的微弱偏振的观测，与太阳层磁壁中携带的小的、半径小于0.14微米的星际尘埃颗粒的偏振相一致。最大偏振方向偏离日球鼻约35度，并延伸到低黄道纬度。在最佳排列的尘埃颗粒的方向和伽利略和伽利略所看到的未偏转的大星际颗粒的逆风方向之间发现了偏移。在排列晶粒区，极化强度与黄道纬度反相关，表明磁壁主要位于负黄道纬度，这与Linde（1998）的预测一致。这些数据与星际磁场相对于黄道面倾斜60度并平行于银道面的情况相一致。日鞘中捕获的星际尘埃颗粒也可能为宇宙微波背景信号引入一种微弱但重要的大尺度污染物，其对称性与\Bis和黄道的相对倾斜一致。
2005-08-01 astro-ph
Misleading results from low-resolution spectroscopy: from galaxy interstellar medium chemistry to cosmic star formation density
加拿大-法国-红移巡天（CFRS）的低分辨率光谱（R=150）揭示了低红移星系（z<=0.3）的有趣性质：近一半的光谱显示出显著的Hα发射线，但没有Hβ发射线，几乎没有检测到[O II]3727和[O III]5007线。我们称这些物体为“CFRS Hα-单”星系，并以更高的光谱分辨率重新观察了其中的一个子样本，与一个更正常的发射线星系的子样本相关。VLT和CFHT上良好的信噪比和中等的光谱分辨率（R>600）表明，“CFRS Hα-single”星系和大多数恒星形成旋涡都具有高折射率（A_V>2）、高恒星质量和日面氧丰度。目前的研究表明，这是很难得到详细的星系的性质（气体化学丰度，星际消光，恒星星族，恒星形成率和历史）使用光谱分辨率低于600。一个主要的缺点是，根本的巴耳末吸收不能正确估计，这可能会导致SFR被低估或高估的因素达到10（平均3.1）的样本星系。这些影响是突出的大部分演化的大质量星系，特别是那些经历连续爆发（A和F星主导其吸收光谱）。进一步估计所有红移处的宇宙恒星形成密度强制要求中等分辨率的光谱学，以避免严重的偏差。
2003-12-12 astro-ph
Nuclear Spin Relaxation within Interstellar Grains
我们确定了一种新的机制，内部耗散的旋转动能在旋转尘埃颗粒，所产生的重新定向的核角动量，例如，质子的自旋晶粒旋转引起核自旋系统的磁化，其中核自旋的净对准平行于晶粒角速度。当颗粒不绕主轴旋转时，核磁化矢量在颗粒体坐标中进动，导致能量耗散。珀塞尔发现了涉及电子自旋的类似过程，并称之为“巴尼特弛豫”。我们重新审视了“巴尼特弛豫”过程的物理学，并校正了巴尼特弛豫速率的估计。我们表明，核弛豫可以比巴尼特弛豫更重要的数量级。这一发现意味着“热翻转”和“热捕获”过程对广泛的晶粒尺寸是重要的。
1999-03-16 astro-ph
On the master equation approach to diffusive grain-surface chemistry: the H, O, CO system
我们已经使用主方程的方法来研究一个适度复杂的网络发生在星际尘埃颗粒表面的扩散反应。这个网络适用于大部分气相碳已经转化为一氧化碳的稠密云层。允许氢原子、氧原子和CO分子附着在尘埃颗粒上，并跟踪它们的化学性质。产生的稳定分子是氧、氢、水、二氧化碳（CO2）、甲醛（H2CO）和甲醇（CH3OH）。通过主方程方法计算的表面丰度与通过Monte Carlo方法获得的表面丰度一致，但与标准速率方程获得的表面丰度有很大不同。
2003-06-26 astro-ph
Perspectives on Interstellar Dust Inside and Outside of the Heliosphere
行星际航天器上的尘埃探测器的测量似乎表明质量超过10^{-12}克的星际粒子的大量流动。这些大质量粒子的丰度报告不可能是典型的星际气体：它与星际元素丰度和观测到的星际尘埃种群的消光特性都不一致。我们讨论的可能性，太阳系是偶然位于附近的一个不寻常的浓度的大颗粒，并得出结论，这是不可能的，除非在ISM的动力学过程负责这种浓度。可以想象，辐射压力可能会驱使大颗粒进入“磁谷”。如果星际气体和尘埃的流入方向在大约10年的时间尺度上发生变化，正如一些观测所表明的那样，这将对星际介质的小尺度结构产生巨大的影响。
2008-09-30 astro-ph
A new model of composite interstellar dust grains
进一步发展了利用Voshchinnikov和Mathis（1999）提出的多层球体光散射问题的精确解模拟复合星际尘埃颗粒的方法。非均匀散射体由具有大量壳层的粒子表示，每个壳层包括所考虑的每种材料（无定形碳、天文硅酸盐和真空）的均匀层。有效介质理论（EMT）的适用性，主要用于早期近似非均匀星际颗粒的新模型的基础上进行检查。结果表明，EMT规则一般具有百分之几的精度在整个范围内的颗粒尺寸的孔隙率不超过约50%。对于较大的孔隙度，EMT规则给出错误的结果。利用该模型，我们重新分析了宇宙尘埃的各种基本特征--星际消光、散射辐射、红外辐射、辐射压等。作为该模型潜力的一个例子，我们利用太阳下宇宙丰度再现了$ζ$ Oph和$σ$ Sco方向上的消光曲线。我们还得出结论，金属铁，即使在可以忽略不计的量（$\la 1$ %的体积分数）是不太可能形成一个层上或内部的晶粒，因为特殊的吸收辐射的这种颗粒。
2003-03-07 astro-ph
