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
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
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
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
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
Calculating Cross Sections of Composite Interstellar Grains
星际颗粒可能是不同物质的颗粒的复合集合，包括聚集在一起的空隙。我们确定的各种光学截面的复合颗粒，给定的光学性能的每一个组成部分，使用一个近似模型的复合颗粒。我们假设它由许多不同材料的同心球形层组成，每个层都有特定的体积分数。在这种情况下，通常的米氏理论可以推广，消光、散射和其他截面可以精确地确定。我们发现，在分层的材料的顺序，使一些不同的派生截面，但平均超过各种排列的材料的顺序提供了快速收敛的壳的数量（其中每一个填充的所有材料的体积分数成比例）增加。三个壳体，每个壳体都有一层特定的组成材料，对大量壳体产生的平均截面给出了非常令人满意的估计。我们给出了多层球的瑞利极限（小尺寸参数）的公式，并利用它提出了一个“有效介质理论”（EMT），其中平均光学常数被用来代表材料的系综。多层模型被用来比较的几个EMT已经在文献中的准确性。
1999-08-21 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
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
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
Modelling the optical properties of composite and porous interstellar grains
有迹象表明，星际和行星际尘埃颗粒具有不均匀和蓬松的结构。我们研究不同的方法来描述这种复合颗粒的光散射。分层颗粒模型和离散偶极子计算颗粒与瑞利和非瑞利夹杂物。计算表明，孔隙率是决定光散射的关键参数。我们发现，如果层的数量是小的（$\la 15$），层状粒子的光学性质取决于层的数量和位置。对于更大数量的层，散射特性变得与层序列无关。在孔隙率较大的情况下，夹杂物颗粒的光学性质取决于夹杂物的尺寸。具有不同尺寸夹杂物的多孔颗粒的散射特性被发现接近于多层球体的散射特性。我们比较这些计算的结果与预测的有效介质理论（EMT），这是经常在天文学中使用的工具来计算复合粒子的光学性质。我们的分析结果表明，晶粒的内部结构（层与夹杂物）只有轻微的影响颗粒的光学提供的孔隙率不超过50%。同时也表明，在这种情况下，用EMT计算的复合颗粒的光学性质与层状颗粒的精确方法的结果一致。对于较大的孔隙率，标准EMT规则（即，Garnett和Bruggeman规则）仅对具有Rayleigh夹杂物的颗粒给出可靠的结果。
2004-09-19 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
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
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
Efficient Simulations of Interstellar Gas-Grain Chemistry Using Moment Equations
尘埃颗粒表面的反应网络在星际云的化学中起着至关重要的作用，导致在弥漫的云中形成分子氢，以及在密集的分子云中形成各种有机分子。由于晶粒的亚微米尺寸和低通量，每个晶粒的反应性物种的群体可能非常小并且强烈波动。在这些条件下，速率方程失败，表面反应网络的模拟需要随机方法，如主方程。然而，对于复杂网络，主方程变得不可行，因为方程的数量呈指数增长。本文介绍了一种基于矩方程的小颗粒反应网络模拟方法。方程的数量减少到每个反应物种只有一个方程，每个反应只有一个方程。然而，该方法提供了准确的结果，这是在良好的协议与主方程。该方法被证明是最近被证明是至关重要的甲醇网络。
2007-10-11 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
Interstellar Grains in Elliptical Galaxies: Grain Evolution
本文研究了孤立椭圆星系中进入热星际介质的尘埃的生命周期。在大椭圆星系中，尘埃颗粒由于演化中的红巨星的正常质量损失而被喷射到银河系尺度的冷却流中。新引入的灰尘迅速进入热气体环境，并通过与离子的热碰撞溅射掉。在颗粒被完全溅射掉之前，它们发出大量的红外辐射，这可能有助于在椭圆星系中观察到的大的远红外光度。为了研究椭圆星系中颗粒的整体性质，我们构造了一系列新的King型星系模型，这些模型与基本面、星系质光比以及其他相关的观测关联相一致。我们描述了一个新的“连续性”的程序来构建简单的随时间变化的气体动力学模型的冷却流。在所有的星系模型中，虽然颗粒在被溅射之前可以从它们的起源半径流动相当长的距离，但是通过假设{ \it in situ}溅射，完全忽略平流，可以精确地确定颗粒的尺寸分布。谷物加热的主要来源是星光的吸收;与高能热电子或X射线吸收碰撞的谷物加热可以忽略不计。然而，我们还表明，当自洽晶粒溅射包括灰尘与气体的比例减少和辐射冷却，而不是电子-晶粒相互作用主导等离子体冷却，即使是最大规模的椭圆。
1995-02-09 astro-ph
Magnetic Dipole Microwave Emission from Dust Grains
星际颗粒磁化强度的热涨落将产生频率低于100 GHz的磁偶极子辐射。我们展示了如何计算磁性材料组成的小粒子的吸收和发射。本文将尘埃介质的Kramers-Kronig关系推广到包含磁性颗粒的可能性。讨论了候选颗粒材料（包括铁和磁铁矿）的频率依赖性磁导率。我们计算了各种星际颗粒候选者的发射光谱。虽然顺磁性颗粒或磁铁矿颗粒不能解释观测到的尘埃在14-90 GHz范围内的“异常”发射，但如果一部分颗粒材料是铁磁性的，就会产生更强的磁偶极子发射，就像星际尘埃中含有高Fe含量的情况一样。观察到的90 GHz附近尘埃的发射意味着不超过5%的星际Fe以金属铁颗粒或夹杂物的形式存在（例如，在“GEMS”中）。然而，我们表明，如果大多数星际铁是在一个适度的铁磁材料，它可以贡献相当大的一部分，观察到的14-90 GHz的发射，也许来自旋转超小尘埃颗粒的贡献。这两种发射机制可以通过测量乌云的发射来区分。讨论了磁偶极子发射的预期极化
1998-07-01 astro-ph
Formation of molecular hydrogen on analogues of interstellar dust grains: experiments and modelling
分子氢在恒星形成的早期阶段以及在星际介质中发现的许多其他分子的产生中起着重要作用。在这篇评论中，我们表明，它现在是可能的，以研究在模拟天体物理环境中的分子氢的形成。由于分子氢的形成被认为是发生在尘埃颗粒，我们表明，表面科学技术，如热解吸和飞行时间可以用来测量的重组效率，反应动力学和解吸动力学。使用速率方程的实验结果的分析提供了有用的洞察力的反应机制和收益率值的参数，用于星际云化学的理论模型。
2005-04-25 astro-ph
Moment equations for chemical reactions on interstellar dust grains
虽然星际介质中的大多数化学反应发生在气相中，但发生在尘埃颗粒表面的化学反应起着至关重要的作用。化学模型的基础上的速率方程，包括气相和颗粒表面反应已被用来模拟星际云的化学复杂性的形成。对于气相和大颗粒的反应，速率方程是一个理想的工具，它是非常有效的模拟。然而，对于小颗粒在低通量下，在颗粒上的某些反应物种的原子或分子的典型数目可能下降到一个或更少的顺序，在这种情况下，反应物种的opulations以及波动的离散性质变得占主导地位，因此，速率方程所基于的平均场近似不适用。最近，一个主方程的方法，它提供了一个很好的描述星际尘埃颗粒的化学反应，被提出。在这里，我们提出了一个相关的方法的基础上，可以从主方程得到的力矩方程。这些方程描述了颗粒上各种化学物质的分布的时刻的时间演化。这种方法的一个优点是分子种类的产生速率直接用这些矩表示。在这里，我们使用矩方程来计算小颗粒上分子氢的形成速率。结果表明，矩方程的方法是有效的，在这种情况下，其中只有一个单一的反应物种参与。两个物种的情况下的方程组，并在实施这种方法涉及多个物种的复杂反应网络的困难进行了讨论。
2002-12-09 astro-ph
Recombination Efficiency of Molecular Hydrogen on Interstellar Grains-II A Numerical Study
在决定星际介质中分子氢和其他分子的产生速率时，对颗粒表面复合时间的了解一直是一个主要障碍。我们提出了一个数值研究来计算这个时间的分子氢的各种云和颗粒参数。我们还发现了时间依赖性，特别是当一个粮食是新鲜注入到系统中。除了复合时间似乎是激活势垒能、温度等晶粒参数的函数外，我们的结果还显示了对晶粒中氢原子的有效吸积率$S$和晶粒中氢原子的位点数的依赖性。简单地说，一对原子氢产生一个分子氢所需的平均时间取决于颗粒中原子和分子氢的数量以及跳跃和解吸时间的速度。我们表明，如果我们写的平均复合时间为$T_r \sim S^α/A_H$，其中，$A_H$是跳跃率，那么$α$可以远远大于1的所有天体物理相关的吸积率。因此，$H_2$的平均形成速率也取决于晶粒参数、温度和吸积速率。我们相信，我们的结果将影响复杂分子的形成，如甲醇，需要在星际介质的颗粒表面上连续氢化的总速率。
2008-06-28 astro-ph
Interstellar Dust in the Solar System
自1992年遇到木星以来，木星探测器一直在一个几乎垂直于黄道面的高度倾斜的椭圆上绕太阳运行（倾角79度，近日点距离1.3 AU，远日点距离5.4 AU）。船上的原位尘埃探测器持续测量质量高达10^-13 kg的星际尘埃颗粒，深入太阳系。流动方向接近太阳在太阳系中运动的平均顶点，这些颗粒充当了当地星际云（LIC）物理条件的示踪剂。虽然地球观测卫星在3至5天文单位的高黄道纬度上监测星际尘埃流，但也用卡西尼号、伽利略号和太阳神号上的现场尘埃探测器测量了星际撞击物，覆盖黄道面内0.3至3天文单位的日心距离范围。太阳辐射压力、引力聚焦以及带电粒子与行星际时变磁场的相互作用改变了内太阳系的星际尘埃流。我们回顾了太阳系中星际尘埃的原位测量结果，并介绍了NASA最新的星际尘埃数据。这些数据表明，星际颗粒的撞击方向相对于地球表面有30度的偏移。星际氦流动方向，其原因目前尚不清楚。
2007-06-21 astro-ph
X-Ray Scattering by Nonspherical Grains. I. Oblate Spheroids
我们计算了X射线的散射星际尘埃，尘埃模型再现了所观察到的波长相关的消光和偏振的星光。在星际视线，产生可观的星光偏振，我们预测，尘埃散射的X射线晕周围的点源将有可测量的方位角不对称性，由于部分对齐的非球形颗粒的散射。我们计算了预期的晕不对称性。X射线晕的不对称性为星际尘埃模型提供了新的检验。
2006-08-01 astro-ph
In Situ Measurements of Interstellar Dust
我们提出的质量分布的星际颗粒在现场测量的伽利略和伽利略空间探测器作为累积通量。每对数尺寸间隔的派生原位质量分布进行比较，通过拟合消光测量确定的分布。现场测量的大颗粒对当地星际云中尘埃的总质量有很大的贡献。尘埃与气体的质量比与宇宙丰度相矛盾的问题进行了讨论。
1997-11-17 astro-ph
The Local Interstellar Ultraviolet Radiation Field
我使用依巴谷输入星表，连同库鲁茨模型恒星大气，以及关于星际消光强度的信息，在关于星际颗粒散射的各种假设下，创建了一个局部星际紫外辐射场的预期强度和光谱分布的模型。(This紫外线辐射场特别令人感兴趣，因为紫外线辐射能够深刻地影响星际介质的化学性质。通过将我的模型与观测结果进行比较，我可以得出结论，星际颗粒在远紫外线下的散射系数a很低，可能为a = 0.1。我还提出了一些论点，即我现在对这个粒子的测定比以前许多（和相互矛盾的）紫外星际粒子的测定要可靠得多。除此之外，我表明，在银河系高纬度观测到的紫外背景辐射必须是河外的起源，因为它不能是星际辐射场的后向散射。
2002-01-03 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
Determining the grain composition of the interstellar medium with high resolution X-ray spectroscopy
我们研究了高分辨率X射线光谱直接探测星际介质颗粒成分的能力。使用铁K-边缘实验数据可能ISM灰尘候选人在布鲁克海文国家实验室的国家同步加速器光源和先进的光子源在阿贡国家实验室，我们探讨了确定天体物理尘埃的化学成分的前景，并讨论了这样做的技术。我们重点关注AstroE 2 XRS微量热仪的功能，评估光谱分辨率和噪声对在含有尘埃的天体物理环境中检测显着的X射线吸收精细结构信号的限制影响。我们发现，如果有足够的信号，XRS的分辨率将使我们能够明确区分气体和尘埃相吸收以及某些化学成分。
2004-12-15 astro-ph
Shattering and coagulation of dust grains in interstellar turbulence
本文研究了尘埃颗粒在湍流星际介质中的破碎和凝聚。基于可压缩磁流体动力学湍流中的颗粒动力学理论，计算了不同ISM相下尘埃颗粒的典型速度随颗粒尺寸的变化。在本文中，我们开发了一个方案的颗粒破碎和凝聚，并将其应用到湍流ISM通过使用上述湍流理论预测的颗粒速度。由于大颗粒倾向于获得大的速度分散，如早期的研究所示，大颗粒倾向于破碎。对于半径为$a\ga 10^{-6}$ cm的颗粒，在几百万年内的温暖电离介质（WIM）中确实观察到了大的破碎效应。我们还表明，在温暖的中性介质（WNM）粉碎可以限制ISM（$a\sim 2\times 10^{-5} \mathrm{cm}$）的最大晶粒尺寸。另一方面，凝结倾向于修改小颗粒，因为它只发生在颗粒速度足够小时。凝结显着修改了密集的云（DC），其中大部分的颗粒与$a<10^{-6}$厘米凝结在10百万年的粒度分布。事实上，观测到的银河系消光曲线中的$R_V$、碳凸强度和紫外斜率之间的相关性可以用DC中的凝聚来解释。银河系中的粒度分布可能是由上述所有破碎和凝聚效应的组合决定的。考虑到如果尘气比通常大于银河值的$\sim 1/10$，则湍流中的破碎和凝聚是有效的，贫金属和富金属环境的粒度分布的调节机制应该是不同的。
2008-12-18 astro-ph
Magnetohydrodynamic Density Waves in a Composite Disk System of Interstellar Medium and Cosmic-Ray Gas
从射电到大尺度星系螺旋结构的软X射线波段的多波长观测提供了附近盘星系的综合和全面的视图。在存在大质量暗物质晕的情况下，星系尺度上的密度波动力学涉及恒星盘、星际介质气盘（ISM）、磁场和宇宙射线气体（CRG）。在本文中，我们探讨了磁化ISM磁盘和CRG磁盘之间的动态和电磁相互作用，使结构和诊断功能的光学，红外和同步辐射连续辐射的螺旋星系可以物理理解。在银河系密度波的时间尺度上，宇宙射线可以被看作是一种相对热的稀薄气体流体，它在横向整体运动中与大尺度平均磁场联系在一起，但在其他方面沿着相对于ISM的磁场运动。对于磁化ISM和CRG复合盘系统中的快、慢磁流体密度波，CRG质量密度的微小增强相对于平行磁场的增强有相移。由于宇宙射线的数量非常少，大规模的磁场增强占主导地位的同步辐射连续辐射（好像CRG几乎是未受干扰）的螺旋结构的表现。除了快、慢磁流体密度波外，还存在一种超温磁流体波模式，CRG通过这种模式进行自我调节，使超温声速接近光速c。
2003-07-27 astro-ph
The shape and composition of interstellar silicate grains
我们研究了星际介质中硅酸盐尘埃颗粒的成分和形状分布。研究了硅酸盐晶格中镁含量的影响。我们适合的光谱形状的星际10亩消光功能观察到对银河系中心。我们使用非常不规则形状的涂层和非涂层多孔高斯随机场粒子以及统计方法来建模形状效应。对于粉尘材料，我们使用各种成分的无定形和结晶硅酸盐和SiC。我们的10亩功能的分析结果被用来计算20亩硅酸盐功能的形状，并与观察比较。通过使用真实的颗粒形状，我们第一次能够推导出星际硅酸盐中的镁含量。我们发现星际硅酸盐是高度富镁的（Mg/（Fe+Mg）>0.9），化学计量介于辉石和橄榄石型硅酸盐之间。这一成分与在GEMS中发现的行星际尘埃颗粒中的玻璃状物质的成分不一致，这表明这些物质一般不是来自星际介质的未经处理的残留物。此外，我们发现了一个显着的分数的SiC（~3%）。我们讨论了我们的研究结果的彗星和拱星尘埃的形成和演化历史的影响。我们认为，彗星和拱星颗粒中的结晶硅酸盐几乎是纯镁硅酸盐，这是我们发现的一个自然结果，即形成它们的无定形硅酸盐已经富含镁。
2006-11-10 astro-ph
Effective grain surface area in the formation of molecular hydrogen in interstellar clouds
在星际云中，分子氢是由颗粒表面的氢原子形成的。氢原子四处跳跃，直到找到另一个氢原子并与之结合。这必然意味着平均复合时间，或等效地，有效晶粒表面积取决于原子氢流入速率的相对数量和晶粒上的位点数量。我们的目标是发现这种依赖性。我们进行了数值模拟，以研究在各种云条件下的晶粒表面上的氢的复合。我们使用一个正方形的晶格（与周期性的边界条件）上的两种类型的晶粒，即，无定形碳和橄榄石的各种大小。我们发现，我们的模拟的稳态结果匹配得很好，从一个简单的分析考虑提供的“有效”晶粒表面积被写为$\sim S^α$，其中，$S$是实际的物理晶粒面积和$α$是从我们的模拟确定的原子氢的通量的函数。我们进行了模拟各种天体物理相关的吸积率。对于高吸积速率，小颗粒趋于被$H$和$H_2$部分饱和，随后的吸积将被部分抑制。对于非常低的吸积速率，在分子氢可以形成之前被扫过的位点的数量与晶粒上的实际位点的数量相比太大，这意味着$α$大于1。
2008-06-28 astro-ph
