Dust-to-gas ratios in the Kepler supernova remnant
本文提出了一种新的估算开普勒信噪比中尘气比的方法。一致地计算了红外和韧致辐射中的尘埃发射，考虑到尘埃颗粒在膨胀和反向冲击的整个前部和下游被气体碰撞加热。尘埃与气体的比值是由尘埃发射颠簸和韧致辐射在红外线的比例。最大尘埃质量< 0.16 Mo。
2004-04-14 astro-ph
Dust Destruction in Type Ia Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的第一个结果，从麦哲伦云超新星遗迹（SNRs）与斯皮策太空望远镜的广泛调查。我们描述了IRAC和MIPS成像观测在3.6，4.5，5.8，8，24，和70微米的四个巴尔默为主的Ia型信噪比在大麦云（LMC）：DEM L71（0505-67.9），0509 - 67.5，0519- 69.0，和0548-70.4。在四个短波长IRAC波段中没有检测到，但所有四个都在24微米处清晰成像，两个在70微米处清晰成像。将这些图像与钱德拉宽带X射线图像进行比较，显示出与爆炸波的明显联系，而不是与喷出物相关的内部X射线发射。我们的意见是很好地描述了碰撞加热尘埃排放的1-D冲击模型，包括适合LMC的晶粒尺寸分布，晶粒加热与离子和电子的碰撞，和溅射的小晶粒。模型参数受到X射线，光学和远紫外观测的约束。我们的模型可以重现观察到的70/24微米的通量比，只有包括溅射，破坏大多数晶粒半径小于0.03-0.04微米。我们推断，总尘埃质量扫过的SNR冲击波，溅射前，为0.01太阳质量，几倍少的尘埃/气体质量比通常假设为LMC的0.3%所暗示的。大量的粉尘破坏对气相丰度有影响。
2006-02-14 astro-ph
Enrichment of the dust-to-gas mass ratio in Bondi/Jeans accretion/cloud systems due to unequal changes in dust and gas incoming velocities
Bondi和Jeans长度的比率被用来开发一个云吸积模型，该模型描述了一个内部的Bondi型制度，其中气体压力由中心恒星的重力平衡，以及一个外部的Jeans型制度，其中气体压力由气体自重平衡。由该模型提供的气体密度分布使得从风型内解到Bonnor-Ebert型外解的平滑过渡。它示出，高速尘埃撞击在这个云将倾向于堆积，由于具有不同的速度剖面比气体，使尘-气比是大大丰富的1%以上的ISM水平。
2008-01-27 astro-ph
Cyclic Changes of Dust-to-Gas Ratio
利用星际介质的多相模型讨论了螺旋星系中尘埃与气体质量比的时间变化。在旋涡星系中，星际气体相变的典型时间尺度是$\sim 10^7$ - $10^8$ yr。由于相变改变了尘埃生长发生的冷气的填充因子，因此尘埃生长速率在该时间尺度上变化。为了研究灰气比对相变的响应，我们建立了一个灰气比随时间的演化模型。我们采用三相模型的星际气体和Ikeuchi-Tomita模型的质量交换相之间。根据该模型，三种类型的解决方案是可能的：[1]所有的气体都转化为热气体; [2]实现三相的稳定稳态; [3]每个相的填充因子周期性地变化。对于三种类型的解决方案中的每一种，尘气比表现如下：[1]几乎所有的灰尘被破坏（尘气比变成$\sim 0$）; [2]尘气比收敛到一个稳定状态; [3]尘气比响应于相变而周期性变化。在[3]的情况下，如果粉尘生长时间尺度短于相变时间尺度，则粉尘-气体比的变化幅度大（接近一个数量级）。这个条件在旋涡星系中很容易满足。然而，矮星系很难实现这一条件，因为它们的金属丰度很小，使得尘埃生长的时间尺度很长。
1999-08-30 astro-ph
Sub-mm/mm studies of the molecular gas in the Galactic disk; the TeV gamma ray SNR RXJ1713.7-3946 and the W28 high mass star forming region
星际分子云是伽马射线源，通过与宇宙射线质子相互作用，随后产生中性π介子，衰变为伽马射线。本文介绍了在12 CO J=2-1，4-3和7-6发射谱线上对TeV γ射线SNR RXJ1713.7-3946和W28区的NANTEN 2新观测。在RXJ1713.7-3946中，我们证实了速度约为-10 km/s的局部分子气体与SNR具有非常好的空间相关性。结果表明，在整个SNR范围内，X射线峰与分子气体有很好的相关性，并表明SNR与分子气体之间的相互作用通过包括磁场压缩在内的多种方式对宇宙线加速起着重要作用. CO J=4-3向C峰的分布显示出一个紧凑而致密的云核，其大小约为1 pc，以及一个宽翼。核心显示出显着的反相关与朱雀X射线图像，也与硬伽马射线与HESS观察。基于这些发现，我们提出了一个图片，峰C是一个分子团幸存下来的冲击波的SN和周围的高能电子发射的X射线。TeV的伽马射线分布，另一方面，更扩展到分子气体，支持强子起源的伽马射线生产。W28是通过比较NANTEN CO数据集和HESS伽马射线源发现的最杰出的恒星形成区之一，展示出TeV伽马射线。在W_（28）区，我们给出了CO_（J）=2-1的分布以及两个TeV γ射线峰的详细图象。其中一个显示出强烈的CO J=7-6发射，表明在这个高质量恒星形成核心的高激发条件。对产生伽马射线的详细机制的追求正在进行中。
2008-10-30 astro-ph
Building Planets with Dusty Gas
我们发展了一种模拟含尘气体流动的新的数值方法。我们独特的代码结合了气体流体力学，自重力和尘埃阻力，以遵循含尘气体介质的动态演化。我们已经纳入了几个描述之间的气体和尘埃相的阻力，可以模拟流动与亚毫米，厘米和米大小的“灰尘”。我们目前的计算运行在APAC* 超级计算机上的前太阳星云的尘埃分布的演变。* 澳大利亚高级计算伙伴关系
2002-09-09 astro-ph
Internal dynamics and particle acceleration in Tycho's SNR
对第谷超新星遗迹（SNR）的超新星爆炸能量1.2 × 10 ^{51}尔格的新建议值的结果进行了探讨。利用宇宙线加速的非线性动力学理论，研究了第谷信噪比的性质及其与现有实验数据的对应关系。它表明，大的接触间断和前向激波的半径之间的平均比率是一致的核高能粒子在前向激波的非常有效的加速。同时也指出，要使E_{sn} = 1.2 × 10 ^{51}尔格的值与气体动力学、加速理论和现有的γ射线测量值相一致，则源距应大于3.3 kpc。相应的环境气体数密度低于0.4 cm^{-3}。由于预期的伽马射线通量强烈地依赖于源距离F_γ \propto d^{-7}，未来根据第谷信噪比对实际伽马射线通量的实验测定将使确定源距离和平均环境气体密度的值成为可能。一个简单的逆康普顿模型，没有一个占主导地位的人口的核CR是不兼容的目前上限的伽马射线发射任何合理的环境星际B场。考虑到加速理论和整体以及内部气体动力学之间的一致性，未来的伽马射线探测将使第谷SNR中的核粒子加速在我们看来是无可争议的。
2008-03-10 astro-ph
Dust-to-Gas Ratio and Phase Transition of Interstellar Medium
在星际介质多相模型下，讨论了尘气质量比随时间的演化。根据星际介质的非线性开放系统模型，认为星际气体的相变发生在$10^{7--8}$ yr的时间尺度上。由于相变改变了粉尘的形成和破坏速率，因此粉尘与气体的比率也在相同的时间尺度上波动。这从数量上解释了旋涡星系尘埃-气体比的分散性，尽管我们应该注意到观测的巨大不确定性。
1999-03-17 astro-ph
Rapid Cooling of Dusty Gas in Elliptical Galaxies
我们提出了一个恒星起源的中央尘埃云在大多数巨大的椭圆星系。在E或cD星系中，从演化中的红巨星喷出的尘埃气体即使在进入炽热的X射线发射气体后也会迅速冷却。与尘埃粒子的热碰撞冷却可以比银河系势中的动力学时间或粒子溅射时间更快。有些颗粒在冷却的气体中存活下来。在恒星金属丰度较高的中心区域，尘埃恒星外流冷却得更有效。与富含气体和尘埃的矮星系的合并偶尔会发生，但不需要解释观测到的尘埃云。
2003-05-22 astro-ph
Dust Migration and Morphology in Optically Thin Circumstellar Gas Disks
我们分析了星周气体盘中存在恒星辐射压力时气体-尘埃耦合的动力学，该气体盘处于以气体为主、光学厚的原始星云和以尘埃为主、光学薄的织女星型盘之间的过渡阶段。尘埃粒子进行径向迁移，在与气体的共转中寻找一个稳定的平衡轨道。尘埃的迁移引起尘埃的径向分馏，并创建各种可能观察到的磁盘形态，我们通过考虑尘埃生产和尘埃-尘埃碰撞之间的平衡来计算从其平衡轨道去除粒子。砂大小和较大的颗粒分布在整个大部分的气体盘，与浓度附近的气体压力最大值的内部磁盘。较小的颗粒（通常在10至200微米的范围内）集中在气体盘外部区域（大概在半径100 AU处）的突出环形结构中，其中气体密度随半径迅速下降。尘埃环相对于内部尘埃盘的宽度和密度以及密度对比度取决于气体的分布。我们的研究结果为通过观测星盘尘埃来推断星盘周围气体的分布开辟了前景。我们定性地比较了我们的模型与HR 4796 A和HD 141569 A周围的两个观察到的过渡盘。尘埃的迁移可以导致观察到环状或双峰径向尘埃分布，可能非常类似于嵌入盘中或从内部或外部引导它的间隙开放行星所产生的尘埃。我们的结论是，一个令人信服的行星检测通过尘埃成像应包括特定的非轴对称结构，从扰动磁盘的动力学模拟。
2000-12-21 astro-ph
Dust-to-gas ratio and star formation history of blue compact dwarf galaxies
本文研究了蓝致密矮星系（BCD）中观测到的尘埃气体比大幅度变化的起源。通过应用我们的化学演化模型，我们发现当BCD的金属丰度达到$12+\log{\rm (O/H)}\sim 8$，即，典型的BCD金属含量水平。我们还表明，尘埃与气体的比例变化很大，由于尘埃破坏效率的变化，有两个效果：（i）一个显着的贡献Ia型超新星总超新星率;（ii）包含在恒星形成区域的气体质量的变化。虽然从BCD的质量损失以前被认为是主要原因的方差的尘气比，我们认为，其他两个影响也很重要。最后，我们讨论了间歇性的恒星形成历史，这自然解释了大的分散的尘埃气体比之间的BCD。
2002-04-18 astro-ph
A Parameter Study of the Dust and Gas Temperature in a Field of Young Stars
我们模拟了年轻恒星对周围环境的热效应，以了解成团恒星的形成。我们考虑了尘埃的辐射加热、尘埃-气体碰撞加热、宇宙射线加热和分子冷却。使用Dusty，一个球形连续辐射转移代码，我们模拟周围的尘埃温度分布的年轻恒星物体与各种光度和周围的气体和尘埃密度分布。我们已经创建了一个尘埃温度模型的网格，基于我们与Dusty的建模，我们可以用它来计算具有各种参数的恒星场中的尘埃温度。然后，我们确定气体温度假设能量平衡。我们的模型可以用来使集群恒星形成的大规模模拟更加逼真。
2007-10-21 astro-ph
HI 21 cm Emission Line Study of Southern Galactic Supernova Remnants
我们已经寻找HI 21厘米线发射的冲击原子气体与南方超新星遗迹（SNRs）使用的数据从南银河系平面调查。在所研究的97个源中，我们探测到了10个SNR，其高速HI发射仅限于SNR。大的速度和空间限制表明，排放可能是由SN爆炸波加速的气体。我们还检测到22个SNR，其显示HI发射在宽（$>10$ \kms）速度间隔上显著亮于周围区域。与这些SNR的关联不太确定。我们提出的参数和地图的过量发射在这些信噪比。我们详细讨论了10个单独的SNR与相关的高速HI排放。
2004-06-21 astro-ph
Evidence for Shocked Molecular Gas in the Galactic SNR CTB 109 (G109.1-1.0)
本文报道了在银河系超新星遗迹CTB 109（G109.1 - 1.0）的X射线亮内部特征周围探测到分子云。这个特征，称为波瓣，以前被认为是SNR冲击波与分子云复合物相互作用的结果。我们提出了新的高分辨率的X射线数据从钱德拉X射线天文台和新的高分辨率CO数据从五个学院的射电天文台显示的云复杂的相互作用区域更详细。CO数据显示，在速度区间-57 <v <-52 km/s ^-1内，叶瓣周围有三层云。12CO在东云各部分的速度廓线都符合高斯分布，但在CO云与叶瓣重叠的位置，速度廓线有一个向较高负速度方向的附加分量。这部分云中的氢分子密度相对较高（NH 2 = 1.9 x 10^20 cm ^-2），而根据钱德拉数据获得的X射线前景吸收（NH = 4.5 x 10^21 cm ^-2）低于云的其他部分以及南北云。这些结果表明，这片云已经被西侧的SNR爆炸波击中，形成了明亮的X射线叶。
2006-04-07 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Can dust destabilize galactic disks?
我们研究了星系盘中心区域的尘埃成分对气相的动力学影响。因此，我们进行了二维流体动力学模拟嵌入在恒星和暗物质潜力的平坦的多组分盘。无压力的尘埃成分通过取决于它们的速度差的拖曳力耦合到气体。结果表明，最不稳定的区域是那些具有低或接近最小Toomre参数或具有刚性旋转的区域，即中心区域。在该地区的无尘磁盘成为最不稳定的一个小范围的高方位角模式（m \sim 8），而在尘埃磁盘的所有模式具有类似的振幅，导致在一个补丁外观。尘埃中的结构比气体中的结构在臂和臂间区域之间具有更大的对比度。尘埃峰经常与气体分布的峰相关，但它们不一定与它们重合。这导致了一个很大的分散在粉尘与气体的比例。尘埃的外观更像是蜂窝状的（即有时连接不同的螺旋特征），而气体则是以多臂螺旋结构组织的。我们发现，2%的灰尘（相对于气体的质量）的混合物基本上不稳定的气体盘，而灰尘与气体的比例低于1%的气体盘的演变没有影响。对于10%的高尘气比，不稳定性在3000万年后已经达到饱和水平。
2004-03-16 astro-ph
The Differential Lifetimes of Protostellar Gas and Dust Disks
我们建立了一个原恒星盘模型，该模型考虑了粘性演化、光蒸发以及尘埃颗粒和气体的径向微分运动的综合影响。对于金牛座T盘，主要由毫米级颗粒组成的尘埃盘的寿命总是短于气体盘的寿命，并且只有当颗粒是蓬松的（密度< 0.1 g cm^{-3}）时才变得相似。如果在经典的金牛座T相的晶粒生长产生了大量毫米级的晶粒，那么这些晶粒在10^7年内完全吸积到恒星上，然后光蒸发开始耗尽内部的气体盘，恒星演化到弱线金牛座T相。在弱线相，只有尘埃贫乏的气体盘仍然在大半径（> 10 AU），没有强烈的气体吸积的迹象，也没有毫米的热辐射的尘埃。对于Herbig AeBe星，在外盘的尘埃颗粒迁移到内部区域之前，强烈的光蒸发作用在10^6年内清除了内盘。在这种情况下，留在外部气体盘中的颗粒聚集在盘的内边缘（距离恒星10-100 AU）。这些尘埃颗粒甚至在整个气盘被光蒸发后仍留在那里，并形成一个类似于HR 4796 A周围观察到的贫气尘埃环。因此，根据恒星电离通量的强度，我们的模型预测了年轻恒星周围相反类型的产品。对于具有低光蒸发率的低质量恒星，将形成具有内孔的贫尘埃气体盘，而对于具有高光蒸发率的高质量恒星，将形成贫气体尘埃环。这一预测应检查周围的气体和尘埃观测弱线金牛T星和演变Herbig AeBe星。
2005-03-22 astro-ph
Dust and Gas as Seeds for Metal-Poor Star Formation
我通过回顾我们所知道的关于附近矮星系中恒星形成及其与气体和尘埃的关系来解决尘埃和气体作为贫金属恒星形成种子的问题。我（试图）推测附近星系中的过程在多大程度上模仿了早期宇宙中的恒星形成过程。
2008-10-28 astro-ph
Upper limit on the gas density in the Beta-Pictoris system: On the effect of gas drag on the dust dynamics
本文研究了气体阻力对Beta-Picture圆盘中尘埃粒子动力学的影响，以导出该系统中气体质量的上限。我们的研究的动机是目前在文献中发现的β-Picture光盘中的气体量的大的不确定性。根据Augereau等人的推测，尘埃粒子被认为是起源于一个距离中心恒星约100天文单位的小行星碰撞环。（2001年）的第10页。我们认为，已推断出从独立的观测技术的各种气体密度，我们讨论了它们对尘埃动力学的影响，并沿中面散射光的光盘轮廓。我们发现，如果在117 AU处的氢气数密度超过10** 4cm **-3，则不能正确地再现所观察到的盘的散射光轮廓。这相当于总气体质量的上限约为0.4 Mearth，假设Brandeker等人推断的气体密度分布。（2004），因此气体与灰尘的质量比小于1。因此，我们的方法提供了一个独立的诊断气体耗尽的β-Picture系统相对于尘埃盘。这种方法也可以用来限制最近发现的系统的气体含量，比如AUmic周围的边缘圆盘。
2005-02-22 astro-ph
Global Law for Dust-to-gas Ratio of Spiral Galaxies
利用旋涡星系尘埃演化的单带模型，并将瞬时再循环近似应用于模型方程，研究了旋涡星系的尘埃-气体比。考虑了四个过程;尘埃的形成是由恒星质量损失所喷射出的重元素、超新星遗迹中的尘埃破坏、恒星形成区域中的尘埃破坏以及重元素在先前存在的尘埃颗粒上的吸积。该方程描述了尘气比和金属丰度之间的简化关系。该关系与恒星形成速率无关。通过与邻近旋涡星系观测数据的比较，我们指出：（1）旋涡星系必须考虑到对已存在尘埃粒子的吸积过程，（2）低金属丰度的旋涡星系可以限制恒星喷射重元素产生尘埃的效率;（iii）Salpeter和Scalo初始质量函数与旋涡星系的数据一致。
1998-11-11 astro-ph
Dust flow in gas disks in the presence of embedded planets
我们研究了在嵌入行星的情况下，原行星盘中气体和尘埃的动力学。我们调查的尘埃间隙形成的颗粒大小和行星质量的条件。我们还监测了行星吸积的尘埃量与气体量的关系，这是确定巨行星中固体含量与中央恒星固体含量相比的重要参数。我们使用一个新的双流体流体动力学代码来解决气体和粉尘的流动方程。对于气体，我们使用Godunov型方案与近似黎曼解算器（Roe解算器）。粉尘被视为一种无压流体的基本相同的数值方法是用于气体。我们发现，只需要0.05木星质量的行星就可以在一个含有大量毫米大小粒子的圆盘中打开一个缺口。大于150微米的灰尘颗粒参与间隙形成。我们还发现，形成的差距严重减缓尘埃吸积相比，在气体中。因此，不可能在新形成的巨行星中富集固体，如果这些固体包含在尺寸从150微米到大约10厘米的颗粒中。
2006-03-06 astro-ph
Dust Distribution in Gas Disks II: Self Induced Ring Formation Through a Clumping Instability
在年轻的明亮恒星如HR 4796A和HD 141569周围发现了尘埃碎片环。其中一些实体有尖锐的边缘和间隙，这被解释为牧羊和嵌入行星存在的证据。在这里，我们表明，差距和尖锐的边缘，在碎片磁盘的灰尘也可以自发地自我生成，如果他们被嵌入在光学薄区域的气体磁盘。这种聚集不稳定性出现在尘埃密度增加导致局部气体温度和压力增加的区域。因此，气体和粉尘之间的相对运动被改变。随后对尘埃粒子的流体动力学阻力导致其浓度进一步增加。我们表明，这个过程是线性不稳定的，并导致形成环状结构的估计寿命内的年轻对象。一旦气体被去除（例如通过光蒸发），结构就被“冻结”并且将持续存在，即使当气体可能不再可观察时。
2005-10-13 astro-ph
Are galactic disks dynamically influenced by dust?
众所周知，动力学上冷的成分会破坏更热、甚至更大质量的成分的稳定性。本文研究了冷尘埃成分对银盘中心区气相的动力学影响。我们进行了二维流体动力学模拟嵌入在一个组合的静态恒星和暗物质潜力的平面多组分盘。无压力的尘埃成分通过取决于它们的速度差的拖曳力耦合到气体。结果表明，最不稳定的区域是那些具有低或接近最小Toomre参数或具有刚性旋转的区域，即中心区域。在该区域中，无尘盘对于高方位角模式（m~8）变得最不稳定，而在尘埃盘中，所有模式具有相似的振幅，导致斑片状外观。尘埃中的结构比气体中的结构在臂和臂间区域之间具有更大的对比度。尘埃峰经常与气体分布的峰相关，但它们不一定与它们重合。因此，预计尘气比会有较大的分散。尘埃的外观更像是蜂窝状的（即有时连接不同的螺旋特征），而气体则是以多臂螺旋结构组织的。2%的混合物的灰尘不稳定的气体盘基本上，而低于1%的灰尘与气体的比例没有影响的气体盘的演变。对于10%的高尘气比，不稳定性在3000万年后已经达到饱和水平。
2004-05-17 astro-ph
