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
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
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 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
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
Interstellar dust evolution in galaxies of different morphological types
我们研究星际尘埃演化在各种环境中的化学演化模型的不同形态类型的星系。我们从Dwek（1998）发展的研究太阳附近尘埃演化的形式出发，将其推广到椭圆星系和矮不规则星系，说明尘埃产生率和尘埃组分的演化如何依赖于星系恒星形成历史。通过假设尘埃的破坏取决于元素的凝结温度T_c，可以再现在太阳附近观测到的尘埃分数。在椭圆星系中，Ia型超新星是最后10 Gyr的主要尘埃工厂。利用我们的模型，我们成功地再现了通过最近的FIR和SCUBA观测在局部椭圆星系（~10^6 M_sun）中观测到的尘埃质量。我们表明，尘埃是有助于解决铁的差异，观察到的热气体晕周围的地方椭圆。在矮不规则星，我们展示了如何精确确定的尘埃耗尽模式可能是有用的，把固体约束的尘埃冷凝效率。我们的结果将有助于研究本星系和遥远星系中尘埃粒子的光谱特性。
2008-01-16 astro-ph
A Fluorescent Aerogel for Capture and Identification of Interplanetary and Interstellar Dust
当代的星际尘埃从未在实验室中进行过分析，尽管它具有明显的天文学重要性，并有可能成为恒星核合成和星系化学演化的探针。在这里，我们报告了一种新的荧光气凝胶，它能够捕获超高速尘埃颗粒和被动记录他们的动能的发现。在低地球轨道上安装一组这样的“量热”气凝胶收集器将有助于捕获和识别大量的星际尘埃颗粒。
2003-03-27 astro-ph
Multiwavelength Studies of Interstellar Dust Using WIRE and MIGA
概述了利用最近完成的中红外星系图集（MIGA）和即将发射的宽视场红外探测器（WIRE）卫星对星际尘埃的研究。项目包括观察HII区域周围的尘埃分布，研究HII区域和分子云界面处的尘埃，以及了解卷云中的颜色变化。
1999-02-08 astro-ph
Modern models of interstellar dust
在过去几年中获得的关于星际尘埃的新观测数据，特别是修正的ISM元素丰度、从远紫外到近红外的偏振曲线、尘埃红外发射光谱、扩展红光发射（ERE），与现有的尘埃模型存在严重冲突。我们建议在这里使用正则化方法作为基础，发展一个现代的尘埃模型，试图自我一致地解释大多数可用的观测数据。
1998-11-22 astro-ph
Interstellar Dust Module for the ESA Meteoroid Model
欧空局流星体模型预测质量范围在$10^{-18}$至$10^0$ g之间的流星体对航天器表面的撞击。它涵盖了从0.3到20 AU的日心距离。对欧空局/美国航天局非常成功的联合飞行任务卫星上的尘埃探测器进行的测量表明，质量在$10^{-15}$和$10^{-12}$ g之间的流星体的通量，至少在外太阳系中，主要是在穿过本星际云时穿越太阳系的星际尘埃颗粒。我们提出了一个简单的半解析星际尘埃模型，可以很容易地被包括在欧空局流星体模型，连同更精确的测定的通量方向的星际尘埃流。该模型是基于这样的假设，即星际尘埃动力学有两个影响：太阳引力和辐射压力决定的空间分布，和洛伦兹相互作用的带电粒子创建一个时间变化。
2001-04-17 astro-ph
Evolution of interstellar dust and stardust in the solar neighbourhood
本文研究了银河系局部星际介质中来自恒星源和分子云凝聚的星际尘埃物质的丰度演化，确定了尘埃物质输入太阳系的时间。结合与Dwek（1998）相似的星际尘埃成分演化模型，提出了一个描述盘元素组成的单区化学演化模型。尘埃模型认为尘埃质量从AGB星返回的合成AGB模型结合恒星外流的尘埃凝结模型计算。超新星尘埃的形成包括在一个简单的参数化的形式，这是衡量所观察到的丰度与超新星起源的前太阳尘埃颗粒。对于ISM中的尘埃生长，开发了一种简单的方法，用于将其与磁盘和尘埃演化模型相结合。在模型中遵循以下尘埃物种的丰度的时间演化：硅酸盐，碳，碳化硅，铁尘埃从AGB星和SNe以及硅酸盐，碳，铁尘埃生长在分子云中。结果表明，星际尘埃人口占主导地位的尘埃吸积在分子云，大多数尘埃物质进入太阳系在其形成并没有显示同位素丰度异常的难熔元素，即，不显眼的同位素丰度并不表明尘埃颗粒来自太阳系。所观察到的丰度比的前太阳尘埃颗粒形成的SN喷出物和AGB星流出物要求，从SNe喷出物的耐火元素凝聚成尘埃的分数为0.15碳尘埃和其他尘埃物种是相当小的（$\sim10^{-4}$）。
2007-06-08 astro-ph
Interstellar dust: what is it, how does it evolve, and what are its observational consequences?
本文回顾了我们目前对星际尘埃模型的理解，什么构成了一个可行的尘埃模型，什么观测约束是必不可少的，推导这样的模型，以及目前可行的尘埃模型。星际尘埃具有空间和时间的变化，本文回顾了在构建模型的尘埃的演变，强调目前的不确定性，从超新星和AGB星的尘埃产量的成分。最后，本文简要地描述了尘埃演化对星系光谱能量分布的影响，并利用一个非常简单的判据，给出了星系首次变得不透明时红移的粗略估计。
2004-12-22 astro-ph
Interstellar Dust Emission as a CMBR Foreground
本章讨论银河尘埃及其热辐射如何干扰CMBR测量。星际尘埃颗粒由许多不同的物种组成，观测证据才刚刚开始解开它们的组成和大小。幸运的是，它们的远红外/毫米波发射不太复杂。我们描述了如何一个非常简单的两种模型可以描述在200 < nu < 3000 GHz的高精度的发射。在较低的频率下，其他非热过程可能主导尘埃的排放。
1999-07-22 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
Techniques for Galactic Dust Measurements in the Heliosphere
银河系星际尘埃（ISD）是行星形成的主要成分。然而，关于这一重要材料的信息极为有限。最近，星尘探测器在距太阳1.8天文单位以外的黄道纬度$50^{\circ}$上发现并测量了星际尘埃。在这个距离内，它无法可靠地区分星际尘埃和行星际尘埃。对近地天体数据的模拟表明，在1~AU处质量大于$10^{-16}\rm kg$的尘埃通量中，有多达30%是星际起源的。从围绕地球的高偏心轨道上的Hiten卫星来看，有迹象表明ISD确实到达了地球轨道。两个携带尘埃探测器的新任务，卡西尼号和星尘号，将大大增加我们的观测知识。在本文中，我们简要回顾这些任务中使用的仪器，并比较它们的能力。星尘号任务[{ \em Brownlee et al.}，1996年]将通过原位化学分析仪分析本地星际尘埃群，并从太阳收集2至3天文单位的ISD。卡西尼号任务上的尘埃分析仪将确定金星轨道外的星际尘埃通量，并将提供一些成分信息。本文介绍了在1~AU处确定星际尘埃通量水平的技术，这些技术可以定量计算高地球轨道（碎片带外）的星际尘埃通量，并提供星系尘埃的化学成分信息。
1999-08-03 astro-ph
Interstellar Dust Scattering Properties
综述了含银河系星际尘埃天体的尘埃散射特性研究。这些天体是反射星云、乌云和漫射银河光（DGL）。为了确保其基本质量，研究必须满足四个基本标准才能纳入本审查。这四个标准大大减少了粉尘特性测量的分散性，特别是在DGL的情况下。灰尘散射特性的测定被认为是内部一致的每一个对象类型，以及对象类型之间的一致。2175 A凸起被视为吸收特征。与尘埃颗粒模型的比较发现，在特定的波长（特别是在远紫外线）的显着分歧的一般协议。最后，未回答的问题和未来的方向列举。
2003-09-25 astro-ph
The Chemical Composition and Gas-to-Dust Mass Ratio of Nearby Interstellar Matter
最近的结果在太阳系内的附近的星际气体和星际副产品被用来选择之间的平衡辐射转移模型的最近的星际物质的Slavin和Frisch（2002）。假设O/H~400 ppm，模型2和8被发现产生良好的拟合本地星际物质的可用数据，并拾取离子和异常宇宙射线内的日光层，除了Ne。在这些模型中，星际气体在日球层入口处的密度为n（HI）~0.20 /cc，n（e-）~0.1 /cc。这些模型表明，如果S未耗尽，附近ISM的化学成分约为60- 70%（其中HI和HII必须包括丰度计算）。气尘质量比为178-183（太阳丰度）或611-657（70%太阳丰度），尘埃中被铁所携带的质量百分比与气尘质量比直接相关，这意味着在颗粒破坏后仍有一个富铁的颗粒核。
2003-07-14 astro-ph
Morphological Properties of PPNs: Mid-IR and HST Imaging Surveys
我们将回顾我们对原行星状星云的拱星尘埃壳的中红外和HST成像调查。虽然光学成像通过尘埃散射的星光间接探测尘埃分布，但中红外成像直接绘制了温暖尘埃颗粒的分布。这两个成像调查揭示了优先轴对称性质的PPN尘埃壳，这表明轴对称的行星状星云集在年底的渐近巨星分支阶段，最有可能的轴对称超风质量损失。此外，这两次调查产生了两个形态类，这两个调查之间有一对一的对应关系，表明拱星尘埃壳的光学深度起着同样重要的作用，在确定的PPN壳的形态的倾斜角。
2000-10-11 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
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
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
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
Interstellar Dust in the WIRE to Planck Era
星际尘埃在星际介质中扮演着许多角色。从历史上看，最熟悉的一个是作为一个源的消光在光学。吸收的光学和紫外光加热尘埃，从而红外（包括近红外到亚毫米）发射，这是特别的主题。在一些遥远的星系中，星系的大部分光度都被转换成红外线，尽管在银河系中，除了恒星形成的局部区域外，情况一般不会如此极端。我简要地回顾了尘埃在星际介质中发射的物理条件范围和探测到的各种大小的尘埃。天体物理学上感兴趣的是观测光谱和发射的空间分布，最好是结合起来。在过去的15年中，尘埃排放的探测有了显著的进展：通过IRAS，KAO，COBE实验，IRTS，ISO和MSX。卫星和平流层对尘埃排放的观测得到了地面研究的补充，例如用JCMT进行亚毫米成像和偏振测量，或用2MASS进行近红外尘埃反射光成像。展望未来，下一个十年将同样令人兴奋。我概述了近期（WIRE）、新千年早期（SOFIA、SIRTF）和更远一些的（IRIS、FIRST、普朗克）预期设施的一些独特特征。
1999-01-25 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
Dust emission in the diffuse interstellar medium from far-infrared to millimeter: new constraints from WMAP
本文简要回顾了我们对从远红外到毫米波段漫射天空中尘埃辐射的认识。目前的理解主要是基于COBE数据的分析，结合几个模板的气体示踪剂（HI和Halalpha）。在毫米波段，重点是WMAP在所谓的“异常微波发射”方面的新结果。
2003-10-17 astro-ph
Interstellar Dust at the Magnetic Wall of the Heliosphere. II
几组数据显示，覆盖在日光层上的星际磁场中捕获的小星际颗粒似乎遮住了附近恒星的光线。最大偏振方向在黄道经度上与逆风方向偏移约+35，靠近黄道面的恒星偏振峰增强。一条弱偏振带穿过黄道南半球向下风方向延伸。日球层的星际磁场指向l=105度，形成约75度角。与流入的气体。颗粒排列在低密度LIC中是稳定的，并且被破坏的速度比在稠密云中慢600倍。当外层日鞘磁场纠缠或重新连接时，极化消失。当地云层中的尘埃似乎主要是橄榄石。偏振的分布取决于太阳活动周期的相位。
2006-03-28 astro-ph
Probing Interstellar Dust Models Through SAXS (Small Angle X-Ray Scattering)
一个可行的星际尘埃模型--以尘埃颗粒的组成、形态和大小分布以及尘埃中不同元素的丰度为特征--应该适合主要由尘埃与入射辐射或环境气体相互作用引起的所有观测约束。尽管这些相互作用有许多不同的表现，我们仍然缺乏一个全面的尘埃模型，是符合{ \it all}的观测约束。最近，Zubko、Dwek和Arendt在构建这样一个模型方面取得了重要进展（2003年，ZDA 03），他首次将平均星际消光，漫红外发射，{ \it和}星际丰度作为天体物理学尘埃粒子模型构建中的明确约束条件，而这些尘埃粒子的粒度没有任何预定的函数形式分布结果表明，存在许多不同的尘埃模型，满足一套基本的观测约束。X射线晕主要是由大尘埃粒子沿视线向明亮的X射线源的小角度散射产生的，它探测尘埃的性质，在其他波长下很大程度上无法探测到。在这篇文章中，我们简要地回顾了微观物理和宏观效应，决定强度和空间分布的X射线晕。聚焦于亮源GX~13+1周围的X射线晕，我们表明晕观测可以用来区分不同的，目前可行的，ZDA 03尘埃模型。因此，X射线光环可能是一个重要的约束，需要明确包含在所有未来的尘埃模型中。
2003-07-31 astro-ph
New Interstellar Dust Models Consistent with Extinction, Emission, and Abundance Constraints
我们提出了新的星际尘埃模型，已通过同时拟合远紫外近红外消光，漫红外（IR）发射和，不同于以前的模型，元素丰度约束的尘埃不同的星际介质丰度，包括太阳，F和G星，B星丰度。拟合问题是一个典型的不适定反演问题，其中的粒度分布是未知的，我们使用正则化的方法来解决。尘埃模型包含各种成分：多环芳烃，裸露的硅酸盐，石墨和无定形碳颗粒，以及含有硅酸盐，有机耐火材料，水冰和空隙的复合颗粒。使用物理光学常数计算这些组件的光学性质。作为特例，我们重现了Li & Draine（2001）的结果，但他们的模型需要过量的硅、镁和铁被锁定在尘埃中：约50 ppm（每百万氢原子的原子数），明显高于太阳对这些元素丰度的上限，分别约为34、35和28 ppm。本文的一个主要结论是，有没有一个独特的星际尘埃模型，同时适合所观察到的消光，漫红外辐射，和丰度的限制。
2003-12-29 astro-ph
Astrophysics of Dust in Cold Clouds
九个讲座回顾星际云中尘埃的天体物理学。主题包括：（1）关于星际尘埃的观测证据摘要：宽带消光、星光散射、星光偏振、尘埃光谱、红外和远红外辐射以及颗粒形成元素的损耗。(2)星际尘埃颗粒的光学：非导电和导电材料的介电函数，计算技术，在瑞利极限有效的公式，Kramers-Kronig关系，微波发射机制和X射线散射。(3)红外和远红外发射：星际尘埃的加热，包括单光子加热，以及由此产生的红外发射光谱。(4)尘埃粒子的充电：碰撞充电，光电发射，以及由此产生的电荷分布函数。(5)动力学：气体阻力、洛伦兹力、各向异性辐射力以及由此产生的漂移速度。(6)转动动力学：布朗转动、超热转动和星光力矩的影响。(7)星际尘埃的排列：观测与理论。(8)颗粒群的演化：外流中的尘埃形成，ISM中的颗粒生长，光解吸，以及冲击波中的颗粒破坏。(9)尘埃颗粒的影响：光电加热、H2形成、离子复合、气体与磁场的耦合以及作为磁场方向指示器的尘埃颗粒。
2003-04-28 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
Dust, Metals and Diffuse Interstellar Bands in Damped Lyman Alpha Systems
虽然阻尼莱曼α（DLA）系统通常被认为是贫金属的，但有人认为这可能是由于对富金属吸收体的观测偏差。我回顾了最近的调查，以量化尘埃遮蔽偏差的特殊问题，并证明目前没有令人信服的观测证据来支持灭绝的广泛影响。另一方面，一个小的子集的DLA可能是富含金属的，我回顾了最近的一些观察，这些富含金属的吸收剂和检测扩散星际带在一个DLA在z ~ 0.5。
2006-09-19 astro-ph
Dust Measurements in the Outer Solar System
本文综述了太阳系外的尘埃测量。只有旅行者1号和旅行者2号上的等离子体波仪器记录了埃奇韦尔-柯伊伯带（EKB）的撞击。先驱者10号和11号测量了10微米大小的颗粒到20 AU的恒定尘埃通量。伽利略号和伽利略号上的尘埃探测器独特地识别出了穿过行星系统的微米大小的星际颗粒。星际尘埃颗粒撞击到大的EKB天体上，每秒至少产生约1吨的微米级秒，这些秒被坡印廷-罗伯逊效应和洛伦兹力分散。我们的结论是，星际粒子的影响也负责的EKB的内边缘的尘埃颗粒的损失。虽然EKB的新尘埃测量处于早期规划阶段，但几个任务（卡西尼号和STARDUST）正在进行更详细的星际尘埃分析。
1999-02-02 astro-ph
Getting the Red Out: A Stellar Approach to Determining Spatial Variations of Interstellar Dust
利用两种不同的光谱技术，我们绘制出了球状星团M4特有的ISM尘埃消光图。我们得出的平均E（B-V）红化为0.33 +/- 0.01和R = 3.4 +/- 0.4，都与以前的研究M4很好的协议。对于M4最严重红化区域的个别恒星，我们发现E（B-V）值明显高于星际气体研究所推断的值;对于严重红化区域，在柱密度测量中测量的气体可能不完全跟踪尘埃。
2000-05-31 astro-ph
Prediction of the In-Situ Dust Measurements of the Stardust Mission to Comet 81P/Wild 2
我们预测的彗星，行星际和星际宇宙尘埃的量，这是由彗星和星际尘埃分析仪（CIDA）和气凝胶收集器上的星尘飞船在其飞越彗星P/野生2和行星际巡航阶段进行测量。我们给的尘埃通量的航天器在遇到彗星使用两个，径向对称和轴向对称的彗发模型。在最接近的方法，我们预测的总尘埃通量$10^{6.0} m^{-2} s^{-1}$的径向对称的情况下，$10^{6.5} m^{-2} s^{-1}$的轴对称的情况下。这一预测是基于对该彗星在日心距离$1.7 {\rm AU}$的观测。我们重现的测量乔托和织女星任务彗星P/哈雷使用相同的模型为星尘预测。星尘号计划对{ \em星际}尘埃进行测量，这是由于在伽利略号和伽利略号尘埃探测器收集的数据中发现了星际尘埃撞击而引发的。利用尤利西斯和伽利略的测量，我们预测有25个星际粒子（主要质量约为$10^{-12} g$）将击中CIDA实验的目标。气凝胶收集器的星际侧将包含120个星际颗粒，其中40个的尺寸大于$1 μm$。此外，我们调查的“污染”的CIDA和收集器测量行星际粒子在巡航阶段。
1999-04-15 astro-ph
On Predicting the Polarization of Low Frequency Emission by Diffuse Interstellar Dust
当前和下一代的几个宇宙微波背景（CMB）实验具有偏振测量能力，有望增加精确宇宙学的精细度。银河系的污染前景之一是尘埃的热辐射。由于光学星际偏振是常见的，从差异消光对齐的非球面尘埃颗粒，预计这些颗粒的热辐射将被偏振。事实上，在银河平面和黑暗的（分子）云中，红外和亚毫米波段的尘埃辐射已经被测量为偏振的。看起来，与CMB实验更相关的微弱弥散卷云发射也可能被极化。我们讨论如何以及该组件的偏振量可以预测，利用已知的光学（红外和紫外）星际偏振和消光。也可以对尘埃相关异常微波发射的载流子的取向进行一些约束。
2006-06-18 astro-ph
Can Fluffy Dust Alleviate the "Subsolar" Interstellar Abundance Problem?
在过去的十年里，什么样的星际化学元素（包括气体和尘埃）相对于氢的参考丰度最合适一直是一个讨论的主题。虽然历史上太阳一直被作为参考标准，但最近有人提出，星际丰度可能更好地代表了B星（因为它们的年龄很小），它们只是广泛采用的太阳值（“太阳下”）的60- 70%。另一方面，最近对太阳碳和氧丰度的估计也接近B星。如果星际丰度确实像B星或新确定的太阳C，O值那样“亚太阳”，那么可能缺乏形成尘埃的原材料来解释星际灭绝。在文献中，有人认为如果星际颗粒具有蓬松的多孔结构，这个问题就可以解决，因为蓬松的颗粒比紧凑的颗粒更有效地吸收和散射光学和紫外线星光（以每单位质量为基础）。然而，我们在这项工作中表明，使用Kramers-Kronig关系，蓬松的灰尘是无法克服的丰度短缺问题。一个可能的解决方案是恒星光球层中难熔元素的丰度可能代表恒星形成的星际物质的组成，这可能是由于低估了恒星大气中重元素的沉降程度，或者是由于在恒星形成过程中重元素在恒星中的不完全结合。
2005-03-25 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
Absorption and scattering by interstellar dust: XMM-Newton observation of Cyg X-2
本文介绍了对明亮的X射线双星Cyg X-2的XMM-牛顿观测结果。在我们的分析中，我们专注于星际尘埃对X射线辐射的吸收和散射。用CCD探测器EPIC-pn观测到的Cyg X-2周围的散射晕在~7弧分时被很好地探测到，并在1 keV时占总源发射的~5-7%，这取决于所考虑的尘埃尺寸分布模型。第一次空间分辨光谱的散射晕进行。在晕光谱中，我们清楚地检测到星际尘埃元素的特征：O，Mg和Si。晕的光谱模型显示硅酸盐（橄榄石和辉石）的主要贡献。对晕的空间分析表明，尘埃至少在60%的路径上平滑地分布在天鹅座X-2上。在仪器的限制范围内，数据并没有显示出对特定尘埃粒度分布的偏好;即Mathis，Rumpl和Nordsieck（1977年）或Weingartner和Draine（2001年）模型。我们用Mie理论计算了微分散射截面。RGS数据用于研究ISM吸收，特别是氧边缘区域。结合RGS的结果与由晕的EPIC-pn谱提供的尘埃颗粒的信息，我们估计了尘埃被氧吸收的柱密度，前提是它被锁定在硅酸盐颗粒中（删节）。
2005-08-04 astro-ph
Probing Interstellar Dust With Space-Based Coronagraphs
我们表明，太空望远镜，如拟议中的类地行星日冕物质抛射，将能够探测到沿视线通过我们银河系恒星附近的星际颗粒散射的光。在0.1个氢原子cm^-3的均匀星际介质中，恒星在100 pc处的1角秒内散射光的相对通量约为10^-7。光环的强度随着距离恒星的距离而增加，不太可能限制日冕探测最近恒星周围的行星。经过类太阳恒星100天文单位范围内的颗粒会受到辐射、重力和磁力的偏转，导致散射光的特征，这些特征可能揭示恒星风的强度、恒星磁场的方向以及恒星与周围星际介质之间的相对运动。
2008-01-14 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
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
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
Polarized Far-Infrared and Submillimeter Emission from Interstellar Dust
偏振远红外和亚毫米波发射计算模型的非球形尘埃颗粒，约束重现所观察到的波长相关的消光和偏振的星光。对于来自其中磁场垂直于视线的区域的发射，远红外发射预期在长于100微米的波长处具有实质上的线性偏振，但线性偏振的程度及其随波长的变化是依赖于模型的。其中星光偏振由无定形硅酸盐和石墨颗粒两者产生的模型在长于100微米的波长处具有6%至10%之间的线性偏振，但是对于其中仅硅酸盐颗粒是球状的一些模型，线性偏振从100微米处的约3%增加到约15在1毫米。我们简要地讨论了这些结果的影响，从宇宙微波背景的地图，以及根据远红外线和亚毫米线偏振观测区分星际尘埃模型的可能性。
2008-09-11 astro-ph
Mid-Infrared Spectropolarimetric Constraints on the Core-Mantle Interstellar Dust Model
在硅酸盐核碳质有机地幔星际尘埃模型的框架中，大部分的视觉/近红外消光和整个偏振来自非球形和对齐的核幔颗粒。3.4微米C-H和9.7微米Si-O吸收特征，分别来自烃地幔和无定形硅酸盐核心，预计将被极化到适度不同的程度。在3.4微米区域和9.7微米区域对同一视线的分光偏振观测对于检验核幔尘埃模型具有重要价值。事实上，3.4微米的特征并没有沿着朝向银河系中心源IRS 7的视线偏振，这还不足以拒绝核幔模型，因为在9.7微米区域缺乏对该区域的分光偏振观测。
2002-04-23 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
Reddening law and interstellar dust properties along Magellanic sight-lines
研究表明，SMC、LMC和银河系的消光曲线服从相同的消光规律，即只依赖于2200 A凸点的大小和一个参数，并推广了Cardelli、Clayton和Mathis（1989）的关系。这表明，所有三个星系的灭绝是相同的性质。在所有的可见光/紫外线波长范围内，特别重要的SMC，但也存在于LMC和银河系中的线性红化法律的作用，也突出和讨论。
2007-09-06 astro-ph
Implications of Interstellar Dust and Magnetic Field at the Heliosphere
微小的星际尘埃颗粒导致来自最近恒星的光的偏振，在外部日鞘区域与星际磁场一起被偏转到侧面。对日光层鼻外恒星的光学偏振的观测表明，逆风星际磁场的方向是相对恒定的。附近恒星的偏振和HeI与流入日球层的HeI之间的偏移角在银道坐标中的位置角为30- 40度，表明局部磁场方向相对于银道面和黄道面分别倾斜~55度和~65度。观测到的宇宙微波背景（CMB）偶极矩的热极和冷极几乎对称于日球鼻方向，且v^{22}四极矢量指向日球鼻。CMB四极矩和八极矩的面积矢量指向与黄道面垂直的波段，该波段由旅行者1号和2号探测到的3 kHz发射的交替位置形成。在逆风方向，分离CMB偶极热极和冷极的零平面的位置角几乎与太阳的星际磁场方向一致。现在需要详细研究低$\ell$ CMB模式的日光层前景污染。
2008-01-09 astro-ph
Microwave Emission from Galactic Dust Grains
对宇宙微波背景的观测揭示了银河系10-60 GHz辐射的一个成分，它与星际尘埃100- 140 μ m辐射相关，但其强度远大于峰值在130 μ m的“电偶极振动”辐射的低频尾部的预期强度。这种“反常发射”比尘埃相关的自由-自由发射更能解释。这种异常发射可能部分是由于星际尘埃颗粒内磁化强度的热波动产生的磁偶极发射，但只有当星际尘埃中的铁有很大一部分存在于磁性材料中，如金属铁或磁铁矿。观测到的异常发射可能主要是由于旋转的超小星际尘埃颗粒的电偶极辐射。这种旋转发射预计是部分偏振的。从最小化与非CBR前景混淆的观点来看，60-120 GHz似乎是最佳频率窗口。
1999-02-25 astro-ph
A scaling law of interstellar depletions as a tool for abundance studies of Damped Ly alpha systems
一个分析表达式，可以估计在不同类型的星际环境中，包括阻尼Ly阿尔法系统的灰尘消耗。该表达式是一个参考消耗模式的比例法则，并考虑到粉尘化学成分可能会随着粉尘与金属的比例和介质的固有丰度而变化。初步测试和应用的建议标度律的简要报告。
2001-10-23 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
Infrared emission from interstellar dust cloud with two embedded sources: IRAS 19181+1349
许多银河系恒星形成区的中红外和远红外图显示了多个非常接近的峰值，这意味着嵌入的能量源不止一个。为了更好地理解这种星际云，本研究模拟了两个嵌入源的情况。本文发展了一个辐射转移方案来处理圆柱形的均匀密度尘埃云，它除了包括发射和吸收过程外，还包括各向同性散射。该方案已被应用于与IRAS 19181+1349相关的银河系恒星形成区，该区域显示了两个嵌入式能源的观测证据。采用了两种独立的建模方法，即，以最佳地拟合所观察到的光谱能量分布（SED）;或者以最佳地拟合作为波长的函数的各种径向轮廓。这两个模型都包含了非常相似的物理参数。
1999-08-30 astro-ph
Polarized Emission from Interstellar Dust
利用远红外（FIR）和亚毫米波（SMM）偏振辐射观测研究了星际介质（ISM）致密区域的磁场和尘埃颗粒。这些观测结果对分子云、恒星形成、晶粒排列机制、晶粒大小、形状和成分的模型提出了限制。FIR/SMM偏振强烈依赖于波长。我们将这种波长依赖性归因于在不同温度下对不同的颗粒群进行采样。到目前为止，大多数偏振发射观测都是在ISM的密集区。将这些观测扩展到漫ISM区域和微波频率，将提供对晶粒和排列模型的额外测试。了解尘埃的偏振微波辐射是精确测量宇宙微波背景偏振的关键。微波偏振谱将限制自旋尘埃和振动磁性尘埃对偏振辐射的贡献。
2006-09-01 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
The Spectral Energy Distribution of Self-gravitating Interstellar Clouds I. Spheres
本文导出了由星际辐射场加热的、等温的、自引力的、稳定的、球形的尘埃云的光谱能量分布。对于给定的辐射场和尘埃性质，辐射转移问题由周围介质的压力和云质量决定，云质量表示为最大稳定云质量的一部分，超过该部分云质量，云就变得重力不稳定。为了解决辐射转移问题，使用射线跟踪代码来精确地导出云内部的光分布。该程序考虑了尘埃颗粒上的非各向同性散射和多次散射事件。云内的尘埃性质被认为与我们银河系中弥漫的星际介质相同。我们分析的压力，临界质量分数，和ISRF上的SED和目前的亮度分布在可见光，IR/FIR和submm/mm政权的散射发射和热发射的PAH分子和尘埃颗粒的焦点。
2007-12-11 astro-ph
