350 Micron Dust Emission from High Redshift Objects
我们报告了一个高红移源（1.8<z<4.7）样本的观测结果，主要是无线电安静类星体，在350微米使用SHARC测辐射热相机在加州理工学院亚毫米波天文台。检测到9个源（>4-sigma），并获得11个的上限，其中350微米通量密度限值（3-sigma）在30- 125 mJy范围内。结合其他远红外和毫米波长的已发表结果与目前的数据，我们能够估计尘埃的温度，找到相对较低的值，平均为50 K。从光谱能量分布中，我们得出尘埃质量为几个10 ^8 M太阳，光度为4- 33 x 10 ^{12} L太阳（未进行任何放大校正），这意味着有大量的恒星形成活动。因此，温度和尘埃质量与本地超亮红外星系的温度和尘埃质量没有很大差异。在这个红移范围内，350微米的观测追踪到60-100微米的静止框架发射，因此可以直接与低红移星系的红外天文台研究相比较。
1999-04-21 astro-ph
The Spectral Energy Distribution of Dust Emission in the Edge-on Spiral Galaxy NGC 4631 as seen with Spitzer and JCMT
我们利用3.6 - 160微米的斯皮策太空望远镜观测和450和850微米的詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜对边缘上的Sd螺旋星系NGC 4631的观测，探索单个星系内尘埃排放变化的性质，目的是了解多环芳烃（PAH）和尘埃排放之间的关系，研究尘埃辐射的颜色变化，并寻找可能的过量亚毫米辐射，与根据应用于中红外和远红外数据的尘埃模型所预期的相比。在8微米的多环芳烃排放量被认为是最好的相关性与热尘埃排放量在24微米的千秒差距的尺度，虽然关系打破了规模等于数百秒差距，可能是因为在平均自由程之间的差异激发的多环芳烃和热尘埃的光子，可能是因为多环芳烃被摧毁的硬辐射场在一些恒星形成区域的中心。8微米PAH排放与160微米冷尘排放的比率似乎是半径的函数。70/160和160/450微米的通量密度比是非常恒定的，即使表面亮度在每个波段变化25倍，这表明辐射来自于由几乎均匀的辐射场加热的尘埃。在全球范围内，我们发现超过850微米的排放量相对于灰尘模型的预测。850微米的过量在具有低160微米表面亮度的区域中是最高的，尽管该结果的强度和统计显著性取决于对数据的模型拟合。我们排除了可变发射率函数或~4 K灰尘作为这850微米发射的可能来源，但我们确实讨论了可能产生发射的其他可能机制。
2006-07-31 astro-ph
Dust Emission Features in NGC 7023 between 0.35 and 2.5 micron: Extended Red Emission (0.7 micron) and Two New Emission Features (1.15 and 1.5 micron)
我们目前的0.35至2.5微米光谱的南部和西北部的灯丝在反射星云NGC 7023。这些光谱用于测试Seahra & Duley的理论，即碳纳米颗粒是扩展红光发射（ERE）的原因。我们的光谱未能显示出其预测的1.0微米处的第二发射带，尽管两根灯丝在熟悉的0.7微米ERE带中表现出强发射。西北灯丝光谱确实显示了一个，也可能是两个，近红外的新尘埃发射特征。我们清楚地检测到一个强的发射带在1.5微米，我们初步归因于β-FeSi_2颗粒。我们试探性地检测到一个较弱的发射带在1.15微米，这与预期的位置从导带过渡到中间间隙的缺陷状态的硅纳米粒子。这是硅纳米颗粒负责ERE的额外证据，因为它们已经可以解释观察到的主要可见ERE带的行为。
2000-07-11 astro-ph
The 21 micron and 30 micron circumstellar dust features in evolved C-rich objects
21微米和30微米波段是在演化中的低质量和中等质量富碳恒星（即渐近巨星分支（AGB）恒星、原行星状星云（PPN）和行星状星云（PN））中探测到的最强尘埃辐射特征。虽然21微米的特征是罕见的，只存在于短暂的PPN阶段，30微米的特征是更常见的，在整个恒星演化的后期阶段，从AGB到PPN和PN阶段，以及在低金属丰度星系：大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。这些特征的携带者仍然不明。12个21微米来源中有11个也发射30微米波段，这表明它们的载体可能有某种联系。
2008-12-10 astro-ph
A Survey of 10-Micron Silicate Emission from Dust around Young Sun-Like Stars
利用Keck 1望远镜和长波光谱仪（LWS）获得了8颗邻近年轻主序星的低分辨率（R = 100）中红外（8-13 μ m波长）光谱，以寻找星周尘埃中10 μ m硅氧伸缩辐射。没有恒星表现出明显的辐射：然后通过基于海尔-波普彗星光谱的模板的最小二乘拟合来分析光谱。使用这种技术，我们能够将硅酸盐排放水平限制在比以前从太空中可能的排放水平低十倍的阈值。我们发现了一颗恒星，HD 17925，其光谱与其校准器的光谱在统计上不同，并且与波长为10微米的7%的光球的硅酸盐发射峰一致。这颗恒星在60微米处的过量辐射已经被报道过了。
2003-07-22 astro-ph
Spitzer observations of V4332 Sagittarii: Detection of Alumina Dust
本文给出了斯皮策望远镜观测到的V4332 Sgr爆发变星的24、70和160微米宽波段测光、5-35微米和55-90微米光谱。5-35微米光谱的显著特征是在通常与富含硅酸盐的粉尘相关的位置处的10微米附近的异常宽的吸收特征。通过辐射转移建模，我们表明，这种广泛的功能不能单独从硅酸盐，但需要包括氧化铝（Al 2 O 3）作为尘埃冷凝物。包括Al 2 O3的情况进一步加强了AlO自由基的存在，一个潜在的重要分子在形成Al 2 O3。目前的检测表明，多孔氧化铝通过9.7微米硅酸盐特征的加宽来显示其本身，并且在硅酸盐特征的肩部上另外显示约11.5微米的组分。我们将讨论如何进一步观察V4332 Sgr可能有潜力验证一些一般的预测尘埃凝结过程。
2007-07-20 astro-ph
Freshly Formed Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant as Revealed by the Spitzer Space Telescope
我们进行了斯皮策红外光谱仪测绘观测，几乎覆盖了仙后座A超新星遗迹（SNR）的整个范围，每5-10”产生中红外（5.5-35微米）光谱。Ar、Ne、O、Si、S、Fe等气体谱线和尘埃连续谱在多数位置都很强。我们确定了三个不同的喷出物尘埃人口的基础上，他们的连续形状。占主导地位的尘埃连续体形状在21微米处表现出强峰。从19-23微米范围内制作的21微米峰值尘埃的无线图与[Ar II]、[O IV]和[Ne II]喷出物的线图非常相似，这意味着尘埃是在喷出物中新形成的。光谱拟合意味着SiO2，镁原硅酸盐，和FeO颗粒在这些地区的存在。第二种尘埃类型表现出一个上升的连续高达21微米，然后在此后的100微米。这种"弱21微米“尘埃可能由Al 2 O3和C颗粒组成。第三个尘埃连续体的形状是一个温和的上升光谱，可能是由MgSiO 3和Al 2 O3或Fe颗粒。使用最小质量的组成为三个尘埃类中的每一个产生的总质量为0.02 Msun。使用质量最大的成分，得到的总质量为0.054 Msun。总尘埃质量的主要不确定性源于选择适合无特征尘埃以及70微米通量所需的尘埃成分。来自Cas A的新形成的尘埃质量足以从SNe解释高红移星系中尘埃质量的下限。
2007-09-18 astro-ph
SHARC-II 350 micron Observations of Thermal Emission from Warm Dust in z>=5 Quasars
我们目前的观测四个z>= SDSS类星体在350微米的SHARC-II测辐射热相机在加州理工学院亚毫米波天文台。这是SHARC-II在350微米处进行的最深观测之一，并且在>=3 sigma的意义上检测到三个类星体，大大增加了350微米的样本（对应于=5的静止帧波长<60 micron at z>），检测到高红移类星体。在1450 A光度相同的情况下，这三个探测到的源的静止帧远红外（FIR）发射比从本地类星体的平均SED预期的强约5到10倍。结合以前在较长波长下的亚毫米和毫米观测，三个类星体探测到的发射FIR的温暖尘埃的温度估计在39到52 K之间。此外，三个350微米探测的FIR到无线电SED与典型的恒星形成星系的发射一致。远红外区的光度为~10^{13} L_solar，尘埃质量>= 10^{8}M_solar。这些结果证实，早在z~6时，在光学亮类星体的宿主星系中就可以存在大量的温暖尘埃。宇宙在这些时期（~1 Gyr）是如此年轻，以至于需要一个快速的尘埃形成机制。我们估计的FIR尘埃发射区的大小约为几个千秒差距，并进一步提供了不同种类的尘埃发射源之间的SED的比较，调查占主导地位的尘埃加热机制。
2007-12-10 astro-ph
A Spitzer Study of Dusty Disks in the Scorpius-Centaurus OB Association
我们已经获得了斯皮策太空望远镜MIPS观测的40个F-和G-型共同自行成员的天蝎座-半人马座OB协会与年龄之间的5和20百万年在24微米和70微米。我们报告了14个天体的探测结果，这些天体的24微米通量比它们预测的光球大30%以上，暂时对应于大于35%的盘分数，其中包括7个天体，它们也具有70微米的超出量，比它们预测的光球大100倍。24微米加70微米的多余光源具有高分数红外光度，LIR/L* = 7.0e-4 - 3.0e-3;它们要么具有光学上薄的、多尘的β Pictoris样盘，要么具有紧凑的、不透明的HD 98800样盘。
2005-01-06 astro-ph
A new estimate of the Galactic interstellar radiation field between 0.1 microns and 1000 microns
在银河系中传播的宇宙射线电子和正电子通过逆康普顿（IC）过程产生漫射伽马射线。宇宙射线在传播过程中与之相互作用的低能目标光子群是由恒星产生的，这些恒星光被银河尘埃重新加工。因此，需要对银河系的恒星分布、尘埃分布以及对光的吸收和光的散射的处理进行详细的建模，以获得低能银河系光子分布和光谱的精确模型。使用一个现实的银河系恒星分布模型，尘埃分布，我们计算的漫射辐射场的恒星在银河系（“光学”辐射场），包括吸收和散射。使用尘埃加热代码，我们自洽地计算红外辐射场的光学计算所使用的相同的尘埃模型，包括瞬态和平衡加热。我们提出了计算的辐射场谱和分布，并将使用这些来计算预期的银河系扩散IC伽马射线谱。
2005-07-06 astro-ph
A Broad 22 Microns Emission Feature in the Carina Nebula H II Region
我们报告了红外空间天文台（ISO）短波光谱仪在船底座星云H II区域探测到的一个宽22微米的发射特征。特征形状与仙后座A超新星遗迹中新合成的尘埃的22微米发射特征相似。这一发现表明，这两种特征都来自同一个载体，超新星可能是这种新星际颗粒的主要生产来源。一个类似的宽发射尘埃功能也发现在光谱的两个星暴星系从ISO档案数据。这种新的尘埃颗粒可能是星际颗粒的丰富成分，可以用来追踪外部星系的超新星速率或恒星形成速率。22微米宽的辐射特征的存在使星爆星系的尘埃模型复杂化，在推导尘埃色温时必须正确地考虑到这一点。原硅酸镁被认为是仙后座A中观测到的22微米放射尘埃特征的载体。这些结果为研究该载体的化学组成和发射机理提供了有用的信息。
2000-02-29 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
Hydrocarbon Dust Absorption in Seyfert Galaxies and ULIRGs
我们提出了新的光谱观测的3.4微米的吸收功能的塞弗特星系，NGC 1068和NGC 7674，和超亮红外星系，IRAS 08572 +3915。脂肪烃中C-H键的特征，3.4微米的特征表明银河系和河外尘埃中存在有机物质。在这里，我们比较了3.4微米的功能，在所有的星系中，它已被检测到。在某些情况下，信噪比和光谱分辨率允许对特征轮廓进行详细检查，这在河外视线中很少尝试。这些星系中的3.4微米波段非常类似于银河弥漫ISM和原行星星云中新形成的尘埃。这种相似性意味着尘埃的碳质成分有一个共同的载体，并且在星际和/或环核介质中不易处理。我们还研究了NGC 1068的中红外光谱，因为在5-8微米区域的吸收带进一步限制了3.4微米波段载体的化学性质。虽然在NGC 1068中无法检测到像那些存在于朝向银河系中心的弥漫尘埃的中红外光谱中的微弱特征，但在许多建议的尘埃类似物的光谱中发现的强带显然是不存在的，排除了某些候选者和载体的产生机制。在5-8微米处没有强吸收特征也与NGC 1068中3.4微米特征与银河系视线的相似性反映了碳质尘埃中真正的化学相似性的解释一致。
2004-06-20 astro-ph
350 Micron Dust Emission from High Redshift Quasars
我们报告了六个高红移（1.8 < z < 6.4），光学发光，无线电安静的类星体在350微米，使用SHARC II测辐射热相机在加州理工学院亚毫米波天文台的检测。我们的观测使高红移类星体的数量增加了一倍，350微米的测光是可用的。通过将350微米的测量与其他亚毫米/毫米波长的观测相结合，我们已经确定了每个源的发射尘埃的温度（范围从40到60 K）和远红外光度（0.6到2.2 x 10（13）Lo）。所有高红移类星体的组合平均光谱能量分布（SED）与两个或两个以上的静止框架远红外光度测量是最好的拟合与灰体温度为47 +- 3 K和尘埃发射率幂律光谱指数β = 1.6 +- 0.1。这种温暖的尘埃成分是类星体宿主星系星暴活动的良好示踪剂。红外发光、无线电宁静的高红移类星体的远红外与无线电光度之比与当地恒星形成星系的发现一致。
2006-03-06 astro-ph
The first 8-13 micron spectra of globular cluster red giants: circumstellar silicate dust grains in 47 Tucanae (NGC 104)
本文给出了欧洲南方天文台3.6米望远镜观测到的球状星团47 Tuccino（NGC 104）中8颗红巨星的8-13微米光谱。这些是贫金属、低质量恒星的第一个中红外光谱。其中至少有一个的光谱，即极红的大振幅变星V1，显示了由无定形硅酸盐构成的星周颗粒的直接证据。
2006-01-04 astro-ph
Spitzer Space Telescope Observations of Kepler's Supernova Remnant: A Detailed Look at the Circumstellar Dust Component
我们提出了3.6 - 160微米的开普勒的超新星遗迹（SN 1604）的红外图像获得的IRAC和MIPS仪器的斯皮策太空望远镜。我们还提出了MIPS SED低分辨率光谱在55 - 95微米的区域。在MIPS 24微米波段观察到的发射显示了整个壳层。MIPS 70微米和IRAC 8微米波段中的发射仅从24微米发射的最亮区域看到，这也对应于光学Halpha图像中看到的区域。较短波长的IRAC图像越来越多地被恒星所主导，尽管微弱的细丝是可辨别的。的SED光谱示出了下降到较长波长的微弱连续谱，并且证实了强线发射并不主导中红外光谱区域。我们看到的辐射主要是由于主爆炸波加热的尘埃发出的温暖尘埃;在X射线中看到超新星喷出物的区域没有观察到过量的红外辐射。我们使用尘埃模型来解释观察到的70/24微米的比例，并限制允许的温度和密度范围。我们估计目前的尘埃质量是5.4 x 10^{-4}太阳质量，并推断在颗粒溅射之前的原始质量约为3 x 10^{-3}太阳质量。MIPS 160微米谱带显示没有属于残余物的发射。我们把一个保守的，但温度依赖于任何冷尘埃成分的上限约为10倍以下的冷尘埃质量从SCUBA观测推断。最后，我们评论有关的问题，可能的前体星和超新星类型。
2007-03-26 astro-ph
The 9.7 Micron Silicate Dust Absorption Toward the Cygnus A Nucleus and the Inferred Location of the Obscuring Dust
我们报告的探测到一个9.7 $μ$ m硅酸盐尘埃吸收功能对天鹅座A核。然而，它的光学厚度明显小于尘埃消光对背景$L$带发射区（$A_{\rm V}$ $\sim$ 150等）的预期。我们认为，最有可能的解释是，小的光学深度的模糊尘埃存在如此接近的中央引擎，温度梯度发生。我们的计算证实，这种解释可以定量地再现3- 30 $μ$ m处的小光学深度和光谱能量分布。结合这张照片和活动星系核的巨大光度，天鹅座A的发射特性与2型类星体的发射特性一致，2型类星体是一个高亮度的活动星系核，它被一个内半径为$<$ 10 pc的尘埃环高度遮蔽（$A_{\rm V}$ $>$ 50等），而不是被宿主星系中几个100 pc尺度的$>$尘埃遮蔽。
2000-01-18 astro-ph
The Mid-Infrared Emitting Dust Around AB Aur
利用Keck I望远镜，我们获得了11.7微米和18.7微米的赫比格Ae星AB Aur的星周尘埃辐射图像。我们发现，在3.5焦耳/角秒的表面亮度^[2]下，AB Aur的分辨率可能为18.7微米，角直径为1.2”。大多数在毫米波长下探测到的尘埃质量对18.7微米的发射没有贡献，如果系统拥有一个相对较冷的大质量圆盘，这是可以解释的。我们发现，模型与光学厚，几何薄盘，包围着一个光学薄的球形信封适合的数据比喇叭形的磁盘模型更好。
2003-03-04 astro-ph
Discovery of 10 micron silicate emission in quasars. Evidence of the AGN unification scheme
根据统一的方案，活动星系核被尘埃环所包围，观测到的活动星系核性质的多样性是由于相对于我们视线的不同取向造成的。硅酸盐尘埃在10微米处的强共振，因此，正如预期的那样，在对许多2型活动星系核的吸收中看到。在1型活动星系核中，它应该在发射中被看到，因为尘埃环的热内表面变得可见。然而，到目前为止还没有观察到这一点，因此对统一方案提出了挑战，或者导致了对尘埃环模型的奇异修改。在这里，我们报告的发现，10微米硅酸盐功能的发射在两个发光类星体与斯皮策太空望远镜的红外光谱仪。
2005-04-12 astro-ph
Maps of Dust IR Emission for Use in Estimation of Reddening and CMBR Foregrounds
我们提出了一个完整的天空100微米的地图，这是一个重新处理的复合COBE/DIRBE和IRAS/ISSA地图，与黄道前景和确认点源删除。在使用ISSA地图之前，我们从IRAS扫描模式中移除剩余的伪影。使用DIRBE 100微米和240微米数据，我们已经构建了一个尘埃温度图，因此100微米图可以转换为与尘埃柱密度成比例的图。这些操作的结果是具有DIRBE质量校准和IRAS分辨率的地图。为了生成完整的天空尘埃图，我们必须首先去除黄道光污染以及可能的宇宙红外背景（CIB）。这是通过对100微米DIRBE图与H_I发射的Leiden-Dwingeloo图进行回归分析来完成的，并通过DIRBE 25微米通量的适当扩展来校正黄道光。对于100微米图，没有检测到显著的CIB。在黄道带污染较弱的140微米和240微米的地图中，我们在140微米的32 \pm 13 nW/m^2/sr和240微米的17 \pm 4 nW/m^2/sr的高通量水平上检测到CIB（95%置信度）。这个积分通量是从哈勃深空光学星系外推的2倍。这些地图的主要用途可能是作为银河系灭绝的新估计。我们证明，新的地图是两倍的准确性较旧的Burstein-Heiles估计在低和中度红化的地区。这些尘埃图也将是有用的估计毫米辐射污染的CMBR实验和估计软X射线吸收。
1998-02-10 astro-ph
The 60-micron extragalactic background radiation intensity, dust-enshrouded AGNs and the assembly of groups and clusters of galaxies
亚毫米观测揭示了宇宙学上重要的高红移尘埃笼罩的星系群。为这一群体推断的演化形式可以很容易地与COBE FIRAS和DIRBE测量的波长>100微米的宇宙背景辐射（CBR）相一致。然而，在较短的波长下，Finkbeiner等人报告的60微米CBR强度不太容易解释。Lagache等人提出，这种多余的CBR辐射是一种温暖的银河系成分，而对耀变体最高能量伽马射线的探测限制了这些波长的CBR强度，但在这里，我们调查了这种多余CBR辐射的来源，假设它有一个真正的河外起源。我们提出并测试了三种解释，每种解释都涉及到现有亚毫米波调查中不容易检测到的额外人群。首先，尘埃笼罩的星系与热尘埃温度，也许尘埃笼罩，康普顿厚的活动星系核建议最近深钱德拉调查。其次，相对较低的红移尘埃星系的人口与SED更典型的现有的submm选择的星系，这可能是与组装的星系群和星系团。第三，一群低光度、冷、静止的螺旋星系。热活动星系核和星系团的聚集可以解释这个超过60微米的背景。有显着的问题与集群组装的情况下，太多的明亮的红外天文台来源的预测。螺旋星系有错误的SED来解释多余的。未来使用SIRTF和Herschel的宽场远红外探测将对遥远宇宙的代表性体积进行采样，从而可以检测到任何热的尘埃AGN和正在形成的集团。
2002-04-19 astro-ph
The broad-line radio galaxy story
在本文中，我讨论了所谓的25微米峰的问题，这是发现与红外天文台，几乎完全由宽线射电星系。我发现这个峰值是由于没有在60微米处发射的较冷的尘埃而不是过量的热尘埃造成的，正如名称所暗示的那样。在光学图像上，25微米的峰值显示缺乏扩展的灰尘。尖峰与处于后期演化阶段相一致，在这个阶段，所有的扩展尘埃都已经形成恒星，尘埃环较小。如果60微米的尘埃被恒星加热，那么恒星形成率和活动星系核的能量之间可能存在相关性。
2001-01-11 astro-ph
The Bolocam 1.1 mm Lockman Hole Galaxy Survey: SHARC II 350 micron Photometry and Implications for Spectral Models, Dust Temperatures, and Redshift Estimation
我们提出了350微米测光的所有17个星系候选人在洛克曼洞检测在1.1毫米的Bolocam调查。其中几个星系以前在850微米，1.2毫米，斯皮策红外线和无线电中被探测到。在350微米处发现了九个Bolocam星系候选者，在350微米处偶然发现了两个新的候选者（使文献中以这种方式检测到的总数达到三个）。其中五个星系已经发表了光谱红移，使得研究隐含的温度范围和光度红移技术的比较成为可能。λ = 350微米位于z = 2.5热发射星系的光谱能量分布峰值附近。因此，可以测量发光度，而无需从λ> 850微米的检测波长外推到峰值。根据光谱指数和单位光深波长的选择，星系的光度范围在1.0 - 1.2 x 10^13 L太阳光之间，尘埃温度在40 K到70 K之间。暗示的尘埃质量是3 - 5 x 10^8 M_solar。我们发现，远红外到射电关系的恒星形成ULIRGs系统地高估了无线电光度和高估红移的数量级的Δ z ~ 1，而红移的基础上，无论是单独的亚毫米数据或1.6微米的恒星隆起和PAH功能更准确。
2006-02-25 astro-ph
Dust in the Host Galaxies of Supernovae
本文介绍了Spitzer/MIPS在大天文台起源深空巡天（GOODS）中对50个超新星宿主星系在0.1<z<1.7的24微米观测结果。我们还讨论了GOODS-N的SCUBA/850微米观测和GOODS-S的Spitzer/红外摄谱仪（IRS）16微米观测中SN宿主星系的探测。大约60%的Ia型超新星和核心坍缩超新星的宿主星系在24微米处被探测到，这一探测率比场星系高出1.5倍。在检测到的24微米的宿主中，80%的宿主具有远红外光度，其与光学光度相当或大于光学光度，这表明宿主中存在大量的灰尘。Ia型超新星的辐射热光度中值为10^10.5Lsun，与核塌缩型超新星的辐射热光度中值非常相似。利用高分辨率的Hubble/ACS数据，我们研究了z<1的24 μ m被探测星系的静止坐标系光学/紫外色的变化，以了解尘埃辐射的起源。被探测到的24微米星系的平均颜色比未被探测到的24微米星系的平均颜色要红0.1等，而后者在内部颜色上表现出更大的散射。这表明尘埃的平滑分布是观测到的中红外和远红外辐射的原因。在GOODS区域探测到的超新星中，有70%位于宿主的半光半径范围内，那里的尘埃遮蔽效应非常显著。虽然我们探测到的尘埃辐射不能转化为视线A_V，但我们认为，相对于低z超新星，在高z Ia型超新星样本中看到的峰值B-V颜色的散射比低z超新星大2-3倍，这可能部分是由于我们在宿主中探测到的尘埃。
2005-09-13 astro-ph
A Spitzer IRS Low-Resolution Spectroscopic Search for Buried AGNs in Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies - A Constraint on Geometry between Energy Sources and Dust -
本文介绍了在z < 0.15附近的超亮红外星系（ULIRGs）的斯皮策IRS低分辨率红外5-35微米光谱的结果。我们专注于搜索的签名掩埋的活动星系核（AGN）在完整的样本ULIRGs光学分类为非Seyferts（LINERs或HII区域）。除了6.2微米、7.7微米和11.3微米的多环芳烃（PAH）发射特征外，我们还使用9.7微米和18微米硅酸盐尘埃吸收特征的光学深度来推断这些ULIRG核处的能量源和尘埃的几何形状，即，能量源是否在空间上与尘埃很好地混合（正常的星暴），或者比尘埃更集中（掩埋的活动星系核）。至少30%，可能50%的观测到的光学非Seyfert ULIRGs的红外光谱自然地被解释为由以下组成的发射：（1）能量不显著，适度模糊（Av < 20-30 mag）的PAH发射正常星爆，和（2）能量占主导地位，高度尘埃模糊，中心集中的能量源，没有PAH发射。我们将后者解释为一个埋藏的活动星系核。LINER ULIRGs中显示一些掩埋活动星系核特征的ULIRGs比例高于HII区ULIRGs。大多数发光的掩埋活动星系核候选者都是在具有冷远红外颜色的ULIRGs中发现的。在吸收校正的活动星系核的本征光度可以很小的不确定性导出的地方，它们被发现是10^12 Lsun的数量级，占了ULIRGs光度的大部分。5-35微米光谱的星暴/活动星系核分类通常与我们以前基于3-4微米光谱对同一样品的…
2007-02-07 astro-ph
A multi-wavelength scattered light analysis of the dust grain population in the GG Tau circumbinary ring
我们目前的第一个3.8微米的图像周围的尘埃环年轻的双星系统GG头，获得的W。M.凯克II 10米望远镜的自适应光学系统。这是迄今为止在散射光中探测到的最长波长，允许结合以前较短波长的HST图像对这个原行星盘中存在的尘埃颗粒的散射特性进行多波长分析。我们发现尘埃粒子的散射相函数对波长的依赖性很弱。这与从星际介质或致密分子云的观测中推断出的尘埃模型不一致。特别是，在3.8微米处观察到的强前向散射相函数意味着大（>~1微米）颗粒的数量显著增加，这为环中的颗粒生长提供了直接证据。然而，与环的3.8微米图像相匹配所需的粒度分布与其公布的1微米偏振图不一致，这意味着尘埃种群在整个环中并不均匀。我们还表明，我们的3.8微米的散射光图像探头更深的一层的环比以前的较短波长的图像，所证明的磁盘的散射光分布的内边缘的位置在1和3.8微米之间的移位。因此，我们提出了一个分层结构的环，其中的表面层，位于约50 AU以上的环中平面，包含尘埃颗粒，是非常相似的那些发现在密集的分子云，而区域的环位于约25 AU从中平面包含显着更大的颗粒。这种分层结构很可能是垂直灰尘沉降和/或环的致密部分的优先颗粒生长的结果。
2004-01-27 astro-ph
Extrapolation of Galactic Dust Emission at 100 Microns to CMBR Frequencies Using FIRAS
我们提出了预测的全天空地图的亚毫米波和微波辐射从弥漫的星际尘埃在银河系。这些图是从Schlegel、Finkbeiner和Davis（1998; SFD 98）从IRAS和COBE/DIRBE数据生成的100微米发射和100/240微米通量比图中推断出来的。结果提出了一些物理上合理的发射率模型。我们发现，没有幂律发射率函数拟合的FIRAS数据从200 - 2100 GHz。在本文中，我们提供了一个形式主义的多组分模型的粉尘排放。具有硅酸盐和碳为主的颗粒的混合物的双组分模型（由Pollack等人，1994}）提供了一个适合的精度约为15%的所有FIRAS数据在整个高纬度天空。ISM的原子和分子相之间存在小的系统差异。我们对银河系尘埃在ν< 3000 GHz处的热（振动）发射的预测可供一般使用。这些全天空预报可以在40'的DIRBE分辨率下或在SFD 98 DIRBE校正的IRAS图的6.1弧分的更高分辨率下进行。
1999-05-11 astro-ph
The 10-200 micron spectral energy distribution of the prototype Narrow-Line X-ray galaxy NGC 7582
我们提出的光谱能量分布（SED）之间的10和200微米的原型窄线X射线星系NGC 7582与ISOPHOT，船上的红外空间天文台的光度计。发射在空间上扩展，我们首次分离了核内和核外红外SED。核光度主要由冷尘埃（T ~ 32 K）辐射所控制，这主要是由于恒星形成活动所致，同时也存在热尘埃（T ~ 122 K）辐射，可能与活动核有关。除了30 K的冷成分外，双核SED还显示了较冷（T ~ 17 K）尘埃的发射：这一非常冷的成分占10**8 Msun尘埃总质量的90%。
1999-06-28 astro-ph
The energy output of the Universe from 0.1 micron to 1000 micron
今天宇宙中电磁能量的主要来源（在紫外线，光学和近红外波长）是星光。然而，由于星际尘埃颗粒会衰减一些未知部分的光，因此难以量化产生的星光数量。结合最近校准的星系尘埃模型和对10，000个邻近星系的观测，我们发现（在所有星系类型和方向上进行整合）只有（11 +/- 2）%的0.1微米光子逃离了它们的宿主星系;这个值在2.1微米时线性上升（log（lambda））到（87 +/- 3）%。我们推断，从附近宇宙的恒星输出的能量是（1.6+/-0.2）× 10^{35} W Mpc^{-3}，其中（0.9+/-0.1）× 10^{35} W Mpc^{-3}直接逃逸到星系间介质中。尘埃衰减的一些进一步的后果进行了讨论，并提供了方程，纠正个别星系通量测量其影响。
2008-03-28 astro-ph
Search for IR Emission from Intracluster Dust in A2029
我们在星系团A2029中寻找了团内尘埃（ICD）的红外辐射。在24和70微米处都检测到簇中增强的扩展发射的弱信号。然而，信号与前景波动是不可区分的。24微米与70微米的彩色图不能区分星团中的尘埃排放和卷云排放。在排除点源的污染后，我们得到了A2029中扩展ICD发射的上限，24微米时为5 x 10^3 Jy/sr，70微米时为5 x 10^4 Jy/sr。上限通常与理论计算的预期一致，并支持与我们星系中的ISM相比，星团中的尘埃不足。我们的研究结果表明，即使目前的红外望远镜的灵敏度大大提高，一个清晰的检测ICD的红外辐射可能是困难的，由于卷云噪声。
2007-08-24 astro-ph
An 850 micron survey for dust around solar mass stars
我们提出了一个850微米的JCMT/SCUBA调查周围的13个附近的太阳质量的恒星尘埃的结果。尘埃质量的灵敏度范围从0.005到0.16地球质量。在调查中发现了三个来源，其中一个（HD 107146）以前曾被报道过。另外两个亚毫米波源之一，HD 104860，没有被IRAS探测到，它被一个冷的、巨大的尘埃盘所包围，尘埃温度和质量分别为Tdust = 33 K和Mdust = 0.16 Mearth。第三个源，HD 8907，被IRAS和ISO探测到60-87微米，尘埃温度和质量Tdust = 48 K，Mdust = 0.036 Mearth。我们发现，在我们的样本中的尘埃盘的推断质量和半径大致符合嵌入行星的星子盘的碰撞演化模型。我们还搜索了三个系统中的两个系统中的残留气体，检测到亚毫米级的过量气体，并对这些系统中的气体质量进行了限制。当检测到的多余的源测量的属性相结合的人口更大的亚毫米多余的来源，从文献中，我们发现强有力的证据表明，在小颗粒的质量下降显着的~200万年的时间尺度，大约与年龄成反比。然而，我们也发现，人口的特征尘埃半径，从尘埃温度的过剩和假设黑体颗粒，是不相关的年龄。这与碎片盘演化的自搅动碰撞模型相反，自搅动碰撞模型预测碎片盘的半径有随年龄t ~ R ^[3]增加的趋势。缺乏一致意见表明，除了自我搅拌之外的过程，如巨型行星形成，在星子盘的演化历史中发挥了作用。
2005-08-05 astro-ph
Infrared Emission from the Dusty Disk Orbiting GD 362, An Externally-Polluted White Dwarf
我们报告斯皮策空间望远镜测光之间的3.6微米和24微米和光谱之间的GD 362，一个白矮星的有效温度接近10,000 K，显示出显着的高浓度的金属在其光球和热红外过剩的5微米和15微米。我们近似再现红外连续谱和非常强的10微米硅酸盐发射功能与模型的轨道尘埃盘，这是平坦的50恒星半径和50和70恒星半径之间的翘曲。微弱的24微孔通量暗示了相对少量的冷物质，这表明该盘位于恒星的洛希半径内，我们可能正在目睹一个小行星大小的天体被潮汐摧毁的系统。如果是这样的话，光球金属丰度的测定可以测量太阳系外小行星的整体组成。
2007-01-16 astro-ph
8-13 micron spectroscopy of NGC 253: a spatially resolved starburst
NGC 253是一个附近的螺旋星系，目前正在经历一个100 pc直径区域的恒星形成核爆发。我们目前的空间分辨8- 13微米低分辨率光谱在四个位置沿8- 13微米发射的脊。我们发现，相对强度的离子，尘埃发射功能，尘埃连续发射随星系中的位置而变化，但可以占无处不在，而不诉诸灭绝的硅酸盐。最亮的中红外峰（从原子核移开）具有连续谱和11.1- 12.9微米“平台”发射的高水平，表明尘埃在光分解区域内受热。在最亮的中红外峰的位置上获得的光谱在3年的过程中没有显着的时间变化。
1998-12-16 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
Migration of Asteroidal Dust
我们数值研究尘埃粒子的迁移与初始轨道接近的编号小行星。硅酸盐粒子在其寿命期间与地球相撞的比例从40微米粒子的0.2%到1微米粒子的0.008%不等。几乎所有直径d>4微米的粒子都与太阳相撞。迁移的小行星尘埃粒子的半长轴分布在与地球和金星的n/（n+1）共振处的峰值以及与这些行星的1：1共振相关的间隙对于较大的粒子更为明显。
2003-03-17 astro-ph
Hot Dust and PAH Emission at Low Metallicity: A Spitzer Survey of Local Group and Other Nearby Dwarf Galaxies
我们目前斯皮策太空望远镜4.5和8.0微米成像的15个本星系群和附近的矮星系。我们的样本跨越了一个以上的范围内的dex在星云的金属丰度和超过三个数量级在当前的恒星形成率，使我们能够研究的依赖性的扩散8微米的排放，来自热尘埃和多环芳烃，对这些参数。我们在样本中最明亮的四个星系（IC 1613，IC 5152，NGC 55和NGC 3109）中检测到突出的8微米漫射发射，其他四个星系（DDO 216，六分仪A，六分仪B，WLM）的低表面亮度发射，其余天体没有漫射发射。我们观察到的弥漫8微米发射与当前的恒星形成率和星云的金属丰度在我们的样本中的星系的一般相关性。然而，我们也看到这些相关性的例外，这表明其他过程也可能对热尘/PAH排放的产生产生显着影响。这些星系都有年老和中等年龄恒星形成的证据，因此缺乏弥漫的8微米辐射不能归因于年轻的星系年龄。此外，我们发现风不太可能解释弥漫的8微米排放的缺乏，因为这些物体中的中性气体的高分辨率成像显示没有井喷的证据。此外，我们提出，在低金属含量系统中缺乏弥漫的8微米发射可能是由于超新星冲击破坏尘埃颗粒，假设再生尘埃颗粒和多环芳烃分子的时间尺度较长的破坏时间尺度。对于所观察到的微弱的弥漫性8微米发射，最可能的解释至少部分是由于一般不存在灰尘（包括多环芳烃），与其低金属丰度一致。
2006-03-31 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
Spitzer Observations of the Prototypical Extremely Red Objects HR10 and LBDS53W091: Separating Dusty Starbursts from Old Elliptical Galaxies
我们介绍了斯皮策太空望远镜观测的研究非常红的物体（ERO）HR10和LBDS 53W 091从3.6到160微米。这些星系是两类主要ERO的原型：尘埃星暴和古老的演化星系。这两个星系，以及LBDS 53W 069，另一个古老的静止星系的例子，都被探测到了8微米。然而，只有尘埃星暴HR10在远红外线上被探测到。这三个ERO的恒星质量都是10^11 M（太阳）的几倍。利用演化模型拟合它们的多波段光度学，我们预测了1<z<2处相似ERO的红外颜色。我们发现，观察到的10微米，这两个ERO类几乎是不可区分的光度。深度光谱学和24微米数据允许分类。
2006-07-21 astro-ph
Toward understanding the 3.4 micron and 9.7 micron extinction feature variations from the local diffuse interstellar medium to the Galactic center
从观测上看，3.4微米脂肪烃C-H伸缩吸收特征和9.7微米无定形硅酸盐Si-O伸缩吸收特征都显示出从局部弥散星际介质（ISM）到银河系中心（GC）的相当大的变化：可见消光比（A_V）与9.7微米Si-O光学厚度的比值（\tausil）和A_V与3.4微米C-H光学厚度之比（\tauahc）约为GC的2倍。在这项工作中，我们试图解释这些变化的多孔粉尘模型组成的混合物的无定形硅酸盐，碳质有机耐火粉尘（以及水冰的GC粉尘）。
2008-12-10 astro-ph
Determination of limits on disc masses around six pulsars at 15 and 90 microns
我们已经用ISOCAM和ISOPHOT分别在15微米和90微米处搜索了围绕六颗附近双星运行的尘埃的发射证据，这六颗双星都是双星，也都是孤立的，距离在100到1000 pc之间。在任何脉冲星位置都没有探测到辐射，对于最近的脉冲星J 0108 -1431，通量密度的3 σ上限在15微米处约为66 mJy，在90微米处约为22.5 mJy。使用辐射通量的简单模型，可以推断出在给定温度下环绕脉冲星尘埃质量的上限;将其与使用Foster & Fisher（1996年）的尘埃加热模型获得的轨道质量上限进行比较。这些结果表明，它们中的任何一个都不太可能拥有足够大的绕脉冲星盘，未来可能会在其中形成行星。
2002-03-21 astro-ph
The Local Galaxy 8 micron Luminosity Function
位于牧夫座的NOAO深宽视场的SST调查提供了一个完整的8微米选择的星系样本，其极限（织女星）星等为13.5。在6.88度的$^2$场采样中，4867个星系中有79%的星系有光谱红移，这使得可以精确地确定本地（z<0.3）星系光度函数。恒星和尘埃辐射可以根据观测到的星系颜色来区分。尘埃辐射（主要是PAH）占8微米光度的80%，恒星光球占19%，活动星系核辐射约占1%。8微米选定星系的子样本具有蓝色，早期类型的颜色，但即使是其中大多数也有显着的PAH排放。总的8微米光度和单独的尘埃排放的光度函数都很好地拟合Schechter函数。对于8微米光度函数，特征光度为νL_ν^*（8.0 \micron）= 1.8 \times 10^{10} $ \Lsun while for the dust emission alone it is 1.6 x 10^{10}$ \Lsun \null。在z<0.3时，8个\micron的平均光度密度为3.1 x 10^7 \Lsun Mpc^{-3}，而仅来自尘埃的平均光度密度为2.5 x 10^7 \Lsun Mpc^{-3}。这种光度主要来自具有8个\micron光度（$νL_ν$）的星系，介于$2\times 10^9$和$2 x 10^{10}$ \Lsun之间，即，而不是LIRGs或ULIRGs。
2007-04-26 astro-ph
Non-Uniform Outflow Observed around Infrared Object NML Cygni
U.C.的测量。伯克利红外空间干涉仪在11.15微米已经产生了强有力的证据，多个尘埃壳和/或显着的不对称尘埃排放NML天鹅座周围。报告的新观测还包括1994-1995年拍摄的多个8-13微米光谱和1980-1992年拍摄的N波段（10.2微米）测光。这些和过去的测量进行了分析，并拟合到NML天鹅座周围的灰尘分布模型。没有发现与近红外和中红外观测一致的球对称单尘埃壳模型。然而，11微米亮度分布的圆形对称最大熵重建表明尘埃分布的双壳模型。这样一个模型，包括一个几何薄壳的中间光学深度（$τ_{11 micron} \sim 1.9$）加上外壳（$τ_{11 micron} \sim 0.33$），是一致的，不仅与11微米的可见度数据，而且与近红外斑点测量，宽带光谱，和9.7微米的硅酸盐功能。外壳或大尺度结构仅通过11微米处的长基线干涉测量法揭示，温度太低（$\sim$ 400 K）而不能在近红外中起作用，并且在中红外中没有明确的光谱特征。Ossenkopf，Henning，& Mathis（1992）的光学常数被证明优于Draine & Lee（1984）的常数，在拟合硅酸盐特征的详细形状和该物体的宽带光谱方面。Richards，Yates，& Cohen（1996）对天鹅座NML附近H $_2$ O脉泽辐射的观测结果与两个尘埃壳层的位置一致，为双壳层模型提供了进一步的证据。
1997-02-12 astro-ph
The Dust and Gas Around beta Pictoris
我们已经获得了斯皮策IRS的5.5 - 35微米光谱的碎片盘周围的β Picture。除了最初从地面观察到的10微米硅酸盐发射特征外，我们还检测到28微米和33.5微米的结晶硅酸盐发射带。这是第一次在β Picardiac盘中看到波长超过10微米的硅酸盐带。所观察到的尘埃排放是很好地再现由蓬松的彗星和结晶橄榄石聚集体组成的尘埃模型。我们搜索了分子氢和原子[S I]，Fe II和Si II气体的线发射，但没有检测到。假设激发温度Tex = 100 K，我们将H2 S（1）气体质量的3 σ上限设为<17个地球质量。这表明，这个系统中的气体比形成木星外壳所需的气体要少。我们假设，一些原子Na I气体中观察到的开普勒旋转β Picture周围可能产生的光子激发解吸从拱星尘埃颗粒。
2007-05-21 astro-ph
The last gasps of VY CMa: Aperture synthesis and adaptive optics imagery
我们在1.25微米，1.65微米，2.26微米，3.08微米和4.8微米的红超巨星VY CMa的新的观测。利用了两种互补的观测技术：10米长的EISK-1望远镜上的非冗余孔径掩模，以前所未有的分辨率获得最内部区域的图像;以及拉西拉的欧洲南方天文台3.6米望远镜上的自适应光学成像，在宽视场上获得极高（~10^5）的峰噪比动态范围。首次在近红外波段解析了内部尘埃壳层，揭示了星周辐射在0.1”（~15 R_star）范围内的单侧扩展。在1.65微米、2.26微米和3.08微米处，星周尘埃壳的视光学深度估计为1.86 +/- 0.42、0.85 +/- 0.20和0.44 +/- 0.11。这些新的结果使得VY~CMa的辐射热光度可以独立于尘埃壳层的几何形状进行估算，得到L_star ~ 2x10^5 L_sun。在距离中心源4”的昏暗的扩展星云中观察到了各种尘埃凝结，包括一个大的散射羽流和一个弓形的尘埃特征。虽然星云状羽流的起源仍然不确定，一个几何模型的发展假设羽流是由径向驱动的尘埃颗粒形成在一个旋转的流动插入点与旋转周期之间的1200-4200年，这可能是恒星旋转周期或轨道周期的一个看不见的同伴。
1998-10-01 astro-ph
Distribution of dust clouds around the central engine of NGC 1068
我们研究了NGC 1068中心发动机周围的尘埃云的分布，基于移动和添加的8.8 - 12.3微米（MIR）多滤波器图像和3.0 - 3.9微米（L波段）光谱与斯巴鲁望远镜获得。在中心峰周围100 pc（1.4”）的区域内，我们成功地构建了MIR和L波段连续光谱以及9.7微米和3.4微米尘埃特征的色温和发射率地图，空间分辨率为MIR 26 pc（0.37”）和L波段22 pc（0.3”）。我们的主要结果是：1）MIR连续谱的色温在中心引擎作为热源的情况下在热平衡温度附近散射，而L-波段连续谱的色温较高并且与距中心引擎的距离无关; 2）9.7微米硅酸盐吸收特征的峰值在某些位置向较长波长偏移;（3）尘埃特征的光学厚度比值与银河系的值不同，呈现复杂的空间分布;和4）有一个饼状的暖尘云，它是和平号连续谱发射率的增强，从中心向北延伸约50秒差距发动机我们推测，物质通过这片云落入中央引擎。
2006-05-19 astro-ph
Deep 10 and 18 micron Imaging of the HR 4796A Circumstellar Disk: Transient Dust Particles & Tentative Evidence for a Brightness Asymmetry
我们提供了HR 4796 A的新的10.8和18.2微米的图像，HR 4796 A是一颗年轻的A0 V恒星，最近被发现有一个壮观的，几乎是边缘的，拱星盘突出约20微米（Jayawardhana等1998; Koerner等1998）。这些新的图像，获得了OSCIR在凯克II，显示磁盘的大小在10微米是可比的大小在18微米。因此，发射18微米的粉尘也可能发射部分或全部10微米辐射。使用这些多波长图像，我们确定了中红外发射尘埃颗粒的“特征”直径为2-3微米，如果它们是球形的，由天文硅酸盐组成。这么小的粒子预计会在几百年内被辐射压吹出系统，因此这些粒子不太可能是原始的。圆盘的动力学模型（Wyatt等人，2000年）表明，圆盘表面密度在70 AU附近相对尖锐地达到峰值，这与Schneider等人（1999年）从他们的NICMOS图像中推导出的平均环形半径一致。我们目前的证据（~1.8西格玛意义）的亮度不对称，可能会导致从存在的黑洞和引力扰动的磁盘粒子轨道的低质量恒星的同伴或行星。这种“近心辉光”（pericenter glow）仍有待证实，是由于星盘的对称中心相对于中心恒星HR 4796 A有一个非常小（几个天文单位）的位移;环内边界的一侧移向HR 4796 A，因此变得更温暖，发出更多的红外线。近心辉光的可能检测意味着检测行星盘上甚至复杂的动力学效应是触手可及的。
1999-09-21 astro-ph
Dust emission in the far-IR as a star formation tracer at z=0: systematic trends with luminosity
我们调查，如果尘埃排放在远红外连续提供了一个强大的估计恒星形成率（SFR）附近，正常的晚型星系。我们关注的是40 - 1000微米光度（L_dust）与远紫外（0.165微米光度）的比值，这与最近的恒星形成有关。现有的0.165、60、100和170微米的总测光将统计数据限制在30个星系，然而，这些星系在观测到的K波段（2.2微米）光度、形态和倾角（i）（因此被尘埃衰减）方面跨越了很大的范围。这个样本表明，L_dust与观测到的远紫外光度的比率不仅取决于i，正如预期的那样，而且还取决于形态，更严格地说，取决于观测到的K波段光度。我们发现L_dust/L_FUV与e ^（-tau_K）（alpha +0.62）（L_K）^（0.62）成正比，其中L_FUV和L_K分别是远紫外和K波段的未衰减恒星光度，alpha是0.165微米（tau_FUV）和2.2微米（tau_K）处的衰减光学深度之比。这种关系是零阶独立的i和形态。它可以进一步表示为与（L_K）^delta成比例的L_dust/L_FUV，其中delta = 0.61 - 0.02 α，在观测激发的假设下，对于平均倾角，e ^（-tau_K）与（L_K）^（-0.02）成比例。我们采用两种不同的模型的内部尘埃的恒星光衰减的计算，得到立体角平均值的α。我们发现，三角洲是积极的，并减少对0从更明亮的亮度较低的星系。这意味着对于附近的…
2003-08-21 astro-ph
Very Large Telescope three micron spectra of dust-enshrouded red giants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9--4.1微米范围内的大样本的红外星在大麦云（LMC），选择的基础上的MSX和2 MASS的颜色是非常灰尘笼罩的AGB恒星候选人。在30个目标中，有28个被确定为碳星，大大增加了LMC中已知的光学不可见碳星的数量。我们还提出了六个红外明亮的恒星或附近的三个集群在大麦哲伦星系的光谱，确定其中四个碳星和两个富氧超巨星。我们分析了C2 H2在3.1和3.8微米处的分子带，HCN在3.57微米处的分子带，以及我们归因于C2 H2的在3.70- 3.78微米区域中的尖锐吸收特征。有证据表明大麦哲伦星系碳星中C2 H2的丰度普遍较高，这表明大麦哲伦星系中金属丰度较低的碳氧丰度比较高。初始金属丰度较低也可能导致HCN和CS丰度较低。红外碳星的样品表现出一个范围内的C2 H2：HCN丰度比。我们没有发现强烈的相关性之间的性质的分子大气和拱星尘埃信封，但所观察到的吸收带的强度和形状的差异可以解释激发温度的差异。高质量损失率和强脉动将被视为与大尺度的分子大气高度相关。
2005-10-18 astro-ph
A Direct Detection of Dust in the Outer Disks of Nearby Galaxies
我们使用IRAS 100微米巡天图像测量了两个独立星系样本中100微米星系发射的程度，并限制了尘埃在大半径（$\ltsim$ 30 kpc）的分布。第一个样本由90个来自RC 3星表的邻近星系（v < 6000 km/s）组成，它们具有相似的角尺寸和绝对光度（5 arcmin $\leq $ D $_{25} \leq$ 10 arcmin和$-22.5 \leq $ M $_{B} \leq -18$），这些星系在100微米的图像中被孤立。第二个样本由24个本星系组成（v < 1500 km/s，10 arcmin $\leq $ D $_{25} \leq$ 30 arcmin）。我们重新缩放这些星系的100微米的图像，使用它们的光学直径，D $_{25}$，旋转的图像，使用它们的光学主轴的位置角，构建的平均值和中值图像，并rebin到极坐标系的最终图像研究100微米的发射作为半径和方位角的函数。我们发现，在5弧分-10弧分的典型星系中，100微米的辐射至少延伸到27 kpc（2 $σ$探测）的半径，在10弧分-30弧分的典型星系中，100微米的辐射至少延伸到21 kpc（2 $σ$探测）的半径（H $_{0} = $ 75 km/s/Mpc）。在这两种样品中，发射优先沿光学主轴伸长。我们沿长轴对100微米发射拟合指数，并测量$2.5 \pm$ 0.8 kpc的标度长度（90%…
1998-03-13 astro-ph
Large Circumbinary Dust Grains Around Evolved Giants?
我们已经检测到450微米，850微米和1.35毫米的连续辐射，来自SS Lep（或17 Lep），3 Pup和可能的BM Gem，可能或确认的双星系统由至少一个进化的巨人组成。观测到的亚毫米波通量可能是由颗粒而不是电离气体发射的。在每个源的6弧秒内，尘埃温度大于70 K。为了解释为什么恒星附近的颗粒温度如此之低，我们认为波长大于450微米的辐射是由半径为0.1毫米的粒子产生的，这些大粒子可能是在环绕双星轨道的圆盘中通过凝聚而生长的。
2001-02-19 astro-ph
An atlas of mid-infrared dust emission in spiral galaxies
本文给出了用ISOCAM观测到的43个旋涡星系中选定区域的7微米和15微米/7微米强度比的尘埃辐射图。这个图集是对基于这些观测的研究的补充，涉及棒星系中心和螺旋盘中的恒星形成。它是伴随着一个详细的描述，数据减少和库存的通用形态学特性的组定义根据酒吧的强度和HI气体含量。
2001-02-02 astro-ph
The SCUBA Local Universe Galaxy Survey I: First Measurements of the Submillimetre Luminosity and Dust Mass Functions
我们使用SCUBA观测了从IRAS BGS选择的60微米的104个星系的完整样本，并在这里给出了850微米的测量结果。用单温尘埃模型拟合60、100和850微米的通量，得到样品平均温度T=36 K，β = 1.3。我们不排除尘埃比这更冷的可能性，如果存在20 K的成分，那么我们的尘埃质量将增加1.5-3倍。我们提出了第一次测量的光度和尘埃质量的功能，这是很好地拟合Schechter函数（不像那些60微米）。我们已经将许多全球星系的性质与亚毫米波相关联，并发现光学亮度较低的星系倾向于包含较温暖的尘埃，并具有更大的恒星形成效率（参见。Young 1999）。样本的平均气尘比为581 +/- 43（使用原子和分子氢），明显高于银河系的值160。我们认为这种差异是由于T < 20 K时的冷尘埃成分造成的。尘埃质量和从CO测量中估计的氢分子质量之间存在着惊人的紧密相关性，其内在散射约为50%。
2000-02-10 astro-ph
The Dust cloud around the White Dwarf G 29-38
我们用斯皮策太空望远镜的照相机（4.5和8微米）、光度计（24微米）和摄谱仪（5.5-14微米）对白矮星G 29-38进行了新的观测。这颗恒星有一个非常大的红外线过剩，相当于辐射热光度的3%。光谱能量分布具有约4.5微米的连续谱峰和比连续谱亮1.25倍的9-11微米发射特征。在距离恒星1-5 Rsun的发射区中，无定形橄榄石和少量镁橄榄石的混合物可以复制9-11微米特征的形状。光谱能量分布似乎也需要无定形碳来解释热连续谱。我们的新测量结果支持了这样一种观点，即彗星或小行星相对较近的分裂产生了云。
2006-01-13 astro-ph
The Dust Content and Opacity of Actively Star-Forming Galaxies
本文介绍用ISO光度计对八个低红移星暴星系进行的150微米和205微米远红外测光。八个星系中的五个在两个波段都被探测到，这些数据与IRAS档案测光一起被用来模拟λ>40微米的尘埃排放。远红外光谱能量分布（SED）最适合由两个修改的普朗克函数的组合，与T~40-55 K（暖尘）和T~20-23 K（冷尘），并与尘埃发射率指数ε =2。冷尘埃可以是星暴星系远红外辐射的主要贡献者，占总通量的60%。这一部分不仅被一般的星际辐射场加热，也被星暴本身加热。冷尘埃质量比温暖的尘埃质量大150倍，使我们样本中恒星爆发的气尘比接近银河系的值，一旦重新调整为适当的金属丰度。在1-1000微米范围内的尘埃远红外辐射总量与40-120微米范围内的红外天文卫星远红外辐射总量之比约为1.75，星系之间的差异很小。远红外辐射预测的尘埃变红的紫外到近红外恒星辐射是在一个因素内的观测值在单个星系和20%内，平均超过一个大的样本。如果我们的局部星暴样本代表了高红移（z>1），紫外光明亮的恒星形成星系，这些星系的远红外辐射通常在亚毫米巡天中无法检测到，除非（1）它们的热光度与超亮远红外星系相当或更大，（2）它们的远红外辐射包含冷尘埃成分。
1999-11-24 astro-ph
