Asymmetric silicate dust distribution toward the silicate carbon star BM Gem
硅酸盐碳星显示出10微米的硅酸盐辐射，尽管它们的光球富含碳。它们被认为有环双星或环伴星盘，作为过去质量损失所脱落的富氧物质的储存库。我们提出了在甚大望远镜干涉仪（VLTI）的硅酸盐碳星BM宝石的N波段光谱干涉观测。我们的目标是探测富氧尘埃的空间分布与高空间分辨率。使用UT 2-UT 3和UT 3-UT 4基线配置，在44- 62 m基线处用VLTI/VLBI观测BM Gem。BM Gem的N波段荧光强度在8 ~10 μ m范围内急剧下降，在10 μ m范围内逐渐增加，反映了亚微米级无定形硅酸盐颗粒的光学薄硅酸盐发射特征。在~44--46 m基线处获得的微分相位在~9和11微米之间的硅酸盐发射特征的中心部分显示出显著的非零值（~ -70度），揭示了硅酸盐发射区域的光心移位和不对称性质。观测到的N波段的vibration和微分相位可以用一个简单的几何模型来解释，在这个模型中，未分辨的恒星被一个具有方位亮度调制的环所包围。最佳拟合模型的特征是一个宽环（10微米处约70质量），其中明亮的区域与未解析的恒星偏移约20质量，位置角约为280度。这个模型可以被解释为一个系统的circum-companion盘，是一致的光谱特征的吸积盘周围的一个看不见的同伴最近发现的紫光谱BM宝石。
2008-07-21 astro-ph
The 10 micron amorphous silicate feature of fractal aggregates and compact particles with complex shapes
我们模拟了由无定形硅酸盐组成的非球形颗粒的10微米吸收光谱。我们考虑两类粒子，紧凑的和分形聚集体组成的均匀的球体。对于紧凑的粒子，我们考虑高斯随机球与各种程度的非球。对于分形聚集体，我们计算不同分形维数的吸收光谱。使用众所周知的离散偶极近似法计算这些粒子在随机取向中的集合的10微米光谱。我们比较我们的结果时，使用体积等效均匀的球体和那些使用多孔球近似计算得到的光谱。我们的结论是，在一般情况下，非球形粒子显示出的光谱特征是类似的均匀的球体具有较小的材料体积。当用具有相同体积填充分数的多孔球体近似颗粒时，这种效应被高估。对于通常预测为宇宙尘埃的分形维数的聚集体，我们表明，即使在非常大的颗粒中也可以检测到非常小的均匀球体（体积等效半径r_V<0.5微米）的光谱特征。我们的结论是，颗粒大小被低估时，使用均匀的球体模拟天文源的发射光谱。相比之下，当使用等效多孔球来拟合10微米硅酸盐排放的观察结果时，颗粒尺寸被严重高估。
2005-09-14 astro-ph
The Deep Silicate Absorption Feature in IRAS 08572+3915 and Other Infrared Galaxies
本文介绍了超亮红外星系IRAS 08572+3915的新的中红外（10和20微米）分光光度学。10微米的光谱揭示了深硅酸盐吸收特征，而20微米的光谱没有显示出18微米硅酸盐吸收特征的明确证据。一条星际消光曲线被拟合到IRAS 08572+3915和另外两个深硅酸盐红外星系NGC 4418和Arp 220。研究发现，纯消光不能解释这些光源的光谱能量分布。另一方面，无论是硅酸盐吸收的强度和整体光谱能量分布的三个星系同意与银河系原恒星的放大模型。从这个协议，我们得出结论，红外辐射来自一个光学厚尘埃壳周围的紧凑的电源。电源的大小被限制为小于几个秒差距。我们认为，这些星系的总光度的一个显着的部分来自深深嵌入尘埃中的活动星系核。
1997-05-30 astro-ph
Silicate emissions in active galaxies - From LINERs to QSOs
我们报告的第一个检测到的~10和~18微米的硅酸盐尘埃排放的低光度活动星系核（AGN），获得斯皮策IRS 7-37微米光谱的1型LINER星系NGC 3998。活动星系核中的硅酸盐发射只是最近才在几个类星体中被探测到。我们的探测反驳了硅酸盐辐射只存在于最明亮的活动星系核中的说法。硅酸盐特征可能是一个尘埃“模糊环”的特征，正如1型活动星系核所假设的那样。然而，表面上很冷（~200 K）的尘埃与理论上预期的更热的环面壁不一致。此外，并非所有的第1类物体都是硅酸盐排放源。或者，硅酸盐排放物可能源于与环体不直接相关的尘埃。我们发现，在NGC 3998的发射的长波长（>20微米）的尾巴是显着弱于最近由郝等人提出的明亮的类星体的样品。在我们的NGC 3998光谱中的10微米的轮廓是不一致的“标准”的硅酸盐ISM尘埃。这可能表明粉尘成分、粒度分布或结晶程度的差异。NGC 3998、类星体和银河系模板之间的差异表明存在显著的环境变化。
2005-06-29 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
On the Anomalous Silicate Emission Features of AGNs: A Possible Interpretation Based on Porous Dust
最近斯皮策探测到的9.7微米硅-O硅酸盐发射的第1型活动星系核提供了支持活动星系核统一计划。硅酸盐尘埃的性质对于理解活动星系核周围模糊尘埃环的物理、化学和演化性质具有重要意义。与银河系星际介质（ISM）相比，1型活动星系核的10 μ m硅酸盐辐射轮廓变宽，峰值位置明显向长波移动。在文献中，这通常被解释为活动星系核的硅酸盐成分、大小和结晶度与银河ISM的偏差。在这封信中，我们表明，所观察到的峰移和轮廓加宽的9.7微米硅酸盐发射功能可以解释在普通的星际无定形硅酸盐，无定形碳和真空组成的多孔复合尘埃。多孔尘埃是自然预期在周围的活动星系核密集的环核区域，作为一个结果的颗粒凝聚。
2008-08-29 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
Abundant crystalline silicates in the disk of a very low mass star
我们宣布发现了SST-Lup 3 -1，这是一颗质量非常低的恒星，靠近狼疮III中的褐矮星边界，有一个圆形（子）恒星盘，由斯皮策遗产计划的“核心到边缘”从中，近红外和光学数据发现，在其光谱中具有非常明显的结晶硅酸盐特征。这是第一个用IRS拍摄的完整的5至35微米光谱的物体，它显示出强烈的10和20微米硅酸盐特征，具有高特征与连续体的比率和清晰的晶体特征，达到33微米。在磁盘上层的灰尘有一个结晶硅酸盐颗粒分数之间的15%和33%，这取决于假设的灰尘连续。完整的斯皮策红外光谱的可用性允许分析尘埃成分作为温度和磁盘中位置的函数。造成10微米特征的热（~ 300 K）尘埃由小（~ 0.1微米）和大（~ 1.5微米）颗粒的大致相等的混合物组成，而造成较长波长硅酸盐特征的冷（~ 70 K）尘埃主要包含大颗粒（> 1微米）。由于冷尘埃排放来自内部（< 3 AU）盘的深层以及外部（3-5 AU）盘的表层，这为颗粒生长和盘中沉降的结合提供了直接证据。两种组分中推断的结晶质量分数相当。由于只有盘的内部0.02 AU足够热以退火无定形硅酸盐颗粒，即使是15%的结晶材料的最低分数也需要非常有效的混合或其他形成机制。
2007-01-24 astro-ph
Silicate Emission in the Spitzer IRS spectrum of FSC 10214+4724
我们提出了z=2.2856的超亮红外星系FSC 10214+4724的第一个MIR光谱，由斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪获得。该光谱的静止波长范围为2.3-11.5微米，涵盖了许多关键的诊断发射和吸收特征。IRS光谱中最突出的特征是在静止帧10微米处的硅酸盐发射。我们还在7.65微米的静止波长处检测到未分辨的发射线，我们将其鉴定为[NeVI]，并且在5.6微米处检测到轻微分辨的特征，鉴定为[Mg VII]和[Mg V]的混合物。在FSC 10214+4724光谱中没有强PAH发射特征。我们将6.2微米PAH排放的等效宽度限制为0.1微米，但没有看到相应的7.7微米特征的证据。光谱能量分布的半经验拟合表明，大约45%的辐射热光度来自于50 K的冷尘埃，一半来自于190 K的暖尘埃，其余的5%来自于640 K的热尘埃。热尘埃需要适合陡峭的MIR光谱的蓝端。FSC 10214+ 4724的红色连续光谱、强烈的硅酸盐发射、很少或没有PAH发射，以及没有硅酸盐吸收，使得FSC 10214+4724与迄今为止用IRS观测到的大多数其他ULIRGs或AGN不同。这些明显矛盾的性质可以解释为活动星系核是高度放大的透镜，掩盖了（占主导地位的）覆盖星暴异常微弱的PAH排放。
2006-01-03 astro-ph
Pixie Dust: The Silicate Features in the Diffuse Interstellar Medium
我们已经分析了9.7和"18“微米星际硅酸盐吸收功能沿视线向四个严重的银河系WC型沃尔夫-拉叶星（WR）。我们构建了两个星际消光曲线从1.25到25微米使用近红外消光测量从文献中随着WR 98 a（代表本地ISM）和GCS 3（代表银河系中心）的硅酸盐配置文件。我们研究了星际硅酸盐的矿物学，通过比较橄榄石和辉石化学计量学的无定形硅酸盐的消光剖面与WR 98 a光谱中的9.7和"18“微米吸收特征。在这个分析中，我们考虑了固体和多孔球体以及椭球体的连续分布。虽然不可能同时为两种配置文件提供完美匹配，但我们发现最佳匹配需要这两种类型化合物的混合物。我们还认为氧化铁，铝硅酸盐和碳化硅（SiC）的颗粒成分。铁氧化物不能容纳在观察到的光谱中，而SiC中的Si的量被限制为<4%。最后，我们讨论了宇宙元素丰度对硅酸盐矿物学，颗粒形状和孔隙度的限制。
2005-10-05 astro-ph
Water Ice, Silicate and PAH Emission Features in the ISO Spectrum of the Carbon-rich Planetary Nebula CPD-56 8032
本文介绍了晚期WC型行星状星云核心CPD-56 8032及其富碳星云的ISO SWS和LWS光谱。非常广泛的覆盖范围（2.4-197微米）使我们能够识别来自富氧和富碳的星周物质的清晰和同时存在的发射特征。去除平滑的连续谱突出了3-14微米区域的多环芳烃（以下简称PAH）的明亮发射谱带特征，18微米的结晶硅酸盐谱带，以及43和62微米的结晶水冰谱带。我们讨论了可能的演化状态和历史，这个不寻常的对象（a）最近的过渡，从O-丰富的C-丰富的流出后，氦壳闪光;或（b）富碳星云流出遇到O-丰富的彗星云。
1999-01-11 astro-ph
3 - 14 Micron Spectroscopy of Comets C/2002 O4 (Honig), C/2002 V1 (NEAT), C/2002 X5 (Kudo-Fujikawa), C/2002 Y1 (Juels-Holvorcem), 69P/Taylor, and the Relationships among Grain Temperature, Silicate Band Strength and Structure among Comet Families
我们报告了2002年8月至2003年2月期间观测到的4颗彗星的3 - 13微米光谱：2002年8月1日C/2002 O 4（Honig），2003年1月9日和10日C/2002 V1（NEAT），2002 X5（Kudo-Fujikawa），2003年1月9日和10日，以及C/2002 Y1（Juels-Holvorcem），2003年2月20日。此外，我们还包括了69 P/Taylor（1998年2月9日）早期获得的数据，但以前没有发表过。对于泰勒彗星、霍尼格彗星、NEAT彗星和工藤藤川彗星，硅酸盐发射带被探测到，分别比连续谱高出约23%、12%、15%和10%。Juels-Holvorcem彗星的数据质量不足以检测到与其他三个物体相当强度的硅酸盐带的存在，我们将这一特征的上限定为24%。NEAT和Kudo-Fujikawa中的硅酸盐特征均包含结构，表明存在结晶材料。将这些数据与其他彗星的数据相结合，我们证实了Gehrz & Ney（1992）和Williams等人（1997）关于动态新彗星和长周期彗星的硅酸盐带强度与晶粒温度之间的相关性，但大多数木星家族天体可能偏离这种关系。关于木星家族天体的有限数据表明，它们可能具有与以前的天体略有不同的硅酸盐带。最后，当与在前主序星中观测到的硅酸盐发射带相比时，动态的新的长周期彗星最接近于更进化的恒星系统，而关于木星家族天体的有限数据（在数…
2004-04-19 astro-ph
Spectropolarimetry of the 3.4 micron Feature in the Diffuse ISM toward the Galactic Center Quintuplet Cluster
脂肪族碳氢化合物在3.4微米处表现出吸收特征，朝向星际介质的扩散区域取样的源观察。造成这一特征的吸收剂被认为存在于星际尘埃的某些成分中，但粒子的物理性质（大小，形状，结构等）不确定。星际极化的观测提供了鉴别。由于已知携带硅酸盐吸收特征的颗粒是对齐的，因此跨越3.4微米烃特征的极化可用于测试硅酸盐核-有机耐火地幔颗粒理论。虽然3.4微米的特征已经被观察到在朝向银河系中心的一条视线上没有偏振，但在同一条视线上没有相应的硅酸盐偏振测量。在这里，我们目前的光谱偏振观测GCS 3-II和GCS 3-IV对银河系中心，在那里的9.7微米硅酸盐偏振已被观察到。我们发现，在3.4微米的特征上没有检测到极化，极限为0.06 +/-0.13%（GCS 3-II）和0.15 +/-0.31%（GCS 3-IV），远低于核幔模型基础上的最低极化预测。我们的结论是，碳氢化合物在弥漫ISM不驻留在相同的颗粒作为硅酸盐和可能形成一个单独的人口的小颗粒。
2006-07-12 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
Silicate Emission in T Tauri Stars: Evidence for Disk Atmospheres?
我们提出了低分辨率的中红外光谱的9个经典的金牛座T星与变色龙I暗云。这些数据是用红外空间观测台上的PHOT-S仪器在2.5-4.9和5.9-11.7微米两个波长范围内获得的。所有九颗恒星都显示出10微米的硅酸盐发射的证据，这是光谱中唯一突出的特征。我们讨论了一个模型的起源，这些功能在一个热的光学薄的表面层的拱星盘周围的中央年轻的恒星（即磁盘大气）。我们报告了我们的观测结果与基于这个简单模型对我们样本中大多数恒星的预测非常一致，假设半径< 1微米的无定形硅酸盐混合物是不透明度的主要来源。这些观测结果支持了扩展的盘状大气对年轻恒星的中红外通量有很大贡献的观点。
1999-12-06 astro-ph
Silicate Emission in the TW Hydrae Association
长蛇座TW星协是离我们最近的年轻星协。它的成员包括HD 98800、HR 4796A和长蛇座TW，后者是已知距离最近的经典金牛座T星。我们观察到这三颗恒星的光谱在3到13微米之间。在TW Hya中，光谱显示出硅酸盐发射特征，与许多其他具有原恒星盘的年轻恒星相似。11.2微米的特征表明有大量的结晶橄榄石，但并不像一些年轻恒星和太阳系彗星那样强烈。在HR 4796 A中，硅酸盐特征的热辐射非常微弱，表明恒星附近几乎没有（小硅酸盐）颗粒。HD 98800的硅酸盐谱带（我们观察到，但也由Sylvester和Skinner（1996）报道）的强度介于TW Hya和HR 4796之间。
2000-08-01 astro-ph
The absence of crystalline silicates in the diffuse interstellar medium
我们已经研究了尘埃沿视线对银河系中心使用短波长光谱仪（SWS）的数据与红外空间天文台（ISO）获得。我们集中在8-13微米的波长区域，其由强硅酸盐吸收特征主导。利用银河系中心源（GCS）3和4，这是富碳沃尔夫-拉叶星，作为参考对象，我们能够解开星际硅酸盐吸收和硅酸盐发射源固有的吸收轮廓，朝向Sgr A*，并得出一个非常准确的配置文件的内在9.7微米带。星际吸收带是平滑和无特征的，并使用15.1%的无定形辉石和84.9%的无定形橄榄石的质量，所有在球形亚微米尺寸的颗粒的混合物，以及再现。由于星际结晶硅酸盐的存在，没有直接的证据表明存在亚结构。我们能够确定扩散星际介质（ISM）中硅酸盐结晶度的上限，并得出结论，星际硅酸盐的结晶分数为0.2%（+/- 0.2%）质量。这比在演化恒星的星周环境中观察到的硅酸盐结晶度低得多，而硅酸盐是ISM尘埃的主要贡献者。对这种差异有两种可能的解释。首先，非晶化过程发生在ISM中的时间尺度明显短于破坏时间尺度，可能是由重离子的粒子轰击引起的。第二，我们考虑的可能性，在恒星喷出物中的结晶硅酸盐被稀释的无定形硅酸盐的额外来源，特别是超新星。
2004-03-26 astro-ph
Silicates in D-type symbiotic stars: an ISO overview
我们研究了一个D-型共生星的红外光谱特征。通过对未利用的ISO-SWS资料的分析，推导出尘埃带的基本观测参数，并与其它天文观测资料进行比较，试图突出环境对颗粒化学和颗粒质量的影响。我们发现强无定形硅酸盐发射带在10微米和18微米的样品中的大部分。对10微米波段的分析以及与几个天文来源的直接比较表明，共生星中的硅酸盐尘埃显示出介于典型的星周环境和星际介质之间的特征。这表明与物体的特定共生行为有关的谷物的再加工越来越多。通过对红外谱线的模拟，我们还研究了激波星云中尘埃颗粒的情况。这两个不寻常的耗尽值和高溅射效率可以解释的SiO分子，这是一个非常可靠的冲击示踪剂的形成。我们的结论是，由于共生活动的灰尘化学干扰的签名应寻找在外部，circumbinary，扩大壳的环境条件，粮食加工可能实现。因此，共生星是新的中红外和毫米观测的有吸引力的目标。
2007-03-25 astro-ph
Silicate Dust in Evolved Protoplanetary Disks: Growth, Sedimentation, and Accretion
本文给出了Tr 37和NGC 7160中33颗年轻恒星的Spitzer IRS光谱。样本包括MIPS超过24微米的高质量和中等质量恒星，这是1200万年前的星团NGC 7160中唯一已知的活跃吸积体，以及400万年前的星团Tr 37中的19颗低质量恒星。我们研究了10微米的硅酸盐特征，存在于整个样品的低质量恒星和3个高质量和中等质量的目标，我们发现，PAH发射是可检测的，只有在赫比格恒星。通过拟合10 μ m的硅酸盐特征，分析了暖光球硅酸盐颗粒的组成和大小，并研究了硅酸盐特征与恒星和星盘性质（年龄、SED斜率、吸积率、光谱类型）之间可能存在的相关性。我们发现的迹象表明，尘埃沉降与年龄和湍流富集的磁盘大气与大颗粒的效果。在所有的圆盘中，结晶颗粒对硅酸盐的总质量只有很小的贡献，并且似乎与任何其他性质无关，除了可能的二元性。我们还观察到，光谱与非常弱的硅酸盐发射的M星之间的频率至少3倍，比早期的光谱类型，这可能是一个内部磁盘演化的证据。最后，我们发现，5个高质量和中等质量的恒星有SED和IRS光谱与碎片盘模型，涉及行星形成，这可能表明碎片盘形成的年龄早在400万年。
2007-01-11 astro-ph
Crystalline silicate dust around evolved stars I. The sample stars
这是一系列的三篇论文中的第一篇，我们提出了在17个富氧的拱星尘埃壳周围的演化恒星样本中观察到的固态发射带的第一个全面清单。这些数据是用红外空间天文台（ISO）上的短波长和长波长光谱仪拍摄的，覆盖2.4至195微米的波长范围。光谱显示存在宽的10和18微米谱带，其可归因于无定形硅酸盐。此外，发现至少49个窄带，其位置和宽度表明它们可以归因于结晶硅酸盐。几乎所有这些波段在ISO之前都是未知的。我们已经测量了峰的位置，宽度和强度的个人，连续扣除带。基于这些测量，我们能够以降低结晶硅酸盐能带强度的顺序排列光谱。我们发现，发射带的强度与拱壳的几何形状相关，从直接成像或推断的光谱能量分布的形状。这自然地将样品分为显示盘状几何形状的物体（强结晶硅酸盐带）和其尘埃壳具有流出特征的物体（弱结晶硅酸盐带）。所有33.6微米镁橄榄石带在连续谱上强于20%的恒星都是盘源。我们定义光谱区域（称为复合物），其中发射带的浓度是明显的，在10，18，23，28，33，40和60微米。我们得出这些复合物的平均形状，并将其与节目明星的单个乐队形状进行比较。
2002-01-18 astro-ph
Dust Processing in Disks around T Tauri Stars
金牛座/御夫座暗云和长蛇座TW星群中12颗金牛座T型恒星的8-14微米发射光谱是由红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由美国宇航局通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。Spitzer上的数据进行了分析。假设10微米的特征来自金牛座T盘的光学薄表面层中的硅酸盐颗粒，则每个物体的8-14微米尘埃发射率来自其斯皮策光谱。发射率与实验室模拟的宇宙尘埃的不透明度相吻合。适合包括小的非球形颗粒的无定形硅酸盐（辉石和橄榄石），结晶硅酸盐（镁橄榄石和辉石），石英，以及大蓬松的无定形硅酸盐颗粒。在这些恒星中，结晶硅酸盐颗粒和大硅酸盐颗粒的比例变化很大。过渡盘天体CoKu Tau/4、GM Aur和DM Tau中的尘埃具有最简单的硅酸盐形式，几乎没有晶体成分的迹象，只有少量的大颗粒。这表明这些天体中的尘埃颗粒与它们在星际介质中的起源相比几乎没有改变。其他恒星显示出不同数量的结晶硅酸盐，类似于赫比格Ae/Be恒星的结晶度分散度，质量小于2.5太阳质量。晚期光谱型的低质量恒星可以有相当大比例的结晶硅酸盐颗粒。较高的石英质量分数往往伴随着低的无定形橄榄石，无定形辉石的比例。还发现，10微米特征的较低对比度伴随较大结晶度。
2006-05-17 astro-ph
VLTI/MIDI 10 micron interferometry of the forming massive star W33A
本文报道了对大质量年轻恒星W33 A的VLTI/VLBI分辨干涉观测。对于基线为45米、波长范围为8-13微米的波段，射电望远镜的观测提供了光谱色散的射电望远镜，其值在0.03和0.06之间。Vibrations表明，W33 A在8微米处具有约120 AU（0.030“）的FWHM尺寸，其在13微米处增加到240 AU，这在MYSO中是先前未探索的尺度。这一观察到的趋势与温度随距离下降的趋势一致。一维沙尘辐射转移模型同时拟合了可见光谱、强硅酸盐特征和中红外光谱能量分布（SED）形状。对于任何幂律密度分布，我们发现，大小（由vibrium暗示）和恒星的光度是不相容的。W33 A的光度需要减少到以前采用的三分之一，以匹配violet;这样的减少与斯皮策的MIPSGAL调查的新的高分辨率70微米数据一致。我们获得了最佳拟合模型，其中尘埃密度分布较浅，r^（-0.5）和r^（-1.0），以及通过降低石墨与硅酸盐的ISM比并利用奥森科普夫等人（1992）的光学颗粒特性产生的硅酸盐特征中的光学深度增加。
2007-11-03 astro-ph
The distribution of silicate strength in Spitzer spectra of AGNs and ULIRGs
本文分析了196个活动星系核和超电离层红外辐射样品中9.7微米硅酸盐特征的强度分布。平均光谱的类星体，Seyfert 1和Seyfert 2活动星系核，和ULIRGs。我们发现类星体在发射时具有硅酸盐特征，而Seyfert 1类星体同样具有发射或弱吸收的特征。Seyfert 2s以弱硅酸盐吸收为主，ULIRGs以强硅酸盐吸收为特征（平均视光学厚度约为1.5）。亮度分布表明，在静止坐标系5.5微米处，最亮的类星体和超亮红外集团的亮度是相似的，几乎是样本中最不亮活动星系核亮度的10^5倍。将其光谱特征和光度分布与IRS发现的z~2处的光学微弱红外源进行了比较，后者也具有较强的硅酸盐吸收特征。结果发现，本地ULIRGs是一个类似的人口，虽然他们有较低的光度和更强的吸收相比，高红移源。
2006-12-18 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
Silicate-break galaxies: an efficient selection method of distant ultraluminous infrared galaxies
本文提出了一种在z=1 - 2红移范围内的超红外类星体的光度选择方法。我们利用ULIRGs最突出的光谱特征，即9.7微米的硅酸盐吸收特征和中红外波长的优化滤光片系统。这些“硅酸盐断裂”星系可以通过使用颜色异常来选择，因为硅酸盐吸收特征在9.7（1+z）微米附近。这样的过滤器系统是可用的斯皮策太空望远镜，但我们建议，最有前途的选择标准将与ASTRO-F卫星的中红外波段，由于一组更全面的过滤器波段比斯皮策。本文利用恒星爆发和静止恒星形成星系的SED模型研究了硅酸盐破裂星系的选择方法，并利用观测到的邻近星系光谱对该方法进行了验证。我们预计，在当前和未来的中红外巡天中，每平方度可以探测到大约1000个硅酸盐断裂星系的候选者。硅酸盐断裂选择标准将打破各种星系演化模型之间的河外源计数和地方的恒星形成活动在z=1 - 2的强烈限制简并。应用我们的硅酸盐断裂技术的初始斯皮策的结果，我们已经初步确定了第一个候选的硅酸盐断裂星系在z=1.6。
2004-11-12 astro-ph
Silicate Emission Profiles from Low-Mass Protostellar Disks in the Orion Nebula: Evidence for Growth and Thermal Processing of Grains
本文利用美国西太平洋天文台的长波光谱仪（LWS）测量了猎户座星云中8个低质量原恒星天体的8- 13微米低分辨率光谱（R~100）。M.凯克天文台。在我们的样本中，除了一个源外，所有的源都显示出强烈的星周硅酸盐发射，其轮廓与在一些金牛座T和赫比格Ae/Be星中看到的轮廓在质量上相似。在所有情况下的硅酸盐配置文件是显着平坦的典型的星际尘埃的配置文件相比，这表明占主导地位的发射颗粒显着大于那些发现在星际介质。11.3到9.8微米的通量比-通常用作晶粒生长的指标-对于我们所有的目标来说都在0.8到1.0的范围内，这表明每个物体伴随的拱星盘的表面层中的典型晶粒尺寸大约为几微米。此外，硅酸盐剖面显示了一些晶体特征的证据，就像在其他年轻的恒星物体中看到的那样。我们的分析结果表明，在猎户座的光蒸发原恒星盘的颗粒已经经历了显着的增长，也许一些退火，这表明这些对象的颗粒演化是没有质的不同，从其他年轻的恒星对象。
2006-05-05 astro-ph
The Detection of Crystalline Silicates in Ultra-Luminous Infrared Galaxies
硅酸盐是星际尘埃的重要组成部分，这些颗粒的结构-无定形与结晶-对当地的物理条件很敏感。我们研究了一个超亮红外星系样品的红外光谱。在这里，我们报告了在11，16，19，23和28微米处发现的弱，窄吸收特征，结晶硅酸盐的特征，叠加在10和18微米处的宽吸收带上，这是由于该样品的一个子集中的无定形硅酸盐。这些特征表明橄榄石中存在镁橄榄石（Mg_2SiO_4）。在此之前，晶体硅酸盐只在星周环境中被观察到。在这些ULIRG中，镁橄榄石与无定形硅酸盐的衍生分数通常为0.1。这比银河系的星际介质中这个比率的上限0.01大得多。这些结果表明，在合并驱动的星爆环境中，将结晶硅酸盐注入ISM的时间尺度很短（例如，与消散气体的总时间相比），指出大质量恒星是结晶硅酸盐的主要来源。此外，由于宇宙射线的非晶化，这被认为是最重要的本地ISM，在激烈的星爆环境滞后。
2005-09-28 astro-ph
2.4 - 197 micron spectroscopy of OH/IR stars: The IR characteristics of circumstellar dust in O-rich environments
利用红外空间天文台上的短波长和长波长光谱仪获得了一些演化的富氧星的红外光谱。通过结合使用两台光谱仪进行的观测，获得了非常宽的波长覆盖范围（2.4-197微米），几乎包括了所有由源发射的通量，并使我们能够确定致密的星周尘埃壳的发射和吸收特征。这两种仪器获得的通量之间的一致性通常非常好;最大的差异可能是由于源的变异性。我们的富氧AGB星样本由于结晶硅酸盐和结晶水冰的发射和吸收而表现出丰富的光谱特征。在这项研究中，由于结晶硅酸盐和水冰在这些高质量损失率的对象的所有功能的定性概述。似乎质量损失率存在一定的起始值，高于该起始值，这些特征出现在光谱中。此外，结晶硅酸盐发射功能已被检测到的第一次在波长的无定形硅酸盐仍在吸收，这意味着不同的空间分布的两种材料。提出了球对称和轴对称几何。
1999-10-20 astro-ph
Crystalline Silicate Emission in the Protostellar Binary Serpens--SVS20
我们提出了空间分辨中红外光谱的I类/平谱原恒星双星系统SVS 20的巨蛇座云核心。使用Gemini-South上的中红外仪器T-ReCS获得光谱。SVS 20-South是两个光源中更明亮的一个，它显示出在11.3 \micron附近达到峰值的中红外发射光谱，而SVS 20-North则显示出峰值光学深度为$τ\sim 0.3$的浅无定形硅酸盐吸收光谱。去除视线消光的分子共同的信封后，“protostar-only”光谱被发现是占主导地位的强无定形橄榄石发射峰附近10 \micron。我们还发现了与SVS 20-S和SVS 20-N相关的结晶镁橄榄石和顽火辉石发射的证据。结晶硅酸盐在这样一个年轻的双星系统中的存在表明，在更进化的HAeBe和金牛座T前主序星中发现的颗粒加工可能开始于相对年轻的进化阶段，而质量吸积仍在进行中。
2005-04-29 astro-ph
Mid-IR Galaxy Classification Based on Silicate Obscuration and PAH Equivalent Width
我们提出了一个新的诊断图的基础上的6.2微米的PAH发射功能的等效宽度和9.7微米的硅酸盐功能的强度的红外星系的中红外光谱。根据星系在图中的位置，我们将星系分为9类，从连续主导的活动星系核热尘光谱和PAH主导的星暴光谱到吸收主导的深暗星系核光谱。我们发现星系系统地分布在两个不同的分支：一个是活动星系核和恒星爆发为主的光谱，一个是深度模糊的核和恒星爆发为主的光谱。分离成两个分支可能反映了两组来源中尘埃几何形状的根本差异：cluerous与非cluerous遮蔽。ULIRG的光谱沿着两个分支的全长被发现，反映了ULIRG家族的多样性。
2006-11-29 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
On the Unusual Depletions toward Sk 155, or What Are the Small Magellanic Cloud Dust Grains Made of?
小麦哲伦星云（SMC）是高红移原始星系的理想模拟物，它的尘埃与银河系中的尘埃有明显的不同，表现为远紫外消光曲线急剧上升，没有2175埃的消光特征，其红外发射光谱在~12微米处有一个局部极小值，这表明缺乏在银河系中普遍存在的超小碳质颗粒（即多环芳烃分子）。虽然目前的SMC尘埃模型都严重依赖于硅酸盐，最近的观测表明，SMC的视线对SK 155的硅和镁基本上是未耗尽和铁的消耗范围从轻度到严重，这表明金属颗粒和/或铁的氧化物，而不是硅酸盐，可能占主导地位的SMC尘埃。然而，在这封信中，我们应用Kramers-Kronig关系来证明金属颗粒和氧化铁都不能解释所观察到的灭绝;硅酸盐仍然是灭绝的重要贡献者，与SMC尘埃的当前模型一致。
2006-03-21 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
Spectroscopic diagnostic for the mineralogy of large dust grains
我们研究了不同化学成分和矿物学的大尘埃颗粒的热红外光谱。光学性质中的强共振导致可检测的光谱结构，即使当颗粒比其辐射的波长大得多时。我们将其应用于紧凑的无定形和结晶硅酸盐的热红外光谱。对于大于约10微米的晶粒，9.7和18微米的无定形硅酸盐的弱共振几乎消失。相比之下，结晶硅酸盐的强共振在大颗粒的红外光谱中产生发射下降;与小结晶硅酸盐颗粒中常见的发射峰相比，这些发射下降在波长上发生了偏移。我们讨论了蓬松或紧凑的颗粒结构对大颗粒的红外发射光谱的影响，并将我们的理论应用于织女星周围的尘埃壳。
2003-10-30 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
Spectropolarimetry of the 3.4 micron absorption feature in NGC 1068
为了测试银河系星际尘埃的硅酸盐核心/有机地幔模型，我们进行了分光偏振的3.4微米的C-H键的拉伸，这是脂肪烃的特性，使用赛弗特2星系，NGC 1068，作为一个明亮的，尘埃背景源的核心。偏振计算表明，如果NGC 1068中的颗粒具有核幔模型赋予银河弥漫ISM中尘埃的属性，它们将导致3.4微米特征的偏振可检测到的上升。没有观察到这种增加。我们讨论修改的基本核幔模型，如粒度的变化或存在额外的非烃对齐的颗粒人口，这可以更好地适应观测证据。然而，我们要强调的是，NGC 1068中3.4微米波段上没有极化现象--事实上，在迄今为止检查的每一条视线中都没有极化现象--可以很容易地用一群与硅酸盐没有物理联系的小的、未排列的碳质颗粒来解释。
2006-11-13 astro-ph
Temperature effects on the 15-85-micron spectra of olivines and pyroxenes
实验室硅酸盐的远红外光谱通常是在室温下获得的，尽管在波长> 20微米处观察到的天文硅酸盐发射带的颗粒可能在低于~150 K的温度下。为了研究温度对硅酸盐光谱的影响，我们在3.5 ± 0.5K和室温（295 ± 2K）下测定了粉末状镁橄榄石和橄榄石，以及两种正顽火辉石和透辉石单斜辉石的吸收光谱。为了确定光谱的变化，必须将两个温度下的分辨率从1 cm ^-1提高到0.25 cm ^-1，因为温度的降低会降低声子密度，从而减小红外峰的宽度。在295 K下观察到的几个谱带在3.5 K下分裂。在3.5 K时，橄榄石、顽火辉石和透辉石中孤立的单带宽度约为295 K宽度的90%。然而，在镁橄榄石中，31-，49-和69-微米带的3.5-K-宽度分别是其295 K宽度的90%，45%和31%。由于声子能量随着晶格收缩而增加，3.5-K-单重峰出现在比相应的295-K峰更短的波长处;波长偏移的幅度从25微米处的~0 - 0.2微米增加到80微米处的~0.9微米。还观察到光谱峰的相对波长的变化。λ_pk和带宽的温度依赖性显示出作为推断矿物学上不同的颗粒群的特征温度的手段的希望。此外，观测到的谱带强度随温度的变化将影响使用室温实验室数据推断的颗粒质量和相对矿物丰度的估计。
2001-03-19 astro-ph
The Dust cloud around the White Dwarf G 29-38. 2. Spectrum from 5-40 microns and mid-infrared variability
我们使用1-35微米的红外光谱并结合基于彗星和碎片盘光谱研究的各种材料，对白矮星G29-39周围尘埃的矿物学和分布进行了建模。根据对中红外辐射的贡献，G29-38最丰富的矿物是无定形碳、无定形和结晶硅酸盐、水冰和金属硫化物。非晶碳可以等效地被其他具有无特征红外光谱的材料（如金属铁）替代。最适合的结晶硅酸盐是富铁辉石。为了吸收足够的星光来为观测到的辐射提供动力，圆盘必须比恒星半径薄得多（这样它就可以从上面和下面加热），或者它必须有一个大于2度的张开角。质量为2x10^19 g的“中等光学厚度”环面模型与光谱非常吻合。一个物理上薄（小于白矮星半径）且光学上厚的圆盘只能对近红外连续谱做出贡献;这样的圆盘无法解释较长波长的连续谱或强的硅酸盐特征。硅酸盐成分中含有从彗星光谱和陨石中发现的矿物，但富铁辉石比顽火辉石（富镁辉石）或镁橄榄石（富镁橄榄石）在G29-38中更丰富，与大多数彗星或陨石矿物中发现的相反。顽火辉石陨石可能是与G29-38尘埃最相似的太阳系物质。最后，我们建议“热木星”的幸存核心作为碎片的替代（既不是彗星也不是小行星）来源，尽管需要进一步的理论工作来确定这一假设是否可行。
2008-10-18 astro-ph
Galactic Center Extinction: Evidence for Metallic Needles in the General Interstellar Medium
来自ISO银河系中心（GC）的中红外（IR）观测的消光曲线在~ 3至8微米区域表现出令人惊讶的平坦行为，与标准星际尘埃模型（由裸露的硅酸盐和石墨尘埃颗粒组成）预期的深度最小值相反。我们表明，这种灭绝很可能是由于金属针的存在下，在星际介质（ISM）对银河系中心。如果针状物仅对3 - 8微米的消光有贡献，则它们必须具有约8微米的长波长截止，因此典型的长度与半径之比为约600，小于Cas A中针状物确定的3000纵横比。它们均匀地分布在整个ISM中，只占ISM的一小部分质量，针与H的质量比为1 ~ 5 × 10 ^{-6}，相当于硅酸盐粉尘质量的0.14%。它们的总ISM丰度可以很容易地解释为SNe和O丰富的恒星流出的组合生产。目前尚不清楚GC灭绝定律的普遍性。局部2 - 5微米消光测量似乎与标准消光定律一致，表明ISM中针状物的非均匀分布。GC观测结果表明，尽管金属针状物的丰度低或分布不均匀，但在3 - 8微米波长范围内，金属针状物可能是不透明度的主要来源。然而，被驱逐到星系际介质中，它们的丰度太低，不足以引起宇宙源的任何变暗，它们的长度太短，不足以使它们成为亚毫米波辐射的重要来源。
2004-06-30 astro-ph
Mid-Infrared Spectroscopy of Disks around Classical T Tauri Stars
我们介绍了第一台斯皮策红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由NASA通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。经典金牛座T星周围圆盘的观测：六颗恒星5.2-30微米范围内的光谱。光谱主要由无定形硅酸盐尘埃的发射特征和5至8微米的连续成分组成，在大多数情况下，该成分在整个光谱范围内都超过光球层。有相当大的变化，硅酸盐功能/连续比，这意味着倾斜，磁盘耀斑，和恒星质量吸积率的变化。在我们的大多数恒星中，硅酸盐特征的结构表明存在晶体成分。其中一颗是CoKu Tau/4，它在光球层上方的硅酸盐特征波长较短的地方没有多余的物质出现，类似于1000万年前的TW Hya、Hen 3-600和HR 4796 A。这表明光学厚的内盘基本上不存在。硅酸盐发射特征在9.7和18微米处具有峰值，表明存在小的尘埃颗粒。尘埃的色温极低，为135 K，显示这些颗粒距离恒星超过10 AU。这些特征暗示了行星或近伴星的引力影响，以及恒星10天文单位范围内的晶粒生长，对于这么年轻（100万年）的恒星来说有些令人惊讶。
2006-05-18 astro-ph
Evolution of dust and ice features around FU Orionis objects
本文给出了斯皮策太空望远镜和红外空间天文台（ISO）观测到的14颗FUor星和2颗TTauri星的光谱数据。基于10微米硅酸盐特征的外观，我们定义了2类FUor。在吸收中显示硅酸盐特征的物体（第1类）仍然嵌入在尘埃和冰的外壳中。10微米的硅酸盐吸收带的形状相比，典型的尘埃成分的星际介质，并发现是在一般协议。只有一个物体（RNO 1B）似乎是太丰富的无定形辉石尘埃，但叠加发射功能可以解释观察到的形状。我们从硅酸盐带和额外的冰带在6.0，6.8和15.2微米的光学深度和消光值。特别是对15.2微米处的CO_2冰带的分析，使我们能够寻找冰处理的证据，并限制吸收材料是与中心物体物理连接还是在前景中。对于发射具有硅酸盐特征的天体（第2类），我们认为发射来自于吸积盘的表面层。对尘埃成分的分析表明，在吸积盘内已经发生了显著的颗粒生长，但没有明显的结晶迹象。我们将讨论如何解释这些观测结果的图片中的一个年轻的，高度活跃的吸积盘。最后，提出了一个框架，以如何理解的两个类别的FUOR的年轻，低质量恒星的演化的一般范式。只有一个对象（Parsamian 21）显示PAH发射功能。它们的形状，但是，经常看到对演化的恒星，我们质疑对象的地位，作为一个FUor和讨论其他可能的分类。
2007-06-25 astro-ph
Observational $5-20μ$m Interstellar Extinction Curves Toward Star-Forming Regions Derived from Spitzer IRS Spectra
利用对G 0-M4 III型恒星在暗云后的\emph{Spitzer}红外摄谱仪观测，构造了$0.3\leq A_K<7$的$5-20μ$ m经验消光曲线，它相当于$\approx$ 3 ~ 50之间的$A_V$。$A_K<1$的曲线与\citet{mathis90}弥散星际介质消光曲线相似，但消光程度更大。对于$A_K>1$，该曲线显示硅酸盐和吸收连续体之间的对比度较低，产生冰吸收，并且更接近\citet{wd01} $R_V=5.5$情况B曲线，该结果与\citet{flaherty07}和\citet{chiar07}的结果一致。最近，\citet{chapman08}独立使用\emph{Spitzer}红外阵列相机数据的工作得出了类似的结论，即消光曲线的形状随着$A_K$的增加而变化。通过计算的光学深度的$9.7μ$米硅酸盐和6.0，6.8，和15.2 $μ$米冰的功能，我确定一个过程，涉及冰是负责消光曲线的形状变化，并推测这个过程是凝结的冰覆盖的颗粒，而不是冰覆盖的颗粒单独。
2009-06-30 astro-ph
Extinction calculations of multi-sphere polycrystalline graphitic clusters - A comparison with the 2175 AA peak and between a rigorous solution and discrete-dipole approximations
太空中的某些尘埃颗粒预计会以单个颗粒的簇状出现。这些团簇的形态可以是分形的或紧凑的。本文研究了由相互接触的相同球体组成的致密和分形多晶石墨团簇的光散射。我们比较了三种一般的方法来计算在波长范围0.1 - 100微米，即，严格的解决方案（Gerardy & Ausloos 1982）和两种不同的离散偶极子近似方法- MarCODES（Markel 1998）和DDSCAT（Draine & Flatau 1994）的集群的消光。我们考虑了N = 4，7，8，27，32，49，108和343个半径为10 nm或50 nm的粒子组成的团簇，它们排列成三种不同的几何形状：开分形（维数D = 1.77），简单立方和面心立方。严格的解表明，N < 50且粒子半径为10 nm的分形团簇的消光在约4.6微米处的观测到的星际消光峰位置的2%内显示出峰值;团簇越小，其峰值越接近该值。相比之下，更紧凑的团簇的消光峰位于4.6微米的4%以上。在短波长（0.1 - 0.5微米），所有的方法表明，分形集团有显着不同的消光比的非分形集团。在波长> 5微米时，严格解表明分形和致密团簇的消光具有相同的数量级。由于计算的局限性，只能计算完全收敛的结果的严格解决方案的较小的集群，但是，我们发现，这两个离散偶极子近似方法高估了计算消光的较小的分形集群。
2002-02-15 astro-ph
Interstellar extinction towards the inner Galactic Bulge
本文利用DENIS在J（1.2微米）和KS（2.15微米）波段的观测资料，结合计算的RGB和AGB位相等时线，绘制了银河系内隆起的消光图。该方法的不确定性主要受凸起本身的光学深度的限制。与已知的灭绝领域的比较显示出非常好的一致性。我们提出了一个灭绝地图的内部银河隆起（约。20平方（摄氏度）
1999-08-31 astro-ph
A 10 micron spectroscopic survey of Herbig Ae star disks: grain growth and crystallization
我们目前的光谱观测的大样本的Herbig Ae恒星在10微米光谱区域。我们进行成分拟合的光谱的基础上的属性均匀以及不均匀的球形颗粒，并推导出的矿物学和典型的粒度的灰尘负责10 $μ$米的排放。报告了几种趋势，可以限制这些系统中粉尘处理的理论模型：i）没有一个来源由完全原始的尘埃组成，与星际介质中发现的尘埃相比，ii）所有具有高比例结晶硅酸盐的来源都由大颗粒主导，iii）更大质量恒星周围的圆盘（M >~ 2.5Msun，L >~ 60 Lsun）的尘埃中结晶硅酸盐的含量比低质量恒星高。（iv）在低质量恒星（M <~ 2.5Msun）中，尘埃的结晶度与恒星参数之间没有相关性。van Boekel等人（2003年）报告的10微米硅酸盐特征的形状和强度之间的相关性通过该较大样品再次得到证实。本文提出的证据与其他研究相结合，提出了一个可能的情况下，粉尘处理在赫比格Ae系统。我们的结论是，目前的数据有利于一种情况下，结晶硅酸盐产生在磁盘的最里面的区域，靠近恒星，并向外传输到他们可以通过10微米光谱检测的区域。此外，我们的结论是，这些磁盘的最终结晶度达到后不久，积极吸积已经停止。
2005-04-26 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
Mid-infrared observations of young stellar objects in the vicinity of sigma Orionis
我们提出了新的中红外观测对象的O星猎户座西格玛附近，获得TIMMI-2在ESO。通过限制它们的近红外和中红外光谱能量分布，我们建立了以前已知的IRAS源的性质，并将新的中红外源确定为具有拱星盘的年轻恒星物体，可能是Sigma Ori星团的大质量成员。对于其中两个物体，我们已经获得了8-13微米范围内的光谱，以研究尘埃颗粒的化学性质。TX Ori在10微米处表现出典型的硅酸盐发射特征，在约11.2微米处具有我们确定为由于结晶橄榄石的特征。IRAS 05358-0238光谱是非常不寻常的，具有弱硅酸盐特征和10-12微米范围内的结构，可以解释为由于自吸收的镁橄榄石。我们还提供了喷流源Haro 5-39/HH 447，V510 Ori/HH 444和V603 Ori/HH 445中存在星周盘的第一个证据。
2004-02-03 astro-ph
Newly Synthesized Elements and Pristine Dust in the Cassiopeia A Supernova Remnant
红外空间天文台（ISO）短波光谱仪（SWS）在2.4 - 45微米处对年轻超新星遗迹Cas A的光谱观测显示出O，Ne，Si，S和Ar的强发射线。这些线是在高速（几千公里/秒）下观察到的，因此与超新星喷出物有关，称为快速移动结（FMK）。尘埃的连续辐射也可以在Cas A光谱中看到。连续谱强度与O和Ar谱线强度在空间上有很好的相关性，表明尘埃辐射也来自FMK。尘埃连续体在~22微米处有一个发射特征，这不能用典型的天文硅酸盐来拟合，但可以用一种特殊的硅酸盐矿物来拟合。这表明Cas A中的尘埃是硅酸盐材料，从Cas A喷出物中新鲜凝结成矿物形式，这不是典型的ISM尘埃颗粒的特征。
1999-01-05 astro-ph
PAH Emission from Ultraluminous Infrared Galaxies
我们探索的多环芳烃（PAH）的功能强度，中红外连续发光度，远红外光谱斜率，光谱分类，和硅酸盐的光学深度与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观察到的107个ULIRGs的样本之间的关系。样本中检测到的6.2微米PAH等效宽度（EQW）跨越两个数量级以上（0.006-0.8微米），并且具有HII类光谱或陡峭远红外光谱斜率（S_{25} / S_{60} < 0.2）的ULIRG通常具有6.2微米的PAH等效宽度（EQW），这是低亮度星暴的一半。HII样、LINER样和冷ULIRG的显著部分（~40-60%）具有非常弱的PAH EQW。这些ULIRGs中的许多还具有大的（tau_{9.7} > 2.3）硅酸盐光学深度。远红外光谱斜率与PAH EQW密切相关，但与硅酸盐光学厚度无关。此外，PAH EQW随着静止帧24微米光度的增加而减小。我们认为，这种趋势的结果主要是从稀释的PAH EQW的连续排放的尘埃加热一个紧凑的中心源，可能是活动星系核。高光度，高红移源与斯皮策研究似乎有一个更大的范围在PAH EQW比看到在当地ULIRGs，这是一致的，非常明亮的星暴系统不存在于低红移，但目前在早期的时代。
2007-07-27 astro-ph
Modeling Porous Dust Grains with Ballistic Aggregates I: Geometry and Optical Properties
本文研究了球形单体无规弹道聚集体对光的散射和吸收。我们提出了一个一般措施的孔隙率的不规则颗粒。三种不同类别的弹道骨料被认为是具有不同程度的孔隙度。散射和吸收截面的计算，使用离散偶极子近似（DDA），为三种成分的颗粒（50%硅酸盐和50%石墨; 50%硅酸盐和50%无定形碳;和100%硅酸盐），从0.1微米到4微米的波长。对于固定的颗粒质量，增加孔隙率增加消光在短波长，但减少消光在波长长相比，总的聚集体尺寸。散射和吸收截面对单体尺寸不敏感，只要组成单体与入射波长相比是小的。我们比较我们的准确DDA结果与其他两个近似：分析多层球（MLS）模型和有效介质理论（EMT）。对于高孔隙率和/或吸收性材料，MLS模型不提供弹道聚集体的散射和吸收的良好近似。EMT方法为这些聚集体提供了比MLS模型更好的近似，与DDA结果相比，消光和散射截面的典型差异小于20%，对于本研究中探测的所有类型、组合物和波长。
2008-08-21 astro-ph
Dust in the wind: Crystalline silicates, corundum and periclase in PG 2112+059
利用斯皮策空间望远镜获得的中红外光谱，我们测定了宽吸收线（BAL）类星体PG 2112+059中尘埃的矿物组成。从光谱拟合的固态特征，我们发现的证据，富镁的无定形硅酸盐与橄榄石的化学计量比，以及第一次检测到的Al_2O_3和方镁石（MgO）的类星体。这种混合成分为颗粒形成区的块状密度结构提供了第一个直接证据。硅酸盐总共占已识别粉尘质量的56.5%，而硅酸盐占38重量%。根据连续介质的选择，观察到方镁石的质量分数范围从最保守的情况下的2.7%到在约束较少的连续介质中的9%。此外，我们确定了一个功能在11.2微米的结晶硅酸盐镁橄榄石，只有一个小的贡献，从多环芳烃。5%的结晶硅酸盐部分需要高温，如那些在直接类星体环境中发现的，以抵消宇宙射线的快速破坏。
2007-10-11 astro-ph
The Mid-Infrared Extinction Law in the Ophiuchus, Perseus, and Serpens Molecular Clouds
我们计算中红外消光定律从3.6 - 24微米在三个分子云：蛇夫座，英仙座，和巨蛇座，通过结合数据从“核心到太阳”斯皮策遗产科学计划与深JHKs成像。使用一种新的技术，我们能够计算出我们视野中每个背景恒星的视线消光定律。通过这些视线测量，我们首次创建了两个消光定律模型数据的卡方偏差图。因为我们的卡方图与消光图具有相同的空间分辨率，我们可以直接观察到消光定律随总柱密度的变化。在斯皮策IRAC波段，3.6 - 8微米，我们看到晶粒生长的证据。在$A_{K_s} = 0.5$以下，我们的消光定律与Weingartner & Draine（2001）的$R_V = 3.1$弥散星际介质尘埃模型非常吻合。随着灭绝的增加，我们的定律逐渐被忽略，对于$A_{K_s} >= 1$，数据与Weingartner & Draine $R_V = 5.5$模型更一致，该模型使用更大的最大尘埃粒度。在2-4微米处，我们的消光定律比理论尘埃模型预测的值高2 - 4倍，但与Flaherty等人（2007）的观测结果更一致。最后，从我们的卡方图中，我们确定了英仙座的一个区域，考虑到其柱密度，IRAC灭绝定律非常高。一个陡峭的近红外消光定律比我们所假设的可以部分解释IRAC消光定律在这一地区。
2008-09-05 astro-ph
Far infrared and Ultraviolet emissions of individual galaxies at z=0: selection effects on the estimate of the dust extinction
我们有交叉相关的远红外（IRAS）和紫外（FOCA）的星系观测，以构建一个样本的FIR选定的星系在0.2微米的紫外观测。这个样本的FIR和UV特性进行了比较，从两个波长的光度分布推导出的本地宇宙的平均属性。我们样本中几乎所有的星系都有一个远红外线与紫外线的流量比大于远红外线和紫外线光度密度的比值，这种效应随着星系变得更亮而变得更糟：紫外线（0.2微米）消光的增加约为每十年远红外线（60微米）光度增加0.5等。定量恒星形成率估计加入FIR和紫外线辐射的贡献。它们被发现与从FIR到UV通量比推导出的消光校正一致。一个总的本地体积平均恒星形成率计算的FIR和UV波段的贡献求和。每个波段对总恒星形成率的贡献几乎相同，z=0时，rho_{SFR} = 0.03 +/- 0.01 h M太阳/年/Mpc ^3。这相当于0.75等的全局消光，适用于0.2微米处的局部光度密度。一个更大的FIR到UV通量比的趋势，为我们的样本附近的星系发现一个更大的FIR光度扩展和放大的非常大的FIR光度时，我们认为ISOCAM检测到的CFRS领域和超亮红外星系在低和高红移的星系。初步估计这些物体的紫外线消光。
1999-11-05 astro-ph
The Wavelength Dependence of Interstellar Extinction from 1.25 to 8.0 microns Using GLIMPSE Data
我们在银河平面上，沿l~42和l~284两条视线，在1.25 μ m <λ <8.0 μ m的范围内，测定了星际消光系数与波长的关系A（λ）/A（K），并制成表格。第一个是一个相对静止和不起眼的区域;第二个包含巨大的HII区域RCW 49以及一个与星团和星云无关的“场”区域。这些银河系天体附近的区域由2 MASS在J、H和K波段成像，由斯皮策在3- 8微米成像，用于GLIMPSE遗产计划。我们直接从观测到的恒星的颜色分布中测量了色余比（A（λ）-A（K））/（A（J）-A（K））的平均值。需要两个滤波器之间的消光比，例如A（J）/A（K），以从这些测量的比率计算A（lambda）/A（K）。我们使用沿着我们两条视线的巨星的视JHK星等，并将红化作为星等（距离）的函数来确定A（J）/kpc，A（K）/kpc和A（J）/A（K）。我们的A（λ）/A（K）值显示出在3- 8 μ m波长范围内的平坦化，大致与Lutz 1996年对银河系中心视线的消光测量一致。
2004-10-28 astro-ph
