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 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
The 10 $μ$m infrared band of silicate dust: A laboratory study comparing the aerosol and KBr pellet techniques
硅酸盐10 $μ$ m红外波段的剖面包含了星周环境中尘埃演化阶段和可能正在进行的星子形成过程的重要信息。为了提取这一信息，观察到的能带轮廓进行比较，计算或实验室测量的吸收截面的非晶和晶粒具有不同的尺寸和组成。在这项研究中，我们提出了第一个实验室测量的10 $μ$ m带剖面的非嵌入式，即自由飞行，颗粒的无定形和结晶镁$_2$ SiO $_4$（两种不同的颗粒形状），无定形和结晶MgSiO $_3$，和结晶橄榄石。我们将光谱与嵌入式晶粒上测量的光谱进行比较，并讨论了新的实验方法与观察到的光谱进行比较的潜力，以及未来的研究团聚和表面操纵的晶粒。
2006-09-08 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
Mid-IR spectroscopy of T Tauri stars in Chamealeon I: evidence for processed dust at the earliest stages
我们提出了中红外光谱的三个金牛座T星在年轻的Chamealeon I暗云上获得的TIMMI 2的ESO 3.6米望远镜。在这三颗恒星中，9.7微米的硅酸盐发射带是突出的。我们用不同大小的无定形橄榄石颗粒、结晶硅酸盐和二氧化硅的混合物来模拟它。这些不同成分的质量分数在不同的恒星之间变化很大。虽然CR Cha的光谱主要由小的无定形硅酸盐组成，但在VW Cha中（以及在较小程度上在玻璃I中），有明显的证据表明大量的加工粉尘以结晶硅酸盐和大的无定形颗粒的形式存在。这是第一次在非常年轻的金牛座T星（~ 100万年）中检测到经过处理的尘埃。
2003-09-25 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
Efficiency of Molecular Hydrogen Formation on Silicates
我们报告的实验室测量的分子氢的形成和重组的橄榄石板表面温度的函数下遇到的那些在星际介质的条件。在我们的实验证据的基础上，我们认识到，有两个主要制度的H覆盖的天体物理学的重要性，为他们每个人，我们提供了一个表达式，给出了生产率的分子氢在星际云。
1997-04-24 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
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
Forsterite Amorphisation by Ion Irradiation: Monitoring by Infrared Spectroscopy
本文报道了镁橄榄石（Mg_2SiO_4）硅酸盐在离子辐照下晶-非晶转变的实验结果。这项工作的目的是研究在空间中观察到的最丰富的结晶硅酸盐之一的离子辐照驱动的结构演化。为此，我们在实验室合成了镁橄榄石薄膜，并用低能（30- 60 keV）离子束辐照。用红外光谱观察和监测了H+、He+、C+和Ar++辐照过程中的结构变化。结晶镁橄榄石转化为非晶的分数是靶中离子核碰撞所沉积能量的函数。实验室结果表明，离子辐照是空间硅酸盐非晶化的一种潜在机制。在这项工作中获得的物理特性可以用来模拟硅酸盐颗粒在其生命周期中从演化的恒星，通过不同的星际环境，并被纳入太阳系物体的演变。
2003-07-23 astro-ph
The composition and nature of the dust shell surrounding the binary AFGL 4106
我们介绍了AFGL~4106的红外光谱和成像。2.4-5微米的ISO-SWS光谱显示除了一颗几乎同样明亮的F星（T_eff ~ 7250 K）外，还存在一颗冷而明亮的恒星（T_eff ~ 3750 K）。5-195微米SWS和LWS光谱主要是来自星周尘埃的强辐射。我们发现尘埃由无定形硅酸盐组成，结晶硅酸盐的贡献很小，但很重要。无定形硅酸盐由富铁橄榄石组成。不能排除无定形辉石的存在，但如果存在的话，它们含有比无定形橄榄石少得多的Fe。与实验室数据的比较表明，结晶橄榄石和辉石固溶体系列的纯镁端成员存在。此外，我们发现了简单的氧化物（FeO和Al 2 O3）以及结晶H2O冰的强有力的证据。几个狭窄的发射特征仍然不明。使用尘埃辐射传输代码的尘埃排放建模表明，大颗粒（~1微米）必须存在，结晶硅酸盐的丰度是总尘埃质量的7和15%之间，这取决于假设顽火辉石镁橄榄石的比例，估计为1和3之间。壳层中的无定形尘埃和结晶尘埃成分不具有相同的温度，这意味着不同的尘埃物种没有热耦合。我们发现，在4 x 10^3年的时间里，有一个约为3.9 x 10^-2 M_sol的尘埃团被排出，距离为3.3 kpc。AFGL~4106联星中的F星可能是一颗后红超巨星，正过渡到蓝超巨星或WR阶段。
1999-08-06 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
Dust Processing and Grain Growth in Protoplanetary Disks in the Taurus-Auriga Star-Forming Region
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪（IRS）拍摄了65颗金牛座T星（TTS）的中红外光谱，并利用两种温度下的尘埃模拟，研究了原行星盘最上层尘埃成分的径向变化。大多数光谱表明结晶硅酸盐需要富含镁的矿物和二氧化硅，但也有少数表明并非如此。在较高温度下指示丰富顽火辉石的光谱也需要在低于显示其他结晶硅酸盐的高丰度的光谱所需的温度下的结晶硅酸盐。少数光谱显示10微米的复合物具有非常小的等效宽度。它们很适合使用丰富的结晶硅酸盐，但很少有大颗粒，与10微米复合物的低峰-连续比总是指示颗粒生长的预期不一致。在我们的样品中的大多数光谱拟合得很好，没有使用大的结晶硅酸盐颗粒的不透明度。如果大颗粒通过所有粉尘类型的亚微米颗粒的附聚而生长，则这些聚集体的无定形硅酸盐组分通常必须比结晶硅酸盐组分更丰富。结晶硅酸盐丰度与其他此类丰度呈正相关，这表明结晶硅酸盐是直接从无定形硅酸盐加工而成的，无论是镁橄榄石、顽火辉石还是二氧化硅，都不是生产其他两种矿物的中间步骤。具有更多灰尘沉降的矿物通常具有更大的结晶丰度。大颗粒的丰度在某种程度上与更大的沉降盘有关。强相关性的缺乏被解释为意味着大颗粒的沉降对单个盘的性质敏感。质量较低的恒星在其内部区域有较高的大颗粒丰度。
2008-11-21 astro-ph
The Ammount of Interstellar Carbon Locked in Solid Hydrogenated Amorphous Carbon
我们回顾了文献，并提出了新的实验数据，以确定可能被锁定在固体氢化无定形碳（HAC）颗粒的形式的碳的量。我们得出结论的基础上，在3.4微米的C-H伸缩带的固有强度的彻底分析，10和80 ppM之间的H的碳是在HAC晶粒的形式。我们表明，有必要知道星际HAC的氢化水平（H/C），以更精确地确定它所束缚的碳的量。我们目前的光学常数，光致发光光谱，和红外吸收光谱的一个特定的HAC样品，被证明有一个3.4微米的吸收功能，是量子一致的扩散星际介质中观察到的。
1999-08-04 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
Structural effects of ice grain surfaces on the hydrogenation of CO at low temperatures
在15 K下进行了CO在晶态冰和非晶态冰上的加氢实验，以研究冰表面的结构效应。结果表明，在无定形冰上，H原子与CO加成的有效速率大于在结晶冰上的，而在结晶冰上，CO的消耗随着时间的延长而增大，表明冰表面的CO覆盖度决定了有效反应速率，而不是表面结构.与无定形冰相比，结晶冰上的CO消耗更大，表明CO和/或产物更容易通过反应热解吸。
2008-05-22 astro-ph
Probing Protoplanetary Disks with Silicate Emission: Where is the silicate emission zone?
最近的研究结果表明，从硅酸盐特征的观察推断的晶粒尺寸和结晶度可能与光谱类型的中心恒星和/或磁盘的几何形状。在本文中，我们表明，晶粒尺寸，作为探测的10微米硅酸盐特征峰-连续和11.3-9.8微米通量比，是成反比的日志L_星。这些趋势可以理解使用一个简单的两层磁盘模型被动辐照张开盘，CGPLUS。我们发现，盘中10 μ m硅酸盐发射区的半径R_10为（L_star/L_sun）^0.56，根据盘的几何形状（张开角、盘内半径）略有变化。所观察到的相关性，结合模拟的橄榄石和辉石的混合物的发射光谱，意味着晶粒大小对光度的依赖。再加上低光度恒星的R_10较小，这意味着低光度恒星的放射尘埃的表观粒度较大。相比之下，我们的模型表明，结晶度只受到轻微的影响，因为为了增加亮度，热退火区（假设在T>800 K）被扩大了大致相同的因素作为硅酸盐发射区。所观察到的结晶度是由磁盘几何形状的影响，然而，与增加的结晶度在平盘。表观结晶度也可以随着晶粒生长而增加，这是由于结晶和无定形硅酸盐发射带之间的对比度相应增加。
2006-12-15 astro-ph
The composition and size distribution of the dust in the coma of comet Hale-Bopp
本文讨论了海尔-波普彗星彗发中尘埃的成分和粒度分布。我们这样做，同时拟合红外发射光谱测量的红外空间天文台（ISO）和测量的线性偏振度的散射光在各种相位角和12个不同的波长。考虑了尘埃颗粒形状对模型光学性质的影响。我们通过强迫形成岩石的主要化学元素的丰度是太阳能来限制我们的拟合。长波长的红外光谱表明，需要大颗粒才能拟合光谱斜率。我们采用的尺寸和形状分布使我们能够估计结晶硅酸盐的尺寸。各种镁橄榄石特征的强度比表明，海尔波普中的结晶硅酸盐颗粒必须是亚微米级的。我们排除了彗发中大的结晶硅酸盐颗粒的存在。由于缺乏大的结晶颗粒，再加上我们确实需要大的无定形颗粒来适应长波长的发射光谱，我们只需要大约4质量%的结晶硅酸盐。在对大的无定形晶粒中可能包含的隐藏的结晶材料进行校正后，我们对结晶材料的总质量分数的最佳估计约为7.5%，显著低于先前研究中推导出的典型衍生结晶度为20- 30%。这对彗星的可能起源和演化的影响进行了讨论。我们在海尔-波普观测到的结晶度与太阳系内部通过热退火和随后的彗星形成区域的径向混合产生的结晶硅酸盐相一致。
2005-05-30 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
ISO spectroscopy of circumstellar dust in the Herbig Ae systems AB Aur and HD 163296
利用红外空间天文台（ISO）上的短波长和长波长光谱仪，我们获得了Herbig Ae系统AB Aur和HD 163296的红外光谱。此外，我们还获得了HD 163296的地基N波段图像。结果表明：（1）AB Aur的尘埃成分主要为无定形硅酸盐、氧化铁和多环芳烃，（2）HD 163296的星周尘埃成分主要为无定形硅酸盐、氧化铁、水冰和少量的结晶硅酸盐，（3）HD 163296的红外辐射通量主要由固态特征所控制，而HD 163296的红外辐射通量主要由固态特征所控制。（4）HD 163296的连续光谱的色温比AB Aur的低得多，这表明HD 163296中存在着一群非常大（毫米大小）的尘埃颗粒;（5）星周尘埃的成分和结晶程度与中心恒星的年龄相关性很差。结晶和晶粒生长的过程也不一定是耦合的。这意味着，要么是原行星盘中的星周尘埃演化非常迅速（在几百万年内），要么是这种演化受恒星质量和年龄以外的因素控制。
2000-02-23 astro-ph
Laboratory investigations of the interaction between benzene and bare silicate grain surfaces
本文介绍了苯（C6 H6）在无定形二氧化硅（SiO2）上的热脱附实验结果。使用原子力显微镜（AFM）成像的无定形二氧化硅基板，揭示了令人想起的行星际尘埃颗粒（IDP）的表面形态。程序升温脱附（TPD）实验进行了广泛的C6 H6曝光，产生的信息C6 H6-SiO2的相互作用和C6 H6-C6 H6的相互作用存在于散装C6 H6冰。低覆盖率的实验揭示了复杂的脱附行为，结果从孔隙率和粗糙度的SiO2基板，和C6 H6分子之间的排斥作用。动力学参数通过TPD痕迹的直接分析和动力学建模的组合获得，证明了解吸能和指前因子的覆盖依赖性。还进行了实验，其中通过将SiO2预暴露于水蒸气来堵塞孔。在进行这些实验的温度下，观察到C6 H6优先吸附在未被H2O覆盖的SiO2膜上。这一观察结果意味着，分子间的排斥可能会变得重要，在较小的C6 H6暴露在粮食与水地幔。C6 H6多层脱附的动力学建模产生的动力学参数与以前的研究吻合良好，SiO2对脱附的影响很小，超出了前几层。
2008-12-17 astro-ph cond-mat.mtrl-sci
