Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219
本文利用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪对小麦哲伦星云中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行了中红外光谱成像观测。残余物显示氖和氧的精细结构跃迁的发射以及来自尘埃的连续发射。中红外尘埃辐射与X射线、无线电和光学波长观测的比较表明，尘埃与超新星喷出物有关，因此是在残骸中新形成的。新形成的尘埃的光谱可以通过一个模型很好地再现，该模型包括70 K时3 × 10 ^-3太阳质量的无定形碳尘埃和145 K时2 × 10 ^-5太阳质量的Mg 2SiO 4（镁橄榄石）。我们的观测对残留物中的尘埃量设定了一个下限，因为我们对未受冲击的喷出物中的冷尘埃不敏感。我们将我们的结果与其他核心坍缩超新星和遗迹的观测结果进行了比较，特别是Cas A，其中已经进行了非常相似的光谱映射观测。我们在E 0102中观察到的尘埃比在Cas A中观察到的少约10倍，尽管无定形碳和镁橄榄石的量相当。
2008-10-16 astro-ph
Massive-Star Supernovae as Major Dust Factories
我们提出了在NGC 628中的II型超新星2003 gd的后期光学和中红外观测。在爆发后499-678天，观测到与喷出物中的冷却尘埃相一致的中红外过量，并伴随着光学消光的增加和发射线轮廓的不对称性。辐射传输模型显示，早在爆发后250天，喷出物中就形成了0.02太阳质量的尘埃。这些观测结果表明，超新星喷出物中的尘埃形成是有效的，并且在整个宇宙历史中，超新星可能是主要的尘埃制造者。
2006-06-08 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
An Improved Estimate of the Mass of Dust in Cassiopeia A
最近对超新星遗迹（SNR）的亚毫米连续辐射的观测提出了一个问题，即这种辐射是由SNR内的尘埃引起的，因此是由超新星本身产生的，还是沿着视线产生的。目前工作的重要性是为超新星中产生大量尘埃提供证据。对我们银河系中年轻的超新星可以进行最好的测试。仙后座A是测量的最佳候选者。
2004-12-20 astro-ph
Detection of a massive dust shell around the Type II supernova SN 2002hh
在NGC 6946中的II型超新星SN 2002 hh的尘埃排放已经被斯皮策太空望远镜在爆发后590至758天的中红外波长处探测到，并被更高的角分辨率Gemini-N中红外观测所证实。天-600 5. 8 -24微米的发射可以通过具有1.6E+7L_Sol的光度的290-K黑体来拟合。1.1E+17厘米的最小发射半径对于超新星喷出物中形成的发射尘埃来说太大了。使用辐射转移模型和真实的尘埃颗粒参数，可以得到与观测到的通量分布的拟合，其中光学厚度的尘埃壳层质量为0.10-0.15 M_Sol，相当于尘埃+气体的总质量超过10 M_Sol，这表明这个自遮蔽物体的质量M超巨星或亮蓝变星的前身。
2005-06-22 astro-ph
The Infrared Supernova Rate
光学搜索只能探测到尘埃消光量有限的超新星。这是一个严重的限制，因为大多数核心塌陷的SNe可能在尘土飞扬的区域内爆炸。我们描述了几个正在进行的项目，旨在检测尘埃SNE在近红外波长的地基和HST图像，并研究其属性。
2003-10-08 astro-ph
Intergalactic Dust and Observations of Type Ia Supernovae
对宇宙恒星形成率和星团金属丰度的估计独立地暗示，在z < 0.5时，宇宙中的气体具有相当大的平均金属丰度：1/10 < Z/Z_solar < 1/3，对于Omega_gas = 0.05。这种金属密度可能无法包含在已知的密度参数Omega_star ~ 0.004的太阳金属丰度星系中，这意味着星系间介质（IGM）通过风、合并或辐射压力驱动的尘埃流出而从星系中喷出金属和尘埃。在星际介质中，星系中的尘埃/金属比约为0.5，但其中一定有部分（1-f）> 0的物质在IGM或喷射过程中被摧毁。假设Draine & Lee尘埃模型和小颗粒的优先破坏，我计算的红化和消光的一个统一的宇宙学尘埃成分的条款（f）和最小晶粒尺寸a_min。非常小的颗粒提供了大部分的红化，但不到一半的不透明度光学消光。当f > 0.3且a_min > 0.1微米时，星系际尘埃会因为太灰而无法通过其变红被探测到，但密度却足以在宇宙学上具有重要意义：它可以解释最近观测到的Ia型超新星在z ~ 0.5处变暗，而没有宇宙加速。灰色星系际尘埃的重要性可以通过观测z=0.5的R波段或更长波长的超新星以及z > 1的大样本超新星的通量来检验。（节录）
1999-06-24 astro-ph
Optical photometry and spectroscopy of the type Ibn supernova SN 2006jc until the onset of dust formation
我们目前的光学UBVRI光度和光谱数据的类型Ibn超新星SN 2006 jc，直到开始的尘埃形成阶段。光谱显示出一个蓝色的连续谱，并由中等窄（速度~2500 km/s）的He I发射线叠加在一个相对较弱的超新星光谱的存在占主导地位。氦线是在一个预先存在的富氦拱壳中产生的。观测到的氦谱线通量表明星周壳层是致密的，密度约为10 ^9 - 10^{10} cm^{-3}。这个壳层中的氦质量估计<~0.07 Msun。光学光变曲线显示了尘埃形成的清晰特征，在第50天左右，星等急剧下降，伴随着颜色变红。在早期阶段的光学光变曲线的演变和在所有阶段的uvoir测辐射热光变曲线的演变是合理的类似于正常的Ib/c超新星。
2008-11-01 astro-ph
Discovery of two infrared supernovae: a new window on the SN search
我们报告了两颗超新星（SN 1999gw和SN 2001db）的发现，这两颗超新星是在旨在探测被遮蔽的超新星的亮红外星系团的红外监测活动框架内获得的。SN 2001db是第一颗在红外波段发现并得到光谱学证实的超新星，其亮度约为Av~5.5等。这一结果突出了红外监测在检测模糊SNe的能力，并表明光学调查可能会错过SNe的一个显着的部分，特别是在模糊的系统，如星爆星系。LIRG星系SN率的初步估计比光学巡天观测的结果高出一个数量级。
2002-04-06 astro-ph
Infrared Emission from Intracluster Dust Grains and Constraints on Dust Properties
对于117个星系团，我们探讨了目前和未来的红外设施，考虑到碰撞加热和溅射的颗粒环境等离子体的可探测性的簇内尘埃颗粒。如果尘埃颗粒注入星系际空间的数量和大小与银河值相当，尘埃与气体的比例通常为$10^{-6}$，尘埃的平均温度为$\sim 30$ K。预测的红外强度略高于斯皮策太空望远镜，ASTRO-F，赫歇尔和SPICA任务的检测阈值。对于英仙座、A3571、A2319、A3112和A2204等邻近星系团，在70 $μ$ m波段有望获得较好的团内尘埃信号。由于观测到的电子密度和温度对尘埃温度有相当严格的限制，尘埃质量可以直接从红外观测中推断出来。一旦获得多波段数据，将获得对粒度分布的进一步限制。它们必将为研究星系际空间的尘埃注入过程和尘埃-气体相互作用提供强有力的探测手段。
2005-06-07 astro-ph
Observations of X-rays and Thermal Dust Emission from the Supernova Remnant Kes 75
我们介绍了斯皮策太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测的复合银河系超新星遗迹Kes 75（G29.7-0.3）。我们使用在24微米处检测到的通量和来自新的深X射线观测的拟合光谱的热气参数来约束尘埃排放模型，获得尘埃与气体的质量比M_dust/M_gas ~0.001。我们发现，一个两个组件的热模型，名义上表示冲击扫星际或拱星材料和反向冲击喷出物，充分适合的X射线光谱，虽然有点高的隐含密度的两个组件。我们推测，这个模型意味着一个沃尔夫-拉叶祖残体。我们还提出了中央脉冲星风星云的红外通量上限。
2007-06-13 astro-ph
The dusty type IIn Supernova 1998S
SN 1998 S的I型超新星是迄今为止观测到的最显著的核心坍缩超新星之一。它与大量的星周介质发生了复杂的相互作用，产生了从无线电到X射线波长的辐射。红外和光学观测揭示了各种各样的宽和窄的发射线。对SN/CSM相互作用和喷出物光谱的研究使我们能够推断出超新星可能起源于一个大质量的RSG祖先，它具有一个大的（>3200 AU半径），充满尘埃的星周盘。SN 1998 S也发展出超新星中最强、最持久的红外线辐射。对SN 1998 S的红外/光学监测一直进行到爆炸后近1 200天。这包括覆盖波长长达4.7微米，使SN 1998 S成为第二颗在这个光谱区域被观测到的超新星（在SN 1987 A之后）。后期的H I和He I线轮廓的中心和红移分量的衰落强烈表明，尘埃凝聚在喷出物。然而，目前尚不清楚强烈的后期红外辐射是来自于这些尘埃，还是来自于尘埃CSM中的红外回波。一个有趣的可能性是，尘埃凝结在外部和反向冲击之间的冷致密壳层中，从而同时产生线遮蔽和红外辐射。
2002-11-07 astro-ph
Redshift-distance relations from type Ia supernova observations. New constraints on grey dust models
由于星系际灰尘的灭绝被认为是加速膨胀的替代方案，以解释$z \simeq 0.5$以外\s通量的变暗。“闪烁”灰色尘埃模型虽然符合观测数据，但似乎并不是基于物理假设。为此，本文提出了一个新的灰色尘埃模型，其尘埃分布遵循共动SFR密度演化，这是一个合理的现象。这个新的模型进行了比较，从高Z超新星搜索队（HZT）更新的光度数据样本。此外，使用不同红移的超新星对，任何“补丁”分布的可能性，建议解释之间的差异"高$z$"尘埃模型和\s观测在非常高的红移（$z \ge 0.9$）被排除。最后，将数据与有和无暗能量的不同模型进行比较，得到了具有维度参数$Ω_{\mathrm{m0}} = 0.31$和$Ω_{\mathrm{Λ0}} = 0.69$的宇宙的最佳拟合，并由此推导出宇宙年龄为$t_{0} \simeq 14.6 \times 10^{9}$年。这个年龄与使用状态方程$ω= -1$得到的球状星团的年龄是一致的，并且它避免了诉诸任何形式的幻影能量的需要。
2007-01-10 astro-ph
Light Curves and Spectra of Dust Echoes From Gamma-Ray Bursts and their Afterglows: Continued Evidence that GRB 970228 is Associated with a Supernova
GRB 970228和GRB 980326在爆发后20 - 30天的光学余辉相对变亮和变红被归因于超新星，超新星是红色的（光谱峰值的蓝向），并且在大约20（1+z）天后达到峰值。然而，这一直接证据的伽玛暴/SN连接最近受到质疑。有人认为，这些爆发的晚期余辉可以用尘埃回波来解释，我们考虑两种情况：（1）余辉的光的散射（向前冲击），闪光灯（反向冲击），和/或来自爆发本身的可见光，由距离祖先半径为R的尘埃壳产生，以及（2）尘埃壳对这种光的吸收和热再发射。在本文中，我们模型和计算尘埃回波光曲线和光谱的两种情况。虽然GRB 980326的后期余辉没有足够好的采样来排除尘埃回波的描述，我们发现GRB 970228的后期余辉不能用尘埃回波来解释。
2001-01-19 astro-ph
Dust sputtering by Reverse Shocks in Supernova Remnants
我们认为溅射的尘埃颗粒，相信是在冷却超新星喷出物，在反向冲击的影响下形成的。在自相似演化的反向冲击的制度，我们可以遵循喷出物的密度和温度的演化分析作为时间的函数在不同的部分喷出物，并计算溅射率的石墨和硅酸盐颗粒嵌入在喷出物中，因为他们遇到的反向冲击。通过分析（1D）的计算，我们发现，粉尘质量的一部分（$ 1\hbox{--}20$ %的硅酸盐和% $\le 5$ %的石墨）可以被溅射的反向冲击，该部分随粒度分布和喷出物质量的密度分布的陡度。预计更多的颗粒将在正向和反向冲击之间的区域溅射，因此我们的分析结果提供了一个尘埃质量被破坏部分的下限。
2008-04-22 astro-ph
Dust content of core-collapse supernova hosts
我们研究了一个z=0.1-0.6的核心坍缩超新星（CCSN）宿主星系的小样本。在IRAM-30米望远镜上用MAMBO进行了250 GHz的连续谱观测。这些源都没有被探测到，误差加权平均通量为0.25+/-0.32 mJy。得出了这些尘埃质量的上限，相应的样本平均值相当于1.4 +/- 2.2 x 10^8 Msol。这些结果与以前的亚毫米观测SN-Ia主机进行Farrah等人。和Clements等人。我们得出结论，CCSN主机是不是极端的毫米波长，并确认与我们的样本的一个子集的光学光度，他们是典型的本地星系人口。
2008-03-13 astro-ph
Measuring the properties of extragalactic dust and implications for the Hubble diagram
对于$z\s im 0.5$上Ia型超新星的昏暗，人们提出了另一种非宇宙学的解释，即星系际大尘埃颗粒的均匀分布对光的散射和吸收。我们研究了由河外尘埃引起的高红移源沿视线方向的差异消光。未来对Ia型超新星直到$z\sim 2$的观测，例如通过拟议的SNAP卫星，将允许测量宇宙学距离上的尘埃性质。我们表明，1%的{ \em相对}分光光度精度（或宽带光度）在波长间隔0.7- 1.5 $μ$米需要测量的消光所造成的“灰色”灰尘下降到$δm=0.02$的幅度。我们还认为，灰色尘埃的存在并不一定与最近在$z=1.7$（SN 1997 ff）的超新星亮度测量不一致，在没有准确的光谱信息的超新星。
2002-01-02 astro-ph
ISO far infrared observations of the high latitude cloud L1642. II. Correlated variations of far-infrared emissivity and temperature of "classical large" dust particles
我们的目的是比较大的，“经典”的尘埃颗粒的红外特性与云L1642中的视觉消光。特别是，我们研究了云的漫射和密集区域之间的颗粒发射率的差异。尘埃的远红外特性是基于大尺度100 μ m和200 μ m的地图。在B、I波段用星计数法，在J、H、Ks波段用色余法，导出了云消光系数。利用辐射转移计算研究了增加吸收截面对尘埃远红外辐射和尘埃温度的影响。在L1642中，通过远红外光学深度与视觉消光比τ（远红外）/A（V）测量的尘埃发射率随着尘埃温度的降低而增加。在19 K-14 K的温度范围内，尘埃的发射率增加了约2倍。辐射转移计算表明，为了解释观测到的尘埃温度向L1642中心方向的降低，尘埃在远红外吸收截面的增加是必要的，这种温度降低不能仅仅用星际辐射场的衰减来解释。增加的吸收截面本身也表现为增加的发射率。我们发现，由于温度的影响，光学深度τ（远红外）的表观值，来自100微米和200微米的强度，总是低于真实的光学深度。
2007-01-26 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
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
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
A Spitzer Space Telescope study of SN 2002hh: an infrared echo from a Type IIP supernova
我们提出了晚时间（590-994天）中红外测光的正常，但高度红化的IIP型超新星SN 2002 hh。从超新星的方向检测到明亮、凉爽、缓慢衰落的辐射。大部分的流量似乎不是由超新星事件驱动的，而是可能起源于沿着视线的一个冷却的，模糊的恒星形成区域或分子云。然而，我们也表明，下降的组件的流量是一致的SN供电的红外回波从尘埃祖CSM。中红外辐射也可能来自新凝聚的尘埃和/或喷出物/CSM撞击，但它们的贡献可能很小。对于CSM-IR回波的情况，我们推断尘埃质量小至0.036 M（太阳），相应的CSM质量为3.6（0.01/r（dg））M（太阳），其中r（dg）是尘埃与气体的质量比。这样的CSM可能是由28，000年前的间歇性质量损失导致的，其速度显着下降。或者，来自周围密集的尘埃分子云的红外回波也可能是造成衰落的原因。无论哪种方式，这是第一次在IIP型超新星中清楚地识别出红外回波。我们没有发现支持或反对IIP型超新星通过喷出物中的颗粒凝结产生大量尘埃的证据。然而，在CSM-IR回波方案中，尘埃的质量意味着最常见的核心坍缩超新星的祖先可能对宇宙尘埃含量做出重要贡献。
2006-07-31 astro-ph
Adaptive Optics Discovery of Supernova 2004ip in the Nuclear Regions of the Luminous Infrared Galaxy IRAS 18293-3413
我们报告了在ESO甚大望远镜（VLT）上的NAOS CONICA自适应光学（AO）系统的KS波段图像中发现的超新星。这些图像是作为近红外搜索的一部分获得的，该搜索是在发光和超亮红外星系的核区域中寻找高度模糊的超新星。SN 2004 ip位于一个环核星暴内，距离亮红外星系IRAS 18293-3413的K波段核心约1.4角秒（或500秒差距）。超新星的光度和光变曲线是一致的核心崩溃事件遭受的主机星系灭绝高达约40级的V-波段，这是预期的环核星暴环境。这是第一个利用AO校正发现的超新星，并证明了目前配备AO的8米级望远镜在发现来自发光和超亮红外星系最内层核区域的超新星方面的潜力。
2007-02-28 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: II. Continuum (dust) emission around IRC+10216 and VY CMa
联合C.伯克利红外空间干涉仪测量了碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa的中红外光谱。这些源周围的尘埃壳先前已被证明是随时间变化的，这些新数据用于探测十年时间尺度上尘埃壳的演变，补充了其他波长的同期研究。自洽的，球对称模型在最大和最小的光都显示的IRC+10216尘埃壳的内半径要大得多（150质量）比预期的尘埃凝结温度，这意味着尘埃生产已经放缓或停止在最近几年。显然，尘埃并不是每个脉动周期（638天）都形成，这些中红外结果与最近的近红外成像一致，近红外成像表明过去三年很少或没有新的尘埃产生（Tuthill等人，2000年）。球对称模型未能拟合最近的VY CMa数据，这意味着从内部尘埃壳的排放是高度不对称和/或随时间变化的。
2000-07-26 astro-ph
Strong Near-Infrared Emission Interior to the Dust-Sublimation Radius of Young Stellar Objects MWC275 and AB Aur
使用目前最长的光学干涉基线，我们已经检测到强大的近红外（NIR）发射从内部的尘埃破坏半径的赫比格Ae星MWC275和AB Aur。我们的亚毫角秒分辨率观测明确地将辐射置于尘埃破坏半径和磁层共同旋转半径之间。我们认为，这一新的组成部分对应于尘埃升华半径内的热气体，证实了最近的索赔的基础上光谱分辨干涉和尘埃蒸发前建模。
2008-03-10 astro-ph
Far-Infrared Emission from Dust in the ISOPHOT Virgo Cluster Deep Sample
我们回顾了ISOPHOT室女星系团深度巡天（Tuffs et al. 2002; Popescu et al. 2002，Popescu & Tuffs 2002 b）揭示的正常星系尘埃连续辐射的特征。
2002-08-05 astro-ph
Galactic Cosmic Rays from Supernova Remnants: II Shock Acceleration of Gas and Dust
这是分析银河宇宙线（GCR）组成和起源的系列论文中的第二篇（第一篇是astro-ph/9704267）。在这篇文章中，我们提出了一个定量模型的GCR起源和加速的基础上加速的混合物的星际和/或拱星气体和尘埃的超新星残余爆炸波。本文给出了一个非线性激波模型的结果，该模型包括：（i）星际气相离子的直接加速，（ii）带弱电荷的尘埃粒子与气体离子同时直接加速到100 keV/amu量级能量的简化模型，（iii）尘埃粒子与气体碰撞的摩擦能量损失，（iv）从加速的晶粒溅射难熔元素的离子，以及（v）将溅射的离子进一步冲击加速为宇宙射线能量。计算的GCR成分和光谱与观测结果符合得很好。
1997-04-30 astro-ph
What Can We Learn from the Infrared Spectral Energy Distributions of Dust Disks?
尘埃盘的光谱能量分布（SED）被广泛用于推断尘埃的性质（成分和大小）和盘结构（尘埃空间分布），这可能表明盘中是否存在行星或小行星和彗星等较小的天体。基于建模的SED HR 4796A，一个年轻的主序星与最大的分数红外（IR）发射，我们表明，SED单独是不是一个很好的星尘的大小，空间分布（和组成，如果没有光谱数据）。SED，中红外光谱，和日冕近红外成像的散射星光和尘埃热发射的中红外成像的组合提供了更好的理解这些属性。
2002-07-30 astro-ph
Dust versus Supernova Cosmology
在这里，我们提出了一些关键的讨论，在最近的宇宙学结果的高红移Ia型超新星的尘埃消光的系统不确定性。首先，我们认为，目前可用的数据不强有力地排除宇宙学意义上的灭绝，无论是由红化检查或分散的论点，因为观测的不确定性，即使在普通的尘埃，红。然后，我们讨论了两种理论上的可能性，高Z超新星有更大的消光，因此他们比本地超新星暗：星系际尘埃和宿主星系的演化。需要对大量超新星进行光学和近红外观测，提高光度精度，以排除这些可能性，并得出令人信服的宇宙学结果。
2000-05-21 astro-ph hep-ph
Mid-Infrared Imaging and Modelling of the Dust Shell around Post-AGB star HD 187885 (IRAS 19500-1709)
我们目前的IRAS 19500-1709与中红外相机，OSCIR，安装在双子座北望远镜拍摄的10和20微米的图像。我们使用一个2-D尘埃辐射传输代码来拟合从紫外到亚毫米波长的光谱能量分布，并模拟图像。
2003-10-17 astro-ph
A Dust Emission Model for Very Young Galaxies: Expected Properties and Far Infrared Diagnostics
尘埃在星系形成和演化中扮演着至关重要的角色。在星系演化的早期，尘埃只由超新星（SNe）提供。借助SNe尘埃产生的新物理模型，我们建立了一个形成星系的尘埃排放模型。我们显示的光谱能量分布（SED）的演变。然后，我们采用这个模型的本地恒星爆发矮星系SBS 0335 $-$ 052。进一步讨论了高红移星系的SEDs，并考虑了它们的观测可行性。
2006-03-14 astro-ph
Optical and Infrared Photometry of the Type Ia Supernovae 1999da, 1999dk, 1999gp, 2000bk, and 2000ce
我们目前的BVRI测光的Ia型超新星1999 da，1999 dk，1999 gp，2000 bk和2000 ce，加上红外测光的三个这些。这些天体显示出Ia型超新星的全部衰减率。结合光学和红外数据表明，V -红外颜色曲线族可以用来推导这些天体的主消光（A_V）。现有的数据还不允许我们为所有的颜色指数和超新星衰退率构建这些轨迹，但是V-K颜色演化足够均匀，它允许在很宽的超新星衰退率范围内确定宿主消光，精确度大约为+/- 0.1 mag.我们引入了一个新的经验参数，最大光后20到40天的平均I波段通量，并说明它与下降率的直接关系。
2001-06-05 astro-ph
Evolution of Dust in Primordial Supernova Remnants: Can Dust Grains Formed in the Ejecta Survive and be Injected into the Early Interstellar Medium?
我们调查的尘埃，形成在第三族超新星（SN）爆炸和它的处理过程中通过碰撞的SN喷出物与周围介质的相互作用产生的反向冲击的演变。特别是，我们调查运输的冲击尘埃内的SN残留物（SNR），其影响的化学成分，粒度分布，和总质量的灰尘存活在SNR。我们发现，逆激波的演变，因此它对尘埃的处理效果取决于由祖星保留的信封的厚度。此外，尘埃颗粒的迁移和存活取决于它们的初始半径a_{ini}和组成：对于扩展到密度为n_{H,0} =1 cm^{-3}的星际介质（ISM）中的II型SNR，a_{ini} < ~ 0.05微米的小颗粒在激波后流中被溅射完全破坏，而a_{ini} = 0.05- 0.2 μ m的颗粒则被捕获在前向激波后的致密壳层中。a_{ini} > ~ 0.2微米的非常大的颗粒被喷射到ISM中，而不会显著减小它们的尺寸。我们发现，被摧毁的反向冲击的尘埃的总质量分数的范围从0.2到1.0，取决于爆炸的能量和周围的ISM的密度。我们的计算结果有显着的丰度模式的下一代的恒星，形成在致密的壳层的原始SNRs的影响。
2007-06-04 astro-ph
Cassiopeia A: dust factory revealed via submillimetre polarimetry
如果II型超新星--短寿命大质量恒星的演化终点--产生了大量的尘埃（>0.1 M_sun），那么它们就可以解释在宇宙第一个回旋中的星系和类星体中看到的静止框架远红外辐射。对银河系超新星遗迹Cas A的亚毫米观测为II型超新星中形成大量尘埃提供了第一个观测证据。在本文中，我们提出了新的数据表明，从Cas A的submm发射的偏振水平显着高于其同步辐射。取向与Cas A中的磁场的取向一致，这意味着极化的亚毫米发射与残留物有关。没有已知的机制会以这种方式改变同步加速器的偏振，因此我们将过量的偏振亚毫米通量归因于残余物中的冷尘埃，提供了宇宙尘埃可以快速形成的新证据。这是支持存在的极化和非极化尘埃排放在北部的残余，那里没有污染的前景分子云。推断出的尘埃极化率是前所未有的（f_pol ~ 30%），再加上颗粒排列的时间尺度很短（<300年），这表明超新星尘埃与其他银河系来源的尘埃不同（f_pol=2-7%），或者说，一个高效的颗粒排列过程必须在超新星遗迹的环境中进行。
2009-02-05 astro-ph
Far-infrared dust opacity and visible extinction in the Polaris Flare
我们提出了一个由恒星计数得出的北极星分子卷云的消光图，并将其与Schlegel等人（1998）由远红外尘埃不透明度得出的消光图进行了比较。我们发现，在北极星云，Schlegel等人的Av值是一个因素2至3高于恒星计数值。我们建议，这种差异的结果从$τ_{FIR}/ A_V$之间的扩散原子介质和北极星云的差异。我们利用光谱能量分布的差异，暖的漫射原子介质，冷的北极星云，分离各自的贡献的视线集成红外发射，发现北极星的冷尘埃的$τ_{FIR}/ A_V$是平均4倍。Schlegel等。原子卷云中的尘埃值。尘埃性质的这种变化可以解释为在低透明度的分子卷云（如北极星）中蓬松颗粒的增长。我们的工作表明，尘埃发射率的变化，必须考虑到估计Av从尘埃排放冷红外发射存在（即分子云）。
2001-06-27 astro-ph
Dust Formation in Primordial Type II Supernovae
我们已经研究了II型超新星（SNe）喷出物中尘埃的形成，主要是原始成分，以回答宇宙中第一个固体粒子形成的问题。然而，我们也考虑了非零祖的金属丰度值Z=Zsun。计算是基于标准的成核理论和计划已被首次测试的良好的研究情况下，SN 1987 A，产生的结果是在协议与现有的数据。我们发现：i）第一个尘埃颗粒主要由硅酸盐、无定形碳（AC）、磁铁矿和碳酸盐组成; ii）最大的颗粒是AC颗粒，大小约为300 A，而其他颗粒类型的半径较小，约为10-20 A。粒度分布在一定程度上取决于喷出物膨胀的热力学，在相关参数的合理估计范围内，结果可能会发生约2倍的变化。此外，出于同样的原因，粒度分布基本上不受金属丰度变化的影响。对尘埃形成量的预测是非常可靠的：对于Z=0，我们发现质量在（12-35）Msun范围内的SNe产生大约0.08 Msun < M_dust < 0.3 Msun的尘埃/SN。当金属丰度增加到太阳值时，上述范围大约增加3倍。我们讨论的影响和宇宙学的后果的结果。
2000-09-12 astro-ph
Dust attenuation and star formation in the nearby universe: the ultraviolet and far-infrared points of view
我们利用正在进行的全成像调查的UV GALEX卫星交叉相关的IRAS全天巡天，建立真正选择的星系在远红外或紫外线的样本。我们讨论了这些星系的尘埃衰减量和恒星形成率，并比较了在FIR或UV中选择的星系的性质。
2004-10-15 astro-ph
Evolution of Dust Extinction and Supernova Cosmology
利用星系光度和化学演化的现实模型以及不同类型星系的超新星速率历史，定量计算了高红移Ia型超新星宿主星系中星际尘埃平均消光的系统演化。我们发现，在z \sim 0.5的平均B波段消光<A_B>通常是0.1-0.2 MAG大于目前，根据一个自然的假设，尘埃光学厚度是成比例的气体柱密度和气体金属丰度。这一系统演化导致了E（B-V）\sim 0.025-0.05等的平均红化，与标准消光曲线相当，这与高红移超新星红化的观测不确定性相当。因此，我们的结果并不矛盾的观察显示没有显着的红化在高z超新星。然而，在z \sim 0.5处，开放宇宙和Λ主导的平坦宇宙之间的视星等差仅为\sim 0.2等，因此在可靠的宇宙学参数测量中应该考虑这种消光的系统演化。考虑到这种不确定性，我们表明，这是很难区分一个开放的和Λ主导的平坦宇宙从目前的数据。
1999-10-04 astro-ph gr-qc hep-ph
