The mineral composition and spatial distribution of the dust ejecta of NGC 6302
我们分析了行星状星云NGC 6302的完整ISO光谱，以推导出星云中尘埃的矿物学成分。我们使用光学薄尘埃模型结合实验室测量的宇宙尘埃类似物。我们发现两个主要的温度组件分别在约100和50 K，具有明显不同的尘埃成分。温暖的组成部分包含了一个重要的贡献，从灰尘没有强红外共振。特别地，可以排除小的温热的无定形硅酸盐颗粒的存在。微弱的PAH波段的探测也指出了这个富氧星云中尘埃的特殊化学成分。冷尘埃成分包含了大部分的质量，并显示出来自结晶硅酸盐的强烈发射，其中约占质量的10%。此外，我们确定了92微米带的矿物方解石，并认为，60微米带包含碳酸盐白云石的贡献。我们提出了六种不同的碳酸盐矿物的质量吸收系数。利用TIMMI 2中红外图像研究了NGC 6302周围尘埃壳层的几何结构。我们认为，冷的尘埃成分是存在于一个拱星尘埃环，而从温暖的组件的弥漫性发射起源于叶。
2002-08-06 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
The Detection of Cold Dust in Cas A: Evidence for the Formation of Metallic Needles in the Ejecta
最近，Dunne等人（2003）获得了CasA的450和850微米的SCUBA图像，并报道了在残余物中检测到2- 4M_sun的冷的、18 K的尘埃。在这里，我们表明，他们的解释的意见面临着严重的困难。它们的尘埃质量比10 - 30 M太阳恒星的喷出物中的耐火物质质量要大。如果将170微米的观测数据纳入分析，冷尘埃模型将面临更大的困难，冷尘埃温度将降至~ 8 K，质量将增加到> 20 M_sun。我们在这里提供了一个更合理的解释，他们的观察，其中冷尘埃排放是由导电针产生的，其性质完全取决于对残骸的亚毫米波和X射线观测。针状物由金属晶须组成，其中含有<1%的嵌入杂质，这些杂质可能是在不对称爆炸中从恒星内部富含金属的层中高速喷出的物质凝结而成的。这些针状物被冲击气体碰撞加热到8 K的温度。考虑到针的破坏，仅需要1 E-4至1 E-3M_sun的尘埃质量来解释观测到的SCUBA排放。在磁场中排列的针状物可产生可观察到的极化发射。因此，对亚毫米波偏振的探测将为冷尘埃发射的针状起源提供明确的证据。超新星可能仍然被证明是星际尘埃的重要来源，但证据仍然是不确定的。
2004-01-08 astro-ph
Ejecta, Dust, and Synchrotron Radiation in B0540-69.3: A More Crab-Like Remnant than the Crab
本文介绍了用{ \it Spitzer太空望远镜}对脉冲风星云（PWN）B 0540 -69.3及其相关超新星遗迹进行的近红外和中红外观测。我们报告的PWN的检测与所有四个IRAC波段，24 $μ$米波段的MIPS，和红外光谱仪（IRS）。我们没有发现任何证据表明，红外辐射的X射线/无线电壳周围的PWN所造成的超新星爆炸波的前向冲击。PWN本身的通量主要由同步辐射在较短的波长（IRAC），与温暖的尘埃成分longward的20 $μ$米。我们表明，这种尘埃连续体可以解释为少量（$\sim 1-3 \times 10^{-3} \msun$）的尘埃在$\sim 50-65$ K的温度，加热所产生的冲击波被驱动到喷出物的内边缘的PWN。这显然是在超新星中合成的尘埃。我们还报告了几条线的PWN的频谱中的检测，并提出有关PWN的运动学信息确定从这些线。Kinetics与以前的光学研究这个对象是一致的。谱线强度也与人们对光学谱线强度的预期大致一致。我们发现，线产生于缓慢（$\sim 20$公里秒$^{-1}$）冲击驱动到富氧的团块在壳扫了一个铁镍泡沫，这有一个密度对比度$\sim 100-200$相对于大部分的喷出物，和更快的冲击（$\sim 250$公里秒$^{-1}$）在氢信封需要加热尘埃颗粒观察到的温度。我们根据对重元素喷出物丰度的估计推断，其前身星可能在20-25 $M_\odot$…
2008-07-25 astro-ph
Sakurai's Object: characterising the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007
我们目前的观测樱井的对象之间获得的1- 5微米2003年和2007年。通过对4.7 μ m附近的CO基本吸收特征的阶梯光谱拟合辐射转移模型，确定了谱线形成区的激发条件。我们发现12 C/13 C ~3.5，这与CO起源于非常晚的热脉冲处理的喷出物相一致，而不是在预先存在的行星状星云中。我们证明了在尘埃外部存在2.2e-6<M<2.7e-6 Msun的CO喷出物，形成500+/-80 km/s的高速风。我们发现的证据显着减弱的CO带和冷却的尘埃周围的中央恒星在2003年和2005年之间。气体和尘埃的温度高得难以置信，恒星辐射是唯一的贡献者。
2008-10-24 astro-ph
Spitzer Infrared Spectrograph Observations of Magellanic Cloud Planetary Nebulae: the nature of dust in low metallicity circumstellar ejecta
我们提出了5 - 40微米光谱的41个行星状星云（PNe）的麦哲伦云，观察与红外光谱仪上的斯皮策太空望远镜。光谱显示存在的星云发射线和固态功能的尘埃，叠加在热红外连续。通过对25个LMC和16个SMCPne的红外光谱分析，发现14个LMC和4个SMCPne的红外光谱主要由星云发射谱线组成，而其它光谱则表现出固态特征。我们观察到固态特征与富含碳的尘埃颗粒（SiC、多环芳烃（PAHs）等）兼容在大多数情况下，除了在三个PNe显示富氧粉尘的功能。含碳粉尘特征的频率在LMC中一般高于SMC PNe。光谱分析使尘埃特征与气体成分和形态以及中心恒星的性质相关。我们发现：1）所有具有碳质尘埃特征的PNe都具有C/O>1，没有一个是双极的或高度不对称的; 2）所有具有富氧尘埃特征的PNe都具有C/O<1，如果起源于单星演化，则可能具有高质量的祖先（这些PNe要么是双极的，要么是高度不对称的）; 3）尘埃温度跟踪星云和恒星演化; 4）粉尘的产生效率取决于金属丰度，低金属丰度环境不利于粉尘的产生。
2007-09-04 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
On the source of the late-time infrared luminosity of SN 1998S and other type II supernovae
我们提出了晚时间近红外（NIR）和光学观测的I型SN 1998 S。近红外测光时间跨度为333-1242天，近红外光谱和光学光谱分别为333-1191天和305-1093天。近红外测光延伸到M '波段（4.7 μ），使SN 1998 S成为第二颗被探测到如此长红外波长的超新星。的H α和氦1.083亩线剖面的形状和演变表明一个强大的相互作用与祖风，以及提供证据的尘埃凝结在喷出物。最新的光谱表明，风已经流动了至少430年。HK连续谱的强度和向长波长方向的上升以及相对明亮的L'和M'星等表明，近红外辐射是由于超新星中新形成的热尘埃可能提供了喷出物和/或原星周介质（CSM）中预先存在的尘埃。[摘要]考虑了近红外辐射的可能来源。排除了喷出物尘埃的显著放射性加热，也排除了CSM尘埃的冲击/X射线前体加热。更合理的来源是（a）由紫外/光学峰值亮度驱动的CSM尘埃的红外回波，以及（b）由喷出物激波/CSM相互作用产生的冷而致密的壳层内形成的新凝聚尘埃的发射。我们认为，证据有利于冷凝尘埃假说，虽然红外回波不排除。在尘埃凝结的假设中，红外光度表明喷出物中至少有0.001太阳质量的尘埃，甚至可能更多。最后，我们表明，II型超新星的后期内禀（K-L '）演化可能提供一个有用的工具，用于确定是否存在大质量CSM周围的祖星。
2004-04-27 astro-ph
Primordial massive supernovae as the first molecular factories in the early universe
我们研究的喷出物化学的零金属量的祖先，大规模的，超新星使用一种新的方法，化学动力学的基础上。考虑的物种跨越范围的简单，双原子分子，如CO或SiO的尘埃成核过程中涉及的更复杂的物种。我们描述了它们的形成从气相包括所有可能的相关化学过程，并将其应用到原始170 Msun超新星的喷出物。两个喷出物的情况下进行了探讨：充分混合的重元素，分层喷出物反映祖核合成。渗透的氢从祖信封被认为是。我们表明，分子形式非常有效地在原始超新星的喷出物的混合水平和占总祖质量的13至34%，相当于21至57 Msun的喷出物物质的分子形式。分子的化学性质取决于喷出物中重元素和氢的混合。产生的物质包括O2、CO、CO2、SiS、SO、SiO和H2。因此，分子可以作为超新星爆炸后混合的观测示踪剂。我们的结论是，原始大质量超新星是早期宇宙的第一个分子供应者。
2008-07-16 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
SN Ib 1990I: Clumping and Dust in the Ejecta?
本文介绍和分析了Ib型SN 1990 I的光度学和光谱学，涵盖了大约400天的演化过程。光学氦线的存在下示出。SN 1990 I似乎显示出比Ib型事件样本更高的速度。星云发射线显示出高度的不对称性和精细结构的存在。利用[O I] 6300，64 A通量，我们估计氧质量的下限落在（0.7-1.35）M太阳能范围内。在第254天，氧质量需要小至10^{-2}的填充因子，表明氧材料的高度聚集性分布。在第254天之后，在[O I] 6300，64 A中报告了600 km/s量级的蓝移。[Ca II] 7307.5A的发射曲线在晚期也出现蓝移。我们恢复了SN 1990 I的准测热“BVRI”光变曲线。所构建的测辐射热光变曲线显示出在后期阶段斜率的变化，在[50：200] d的时间间隔内e折叠时间为60 +/-2 d，比{56}Co衰变的时间（即111.3 d）快得多，这表明由于喷出物的低质量性质，γ射线以较低的沉积逃逸。第200天后，测量到$e$折叠时间约为47 +/-2.8天。一个简化的伽马射线沉积模型后，增加了约35%的贡献计算的伪测辐射热光变曲线，以占近红外光度估计喷出物和{56}镍质量（M（{56}镍）=0.11 M太阳和M_{ej} =3.7 M太阳）。在308天左右，光度的赤字估计约为50%。观测到的光谱蓝移结合伪测辐射热光变曲线和（B-V）颜色的急剧和突然下降被解释为SN 19…
2004-07-07 astro-ph
A Spitzer Space Telescope Study of SN 2003gd: Still No Direct Evidence that Core-Collapse Supernovae are Major Dust Factories
我们对II-P型超新星（SN）2003 gd的后期中红外（IR）观测进行了新的详细分析。在爆炸后约16个月，中红外线通量与喷出物中新凝聚的尘埃的4 x 10^（-5）M（太阳）辐射一致。在22个月时，在8微米和24微米处检测到靠近SN位置的点状源的发射。到42个月时，24微米的通量已经褪色。考虑到光度和源的大小，排除SN 2003 gd的喷出物是22个月发射的主要来源。另一种可能的解释是，在这个较晚的时期，来自先前存在的星周或星际尘埃的红外回波。我们的结论是，与Sugerman等人（2006，Science，313，196）的说法相反，SN 2003 gd的中红外辐射不支持喷出物中存在0.02 M（太阳）新形成的尘埃。到目前为止，还没有直接的证据表明核心坍缩的超新星是主要的尘埃工厂。
2007-05-10 astro-ph
The very early afterglow powered by the ultra-relativistic mildly magnetized outflows
在坡印廷通量主导的伽马射线暴外流（电磁能流与粒子能流的初始比值$σ_0\gg1$）模型中，近一半的内耗散磁能转化为瞬发$γ-$射线能量发射，其余的转化为外流的动能。因此，在$γ-$射线暴的末端，$σ$显著减小（$σ\sim 1$或甚至更小）。我们数值研究了这种轻度磁化外流与均匀星际介质（ISM）或恒星风（WIND）相互作用的极早期反向激波发射。我们发现，对于$σ\sim0.05-1$和伽马射线暴的典型参数，ISM-喷出物相互作用和风-喷出物相互作用可以提供非常强的光发射（$m_{\rm R}\sim 10-12{\rm th}$量级或甚至更亮）。类似于由非磁化喷出物与外部介质相互作用提供动力的极早期余辉，ISM喷出物相互作用情况与WIND喷出物相互作用情况之间的主要区别在于，在反向激波穿过喷出物之前，前者的R波段发射通量迅速增加，而后者仅略有增加。(The摘要已缩短）。我们认为，早期的多波长余辉的线偏振检测是非常必要的，看看是否驱动伽玛暴的外流被磁化或没有。
2004-08-26 astro-ph
Nova Dust Nucleation: Kinetics and Photodissociation
尘埃是在新星喷出物中形成的。晶粒温度是由稀释的新星辐射场，而不是气体动力学温度，使经典的成核理论不适用。我们使用动力学方程来计算这些喷出物中碳核的生长。对于参数的预期值，太多的团簇生长，尽管原子粘附到小团簇的概率很小，当碳蒸气耗尽时，团簇的半径仅达到约100 nm。然后，我们包括从新星的紫外线辐射的集群光解的影响。这抑制了成核，但太好了，根本没有晶粒形成。最后，我们建议，一些增长的碳核可能会受到保护，从光解离的牺牲表面层的氢。
1992-04-30 astro-ph
Gamma-ray burst early afterglows: reverse shock emission from an arbitrarily magnetized ejecta
有证据表明，伽马射线暴（GRB）喷出物可能是磁化的，尽管喷出物的磁化程度尚不清楚。在理想MHD条件下，导出了相对论90度激波的严格解析解，并利用它研究了任意磁化喷出物的反向激波发射特性。与以前的看法相反，我们发现，强相对论冲击仍然存在于高sigma极限。假设环爆介质的密度恒定，我们详细研究了壳-介质相互作用，并对壳演化的各种临界半径进行了分类。对于典型的伽玛暴参数，当σ小于几十或几百时，存在反向冲击。壳层的演化仍然可以分为厚壳层和薄壳层两种状态，但是这两种状态之间的分离现在取决于σ，并且厚壳层状态在高σ时大大收缩。早期的光学余辉光变曲线计算的伽玛暴具有广泛的范围内的西格玛值。我们发现，反向冲击发射水平稳步增加与西格玛最初，但开始下降时，西格玛变得大于1。在高σ区，由于薄壳区激波穿越半径和减速半径的分离，反向激波峰通常加宽。早期余辉数据和严格的上限已知伽玛暴可以理解在本文中发展的理论框架内，推断的σ值变化范围很广。
2005-04-19 astro-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? I Cosmic Ray Composition and SN Nucleosynthesis. A Conflict with the Early Galactic Evolution of Be ?
现今宇宙射线（CR）的成分与SN喷出物物质的显著加速不一致（即使喷出物颗粒物质优先加速）。目前的CR主要是由ISM（“太阳混合物”）和拱星（富含22 Ne和12 C的WR风）气体和颗粒物质的加速引起的。事实上，CR源的组成没有显示出与SN核合成有关的异常：（i）CR源FeNi/MgSiCa比率具有精确的太阳能混合值，而FeNi主要在SN Ia中合成，MgSiCa在SN II中合成。如果CR起源于SN喷出物，这就需要对各种SN Ia和SN II的加速效率有严格的条件。(ii)相对于在SNae中制造的所有元素，不在任何SN中制造的主S过程元素的非缺陷。(iii)所有CR源同位素比都与太阳混合一致（除了22 Ne和12 C过量、WR风）。(iv)CR中没有59 Ni意味着SN核合成和加速之间的时间延迟大于10^5年。(v)SNR和CR冲击加速的物理学意味着内部喷出物物质的加速相对来说是微不足道的（Ellison & Meyer，本卷）。目前的CR在超级气泡材料之外的主要加速似乎也是不可信的。这些关于当前CR的结论并不一定与早期银河系中Be/H的线性演化相冲突。在早期的银河ISM中，几乎没有重元素，因此，即使是微量的新加工物质的加速，也必然在C和O生成Be的过程中起着主导作用。“Be指示器”对起源于ISM的可能占主导地位的早期银河系CR成分视而不见，当时几乎由纯H和He组成。
1999-05-05 astro-ph
A Dust Cloud of Ganymede Maintained by Hypervelocity Impacts of Interplanetary Micrometeoroids
伽利略号航天器上的尘埃探测器通过现场测量探测到了木卫三的尘埃云。尘埃颗粒在低于五个木卫三半径（木卫三半径= $\rm 2,635 km$）的高度被探测到。我们的分析确定了木卫三周围的尘埃云的粒子的影响方向，影响速度和质量分布，并意味着他们已经踢了超高速的微流星体到卫星表面的影响。计算了行星际尘埃粒子从卫星上喷出的径向密度分布。我们假设的产量，质量和速度分布的喷出物从实验室的影响实验到冰的目标，并考虑在木卫三附近的弹道和逃逸轨迹的喷出颗粒的动力学。用行星际粒子作为撞击物计算的空间尘埃密度分布与伽利略测量得出的分布是一致的。星际颗粒作为抛射体的贡献可以忽略不计。建议利用航天器探测器对卫星附近的尘埃进行测量，作为一种有益的工具，以获得更多关于卫星表面以及卫星通过撞击喷出物机制维持的尘埃行星环的知识。
2000-06-15 astro-ph
Early Afterglow Emission from a Reverse Shock as a Diagnostic Tool for GRB Outflows
伽马射线暴（GRB）余辉跃迁是GRB中最有趣也是研究最少的相之一。在这个阶段，相对论性的喷出物开始与周围的物质相互作用。一个强大的短暂的反向冲击传播到喷出物（假设它是重子），而前向冲击开始塑造周围的物质到布兰德福德麦基轮廓。我们建议一个参数化的早期余辉光变曲线，我们计算（解析和数值）所观察到的参数，结果从一个反向冲击发射（在星际介质[ISM]环境）。我们提出了一个新的指纹的反向冲击辐射，添加到众所周知的$t^{-2}$光学衰减。对这个特征的观测表明，在早期余辉期间，反向激波支配着发射。反向激波的存在反过来意味着相对论性的喷出物含有重要的重子成分。这个特征也意味着周围的介质是ISM。我们进一步表明：（1）反向激波闪光强烈地依赖于相对论喷出物的初始条件。(ii)以前的计算通常高估了这种光学闪光的强度。(iii)如果反向冲击主导了光学闪光，那么对早期余辉光变曲线的详细观测可能使我们能够确定相对论喷出物内的初始物理条件，特别是估计其洛伦兹因子和宽度。
2004-06-14 astro-ph
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium III. SN 2006jc: IR echoes from new and old dust in the progenitor CSM
我们目前的近红外和中红外（IR）测光数据的类型Ibn超新星（SN）2006 jc获得与英国红外望远镜（UKIRT），双子座北望远镜，和斯皮策太空望远镜之间的86天和493爆炸后。我们发现，SN 2006 jc的红外行为可以解释为从两个表现形式的拱星物质的红外回波的组合。近红外辐射的大部分来自于新凝聚的尘埃在冷致密壳层（CDS）中的红外回波，所述冷致密壳层（CDS）是由喷出物向外冲击与由前体在大约两年前的SN爆炸中的亮蓝变星（LBV）样爆发中喷出的星周物质的致密壳层的相互作用产生的。CDS尘埃质量在230天达到适度的3.0 x 10^（-4）M（太阳）。虽然之前已经提出过一个事件（SN 1998 S）在喷出物向内冲击后面形成的CDS内的尘埃凝结，SN 2006 jc是第一个显示出在喷出物向外冲击后面形成的CDS中尘埃凝结的证据。在以后的时代，大量的和不断增长的贡献，红外通量产生的红外回波，从预先存在的灰尘在祖风。预先存在的CSM尘埃的质量至少为~8 x 10^（-3）M（太阳）。因此，这项工作增加了核心坍缩超新星祖先的质量损失可能是宇宙中尘埃的主要来源的证据。然而，再一次，我们没有看到直接的证据表明超新星的爆炸除了产生非常少量的尘埃之外还产生了任何东西。
2008-06-03 astro-ph
Dust en-route to Jupiter and the Galilean satellites
在过去的十年中，航天器的研究极大地提高了我们对木星系统中尘埃的认识。所有的伽利略卫星，可能还有所有较小的卫星，都是木星系统中尘埃的来源。利用伽利略号和伽利略号航天器上的尘埃探测器进行的现场测量首次证明了带电尘埃颗粒与行星际磁场和行星磁层之间的电磁相互作用。木星的磁层就像一个巨大的质量速度谱仪，可以用来测量带电的10纳米尘埃颗粒。这些尘埃颗粒是从木星的卫星木卫一释放出来的，典型的释放速率为1 kg s^1。尘埃流探测了木卫一等离子体环的等离子体条件，可以用作木卫一火山羽活动的潜在监测器。其他伽利略卫星被稀薄的撞击产生的云所包围，这些云主要是亚微米级的喷出物颗粒。伽利略测量表明，超高速撞击卫星产生的撞击喷出物是尘埃行星环的主要-如果不是唯一-组成部分。我们回顾了在木星的现场尘埃测量，并给出了最新的结果更新。
2002-05-28 astro-ph
A Search for Deep Impact's Large Particle Ejecta
深度撞击与9 P/坦普尔彗星的核心相遇，将小颗粒（<~ 10微米）喷射到彗星的彗发中，这一点可以从小尘埃颗粒在中红外波长（~10微米）的热辐射和光学图像的动力学模拟中得到证明。由撞击喷出的流星大小的粒子（a >~ 100微米）可能具有最低的喷出速度，与太阳辐射压力的相互作用很弱。因此，大颗粒可能会在深度撞击喷射后的几周或几个月内留在核附近。我们提出了我们的斯皮策太空望远镜/MIPS 24微米相机计划的初步亮点，以图像彗星9 P/坦普尔在30，80，420和560天后，深度撞击遭遇。MIPS的数据，结合我们的动力学模型，能够检测到深度撞击可能喷出的大尘埃颗粒。
2006-10-31 astro-ph
Origin and Nature of Dust in the Early Universe
我们目前的最新进展，在理论研究的尘埃形成和演化的原始超新星（SNe）被认为是在早期宇宙中的尘埃的主要来源。结合星族III SNe喷出物中尘埃形成的计算结果，对超新星遗迹（SNRs）中新形成尘埃演化的研究表明，较小的尘埃颗粒主要在冲击气体中被溅射破坏，而较大的尘埃颗粒则被注入到周围介质中。在SNR中，在破坏中幸存的尘埃颗粒的质量达到0.1- 15 $M_\odot$，这足以解释在$z > 5$观测到的类星体宿主星系的尘埃含量。此外，喷出物中形成的尘埃的运输导致原始SNRs致密壳层中低质量恒星的形成，并影响这些恒星的元素组成。我们还表明，平坦的消光曲线预计在高红移宇宙SNe的尘埃的可能来源。
2009-03-12 astro-ph
Early GRB afterglow from a reverse shock as a tracer of the prompt gamma-ray light curve
我们讨论了当重子喷出物与外部星际介质（ISM）相互作用时穿过重子喷出物的反向冲击的光学和无线电早期余辉发射。我们发现，闪光的峰值将反向激波的光变曲线分为两个不同的阶段。峰值后的发射弱地依赖于喷出物的初始条件，因此它可以被用作反向冲击发射的可识别的签名。另一方面，在光学峰之前的发射是高度敏感的初始条件，因此可以用来调查的初始流体动力学轮廓的喷出物。特别是，如果瞬发$γ$射线发射是由内部激波引起的，则早期反向激波发射应该类似于瞬发$γ$射线光变曲线的平滑版本。
2005-02-23 astro-ph
The 3D Morphology of VY Canis Majoris II: Polarimetry and the Line-of-Sight Distribution of the Ejecta
利用HST/ACS/HRC偏振成像仪对红超巨星大犬座VY星周尘埃的三维结构进行了研究。围绕VY CMa的星云的偏振矢量在除正东方向外的所有方向上都表现出强烈的中心对称模式，并且在分数偏振中的范围从10% - 80%。在光学薄的区域，因此可能只有单一散射，我们使用分数偏振和光度颜色来定位灰尘沿视线的物理位置。在强度图像中看到的大多数单独的弧形特征和团块也是分数偏振图中的特征。这些特征必须是不同的几何对象。如果它们只是局部密度增强，分数偏振不会在特征的边缘如此突然地改变。这些功能的VY CMa的喷出物中使用旋光的位置提供了一个独立的，但在密切的协议，从我们的研究结果，他们的运动学（论文I）的三维几何形状的确定。
2007-02-27 astro-ph
Visible and Near-Infrared Spectrophotometry of the Deep Impact Ejecta of Comet 9P/Tempel 1
我们已经获得了彗星9 P/坦普尔1的演变后，深度撞击探测器的影响，使用超新星积分场光谱仪（SNIFS）在UH 2.2米望远镜的光学分光光度计，以及同时使用利克可见光-近红外成像光谱仪（VNIRIS）光谱仪的光学和红外光谱。研究了CN（0-0）和630 nm [OI]发射的空间分布和时间演化。我们发现，在撞击后的两个小时内，以原子核为中心的CN发射增加，但与尘埃散射太阳光的光变曲线相比，CN发射延迟。氯化萘的排放量也比散射尘埃云膨胀得更快。在630 nm处的[OI]发射与散射光类似地上升，但在撞击后的几个小时内几乎保持恒定。撞击后第二天，集中在彗核的氯化萘和[OI]排放量几乎恢复到撞击前的水平。我们还研究了撞击喷出的尘埃与正常情况下释放的尘埃在散射特性上的差异。与彗星撞击前的状态相比，我们发现有证据表明，彗星的颜色在撞击后亮度上升期间略蓝。撞击后很久，在接下来的夜晚，彗星的颜色恢复到撞击前的数值。这可以通过假设喷出物云中的颗粒尺寸分布变小来解释，与中红外观测的结果一致，或者通过假设大部分的干净冰粒，或者通过这两者的组合。
2006-10-11 astro-ph
The Axially Symmetric Ejecta of Supernova 1987A
大量的早期观测证明超新星1987 A（SN 1987 A）的喷出物是非球面的。在超新星爆发15年后，哈勃太空望远镜已经解决了迅速膨胀的喷出物。后期的图像和光谱学提供了一个与早期观测一致的几何图像，并暗示了一个高度结构化的轴对称几何形状。我们在这里提出一个新的综合的旧的和新的数据。我们表明，波鸿事件，大概是一个$^{56}$镍，和后期的图像，由$^{44}$钛激发的轨迹，是最自然的占共享一个共同的位置角约14 \degree，相同的神秘点和早期散斑数据的喷出物，而且它们都是沿着内周星环的轴在45 \degree到天空的平面。我们还表明，偏振代表一个长形的几何形状与相同的位置角和轴作为早期的散斑数据和后期的时间图像，因此，几何形状已被固定在时间和整个喷出物。波鸿事件和多普勒运动学的[Ca II]/[O II]发射在空间分辨HST光谱的喷出物可以始终集成到这个几何形状。推测放射性团大约沿着内侧环的轴落下，因此在北方向发生红移，而[Ca II]/[O II] 7300的发射则在南方向发生红移。我们提出了一个喷射引起的爆炸模型，并认为这样的模型可以解释许多观察到的不对称性。在喷流模型中，氧和钙并不是沿着喷流分布的，而是主要分布在一个扩展的环面中，该环面与内环星环的平面和北蓝移相同。
2002-05-20 astro-ph
Photo-Ionization Induced Rapid Grain Growth in Novae
本文提出了新星喷出物膨胀阶段晶粒生长的基本模型。我们认为，尘埃核对原子的凝聚不是抑制颗粒的形成，而是通过部分电离介质中诱导的偶极反应进行动力学进行。一旦喷出物在紫外线下变得透明，团簇的电离就会增加，从而引发失控的晶粒生长。这种机制在其他形成尘埃的热恒星中也可能很重要，例如亮蓝变星和沃尔夫-拉叶系统。
2003-12-01 astro-ph
High Resolution mid-Infrared Imaging of SN 1987A
利用双子座南8米望远镜上的热区照相机和摄谱仪（T-ReCS），我们在超新星SN 1987 A的赤道内环（ER）位置探测到并分辨了6067天的10微米辐射。类似于在光学和近红外中发现的“热点”明显存在。10微米发射的形态与从X射线到无线电的其他波长的形态在全球范围内相似。在SN 1987 A区域观测到的中红外辐射通量可能主要是来自ER尘埃的辐射。我们还在4西格玛水平上检测到了20微米的ER。假设热尘埃辐射是中红外辐射的来源，我们推导出尘埃温度为180^{+20}_{-10} K，尘埃质量为1. 8. 10^{-5}月急诊室。我们的观测还显示，在10微米处，中心喷出物的检测很弱。我们发现，以前的热通量估计（到2100天）没有显着污染的新发现的排放从ER。如果我们假设能量输入仅来自放射性衰变，我们的测量和当前的理论模型一起设定温度为90 leq T leq 100 K，质量范围为10^{-4}-2。10^{-3} Mo代表喷出物中的尘埃。在这样的尘埃温度下，估计来自内环的热辐射为9（+/-3）10^{35} erg s^{-1}，来自喷出物的热辐射为1.5（+/-0.5）10^{36} erg s^{-1}。最后，以SN 1987 A为模板，讨论了超新星作为宇宙尘埃主要来源的可能作用。
2004-04-12 astro-ph
Probing supernovae ejecta by Halpha damping wings
预言II-P型超新星星云早期的H $α$发射线可能显示出强的阻尼翼观测效应。这通过蒙特卡罗模拟来说明。阻尼翼效应的强度可以用来约束线发射区的参数。用阻尼翼效应解释了SN 1997 D在150天观测到的H $α$的红移、宽度和红翼的异常现象。
1999-11-16 astro-ph
