Shock-Wave Heating Model for Chondrule Formation: Prevention of Isotopic Fractionation
球粒陨石被认为有很多关于太阳星云中尘埃粒子和过程的信息。在现今恒星形成区所观测到的原行星盘中，自然也有类似的尘埃颗粒和过程，因此对球粒形成的研究可能为我们提供有关行星系统形成的重要信息。球粒熔化过程中的蒸发可能导致球粒中挥发性元素的耗尽。然而，没有证据表明球粒中有大量的重同位素富集。为了满足这一观察到的限制，在低于硅酸盐固相线的温度下的快速加热速率是必需的，以抑制同位素分馏。我们发展了一个新的冲击波加热模型，考虑了尘埃热连续发射和气体分子线发射的辐射转移，并计算了球粒的热历史。我们已经发现，光学薄冲击波的热连续辐射从尘埃粒子可以满足快速加热的约束，因为尘埃热辐射不保持尘埃粒子的高温长时间在冲击前的区域和尘埃粒子突然加热的气体拖曳加热在冲击后的区域。我们还利用辐射扩散近似导出了激波前区的光学厚度上限，超过此上限，快速加热约束就不满足了。大约是1 - 10。
2006-07-03 astro-ph
Towards planetesimals: dense chondrule clumps in the protoplanetary nebula
我们概述了一个场景，该场景追踪了从自由漂浮的星云颗粒到类地行星区域最初10- 100公里大小的天体的直接路径，产生了具有与原始陨石母体相匹配的属性的微行星。我们称之为“原始吸积”。该方案借鉴了以前的工作的元素，并介绍了一个新的关键门槛的星子形成。我们假设星云是弱湍流，这导致空气动力学大小排序的粒子具有类似于在陨石中观察到的性质的密集浓度。这些致密区域或团块所占据的星云体积分数服从概率分布，作为其密度的函数，并且致密浓度的粒子质量密度是气体的100倍。然而，即使是这些致密的团块也会被气体压力阻止经历传统意义上的引力不稳定性（在动力学时间尺度上）。在这种停滞发展的状态下，它们很容易受到不同轨道星云气体的冲压压力的破坏。然而，自重力可以保护足够大和密集的团块免受冲压压力的破坏，允许它们携带的颗粒缓慢但无情地向它们的中心沉积，产生10-100公里的“沙堆”星子。星云中的局部径向压力波动，以及不同运动的致密团块之间的相互作用，也将在未来的研究中发挥作用。这种情况很容易从陨石母体扩展到整个太阳系的初级吸积。
2008-04-21 astro-ph
Cooling of Dense Gas by H2O Line Emission and an Assessment of its Effects in Chondrule-Forming Shocks
我们认为气体的密度适合于原行星盘，并计算其冷却的能力，由于线辐射的气体内的水分子。我们的工作遵循了Neufeld & Kaufman（1993; ApJ，418，263）的工作，在几个关键方面扩展了他们的工作，包括使用更扩展的线数据库，改进的逃逸概率公式，以及包含可以吸收线光子的尘埃颗粒。虽然逃逸概率正式依赖于一个复杂的组合的光学深度的线和尘埃颗粒，我们表明，包括灰尘的冷却速率是很好的近似无尘冷却速率乘以一个简单的函数的灰尘光学深度。我们将尘埃气体混合物的冷却速率应用于与陨石球粒（陨石中发现的毫米级熔滴）形成有关的太阳星云激波的情况。我们的目的是评估线冷却是否可以忽略球粒形成冲击，或者如果它必须包括在内。我们发现，对于典型的参数，H2O线冷却关闭几分钟过去的冲击前，线光子，否则可能会逃离冲击区和冷却气体将被吸收的尘埃颗粒。然而，在冲击波过去的第一分钟左右，线光子将以约10，000 K/hr的速度冷却气体，使气体（很可能是气体中的球粒）的温度下降数百K。因此，在星云激波形成球粒的模型中，必须包括H2O线冷却。
2008-09-29 astro-ph
Gamma-ray bursts and other sources of giant lightning discharges in protoplanetary systems
太阳星云中的闪电被认为是产生陨石球粒的可能来源之一。伽马射线暴（GRB）提供了大量的伽玛射线，这些伽玛射线被康普顿散射，并在气体中产生电荷分离，因为电子从正离子中被取代。在0.1 AU量级的距离上，电场很容易超过击穿值~1 V m^-1。巨大闪电放电的能量是地面闪电的10^12倍。预测的伽玛射线爆发后的发射来自于新形成的黑洞的吸积或磁星的自旋下降，其强度足以在星云中引起持续数天的雷暴，并且比伽玛暴更有可能，因为辐射被射到一个更大的立体角。来自附近软伽马射线中继源（SGR）的巨大爆发也能够引起巨大的闪电放电。陨石球粒的总量与陨石的观测结果相当吻合。此外，在伽马射线暴的情况下，大多数球粒是由附近的伽马射线暴和闪电在整个星云上发生在同一时间的几个主要熔化事件中产生的，并为球粒的形成和太阳星云的演化提供了准确的时间标记。该模型为钙铝包裹体（CAIs）和球粒形成之间的延迟提供了合理的解释。
2005-02-01 astro-ph
Chondrule Formation and Protoplanetary Disk Heating by Current Sheets in Non-Ideal Magnetohydrodynamic Turbulence
我们研究了在原行星盘环境中由于双极扩散引起的磁场陡化（Brandenburg & Zweibel 1994），并得出以下结论。电流片产生在磁盘的磁活性区域的电离分数是足够高的磁旋转不稳定性操作。在太阳星云演化的后期，表面密度预计会降低，尘埃颗粒会在重力作用下沉降到中平面。如果中平面附近的局部尘埃-气体质量比增加到大于宇宙丰度的10^3倍，电流片就会达到足够高的温度，熔化毫米级的尘埃颗粒，从而提供形成陨石球粒的机制。此外，这些电流片可能解释了在年轻恒星天体的光谱能量分布（SED）中观察到的近红外过度。通过调零干涉仪或未来的多波段自适应光学日冕仪对原行星盘进行直接成像可以验证这一假设。
2003-09-05 astro-ph
Evolution of oxygen isotopic composition in the inner solar nebula
随着时间的推移，太阳星云的化学和同位素组成的变化反映在保存在南极陨石中的不同成分的性质上。CR碳质球粒陨石是所有球粒陨石类型中最原始的，并且必须保留基本上未改变的太阳星云记录。我们分析了不同形成温度和年龄的CR成分范围内的氧和镁同位素，包括各种类型的耐火包裹体和球粒。结果提供了新的限制的时间变化的氧同位素组成的内部（<5 AU）太阳星云-该地区的耐火夹杂物和球粒最有可能形成。根据短寿命26 Al（t1/2 ~ 0.73Ma）的衰变年代学表明，当耐火包体形成时，内太阳星云气体富含16 O，但在不到0.8Ma之后，内太阳星云气体变得贫16 O，这种状态至少持续到约1- 200万年后CR球粒形成。我们认为，内太阳星云成为16 O-穷人，因为米大小的冰体，这是丰富的17，18 O由于同位素的自屏蔽过程中紫外线光解的CO在原太阳分子云或原行星盘，聚集在雪线外，迅速向太阳漂移，并在雪线蒸发。这导致了贫16 O水的显著富集，然后扩散到太阳系内部。对原行星盘中水丰度的空间和/或时间变化的天文学研究可以澄清这些过程。
2005-01-05 astro-ph
Thermal Processing of Silicate Dust in the Solar Nebula: Clues from Primitive Chondrite Matrices
陨石中最丰富的基质矿物，水合层状硅酸盐和铁橄榄石晶体，主要在小行星中形成的流体辅助变质作用。我们推断，他们形成的矿物存在于三个较少改变的碳质方解石，硅酸盐基质主要由微米和纳米尺寸的晶粒的结晶镁橄榄石，Mg 2SiO 4，顽火辉石MgSiO 3，和无定形，铁镁硅酸盐。顽火辉石和镁橄榄石的成分和结构特征表明，它们是以1000 K/h的速率冷却到1300 K以下的冷凝物。大多数无定形硅酸盐也可能是太阳星云的凝聚物，因为基质的成分近似于太阳，不太可能是具有不同成分的遗传无关材料的混合物。由于球粒在10-1000 K/h的温度下冷却，并且基质和球粒在化学上是互补的，大多数基质硅酸盐可能在瞬态加热事件中靠近球粒形成。激波加热是有利的，因为星云激波能够熔化毫米大小的聚集体蒸发尘埃。原始球粒陨石基质中的结晶硅酸盐和无定形硅酸盐与行星间尘埃颗粒中的硅酸盐有许多共同的特征，这表明行星间尘埃颗粒中的大多数结晶硅酸盐和可能的一些无定形硅酸盐也是星云凝聚物。除了少量的难熔氧化物和前太阳尘埃形成的富钙铝夹杂物在磁盘的内部边缘，大部分的结晶硅酸盐尘埃，吸积到小行星和长周期彗星似乎已经形成了冲击加热约2-10 AU。年轻恒星周围的镁橄榄石晶体可能有类似的起源。
2005-01-05 astro-ph
Shock-Wave Heating Model for Chondrule Formation: Hydrodynamic Simulation of Molten Droplets exposed to Gas Flows
陨石中富含毫米级球形硅酸盐颗粒，被称为球粒，被认为是原行星盘中尘埃颗粒熔融事件的有力证据。最合理的假设之一是球粒前体尘埃颗粒在高速气流中被加热并熔化（冲击波加热模型）。我们开发的非线性，时间依赖性，和三维流体动力学模拟代码，用于分析暴露于气流的熔融液滴的动力学。我们证实了我们的模拟结果在线性区域与Sekiya等人（2003）分析得出的线性解有很好的一致性。我们发现，被Sekiya等人（2003）忽略的流体动力学方程中的非线性项可以通过在液滴中产生负压来引起空化。我们讨论了通过空化破碎是确定球粒尺寸上限的一种新机制。我们还成功地再现了当气体冲压压力大于表面张力的影响时液滴的破碎。最后，我们比较了液滴在冲击波加热的变形与球粒的测量数据，并提出了其他影响变形液滴的重要性，例如，液滴的旋转。我们相信，我们的新代码是一个非常强大的工具，调查的冲击波加热模型的框架内的熔融液滴的流体动力学，并有许多潜在的应用到各种问题。
2006-11-09 astro-ph
The Protostellar Jet Model of Chondrule Formation
一个球粒形成理论的球粒形成区位于0.1 AU的原太阳。太阳吸积盘的这个热的、光学厚的内部区域与原太阳喷流的形成区域重合。该模型假设，直径从1微米到1厘米的颗粒，可以从内吸积盘喷射流，并认为这种材料的角动量是足够的喷射流喷射它。在这些假设的前提下，任何这样喷射出来的物质，都会以大于系统逃逸速度的速度飞过吸积盘的表面。这种物质只能通过气体阻力的作用重新捕获。这样的捕获过程自然会产生陨石球粒和陨石球粒碎片的空气动力学尺寸分选，而耐火尘埃的喷射为观察到的基质和陨石球粒之间的互补性提供了一个可能的解释。这种物质转移将导致外层吸积盘上层大气的角动量损失，从而促进物质向原太阳的吸积。
2006-02-17 astro-ph
Fragment-collision model for compound chondrule formation: Estimation of collision probability
在冲击波加热模型的框架下，我们提出了一个新的复合球粒形成的方案，命名为“碎片碰撞模型”。一个厘米大小的熔融尘埃粒子（母）在高速气流中被破坏。被提取的碎片（喷射器）分散在父体后面，它们之间将发生相互碰撞。我们模拟的中断事件的分析考虑，以估计相互碰撞的概率，假设所有的喷射器具有相同的半径。我们发现，估计的碰撞概率，这是一个喷射器在一个中断事件中所经历的碰撞的概率，可以解释所观察到的化合物球粒的分数。此外，该模型的预测与其他观测数据（氧同位素组成，结构类型和组分的尺寸比）定性一致。基于这些结果，我们得出结论，这个新的模型可以是一个最强的候选人的复合球粒形成。应该指出的是，所有的碰撞并不一定导致复合球粒的形成。最后，讨论了形成效率和今后的研究方向。
2007-11-03 astro-ph
Stability of organic molecules against shocks in the young Solar nebula
其中一个基本的天体生物学问题是生命是如何在我们的太阳系中形成的。在这种背景下，非生物有机分子（如甲烷、甲酸和氨基酸）的形成和稳定性对于理解有机物质如何形成并在早期太阳系风的冲击和高能粒子撞击中幸存下来非常重要。冲击波被认为是产生陨石球粒的一种可能的情况，陨石球粒是由冲击和高速粒子撞击等高能事件完全熔化的小陨石成分。我们在这里研究某些气相分子，如甲烷和水在这种冲击事件的形成和破坏，并比较化学时标与原太阳星云中引力不稳定性所产生的冲击的时标。
2008-09-25 astro-ph
On the Growth of Dust Particles in a Non-Uniform Solar Nebula
摘要固体颗粒的生长在附近的一个方位对称的密度增强的原恒星盘的数值研究结果。还讨论了气体阻力和压力梯度对尘埃粒子增长率及其在星云中平面上的沉降的影响。
2004-06-23 astro-ph
The southern dust pillars of the Carina Nebula
本文对船底座星云南部的四个中红外亮源G287.73- 0.92、G287.84 - 0.82、G287.93 - 0.99和G288.07- 0.80进行了详细的研究。所有这些来源都位于指向附近大质量星团Trumpler 16的巨大尘埃柱的头部。目前还不清楚这些柱子是否是新一代触发恒星形成的主要场所，或者它们是否是星云中唯一剩下的可以进行恒星形成的部分。
2001-08-31 astro-ph
Meteorites and the physico-chemical conditions in the early solar nebula
球粒陨石构成了实验室中可用于研究太阳系及其行星形成的最古老的岩石记录。对它们的矿物学、岩相学、化学和同位素组成的详细研究，以及与其他原始太阳系样本（如彗星尘埃颗粒）的比较，多年来已经能够破译它们的单个成分的形成条件，这些成分被认为曾经是早期太阳星云中自由漂浮的尘埃和岩石。当把年轻恒星物体的天体物理模型的背景下，南极陨石和彗星尘埃带来了在太阳系的最初阶段占主导地位的天体物理条件的基本见解。本章主要介绍了几个方面，包括（1）高温过程与球粒和难熔包裹体的形成，（2）氧同位素与星云中的光化学和大尺度地球化学储集的关系，（3）有机质和氢同位素记录的有机合成和冷云化学，（4）年轻太阳耀斑对固体的照射，以及（5）星尘任务从怀尔德2号彗星返回的行星际尘埃颗粒和样品中证明的大规模物质运输和混合。
2008-09-10 astro-ph
The Peculiar Nebula Simeis 57: I. Ionized Gas and Dust Extinction
我们提出的银河系星云Simeis 57（= HS 191 = G 80.3+4.7）与WSRT和DRA天文台在609，1412和1420 MHz的频率的高分辨率无线电连续谱图。在可见光波段和无线电波段，该星云呈特殊的“S”形，由长而细的直丝穿过。这些射电图与现有数据库中的其他图相结合，基本上显示了这个奇特而复杂的星云的所有射电辐射都是热的和光学薄的。虽然Simeis 57的距离和激发源都不清楚，但该星云的电子密度一般只有n（e）= 100 cm-3。它的质量也很低，不超过几十个太阳质量。最大发射量为5000 pc cm-6。暗尘与星云密切相关，但似乎主要发生在星云前面。消光范围从A（V）= 1.0等到A（V）= 2.8等，平均约为2等。消光和100微米处的远红外发射有很好的相关性。
2002-11-19 astro-ph
A dusty pinwheel nebula around the massive star WR 104
沃尔夫-拉叶星（WR）是明亮的大质量蓝色恒星，被认为是超新星结束其短暂生命的直接前兆。自从30年前发现这些恒星以来，尘埃壳的存在一直是个谜;来自恒星的强烈辐射场应该不利于尘埃的生存。虽然已经提出了尘埃产生模型，包括那些涉及来自伴星的相互作用的恒星风的模型，但需要高分辨率的观测来理解这种现象。在这里，我们提出了解决的尘埃流出沃尔夫-拉叶WR 104周围的图像，获得了新的成像技术，揭示了详细的尺度对应于约40 AU的恒星。我们的地图显示，尘埃形成了一个空间受限的流，精确地遵循线性（或阿基米德）螺旋轨迹。在两个不同时期拍摄的图像显示了一个清晰的旋转周期为220 +/- 30天。总之，这些发现证明了一颗双星是产生星周尘埃的原因，而螺旋羽流使WR 104成为一类新的星周星云的原型，这种星云是相互作用的风系统所独有的。
1999-04-08 astro-ph
Three-dimensional dust radiative-transfer models: The Pinwheel Nebula of WR104
我们提出了辐射转移模型的尘埃螺旋风车星云周围观察沃尔夫-拉叶/OB-星二进制WR 104。这些模型是基于三维辐射转移代码TORUS，经过修改后包括一个自适应网格，使我们能够充分解析星云的内部螺旋圈（亚天文单位尺度）和外部区域（距离中央源10^4天文单位）。螺旋模型提供了一个很好的拟合的光谱能量分布和凯克孔径掩模干涉，再现最大熵恢复图像和可见度曲线。我们推断出尘埃的产生速率为每年8+-1 x 10^{-7}个太阳质量，相当于沃尔夫-拉叶星产生的碳质量的2%。同时建模的成像和光谱数据，使我们能够约束风-风碰撞界面的开角和尘埃颗粒大小。我们的结论是风车星云内部的尘埃颗粒很小（~ 100），与理论预测一致，尽管我们不能排除在中央双星更远的地方存在更大的颗粒（~1微米）。风-风碰撞界面的张开角似乎约为40度，与中央双星估计的风参数大致一致。我们讨论的成功和不足之处的模型，以及可能的好处，应用类似的技术，更复杂的星云周围观察到其他WR/O恒星双星。
2004-01-27 astro-ph
Density gradients and internal dust in the Orion nebula
猎户座星云的电离结构可以被描述为致密云表面的皮肤状电离结构。我们建议，陡峭的密度分层，增加的幂律（$n \propto x^{-2}$）函数的距离x的电离前沿，表现出的属性，同意我们的长缝光谱的猎户座星云。例如，在H β表面亮度或电离锋[SII]密度与幂律尺度L之间存在唯一性关系，其中L是电离锋与激发星附近密度开始之间的距离。需要内部灰尘才能同时获得[SII]密度和Hbeta表面亮度观测值的可接受拟合。包含小尘埃颗粒的星云模型比大颗粒模型更适合。假设恒星温度为38000 K，我们的密度分层模型定性地再现了沿狭缝观察到的线比梯度。碰撞退激似乎是负责一半的梯度中观察到的[NII] 5755/6583温度敏感的比例。我们认为，温和奥德尔发现的密度和恒星距离之间的经验关系可能是由幂律密度分层。
2002-10-30 astro-ph
Disks around Hot Stars in the Trifid Nebula
我们报告中红外观测的中心区域的Trifecta星云，进行ISOCAM在几个宽带红外滤波器和低分辨率光谱模式提供的圆形可变过滤器。对发射的分析表明，在星团的几个成员周围存在着热尘埃成分（500至1000 K）和较低温度（150-200 K）的温暖尘埃成分，这些成分激发了HII区域，以及其他在光学波长下未被检测到的恒星。补充的VLA观测表明，中红外辐射可能来自尘埃茧或星周盘，在星云的中心源和激发星的电离下蒸发。在几个源中，发射中可见$9.7μm$硅酸盐带。一个年轻的恒星源显示出星周尘埃中结晶硅酸盐的迹象。
2001-01-25 astro-ph
The Ever Changing Circumstellar Nebula Around UW Centauri
我们提出的反射星云周围的北冕座R星，UW岑新的图像。这个星云于1990年首次被发现，它的外观发生了重大变化。在UW Cen的估计距离上，这个星云的半径约为0.6 ly，因此星云不可能在短短8年内发生物理变化。相反，星云的形态似乎发生了变化，因为不同的部分被来自中央恒星的光照亮，这些光被其表面附近移动的厚厚的尘埃云所调制。这些尘埃云以不规则的间隔形成和消散，导致了北冕座R（RCB）恒星的著名衰退。通过这种方式，中央恒星就像一座灯塔，穿过尘埃云中的小孔，照亮了星云的不同部分。这个星云的存在为RCB星的演化历史提供了线索，可能将它们与行星状星云和最后的氦壳闪光星联系起来。
1999-03-27 astro-ph
Rapid Growth of Dust Particles in the Vicinity of Local Gas Density Enhancements in a Solar Nebula
固体颗粒的生长，范围从1微米到1毫米的大小，在附近的一个方位角对称的密度增强的原恒星盘的数值研究的结果。结果表明，气体阻力和压力梯度的综合作用，导致固体物体迅速迁移到当地的最大密度的位置，也可以提高尘埃颗粒的生长速度，以更大的对象。给出了这种生长过程的数值模拟结果，并讨论了粒子物理性质的变化对其生长速率的影响。
2003-11-11 astro-ph
The dust envelope of the pre-planetary nebula IRAS19475+3119
本文给出了行星际前星云IRAS 19475+3119（I19475）从光学到远红外的光谱能量分布。我们确定的ISO SWS光谱的恒星由于结晶硅酸盐的发射功能。我们用一维辐射转移程序对I 19475的SED进行了拟合，发现壳层的内外半径分别为8.8 × 10 ^{16} cm和4.4 × 10 ^{17}cm，尘埃温度在94 K ~ 46 K之间时拟合最好。该壳体的质量大于或等于1[34 cm ^{2}g^{-1}/kappa（100微米）][delta/200]M_Sun，其中kappa（100微米）为100微米粉尘质量吸收系数（每单位粉尘质量），delta为气尘比。与I19475的光学成像和毫米波观测结果一致，我们的模型拟合支持其尘埃壳层的r^{-3}密度定律，这对快速准直后AGB风和密集AGB包络之间的相互作用过程具有重要意义，该过程导致观测到的PPN和PN形状。我们发现在亚毫米波长（850微米）观测到的JCMT通量比我们的模型通量大2倍，这表明在I19475的尘埃壳层中存在着我们采用的标准MRN粒度分布不能解释的大尘埃颗粒。
2006-03-07 astro-ph
Trapping of dust by coherent vortices in the solar nebula
我们发展了Barge & Sommeria（1995）和Tanga et al.（1996）提出的观点，即太阳星云中存在的大尺度涡旋可以聚集尘埃颗粒，促进星子和行星的形成。我们介绍了一个精确的涡解的不可压缩的二维欧拉方程和研究的尘埃粒子在该涡的运动。特别是，我们推导出捕获时间和质量捕获率作为摩擦参数的函数的解析表达式。然后，我们研究了小尺度湍流涨落如何影响涡旋中粒子的运动，并通过求解一个量子力学问题来确定它们的逃逸速率。我们将这些结果应用于太阳星云，发现捕获在木星轨道附近是最佳的（正如Barge & Sommeria 1995年已经注意到的那样），但在地球区域也是如此。这第二个最佳值对应于爱泼斯坦和斯托克斯制度之间的过渡发生，相关的粒子，在地球和巨行星之间的分离（即小行星带附近）。在这些位置，粒子被涡旋有效地捕获和集中，并且可以经历引力坍缩以形成微行星。
1999-12-06 astro-ph
Spatially Resolved 3 um Spectroscopy of IRAS 22272+5435: Formation and Evolution of Aliphatic Hydrocarbon Dust in Proto-Planetary Nebula
我们提出中分辨率3微米光谱的富碳原行星状星云IRAS 22272+5435。斯巴鲁望远镜自适应光学系统的光谱学揭示了恒星周围碳氢化合物分子和尘埃的空间变化。乙炔（C2 H2）和氰化氢（HCN）在3.0 μ m处的振转带在中心恒星光谱中很明显。分子集中在靠近中心的致密区域。在距中心星600- 1300 AU处，观测到3.3和3.4 μ m的芳香烃和脂肪烃发射。气体和尘埃之间空间分布的分离表明，小碳氢化合物分子确实是固体物质的来源，并且在中央恒星附近观察到颗粒形成的气体残留物。相对于芳香烃的排放，脂肪烃的排放强度随着与中心恒星的距离而减小。的光谱变化是很好地匹配的实验室模拟热退火与不同的温度。我们认为，无论是热过程后形成的颗粒或在尘埃形成区域的温度随时间的变化，决定了原行星状星云周围的碳氢化合物尘埃的化学成分。
2003-01-16 astro-ph
ISO observations of the reflection nebula Ced 201: evolution of carbonaceous dust
我们提出的反射星云Ced 201分光光度成像中红外观测。Ced 201是分子云的一部分，被一颗B9.5V恒星以超过12 km/s的速度穿过。Ced 201的光谱证明了非常小的碳质颗粒转化为芳香族红外带（AIB）的载体，这是由于照明恒星的辐射场和/或其运动产生的冲击波。这些非常小的颗粒主要发射非常宽的带和连续谱。我们认为，它们存在于星际介质的任何地方，但只能在特殊情况下，如在这个反射星云中普遍存在的中红外线检测到。对于非常小的颗粒和AIB载体，恒星光到中红外发射的能量转换效率为7.5%，并且锁定在这些发射器中的星际碳的比例约为15%。
2000-02-09 astro-ph
The FUSE Spectrum of the Planetary Nebula SwSt 1: Evidence for Inhomogeneities in the Gas and Dust
[摘要]我们呈现了远紫外光谱探测器（FUSE）对年轻的紧凑行星状星云（PN）SwSt 1沿着其中心恒星HD 167362的视线进行的观测。我们检测到的拱星吸收线从几个物种对中央恒星的连续。来自FUSE数据的星云的物理参数与从发射线发现的有很大不同。我们从激发态S Ⅲ精细结构能级的列密度比导出了电子密度n_e = 8800 ^{+4800}_{-2400} cm ^{-3}，它比所有的先前估计值至少低3倍。由紫外线测得的气态铁丰度相当高（[Fe/S]=-0.35 +/-0.12），这意味着铁没有明显地贫化到尘埃中。相比之下，光学和近红外发射线表明Fe更强烈地耗尽：[Fe/H]=-1.64 +/-0.24和[Fe/S]=-1.15 +/-0.33。我们没有探测到星云的H_2吸收，其极限值为N（H_2）<7 \times 10 ^14 cm ^{-2}，比由红外H_2发射线估算的柱密度至少低4个数量级。综合考虑，FUSE光谱中没有H_2吸收、低n_e和高气态Fe丰度的特征提供了强有力的证据，表明在中心恒星的视线方向上不存在致密结构（这种结构可以屏蔽高能恒星光子对分子和尘埃的破坏作用）。另一方面，有大量的证据表明，灰尘，分子物质，和致密气体在其他地方的SwSt 1。因此，我们得出结论，星云必须有一个不均匀的结构。
2005-02-16 astro-ph
Individual and collective behavior of dust particles in a protoplanetary nebula
我们研究了原行星盘中气体和尘埃粒子之间的相互作用，比较了解析和数值结果。我们首先分析计算的轨迹进行气体阻力在磁盘中，在渐近的情况下，非常小的粒子（爱泼斯坦政权）和非常大的粒子（斯托克斯政权）。利用玻尔兹曼平均法，我们推断出它们的集体行为。我们比较了大量粒子的数值计算的结果，这种分析配方。使用连续的时刻的玻尔兹曼方程，我们推导出等效流体方程的平均运动的粒子，这些本质上是不同的爱泼斯坦和斯托克斯制度。我们也能够研究分析的时间演化的一个集合的粒子与给定的初始尺寸分布提供碰撞被忽略。
2003-07-10 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
The symmetric dust shell and the central star of the bipolar planetary nebula NGC 6537
我们目前的强双极行星状星云NGC 6537的高分辨率图像，获得与哈勃太空望远镜和红外自适应光学系统的甚大望远镜。中心恒星首次被发现。利用多波段测光和星云动力学年龄的限制，我们得到了该星云的温度范围为1.5-2.5 × 10^5 K，光度约为10^3 L_sun，核质量M_c约为0.7-0.9 M_sun。其前身质量可能在M_i = 3-7 M_sun之间。灭绝图显示了一个对称的致密尘埃结构，它很可能是一个壳，位于双极流的颈部，距离恒星只有4角秒。尘埃壳层在AGB的末端有一个非常高质量损失的短暂阶段。壳和双极叶的动力学年龄非常相似，但形态却非常不同。这些数据表明，在致密壳层的弹射过程中的质量损失主要是球对称的，并形成了明显的双极性之后。双极叶和尘埃壳的动力学年龄是相似的，这是一致的建议，双极结构形成的逃逸事件在最后阶段的AGB质量损失。尘埃壳层的内缘被电离，在电离气体的外面可以看到PAH的排放。我们将PAH发射与分子壳层的光解离区域联系起来。
2005-07-27 astro-ph
