Recombination Efficiency of Molecular Hydrogen on Interstellar Grains-II A Numerical Study
在决定星际介质中分子氢和其他分子的产生速率时，对颗粒表面复合时间的了解一直是一个主要障碍。我们提出了一个数值研究来计算这个时间的分子氢的各种云和颗粒参数。我们还发现了时间依赖性，特别是当一个粮食是新鲜注入到系统中。除了复合时间似乎是激活势垒能、温度等晶粒参数的函数外，我们的结果还显示了对晶粒中氢原子的有效吸积率$S$和晶粒中氢原子的位点数的依赖性。简单地说，一对原子氢产生一个分子氢所需的平均时间取决于颗粒中原子和分子氢的数量以及跳跃和解吸时间的速度。我们表明，如果我们写的平均复合时间为$T_r \sim S^α/A_H$，其中，$A_H$是跳跃率，那么$α$可以远远大于1的所有天体物理相关的吸积率。因此，$H_2$的平均形成速率也取决于晶粒参数、温度和吸积速率。我们相信，我们的结果将影响复杂分子的形成，如甲醇，需要在星际介质的颗粒表面上连续氢化的总速率。
2008-06-28 astro-ph
The Infrared Continuum Radiation of NGC1808 : A PAH and Polarisation Study
本文致力于了解星系核区的红外辐射。a）给出了NGC 1808的ISO数据：从5.1到16.4mic.的分光光度，一个25“x25”的地图在6麦克风。170米测光法b）通过在170 mic下的偏振测量来补充数据。(2.5+/-0.4%，位置角94+/-5度）和标测图（6 mic）。在地图中，极化程度在外部区域上升到20%。我们认为，极化产生的排放大颗粒和排除非常小的颗粒和多环芳烃或散射和灭绝。c）中红外光谱显示，除了主要发射带之外，在>13微米的区域中存在迄今未知的PAH特征平台。d）总光谱可以在光学薄发射的假设下拟合。然而，这样的模型无法复制25麦克风。这意味着中红外线是由于非常小的颗粒和多环芳烃。这些粒子也必须对6 mic负责。两极分化，这是不可能的。e）为了避免这些困难，我们成功地转向辐射转移模型，其主要特征是存在由OB星周围的尘埃云产生的（热点）。我们证明了决定性的影响，中红外光谱的多环芳烃和热点。
2001-07-05 astro-ph
Gas-phase recombination, grain neutralization and cosmic-ray ionization in diffuse gas
在当前冷扩散云中加热和冷却的理论中，原子离子大多被小颗粒（或PAH分子）中和;它们基本上不与自由电子复合。这通过降低n（H+）和n（He+）而改变了电离平衡，而碳通常保持几乎完全一次电离：与原子氧的电荷交换以及H2和OH的形成也降低了部分分子气体中的n（H+）。当粒子中性化被确认时，对氢的宇宙射线电离率（$ζ_H$）的经验限制似乎被放宽了，更快的速率在广泛的情况下是有利的。将质子密度维持在重现HD观测所需的水平需要$ζ_H$至少2x 10 ^{-16} s^{-1}，但此类模型自然解释了相对稀薄的H I云中HD和H3^+的存在。在致密气体中，较高的电离率可以解释原子氢的高观测分数，并且认识到颗粒中和的影响可以解决含硫化合物形成中的一个主要矛盾。
2002-11-15 astro-ph
Molecular dynamics simulation of gaseous atomic hydrogen interactions with hydrocarbon grains
半经验分子动力学被用来模拟几个气态原子氢与碳氢颗粒在空间中的相互作用：反冲，吸附，扩散，化学吸附和重组成分子氢。它们的概率由多个数值实验确定，作为气体原子初始速度的函数。自由晶粒的平衡氢覆盖率，然后推导出。这些数据可用于计算材料和能量平衡以及氢在晶粒上的复合速率。还考虑了晶粒温度的作用。
2004-11-30 astro-ph
Emission from Very Small Grains and PAH Molecules in Monte Carlo Radiation Transfer Codes: Application to the Edge-On Disk of Gomez's Hamburger
我们已经建立了光学远红外图像，光度学和光谱学的对象被称为戈麦斯的汉堡包。我们再现了一个质量为0.3M_sun，半径为1600 AU的边缘盘的图像和光谱，围绕着一颗A0 III恒星，距离为280 pc。我们的质量估计与最近的CO观测结果非常一致。然而，我们的距离测定比以前的分析小一个数量级以上，以前的分析不准确地解释了光谱。为了准确地模拟红外光谱，我们扩展了我们的蒙特卡罗辐射转移代码，包括多环芳烃（PAH）分子和非常小的颗粒（VSG）的排放。我们这样做，使用预先计算的PAH/VSG发射率文件的平均强度的激发辐射场的值范围很广。当Monte Carlo能量包被多环芳烃/VSG吸收时，我们通过从发射率文件中采样将它们重新处理为其他波长，从而模拟吸收和再发射过程，而无需在复杂的多能级分子中再现统计平衡，激发和去激发的冗长计算。在我们的Monte Carlo代码中使用发射率查找表可以灵活地使用PAH/VSG发射率和不透明度的最新谷物物理计算，这些计算根据更高分辨率的红外光谱不断更新。我们发现我们的方法给出了一个很好的代表性所观察到的PAH光谱从磁盘戈麦斯的汉堡包。我们的模型还表明，多环芳烃/VSGs在磁盘有一个更大的scaleheight比大的辐射平衡颗粒，尘埃凝结和沉降到中面提供证据。
2008-07-15 astro-ph
Are PAHs precursors of small hydrocarbons in Photo--Dissociation Regions? The Horsehead case
我们目前的地图在高空间和光谱分辨率的C2 H，C-C3 H2，C4 H，12 CO和C18 O的马头星云的边缘获得的高原德布雷干涉仪（PdBI）的发射线。马头星云的边缘是一个几乎从侧面看去的一维光离解区（PDR），在PDR中所有的碳氢化合物都以高信噪比被探测到，在H2的振转谱线和PAH的中红外波段都有强烈的发射。C18 O的峰值远离云的边缘。我们的观察表明，C2 H，cC 3 H2和C4 H是存在于紫外线照射的分子气体，与丰度几乎一样高的致密，良好的屏蔽分子核心。PDR模型i）需要PDR边缘处的大密度梯度以正确地再现烃和H2峰之间的偏移，和ii）不能再现烃丰度。我们建议，一个新的碳链的形成路径，除了气相化学，应考虑在PDR：由于强烈的紫外线照射，大的芳香族分子和小的碳颗粒可能会碎片和饲料的星际介质与小的碳簇和分子在显着的量。
2005-01-17 astro-ph
Spatially extended PAHs in circumstellar disks around T Tauri and Herbig Ae stars
我们的目标是确定多环芳烃（PAHs）的存在和位置的排放对低和中等质量的年轻恒星盘使用大口径望远镜。VLT-VISIR N-波段光谱和VLT-ISAAC和VLT-NACO L-波段光谱的29个来源，光谱解析3.3，8.6，11.2，和12.6微米的PAH功能。的功能和连续发射的空间范围配置文件的推导和使用相关联的多环芳烃排放与磁盘。结果进行了讨论的背景下，最近的PAH排放盘模型。3.3、8.6和11.2微米的PAH特征在一小部分金牛座T星上被探测到，典型的上限在1 E-15和5E-17 W/m^2之间。所有11.2微米的检测从以前的斯皮策调查证实（暂定）3.3微米的检测，8.6和11.2微米的功能都检测到在所有PAH源。对于6次检测，多环芳烃特征的空间范围被限制在通常小于0.12- 0.34英寸的尺度内，与12-60 AU圆盘在其距离处的半径（通常为150秒差距）一致。对于3个额外的来源，WL 16，HD 100546，和TY CrA，一个或多个PAH功能更扩展比热尘埃连续的磁盘，而Oph IRS 48，解决PAH排放的大小被确认为小于大颗粒。对于HD 100546，3.3微米的发射被限制在12 +- 3 AU的小径向范围内，最有可能与该圆盘间隙的外缘有关。半径为10-30 AU的间隙也可能影响观察到的其他来源的PAH程度。对于Herbig Ae和T Tauri恒星，8.6和11.2…
2007-10-15 astro-ph
What can we learn about protoplanetary disks from analysis of mid-infrared carbonaceous dust emission?
本文分析了12个原行星盘样品中的微小尘埃粒子的中红外辐射，以了解它们与星际尘埃粒子的联系，并探讨它们的辐射作为探测盘的物理条件和演化的可能性。我们定义了一个由三个中红外模板光谱PAH $^0$、PAH $^+$和VSG组成的基础，这些光谱是从反射星云的分析中得出的，另外一个PAH $^x$光谱是由Joblin等人（2008）引入的，用于分析行星状星云的光谱。从12个星+盘光谱的拟合的优化，使用4个模板光谱的线性组合，我们发现，在8.3 $μ$ m处需要具有宽特征的额外的小颗粒组分。我们发现，随着恒星温度的升高，盘中的VSG辐射的比例减小。VSGs似乎被光盘表面的UV光子破坏，从而释放出游离的PAH分子，这些分子最终被电离，因为它是在光解离区域观察到的。相反，我们观察到PAH $^x$的分数随着恒星温度的增加而增加，除了在B星的情况下，他们是缺席的。我们认为，这是兼容的PAH $^x$作为大的电离多环芳烃，最有可能在磁盘的区域，靠近恒星发射的识别。最后，我们提供了一个依赖于紫外光的方案来解释多环芳烃和VSG在原行星盘中的演化。我们发现，A星修改的多环芳烃和VSGs的大小谱有利于大的多环芳烃，而B星破坏，即使是最大的多环芳烃大半径的磁盘。这些结果使我们能够把新的约束的属性的两个来源：IRS 48和“戈麦斯的汉堡包”，这是很差的特点。
2009-01-12 astro-ph
Detection and Characterization of Cold Interstellar Dust and PAH Emission from COBE Observations
利用COBE航天器上的DIRBE和FIRAS仪器获得的数据，我们给出了高纬卷云3.5-1000 μ m尘埃的平均光谱。这些数据代表了尘埃排放的最全面的波长覆盖范围，以及卷云中多环芳烃存在的第一个有力证据。COBE的数据与由PAH分子和裸露的天文硅酸盐和石墨颗粒组成的尘埃模型非常吻合。从该模型中，我们得到的尺寸分布，相对于总氢柱密度的丰度，和相对贡献的每个尘埃成分所观察到的红外发射。该模型在140-500 μ m波长范围内提供了一个很好的拟合FIRAS光谱，但在500-1000 μ m处留下了多余的银河系发射分量。这一部分的性质仍未得到解决。该模型要求大约85%的太阳碳丰度被锁定在尘埃中，其中三分之一是多环芳烃。剩余的~ 15%在气体中，如从FIRAS检测到的[C II] 158 μ m线发射推断的。多环芳烃发射的总红外功率的约25%，因此必须负责总紫外光消光的相同部分。
1996-10-24 astro-ph
Recombination of atomic Hydrogen physisorbed on low-temperature Surfaces
使用低温测辐射热计作为（能量）探测器的分子束实验非常适合于研究氢在低温表面上的物理吸附和复合。这种技术与质谱相结合，以检查从表面释放的原子和分子的实验进行了总结和审查，参考天体物理学的影响。物理吸附在多晶水冰上的氢原子具有足够的移动性，即使在低至3 K的表面温度下也能有效地复合。分子形成时具有相当大的内能，可能在35000 K的量级，并且在形成时立即释放。分子氢的覆盖在决定总的复合效率方面起着重要的作用，并且可以自我调节星际云中的复合：在无氢的晶粒上，复合受到氢原子的低粘附系数的限制，而在被分子氢覆盖的晶粒上，结合能降低，使得复合受到物理吸附原子的快速蒸发的限制。
2005-02-18 astro-ph physics.chem-ph
The sweeping rate in diffusion-mediated reactions on dust grain surfaces
星际云中一个重要的化学反应是通过重组形成分子氢，这主要发生在尘埃颗粒表面。分析方法来模拟这样一个系统，迄今忽略了空间方面的问题，采用简单的版本的清扫率的反应物。我们展示了如何这些方面可以占一个一致的定义的扫描速率，并计算它完全是一个球形颗粒。可以确定两种状态：小颗粒，两种反应物几乎肯定会相遇，大颗粒，这是非常不可能的。我们比较真实的扫描速率的传统近似，并发现在这两个制度，最明显的大晶粒的特征减少。这些效应可以用已知的二维随机游动分析结果来解释。最后，我们检查的影响，使用真正的扫描速率在计算氢复合的效率：对于固定的温度，效率可以大大降低，相对于此，小晶粒的重要性，但温度窗口，其中复合是有效的是没有实质性的变化。
2006-04-03 astro-ph cond-mat.stat-mech
Effective grain surface area in the formation of molecular hydrogen in interstellar clouds
在星际云中，分子氢是由颗粒表面的氢原子形成的。氢原子四处跳跃，直到找到另一个氢原子并与之结合。这必然意味着平均复合时间，或等效地，有效晶粒表面积取决于原子氢流入速率的相对数量和晶粒上的位点数量。我们的目标是发现这种依赖性。我们进行了数值模拟，以研究在各种云条件下的晶粒表面上的氢的复合。我们使用一个正方形的晶格（与周期性的边界条件）上的两种类型的晶粒，即，无定形碳和橄榄石的各种大小。我们发现，我们的模拟的稳态结果匹配得很好，从一个简单的分析考虑提供的“有效”晶粒表面积被写为$\sim S^α$，其中，$S$是实际的物理晶粒面积和$α$是从我们的模拟确定的原子氢的通量的函数。我们进行了模拟各种天体物理相关的吸积率。对于高吸积速率，小颗粒趋于被$H$和$H_2$部分饱和，随后的吸积将被部分抑制。对于非常低的吸积速率，在分子氢可以形成之前被扫过的位点的数量与晶粒上的实际位点的数量相比太大，这意味着$α$大于1。
2008-06-28 astro-ph
Luminosity indicators in dusty photoionized environments
电离辐射中心源的亮度是光电离环境中的一个重要参数，也是人们可以测量的最基本的物理量之一。我们概述了一种方法，确定光度的任何发射线区域仅使用红外数据。在尘埃环境中，颗粒与氢竞争吸收连续辐射。晶粒产生红外线发射，氢产生复合线。我们已经计算了非常大的各种各样的光电离模型，使用范围的丰度，颗粒混合物，电离连续，密度和电离参数。这些条件适合于H II区域、行星状星云、星暴星系以及活动核的窄线和宽线区域等不同的天体。总的热颗粒发射相对于H $β$的比率（IR/H $β$）是云是否表现为经典的斯特伦格伦球（氢约束星云）或颗粒是否吸收大部分入射连续谱（尘埃约束星云）的主要指标。我们发现两个全局极限：当$IR/Hβ<100$红外复合线确定电离光子中的源亮度时;当$IR/Hβ\gg100$时，颗粒充当测辐射热计来测量亮度。
1998-06-09 astro-ph
Laboratory Synthesis of Molecular Hydrogen on Surfaces of Astrophysical Interest
我们报告的第一个实验结果，以测量表面上的天体物理的兴趣氢的复合率。我们的测量给出了较低的值的重组效率（粘附概率S × H-H遇到$γ$时的重组概率）比基于模型的估计。我们建议，我们的结果可以调和平均估计的重组率（1/2 n（H）n（g）v（H）A S $γ$）从天文观测，如果实际表面的平均颗粒是粗糙的，它的面积更大，比模型中考虑的。
1996-11-07 astro-ph
Formation of water and methanol in star forming molecular clouds
我们研究了形成的水和甲醇在稠密的云条件下，找到其生产率的结合能，反应机制，温度和晶粒网站数量的依赖。我们希望找到有效的晶粒表面积可用于化学反应和有效的复合时间尺度作为粮食和气体参数的函数。我们使用了蒙特卡罗模拟来跟踪发生在晶粒表面上的化学过程。我们发现，各种分子的形成速率强烈依赖于结合能。当结合能高时，很难产生大量的分子种类。相反，发现颗粒充满了原子种类。生产率被发现依赖于在气相中的数密度。我们表明，有效晶粒表面积的概念，我们在我们的早期工作中介绍，发挥了重要作用，在粮食化学。我们计算的丰富的水和甲醇，并表明，结果强烈依赖于在气相中的密度和成分，以及各种晶粒参数。在速率方程中，通常假设复合效率与晶粒参数和表面覆盖度无关。目前，我们计算的参数$α$为每个产品被发现依赖于吸积率，晶粒参数和晶粒的表面覆盖度。我们比较了从速率方程和从有效速率方程得到的结果，其中包括$α$。最后，我们将我们的结果与观测到的丰度进行了比较。
2008-06-29 astro-ph
Molecule Formation In and On Grains.I: Physical Regimes
我们研究固体中和固体上的分子氢形成。我们建立了一个具有表面位和体位的模型，该模型能够描述（1）H和H_2在表面和体之间的运动和交换，（2）H在固体中和固体上的复合和H_2的解离，（3）H从气相中的注入和H和H_2从固体中的损失。基本的物理过程包括热激活反应、碰撞诱导反应和隧穿反应。我们的模型主要应用于空间粒子上H_2形成的天文问题，但具有更广泛的适用性。本文研究了气相原子或离子粘附在颗粒表面或穿透颗粒体时，颗粒内部和表面的稳态H和H_2浓度。该模型确定的物理参数范围内的固体变得饱和（表面和/或散装）与粒子（H和/或H_2），并有利于计算的分子形成的效率（气相原子的分数离开作为分子）。这些解决方案是高度退化的意义上，他们只依赖于一个小数目的无量纲参数。我们发现，各种重组途径在广泛的条件下运作。作为一个例子，我们研究了H_2在碳颗粒中和碳颗粒上的生成。
1997-06-25 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. III. The Small Magellanic Cloud
采用无定形硅酸盐和碳质颗粒的混合物模拟了小麦哲伦云（SMC）中星际尘埃的红外（IR）发射，其中包括多环芳烃（PAH）分子。(1)结果表明，该尘埃模型是能够再现光谱能量分布从近红外到远红外的整个SMC酒吧区，提供的PAH丰度在SMC酒吧区是非常低的。(2)SMCB 1#1分子云的红外光谱也可以通过我们的尘埃模型再现，前提是PAH丰度相对于整体SMC Bar增加。SMCB 1#1中的多环芳烃占SMC C丰度的约3%，而SMC Bar中的多环芳烃含量<0.4%。(3)如果PAH混合物具有与最适合银河系PAH混合物的谱带强度不同的固有IR谱带强度，则SMCB 1#1的光谱最佳再现。多环芳烃红外波段强度的变化意味着不同的多环芳烃混合物，可能是不同金属含量或环境条件的结果。其他的可能性，如超氢化的多环芳烃和软化的星光光谱也进行了讨论。
2002-04-11 astro-ph
Lonely adatoms in space
晶体外延生长中的第二层成核问题与星际尘埃颗粒上的化学表面反应（如氢复合）有着密切的关系。在这两种情况下，标准速率方程分析已被发现失败，因为该过程发生在一个有限的几何形状。使用缩放参数开发的第二层成核的背景下，我提出了一个简单的推导氢重组率的小和大晶粒。我澄清了小晶粒的速率方程失败的原因，并指出了反应速率的对数校正时，反应是由氢原子的解吸（二级反应制度）的限制。
2003-02-14 astro-ph cond-mat.stat-mech
Lack of PAH emission toward low-mass embedded young stellar objects
多环芳烃已经在分子云和一些有圆盘的年轻恒星中被检测到，但还没有与嵌入的年轻恒星联系起来。我们提出了一个敏感的中红外光谱调查PAH功能对低质量嵌入YSO的样本。其目的是利用辐射转移模型对恒星形成的嵌入阶段中的PAH丰度施加约束。给出了39个源的VLT-ISAAC L波段谱和53个源的Spitzer IRS谱。线强度相比，最近的调查赫比格Ae/Be和金牛T星。用辐射转移程序RADMC和RADCAL模拟了包层中包埋有拱星盘的PMS星包埋YSO的PAH辐射。研究了多环芳烃的丰度、恒星辐射场、倾角和周围包层消光对多环芳烃特征的影响。大多数样品（97%）未检测到3.3 μ m PAH特征，典型上限为5E-16 W/m^2。紧凑的11.2微米PAH发射被视为直接朝向53个斯皮策短-高光谱中的1个，对于边界嵌入的源。对于所有12个源的VLT和斯皮策光谱，没有PAH功能检测。总的来说，PAH特征在63颗（候选）嵌入原恒星中最多有1颗被检测到（<~ 2%），甚至低于具有盘的II类金牛座T星（11-14%）。假设典型的I类恒星和信封参数，多环芳烃排放的情况下，最有可能解释的情况下，通过多环芳烃丰度至少一个数量级低于分子云，但类似于磁盘中发现的发射载体。因此，大多数多环芳烃可能进入原行星盘冻结在尘埃颗粒的冰层和/或凝结的形式。
2008-12-18 astro-ph
Multi-wavelength analysis of the dust emission in the Small Magellanic Cloud
本文分析了小麦哲伦云（SMC）弥散星际介质中的尘埃粒子发射。这项研究的动机是170微米的ISOPHOT数据覆盖了大部分的SMC的可用性，与分辨率能够解开恒星形成区域的扩散介质。在数据减少和减去银河系前景发射后，我们使用ISOPHOT数据与HiRes IRAS数据和ATCA/Parkes结合HI柱密度图来确定弥漫介质的尘埃特性。我们发现每氢原子的远红外发射率比太阳邻域值低30倍。考虑到增强的星际辐射场，尘埃的光谱能量分布的建模给出了类似的结论，最小的颗粒（多环芳烃和非常小的颗粒）发射在较短的波长。假设SMC中的银河尘埃成分，这一结果意味着气尘比（GDR）的差异比金属丰度的差异大3倍。尘埃中重元素的这种低消耗可能是弥漫性ISM的特有现象，如果它是超新星爆炸对尘埃有效破坏的结果，则不适用于整个SMC尘埃。
2004-05-04 astro-ph
Hot Dust and PAH Emission at Low Metallicity: A Spitzer Survey of Local Group and Other Nearby Dwarf Galaxies
我们目前斯皮策太空望远镜4.5和8.0微米成像的15个本星系群和附近的矮星系。我们的样本跨越了一个以上的范围内的dex在星云的金属丰度和超过三个数量级在当前的恒星形成率，使我们能够研究的依赖性的扩散8微米的排放，来自热尘埃和多环芳烃，对这些参数。我们在样本中最明亮的四个星系（IC 1613，IC 5152，NGC 55和NGC 3109）中检测到突出的8微米漫射发射，其他四个星系（DDO 216，六分仪A，六分仪B，WLM）的低表面亮度发射，其余天体没有漫射发射。我们观察到的弥漫8微米发射与当前的恒星形成率和星云的金属丰度在我们的样本中的星系的一般相关性。然而，我们也看到这些相关性的例外，这表明其他过程也可能对热尘/PAH排放的产生产生显着影响。这些星系都有年老和中等年龄恒星形成的证据，因此缺乏弥漫的8微米辐射不能归因于年轻的星系年龄。此外，我们发现风不太可能解释弥漫的8微米排放的缺乏，因为这些物体中的中性气体的高分辨率成像显示没有井喷的证据。此外，我们提出，在低金属含量系统中缺乏弥漫的8微米发射可能是由于超新星冲击破坏尘埃颗粒，假设再生尘埃颗粒和多环芳烃分子的时间尺度较长的破坏时间尺度。对于所观察到的微弱的弥漫性8微米发射，最可能的解释至少部分是由于一般不存在灰尘（包括多环芳烃），与其低金属丰度一致。
2006-03-31 astro-ph
Formation of molecular hydrogen on analogues of interstellar dust grains: experiments and modelling
分子氢在恒星形成的早期阶段以及在星际介质中发现的许多其他分子的产生中起着重要作用。在这篇评论中，我们表明，它现在是可能的，以研究在模拟天体物理环境中的分子氢的形成。由于分子氢的形成被认为是发生在尘埃颗粒，我们表明，表面科学技术，如热解吸和飞行时间可以用来测量的重组效率，反应动力学和解吸动力学。使用速率方程的实验结果的分析提供了有用的洞察力的反应机制和收益率值的参数，用于星际云化学的理论模型。
2005-04-25 astro-ph
