Formation of molecular hydrogen on amorphous silicate surfaces
实验结果的形成上的无定形硅酸盐表面的分子氢，并使用速率方程模型进行分析。得到了相应的扩散和脱附过程的能垒。它们被证明是显着高于获得的多晶硅酸盐，证明了晶粒形态的重要性。利用这些障碍，我们评估的效率，分子氢形成的非晶硅酸盐颗粒在星际条件下。研究发现，与多晶硅酸盐不同，非晶硅酸盐颗粒是扩散星际云中H_2生成的有效催化剂。
2007-09-16 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
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
C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars: I. Silicate emission and grain growth
作为c2 d IRS巡天的一部分，利用斯皮策空间望远镜获得了40颗太阳质量的金牛T星和7颗中等质量的Herbig Ae星的5 - 35 μ m红外光谱。这项工作补充了以前的光谱研究的硅酸盐红外线发射磁盘，这是集中在中等质量的恒星，与太阳质量的恒星的观测主要限于10微米的区域。所观察到的10和20微米硅酸盐特征强度/形状与晶粒尺寸的源到源变化一致。大部分特征是弱的和平坦的，与μ m尺寸的晶粒一致，表明快速晶粒生长（半径从0.1- 1.0 μ m）。此外，大约有一半的金牛座T恒星光谱在28和33微米附近显示出结晶硅酸盐特征，这表明与星际颗粒相比，这是一个重要的加工过程。一些源显示出大的10-20 μ m比率，并且需要在20 μ m处发射比在10 μ m处发射更大的颗粒。这种尺寸差异可能是由于尘埃沉降发生时，尘埃盘中两个硅酸盐发射带探测到的尘埃盘深度的差异。10 μ m特征强度与形状趋势与年龄或Halpha等效宽度无关，表明发生了一定量的湍流混合和小颗粒再生。强度与形状的趋势与光谱类型有关，然而，M星显示出比A/B星更平坦的10 μ m特征（更大的晶粒尺寸）。光谱类型和粒度之间的联系被解释为硅酸盐发射半径的变化作为恒星光度的函数，但也可以表示其他光谱类型的相关因素（例如，X射线，紫外线辐射，恒星/盘风等）。
2005-11-02 astro-ph
Silicate Emission Profiles from Low-Mass Protostellar Disks in the Orion Nebula: Evidence for Growth and Thermal Processing of Grains
本文利用美国西太平洋天文台的长波光谱仪（LWS）测量了猎户座星云中8个低质量原恒星天体的8- 13微米低分辨率光谱（R~100）。M.凯克天文台。在我们的样本中，除了一个源外，所有的源都显示出强烈的星周硅酸盐发射，其轮廓与在一些金牛座T和赫比格Ae/Be星中看到的轮廓在质量上相似。在所有情况下的硅酸盐配置文件是显着平坦的典型的星际尘埃的配置文件相比，这表明占主导地位的发射颗粒显着大于那些发现在星际介质。11.3到9.8微米的通量比-通常用作晶粒生长的指标-对于我们所有的目标来说都在0.8到1.0的范围内，这表明每个物体伴随的拱星盘的表面层中的典型晶粒尺寸大约为几微米。此外，硅酸盐剖面显示了一些晶体特征的证据，就像在其他年轻的恒星物体中看到的那样。我们的分析结果表明，在猎户座的光蒸发原恒星盘的颗粒已经经历了显着的增长，也许一些退火，这表明这些对象的颗粒演化是没有质的不同，从其他年轻的恒星对象。
2006-05-05 astro-ph
Torques on Spheroidal Silicate Grains Exposed to Anisotropic Interstellar Radiation Fields
由于星光的吸收和散射而产生的辐射力矩，被认为在星际磁场的作用下，对晶粒的排列起着重要的作用。辐射的吸收也引起反冲力矩，与光电效应和光脱附有关。反冲力矩比直接辐射力矩更难建模和计算。在这里，我们考虑相对简单的情况下，一个球状颗粒。鉴于我们对光电产额和其他相关谷物物理性质的最佳估计，我们发现反冲扭矩的贡献与直接辐射扭矩相比在10%或更低的水平。我们建议在辐射驱动药柱排列的模型中不包括反冲力矩。然而，需要对亚微米晶粒的表面性质和光电产率进行额外的实验表征，以更好地量化这些扭矩的大小。
2007-09-26 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
Modelling the Astronomical Silicate Features: I. On the Spectrum Subtraction Method
复合粒子中不同组分的{ \it附加吸收率假设}是文献中广泛使用的方法，用于分析天文（星周、星际、原恒星和彗星）硅酸盐以及其他材料的化学和结构性质。这种加和性假设中固有的误差，在应用于天文光谱时，在某些情况下相当于{ \it谱减法}，在以前的硅酸盐矿物学工作中并不总是得到充分考虑。本文讨论了“{ \it谱减法”}（本质上与附加吸收率假设相同）在各种形状的硅酸盐核-冰地幔颗粒方面的缺陷。结果表明，这些假设结果在球形晶粒的实质性错误。对于球形颗粒，误差较小，可以采用谱减法消除冰幔效应。它表明，没有显着的改善，通过考虑分布的球形形状。它进一步表明，额外的有机地幔的存在下，大大修改硅酸盐矿物学解释。
2002-04-23 astro-ph
Crystalline Silicate Feature of the Vega-like star HD145263
我们用Subaru/COMICS观测了类织女星候选星HD 145263的8-13 $μ$ m光谱（R $\sim$ 250）。HD 145263的光谱显示宽的梯形硅酸盐特征，肩部在9.3 $μ$ m和11.44 $μ$ m处，表明存在结晶硅酸盐颗粒。这一发现意味着结晶硅酸盐也可能普遍存在于类似织女星的恒星周围。11.44 $μ$ m的特征与通常的11.2-3 $μ$ m晶状镁橄榄石特征相比，稍微向更长的波长偏移，这些特征是在赫比格Ae/Be星和金牛T星上探测到的。虽然不能排除由于晶粒尺寸的影响，峰位移，我们认为，含铁结晶橄榄石解释所观察到的峰值波长相当不错。含铁硅酸盐通常存在于陨石和大多数行星际尘埃颗粒中，这些尘埃颗粒起源于类行星小行星。根据对陨石的研究，含铁硅酸盐一定是在小行星的微行星中形成的，如果观测到的11.44 $μ$ m的峰值是由于含铁硅酸盐，那么支持织女星周围的尘埃颗粒是微行星起源的假设。
2004-06-23 astro-ph
The absence of the 10 um silicate feature in the isolated Herbig Ae star HD 100453
我们分析的光学和红外光谱，以及光谱能量分布（紫外到毫米）的候选Herbig Ae星HD 100453。这颗恒星很特别，因为它的能量分布与其他孤立的赫比格Ae/Be星（HAEBE）相似，但与大多数恒星不同的是，它没有10 μ m的硅酸盐发射特征，如Meeus（2001）所示。我们通过分析HD 100453的光谱和H-R图中的衍生位置，证实了HD 100453的HAEBE性质。HD 100453的红外光谱模型的光学薄辐射转移代码，从中我们得到的成分，粒度和温度分布的拱星尘埃的约束。我们发现，这是两种可能的解释缺乏硅酸盐的功能（1）粒度效应-缺乏小的硅酸盐颗粒，（2）温度效应-缺乏小，热硅酸盐，如Dullemond（2001）提出的，并讨论了这两种可能性。
2002-06-27 astro-ph
3 - 14 Micron Spectroscopy of Comets C/2002 O4 (Honig), C/2002 V1 (NEAT), C/2002 X5 (Kudo-Fujikawa), C/2002 Y1 (Juels-Holvorcem), 69P/Taylor, and the Relationships among Grain Temperature, Silicate Band Strength and Structure among Comet Families
我们报告了2002年8月至2003年2月期间观测到的4颗彗星的3 - 13微米光谱：2002年8月1日C/2002 O 4（Honig），2003年1月9日和10日C/2002 V1（NEAT），2002 X5（Kudo-Fujikawa），2003年1月9日和10日，以及C/2002 Y1（Juels-Holvorcem），2003年2月20日。此外，我们还包括了69 P/Taylor（1998年2月9日）早期获得的数据，但以前没有发表过。对于泰勒彗星、霍尼格彗星、NEAT彗星和工藤藤川彗星，硅酸盐发射带被探测到，分别比连续谱高出约23%、12%、15%和10%。Juels-Holvorcem彗星的数据质量不足以检测到与其他三个物体相当强度的硅酸盐带的存在，我们将这一特征的上限定为24%。NEAT和Kudo-Fujikawa中的硅酸盐特征均包含结构，表明存在结晶材料。将这些数据与其他彗星的数据相结合，我们证实了Gehrz & Ney（1992）和Williams等人（1997）关于动态新彗星和长周期彗星的硅酸盐带强度与晶粒温度之间的相关性，但大多数木星家族天体可能偏离这种关系。关于木星家族天体的有限数据表明，它们可能具有与以前的天体略有不同的硅酸盐带。最后，当与在前主序星中观测到的硅酸盐发射带相比时，动态的新的长周期彗星最接近于更进化的恒星系统，而关于木星家族天体的有限数据（在数…
2004-04-19 astro-ph
High angular resolution N-band observation of the silicate carbon star IRAS08002-3803 with the VLTI/MIDI instrument
利用欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜干涉仪（VLTI）的中红外干涉仪对硅酸盐碳星IRAS 08002 -3803进行了N波段光谱干涉观测。观测是使用两台单位望远镜（UT 2和UT 3）进行的，预计基线长度为39至47米。我们对IRAS 08002 -3803的观测首次在空间上解析了硅酸盐碳星的尘埃环境，并揭示了N波段角尺寸的意外波长依赖性：均匀盘直径被发现是恒定的，约为36质量（72 Rstar），而在13微米处，它向10微米的纵向急剧增加，达到~53 mas（106 Rstar）。模型计算与我们的Monte Carlo辐射转移代码表明，无论是球壳模型或轴对称盘模型组成的硅酸盐颗粒单独可以同时解释所观察到的波长依赖性的可见度和光谱能量分布（SED）。我们建议，IRAS 08002 -3803的拱星环境可能包括两种颗粒物种共存的磁盘：硅酸盐和第二种颗粒物种，我们认为无定形碳，大硅酸盐颗粒，金属铁颗粒。与我们的模型所观察到的vibration和SED的比较表明，这样的磁盘模型可以相当-虽然不完全令人满意-重现所观察到的SED和N带vibration。我们的红外观测和辐射转移计算支持这样一种观点，即IRAS 08002 -3803周围的富氧物质储存在围绕富碳主星及其假定的低光度伴星的环联盘中。
2005-09-26 astro-ph
Abundant crystalline silicates in the disk of a very low mass star
我们宣布发现了SST-Lup 3 -1，这是一颗质量非常低的恒星，靠近狼疮III中的褐矮星边界，有一个圆形（子）恒星盘，由斯皮策遗产计划的“核心到边缘”从中，近红外和光学数据发现，在其光谱中具有非常明显的结晶硅酸盐特征。这是第一个用IRS拍摄的完整的5至35微米光谱的物体，它显示出强烈的10和20微米硅酸盐特征，具有高特征与连续体的比率和清晰的晶体特征，达到33微米。在磁盘上层的灰尘有一个结晶硅酸盐颗粒分数之间的15%和33%，这取决于假设的灰尘连续。完整的斯皮策红外光谱的可用性允许分析尘埃成分作为温度和磁盘中位置的函数。造成10微米特征的热（~ 300 K）尘埃由小（~ 0.1微米）和大（~ 1.5微米）颗粒的大致相等的混合物组成，而造成较长波长硅酸盐特征的冷（~ 70 K）尘埃主要包含大颗粒（> 1微米）。由于冷尘埃排放来自内部（< 3 AU）盘的深层以及外部（3-5 AU）盘的表层，这为颗粒生长和盘中沉降的结合提供了直接证据。两种组分中推断的结晶质量分数相当。由于只有盘的内部0.02 AU足够热以退火无定形硅酸盐颗粒，即使是15%的结晶材料的最低分数也需要非常有效的混合或其他形成机制。
2007-01-24 astro-ph
Silicate emission in Orion
我们目前的中红外光谱图像和高分辨率光谱的猎户座酒吧和一个地区的猎户座星云。这些观测是在保证时间内用ISO照相机（CAM-CVF）的圆形可变滤光片和欧洲红外空间天文台（ISO）上的短波光谱仪（SWS）获得的。我们的数据显示了来自整个HII区域和孤立的O9.5V恒星θ 2 Ori A周围的无定形硅酸盐颗粒的发射。观测到的光谱可以通过星际硅酸盐和碳颗粒的混合物来重现，这些颗粒被该区域中存在的热恒星的辐射加热。在猎户座星云中也观察到了结晶硅酸盐，并怀疑在猎户座θ 2 A周围。它们很可能起源于星际。本文根据ISO的观测结果，简要讨论了芳香族红外带的电离结构和载流子分布。
2000-02-14 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
Pixie Dust: The Silicate Features in the Diffuse Interstellar Medium
我们已经分析了9.7和"18“微米星际硅酸盐吸收功能沿视线向四个严重的银河系WC型沃尔夫-拉叶星（WR）。我们构建了两个星际消光曲线从1.25到25微米使用近红外消光测量从文献中随着WR 98 a（代表本地ISM）和GCS 3（代表银河系中心）的硅酸盐配置文件。我们研究了星际硅酸盐的矿物学，通过比较橄榄石和辉石化学计量学的无定形硅酸盐的消光剖面与WR 98 a光谱中的9.7和"18“微米吸收特征。在这个分析中，我们考虑了固体和多孔球体以及椭球体的连续分布。虽然不可能同时为两种配置文件提供完美匹配，但我们发现最佳匹配需要这两种类型化合物的混合物。我们还认为氧化铁，铝硅酸盐和碳化硅（SiC）的颗粒成分。铁氧化物不能容纳在观察到的光谱中，而SiC中的Si的量被限制为<4%。最后，我们讨论了宇宙元素丰度对硅酸盐矿物学，颗粒形状和孔隙度的限制。
2005-10-05 astro-ph
Silicates in D-type symbiotic stars: an ISO overview
我们研究了一个D-型共生星的红外光谱特征。通过对未利用的ISO-SWS资料的分析，推导出尘埃带的基本观测参数，并与其它天文观测资料进行比较，试图突出环境对颗粒化学和颗粒质量的影响。我们发现强无定形硅酸盐发射带在10微米和18微米的样品中的大部分。对10微米波段的分析以及与几个天文来源的直接比较表明，共生星中的硅酸盐尘埃显示出介于典型的星周环境和星际介质之间的特征。这表明与物体的特定共生行为有关的谷物的再加工越来越多。通过对红外谱线的模拟，我们还研究了激波星云中尘埃颗粒的情况。这两个不寻常的耗尽值和高溅射效率可以解释的SiO分子，这是一个非常可靠的冲击示踪剂的形成。我们的结论是，由于共生活动的灰尘化学干扰的签名应寻找在外部，circumbinary，扩大壳的环境条件，粮食加工可能实现。因此，共生星是新的中红外和毫米观测的有吸引力的目标。
2007-03-25 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
Molecular Hydrogen Formation on Amorphous Silicates Under Interstellar Conditions
首次提出了在无定形硅酸盐表面上形成分子氢的实验结果，并用速率方程模型进行了分析。得到了相应的扩散和脱附过程的能垒。他们原来是显着高于那些获得较早的多晶硅酸盐，证明了晶粒形态的重要性。利用这些障碍，我们评估的效率，分子氢形成的非晶硅酸盐颗粒在星际条件下。结果发现，与多晶硅酸盐，无定形硅酸盐颗粒是有效的催化剂的H $_{2}$形成的温度范围内，这是相关的扩散星际云。结果还表明，氢分子与表面的热化和解吸的低动能。因此，它们不太可能占据高激发态。
2007-04-18 astro-ph physics.chem-ph
Crystalline silicate dust around evolved stars III. A correlations study of crystalline silicate features
我们对14颗不同演化背景恒星的ISO光谱中观察到的结晶硅酸盐进行了定量趋势分析。我们用一个简单的尘埃辐射转移模型模拟了光谱，并将结果与其他已知参数相关联。我们证实了Molster等人（1999，Nature 401，563）发现的盘状和流出源中结晶硅酸盐的丰度差异。我们发现一些迹象表明顽火辉石在镁橄榄石丰度比不同，它是略高于流出源相对于磁盘源。显然，需要更多的数据来充分检验这一假设。我们表明，69.0微米的功能，归因于镁橄榄石，可能是一个非常合适的温度指标。我们发现在几乎所有的来源中顽火辉石比镁橄榄石更丰富。顽火辉石颗粒的温度与盘源中的镁橄榄石颗粒的温度大致相等，但略低于流出源中的温度。结晶硅酸盐的平均温度比无定形硅酸盐低。这可能是由于两种材料的Fe含量不同。最后，我们发现一个迹象表明，正斜顽火辉石的比例，这是约1：1的磁盘源，转向正顽火辉石在高光度（流出）的来源。
2002-01-18 astro-ph
Evidence for grain growth in T Tauri disks
在这篇文章中，我们提出的结果，从中红外光谱的样品的14 T金牛星硅酸盐的排放。光谱的定性分析揭示了硅酸盐特征的强度与其形状之间的相关性，类似于van Boekel等人（2003）最近在更大质量的Herbig Ae/Be星中发现的相关性。与理论光谱的非晶橄榄石与不同的晶粒尺寸的比较表明，这种相关性表明在磁盘的金牛座T星的晶粒生长。类似的颗粒加工机制似乎在两组年轻恒星中都有效。
2003-11-26 astro-ph
On the Unusual Depletions toward Sk 155, or What Are the Small Magellanic Cloud Dust Grains Made of?
小麦哲伦星云（SMC）是高红移原始星系的理想模拟物，它的尘埃与银河系中的尘埃有明显的不同，表现为远紫外消光曲线急剧上升，没有2175埃的消光特征，其红外发射光谱在~12微米处有一个局部极小值，这表明缺乏在银河系中普遍存在的超小碳质颗粒（即多环芳烃分子）。虽然目前的SMC尘埃模型都严重依赖于硅酸盐，最近的观测表明，SMC的视线对SK 155的硅和镁基本上是未耗尽和铁的消耗范围从轻度到严重，这表明金属颗粒和/或铁的氧化物，而不是硅酸盐，可能占主导地位的SMC尘埃。然而，在这封信中，我们应用Kramers-Kronig关系来证明金属颗粒和氧化铁都不能解释所观察到的灭绝;硅酸盐仍然是灭绝的重要贡献者，与SMC尘埃的当前模型一致。
2006-03-21 astro-ph
The origin of GEMS in IDPs as deduced from microstructural evolution of amorphous silicates with annealing
我们目前的实验室研究的微观结构演变的无定形铁镁硅酸盐，橄榄石组合物，在真空下热退火。在870至1020 K的温度范围内进行真空退火。退火后，在硅酸盐膜内发现球形金属纳米颗粒（2-50 nm）。我们解释这种微观结构的减少的初始无定形硅酸盐FeO组分，因为富碳分压在炉中，由于泵送机制。在受控富氧气氛中退火证实了这一解释。观察到的微观结构非常类似于在行星间尘埃颗粒（IDP）中发现的GEMS（嵌入金属和硫化物的玻璃）。由于IDP含有丰富的碳质物质，固态还原反应可能发生在原始太阳盘的热内部区域加热过程中。与此相关的是，从无定形前体材料生长的镁橄榄石颗粒的存在清楚地表明，不需要从气态物质的冷凝来解释年轻原恒星和彗星周围镁橄榄石的发生。在这些环境中，镁橄榄石颗粒可以通过在还原条件下对无定形铁镁硅酸盐进行热退火而直接在固相中形成。
2006-02-03 astro-ph
Flared Disks and Silicate Emission in Young Brown Dwarfs
我们目前的中红外测光的三个非常年轻的棕矮星位于$ρ$蛇夫座恒星形成区-GY 5，GY 11和GY 310-获得的斯巴鲁8米望远镜。所有这三个来源被检测到在8.6和11.7 $μ$ m，确认存在显着的中红外线过剩所产生的光学厚尘埃盘。GY 310和GY 11的光谱能量分布都显示出了耀斑盘的强有力证据;对于这两颗棕矮星来说，可以排除平坦盘的可能性。GY 5的数据显示出较大的分散性，并且与扩口和扁平配置略微一致。在所有三种情况下（特别是在GY 11中），都显示了几个亚恒星半径大小的内孔，这与磁层吸积模型一致。最后，我们的9.7 $μ$ m的通量为GY 310意味着硅酸盐排放从磁盘表面上的小颗粒（虽然数据不完全排除较大的颗粒没有硅酸盐功能）。我们的研究结果表明，年轻的亚恒星物体周围的磁盘是类似于那些环绕经典金牛座T星，并表现出类似的磁盘几何形状和尘埃性质的范围。
2004-04-28 astro-ph
Spectropolarimetry of the 3.4 micron Feature in the Diffuse ISM toward the Galactic Center Quintuplet Cluster
脂肪族碳氢化合物在3.4微米处表现出吸收特征，朝向星际介质的扩散区域取样的源观察。造成这一特征的吸收剂被认为存在于星际尘埃的某些成分中，但粒子的物理性质（大小，形状，结构等）不确定。星际极化的观测提供了鉴别。由于已知携带硅酸盐吸收特征的颗粒是对齐的，因此跨越3.4微米烃特征的极化可用于测试硅酸盐核-有机耐火地幔颗粒理论。虽然3.4微米的特征已经被观察到在朝向银河系中心的一条视线上没有偏振，但在同一条视线上没有相应的硅酸盐偏振测量。在这里，我们目前的光谱偏振观测GCS 3-II和GCS 3-IV对银河系中心，在那里的9.7微米硅酸盐偏振已被观察到。我们发现，在3.4微米的特征上没有检测到极化，极限为0.06 +/-0.13%（GCS 3-II）和0.15 +/-0.31%（GCS 3-IV），远低于核幔模型基础上的最低极化预测。我们的结论是，碳氢化合物在弥漫ISM不驻留在相同的颗粒作为硅酸盐和可能形成一个单独的人口的小颗粒。
2006-07-12 astro-ph
Size-sorting dust grains in the surface layers of protoplanetary disks
目的：我们希望调查尘埃沉降的影响是什么样的观察到的10妈妈功能的原行星盘，这可能会影响解释的意见。研究方法：使用的建模工具的组合，我们模拟了尘埃颗粒尺寸分布的湍流原行星盘的轴对称2-D模型中的沉降，我们使用了辐射转移程序来计算得到的光谱。结果如下：我们发现，沉降可以把一个平面的功能变成一个尖锐的，但只有在有限的程度和一组非常有限的颗粒尺寸分布。只有当我们有一个双峰粒度分布，即一个非常小的颗粒人口和一个更大的颗粒人口，我们发现，从一个平面到一个尖锐的功能转换后，尘埃沉降是强烈的。然而，我们的模型表明，如果沉降是唯一的原因观察到的各种硅酸盐功能强度在原行星盘，那么我们会期望找到一个相关性，使磁盘与弱中远红外过剩有一个更强的10妈妈硅酸盐功能比磁盘具有较强的中远红外过剩。如果这与所观察到的相反，那么这将表明沉降不能是在原行星盘中观察到的各种10 μ m硅酸盐特征的主要原因。
2008-05-28 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
Silicate Emission in the TW Hydrae Association
长蛇座TW星协是离我们最近的年轻星协。它的成员包括HD 98800、HR 4796A和长蛇座TW，后者是已知距离最近的经典金牛座T星。我们观察到这三颗恒星的光谱在3到13微米之间。在TW Hya中，光谱显示出硅酸盐发射特征，与许多其他具有原恒星盘的年轻恒星相似。11.2微米的特征表明有大量的结晶橄榄石，但并不像一些年轻恒星和太阳系彗星那样强烈。在HR 4796 A中，硅酸盐特征的热辐射非常微弱，表明恒星附近几乎没有（小硅酸盐）颗粒。HD 98800的硅酸盐谱带（我们观察到，但也由Sylvester和Skinner（1996）报道）的强度介于TW Hya和HR 4796之间。
2000-08-01 astro-ph
The Detection of Silicate Emission from Quasars at 10 and 18 Microns
我们报告的光谱检测硅酸盐发射在10和18微米的5个PG类星体，这两个功能的本星系群以外的星系的第一次检测。这一发现与活动星系核（AGN）的统一模型是一致的，该模型预测，在极子上看到的活动星系核环面应该在中红外显示硅酸盐发射特征。检测到的硅酸盐发射特征的强度范围为10微米处连续谱的0.12至1.25倍，以及18微米处连续谱的0.20至0.79倍。在光学薄发射的假设下，从18至10微米硅酸盐特征的比率推断的硅酸盐晶粒温度范围为140至220 K。
2005-04-19 astro-ph
The unusual silicate dust around HV 2310, an evolved star in the LMC
HV 2310是大麦云星云中的一颗演化恒星，由斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）拍摄，它的光谱揭示了硅酸盐尘埃的光学薄壳的存在，在10 μ m的特征中具有不寻常的光谱结构，发射峰在9.7 μ m，鞍在10.4 μ m，肩扩展到11.2 μ m。这种结构类似于结晶硅酸盐颗粒的光谱，并且在可用的光学常数中，镁橄榄石提供了最佳拟合。光谱还显示了14微米处的结构，这可能是由一种未知的尘埃特征引起的。
2005-09-15 astro-ph
Composite Interstellar Grains
复合颗粒由基质硅酸盐球状体和石墨包裹体组成。采用离散偶极子近似（DDA）计算了三种轴比下复合球形颗粒的消光效率。利用复合球状颗粒的消光效率，在3.40- 0.10 $μm$的光谱区域内估算了星际消光曲线。然后将模型消光曲线与平均观测到的星际消光曲线进行比较。计算了三种取向角下复合颗粒的线偏振，并找到了最大偏振波长。此外，我们估计的体积消光系数，从宇宙丰度的角度来看，一个重要的参数，复合颗粒模型，重现平均观测到的星际消光。来自碳和硅的复合颗粒模型的估计丰度被认为是低于裸硅酸盐/石墨颗粒模型预测，但这些值仍然高于暗示从最近的ISM值。
2007-05-14 astro-ph
Infrared emission towards 11 years after outburst: Properties of the circumstellar dust
详细介绍了SN 1987 A周围受冲击的星周气体中碰撞加热颗粒的晚时期中红外（MIR）辐射模型。热尘埃排放从一个区域的中等密度内部的厚的内环看到的哈勃太空望远镜（HST）被发现是一个自然的解释由ISOCAM测量的MIR光谱能量分布。通过硅酸盐-铁或硅酸盐-石墨颗粒的混合物或通过纯石墨颗粒的组合物可以再现MIR光谱。另一方面，可以排除纯铁颗粒的成分，并且纯硅酸盐成分似乎不太可能。在相互作用区的尘埃与气体之比约为0.01%，比大麦哲伦星云中红超巨星风中尘埃丰度的估计值低一个数量级。这种低尘埃丰度可以解释为通过超新星爆发的紫外线闪光蒸发和随后在冲击气体中溅射的组合。为了让这个解释成立，超新星爆发前的星周介质（CSM）中的尘埃必须主要由石墨以外的颗粒组成，最大尺寸小于0.1微米。
2003-09-17 astro-ph
On the Anomalous Silicate Emission Features of AGNs: A Possible Interpretation Based on Porous Dust
最近斯皮策探测到的9.7微米硅-O硅酸盐发射的第1型活动星系核提供了支持活动星系核统一计划。硅酸盐尘埃的性质对于理解活动星系核周围模糊尘埃环的物理、化学和演化性质具有重要意义。与银河系星际介质（ISM）相比，1型活动星系核的10 μ m硅酸盐辐射轮廓变宽，峰值位置明显向长波移动。在文献中，这通常被解释为活动星系核的硅酸盐成分、大小和结晶度与银河ISM的偏差。在这封信中，我们表明，所观察到的峰移和轮廓加宽的9.7微米硅酸盐发射功能可以解释在普通的星际无定形硅酸盐，无定形碳和真空组成的多孔复合尘埃。多孔尘埃是自然预期在周围的活动星系核密集的环核区域，作为一个结果的颗粒凝聚。
2008-08-29 astro-ph
The Composition of Dust in Jupiter-Family Comets as Inferred from Infrared Spectroscopy
我们回顾了彗星族彗星尘埃的红外光谱推断的组成。我们发现，彗星族彗星有10微米的硅酸盐发射功能，通量约20-25%的尘埃连续体（发射强度1.20-1.25），类似于奥尔特云彗星中最弱的硅酸盐功能。我们讨论了改变硅酸盐发射特征强度（成分，大小和结构/形状）的颗粒特性，并强调从彗星核的热发射可以对导出的硅酸盐发射强度产生显着影响。最近的证据表明，孔隙度是主要的参数，虽然需要更多的观测和模型的硅酸盐在彗星家族彗星，以确定是否一组一致的颗粒参数可以解释其弱硅酸盐排放功能。8米望远镜和斯皮策太空望远镜的观测模型表明，彗星族彗星的结晶硅酸盐丰度与奥尔特云彗星相似或更少，尽管彗星9 P/Tempel和C/1995 O 1（Hale-Bopp）的结晶硅酸盐矿物学在Mg和Fe含量上彼此不同。彗星核的异质性也可以评估与中红外光谱，我们审查的证据在彗星9 P/坦普尔的核异质性尘埃属性。尘埃形成、太阳星云混合和彗星形成的模型必须能够解释观测到的Mg和Fe含量范围以及彗星9 P/坦普尔的异质性，尽管还需要更多的工作来理解彗星9 P/坦普尔和海尔-波普在多大程度上代表了彗星的整体。
2008-11-24 astro-ph
Infrared spectroscopy of Nova Cassiopeiae 1993 (V705 Cas). IV. A closer look at the dust
仙后座新星1993（V705 Cas）是一颗典型的尘埃形成新星。它在可见光曲线上显示出一个很深的最小值，并有碳、烃和硅酸盐尘埃的光谱证据。我们报告的结果拟合红外光谱能量分布与DUSTY代码，我们用它来确定的属性和几何形状的发射尘埃。排放物被很好地描述为起源于一个薄壳，其尘埃的碳：硅酸盐比例按数量计约为2：1（按质量计为1.26：1），粒度分布相对平坦。9.7微米和18微米的硅酸盐特征与新凝聚的尘埃一致，虽然粒度分布的下限没有得到很好的限制，但最大的颗粒尺寸约为0.06微米;除非V705 Cas中的颗粒非常小，否则新星爆发产生的颗粒尺寸可能在光学厚尘埃壳的新星中被高估。Grishko和Duley的实验室工作可能会为新星UIR特征的独特性质提供线索。
2005-04-25 astro-ph
Scattering properties and composition of cometary dust
哈雷探测器上的尘埃撞击分析仪获得的彗星尘埃成分表明，彗星尘埃是硅酸盐和碳质物质的混合物。收集到的行星际尘埃颗粒（IDP）是蓬松的，由几种不同类型的颗粒粘在一起组成。利用离散偶极子近似（DDA）方法研究了复合颗粒的散射特性。特别地，我们研究了复合颗粒的散射强度和线偏振的角分布。我们假设复合颗粒是由主硅酸盐球/球状体与石墨的夹杂物。对复合晶粒的计算结果表明，最大极化角发生偏移，极化度随夹杂物体积分数的变化而变化。我们使用这些结果的复合颗粒来解释所观察到的散射彗星尘埃。
2005-04-12 astro-ph
Temporal Variations of Mid-IR Spectra in Late-Type Stars
本文介绍了30颗晚型星的多历元中红外（8-13微米）分光光度观测结果。这些观测是在四年期间（1994-1997年）收集的，允许对作为脉动周期（通常为1-2年）函数的中红外光谱形状进行调查。具有少量过量红外发射的恒星和具有富碳尘埃的恒星的光谱显示出最小的光谱变化，而具有尘埃和富氧包层证据的恒星最有可能在其光谱轮廓中显示出可辨别的变化。最重要的是，大部分具有强9.7微米发射特征的变星显示出清晰的光谱轮廓变化，从一个周期重复到下一个周期。硅酸盐特征在最大光附近的显著锐化不能完全用脉动周期中星周尘埃壳的加热和冷却来解释，这表明尘埃本身的光学性质也必须变化。此外，少数恒星在硅酸盐峰值附近出现狭窄的发射特征，可能需要在最大光附近产生特别“纯”的硅酸盐尘埃。观察到的硅酸盐特征的一般变窄可能反映了预先存在的脏颗粒的演变，当颗粒温度在最大光之前上升时，脏颗粒的表面杂质已经蒸发掉。一个改进的尘埃形成理论，可以解释所观察到的变化，在一个单一的，脉动的恒星周围的颗粒特性可能会导致一个明确的解释之间观察到的富氧，晚型恒星硅酸盐发射曲线的多样性。
1998-03-03 astro-ph
Dust Grain-Size Distributions From MRN to MEM
采用最大熵方法算法，我们适合星际消光测量的波长范围为0.125-3微米。我们提出了一套统一的MEM模型拟合，所有使用相同的晶粒材料，光学常数和丰度约束。此外，我们正在利用改进的紫外线和红外线数据以及更好地估计气尘比。该模型适用于银河系和麦哲伦云中所看到的整个消光特性范围。本演示所采用的颗粒模型是简单的均匀球体模型（即，Mathis，Rumpl，和Nordsieck 1977）具有两种（石墨，硅酸盐）或三种（石墨，硅酸盐，无定形碳）组分。虽然这种使用只是第一步，但结果确实提供了有趣的见解，即使用粒度作为粉尘环境的诊断。我们发现，SMC酒吧消光曲线不能单独使用碳颗粒拟合。这是一个挑战，最近的观测结果表明，在SMC硅耗尽很少。
2003-01-24 astro-ph
Crystalline silicates and dust processing in the protoplanetary disks of the Taurus young cluster
利用斯皮策空间望远镜的中红外光谱，对金牛座-御夫座年轻星系团大样本原行星盘中小尘埃颗粒的结晶硅酸盐含量和空间分布进行了表征。反过来，我们使用的结果来分析这些1-2万年前的磁盘周围的太阳和后来的类型的年轻恒星的结构和成分的演变，并测试的标准模型的灰尘处理，导致原来的无定形尘埃转化为矿物。我们发现强有力的证据的尘埃结晶的质量分数的演化与磁盘的结构平行，在这个意义上说，增加结晶的质量分数是密切相关的尘埃沉降到磁盘中平面。我们还证实，结晶硅酸盐局限于小半径，r < 10 AU。然而，我们没有看到晶体质量分数与恒星质量或光度、恒星吸积速率、盘质量或盘/星质量比的显著相关性，这与基于靠近中心恒星的光蒸发和冷凝、r < 1 AU的吸积加热驱动退火或r < 10 AU的螺旋激波加热的尘埃处理标准模型中的预期不同，具有或不具有有效的径向混合机构。要么是另一种晶粒结晶机制主导了这些机制，要么是另一个过程必须在磁盘内工作，以消除它们产生的相关性。我们提出了每一种似乎值得进一步研究的，即X射线加热和退火的尘埃颗粒，巨行星的形成和迁移的磁盘结构的调制。
2008-08-20 astro-ph
Winds of M- and S-type AGB stars: an unorthodox suggestion for the driving mechanism
目前的知识表明，尘埃驱动的风的情况下，提供了一个现实的框架，了解从富C AGB星的质量损失。然而，对于M型天体，最近的详细模型表明，硅酸盐颗粒上的辐射压力不足以驱动观测到的风，这与以前的预期相反。在本文中，我们提出了一种替代机制的质量损失的M型AGB星，涉及形成的碳和硅酸盐颗粒由于非平衡效应，我们研究了这种情况下的可行性。我们的动态大气和风的AGB星通过解决耦合系统的频率依赖的辐射流体动力学和时间依赖的尘埃形成，使用参数化的描述在气相中的非平衡效应。这种方法使我们能够评估在何种情况下可以用少量的碳尘驱动风，并同时在这些流出物中形成硅酸盐颗粒。由此产生的风模型的属性，如质量损失率和外流速度，是很好的M-型AGB星的观测范围内。此外，根据我们的研究结果，大量的硅酸盐颗粒不太可能在与尘埃形成完全无关的力驱动的风中凝结，因为高层大气和风加速区域的条件对颗粒生长有很强的限制。所提出的方案提供了一个自然的解释所观察到的相似性风的M型和C型AGB星，并意味着一个平稳的过渡，恒星的碳丰度增加，从太阳的组成，富C AGB星，可能解决长期存在的问题的驱动机制的恒星与C/O接近1。
2007-02-16 astro-ph
Dust in the wind: Crystalline silicates, corundum and periclase in PG 2112+059
利用斯皮策空间望远镜获得的中红外光谱，我们测定了宽吸收线（BAL）类星体PG 2112+059中尘埃的矿物组成。从光谱拟合的固态特征，我们发现的证据，富镁的无定形硅酸盐与橄榄石的化学计量比，以及第一次检测到的Al_2O_3和方镁石（MgO）的类星体。这种混合成分为颗粒形成区的块状密度结构提供了第一个直接证据。硅酸盐总共占已识别粉尘质量的56.5%，而硅酸盐占38重量%。根据连续介质的选择，观察到方镁石的质量分数范围从最保守的情况下的2.7%到在约束较少的连续介质中的9%。此外，我们确定了一个功能在11.2微米的结晶硅酸盐镁橄榄石，只有一个小的贡献，从多环芳烃。5%的结晶硅酸盐部分需要高温，如那些在直接类星体环境中发现的，以抵消宇宙射线的快速破坏。
2007-10-11 astro-ph
Silicate emissions in active galaxies - From LINERs to QSOs
我们报告的第一个检测到的~10和~18微米的硅酸盐尘埃排放的低光度活动星系核（AGN），获得斯皮策IRS 7-37微米光谱的1型LINER星系NGC 3998。活动星系核中的硅酸盐发射只是最近才在几个类星体中被探测到。我们的探测反驳了硅酸盐辐射只存在于最明亮的活动星系核中的说法。硅酸盐特征可能是一个尘埃“模糊环”的特征，正如1型活动星系核所假设的那样。然而，表面上很冷（~200 K）的尘埃与理论上预期的更热的环面壁不一致。此外，并非所有的第1类物体都是硅酸盐排放源。或者，硅酸盐排放物可能源于与环体不直接相关的尘埃。我们发现，在NGC 3998的发射的长波长（>20微米）的尾巴是显着弱于最近由郝等人提出的明亮的类星体的样品。在我们的NGC 3998光谱中的10微米的轮廓是不一致的“标准”的硅酸盐ISM尘埃。这可能表明粉尘成分、粒度分布或结晶程度的差异。NGC 3998、类星体和银河系模板之间的差异表明存在显著的环境变化。
2005-06-29 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
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
Analysis of the dust evolution in the circumstellar disks of TTauri stars
本文对32个年轻天体的8- 13 μ m光谱进行了成分分析。我们的样本由5颗中等质量恒星和27颗低质量恒星组成。虽然光谱和第一个科学结果已经由Przygodda等人（2003）和Kessler-Silacci等人（2004）发表，但我们对10 μ m硅酸盐特征进行了更详细的分析。在我们的分析中，我们假设，这种发射功能可以表示为一个线性叠加的波长相关的不透明度$κ_{\rm abs}(λ)$描述的光学性质的硅酸盐颗粒具有不同的化学成分，结构和晶粒尺寸。确定一个适当的拟合方程是本研究的另一个目标。使用有限数量的拟合参数，我们调查硅酸盐物种是必要的组成拟合。颗粒半径为0.1微米和1.5微米组成的无定形橄榄石和辉石，镁橄榄石，顽火辉石和石英已被认为是。只有紧凑，均匀的尘埃颗粒已被用于在所提出的拟合程序。在这种情况下，我们表明，可以接受的拟合结果也可以实现，如果多孔硅酸盐颗粒的排放性能被认为是代替。虽然一些先前的研究给出了金牛座恒星和赫比格Ae/Be恒星的拱星盘中的尘埃之间相似性的原因，但到目前为止，还没有定量的比较。因此，我们最后讨论了van Boekel等人（2005）的10 μ m光谱调查结果，他们专注于Herbig Ae/Be星，TTauri星的更高质量对应物，并将其与其他研究进行比较。我们发现我们对金牛座T系统的研究结果与以前对Herbig Ae/Be星的研究结果部分一致。
2006-04-04 astro-ph
Asymmetric silicate dust distribution toward the silicate carbon star BM Gem
硅酸盐碳星显示出10微米的硅酸盐辐射，尽管它们的光球富含碳。它们被认为有环双星或环伴星盘，作为过去质量损失所脱落的富氧物质的储存库。我们提出了在甚大望远镜干涉仪（VLTI）的硅酸盐碳星BM宝石的N波段光谱干涉观测。我们的目标是探测富氧尘埃的空间分布与高空间分辨率。使用UT 2-UT 3和UT 3-UT 4基线配置，在44- 62 m基线处用VLTI/VLBI观测BM Gem。BM Gem的N波段荧光强度在8 ~10 μ m范围内急剧下降，在10 μ m范围内逐渐增加，反映了亚微米级无定形硅酸盐颗粒的光学薄硅酸盐发射特征。在~44--46 m基线处获得的微分相位在~9和11微米之间的硅酸盐发射特征的中心部分显示出显著的非零值（~ -70度），揭示了硅酸盐发射区域的光心移位和不对称性质。观测到的N波段的vibration和微分相位可以用一个简单的几何模型来解释，在这个模型中，未分辨的恒星被一个具有方位亮度调制的环所包围。最佳拟合模型的特征是一个宽环（10微米处约70质量），其中明亮的区域与未解析的恒星偏移约20质量，位置角约为280度。这个模型可以被解释为一个系统的circum-companion盘，是一致的光谱特征的吸积盘周围的一个看不见的同伴最近发现的紫光谱BM宝石。
2008-07-21 astro-ph
A 10 micron spectroscopic survey of Herbig Ae star disks: grain growth and crystallization
我们目前的光谱观测的大样本的Herbig Ae恒星在10微米光谱区域。我们进行成分拟合的光谱的基础上的属性均匀以及不均匀的球形颗粒，并推导出的矿物学和典型的粒度的灰尘负责10 $μ$米的排放。报告了几种趋势，可以限制这些系统中粉尘处理的理论模型：i）没有一个来源由完全原始的尘埃组成，与星际介质中发现的尘埃相比，ii）所有具有高比例结晶硅酸盐的来源都由大颗粒主导，iii）更大质量恒星周围的圆盘（M >~ 2.5Msun，L >~ 60 Lsun）的尘埃中结晶硅酸盐的含量比低质量恒星高。（iv）在低质量恒星（M <~ 2.5Msun）中，尘埃的结晶度与恒星参数之间没有相关性。van Boekel等人（2003年）报告的10微米硅酸盐特征的形状和强度之间的相关性通过该较大样品再次得到证实。本文提出的证据与其他研究相结合，提出了一个可能的情况下，粉尘处理在赫比格Ae系统。我们的结论是，目前的数据有利于一种情况下，结晶硅酸盐产生在磁盘的最里面的区域，靠近恒星，并向外传输到他们可以通过10微米光谱检测的区域。此外，我们的结论是，这些磁盘的最终结晶度达到后不久，积极吸积已经停止。
2005-04-26 astro-ph
Grain growth and dust settling in a brown dwarf disk: Gemini/T-ReCS observations of CFHT-BD-Tau 4
我们提出了准确的中红外观测周围的年轻，真正的褐矮星CFHT-BD-Tau 4的磁盘。我们报告GEMINI/T-ReCS测量在7.9，10.4和12.3微米的过滤器，从中我们推断存在一个突出的，广泛的硅酸盐发射功能。硅酸盐特征的形状由来自2微米无定形橄榄石颗粒的发射主导。这些颗粒比星际介质中的颗粒大一个数量级，这是棕矮星周围尘埃加工和颗粒生长的第一个证据。该天体的光谱能量分布低于经典的耀斑盘模型的预测，但高于两层平盘的预测。一个很好的匹配，可以通过使用一个中间盘模型与强烈减少，但非零耀斑。颗粒生长和尘埃沉降过程为这种盘几何形状提供了自然的解释，我们认为这种中间耀斑也可以解释其他几个棕矮星盘的观察结果。
2004-09-14 astro-ph
The origin of crystalline silicates in the Herbig Be star HD100546 and in comet Hale-Bopp
我们已经调查了空间分布，和灰尘的性质和化学成分的轨道HD 100546。这个系统与其他孤立的赫比格Ae/Be星在中红外线过剩的强度和星周尘埃的成分上都有显着的不同。我们推测，在HD 100546系统中观察到的结晶尘埃的形成和空间分布可能与HD 100546周围圆盘中的原木星的形成有关。这样的原木星可以通过引力搅动圆盘，导致小行星大小的物体产生小晶粒的碰撞级联，或者它可以通过与圆盘的潮汐相互作用引起冲击，这可能会通过闪光加热产生结晶尘埃颗粒。如Malfait等人（1998年）所示，HD 100546的红外光谱与C/1995 O 1 Hale-Bopp的红外光谱非常相似（Crockier等人，1997年）。因此，我们也用同样的方法研究了这颗太阳系彗星。这两个天体的颗粒成分几乎相同，但重要的区别是海尔波普的单个尘埃物种彼此热接触，而HD 100546的情况并非如此。这表明，如果导致HD 100546中所见尘埃成分的类似过程也发生在我们自己的太阳系中，那么海尔波普是在一个或多个原始气体巨星形成之后形成的。
2003-01-14 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-Infrared Spectroscopy of Disks around Classical T Tauri Stars
我们介绍了第一台斯皮策红外光谱仪（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NASA通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。经典金牛座T星周围圆盘的观测：六颗恒星5.2-30微米范围内的光谱。光谱主要由无定形硅酸盐尘埃的发射特征和5至8微米的连续成分组成，在大多数情况下，该成分在整个光谱范围内都超过光球层。有相当大的变化，硅酸盐功能/连续比，这意味着倾斜，磁盘耀斑，和恒星质量吸积率的变化。在我们的大多数恒星中，硅酸盐特征的结构表明存在晶体成分。其中一颗是CoKu Tau/4，它在光球层上方的硅酸盐特征波长较短的地方没有多余的物质出现，类似于1000万年前的TW Hya、Hen 3-600和HR 4796 A。这表明光学厚的内盘基本上不存在。硅酸盐发射特征在9.7和18微米处具有峰值，表明存在小的尘埃颗粒。尘埃的色温极低，为135 K，显示这些颗粒距离恒星超过10 AU。这些特征暗示了行星或近伴星的引力影响，以及恒星10天文单位范围内的晶粒生长，对于这么年轻（100万年）的恒星来说有些令人惊讶。
2006-05-18 astro-ph
The formation and evolution of planetary systems: Grain growth and chemical processing of dust in T Tauri systems
本文是斯皮策太空望远镜行星系统形成和演化（FEPS）遗产科学计划中获得的一系列结果之一。在这里，我们提出了一个研究的尘埃加工和增长的七个原行星盘。我们的光谱表明，星周硅酸盐尘埃颗粒的大小至少比在星际介质中观察到的大10倍，并显示出来自晶体物质的不可忽略的贡献（质量分数约为5%）的证据。这些结果与其他原行星盘的研究结果相似。此外，我们发现的强度的无定形硅酸盐功能和光谱能量分布的形状之间的相关性。后者的结果是一致的增长和随后的重力沉降尘埃颗粒向磁盘中平面。此外，我们发现不同的晶体物种的相对丰度的变化：更多的顽火辉石相对于镁橄榄石观察到在内部温暖的尘埃人口在~1 AU，而镁橄榄石占主导地位，在较冷的外部区域在~5至15 AU。这种相对丰度的变化证明了一个局部结晶过程，而不是一个径向混合的情况下，结晶硅酸盐被向外输送从一个单一的形成区域在热的内部部分的磁盘。最后，我们报告的检测排放多环芳烃分子在五个七个来源。我们发现一个试探性的PAH带在8.2微米，以前未检测到的光谱盘周围的低质量前主序星。
2008-02-21 astro-ph
Mid-infrared spectra of late-type stars: Long-term evolution
最近的地面中红外光谱的29晚型恒星，大多数与大量的尘埃壳，地面光谱的这些恒星从20世纪60年代和70年代和IRAS-LRS光谱在1983年获得的比较。大约一半的恒星的光谱没有显示出可检测的变化，这意味着它们的星周物质分布和相关的尘埃颗粒特性在这段时间内变化不大。然而，许多具有强烈硅酸盐特征的恒星显示出明显的变化。在几乎所有的情况下，硅酸盐峰相对于下面的连续体增强，尽管有一种情况（VY~CMa），其中硅酸盐特征几乎完全消失。这表明，一般来说，富氧恒星会经历长时间的硅酸盐特征逐渐增强，并被相对罕见的特征减弱时期打断。我们讨论了产生变化的各种机制，有利于内在尘埃性质的缓慢演变（即，化学成分或颗粒结构）。虽然大多数红外天文卫星的光谱与地面光谱吻合得很好，但在一些情况下，它们远远超出了预期的不确定性范围。在几乎所有这些情况下，红色和蓝色LRS光谱的斜率在其重叠区域不匹配。
1999-04-02 astro-ph
The Relationship between the Optical Depth of the 9.7 micron Silicate Absorption Feature and Infrared Differential Extinction in Dense Clouds
我们研究了巨蛇座、金牛座、IC 5146、变色龙I、巴纳德59和巴纳德68致密云/核中9.7微米硅酸盐吸收特征的光学深度（tau_9.7）和近红外色过量E（J-Ks）之间的关系。我们的数据集，主要是基于斯皮策IRS光谱，跨度E（J-Ks）=0.3至10等（对应于约2和60等之间的视觉消光）。所有的视线都显示出9.7微米的硅酸盐特征。不像在扩散ISM中观察到的9.7微米的硅酸盐功能的光学深度和消光（Av）之间的紧密的线性相关性，我们发现，在密集的云层中的硅酸盐功能并不表现出单调增加与消光。因此，在稠密的云层中，tau_9.7不是一个很好的衡量总尘柱密度的指标。除了少数例外，对于E（J-Ks）> 2 mag（Av >12 mag），测量的tau_9.7值远低于扩散ISM相关线。通过凝聚的晶粒生长是这种效应的可能原因。
2007-07-24 astro-ph
