两个尘埃壳层向黑洞坍缩的精确动力学解

量子化壳层作为研究广义相对论半经典效应的工具

Quantized shells as a tool for studying semiclassical effects in general relativity

广义相对论中的薄壳既可以作为坍缩物体的模型，也可以作为致密源外时空的探测器。因此，它们为分析坍缩物质的最终命运和强引力场在物质中引起的效应提供了有用的工具。我们描述的辐射壳作为一个（第二量子化）多体系统与一个集体自由度，（平均）半径，通过一个有效的行动，这也需要一个热力学描述。然后，我们研究了一些量子效应，发生在物质时，壳从一个（基本上是经典的）大的初始半径向奇点和计算其轨迹上相应的反作用。

壳层星系的HST/ACS观测：内壳层、壳层颜色和尘埃

HST/ACS observations of shell galaxies: inner shells, shell colours and dust

目的：进一步了解早期星系中壳层和尘埃的起源。方法：V-I颜色的壳层和底层星系的推导，使用HST高级巡天相机（ACS）的数据。一个星系模型是在当地的楔形和减去确定壳的轮廓和颜色。我们应用Voronoi binning我们的数据，以获得平滑的彩色地图的星系。与文献中的N体模拟比较，可以更深入地了解壳特征的起源。壳的位置和尘埃的特征推断模型星系减去图像。结果：ACS图像显示，在一些星系中，壳层的有效半径很好（在NGC 5982的情况下为1.7 kpc）。在某些情况下，强大的核尘埃补丁阻止检测内壳。大多数贝壳的颜色与下面的星系相似。有些内层比银河系还要红。所有六个壳层星系在其中心区域都显示出动力学平衡的尘埃特征，如车道或斑块。在95%的置信水平下，我们对壳层椭圆星系中尘埃的探测率大于从HST档案数据中发现的正常早期星系样本。结论：合并模型比相互作用模型更好地描述了壳的分布和形态。红色壳层的颜色很可能是由于尘埃和/或更古老的恒星星族的存在。中心尘埃特征的高流行率和动力学平衡形态指向外部影响负责早期型壳星系中可见的尘埃特征。内壳层能够在相对较老的壳层系统中表现出来。

B335：一个在坍缩云中进行天体化学研究的实验室

B335: A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud

我们目前的观察25个跃迁的17个同位素的9个分子到B335。为了约束坍缩云的化学模型，我们将我们的观测结果与文献中的数据与化学丰度模型进行了比较。所观察到的线模拟与蒙特卡罗代码，它使用各种物理模型的密度和速度作为半径的函数。尘埃温度作为半径的函数的自洽计算的辐射转移代码。然后计算每个半径的气体温度，包括气体-尘埃碰撞，宇宙射线，光电加热和分子冷却。结果提供输入到蒙特卡罗代码。我们认为这两个{ \it特设}阶跃函数模型的化学丰度和丰度从一个恒星形成的核心的演化自洽建模。阶跃函数模型可以相当好地匹配观测到的谱线，但它们需要化学丰度的径向变化的非常不可能的组合。在自洽的化学模型中，观测到的谱线与宇宙射线电离率和硫丰度有所增强的模型最匹配。我们简要地讨论了所需的步骤，关闭循环的灰尘和气体的建模，包括偏离中心的分子谱线。

IRAS 17393-3004，被尘埃壳层包围的晚型超巨星

IRAS 17393-3004, a late-type supergiant surrounded by a dust shell

本文介绍了IRAS 17393-3004的红外观测结果，包括一个全扫描ISOSWS。ISOSWS光谱显示在λ 10.4 μ和17.5 μ处有两个突出的尘埃发射峰，证实该源是一颗被尘埃壳包围的发光恒星。利用DUSTY程序（Ivezic et al. 1997）模拟通过球壳层的辐射转移，推导出该恒星的光谱，并结合其他已知的性质，可以用一颗具有OH、SiO和H_2O脉泽发射的M4超巨星和~ 10^{-4}M（太阳）yr^{-1}的大质量损失来解释。

Scattered light models of the dust shell around HD 179821

The dust shell around the evolved star HD 179821 has been detected in scattered light in near-IR imaging polarimetry observations. Here, we subtract the contribution of the unpolarized stellar light to obtain an intrinsic linear polarization of between 30 and 40 per cent in the shell which seems to increase with radial offset from the star. The J and K band data are modelled using a scattering code to determine the shell parameters and dust properties. We find that the observations are well described by a spherically symmetric distribution of dust with an inverse square density law, indicating…

PPN/PN尘埃壳层中多种尘埃成分的空间分布

Spatial Distributions of Multiple Dust Components in the PPN/PN Dust Shells

利用光谱成像技术研究了原行星状星云候选者HD 179821和行星状星云BD $+30^{\circ}$ 3639的星周壳层中特定尘埃成分的空间分布。利用高分辨率地面图像和中红外ISO光谱，我们可以通过从特征波长处的观测图像中减去合成的连续谱图，得出“仅含尘埃特征”的地图。这种空间上的详细信息将有助于建立演化恒星周围尘埃颗粒演化的模型。

21世纪的宇宙尘埃

Cosmic Dust in the 21st Century

过去一个世纪的星际尘埃使我们从最初忽视它到发现它在星系演化中起着重要作用。目前在我们的银河系的观测结果提供了一个复杂的物理和化学的星际尘埃的演变图片开始在恒星大气中的小耐火颗粒的形成，他们的修改，扩散和分子云，并最终对他们的贡献，恒星形成区。观测非常年轻的星系中尘埃的性质将是从尘埃颗粒的产生和破坏的角度来探测恒星形成速率的重要手段。未来对尘埃的高光谱和空间分辨率观测将提供有关塌缩云直至恒星形成过程的详细信息。下个世纪的彗星太空任务将首先在原地研究它们，但最终将带回原始的核物质，这些物质将包含行星形成时坍缩的原太阳分子云的最终产物。如果目前关于生命起源于彗星的理论中有一种是正确的，那么对浸入水中的彗星尘埃颗粒的实验室研究可能会直接表明生命起源前的化学进化。

辐射壳的引力坍缩

Gravitational Collapse of a Radiating Shell

我们研究了自引力辐射壳层的坍缩。构成壳层的物质被量子化，其结构被视为可能形成黑洞的半经典模型。结果表明，壳的内部自由度激发的量子非绝热性的崩溃，因此，在耦合到一个无质量的标量场，崩溃的物质发出一个突发的相干（热）辐射。

红超巨星NML Cyg的双谱散斑干涉测量观测和辐射转移模拟：证明先前超风阶段的多个尘埃壳层结构

Bispectrum speckle interferometry observations and radiative transfer modelling of the red supergiant NML Cyg: Multiple dust-shell structures evidencing previous superwind phases

NML Cyg是一颗高度演化的OH/IR超巨星，被认为是银河系中最明亮的超巨星之一。我们首次对NML Cyg进行了2.13 μ m衍射极限观测，分辨率为73 mas。用SAO 6 m望远镜获得散斑干涉图，用双谱散斑干涉法进行图像重建。辐射转移计算已经进行了光谱能量分布，我们的2.13微米能见度函数，和中红外能见度函数模型。所观察到的灰尘外壳的属性似乎并不符合单壳模型，但似乎需要多个组件。考虑到以前的增强质量损失时期，各种密度增加的尘埃壳考虑在内。一个广泛的网格模型计算了不同的位置和强度的这种超级风地区的尘埃壳。为了将观测结果从光学区域匹配到亚毫米级区域，需要至少两个嵌入壳中的超风区域。最好的模型包括一个温度为1000 K的尘埃壳层，其内径为6.2R星，一个紧密嵌入的超风壳层，从15.5R星延伸到21.7R星，振幅为10（密度增强因子），以及一个远离186 R星的密度增强，振幅为5。内部尘埃壳边缘的角直径为105 mas。在尘埃壳层的不同部分，1/r^2密度分布可以保持不变，只是振幅A不同。现在的质量损失率被确定为1.2 × 10^-4 Msol/年。内部嵌入的超风壳对应于59年前开始并持续约18年的增强质量损失阶段，外部超风区对应于529年前结束的高质量损失阶段。

Mira变星S Ori：光球、分子层、尘埃壳层和SiO脉泽壳层之间的关系

The Mira variable S Ori: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs

我们提出了第一个多时代的研究，包括并发的中红外和无线电干涉富氧的米拉星。在2004年12月和2005年12月之间的四个时期，我们获得了中红外干涉测量的S Ori与VLTI/VLTI。我们同时观测到v=1，J=1-0（43.1GHz）和v=2，J=1-0（42.8GHz）SiO脉泽向S Ori方向的辐射。使用包括分子层在内的自激动力学模型大气，辅之以星周尘埃壳层的辐射转移模型，对近地天体数据进行了分析。VLBA数据被简化为脉泽斑的空间结构和运动学。对我们的观测数据进行建模，得到相位相关的连续光球角直径在7.9质量（相位0.55）和9.7质量（相位1.16）之间。尘埃壳可以最好地模拟与Al 2 O3晶粒使用相位相关的内边界半径之间的1.8和2.4光球半径。在最小视区附近，光学厚度越大，尘埃壳越致密;在最大视区之后，光学厚度越小，尘埃壳越伸展。SiO脉泽环半径与光球半径之比约在1.9和2.4之间。脉泽斑点标记的区域的分子大气层刚刚超出了急剧下降的中红外模型的强度分布。其速度结构表明径向气体膨胀。Al_2O_3尘埃颗粒和SiO脉泽斑形成于相对较小的半径，即1.8-2.4个光球半径。我们的研究结果表明，增加的质量损失和尘埃形成接近表面附近的最小视觉阶段，当Al 2 O3尘埃颗粒是共同定位的分子气体和SiO脉泽壳，和一个更扩大的尘埃壳后，视觉最大。硅似乎并没有被束缚在尘埃中，因为我们的数据显示…

NGC 3656中的双尾和壳层与短轴尘埃带椭圆的主要合并起源

Two tails in NGC 3656, and the major merger origin of shell and minor axis dust lane ellipticals

我报告了在椭圆形外壳NGC 3656（Arp 155）周围发现的两个微弱（~ 26.8 Rmag/arcsec ^2）的潮汐尾。这个星系以前被解释为一个吸积或小合并的例子。这两个潮汐尾与小合并不一致，而是指向盘-盘大合并的起源。NGC 3656将图姆雷的合并序列延伸到正常的椭圆星系，并暗示了壳层和短轴尘埃带的主要合并起源。一个矮星系位于其中一条潮汐尾的顶端。一个突出的外壳，显示出尖锐的azymuthal颜色不连续性，属于年轻恒星的旋转动力学组成部分，其中包括内部的尘埃带。

后AGB星HD 187885（IRAS 19500-1709）周围尘埃壳的中红外成像和模拟

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。

后AGB恒星HD 187885（IRAS 19500-1709）周围尘埃壳的中红外成像和建模

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。探测到一个扩展的星周包络，N波段图像显示了NE-SW方向的伸长。我们使用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，与一个分离的尘埃壳模型。使用由无定形碳、碳化硅和硫化镁组成的粉尘可以实现良好的拟合。我们得到估计的内部和外部半径，密度和质量的灰尘在壳。内半径在我们的OSCIR成像中没有分辨，给出了0.4弧秒的上限。有了这个限制，我们得出结论，IRAS 19500-1709必须至少4千秒差距，以使最低光度符合后AGB状态。

行星状星云非球对称尘埃壳层的二维辐射传输模型

2-D Radiation Transfer Model of Non-Spherically Symmetric Dust Shell in P roto-Planetary Nebulae

用二维辐射传输模型拟合了三个原行星状星云的HST图像和光谱能量分布。这些PPN的几何和质量损失性质也来自。

特殊Ib型超新星2006 jc致密壳层中的尘埃形成和He II 4686辐射

Dust Formation and He II 4686 emission in the Dense Shell of the Peculiar Type Ib Supernova 2006jc

我们提出的证据形成的尘埃颗粒在一个不寻常的Ib型SN的基础上晚时间光谱SN 2006 jc。祖遭受了LBV一样的爆发只有2年前，我们建议，尘埃的形成是一个后果的SN冲击波超越LBV一样的外壳。尘埃形成的关键证据是：（a）红色/近红外连续源的出现与1600 K的石墨颗粒相匹配，（b）He I发射线红移边的衰落，随着尘埃遮蔽后退的物质，产生越来越不对称的蓝移线。这为任何超新星Ib/c中尘埃的形成提供了最有力的证据。这两种发展都发生在峰值后的51至75天之间，而观察到的其他SNe在几百天后形成尘埃。几何学的考虑表明，尘埃形成于前向和反向冲击之间的致密后掠壳层中，而不是在自由膨胀的SN喷出物中。快速冷却导致粉尘的形成可能是由于极高的壳密度，如氦I线比所示。尘埃形成的短暂时期伴随着He II 4686发射和增强的X射线发射。这些线索表明，这个物体中不寻常的尘埃形成不是由于SN本身的性质，而是-像SN 2006 jc的大多数特性一样-是SN 2年前LBV样喷发所创造的密集环境的结果。

热post-AGB星的星周尘埃壳

Circumstellar dust shells of hot post-AGB stars

用辐射转移程序（DUSTY）计算了15颗热后AGB星的星周尘埃壳层参数。结合恒星的光学、近红外和远红外（ISO、IRAS）数据，重建了它们的光谱能量分布（SED），并估算了尘埃温度、质量损失率、尘埃包层内边界角半径以及到这些恒星的距离。质量损失率（10 $^{-6}-10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）介于AGB尖端恒星和PN相位之间。我们还研究了其中7颗恒星的ISO光谱。在IRAS 14331 -6435（Hen 3 -1013）、IRAS 18062 +2410（SAO 85766）和IRAS 22023 +5249（LSIII +5224）中观察到了无定形和结晶硅酸盐特征，表明富氧的星周尘埃壳。在IRAS 17311 -4924（Hen 3 -1428）的ISO光谱中，在7.7 $μ$处存在未识别的红外（UIR）带，在11.5 $μ$处存在SiC发射，以及“26 $μ$“和“主30 $μ$“特征表明中心恒星可能富含碳。IRAS 17423 -1755（Hen 3 -1475）的ISO光谱在3.1 $μ$处显示出广泛的吸收特征，这是由于C $_{2}$ H $_{2}$和/或HCN，通常在富碳恒星的拱壳层中检测到。

沃尔夫-拉叶星WR 112周围亚弧秒尘埃壳的探测

Detection of a sub-arcsecond dust shell around the Wolf-Rayet star WR 112

沃尔夫-拉叶星WR 112（WC 9型）的月掩星事件已被两台λ = 2.2微米的独立望远镜同时观测到，这使我们能够以约0.003角秒的角分辨率研究该源。我们探测到了一个星周尘埃包层，其亮度分布可以近似地用高斯函数拟合，其半高宽约为0.06弧秒（约10^15 cm）。我们提出并讨论了重建的亮度分布，这表明在径向尘埃分布的不对称性。得出的尘埃颗粒温度在内部尘埃区约1150 K是一致的可用模型计算。从我们的观测中没有发现中心恒星的特征，这直接证实了星周壳层的辐射在2.2微米的光球层辐射中占主导地位，正如光谱能量分布拟合所预测的那样。在不同的位置角度进一步的月掩星观测是必要的重建的2-D图像的灰尘外壳周围的WR 112。WR 112目前的一系列月掩现象将持续到1999年底，所有赤道和南纬度的天文台都将看到。

月球掩星的多光谱观测：I。解决AFGL 5440周围的尘壳

Multi-spectral Observations of Lunar Occultations: I. Resolving The Dust Shell Around AFGL 5440

我们目前的观测和建模的尘埃笼罩的碳星AFGL 5440的月球掩星。观测是在1 - 4微米的连续波长范围内进行的，使用的是专门为此目的设计的高速分光光度计。我们发现，掩星条纹不能用任何单一尺寸的模型来拟合。我们使用DUSTY辐射转移代码来模拟拱壳，并拟合观测到的掩星光变曲线和文献中描述的光谱能量分布。我们发现一个强有力的约束尘埃壳的内半径，Tmax = 950 K +/-50 K，和光学深度在5微米的0.5 +/- 0.1。观测结果与密度梯度为r^-2的模型或由伊韦齐克和埃利楚尔推导出的辐射驱动的流体动力外流的密度梯度模型拟合得最好。我们的模型不能拟合观测到的IRAS 60微米通量，而不假设大量的石墨或假设一个显着较高的质量损失率在过去。

双极行星状星云NGC 6537的对称尘埃壳和中心恒星

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。

共生系统HM Sge中的致密尘埃壳层

A compact dust shell in the symbiotic system HM Sge

我们提出了高空间分辨率观测尘埃共生系统HM Sge的中红外核心。VLT UT和AT使用了双折射干涉仪，提供PA=42至105的基线。将该模型与文献中发表的单、双尘埃壳的球形尘埃壳模型进行了比较。8米望远镜无法分辨中红外环境，而1000米光谱的水平与10年前记录的ISO光谱相似。在8-9 $μ$ m范围内的12天文单位和11-12 $μ$ m范围内的18天文单位的壳层的高斯半高宽估计值远小于Mira和白矮星之间的60天文单位的角间距。在不同角度取向的HWHM之间的差异表明从13到8 $μ$ m的不对称性水平增加。观测结果与文献中基于ISO数据发表的最小和最小模型拟合良好，尽管这样的模型不能解释由于Mira脉动周期而导致的近红外测光的变化，这表明光学厚度要小得多。这些观测结果也抛弃了两个贝壳模型，该模型是为了考虑WD照明对米拉尘埃风的影响而开发的。这些观测结果表明，在米拉附近有很高的尘埃形成率，这似乎并没有受到热伴星的高度扰动。

坍塌的热分子核：G31 .41+0.31热核尘埃谱和氨谱线发射的模型

Collapsing Hot Molecular Cores: A Model for the Dust Spectrum and Ammonia Line Emission of the G31.41+0.31 Hot Core

我们提出了一个模型，旨在重现观测到的光谱能量分布（SED）以及氨线发射的G31.41+0.31热核。核心被模拟为一个大质量恒星上正在经历激烈的吸积阶段的下落信封。我们假设一个信封的密度和速度结构的动力学崩溃的奇异对数吸球。恒星和包层的物理性质通过拟合SED确定。根据这些物理条件，计算了氨谱线的发射，并与（4，4）跃迁的亚弧秒分辨率VLA数据进行了比较。在该线拟合中唯一的自由参数是氨丰度。NH3（4，4）谱线的观测性质及其空间分布可以很好地再现，只要考虑到在较热（> 100 K）的地核内部区域中，由于氨分子被捕获的冰幔升华而产生的丰度的急剧增加。模型对（2，2）、（4，4）和（5，5）跃迁的预测也与文献中的单碟光谱相当一致。最好的拟合是一个25 Msun的恒星，质量吸积率为0.003 Msun/yr，总光度为200，000 Lsun的模型。气相氨的丰度范围从外部区域的2 \times 10^{-8}到内部区域的3 \times 10^{-6}。据我们所知，这是第一次，尘埃和分子线数据的热分子核心，包括亚弧秒分辨率的数据，空间解决核心的结构，已同时解释了物理自洽模型。这个模型表明，大质量的原恒星能够激发高激发氨跃迁到大尺度包层的外缘（30，000 AU）。

在II型超新星SN 2002 hh周围检测到巨大的尘埃壳

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。

形成AGB风的尘埃中准周期壳层的起源

Origin of quasi-periodic shells in dust forming AGB winds

我们结合时间依赖的流体动力学与双流体模型驱动的尘埃AGB风。我们的计算包括自洽的气体化学，晶粒的形成和生长，以及一个新的实施颗粒和气体之间的粘性动量转移。这使我们能够进行计算，其中没有关于动量耦合的完整性的假设。我们推导出新的表达式来处理时间相关和非平衡漂移的水力代码。以IRC +10216的定态计算为初始模型，在考虑尘埃漂移的情况下，时间相关积分导致准周期质量损失。这种变化的时间尺度大约是几百年，这与解释IRC +10216和其他AGB和post-AGB恒星的壳层结构所需的时间尺度相对应，这是自发现以来的一个谜。在没有尘埃和气体之间漂移的比较模型中，没有观察到这种周期性。