Modeling Porous Dust Grains with Ballistic Aggregates I: Geometry and Optical Properties
本文研究了球形单体无规弹道聚集体对光的散射和吸收。我们提出了一个一般措施的孔隙率的不规则颗粒。三种不同类别的弹道骨料被认为是具有不同程度的孔隙度。散射和吸收截面的计算，使用离散偶极子近似（DDA），为三种成分的颗粒（50%硅酸盐和50%石墨; 50%硅酸盐和50%无定形碳;和100%硅酸盐），从0.1微米到4微米的波长。对于固定的颗粒质量，增加孔隙率增加消光在短波长，但减少消光在波长长相比，总的聚集体尺寸。散射和吸收截面对单体尺寸不敏感，只要组成单体与入射波长相比是小的。我们比较我们的准确DDA结果与其他两个近似：分析多层球（MLS）模型和有效介质理论（EMT）。对于高孔隙率和/或吸收性材料，MLS模型不提供弹道聚集体的散射和吸收的良好近似。EMT方法为这些聚集体提供了比MLS模型更好的近似，与DDA结果相比，消光和散射截面的典型差异小于20%，对于本研究中探测的所有类型、组合物和波长。
2008-08-21 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
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
The shape and composition of interstellar silicate grains
我们研究了星际介质中硅酸盐尘埃颗粒的成分和形状分布。研究了硅酸盐晶格中镁含量的影响。我们适合的光谱形状的星际10亩消光功能观察到对银河系中心。我们使用非常不规则形状的涂层和非涂层多孔高斯随机场粒子以及统计方法来建模形状效应。对于粉尘材料，我们使用各种成分的无定形和结晶硅酸盐和SiC。我们的10亩功能的分析结果被用来计算20亩硅酸盐功能的形状，并与观察比较。通过使用真实的颗粒形状，我们第一次能够推导出星际硅酸盐中的镁含量。我们发现星际硅酸盐是高度富镁的（Mg/（Fe+Mg）>0.9），化学计量介于辉石和橄榄石型硅酸盐之间。这一成分与在GEMS中发现的行星际尘埃颗粒中的玻璃状物质的成分不一致，这表明这些物质一般不是来自星际介质的未经处理的残留物。此外，我们发现了一个显着的分数的SiC（~3%）。我们讨论了我们的研究结果的彗星和拱星尘埃的形成和演化历史的影响。我们认为，彗星和拱星颗粒中的结晶硅酸盐几乎是纯镁硅酸盐，这是我们发现的一个自然结果，即形成它们的无定形硅酸盐已经富含镁。
2006-11-10 astro-ph
Spitzer observations of V4332 Sagittarii: Detection of Alumina Dust
本文给出了斯皮策望远镜观测到的V4332 Sgr爆发变星的24、70和160微米宽波段测光、5-35微米和55-90微米光谱。5-35微米光谱的显著特征是在通常与富含硅酸盐的粉尘相关的位置处的10微米附近的异常宽的吸收特征。通过辐射转移建模，我们表明，这种广泛的功能不能单独从硅酸盐，但需要包括氧化铝（Al 2 O 3）作为尘埃冷凝物。包括Al 2 O3的情况进一步加强了AlO自由基的存在，一个潜在的重要分子在形成Al 2 O3。目前的检测表明，多孔氧化铝通过9.7微米硅酸盐特征的加宽来显示其本身，并且在硅酸盐特征的肩部上另外显示约11.5微米的组分。我们将讨论如何进一步观察V4332 Sgr可能有潜力验证一些一般的预测尘埃凝结过程。
2007-07-20 astro-ph
Dust in active nuclei. II. Powder or gravel?
Maiolino等人（2000）在另一篇论文中提出了活动星系核周围区域“异常”尘埃性质的各种观测证据，特别是E（B-V）/N_H和Av/N_H比值的降低，Sy 2的中红外光谱中不存在硅酸盐吸收特征，以及变红的Sy 1的紫外光谱中不存在碳浸。在本文中，我们讨论了这些事实的各种解释。观测的限制有利于凝聚的情况下，在环核区域的高密度催化，产量形成大颗粒。由此产生的消光曲线没有特征，比银河系更平坦，E（B-V）/N_H和Av/N_H比值显著降低。这些结果对在处理活动星系核周围云的极端气体条件时不适当地使用标准的银河系消光曲线和Av/N_H比提出了警告。我们还研究了在活动星系核中观测到的尘埃异常性质的替代方案。这些方案中的一些可能会解释一些观察到的一些对象的属性，但他们通常无法解释所有的观测约束获得的大样本的活动星系核研究在这些作品。
2000-10-03 astro-ph
The 3.4 micron absorption feature towards three obscured active galactic nuclei
本文报道了NGC 3094、NGC 7172和NGC 7479核的3-4 $μ$ m谱的测量结果。在地基8-13 $μ$ m谱中，所有的源在$\sim$ 10 $μ$ m处都有强的类吸收特征，但没有可探测到的多环芳烃（PAH）发射特征。3.4 $μ$ m碳质尘埃的吸收功能检测到对所有的核。NGC 3094显示出可检测到的3.3 $μ$ m PAH发射特征，而NGC 7172和NGC 7479则没有。核辐射的光谱显示尘埃吸收的功能，但没有PAH的排放功能，被认为是由高度模糊的活动星系核（AGN）的活动占主导地位。对于NGC 7172，NGC 7479，和其他三个这样的核在文献中，我们调查的光学深度比之间的3.4 $μ$ m碳质尘埃和9.7 $μ$ m硅酸盐尘埃吸收（$τ_{3.4}$ / $τ_{9.7}$）。三个正面对着宿主星系的高度遮蔽活动星系核的$τ_{3.4}$ / $τ_{9.7}$比值系统地大于银河弥漫星际介质中的比值或两个侧面对着宿主星系的高度遮蔽活动星系核的比值。我们认为，如果遮蔽尘埃离活动星系核中心很近，以至于在其中产生了温度梯度，则可以解释较大的比值。如果这一想法是正确的，我们的结果可能为活动星系核附近存在假定的“尘埃托”提供光谱证据。
2000-08-05 astro-ph
Two different evolutionary types of comets proved by polarimetric and infrared properties of their dust
彗星可以分为两类：第一类，以高气尘比、低极化和弱或不存在10微米硅酸盐特征为特征;第二类，以低气尘比、高极化和强硅酸盐特征为典型。我们表明，低偏振是在低尘埃浓度，这反过来又导致了在I型彗星的尘埃被集中在核附近的气体污染的去偏振的明显结果。热发射的模拟表明，对于更多的多孔颗粒（BCCA），硅酸盐功能是更明显的比更紧凑的（BPCA），它甚至消失，因为颗粒变得更大。我们还表明，在这两种类型的彗星的光散射和发射的主要贡献来自大于10微米的颗粒。结论：彗星红外光谱中硅酸盐特征的强度表明，II型彗星的尘埃由高孔隙度的聚集体组成，而I型彗星的尘埃包含低孔隙度的聚集体。这与这些彗星的偏振特征相一致，这表明I型彗星中的尘埃倾向于集中在核心附近。这可能是由于I型彗星中高度加工的颗粒占主导地位，而在II型彗星中，我们看到原始或轻微加工的尘埃。这一结论与彗星的轨道特征是一致的。我们发现，硅酸盐特征的强度与周期彗星的半长轴相关，对于短周期彗星，与近日点距离相关。因此，如果彗星在太阳附近停留更长的时间，硅酸盐特征会由于聚集颗粒的压实而减弱，这使得彗星在其核表面积累了地幔。
2007-03-09 astro-ph
Dust in active nuclei. I. Evidence for "anomalous" properties
我们目前的观测证据表明，尘埃在环核区域的活动星系核有不同的性质比银河弥漫星际介质。通过比较光学和红外宽线的红化和X射线吸收柱密度，我们发现E（B-V）/N_H比几乎总是比银河系低3 ~100倍。其它观测结果表明，在1.8- 1.9Seyferts中间型、硬X射线选择类星体、射电选择类星体、宽吸收线类星体和棱晶选择类星体等各类活动星系核中，Av/N_H比都明显低于银河系。在Seyfert 2s和变红的Seyfert 1 s的光谱中，分别在9.7um（硅酸盐）和2175 A（碳浸）处缺乏显著的吸收特征，进一步证明活动星系核周围区域的尘埃不同于银河系。这些观测结果表明，活动星系核周围区域的尘埃成分可能以大颗粒为主，使消光曲线变得平坦、无特征，并导致E（B-V）/NH和Av/NH比值的降低。不管这些现象的物理起源，相对于从气体柱密度预期的减少的尘埃吸收应该警告活动星系核的光学和X射线分类之间的不匹配，就其遮蔽而言。
2000-09-30 astro-ph
Toward understanding the 3.4 micron and 9.7 micron extinction feature variations from the local diffuse interstellar medium to the Galactic center
从观测上看，3.4微米脂肪烃C-H伸缩吸收特征和9.7微米无定形硅酸盐Si-O伸缩吸收特征都显示出从局部弥散星际介质（ISM）到银河系中心（GC）的相当大的变化：可见消光比（A_V）与9.7微米Si-O光学厚度的比值（\tausil）和A_V与3.4微米C-H光学厚度之比（\tauahc）约为GC的2倍。在这项工作中，我们试图解释这些变化的多孔粉尘模型组成的混合物的无定形硅酸盐，碳质有机耐火粉尘（以及水冰的GC粉尘）。
2008-12-10 astro-ph
A Spitzer IRS Low-Resolution Spectroscopic Search for Buried AGNs in Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies - A Constraint on Geometry between Energy Sources and Dust -
本文介绍了在z < 0.15附近的超亮红外星系（ULIRGs）的斯皮策IRS低分辨率红外5-35微米光谱的结果。我们专注于搜索的签名掩埋的活动星系核（AGN）在完整的样本ULIRGs光学分类为非Seyferts（LINERs或HII区域）。除了6.2微米、7.7微米和11.3微米的多环芳烃（PAH）发射特征外，我们还使用9.7微米和18微米硅酸盐尘埃吸收特征的光学深度来推断这些ULIRG核处的能量源和尘埃的几何形状，即，能量源是否在空间上与尘埃很好地混合（正常的星暴），或者比尘埃更集中（掩埋的活动星系核）。至少30%，可能50%的观测到的光学非Seyfert ULIRGs的红外光谱自然地被解释为由以下组成的发射：（1）能量不显著，适度模糊（Av < 20-30 mag）的PAH发射正常星爆，和（2）能量占主导地位，高度尘埃模糊，中心集中的能量源，没有PAH发射。我们将后者解释为一个埋藏的活动星系核。LINER ULIRGs中显示一些掩埋活动星系核特征的ULIRGs比例高于HII区ULIRGs。大多数发光的掩埋活动星系核候选者都是在具有冷远红外颜色的ULIRGs中发现的。在吸收校正的活动星系核的本征光度可以很小的不确定性导出的地方，它们被发现是10^12 Lsun的数量级，占了ULIRGs光度的大部分。5-35微米光谱的星暴/活动星系核分类通常与我们以前基于3-4微米光谱对同一样品的…
2007-02-07 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
Effective medium theories for irregular fluffy structures: aggregation of small particles
我们研究了不同孔隙率粒子的消光效率和散射特性。采用离散偶极近似方法计算了含小尺寸（Rayleigh）夹杂物的多孔赝球。选择覆盖从$1.20+0.00i$到$1.75+0.58i$范围的材料的五个折射率。它们对应于光谱中可见部分的生物颗粒、脏冰、硅酸盐、无定形碳和烟灰。我们试图用洛伦兹-米氏理论和一些有效介质理论（EMT）假设粒子是均匀的折射率来描述这种粒子的光学性质。我们称之为有效模型。研究发现，当使用基于Bruggeman混合规则的EMT时，偏差最小。对于颗粒孔隙度${\cal P}=0 - 0.9$和尺寸参数$x_{\rm porous} = 2 πr_{\rm s, porous}/λ\la 25$，消光因子的偏差通常不超过$\sim 5%$。散射和吸收效率的偏差较大，粒子散射和不对称参数的偏差较小。我们对椭球体的计算证实了这些结论。初步研究表明，有效模型能较好地反映蓬松聚集体散射辐射的强度和偏振特性。因此，球形和非球形颗粒的有效模型可以用来显着简化计算的光学性质的聚集体只包含瑞利夹杂物。
2007-03-01 astro-ph
2.5-11 micron spectroscopy and imaging of AGNs: implication for unification schemes
本文报道了28个Sf 1、29个Sf 2和1个正常星系的2.5-11微米分光光度和成像ISO观测结果。Sf 1和Sf 2的MIR光谱在统计学上是不同的：Sf 1具有指数为-0.84+/-0.24的强幂律连续谱和弱PAH发射带。sf 2具有弱连续性和非常强的PAH发射特征，EW（等效宽度）高达7.2微米。另一方面，Sf 1和Sf 2 PAH光度在统计上没有差异，并且Sf 2s中7微米连续区的亮度比Sf 1 s低约8倍。多环芳烃的排放与核活动无关，而是出现在核隆起ISM中。因此，PAH EW是一种敏感的核重定指示剂。这些结果与统一方案一致，意味着Sf 2 MIR核连续谱平均被92+/-37个视星等熄灭，而在Sf 1中它是直接可见的。Sf 2的PAH EW中的分散与视角的预期扩展一致。那些PAH EW > 5微米的Sf 2遭受> 125量级的消光，并且总是弱X射线源。这样的Sf 2代表高度倾斜的物体，我们的视线截取了整个环面。约1/3的Sf 2具有PAH EW <= 2微米，在Sf 1范围内。其中，在旋光光谱法或红外光谱法中观察到的那些总是显示出“隐藏”的宽线。正如Heisler等人（1997年）所提出的，这种Sf 2最有可能在掠入射时看到，这样人们就可以直接看到“反射屏”和发射MIR连续谱的环形内壁。因此，我们的观察限制屏幕和环面内壁在空间上共存。最后，9.7微米的硅酸盐特征在Sf 1…
2000-03-21 astro-ph
Mid Infrared Spectral Energy Distribution of NGC 1068 with 0.1 arcsec Spatial Resolution
Seyfert 2星系NGC 1068的中心区域使用8.2米斯巴鲁望远镜上的中红外测试观测系统在中红外（MIR）中成像。与移位和相加方法相关联的过采样像素尺度在去卷积之后示出具有高动态范围的0.1弧秒分辨率图像。连同位置角（P.A.）在-10度的P.A.处，另一结构延伸得更宽，具有更高的表面亮度，具有更低的表面亮度。20度。中心峰呈南北向延伸，半高宽为0.3 x 0.2弧秒。中心峰的光谱能量分布（SED）拟合为具有硅酸盐吸收特征tau_9.7um = 0.9 +/-0.3。这是碳质尘埃的近红外（NIR）特征预期吸收的一半。这表明吸收尘埃的温度梯度沿着视线。另一种可能性，在这里无法区分，是尘埃的大小分布不同于我们的银河系。中心峰发射的固有亮度为3 × 10^37 W。SED显示出多环芳烃（PAH）排放特征的暗示。虽然需要高空间分辨率的MIR光谱，但它表明活动星系核（AGN）附近的PAH载体受到活动星系核高能辐射的庇护，活动星系核有核星暴。对于NIR盘状结构，在MIR中没有检测到对应物。这些结构的性质仍不清楚。
2001-08-27 astro-ph
SED models of AGN
目前AGN模型的目的是考虑观测到的红外SED的尘埃和辐射转移问题的解决方案的物理描述。中红外光谱在不同的空间尺度获得。他们表明，PAH波段检测到在星爆地区，但显着减少活动星系核中心附近。这可以通过研究硬光子相互作用后多环芳烃的加热机制来解释。在辐射转移方面，首先提出了一个最经济的模型，其中三个参数，光度，有效尺寸和消光的核是不同的，以获得SED拟合。模型光谱的完整网格可在“http://www.eso.org/~rsiebenm/agn_models“上获得。这个模型是足够的，占ISO宽带数据的68个射电星系和类星体的3CR目录的样本。检测到的热尘成分主要是由于小颗粒和多环芳烃。在这样的模型中，1型活动星系核由一个紧凑的尘埃分布与温暖的颗粒和弱PAH排放。在第2类活动星系核中，尘埃似乎更长，相对较冷，PAH带较强。符合统一理论的活动星系核模型需要解释9.7mic的整体缺失。硅酸盐发射特征。这可以通过考虑各种几何形状（锥形盘）来实现。本文提出了活动星系核与星暴活动相结合的隐宽线区星系模型。结果表明，活动星系核的环面在中红外波段占主导地位，而星暴则在PAH波段以及远红外和亚毫米波段占主导地位。
2004-12-01 astro-ph
The Extraordinary Mid-infrared Spectrum of the Blue Compact Dwarf Galaxy SBS0335-052
SBS 0335 -052是一个蓝色致密矮星系（BCD），其金属丰度Z $\sim$ Z $_{\sun}$ /41是已知最低的之一，使其成为原始星暴星系及其前身如何出现的本地例子。用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）获得的光谱清楚地显示了硅酸盐的吸收特征，[SIV]和[NeIII]的发射线，并对PAH的发射特征提出了强烈的上限。观察到的低分辨率光谱（R~90）范围为5.3 ~ 35 μ m，峰值在~ 28 μ m。光谱进行了比较，原型星暴核NGC 7714的IRS观测。SBS 0335 -052与普通的星暴星系有很大的不同，后者有很强的PAH带，低电离发射线，在80微米附近有一个连续谱峰。$λ>30 μ$ m的连续性差异意味着冷尘埃质量的大幅减少。如果这个金属丰度非常低的星系的光谱是在较高红移的恒星形成星系的代表，可能很难将它们与AGN区分开来，AGN在中红外也显示出相对无特征的平坦光谱。
2004-06-07 astro-ph
