Dust in the Extremely Metal-Poor Blue Compact Dwarf Galaxy IZw18: The Spitzer Mid-Infrared View
IZw 18是一个蓝色致密矮（BCD）星系，在恒星形成物体中测量的金属丰度排名第二低，斯皮策太空望远镜上的所有三台仪器都对它进行了观测。我们目前最深的5 - 36微米中红外（中红外）光谱的这个星系尚未获得，以及3.6至70微米的成像结果。与SBS0335 - 052E（另一种具有类似金属性的碱性催化剂）一样，IZw18没有检测到多环芳烃（PAH）的排放。然而，IZw18的连续辐射，从15到70微米，有一个更陡峭的斜率，更典型的太阳丰度的星爆星系的特征。由红外精细结构谱线测得的氖丰度约为1/23 Z_sun，硫丰度约为1/35 Z_sun，与由光学谱线测得的星云氧丰度1/30 Z_sun基本一致。这表明这个星系的红外发射区的消光很低，也与光学巴耳末线比率一致。
2007-03-12 astro-ph
Dust in an extremely metal-poor galaxy: mid-infrared observations of SBS 0335-052
用ISOCAM在5 - 17 mic之间观测了缺金属（Z = Z_sun/41）的蓝色致密矮星系（BCD）SBS 0335-052。L_12mic/L_B比值为2.15，对于这样一个低金属丰度的天体来说，该星系在中红外波段出乎意料地明亮。中红外光谱没有显示出未识别红外带的迹象，我们将其解释为SBS 0335-052中非常高的UV能量密度对其载流子的破坏效应。光谱能量分布（SED）由一个非常强的连续谱支配，这使得[SIV]和[NeIII]的离子线非常弱。从5到17 mic，SED可以用灰体光谱拟合，由类似于朝向银河系中心观察到的消光定律修改，其光学厚度为A_V~19-21等。如此大的光学厚度意味着SBS 0335-052中目前的恒星形成活动（高达75%）被质量在3x10^3 M_sun和5x10^5 M_sun之间的尘埃所隐藏。硅酸盐颗粒作为硅酸盐消光带存在于9.7和18 mic处，可以解释SBS 0335-052的MIR光谱的不寻常形状。值得注意的是，这样一个近乎原始的环境包含了与星系一样多的尘埃，而星系的金属含量是星系的10倍。如果SBS 0335-052中隐藏的恒星形成是典型的年轻星系在高红移，那么由紫外光通量导出的宇宙恒星形成率将被低估。
1998-11-09 astro-ph
Extremely Red Galaxies: Old or Dusty ?
极端红色星系的性质知之甚少，关键问题是它们是$z>1.5$的老椭圆星系还是遥远的恒星形成星系，由于尘埃消光而强烈变红。在这里，我们回顾了我们对它们所知甚少，我们目前正在进行的亚毫米-毫米观测的最新和初步结果。
1998-10-01 astro-ph
Accretion onto Seed Black Holes in the First Galaxies
高红移类星体中的大质量黑洞是从恒星大小的“种子”中生长出来的，这一假设的有效性取决于种子每隔几千万年就能使其质量翻一番的能力。这就要求种子以近似于爱丁顿极限的速率生长。在特定的情况下，辐射有效的准径向吸积在贫金属原星系介质中，邦迪吸积率往往规定在宇宙学模拟的大规模黑洞的形成，我们检查附近的黑洞的事件视界周围的气体流的结构上发出的辐射的影响。我们发现光电离产生的辐射压力显著降低了稳态吸积速率，使准径向吸积流变得不稳定和低效。的时间平均吸积率是一个小部分的爱丁顿限制吸积率的汤姆逊散射。被困在黑洞周围的HII区域附近的Ly-alpha光子的压力可能会进一步削弱流入。这些结果表明，应该寻找准径向、辐射效率高的类邦迪吸积的替代方案来解释类星体祖先种子黑洞的快速生长。
2009-01-19 astro-ph
Could the Ultra Metal-poor Stars be Chemically Peculiar and Not Related to the First Stars?
化学奇特的恒星定义了一类由于恒星光球效应而不是由于出生变化而显示出不寻常元素丰度的恒星。本文比较了金属丰度为[Fe/H] $\sim -5 $的超贫金属星与一个化学特殊星亚类的元素丰度图。这些恒星包括后AGB恒星、金牛座RV变星和牧夫座λ恒星，它们的质量、年龄、双星和演化状态都不一样，但铁丰度测定值可以低至[Fe/H] $\sim -5$。这些化学特性被解释为由于气体和尘埃在恒星表面之外的分离，然后是尘埃耗尽气体的吸积。与此相反，超贫金属恒星中的元素丰度被认为代表了最贫金属超新星的产量，因此，在观测上限制了宇宙中化学演化的最早阶段。超贫金属星光球中元素的丰度似乎与该元素的凝聚温度有关;如果是这样，那么它们的CNO丰度表明真正的金属丰度为[X/H]~-2至-4，而不是它们目前的金属丰度[Fe/H] <-5。
2008-01-04 astro-ph
The Observation of Circumstellar Disks: Dust and Gas Components
自20世纪90年代以来，人们对原行星盘和行星盘进行了从光学到毫米波长的密集观测，并开发了许多模型来研究它们的气体和尘埃性质和动力学。这些研究仍然是经验性的，依赖于只有少数几个众所周知的对象的统计数据。然而，恒星形成的后期阶段是行星系统形成的最关键阶段之一。因此，我们认为，这是及时的尝试性总结观测到的年轻恒星从原行星到行星阶段的星周盘的性质。我们主要关心的是目前被认为是观测稳健的物理性质，并显示其主要的物理差异与进化方案。我们还描述了仍然知之甚少的领域，如原行星盘如何消失，导致行星盘，并最终行星。
2004-04-08 astro-ph
The Radiative Transport of Dust in Primordial Galaxies and Second-Generation Star Formation
我们调查的辐射输运的尘埃在原始星系中的紫外辐射场的存在下，从第一个无金属的恒星。我们发现，在第一次超新星（SN）爆炸中产生的尘埃可以被驱动通过SN残余物的内部积累在SN壳层中，在那里第二代恒星可能从压缩的冷却气体中形成。这种情况需要无金属恒星在长达1000万年的时间尺度上连续形成，这与最近的估计一致。硅酸盐和石墨颗粒，以及含铁磁铁矿，运输到壳合理的参数假设，但它们的相对产量从原始SNE是一个重要的因素，在由此产生的丰度比。我们比较了分离的颗粒运输的结果与当前的核合成数据的极端贫金属星系晕星。这一过程的化石特征可能已经在那些缺乏铁的恒星中被发现，这些恒星具有增强的碳和硅酸盐元素，如镁，硅和氧。我们讨论了我们的研究结果的过渡，从第一代到第二代恒星形成的原始星系的影响，在这个过程中所发挥的作用的辐射传输的尘埃。
2005-12-01 astro-ph
Determination of Reddening and Extinction Due to Dust in APM Galaxy Clusters
现有的观测结果与$\simgt$ Mpc尺度上没有尘埃的丰富星系团是一致的，而星系群很可能确实有分布在$\lesssim$ Mpc尺度上的尘埃。成组的尘埃解释了观测到的星系分布的红移不对称性，以及大约$E(B-V)\sim 0.1-0.2$等的红化。受这些结果的启发，我们开发了一种新的技术，用于确定由于附近中等丰富和贫穷的星系团广泛分布的尘埃的红化和消光程度。该方法比较了星系团和控制区域的星系的色星等平面分布，其中控制区域被假设为不受尘埃的影响。该方法本质上是统计学的，它可以区分均匀分布，不均匀分布和块状分布的灰尘，并可以确定红化和模糊的量，而无需先验假设$A_R/E(B_{J}-R)$比。我们将该方法应用于附近，$z \le 0.08$，中等丰富和贫穷的APM星系团。我们在1.3百万分之一秒尺度上没有检测到尘埃（我们假设$h = 0.75$），并推导出$A_{R} = 0.025 $消光和对应于$E(B - V) \approx 0.02)$的$E(B_{J} - R) = 0.025 ($变红的99%置信上限。我们测试的方法使用集群的星系已被人为红化和模糊的各种金额，并得出结论，它鲁棒地恢复红化的输入值，其分布，和总的选择性消光比。该方法可以应用于任何一组星系团或集团构造出同质和统一的双色星系目录。
2003-02-25 astro-ph
The nearby universe observed in far-infrared and in ultraviolet: an analysis of the dust attenuation and the star formation activity
我们讨论的尘埃衰减和恒星形成率在附近的宇宙中获得的远红外（IRAS）和紫外线（GALEX）观测的比较。尘埃与紫外线通量之比被用来推导尘埃衰减：发现尘埃衰减随着星系的光度和从z=0到z=1而增加。紫外线连续谱的斜率被发现是一个非常差的示踪剂的尘埃衰减在“正常”的星系。通过紫外线辐射选择的星系团被发现是相当安静的，最近的恒星形成率仅相当于过去平均的25-30%。在远红外区选择的星系在恒星形成中显得稍微活跃一些。
2004-11-23 astro-ph
Exploring Infrared Properties of Giant Low Surface Brightness Galaxies
摘要：本文分析了斯皮策太空望远镜对三个低表面亮度（LSB）光学巨星系Malin 1、UGC 6614和UGC 9024的观测结果。中红外和远红外的形态，光谱能量分布和综合颜色被用来推导尘埃质量，尘埃与气体的质量比，总红外光度和恒星形成率（SFR）。8微米的图像表明，多环芳烃分子存在于所有三个贫金属LSB星系的中心区域。Malin 1和UGC 9024的漫射光盘在中红外和远红外波长下仍然未被检测到。三个LSB星系中尘埃最多的是UGC 6614，它的红外线形态随波长变化很大。8微米和24微米的发射与之前在UGC 6614外环中观察到的Hα发射是同空间的。估计的尘埃与气体的比率，从小于10^{-3}到10^{-2}，支持先前的迹象，即LSB星系与HSB星系相比，尘埃相对较少。总的红外光度大约是蓝波段光度的1/3到1/2，这表明古老的恒星星族是这些LSB天体中尘埃加热的主要来源。根据红外数据估算的SFR范围约为0.01-0.88 Msun yr^{-1}，与光学研究的结果一致。
2007-04-11 astro-ph
Rain and clouds in brown dwarf atmospheres: A coupled problem from small to large
褐矮星大气的大尺度结构是由对流、辐射、尘埃形成和重力沉降的相互作用决定的，这可能为观测到的变化提供了解释。结果是尘埃形成区域的元素贫化和尘埃蒸发部位的元素富集。尘埃云结构在亚恒星大气中的形成是基于一致的理论描述尘埃的形成和破坏，重力沉降，元素耗尽，包括对流过冲的影响。由于褐矮星大气中的粘性很小，对流产生了一个湍流环境，所有热力学状态变量在很宽的空间尺度上都有波动。因此，经典的湍流封闭问题需要解决与尘埃形成在亚恒星物体，因为一个完整的三维和时间依赖的模型方程的解决方案是根本不可能的。当涉及化学过程时，结构形成可以在最小尺度上播种。为了了解湍流和尘埃形成的相互作用，我们对1D和2D中的最小尺度区域进行了研究，以确定未解决的尺度区域的控制过程。
2004-11-10 astro-ph
Dust, Metals and Diffuse Interstellar Bands in Damped Lyman Alpha Systems
虽然阻尼莱曼α（DLA）系统通常被认为是贫金属的，但有人认为这可能是由于对富金属吸收体的观测偏差。我回顾了最近的调查，以量化尘埃遮蔽偏差的特殊问题，并证明目前没有令人信服的观测证据来支持灭绝的广泛影响。另一方面，一个小的子集的DLA可能是富含金属的，我回顾了最近的一些观察，这些富含金属的吸收剂和检测扩散星际带在一个DLA在z ~ 0.5。
2006-09-19 astro-ph
Formation of Cosmic Dust Bunnies
行星的形成是一个有效的过程，现在被认为发生在相对较短的天文时间尺度上。最近的观测表明，随着原行星盘的演化，原恒星周围的尘埃在较长的波长下更有效地发射，这表明尘埃颗粒被包裹成蓬松的聚集体，“就像尘埃兔子在床下形成一样。“在这个凝聚过程中，一个鲜为人知的问题是微米大小的带电颗粒形成分形聚集体结构的方式，现在被认为是原行星盘演化的先驱。本研究探讨了这种分形聚集体的特点形成的球形单体和聚集体的电荷分布在聚集体结构的碰撞。聚集体由于碰撞和偶极-偶极静电相互作用而自由旋转。比较不同的前体尺寸分布和带电，oppositelycharged，和中性颗粒。
2007-01-12 astro-ph
Consistent simulations of substellar atmospheres and non-equilibrium dust-cloud formation
我们的目标是了解亚恒星物体中云的形成。我们结合了Helling，Woitke和Thi的非平衡，静止云模型，（2008年;种子形成、生长、蒸发、重力沉降、元素守恒），并使用通用模式大气代码PHOENIX（辐射转移，流体静力平衡，混合长度理论，化学平衡），以便一致地计算云的形成和辐射转移以及它们对对流和气相消耗的反馈。我们计算了完整的一维模式大气结构和云层的化学细节。DRIFT-PHOENIX模型实现了第一个基于实际云形成过程的恒星大气模拟。所得的（T，p）曲线与前面的PHOENIX极限情况DUSTY和COND有很大不同。与观测的初步比较表明，根据简单的云模式确定有效温度必须谨慎。基于我们的新模型，我们建议L-矮双星系统DENIS J 0205 -1159的平均Teff= 1800 K，比文献中建议的温度高500 K。我们展示了在大气中形成尘埃云的气体巨行星的过渡光谱，并评估了WASP-1型系统的光度通量。
2008-01-24 astro-ph
The Inner Rim of YSO Disks: Effects of dust grain evolution
尘埃颗粒的生长和沉降是行星形成的第一步。因此，对尘埃物理学的理解是完整的行星形成过程理论的组成部分。在本文中，我们探讨了使用尘埃蒸发前在YSO磁盘（“内边缘”）作为探测器的尘埃物理操作在拱星盘的可能性。边缘的几何形状敏感地取决于尘埃的成分和空间分布。使用辐射转移和流体静力平衡计算，我们证明了尘埃的生长和沉降可以显着弯曲的蒸发前（从一个圆柱半径约0.5 AU的磁盘中面1.2 AU的磁盘上层的A0星）。我们计算合成图像和干涉vibrations为我们的代表性的边缘模型，并表明，目前一代的近红外长基线干涉仪（VLTI，CHARA）可以强烈地约束尘埃性能的拱星盘，揭示相对知之甚少的过程中的晶粒生长，沉降和湍流混合。
2007-02-01 astro-ph
Dust and Gas around lambda Bootis Stars
高分辨率光谱的λ牧夫座恒星揭示了拱星气体的存在，例如在钙K线。正常的A星β Picture的例子表明，在钙K的窄稳定吸收分量可以使用适当的磁盘模型和钙丰度不足的拱星气体的一个因素~30复制。对于缺乏金属的牧夫座λ星，也提出了类似的模型，但观测材料仍然非常贫乏。
1998-05-06 astro-ph
On Dust Extinction of Gamma-ray Burst Host Galaxies
虽然伽马射线暴（GRB）的余辉被其宿主星系中的尘埃所遮蔽和变红是众所周知的，但尘埃消光的波长依赖性和数量仍然知之甚少。目前的研究主要依赖于余辉光谱能量分布（SED）与模板消光模型拟合。推断的消光（数量和波长依赖性）和尘埃-气体比往往是在不同意从尘埃耗尽和X射线光谱研究。我们认为，这种差异可能是由于模板灭绝定律的先验假设。我们提出了一个近似伽玛暴宿主消光定律的解析公式。与模板消光定律自包含的，并揭示消光规律不同于传统的能力，它表明，这是一个强大的方法在建模的余辉SEDs得到伽玛射线暴主机消光。
2008-08-29 astro-ph
The superwind mass-loss rate of the metal-poor carbon star LI-LMC 1813 in the LMC cluster KMHK 1603
LI-LMC 1813是一颗被尘埃笼罩的渐近巨星分支（AGB）恒星，位于小型疏散星团KMHK 1603中，靠近大麦云（LMC）的边缘。光学和红外测光之间的0.5和60微米，以限制光谱能量分布的LI-LMC 1813。近红外光谱明确显示它是一颗碳星。用辐射传输程序Dusty进行建模，得到了辐射热光度L=1.5 x 10 ^-4 Lsun和质量损失率Mdot=3.7（+/-1.2）x 10^-5 Msun/yr的精确值。根据颜色星等图，KMHK 1603的年龄估计为t=0.9-1.0 Gyr，这意味着LI-LMC 1813的零年龄主序星质量为M（ZAMS）=2.2+/-0.1 Msun。这使得LI-LMC 1813可以说是所有碳星中在超级风阶段最准确和可靠确定（circum）恒星参数的对象。
2003-02-05 astro-ph
