Radiative torques: Analytical Model and Basic Properties
我们试图通过研究辐射力矩（RAT）的基本性质来获得对晶粒取向过程的物理洞察。为了这个目的，我们考虑一个简单的玩具模型的螺旋颗粒，再现以及RAT的基本功能。该模型由一个球体和一个与之成一定角度的镜子组成，非常简单，该模型允许对作用于其上的RAT进行解析描述，我们显示出该模型获得的RAT与DDSCAT计算的不规则颗粒的RAT具有良好的对应性。我们的分析的作用，不同的扭矩组件的晶粒对齐显示，三个RAT组件之一不影响的对齐，但诱导只为晶粒进动。另外两个组件提供了一个通用的对齐与晶粒长轴垂直的辐射方向，如果辐射占主导地位的晶粒进动，和垂直于磁场，否则。我们研究了自相似缩放的RAT作为$λ/a_{eff}$的函数。我们表明，自相似性是有用的研究晶粒排列的宽谱的辐射，即星际辐射场。
2007-07-24 astro-ph
Grain alignment induced by radiative torques: effects of internal relaxation of energy and complex radiation fields
早期对晶粒排列的研究主要是针对具有较强的内部能量弛豫的星际晶粒，其使晶粒的最大转动惯量轴相对于晶粒的角动量排列。在本文中，我们研究了大的不规则颗粒，例如，吸积盘中的颗粒，其中内部弛豫是次主导的。我们使用数值计算和我们前面介绍的螺旋颗粒的分析模型。我们证明，在这样一个政权的晶粒表现出更复杂的动力学。特别地，如果最初最大转动惯量的晶粒轴与角动量成小角度，则辐射力矩可以使最大转动惯量的晶粒轴与角动量对准，并且当具有高角动量的吸引子（高J吸引子）可用时，最大转动惯量和角动量的轴都与磁场对准。对于没有高J吸引子的排列，除了先前研究的低角动量吸引子（低J吸引子）外，还出现了新的低J吸引子。前一种情况和后一种情况分别对应于长轴垂直于角动量和平行于角动量的排列。此外，我们研究了在存在强内部弛豫的情况下晶粒的排列，但不是由辐射束引起的，而是由复杂的辐射场引起的，该辐射场可以分解为偶极和四极分量。我们发现，在这种情况下，参数空间$q^{max}$，高$J$吸引子的存在是更广泛的，这需要更高程度的极化预期。所得结果对模拟分子云和吸积盘中排列晶粒引起的极化是有用的。
2008-12-24 astro-ph
Grain Alignment by Radiation in Dark Clouds and Cores
我们研究了辐射力矩对晶粒取向的影响。我们发现，随着晶粒尺寸的增加，辐射扭矩效率急剧上升。这使得已知存在于分子云中的较大颗粒能够通过衰减和变红的星际辐射场排列。特别是，我们发现，即使在巨大的分子云内部深处，例如，在对应于小于10个大颗粒的Av的光学深度处，仍然可以通过辐射扭矩来对齐。这意味着，与先前的说法相反，远红外/亚毫米偏振测量提供了一个可靠的工具来研究前恒星核心的磁场。我们的结果表明，晶粒尺寸分布是重要的，以确定偏振度和强度之间的关系。
2005-05-28 astro-ph
Radiative torque alignment: Essential Physical Processes
我们研究的物理过程中，影响排列的晶粒受到辐射扭矩（RAT）。为了描述RAT的作用，我们使用论文I中介绍的RAT的分析模型（AMO）。我们重点讨论了各向异性辐射通量相对于磁场的取向，它定义了晶粒拉莫尔进动的轴。这种排列不引起顺磁耗散（即Davis-Greenstein机制），但是，尽管如此，晶粒倾向于与垂直于磁场的长轴排列。当我们考虑到晶粒材料内的热波动，我们表明，对于晶粒，其特征在于由一个三轴椭球的惯性，零- $J$吸引点在我们早期的研究中得到的发展成为一个低- $J$吸引点。我们研究了随机气体轰击的影响，并表明，气体轰击可以驱动晶粒从低- $J$到高- $J$吸引点的情况下，当高- $J$吸引点存在。由于晶粒轴相对于角动量的对准对于较高的$J$值较高，因此与直觉相反，气体轰击可以增加晶粒相对于磁场的对准程度。我们还研究了由H $_2$形成引起的力矩的影响，并表明它们可以改变高- $J$吸引子点的角动量值，但对低- $J$吸引子点的角动量值的影响很小。我们比较AMO的结果与那些使用直接数值计算的RAT作用于不规则的晶粒和验证使用的AMO的现实情况下的RAT对齐。
2007-10-22 astro-ph
Optical and Magnetic Properties of Dust Grains
尘埃颗粒的光学和磁性的评论，因为它们涉及到星际颗粒排列的问题。颗粒的几何形状在确定光学性质方面起着重要的作用，星光的散射和吸收将产生辐射力矩，这可能会驱动星际云中的颗粒以超热速率旋转;这些辐射力矩似乎可能在对齐过程中起着积极的作用。可能的磁性颗粒进行了讨论，特别注意的磁化率的虚部。
1996-03-13 astro-ph
On the Disalignment of Interstellar Grains
已经提出了几种机制来解释星际磁场的晶粒排列，包括顺磁耗散，辐射扭矩，和超音速气体颗粒流。这些都必须与错位过程竞争，包括与气体原子碰撞产生的随机定向扭矩。我描述了一种新的错位机制的晶粒，具有随时间变化的电偶极矩和整个磁场漂移。取决于漂移速度，这种机制可能会产生一个更短的失调时间尺度比随机气体原子的影响。对于超热旋转的晶粒，新的错位过程可能是更有效的碳质粉尘比硅酸盐粉尘。这可能导致硅酸盐颗粒的有效排列，但碳质颗粒的排列较差。
2006-03-11 astro-ph
What Grain Alignment can Tell about Circumstellar Disks and Comets
晶粒排列理论认为，晶粒应该在星周区域排列，现有的观测数据支持这一结论。我们讨论了通过（1）磁弛豫，（2）机械过程，（3）辐射扭矩的晶粒排列。我们表明，铁磁弛豫可能是更重要的比超顺磁弛豫，如果在拱星区域的尘埃是最近在地球大气中捕获的物种相似。外流和恒星风提供了沿磁场线的颗粒流，因此机械排列与铁磁和辐射排列竞争。我们估计了星周区域、彗星和行星际空间中的晶粒排列的测量值，并得出结论，在许多星周区域和行星际空间中，辐射力矩可能构成使晶粒长轴垂直于磁场方向的主要排列机制。亚毫米波和微波范围内的观测建议作为一种手段，从那些相关的排列晶粒解开多重散射的影响。
1998-11-03 astro-ph
Grain Alignment and CMB Polarization Studies
尘埃的偏振微波辐射是一个重要的前景，除非仔细考虑，否则可能会污染偏振CMB研究。从尘埃的偏振建模需要一个定量的了解晶粒排列。我回顾了晶粒排列理论的现状，概述了排列定量描述的最新进展。特别是，我表明，晶粒对齐理论是一个预测，其结果很好地匹配观测。这些结果表明，最重要的排列过程与作用在不规则晶粒上的辐射力矩有关。最近发展的分析模型的辐射扭矩对齐已被证明是一个非常有效的工具，用于预测晶粒对齐的程度。我们希望在CMBPol飞行之前，对准理论能够进一步成熟，这将确保更好地解释与灰尘相关的偏振。同时，CMBPol应提供晶粒取向的附加测试，阐明极化法用于追踪磁场的可靠性。
2008-11-06 astro-ph
Ultraviolet Dust Grain Properties in Starburst Galaxies: Evidence from Radiative Transfer Modeling and Local Group Extinction Curves
本文总结了星暴星系中尘埃粒子紫外特性的证据。对星暴星系的观测清楚地表明，2175 A特征很弱或不存在。这可能是由于辐射转移效应（混合尘埃和恒星）或由于尘埃颗粒不具有这种特征。球形DIRTY辐射转移模型暗示这不是辐射转移效应，但其他具有圆盘/凸起几何形状的辐射转移模型发现了可能是辐射转移效应的情况。最近对麦哲伦云和银河系的消光曲线的研究表明，传统的关于小麦哲伦云中没有2175 A特征的低金属丰度的解释可能是不正确的。SMC有一个具有2175 A特征的视线，而银河系的视线没有这个特征。此外，在麦哲伦星云和银河系中发现2175 A特征很弱或不存在的地方，有证据表明最近有恒星形成。综合星暴星系的辐射转移模型和本群消光曲线的行为，星暴星系中的尘埃颗粒可能本质上缺乏2175 A特征。
2005-01-25 astro-ph
Cosmic rays and grain alignment
最近在4.67微米附近的固体CO特征中探测到的星际极化表明，CO覆盖的颗粒可以在冷分子云中排列。这些观测结果与将分子云的极化归因于宇宙射线效应的颗粒排列理论相冲突：根据该理论，具有H_2O和CO_2主导的冰帽的扁球形颗粒通过宇宙射线撞击点的分子蒸发而旋转到超热能量，但CO覆盖的颗粒不发生旋转。受这种矛盾的启发，我们重新研究了宇宙射线对冰粒排列的影响。我们证明了由宇宙射线产生的系统力矩不足以引起超热自旋。原则上，由宇宙射线引起的随机扭矩可以通过提高晶粒旋转温度来提高Davis-Greenstein对准的效率。然而，一个显着的增强将需要宇宙射线通量6- 7个数量级大于一个典型的冷云的通量。
1997-03-03 astro-ph
Disorientation of Suprathermally Rotating Grains and Grain Alignment Problem
本文讨论了H_2形成过程中未补偿力矩作用下尘埃粒子的动力学。特别是，我们讨论粮食动力学时，粮食自旋下降，并通过一个“交叉”。Spitzer & McGlynn（1979）首先指出，交叉事件前后的尘埃粒子角动量是相关的，这种相关程度通过顺磁耗散影响尘埃粒子的排列。我们计算的相关性，包括粮食材料内的热波动的重要影响。这些波动限制了晶粒角动量J与最大惯性的晶粒主轴a_1耦合的程度。我们发现，这种不完美的耦合a_1与J在交叉过程中起着至关重要的作用，可以大大提高效率的顺磁排列的晶粒大于10^{-5} cm。因此，我们表明，对于合理的参数选择，所观察到的对齐$a\gtrsim 10^{-5}$厘米晶粒可以产生顺磁耗散超热旋转晶粒，如果辐射扭矩由于星光不存在。我们还表明，在长的对齐时间的限制，机械对齐的效率是不会改变的晶粒材料中的热波动。
1996-12-19 astro-ph
Radiative Transfer Modeling of Passive Circumstellar Disks: Application to HR4796A
我们提出了一个辐射转移模型，它计算的光谱能量分布的被动，照射，拱星盘，假设谷物是在辐射平衡。依赖于径向密度分布，晶粒温度估计，和光学深度分布上的输出SED进行了讨论。HR 4796 A的bist拟合模型具有2.2和1000 μ $m respectively, a size distribution slightly steeper than the "classical" -3.5 MRN power law, grains composed of silicates, trolite, ice, and organics and a peak radial density of 1.0 x 10^-17 g cm^-2 at 70 AU, yielding a disk mass of roughly 2 M_{oplus}$的最小和最大球形晶粒尺寸。
2003-12-04 astro-ph
Efficient radiative transfer in dust grain mixtures
研究了由不同半径和/或化学成分的球形尘埃颗粒组成的尘埃颗粒混合物对拱星壳层温度结构和光谱能量分布的影响。与基于代表相应尘埃颗粒混合物平均光学性质的尘埃颗粒参数近似结果的比较表明：（1）真实尘埃颗粒混合物的温度色散随光学厚度的增加而显著减小，并向平均尘埃颗粒参数近似结果的温度分布收敛，（2）如果考虑>= 2^5的晶粒尺寸，则所得的谱能量分布相差不超过10%，这证明了平均参数近似和迄今为止在其假设下获得的许多结果是合理的。然而，尘埃壳内边界处的尘埃颗粒温度分散可能达到>> 100 K，因此必须在正确模拟中加以考虑，例如，化学网络为了研究几何效应的额外影响，使用Cotera等人（2001年）和Wood等人（2002年）提供的模型参数，考虑了一种二维构型-HH 30拱星盘。一个激烈的反转的大到小的晶粒温度分布内发现的内部约。1AU的磁盘。
2002-09-13 astro-ph
Thermal Flipping and Thermal Trapping -- New Elements in Dust Grain Dynamics
自Purcell（1979）的经典工作以来，人们普遍认为大多数星际颗粒都是超高温旋转的。如果没有"交叉“，超热旋转的晶粒将通过顺磁耗散与磁场几乎完美地对齐，交叉是由于负责超热旋转的扭矩的反转而导致的低角速度的间隔;在交叉期间，晶粒容易受到随机脉冲的影响而不对齐。Lazarian和Draine（1997）将谷物材料内的热波动确定为交叉动力学的重要组成部分。对于尺寸小于0.1微米的颗粒，这些波动确保了交叉前后角动量的良好相关性，从而产生良好的对准，与星光偏振的观测结果一致。在本文中，我们讨论了两个新的过程，这是重要的动态的晶粒与<0.1微米。第一种-"热翻转“-为小颗粒提供了一种绕过角动量大大减少的时期的方法，否则角动量会在交叉期间发生，从而增强小颗粒的排列。第二种效应-"热俘获“-当热翻转变得足够快，阻止系统扭矩驱动晶粒进行超热旋转时就会出现。这种效应的作用是减少小晶粒的排列。观察到的晶粒排列随晶粒尺寸的变化将由热翻转过程的组合引起-抑制小晶粒的超热旋转-以及由于分子氢的形成和星光-驱动大晶粒达到超热旋转速率。
1999-01-19 astro-ph
Cross-Section Alignment of Oblate Grains
本文定量分析超热旋转颗粒的截面取向机制，推导扁椭球颗粒的取向度量，并研究其与星际磁场和气流夹角及颗粒形状的关系。
2026-07-01 astro-ph physics.class-ph physics.space-ph
Polarized Foreground Emission from Dust: Grain Alignment and MHD Turbulence
定向晶粒为宇宙微波辐射研究提供了前景。我们回顾了晶粒取向的基本物理过程，并讨论了不同取向机制的小生境。我们发现，几十年来一直受到青睐的机制现在看起来并不那么有希望，而被忽视了20多年的辐射扭矩机制看起来相当有吸引力。我们讨论的小旋转晶粒，被认为是负责10-90 GHz的异常前景和极化所产生的磁性颗粒的排列。
2002-11-02 astro-ph
On the efficiency of grain alignment in dark clouds
本文对蛇夫座星云L1755的颗粒排列作了定量分析。我们表明，所观察到的这种静止的暗云的内部部分的偏振消光比的减少可以解释为晶粒排列的效率的降低的结果。我们对六种机制的晶粒排列效率进行了定量估计，涉及晶粒与热或超热旋转，与磁场或气流相互作用。我们还提出了半定量估计的晶粒排列的辐射torquency.We表明，在典型的暗云内部的条件下，所有已知的主要机制的晶粒排列失败。所有研究的机制预测极化至少一个数量级低于目前可检测的水平的1%的顺序。相反，在A_v<1的暗云环境中，颗粒对齐可以更有效。在那里，超热旋转晶粒与超顺磁性夹杂物的排列，也可能是辐射扭矩占观察到的极化。这些结果适用于我们详细模拟的L1755，也可能适用于B216和其他类似的乌云。我们的研究提出了一个解释的差异，通过偏振背景星光和偏振的尘埃本身的热辐射的结果。我们推测，发射偏振法选择性地揭示了在远离热力学平衡的环境中对齐的晶粒，而不是星光偏振研究，该研究沿着视线一直探测晶粒的对齐，包括黑暗的静止云的内部，在那里没有对齐是可能的。
1997-06-16 astro-ph
Physics of Grain Alignment
排列的晶粒提供了一种最简单的方法来研究扩散气体和分子云中的磁场。我们关于推断出的磁场的结论有多可靠，关键取决于我们对晶粒排列物理学的理解。虽然晶粒取向是一个半个世纪的问题，但最近在该领域取得的进展使我们相信，我们正在接近这个谜团的答案。我回顾了涉及晶粒排列的基本物理过程，并说明了为什么几十年来一直受到青睐的机制现在看起来不那么有希望。我还讨论了为什么被忽视了20多年的辐射扭矩机制现在看起来是最强大的晶粒排列手段。
2000-03-22 astro-ph
The opacity of grains in protoplanetary atmospheres
我们计算了按照Pollack等人（1996）的设想演化的原行星包层外辐射区硅酸盐颗粒的粒度分布。我们的计算包括晶粒长大由于布朗运动和大的超越较小的晶粒。我们还包括由于大气中的星子分裂而产生的新颗粒的输入。我们遵循Podolak（2003）的程序，但大大加快了速度。这允许我们测试代码对各种参数的敏感性。我们还对由此产生的颗粒不透明度进行了更仔细的估计。我们发现，在大多数外辐射区，颗粒不透明度为$10^{-2}\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$量级，正如Hubickyj等人（2005）在低不透明度情况下所假设的那样，但在包络的外边缘附近，不透明度可以增加到$\sim{1} \mathrm{cm^2 g^{-1}}$。我们讨论了这对模型演化的影响。
2007-09-29 astro-ph
Multiple scattering of polarized radiation by non-spherical grains: first results
我们提出了第一个数值辐射转移模拟的多重光散射尘埃配置包含对齐的非球形（球状）尘埃颗粒。如果人们想解释在各种天文物体中观察到的光的圆偏振，这种模型尤其重要。辐射转移问题是在蒙特卡罗方法的基础上求解的。测试模拟，确认正确的数值实现的散射机制，提出。作为第一个应用程序，我们调查的线和圆偏振的光来自一个球拱壳。这种壳含有完全排列的长球形或扁球形颗粒。模拟的线偏振图的最显著的特征是所谓的偏振零点，其中发生偏振反转。它们出现在晶粒排列轴垂直于视线的情况下。圆偏振图具有扇形结构，在与晶粒取向轴倾斜$\pm 45\degr$的线的末端具有最大值。
2002-01-31 astro-ph
Tracing Magnetic Fields with Aligned Grains
磁场在各种天体物理过程中起着至关重要的作用，包括恒星形成，物质吸积，运输过程（例如，热传输）和宇宙射线。确定磁场方向的最简单方法之一是通过由排列的尘埃颗粒的消光或/和发射产生的辐射的偏振。用磁场解释极化图的可靠性取决于我们对晶粒排列理论的理解程度。目前，颗粒排列理论是一种预测理论，其结果与观测结果很好地吻合。在它的预测中，有一个微妙的辐射力矩现象。在被发现后被遗忘了很多年之后，现在被认为是最强大的对齐方式。在这篇文章中，我将回顾晶粒排列的基本物理过程，以及目前已知的排列机制。我还将讨论不同对齐机制的可能利基。我将详细说明颗粒螺旋度概念对于理解颗粒排列的许多性质的重要性，并将证明，当颗粒与气流和辐射通量相互作用时，形状相当任意的颗粒会表现出螺旋度。
2007-07-05 astro-ph
Simulations of polarized dust emission
我们的目的是研究热尘埃发射的偏振，看看是否由辐射扭矩的晶粒排列可以解释所观察到的偏振度和密集的核心强度之间的关系。对普朗克卫星的偏振观测进行了预测。我们的结果是基于模型云来自磁化湍流的MHD模拟，而连续辐射转移问题是解决与Monte Carlo方法，以估计三维分布的尘埃排放和辐射场强影响晶粒排列。在计算的偏振图的晶粒排列效率的影响进行了检查。我们能够再现的P/I关系与晶粒排列的辐射扭矩。固有极化和总发射的减少意味着亚毫米极化测量仅携带关于具有高视觉消光的致密核心中的磁场的很少信息。由于磁场的几何形状未知，而且观测到的单个地核实际上可能是几个密度增强的叠加，因此对观测结果的解释将更加复杂。根据我们的计算，当A_V > 2等时，在15 '的空间分辨率下，普朗克将能够可靠地绘制尘埃的偏振图。
2006-09-07 astro-ph
Speckle interferometry and radiative transfer modelling of the Wolf-Rayet star WR 118
WR 118是一颗高度演化的沃尔夫-拉叶星，属于WC 10亚型，被永久性的尘埃壳层所包围，吸收并重新发射出相当大一部分的红外光度。我们首次对WR 118进行了衍射极限的2.13 μ m散斑干涉观测，分辨率为73质量。散斑干涉图是用特殊天体物理观测站的6米望远镜获得的。物体的二维可见度函数没有显示出任何明显的圆对称偏差。可见度曲线向衍射截止频率下降到0.66，并且可以用线性函数近似。辐射转移的计算已经进行了模拟的光谱能量分布，在0.5- 25微米的范围内，我们的2.13微米的能见度函数，假设球对称的尘埃壳。这两个模型都可以用一个包含双尺寸颗粒（"小“和"大”）的模型来拟合，其半径分别为a = 0.05微米和0.38微米，大颗粒的质量分数大于65%。或者，可以用晶粒尺寸分布函数n（a）~a^-3获得良好的匹配，a的范围在0.005微米和0.6微米之间。在模拟的尘埃壳层的内边界（角直径（17 +/- 1）mas），最小颗粒的温度和尘埃壳层的密度分别为1750 K +/-100 K和（1 +/- 0.2）x10^-19 g/cm^3。假设Vwind = 1200 km/s，则尘埃形成速率为（1.3 +/- 0.5）x10^-7 Msol/yr。
2001-10-05 astro-ph
Three-dimensional dust radiative-transfer models: The Pinwheel Nebula of WR104
我们提出了辐射转移模型的尘埃螺旋风车星云周围观察沃尔夫-拉叶/OB-星二进制WR 104。这些模型是基于三维辐射转移代码TORUS，经过修改后包括一个自适应网格，使我们能够充分解析星云的内部螺旋圈（亚天文单位尺度）和外部区域（距离中央源10^4天文单位）。螺旋模型提供了一个很好的拟合的光谱能量分布和凯克孔径掩模干涉，再现最大熵恢复图像和可见度曲线。我们推断出尘埃的产生速率为每年8+-1 x 10^{-7}个太阳质量，相当于沃尔夫-拉叶星产生的碳质量的2%。同时建模的成像和光谱数据，使我们能够约束风-风碰撞界面的开角和尘埃颗粒大小。我们的结论是风车星云内部的尘埃颗粒很小（~ 100），与理论预测一致，尽管我们不能排除在中央双星更远的地方存在更大的颗粒（~1微米）。风-风碰撞界面的张开角似乎约为40度，与中央双星估计的风参数大致一致。我们讨论的成功和不足之处的模型，以及可能的好处，应用类似的技术，更复杂的星云周围观察到其他WR/O恒星双星。
2004-01-27 astro-ph
Radiative transfer in disc galaxies -- III. The observed kinematics of dusty disc galaxies
我们提出了SKIRT（恒星动力学包括辐射转移），一个新的蒙特卡罗辐射转移代码，可以计算观测到的恒星运动学的尘埃星系。该代码结合了星际尘埃颗粒的吸收和散射效应，并通过考虑发射恒星和单个散射尘埃颗粒的速度来精确计算新兴辐射的多普勒频移。该代码通过元胞方法支持灰尘的任意分布，从而通过新型高效的三线性插值技术优化灰尘的积分。我们应用我们的建模技术来计算所观察到的尘埃盘星系的现实模型的运动学。我们发现，尘埃的平均投影速度和投影速度色散的影响是严重的边缘上的星系。对于那些偏离精确边缘超过几度的星系，这种影响已经大大减少了。因此，尘埃衰减不能作为一种可能的方式来调和观测到的LSB星系的内旋转曲线的浅斜率和CDM宇宙学模型的预测之间的差异。对于面对星系，速度色散增加，由于散射的尘埃质量的增加，但效果是有限的，即使是扩展的尘埃分布。最后，我们表明，严重的错误时，个别的尘埃颗粒的速度被忽略的计算。
2003-05-02 astro-ph
High-resolution speckle masking interferometry and radiative transfer modeling of the oxygen-rich AGB star AFGL 2290
我们提出了第一个衍射限制斑点掩蔽观测富氧AGB星AFGL 2290。这些数据是由俄罗斯6米SAO望远镜获得的。在2.11 μ m波长处，分辨率达到75 mas。重建图像显示AFGL 2290的CDS略微非球形。2.11 μ m总通量的恒星贡献小于40%。2D高斯可见度拟合产生AFGL 2290在2.11um处的直径为43 mas x 51 mas，对应于42 AU x 50 AU，采用的距离为0.98kpc。我们的研究结果提供了额外的限制CDS的AFGL 2290，这补充了SED的信息。我们对球对称尘埃壳层模型进行了辐射转移计算。当Teff= 2000 K，尘埃内边界温度为800 K，光学厚度τ_V=100，单颗粒半径为0.1 μ m时，可以很好地再现观测到的~0.2相的SED。然而，模型的2.11um可见度与观测结果不符。我们发现，晶粒尺寸是实现所观察到的可见性的拟合的关键参数，同时至少部分地保留SED的匹配。可见度的斜率和曲率都强烈地限制了可能的晶粒半径。另一方面，SED在较长的波长，特别是硅酸盐的功能，决定了灰尘的质量损失率，从而限制了可能的光学深度的模型。在0.16 μ m的较大晶粒尺寸和较高τ_V=150的情况下，可以再现所观察到的可见度，从而保持SED在较长波长处的匹配。
1999-04-16 astro-ph
Complex rotation with internal dissipation. Applications to cosmic-dust alignment and to wobbling comets and asteroids
中子星、小行星、彗星、宇宙尘埃颗粒、宇宙飞船，以及其他任何自由旋转的物体，当它们绕着任何不同于主轴的轴旋转时，都会耗散能量。我们讨论了内部耗散引起的松弛的自由旋进转子向其最小能量模式（模式，对应于围绕最大惯性轴的自旋）。当物体以某一速率章动时，物体内部的应力和应变以高于和低于该速率的频率振荡。内部耗散主要发生在二次和更高次谐波上。我们讨论我们的研究结果的小行星的应用。关于彗星，估计表明，目前航天器上的仪器的角分辨率使人们有可能在一年甚至一个月的时间跨度内观察到摆动衰减。我们还讨论了宇宙尘埃天体物理学，特别是在尘埃排列的进动阻尼所发挥的作用。我们表明，这种阻尼提供了粮食的旋转和振动自由度的耦合，这需要偶尔翻转的尘埃颗粒由于热波动。在这样的翻转过程中，谷物保持其角动量，但由H2形成产生的扭矩方向反转。因此，尽管有未补偿的H2形成扭矩的作用，翻转谷物将不会快速旋转。颗粒被“热捕获”，它们的排列是边缘的。
2002-08-28 astro-ph math-ph math.MP
