Pristine composition or size evolution: Can current dust models reproduce emissivities observed in nearby protostars?
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学和分子动力学研究所）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙高等科学研究委员会）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）；IRAP, CNRS, Université de Toulouse（天体物理与行星学研究所在，法国国家科学研究中心，图卢兹大学）；Institut d’Astrophysique Spatiale（天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过辐射传输计算，研究不同尘埃模型对谱指数的影响，发现仅成分变化无法解释最低发射率，需考虑早期尘埃演化产生更大颗粒。
2026-06-29 astro-ph.GA
AzTEC Survey of the Central Molecular Zone: Increasing Spectral Index of Dust with Density
我们银河系的中央分子区（CMZ）拥有一个极端的环境，类似于遥远宇宙中典型的星暴星系。为了了解像我们的CMZ的环境中的灰尘属性，我们提出了我们的AzTEC/大型毫米望远镜调查的联合SED分析的结果，连同现有的\textit{Herschel}远红外数据的CMZ，从$160$ $μm$到$1.1$ $mm$的波长范围。我们包括全球前景和背景的贡献，在一个新的贝叶斯模型，采用了点扩散函数（PSF）的不同的地图，这使得我们的高分辨率（$10.5''$）地图在1.1 $mm$的充分利用，并揭示了前所未有的详细信息的尘埃气体的空间分布在整个CMZ。有一个显着的趋势增加灰尘光谱指数$β$，从$2.0-2.4$，在CMZ密集的峰值，表明缺乏大颗粒或根本改变尘埃光学性质。$β$的这种环境依赖性可能对其他研究中粉尘温度的测定产生重大影响。根据尘埃的光学特性如何偏离传统模型，$10-50\%$在特别密集的区域可能会低估尘埃温度。
2021-04-22 astro-ph.GA
Galactic cold cores VI. Dust opacity spectral index
银河系冷核项目已经对116个领域进行了赫歇尔观测，普朗克调查发现了冷尘埃排放的迹象。这些场包含不同环境和恒星形成不同阶段的源。尘埃不透明度光谱指数β和尘埃色温T的推导使用赫歇尔和普朗克数据。β和T之间的关系是检查整个样本和个别领域内。根据IRAS和普朗克数据，该领域的特点是中位数色温为16.1 K，中位数不透明度光谱指数β =1.84。我们观察到明显的T-β反相关。在Herschel观测中，普朗克数据在较低分辨率下限制，变化遵循柱密度结构，β（FIR）在单个团块中可以上升到~2.2。普朗克217千兆赫波段显示出系统性的过剩，这与毫米波长处尘埃发射光谱的普遍平坦化相一致。当分别在700 μ m以下和700 μ m以上拟合时，中值光谱指数值为beta（FIR）~ 1.91和beta（mm）~ 1.66。光谱指数作为柱密度和波长的函数而变化。β变化部分地被温度梯度所掩盖，并且本征晶粒特性的变化可能更大。
2015-09-26 astro-ph.GA
The Effect of Line of Sight Temperature Variation and Noise on Dust Continuum Observations
我们调查的视线温度变化和噪声的影响，两种常用的方法来确定灰尘的性质，从尘埃连续观测致密的核心。一种方法采用直接拟合到修改后的黑体SED;另一种方法涉及通量比与分析预测的比较。由于视线温度（和密度）的变化，SED峰值附近的拟合通量产生不准确的温度和尘埃光谱指数估计。光谱的瑞利-金斯部分中的较长波长通量（对于典型的芯，>~ 600微米）可以更准确地恢复光谱指数，但是这两种方法对噪声非常敏感。温度估计接近密度加权温度，或“柱温”的来源，短波长通量被排除在外。由于不准确的等温假设以及噪声不确定性，SED拟合自然会产生温度-光谱指数的反相关性。我们发现，在一些“阈值”温度以上，通过通量比方法估计的温度可能是非常不准确的。一般来说，具有广泛分离的波长的观测，包括较短的波长，导致更高的阈值温度;这样的观测，从而允许更准确的温度估计源的温度低于阈值温度。当只有三个通量可用时，与通量比方法的估计值相比，光谱指数固定的约束拟合在温度估计值中产生较少的分散。
2009-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating variations in the dust emissivity index in the Andromeda galaxy
在过去的十年中，对仙女座星系（M31）尘埃的研究表明，尘埃发射率指数（$β$）存在径向变化。了解这些径向变化背后的天体物理原因可能会提供有关尘埃颗粒化学成分，物理结构和尘埃演化的线索。我们使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）的$^{12}$ CO（J=1-0）观测数据和从\textit{Herschel}图像中获得的尘埃图，两者的角分辨率为8”，空间分辨率为30 pc，研究M31中$\approx$ 18.6 kpc $^2$区域内$β$的变化。我们提取的来源，我们确定为分子云，通过应用astrodendero算法的$^{12}$ CO和灰尘的地图，这作为一个副产品，使我们能够比较连续排放的灰尘和CO排放的替代方式找到分子云。然后，我们使用这些目录调查是否有证据表明，$β$是不同的内部和外部的分子云。我们的结果证实了以前研究中所见的$β$的径向变化。然而，我们发现分子云内的平均$β$与分子云外的平均之间的差异很小，与预测在稠密环境中$β$增加的模型不一致。最后，我们发现一些云的尘埃微量CO，这可能是云占主导地位的原子气体或云的分子气体，含有少量的CO。
2021-10-27 astro-ph.GA
Smoke in the Pipe Nebula: dust emission and grain growth in the starless core FeSt 1-457
方法：我们得出的亚毫米尘埃光学厚度和有效尘埃温度的赫歇尔数据，对普朗克校准的地图。在校准之后，我们使用普朗克导出的尘埃不透明度光谱指数β（在30'（或约1 pc）的尺度上导出），将修改后的黑体与长波赫歇尔数据拟合。我们使用这个模型来预测在850微米的亚毫米通量密度，我们将这些反过来与APEX-Laboca观测进行比较。结果如下：亚毫米尘埃光学厚度和近红外消光数据的比较揭示了在高柱密度下亚毫米尘埃不透明度增加的证据，解释为内核内部晶粒生长的指示。此外，赫歇尔尘埃模型和Laboca数据的比较表明，频率依赖的亚毫米不透明度，描述的光谱指数β，不改变。一个与普朗克导出的值仅略有不同的β就足以描述数据，β =1.53+/-0.07。我们应用类似的分析巴纳德68，一个核心与显着较低的列密度比FeSt 1-457，我们没有发现证据的晶粒生长，但也有一个单一的β。结论：虽然我们从FeSt 1-457的尘埃不透明度中发现了颗粒生长的证据，但我们没有发现尘埃不透明度光谱指数β在0.02<x<1 pc（或36”<x<30“）尺度上的显著变化的证据。我们在这两种情况下发现的对普朗克导出的尘埃β的修正是测量误差的量级，不包括任何系统误差，因此直接应用普朗克全天尘埃模型的尘埃β是合理的。作为一个推论，可以导出可靠的有效温度图，否则会受到β变化的影响。
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The anomalously low (sub)millimeter spectral indices of some protoplanetary disks may be explained by dust self-scattering
以前的（亚）毫米观测发现，来自一些年轻恒星物体的尘埃发射的光谱指数低于瑞利-金斯极限（即，2.0）。特别是，最近的阿塔卡马大型毫米波阵列观测已经在空间上分辨出，原行星盘TW\，Hya和HD\，163296的最里面的区域呈现出异常低的温度（即，$<$ 2.0）毫米光谱指数。在以前的一些工作中，这种异常低的毫米光谱指数被认为是非物理的，并归因于测量误差。目前的工作澄清，如果是高的，并随着频率增加，它是可能的，以重现这种令人不安的低光谱指数时，发射源是光学厚。此外，为了在（亚）毫米波段产生低于2.0的光谱指数，所需的尘埃最大粒度\amax在10-100 \micron的数量级上，这与先前基于多波长尘埃偏振观测得出的\amax值非常一致。因此，测量斯托克斯I光谱指数也可以作为一种辅助方法，用于评估所观察到的尘埃偏振主要是由于尘埃散射还是由于尘埃颗粒排列。
2019-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dust emissivity index beta in infrared-bright galaxies at 1.5 < z < 4.2
本研究利用ALMA观测数据测量了高红移红外亮星系的尘埃发射率指数β，得到偏高的均值且无红移演化，该结果对尘埃发射建模及相关物理量计算有重要意义。
2025-05-17 astro-ph.GA
Evidence for Large Grains in the Star-forming Filament OMC-2/3
我们提出了一个新的OMC-2/3地区的3.3毫米连续图。当配对与先前公布的地图1.2毫米连续和NH3衍生的温度，我们得出的辐射率光谱指数的尘埃排放在这个地区，跟踪其变化的灯丝和核心。我们发现，发射率光谱指数的中值为0.9，比以前在附近的其他分子云的估计浅得多。我们发现，在OMC-2/3灯丝和无星或原恒星的核心尘埃的发射率光谱指数之间没有显着差异。此外，温度和发射率光谱指数β在4 σ水平上是反相关的。在OMC-2/3中发现的低发射率光谱指数值可以解释为在这些地图最敏感的细丝密集区域中存在毫米级尘埃颗粒。或者，浅层尘埃发射率光谱指数可以指示非幂律光谱能量分布、显著的自由-自由发射或异常微波发射。我们讨论了毫米大小的尘埃颗粒相比，替代品的可能影响。
2014-08-22 astro-ph.GA
Accurate Simultaneous Constraints on the Dust Mass, Temperature and Emissivity Index of a Galaxy at Redshift 7.31
研究利用ALMA六波段连续谱观测，对z=7.31星系REBELS-25同时拟合尘埃质量、温度与发射率指数，表明其高尘埃质量可能源于星际介质颗粒生长。
2024-08-05 astro-ph.GA
A high dust emissivity index beta for a CO-faint galaxy in a filamentary Lyman-alpha nebula at z=3.1
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）对100 kpc尺度的Lyα星云（SSA 22 LAB 18）进行了CO J=4-3谱线和3 mm尘埃连续谱观测。我们从与Lyα丝有关的ALMA连续谱源中，在11 σ处检测到系统z（CO）=3.093 { \pm } 0.001的CO J=4-3谱线。我们估算了该CO源的CO J=4-3光度L 'CO（4-3）=（2.3 \pm 0.2）× 10^9 K km s^{-1} pc ^2，比具有类似远红外光度L（IR）~10^{12} Lsun的典型z>1尘埃恒星形成星系（DSFG）的光度小一个数量级。我们推导出气体分子质量为Mgas=（4.4^{+0.9}_{-0.6}）x10^9 Msun，恒星形成速率为SFR=270 \pm 160 Msun yr^{-1}。我们还估计了天然气耗尽时间τ（dep）=17 \pm 10 Myr，比典型的DSFG短。这表明，这个源是在一个过渡阶段，从DSFG的气体贫乏，早型星系。从ALMA到Herschel的多波段尘埃连续谱观测中，我们测得尘埃辐射率指数β=2.3 \pm 0.2，这与本地贫气早型星系的辐射率指数相似。如此高的β可以通过最近的实验室实验中亚毫米波长的星际尘埃的特定化学成分来重现。ALMA CO和多波段尘埃连续谱观测可以通过τ（dep）和β约束高红移星系的演化阶段，从而可以研究早期宇宙中的尘…
2018-07-23 astro-ph.GA
A Perturbative Analysis of Synchrotron Spectral Index Variation over Microwave Sky
在本文中，我们实现了一个微扰的方法，首先提出的Bouchet和Gispert（1999），估计银河系偏振同步辐射的光谱指数的变化，使用线性组合的模拟斯托克斯Q偏振图的选定频带从WMAP和普朗克观测的同步斯托克斯Q信号占主导地位的天空区域。我们发现，一阶微扰分析恢复输入谱指数映射。与光谱指数变化图一起，我们的方法提供了一个固定的参考指数，\hat β_{0 s}，在被分析的天空部分。用蒙特卡罗模拟发现，< \hat β_{0 s}> = -2.84 \pm 0.01，这与从同一天区得到的输入同步辐射指数的经验概率密度函数在β_s（p）=-2.85处的峰值位置非常吻合。对于热尘，从模拟中得到的平均恢复光谱指数< \hat β_d> = 2.00 \pm 0.004，与空间固定输入热尘光谱指数β_d = 2.00非常匹配。作为伴随的结果的方法，我们还重建CMB，热尘埃和同步加速器模板组件与固定的光谱指数超过{ \it整个}天空区域。我们使用全像素噪声协方差矩阵的所有频段，估计从天空区域进行分析，获得参考光谱指数同步辐射和热尘埃，光谱指数变化图，CMB地图，热尘埃和同步辐射模板组件。在这项工作中实现的微扰技术具有有趣的特性，它可以建立一个模型来描述数据，具有任意但足够的准确度（和进动），如数据所允许的。我们认为，我们的参考谱指数确定、CMB图、热尘和同步辐射模板分量重建的方法是一种极大似然…
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The degeneracy between dust colour temperature and spectral index. Comparison of methods for estimating the beta(T) relation
亚毫米尘埃辐射提供了关于星际云和尘埃物理学的信息。噪声能使色温T_C与光谱指数β之间产生负相关关系。这必须与尘埃的固有β（T）关系分开。我们比较beta（T）关系的分析方法。我们研究亚毫米观测模拟为简单的修改黑体发射或使用三维辐射转移建模。除了卡方拟合，我们还检验了SIMEX方法、基本贝叶斯模型、分层模型和一种明确假定beta（T）函数形式的方法的结果。所有方法都有一定的偏倚。贝叶斯方法的偏倚显著低于直接卡方拟合。对于分层模型也是如此，这也导致温度和光谱指数值的较小分散。然而，在高噪声水平的情况下，观察到显着的偏见。分层模型的Beta和T估计值偏向由S/N比最高的数据确定的关系。这可以改变恢复的beta（T）函数。对于我们明确假设beta（T）关系的函数形式的方法，偏差类似于贝叶斯方法。在实际赫歇尔场的情况下，所有方法都一致，表明T和β之间存在某种程度的正相关。贝叶斯方法和层次模型都可以减少噪声引起的参数相关性。然而，所有方法都可能存在不可忽略的偏倚。这对于不同信噪比的分层模型和观测尤其如此，在解释结果时必须考虑到这一点。
2013-05-09 astro-ph.GA
Galactic cold cores II. Herschel study of the extended dust emission around the first Planck detections
在银河系冷核项目中，我们正在对普朗克卫星探测到的冷星际云进行赫歇尔光度观测。作为赫歇尔科学演示阶段（SDP）的一部分，观察到的三个领域提供了对这些来源性质的第一次一瞥。我们研究的领域内的尘埃排放的属性。我们确定的灰尘亚毫米不透明度，寻找灰尘光谱指数的空间变化的迹象，并估计如何明显的变化的参数可能会受到不同来源的不确定性。我们使用赫歇尔观测，其中表面亮度标度的零点是在普朗克卫星数据的帮助下设置的。我们得出的色温和列密度图的地区，并确定通过比较消光测量的尘埃不透明度。通过同时拟合色温和尘埃光谱指数值，我们寻找表观尘埃特性的空间变化。用一个简单的辐射转移模型，我们估计在多大程度上这些可以解释的视线温度变化，而不改变尘埃颗粒的属性。对尘埃排放的分析揭示了与普朗克源一致的冷而稠密的云，并证实了这些探测。由此得到的尘埃不透明度在kappa（250 μ m）~0.05 - 0.2 cm^2/g的范围内变化，在高气柱密度的区域优先观察到较高的值。平均尘埃光谱指数β为~1.9 - 2.2。有迹象表明，β值向最冷的地区增加。光谱指数下降强烈附近的内部热源，但根据辐射转移模型，这可以解释的视线温度的变化，而不改变尘埃的属性。
2011-01-15 astro-ph.GA
Systematic analysis of spectral energy distributions and the dust opacity indices for Class 0 young stellar objects
我们的动机是最近测量的尘埃不透明度指数β周围的年轻恒星物体（YSO），这表明，有效的晶粒生长可能发生早于I类阶段。目前的工作利用丰富的档案干涉观测在亚毫米，毫米和厘米波段，以检查9个0级YSO的致密内部区域（<1000 AU）的晶粒生长的签名。进行系统的数据分析，以获得尘埃温度，光学深度，和尘埃不透明度指数的基础上单组分修改黑体拟合的光谱能量分布（SED）。当采用单分量SED拟合时，拟合的粉尘不透明度指数（β）在0.3 ~ 2.0的较宽范围内。在观测到的9个源中，有4个源的β值低于1.7，这是星际尘埃的典型值。尘埃不透明度指数（或光谱指数）值较低可能是由于尘埃颗粒增长的影响，使β <1.7。或者，非常小的观测值的β可以解释的存在下，深深嵌入的热内盘，这只显着有助于在长波长波段的观测通量。这种可能性可以通过ALMA更高的角分辨率成像观测或毫米和厘米波段更详细的SED采样来检验。其余五个源的β值接近或与1.7一致，表明晶粒生长将开始显著降低β值，而不会早于这些YSO的0级后期阶段。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scattering-Induced Disk Polarization By Millimeter-Sized Grains
空间分辨（亚）毫米极化已被ALMA发现在越来越多的磁盘周围的年轻恒星物体。大多数的观测结果表明，偏振模式是一致的自散射，特别是在ALMA波段7。推断出的颗粒大小通常为100微米，这与通常从尘埃不透明度指数β推断出的毫米大小非常不同。为了解决这一矛盾，我们首先引入了所谓的“共面各向同性辐射场”近似，这使得（有符号的）偏振分数的计算解析。对于经常采用的粉尘组合物（例如，通过DSHARP），我们发现大尘埃粒子的模型产生了非常小的偏振，并且方向相反，这是以前没有观察到的。半解析结果通过Monte Carlo辐射转移模拟得到验证。在这些模型中，“正确的”偏振方向和小的β指数是相互排斥的。为了解决这种紧张局势，我们探索了广泛的尘埃模型，参数化的复折射率。我们发现，无论是偏振的分数，它是否被逆转或不依赖于折射率在一个复杂的方式，这种依赖关系被映射到一个n-k平面上的一个代表性的尘埃尺寸分布（MRN与amax= 3毫米）和波长为870微米。特别是，难熔的有机粉尘颗粒产生反向极化，而相同尺寸但由吸收性碳质材料制成的颗粒可以产生不反向的纳米级极化;后者可以减轻从散射诱导极化和不透明度指数β推断的颗粒尺寸之间的张力。我们的结论是，散射诱导极化有可能探测不仅是晶粒的尺寸，而且其组成。
2019-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Variance of dust temperature and spectral index in Planck polarization data using spin-moment expansion
Institut d’Astrophysique Spatiale, CNRS, Univ. Paris-Sud, Université Paris-Saclay（空间天体物理研究所，法国国家科学研究中心，巴黎南大学，巴黎萨克雷大学）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, Université de Montpellier, CNRS/IN2P2（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室，蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心/法国国家核子和粒子物理研究所）；International School for Advanced Studies (SISSA)（高级国际研究学院）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所，的里雅斯特分部）；Institute for Fundamental Physics of the Universe (IFPU)（宇宙基础物理研究所）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES, UPS（天体物理学研究所，图卢兹大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，巴黎高等师范学院，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, Grenoble INP, LPSC-IN2P3（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，格勒诺布尔理工学院）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所，卡利亚里天文台）；Laboratoire d’Océanographie Physique et Spatiale (LOPS), Univ. Brest, CNRS, Ifremer, IRD（物理与空间海洋学实验室，布雷斯特大学，法国国家科学研究中心，法国海洋开发研究院，法国农业食品与林业研究发展中心）
本文提出了一种分析Planck极化数据中尘埃温度方差和频谱指数变异性的新方法，通过残差图和统计相关性预测，揭示尘埃信号的物理特性。
2025-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variation in the dust emissivity index across M33 with Herschel and Spitzer (HerM33es)
我们研究的尘埃排放的波长依赖性作为一个功能的位置和环境在整个磁盘的M33在160 pc的线性分辨率使用斯皮策和赫歇尔测光数据。表达的灰尘作为一个幂律的发射率，幂律指数（β）估计从两个独立的方法，旨在妥善处理β和灰尘温度之间的简并性。内盘的β和尘埃温度都比外盘高，这与其他来源报道的β-T反相关性相反。在冷+暖尘埃模型中，暖成分和电离气体（Halpha）在整个星系中的分布非常相似，这表明该模型以适当的方式分离了成分。絮状的旋臂和尘埃带在冷分量的地图上很明显。冷尘埃柱和热尘埃柱的密度在恒星形成区都很高，并在巨大的恒星形成复合体NGC 604和NGC 595附近达到最大值。β从中心的接近2下降到外盘的约1.3。β与恒星的形成和分子气柱正相关，如由Halpha和CO排放所追踪的。M33外部较低的尘埃发射率指数可能与金属含量降低（不同的颗粒成分）和可能不同的粒度分布有关。这不是简单地由于恒星辐射场或温度的降低，因为外盘的FIR亮区也有低β。像大多数螺旋星系一样，M33在恒星形成和分子-原子气体比率方面有一个（递减的）径向梯度，使得明亮的Halpha或CO区域倾向于追踪内部盘，使得很难区分它们对尘埃的影响。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Enhanced dust emissivity power-law index along the western H$α$ filament of NGC 1569
我们使用的数据集从AKARI和赫歇尔图像的波长从7 $μ$米到500 $μ$米捕捉尘埃处理的证据在星系风在NGC 1569。图像显示了从银盘延伸到光晕区域的漫红外（IR）辐射。在漫射红外发射中看到的最突出的纤维结构在空间上与西部H $α$细丝（西部臂）非常一致。$F_\mathrm{350}/F_\mathrm{500}$图的空间分布显示，在超级星团（SSC）周围的区域和朝向西臂的区域中有高值，这在$F_\mathrm{250}/F_\mathrm{350}$图中没有发现。$F_\mathrm{250}/F_\mathrm{350}$ - $F_\mathrm{350}/F_\mathrm{500}$的颜色-颜色图显示了这些区域冷尘埃成分的发射率幂律指数（$β_\mathrm{c}$）的高值。通过逐像素的光谱分解分析，$β_\mathrm{c}$图显示整个星系的$\sim1$值从$\sim1$到$\sim2$不等。特别地，仅在由颜色-颜色图指示的区域中观察到$\sim2$的高$β_\mathrm{c}$值。由于NGC 1569的平均冷尘埃温度为$\sim30$ K，因此在远红外和亚毫米波段的$β_\mathrm{c}<2.0$理论上表明来自非晶颗粒的发射，而$β_\mathrm{c}=2.0$则表明来自晶粒的发射。由于增强的$β_\mathrm{c}$区域在空间上受到被认为是SSC…
2018-03-28 astro-ph.GA
FAUST XXVI. The dust opacity spectral indices of protostellar envelopes bridge the gap between interstellar medium and disks
本文利用ALMA FAUST项目高分辨率数据在uv平面分离盘与包层贡献，首次为11个原恒星包层测量尘埃不透明度谱指数β，并结合文献数据证明β在星际介质与盘之间平滑过渡，且与包层质量显著相关。
2025-06-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust and the intrinsic spectral index of quasar variations: hints of finite stress at the innermost stable circular orbit
我们提出了一个研究的9242光谱证实类星体与多历元ugriz测光从SDSS南方巡天。通过拟合一个可分离的线性模型，每个类星体的光谱变化，我们分解成变量（光盘）和非变量（宿主星系）组件的五个波段的光谱能量分布。在模拟光盘光谱，我们包括通过主星系到其核心的视线上的尘埃衰减。我们认为五个常用的衰减规律，并发现最好的描述是由类似的小麦哲伦云的灰尘，推断缺乏碳质颗粒相对较弱的2175AA吸收功能。我们继续构建一个复合光谱的类星体的变化跨越700至8000 AA。通过改变假设的幂律$L_ν\proptoν^α$谱斜率，我们找到一个最佳拟合值$α=0.71\pm0.02$，排除在高置信度的典型$L_ν\proptoν^{1/3}$预测的稳态吸积盘与$T\propto r^{-3/4}$温度分布。相反，观测到的类星体变化的蓝色光谱指数支持Mummery和Balbus的模型，其中一个陡峭的温度分布，$T\propto r^{-7/8}$，发展作为有限的磁致应力的结果在最内部的稳定圆形轨道提取能量和角动量从黑洞自旋。
2022-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
A dusty streamer infalling onto the disk of a class I protostar. ALMA dual-band constraints on grain properties and mass infall rate
本研究利用ALMA双波段观测数据，首次测量了落入I类原恒星M512的4000 au尘埃流带的光谱指数和不透明度指数，发现其尘埃质量最高达245地球质量，质量下落率最高达1.5×10^-6太阳质量/年，并探讨了其与原恒星吸积爆发的潜在联系。
2023-11-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CO and dust properties in the TW Hya disk from high-resolution ALMA observations
我们分析高角分辨率ALMA观测TW Hya磁盘CO和尘埃属性的限制。我们提出了新的，灵敏的观测$^{12}$ CO $J = 3-2$线的空间分辨率为8 AU（0 \farcs 14）。CO辐射在$r\approx70$ AU处有一个明亮的内核，在$r\approx90$ AU处有一个肩峰，在斜率上有一个明显的转折。辐射传输模型被用来证明，发射形态可以合理地再现与$^{12}$ CO柱密度配置文件具有陡峭的下降在$r\approx15$ AU和二次凸峰在$r\approx70$ AU。类似的功能已被确定在罕见的一氧化碳同位素的观察，其跟踪高度更接近中平面。底层气体分布的子结构或径向变化的CO耗尽，影响了磁盘的垂直范围可以解释共享的排放功能的主要CO同位素。我们还结合档案1.3毫米和870 $μ$米连续观测产生的光谱指数图的空间分辨率为2 AU。光谱指数急剧上升的连续辐射间隙在半径为25，41，和47 AU。这种行为表明间隙内的晶粒不大于几毫米。在连续谱带隙之外，$α\approx 2$的低光谱指数值表明，要么存在厘米级的颗粒，要么明亮的连续谱环在毫米波长处光学厚度略厚。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
NIKA2 observations of dust grain evolution from star-forming filament to T-Tauri disk: Preliminary results from NIKA2 observations of the Taurus B211/B213 filament
本研究利用IRAM 30米望远镜的NIKA2相机观测Taurus B211/B213丝，推导尘埃发射率指数β，发现β从丝和前恒星核到原恒星核再到T-Tauri盘逐渐减小，揭示了尘埃颗粒在1-2 Myr内从均匀到显著增大的演化过程。
2023-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
From grains to pebbles: the influence of size distribution and chemical composition on dust emission properties
尘埃颗粒的大小和组成对它们所处介质的动力学、物理和化学演变至关重要。得益于ALMA和未来的SKA等设施，它们在（亚）mm至cm范围内的热辐射已成为追踪颗粒特性的便捷方法。我们的目的是了解的颗粒组成和尺寸分布的形状上的SED在密集的ISM地区，如分子云，星前核，YSO和原行星盘的影响。从THEMIS模型中定义的光学常数的无定形氢化碳和硅酸盐颗粒，除了水冰，我们定义了6种材料的混合物代表的预期的灰尘组成在密集的ISM地区。然后用有效介质理论和米氏理论计算了0.01 μ m ~ 10 cm晶粒的光学性质。相应的SED计算孤立的云外部加热的ISRF单独或除了一个内部源。本研究的3个主要结果如下。首先，尘埃质量吸收系数强烈地依赖于其成分和尺寸分布，可能导致尘埃质量估计的误差分别高达3和20倍。第二，似乎几乎不可能单独从（亚）mm至cm SED形状中检索颗粒成分，因为λ> 3 mm的光谱指数不依赖于成分。第三，使用真实的尘埃不透明度光谱指数来估计粒度可能会导致错误的结果，因为观测到的光谱指数可以被沿着视线的尘埃温度分布高度修改，这取决于特定的热源和研究区域的几何形状。仅根据（亚）毫米至厘米级沉降物的光谱形状的解释，确定尘埃质量、成分和大小具有很大的不确定性。
2019-11-05 astro-ph.GA
Low temperature FIR and submm mass absorption coefficient of interstellar silicate dust analogues
在FIR/submm中的冷尘埃颗粒发射通常表示为修改的黑体定律，其中尘埃质量吸收系数（MAC）用与温度和波长无关的发射率光谱指数β来描述。然而，来自太空和气球飞行任务的大量数据以及最近来自赫歇尔和普朗克的数据表明，尘埃排放并没有得到很好的理解，正如所观察到的β与晶粒温度的反相关所揭示的那样。为了给天文学家提供必要的数据来解释FIR/submm观测，我们合成了星际无定形和结晶硅酸盐颗粒的类似物，富含Mg和Ca，具有橄榄石和辉石的化学计量学，并测量了它们的MAC，在100-1000/1500 \mum范围内，颗粒温度从300到10 K变化。我们发现，当晶粒温度降低时，晶粒MAC降低，并且被定义为MAC曲线的斜率的局部光谱指数β与晶粒温度反相关。在结晶样品中未观察到的这些变化与样品的无定形性质有关。此外，MAC的光谱形状是复杂的：在短波长（λ < 500/700 \mum）下，对于所有晶粒温度和晶粒组成，β在1.6 - 2.1的范围内，而在较长波长（λ> 500/700 \mum）下，< 2 for samples with a pyroxene stoichiometry and beta >对于具有橄榄石化学计量的样品，β 2。因此，天文学家使用的基于单一温度和波长无关的光谱指数的简化渐近表达式不适合描述尘埃MAC和尘埃排放，并且可能导致导出的参数（如尘埃质量和尘埃物理和…
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonparametric galaxy morphology from UV to submm wavelengths
我们提出了第一个非参数形态分析的一组螺旋星系从紫外线到submm波长。我们的研究是基于高品质的多波长成像的9个良好分辨的旋涡星系从DustPedia数据库，结合非参数形态指标计算一致的方式使用{ \tt{StatMorph} }包。我们测量的半光半径，浓度指数，不对称指数，平滑指数，基尼系数和$M_{20}$指标在各种波段从UV到submm波长，以及在恒星质量，尘埃质量和恒星形成率地图。我们发现，星系中的星际尘埃比恒星分布得更广、更不集中、更不对称、更密集。当比较基于恒星质量和尘埃质量图的形态指标时，这一点尤其明显。这应该是一个警告信号，不要把星系中的尘埃当作简单的光滑成分。我们认为，从紫外线到亚毫米波长的星系的非参数星系形态是一个有趣的宇宙流体动力学模拟测试。
2020-07-17 astro-ph.GA
Dust in the Eye of Andromeda
我们提出了新的赫歇尔派生的图像，在仙女座星系，M31，前所未有的空间分辨率（~ 30 pc），列密度精度，和约束的三维分布的尘埃温度和尘埃不透明度指数（因此粒度和成分），基于新的PPMAP贝叶斯分析程序。我们证实了最近其他研究报道的尘埃不透明度指数的总体径向变化，包括在核的3千秒差距内的中心下降。我们还研究了尘埃在核区域的详细分布，其中一个突出的特征是以前在Hα中看到的~ 500 pc的棒状结构。这一特点的性质一直是一些辩论的主题。我们的地图显示它是最温暖的尘埃所在地，平均视线温度约为30 K。与恒星分布的比较，根据2 MASS数据，提供了强有力的证据，它是一个引力诱导酒吧。与径向速度图的比较表明，沿着这个酒吧从相反的方向向核流入的存在，大概是由核螺旋与它似乎连接。这种行为在旋涡星系中的大尺度棒中很常见，就像嵌套棒现象一样，即一个亚千秒差距的核棒存在于一个大尺度的主棒中。我们认为M31是这种嵌套的一个例子。
2018-07-26 astro-ph.GA
The degeneracy between the dust colour temperature and the spectral index. The problem of multiple chi^2 minima
由于Herschel和Planck卫星任务，人们对解释星际云的亚毫米尘埃光谱有着浓厚的兴趣。已经做了大量的工作来理解光谱指数beta_Obs和色温T_C之间的依赖关系，这部分是由噪声引起的。（T_C，beta_Obs）置信区域是细长的香蕉形结构。我们研究了在什么条件下，这些表现出异常的，强烈的非高斯行为，可能会影响所观察到的（T_C，β_Obs）关系的解释。我们检验了修正的黑体光谱和用辐射转移模型计算的100 - 850 μ m波段的对流云光谱。我们进行了改进的黑体拟合，并检查了chi^2（T_，beta_Obs）函数的结构。我们展示了当信噪比较低时，chi ^2在（T_C，beta_Obs）平面上具有多个局部极小值的情况。数据点权重的微小变化可能导致解决方案跳到完全不同的值。特别是，噪声可以导致具有低色温和高光谱指数的单独的解决方案群体的出现。这些异常是由噪声引起的，但显示多个卡方面积最小值的趋势取决于模型和所分析的波长。与假设的单一修正黑体光谱的偏差并不重要。局部极小值的存在意味着从卡方最小化得到的结果取决于优化的起点，并且可能对应于非全局极小值。（T_C，beta_Obs）分布可能被少数具有不切实际的低色温和高光谱指数的解决方案污染。必须应用适当的加权，以避免β_Obs（T_C）关系的确定受到这些测量的不当影响。
2012-03-10 astro-ph.GA
A Catalogue of Galactic Supernova Remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae
我们在银河系平面（10度）寻找已知超新星遗迹（SNRs）的远红外（FIR）对应物。|L| < 60度）在70-500微米使用赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）。在研究的71个来源中，我们发现29个（41%）SNR具有与SNR相关的粉尘排放的清晰FIR检测。其中8个的尘埃位于中心区域，4个表明脉冲星风星云（PWNe）加热的喷出物尘埃。另外23个在外壳结构中有粉尘排放，这可能与清扫材料有关。许多银河系超新星都有尘埃的特征，但我们倾向于在年轻的遗迹和那些有热源（冲击波或PWN）的遗迹中探测喷出物尘埃。我们估计的尘埃温度和质量包含在三个PWNe，G11.2-0.3，G21.5-0.9，和G29.7-0.3使用修改后的黑体拟合。为了更严格地分析不同温度下的尘埃特性和尘埃发射率指数β，我们使用点过程映射（PPMAP）。我们发现了大量的冷尘埃（在20-40 K），尘埃质量Md = 0.34 +/- 0.14太阳质量，Md = 0.29 +/- 0.08太阳质量，Md = 0.51 +/- 0.13太阳质量分别为G11.2-0.3，G21.5-0.9和G29.7-0.3。我们推导出G21.5-0.3中PWN喷出物尘埃的尘埃发射率指数为β = 1.4 +/- 0.5，而周围介质中的尘埃为β = 1.8 +/- 0.1。
2018-10-31 astro-ph.GA
A Dust spectral energy distribution model with hierarchical Bayesian inference. I. Formalism & benchmarking
本文提出了一个新的沙尘SED模型，命名为HerBIE，旨在消除噪声引起的相关性和大的散射时，执行最小二乘拟合。该代码的独创性是应用分层贝叶斯方法，以充分的灰尘模型，包括现实的光学特性，随机加热和混合的物理条件在观察到的区域。我们通过将其应用于合成观测来测试我们的模型的性能。我们探讨了几种效应对恢复参数的影响：信噪比、SED形状、样本大小、固有相关性的存在、波长覆盖范围和不同SED模型组件的使用。我们表明，这种方法是非常有效的：恢复的参数始终分布在其真实值。我们没有发现任何明显的偏见，即使是最退化的参数，或极端的信噪比。
2018-01-23 astro-ph.GA
Linking the dust and chemical evolution: Taurus and Perseus -- New collisional rates for HCN, HNC, and their C, N, and H isotopologues
HCN、HNC和它们的同位素体是普遍存在的分子，可以作为化学温度计和演化示踪剂来表征恒星形成区域。尽管它们在携带对恒星形成区域的化学和演化研究至关重要的信息方面很重要，但其中一些分子的碰撞率在过去还没有用于严格的研究。我们进行了最新的气体和尘埃的化学特性的两个不同的恒星形成区域，TMC 1-C和NGC 1333-C7，使用新的碰撞速率的HCN，HNC，和他们的同位素。我们研究了环境和恒星反馈在它们的化学和演化中可能产生的影响。通过毫米波观测，我们得到了它们的柱密度、C和N同位素分数、同分异构比和氘分馏。在3毫米和850 $μ$米的连续数据，使我们能够计算的发射率光谱指数，并寻找晶粒生长作为一个进化的示踪剂。H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比率与HCN的氘分数呈线性相关，因此其可容易地用作温度的代表。光谱指数$(β\sim 1.34-2.09)$与H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比值呈试探性的负相关关系，表明在演化的、较热的和较少氘代的源中晶粒生长。与TMC 1-C不同，NGC 1333-C7观测到的尘埃温度和光谱指数的南北梯度表明来自NGC 1333主云的反馈。通过对这两个恒星形成区的最新表征，我们发现化学和物理性质是密切相关的。尘埃温度，氘分数，和光谱指数是互补的演化示踪剂。大尺度环境因素可能主导着星团形成区的化学和演化。
2022-12-15 astro-ph.GA
Realistic Multi-temperature Dust: How Well Can We Constrain the Dust Properties of High-redshift Galaxies?
本研究通过构建基于偏态正态温度PDF的真实尘埃SED，评估单温近似在约束高红移星系尘埃性质中的准确性，发现尘埃质量在低温宽分布下可被低估达0.6 dex，且多温效应导致发射率指数偏浅，系统误差不容忽视。
2025-05-26 astro-ph.GA
Dust hot spots at 10 au scales around the Class 0 binary IRAS 16293-2422 A: a departure from the passive irradiation model
描述0类源在盘尺度上的物理条件对于约束原恒星吸积过程和行星形成的初始条件是至关重要的。利用ALMA 1.3mm和3 mm观测资料，对0级双星IRAS 16293-2422 A（sep <100 au）周围尘埃的物理条件进行了研究，观测尺度降至~10 au。环双星物质的光谱指数α的中值为3.1，色散约为0.2，没有提供其中存在毫米级颗粒的确凿证据。在两个波长下，在盘附近观测到了连续亚结构，其亮温峰值在1.3mm处，T_b约为60-80 K。这些峰值与α的强烈变化不重叠，表明它们跟踪高温点，而不是具有显著光学深度变化的区域。推测的热点尘埃温度下限分别为122、87和49 K。根据假定的尘埃不透明度指数，这些值可能会高出几倍。它们与高气体温度和增强的复杂有机分子（COM）排放重叠。这个新解决的尘埃温度分布是在更好地符合机械，而不是最常见的假设辐射加热的期望。特别是，我们发现，温度与冲击加热的预测。这一证据和最近的研究强调吸积加热0类磁盘表明，机械加热（冲击，耗散吸积供电等）。是重要的，在早期阶段，应考虑建模和测量深埋原恒星和磁盘的属性。
2022-12-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the statistics of the polarized submillimetre emission maps from thermal dust in the turbulent, magnetized, diffuse ISM
星际介质现在被广泛认为显示出归因于磁化湍流的特征。随着普朗克数据的公开发布以及目前的球载和地基实验，越来越多的数据追踪了亚毫米级银河尘埃的偏振热辐射，为限制这种磁化湍流的性质提供了选择诊断。我们的目标是约束这些属性的统计方式，特别是集中在星际磁场的湍流分量的功率谱指数在一个弥漫的分子云，北极星耀斑。我们提出了一个分析框架，这是基于模拟偏振热尘埃排放地图，使用模型尘埃密度（气体密度成比例）和磁场立方体，沿视线集成，并将这些统计数据与实际数据进行比较。模型场来自fBm过程，其允许精确控制其一点和两点统计。我们通过MCMC分析探索这些模型的九维参数空间，从而获得最佳拟合参数和相关的不确定性。我们发现，在北极星耀斑分子云的磁场湍流分量的功率谱标度与波数的幂律谱指数$2.8\pm 0.2$。它补充了一个统一的领域，其规范的POS约两倍的湍流分量的波动的规范。密度场是一个对数正态分布的场，其平均气体密度为$40\,\mathrm{cm}^{-3}$，功率谱为谱指数$1.7^{+0.4}_{-0.3}$。普朗克数据和模拟地图之间的协议，这些最佳拟合参数量化的$χ^2$值，仅略大于1。
2018-02-23 astro-ph.GA
Far-Infrared to Millimeter Astrophysical Dust Emission. II: Comparison of the Two-Level Systems (TLS) model with Astronomical Data
在以前的论文中，我们提出了一个新的模型，由无定形的天文尘埃颗粒的排放，固体物理的基础上。该模型使用的无序电荷分布（DCD）的描述结合存在的两个级别系统（TLS）的非晶态固体组成的晶粒中的缺陷。本文的目标是面对这个新的模型，以天文观测不同的银河系环境中的FIR/submm，为了获得一组典型的模型参数，作为一个银河系的参考相比，在未来的银河系和河外的研究。我们面对TLS模型与现有的天文数据。我们认为，在高纬度地区的平均发射光谱在我们的银河系测量FIRAS和WMAP，以及从银河系致密源的发射与Archeops，其中尘埃温度和发射率光谱指数之间的反比关系已被证明。我们表明，与以前提出的模型，这往往调用两个尘埃成分在不同的温度下，TLS模型成功地再现了银河SED的形状和它的演变与温度中观察到的Archeops数据。最好的TLS模型参数表明电荷相干长度为\simeq 13 nm，其他模型参数与灰尘类似物的实验室研究的预期广泛一致。我们的结论是毫米过量发射，这往往是由于存在非常冷的尘埃在弥漫ISM，可能是完全由TLS发射无序无定形尘埃颗粒。我们讨论了新模型的影响，在毫米连续观测的质量测定和发射率光谱指数随波长和尘埃温度的预期变化。赫歇尔和普朗克卫星数据的分析的影响进行了讨论。
2011-08-21 astro-ph.GA
JCMT BISTRO Survey observations of the Ophiuchus Molecular Cloud: Dust grain alignment properties inferred using a Ricean noise model
在偏振亚毫米辐射测量中，偏振分数$p$对总强度$I$的依赖性通常被参数化为$p\propto I^{-α}$ $(α\leq 1)$，并用于推断恒星形成区域中的尘埃颗粒排列效率，其中指数$α=1$表示颗粒几乎完全没有与磁场对齐。在这项工作中，我们表明，非高斯噪声特性的偏振分数可能会产生明显的测量$α\sim 1$，即使在数据中具有显着的信号-噪声在斯托克斯$Q$，$U$和$I$发射，因此与强大的测量偏振角。我们提出了一个简单的模型证明这种行为，并提出了一个标准，通过该标准，以及表征测量的极化分数可以确定。我们证明，在我们的模型是适用的，$α$可以恢复拟合的$p-I$关系与平均值的水稻分布，没有统计去偏极化分数。我们将我们的模型应用到JCMT BISTRO调查POL-2 850 $μ$ m观测的蛇夫座分子云中的三个团块，发现在外部照明的Oph A区域，$α\approx 0.34$，而在更孤立的Oph B和C，尽管他们不同的恒星形成历史，$α\sim 0.6-0.7$。因此，我们的研究结果表明，致密气体中的尘埃颗粒排列更强烈地受到入射星际辐射场的影响，而不是恒星形成历史。我们进一步发现，在比以前认为的气体密度高得多的情况下，晶粒可能会与磁场保持一致，从而可以研究恒星形成团块和核心内的磁场特性。
2019-06-08 astro-ph.GA
Multi-wavelength Stellar Polarimetry of the Filamentary Cloud IC5146: I. Dust Properties
我们目前的光学和近红外恒星偏振观测到的黑暗与IC 5146相关的对流云。这些数据使我们能够研究尘埃的性质（本文）和磁场结构（论文II）。在$R_{c}$ -、$i'$ -、$H$ -和/或$K$ -波段到$A_V \lesssim 25$的范围内共检测到2022颗背景星。不同波长的偏振百分比的比值提供了对$λ_{max}$的估计，峰值偏振的波长是粒度分布的小尺寸截止的指示。在$A_V \sim$ 3 mag时，晶粒尺寸分布似乎发生显著变化，此时$P_{R_c}/P_{H}$的平均值和分散度均降低。此外，我们发现$A_V>2.5$ mag的$λ_{max}$ $\sim$ 0.6-0.9 $μ$ m，大于一般ISM中的$\sim$ 0.55 $μ$ m，表明在低$A_V$区域中已经开始晶粒生长。我们的数据还表明，偏振效率（PE $\equiv P_λ/A_V$）随着$A_V$的下降，在$R_c$ -、$i'$ -和$K$ -波段呈幂律关系，指数分别为-0.71 $\pm$ 0.10、-1.23 $\pm$ 0.10和-0.53 $\pm$ 0.09。然而，$H$波段数据显示功率指数变化;当$A_V < 2.88\pm0.67$较大时，PE随$A_V$急剧变化（指数为-0.95 $\pm$ 0.30），但当$A_V$值较大时，PE随$A_V$平缓变化（指数为-0.25 $\pm$ 0.…
2017-10-11 astro-ph.GA
Bayesian method for the analysis of the dust emission in the Far-Infrared and Submillimeter
本文提出了一种基于贝叶斯统计的方法来拟合远红外和亚毫米波段的尘埃辐射参数。该方法估计尘埃温度和光谱发射率指数，以及它们之间的关系，适当地考虑到统计和系统的不确定性。我们测试它的三套模拟源检测的赫歇尔空间天文台在PACS和SPIRE光谱带（70-500微米），跨越了广泛的尘埃温度。模拟观测是一个单组分的星际介质，和两个双组分的来源，无论是温暖的（HII区）和寒冷的（冷团块）。我们首先定义了一个程序，以确定更好的模型，然后我们恢复模型的参数，并通过采用多变量高斯先验的蒙特卡罗马尔可夫链算法测量它们的物理相关性。在此过程中，我们评估模型恢复和参数估计的可靠性。我们的结论是，只有在某些情况下，模型和参数是正确的恢复，并在某些情况下，可能会得出错误的模型。我们应用的方法，以一组91无星冷块在臂间区域的银河平面低恒星形成活动，观察赫歇尔在Hi-GAL调查。我们的结果是一致的温度无关的光谱指数。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-Ray Emission from a prominent dust lane lenticular galaxy NGC 5866
IUCAA（印度天体物理与宇宙学研究中心）；School of Physical Sciences, S.R.T.M. University（S.R.T.M.大学物理科学学院）；School of Studies in Physics, Pt. R. S. University（Pt. R. S.大学物理学研究学院）
本研究对透镜状星系NGC 5866开展多波段观测，分析其X射线辐射的弥散与离散成分特征，同时探究了该星系尘埃带的消光特性及尘埃颗粒尺寸的影响因素。
2015-09-29 astro-ph.GA
Spatially-resolved interstellar dust properties in the face-on spiral galaxy M 99 as observed by NIKA2
Sterrenkundig Observatorium Universiteit Gent（根特大学天文台）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能及替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Grenoble INP（格勒诺布尔国立理工学院）；LPSC-IN2P3（粒子与核物理实验室）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Aix Marseille Univ（艾克斯-马赛大学）；CNES（法国国家空间研究中心）；LAM（天体物理实验室）；Institut Néel（内尔研究所）；Institut de RadioAstronomie Millimétrique (I（毫米波射电天文学研究所）
利用NIKA2观测M99星系，研究尘埃光谱指数、质量及颗粒特性空间变化，发现尘埃β值随密度变化，小颗粒比例与星际辐射场反相关，同步辐射指数与宇宙射线电子老化一致。
2026-02-23 astro-ph.GA
A resolved analysis of cold dust and gas in the nearby edge-on spiral NGC 891
我们研究了附近边缘螺旋星系NGC 891中尘埃和气体之间的联系。高分辨率Herschel PACS和SPIRE 70、100、160、250、350和500 $μ$ m图像与JCMT SCUBA 850 $μ$ m观测相结合，追踪远红外/亚毫米光谱能量分布（SED）。HI 21 cm线和CO（J=3-2）发射图分别跟踪原子和分子氢气。我们将单分量修正黑体模型与积分SED拟合，发现全球尘埃质量为8.5 $\times$ 10 $^{7}$ M $_{\odot}$，平均温度为23 $\pm$ 2 K。我们还拟合了逐像素的SED，以生成尘埃质量和温度的地图。尘埃质量分布与3.6 $μ$ m辐射所追踪的恒星总数量相关。导出的尘埃温度，范围从约17至24 K，被发现与24 $μ$ m排放。允许粉尘发射率指数变化，我们发现平均值$β$ = 1.9 $\pm$ 0.3。我们确认尘埃发射率光谱指数和尘埃温度之间的反比关系，但没有观察到任何变化，这种关系与垂直高度从中间平面的磁盘。的ISM的气体成分的灰尘属性的比较揭示了强的空间相关性之间的表面质量密度的灰尘和分子氢和总气体的表面密度。观测到的尘埃温度、H $_{2}$ -尘埃和总气体-尘埃比的不对称性暗示，恒星形成速率的提高可能是东北部比西南部有更多的分子气体可用于燃料恒星形成的结果。我们不能排除星盘东北侧恒星形成率的增强。
2014-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
CMB Shadows: The Effect of Interstellar Extinction on Cosmic Microwave Background Polarization and Temperature Anisotropy
我们评估的宇宙微波背景（CMB）和前景组件之间的组件分离的准确性的下降所造成的忽视的吸收的CMB的宇宙微波背景的银河系星际物质。由于尘埃成分，由CMB阴影引起的温度各向异性的幅度约为1 uK。该值与即将进行的CMB实验中探测非高斯性研究所需的噪声水平相当。此外，由尘埃引起的CMB阴影所引起的偏振幅度与原始引力波所留下的CMB B模式偏振的RMS值相当或更大。我们表明，应用单幂律模型作为观测到的多频数据的尘埃光谱引入系统误差，这是可比的或大于所需的噪声水平即将CMB B模式偏振实验。从亚毫米波段数据中推导出尘埃发射的本征谱，将系统误差降低到所需的噪声水平以下。然而，这种方法要求粉尘温度测量的精度优于百分之几。我们的结论是，在未来的CMB任务中，必须考虑由于灰尘的CMB阴影，以实现其目标灵敏度。我们的结果对于探测张量标量比为r=10^{-3}的原始CMB B模偏振具有重要意义。
2020-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global Spectral Energy Distributions of the Large Magellanic Cloud with Interstellar Dust
尘埃对红外辐射的影响在不同形态类型的星系中各不相同。我们研究了综合光谱能量分布在红外和亚毫米波发射的大麦云的基础上使用赫歇尔空间天文台和近中红外观测斯皮策太空望远镜的观测。我们还使用IRAS和WMAP观测来约束SED。我们解释的意见，通过使用尘埃模型与不同的粒度分布在星际介质的大麦哲伦星云，注意到大麦哲伦星云经历了不同的过程，在银河系。我们确定了光谱指数和归一化因子在-3.5至-3.45的范围内，其中对于硅酸盐颗粒，颗粒半径在1 nm-300 nm的范围内，对于石墨颗粒，颗粒半径在2 nm-1 μ m的范围内。光谱指数为-3.47时，获得了与观测到的SED的最佳拟合。使用幂律描述晶粒尺寸分布，但在a_b以下引入了一个中断，其中使用较大的指数。改变石墨粒度分布显着改变SED模式内的观测不确定性。利用GRASIL（Silva et al. 1998）对LMC中亚毫米波长到红外辐射的观测数据进行了SED拟合，得到了一组合理的化学和几何空间参数值以及一个改进的MRN模型的晶粒尺寸分布。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
