Silicate Evolution in Brown Dwarf Disks
我们提出了一个组成分析的10微米的硅酸盐光谱的棕矮星盘在金牛座和上天蝎座（UppSco）恒星形成的地区，使用档案斯皮策/IRS观测。观察到硅酸盐特征的多样性，范围从峰值在9.8微米的窄轮廓到几乎平坦的低对比度特征。对于大多数对象，我们发现几乎相等的分数为大颗粒和晶体的质量分数，这两个过程是活跃在这些磁盘。金牛座褐矮星的平均晶体质量分数为20%，比金牛座中更高质量恒星的平均值高出约2倍。发现大晶粒的质量分数随着X射线发射强度的增加而增加，而对于结晶质量分数则观察到相反的趋势。一小部分5%的金牛座褐矮星仍然被原始的类ISM尘埃所控制，其无定形亚微米颗粒质量分数约为87%。对于15%的物体，我们发现大颗粒质量分数可以忽略不计，但> 60%的小无定形硅酸盐分数。这些情况可能是在磁盘中发生大量晶粒生长和灰尘沉降，导致磁盘表面中高比例的非晶亚微米晶粒。在UppSco棕矮星中，只有usd161939的S/N高到足以正确模拟其硅酸盐光谱。我们发现，74%的小非晶颗粒和26%的晶体质量分数为这个对象。
2009-06-12 astro-ph.SR
Hubble and Spitzer Space Telescope Observations of the Debris Disk around the Nearby K Dwarf HD 92945
[摘要]我们目前的第一个解决图像的碎片磁盘周围的附近K矮HD 92945。我们的F606 W（V）和F814 W（I）HST/ACS日冕图像显示了一个倾斜的轴对称盘，由距离恒星2”.0-3”.0（43-65 AU）的内环和一个扩展的外盘组成，外盘的表面亮度随着距离恒星3”.0-5”.1（65-110 AU）半径的增加而缓慢下降。超过110天文单位的表面亮度急剧下降，表明外盘在该距离处被截断。径向表面密度分布在盘的内环和外缘都达到峰值。在外盘的尘埃散射中性，但各向同性，它有一个低的V-波段散射0.1。我们还提出了新的斯皮策MIPS测光和IRS光谱的HD 92945。这些数据表明，30微米的圆盘短轴没有红外线过量，并将70微米源的宽度限制在< 180 AU。假设尘埃由致密的天文硅酸盐颗粒组成，其表面密度分布由我们的圆盘散射光模型描述，我们成功地模拟了24-350微米的发射，最小颗粒尺寸为a_min = 4.5微米，整个圆盘的尺寸分布与a^-3.7成比例，但在内环中具有900微米的最大晶粒尺寸，在外盘中具有50微米的最大晶粒尺寸。我们的观测表明，总尘埃质量约为0.001 M地球。然而，它们提供了关于尘埃物理特性的矛盾证据：其中性V-I颜色和缺乏24微米的发射意味着颗粒大于几微米，但其各向同性散射和低散射表明大量亚微米尺寸的颗粒。该盘形态的动力学原因尚不清楚，但最近的尘埃产生和迁移行星存在…
2011-05-04 astro-ph.SR
High circular polarization of near infrared light induced by micron-size dust grains
利用三维辐射转移计算方法研究了恒星形成区近红外线的圆偏振诱导。模拟跟踪在每个散射/吸收过程中的含尘气体板组成的定向颗粒的斯托克斯参数的变化。我们发现，CP度显着扩大，根据灰尘颗粒的尺寸增加和超过$\sim 20$ %的微米级颗粒。因此，如果微米尺寸的颗粒占主导地位的尘埃气体板，高CP周围观察到的发光的年轻恒星物体可以解释。CP的分布呈现不对称的四极图案，与晶粒尺寸无关。此外，我们发现CP度依赖于尘埃气体板片的相对位置。如果一个尘埃气体板位于恒星形成区的后面，那么在$1.0~{\rm μm}$尘埃颗粒的情况下，CP达到$\sim 60$ %。因此，我们认为，所观察到的CP地图的品种可以解释由不同的尘埃颗粒的尺寸分布和配置的排列颗粒。
2020-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultracool Dwarfs Observed with the Spitzer Infrared Spectrograph -- III. Dust Grains in Young L Dwarf Atmospheres Are Heavier
本文分析了斯皮策望远镜观测的极冷矮星光谱，发现年轻低重力L型矮星的硅酸盐吸收特征由较大且重的非晶含铁镁辉石颗粒引起，首次提供了极冷大气中尘埃存在重力依赖性沉降的直接光谱证据。
2023-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vertical settling and radial segregation of large dust grains in the circumstellar disk of the Butterfly Star
背景：星周盘被认为是行星形成的环境。尘埃颗粒在这些圆盘中的生长是核心吸积气体捕获行星形成场景的第一步。可以在空间分辨图像和这些物体的光谱能量分布中追踪盘演化的指标和证据。目的：我们开发了一个模型的尘埃阶段的边缘上定向拱星盘的蝴蝶星，它允许一个适合观察到的多波长图像和SED同时。研究方法：我们的模型是基于空间分辨的高角分辨率的意见，在1.3毫米，894微米，2.07微米，1.87微米，1.60微米，1.13微米和广泛覆盖的SED范围从12微米到2.7毫米，包括详细的光谱与斯皮策太空望远镜获得的范围从12微米到38微米。基于网格搜索方法的参数研究，包括对每个参数的详细分析，以约束圆盘参数并找到独立观测的最佳拟合模型。使用我们的连续辐射转移代码，同时对单个观测进行建模。结果：我们得到了一个模型，能够在同一时间再现所有的磁盘的意见。我们发现定量的证据，晶粒生长到~100微米大小的颗粒，垂直沉降的较大的尘埃颗粒向磁盘中平面，和径向偏析的后者向中央恒星。在我们的最佳拟合模型中，大颗粒的分布在100 AU处的尺度高度为3.7 AU，径向范围为175 AU，而在100 AU处的流体静力学尺度高度为6.9 AU，外盘半径为300 AU。我们的研究结果与目前的拱星盘演化和行星形成早期阶段的理论模型是一致的。
2013-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Steepening of the 820 micron continuum surface-brightness profile signals dust evolution in TW Hya's disk
行星形成盘中的晶粒生长是行星形成的第一步。颗粒的生长和它们向内的漂移在尘埃表面密度分布和由此产生的热连续辐射的表面亮度分布上留下了明显的印记。我们确定的表面亮度轮廓的连续发射使用解决观察在毫米波长的磁盘TW Hya周围，并推断表面密度和尘埃不透明度的尘埃演化的签名。档案ALMA观测在820微米的基线高达410 kilobda的参数化磁盘模型进行比较，以确定表面亮度轮廓。在尘埃不透明度不变的假设下，破碎的径向幂律最好地描述了尘埃表面密度，从（已知的）内孔的4.1 au半径到47.1 +/- 0.2 au的翻转半径的斜率为-0.53 +/- 0.01，在更大的半径处变陡到-8.0 +/- 0.1。超过~60 Au时，发射下降到检测限以下。尘埃表面密度的形状与理论上预期的颗粒生长、破碎和漂移是一致的，但它的总尘埃含量和翻转半径对于TW Hya的8-10百万年年龄来说太大了，即使考虑到径向变化的尘埃不透明度。需要TW Hya和其他磁盘的ALMA的更高分辨率成像，以确定是否与以下相关的不可见间隙，例如，嵌入的行星在大半径处捕获颗粒，或者如果与CO雪线相关的局部增强的颗粒生长解释了毫米连续表面亮度轮廓的范围。在后一种情况下，人口研究应该揭示一氧化碳雪线的位置和毫米连续的范围之间的相关性。在前一种情况下，如果CO冻结促进了行星形成，这种相关性也应该延伸到间隙的位置。
2015-12-17 astro-ph.SR
SOFIA/FORCAST Observations of Warm Dust in S106: A Fragmented Environment
我们提出了SOFIA/FORCAST的S106中红外（19 - 37微米）成像观测，并补充了Spitzer/IRAC（3.6 - 8.0微米），IRTF/MIRLIN（11.3和12.5微米）和Herschel/PACS（70和160微米）的红外观测。我们使用这些观测，文献中的观测和辐射传输模型来研究该地区温暖（~ 100 K）尘埃的加热和成分。尘埃是由源S106红外辐射加热，与颗粒电子碰撞和Ly-alpha辐射的贡献很小。尘埃的光度>~（9.02 +/- 1.01）x 10^4 L_sun，与中晚型O星的加热一致。我们发现，在叶的温度梯度（~ 75 - 107 K），这是一致的尘埃赤道周围的S106 IR的几何形状。此外，SOFIA观测解决了几个冷（~ 65 - 70 K）的车道和口袋的温暖（~ 75 - 90 K）的尘埃电离阴影，表明环境是分散的。我们模型的尘埃质量作为一个组成的无定形硅酸盐，无定形碳，大颗粒，非常小的颗粒，和多环芳烃。我们提出了S106中几个位置的每种颗粒组分的相对丰度。
2015-10-15 astro-ph.SR
Panchromatic Imaging of a Transitional Disk: The Disk of GM Aur in Optical and FUV Scattered Light
我们已经用HST对GM Aur进行了成像，在1400 A和1650 A的散射光下检测了它的圆盘，并将这些与3300 A，5550 A，1.1微米和1.6微米的观测结果进行了比较。散射光在较短波长处增加。在3300 A的径向表面亮度剖面没有显示出以前在亚毫米观测中观察到的24 AU半径空腔的证据。与尘埃颗粒不透明度模型的比较表明，整个磁盘的表面填充亚微米颗粒。我们已经编制了一个SED从0.1微米到1毫米，并使用它来约束一个模型的明星+磁盘系统，其中包括亚毫米腔使用Monte Carlo辐射转移代码由芭芭拉惠特尼。最佳拟合模型图像表明，如果空腔中的大小灰尘颗粒都被清除，那么在F330 W带通中应该可以检测到空腔，但是我们没有检测到它。我们对此提出了一种解释，可能是由于24 AU内部有一颗质量小于9木星质量的行星。一个独特的圆柱形结构中检测到的FUV数据从高级相机的调查/日盲通道。它沿着系统的半短轴排列，但不像吸积驱动的喷流。该结构是边缘增亮的，并在磁盘中平面上方延伸190 +/- 35 AU。边缘增亮的内半径为40 +/- 10 AU，刚好超过亚毫米腔壁。
2016-07-12 astro-ph.SR
Interstellar Medium Sculpting of the HD 32297 Disk
我们在1.6和2.05 \micron的散射光中探测到HD 32297碎片盘。我们使用这些新的意见与以前的散射光图像的磁盘在1.1 \micron检查的结构和散射效率的磁盘作为波长的函数。除了表面亮度的不对称性和扭曲的形态超过$\sim$ 1 \farcs 5的一个叶盘，我们发现，存在着不对称的光谱特征的颗粒之间的东北和西南叶。盘叶的大多数中性颜色意味着大约1 \micron大小的颗粒负责散射。我们发现，在颜色和形态的不对称性，可以合理地解释HD 32297的运动到一个密集的ISM云在相对速度为15公里的$^{-1}$。我们模拟了尘埃颗粒与HI气体在云中的相互作用。我们认为，超音速弹道阻力可以解释HD 32297，HD 15115和HD 61005的碎片盘的形态。
2009-08-30 astro-ph.SR
Dust in AGB wind-ISM interaction regions
我们的目标是限制尘埃质量和颗粒大小之间的相互作用区域的恒星风和ISM周围的渐近巨星分支星。通过描述这些区域的尘埃，我们的目标是阐明低质量演化恒星在星系尘埃起源中的作用。我们使用在70微米和160微米的远红外图像，以获得周围的富碳和富氧的渐近巨星分支（AGB）恒星的样本风ISM相互作用区域的尘埃温度和尘埃质量。尘埃的温度和质量用两种方法确定。首先，直接从数据中使用测量的通量的比率，并假设具有0.1微米的恒定粒度的灰尘的不透明度。然后，我们执行三维尘埃辐射转移模型的空间约束的意见，一致地计算温度和质量。对于辐射转移模型，每个模型包含一个恒定的晶粒尺寸，其在0.01微米至5.0微米之间变化。我们发现，观测到的尘埃质量的风ISM相互作用区域是一致的质量积累的恒星风。对于富碳源，在辐射转移模型中添加空间约束会导致优先获得更大的晶粒尺寸（约为1000 nm）。2微米）。对于富氧源的空间限制导致太高的温度在模型中，使得它不可能适合所观察到的远红外比，无论使用的晶粒尺寸，表明一个更复杂的相互作用的晶粒特性和恒星辐射场。这些结果对这些颗粒在过渡到ISM中存活的可能性以及后来作为ISM中颗粒生长种子的尘埃颗粒的性质具有影响。然而，富氧源的结果表明，尘埃性质的推导并不直接，需要更复杂的建模
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inhibited Coagulation of Micron-size Dust Due to the Electrostatic Barrier
原行星盘中固体物质的碰撞演化是星子、彗星和行星形成的关键步骤。虽然稠密的原行星环境有利于尘埃的快速凝聚，但有几个因素限制了从星际微米大小的颗粒到卵石大小的聚集体的直接途径。除了颗粒的弹跳、碎裂和快速漂移到中心恒星之外，一个值得注意的限制因素是带相同电荷的颗粒的静电排斥。在这项研究中，我们的目标是在理论建模的粉尘凝聚耦合粉尘充电和磁盘电离计算。我们表明，静电势垒是一个很强的抑制因素，在磁盘的死区（湍流被抑制）的微米级粉尘的凝聚。虽然持续的湍流有助于克服静电屏障，但即使在这种情况下，粉尘聚集体的低分形维数也可能阻止其进一步凝聚。库仑排斥力可能会将很大一部分小尘埃保留在磁盘大气和外部区域中。
2020-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Young stars in Epsilon Cha and their disks: disk evolution in sparse associations
附近的年轻恒星协EpperyCha星协估计年龄为3-5百万年，使其成为研究盘耗散过程和提供行星形成时间尺度的经验约束的理想实验室。我们结合现有的文献数据与我们的斯皮策IRS光谱和VLT/VISIR成像数据。极低质量恒星USNO-B120144.7和2 MASS J12005517的光谱能量分布呈现出全球性的耗尽，指向强烈的尘埃沉降。2 MASS J12014343可能有一个具有非常特定倾角的圆盘，其中中心恒星被张开的圆盘的寒冷外部有效地屏蔽，但温暖的内部圆盘的10微米辐射仍然可以到达我们。我们发现在稀疏的恒星协会的磁盘消散速度比那些在密集（集群）的环境。我们在USNO-B120144.7的IRS光谱上检测到C_{2} H_{2}在13.7微米附近的振转带。我们发现强烈的签名的晶粒生长和结晶在所有的EpperyCha成员与10微米的功能检测到他们的IRS光谱。我们结合了在埃帕查样品中得到的灰尘性质与在MBM 12，皇冠集群，埃塔查协会，并在核心到磁盘（c2 d）遗留程序中使用相同或相似的方法发现的那些。我们发现，低质量的年轻恒星周围的磁盘显示出负的径向梯度的质量平均晶粒尺寸和质量分数的结晶硅酸盐。如果吸积速率高于~10^{-9} Msun/yr，则无定形硅酸盐的质量平均粒度与吸积速率之间存在正相关，这可能表明这些盘具有足够的湍流，可以防止几微米大小的颗粒沉入盘内部。
2012-10-21 astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk II. Keck Nuller mid-infrared observations
我们报告的高对比度中红外观测北落师门与凯克干涉仪零（KIN）显示一个小的解决超出预期的水平从恒星光球。测得的零过量在8至11微米之间具有0.35% +/-0.10%的平均值，并且从8微米增加至13微米。由于仪器的视场很小，这个边际过剩的来源必须包含在北落师门的2AU范围内。这一结果让人想起之前的VLTI K波段观测，这意味着存在约0.88%的过量，并认为位于北落师门6 AU范围内的热尘埃颗粒的热辐射是最合理的解释。使用参数化的二维辐射转移代码和贝叶斯分析，我们研究不同的尘埃盘结构，同时再现近红外和中红外数据。虽然没有一个明确的解释北落师门的热过剩，我们的模型表明，最有可能的内部几个AU磁盘的几何结构由两个组件的结构，两个不同的和空间上不同的颗粒种群。2至11微米的数据与非常小（~ 10至300 nm）的富含碳颗粒的内部热环一致，这些颗粒集中在0.1 AU左右。第二个尘埃群由更大的颗粒（几微米到几十微米的大小）组成，位于更冷的区域，在那里常规的天文硅酸盐可以生存，内部边缘约为1AU。从动力学的角度来看，亚微米尺寸颗粒的内部浓度的存在是令人惊讶的，因为这些颗粒应该在短短几年内被辐射压力从内部行星系统中驱逐出去。这可能是因为某些过度的补充率（例如，许多掠食彗星来自外部水库），或者是因为存在某种阻止颗粒向外移动的制动机制。
2012-11-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Infrared interferometric imaging of the compact dust disk around the AGB star HR3126 with the bipolar Toby Jug Nebula
渐近巨星分支（AGB）恒星HR 3126，与弧分尺度的双极托比壶星云有关，提供了一个难得的机会来研究AGB阶段结束时双极结构的出现。我们在甚大望远镜干涉仪上用AMBER和GRAVITY（2- 2.45微米）进行了长基线干涉观测，用VLT/NACO（2.24微米）进行了散斑干涉观测，用SPHERE-ZIMPOL（0.55微米）和VISIR（7.9- 19.5微米）进行了成象。在2.1- 2.29微米的连续光谱中，从AMBER+GRAVITY数据中重建的图像显示，中心恒星被一个椭圆环状结构所包围，其半长轴和半短轴分别为5.3和3.5质量。这个环被解释为赤道尘埃盘的内缘，从大约50度的倾角看去，它的轴大约与双极星云对齐。该盘令人惊讶地紧凑，内半径仅为3.5 Rstar（2 au）。我们的2-D辐射转移模型表明，光学厚的耀斑光盘与硅酸盐颗粒大至~4微米，可以重现所观察到的连续图像和光谱能量分布。在CO第一泛音带中获得的图像揭示了中心恒星周围的细长延伸发射，表明恒星大气的扁率或尘埃腔内存在CO气体盘。使用SPHERE-ZIMPOL、NACO和VISIR无法解析该对象。如果这个圆盘是和双极星云一起形成的，那么颗粒从亚微米到几微米的增长应该发生在星云的动力学年龄~3900年。在重建的图像中没有检测到伴星意味着它的2.2微米亮度比红巨星低30倍以上，或者它可能是由于双星相互作用而被撕碎的。
2020-12-01 astro-ph.SR
SOFIA mid-infrared observations of Supernova 1987A in 2016 --- forward shocks and possible dust re-formation in the post-shocked region?
超新星（SN）1987 A的赤道环暴露于SN爆炸波的前向冲击波中，有人认为这些前向冲击波一直在破坏环中的尘埃。我们在2016年获得了SN\，1987 A的SOFIA FORCAST 11.1、19.7和31.5微米测光。与10年前的斯皮策测量相比，31.5微米的通量显著增加。31.5微米处的过量似乎与5年前检测到的Herschel 70微米过量有关。要解释这31.5- 70微米的过量，尘埃质量需要3- 7 × 10 ^-4兆太阳能，比10年前数据估计的环尘埃质量（1 × 10 ^-5兆太阳能）大10倍以上。我们认为，尘埃颗粒重新形成或增长后，冲击波在环中的区域后，向前冲击破坏了预先存在的尘埃颗粒在环中，并释放到气体中的难熔元素。在冲击波后的区域，原子可以粘附在幸存的尘埃颗粒上，尘埃质量可能增加（颗粒生长），或者尘埃颗粒可能直接从气体中凝结。另一种可能性是，膨胀的喷出物尘埃的外部可能被来自星周环的X射线辐射加热。这种过剩的未来发展可以揭示颗粒是否在环的冲击后区域重新形成，或者喷射的尘埃是否被X射线加热。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The edge-on disk Tau042021: icy grains at high altitudes and a wind containing astronomical PAHs
本研究通过辐射传输模型重现JWST对侧视盘Tau042021的光谱，发现高海拔处存在冰冷颗粒，并探测到含天文PAH谱带载体的X形风，揭示了盘中尘埃与冰的分布特性。
2025-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundant sub-micron grains revealed in newly discovered extreme debris discs
本文通过小规模巡天新发现四个极端碎片盘，并结合VLT/VISIR测光证实八个EDD均显示亚微米颗粒的10μm固态发射特征，提出双星伴星可能触发较老系统中的晚期巨型碰撞。
2024-02-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
New Debris Disks Around Young, Low Mass Stars Discovered With The Spitzer Space Telescope
作为斯皮策保证时间计划的一部分，我们对70颗A到M型矮星进行了24和70微米MIPS观测，估计年龄从800万年到1.1千兆年。我们的样本选自具有常见年轻指标的恒星，如锂丰度，X射线活动，色球活动和快速旋转。我们将我们的MIPS观测结果与经验推导的K-[24]颜色作为恒星有效温度的函数进行比较，以确定24和70微米的过量。我们确认之前发布的HD 92945、HD 112429和AU Mic的70微米超标。我们目前发现了五颗恒星70微米的超差：HD 7590，HD 10008，HD 59967，HD 73350和HD 135599。我们还提出了对10颗恒星的24微米超差的检测：HD 10008，GJ 3400 A，HD 73350，HD 112429，HD 123998，HD 175742，AT Mic，BO Mic，HD 358623和GI 907.1。我们发现，大70微米的过剩是不太常见的恒星周围的有效温度小于5000 K（3.7%）比周围的恒星有效温度在5000 K和6000 K（21.4%），尽管较冷的恒星有一个年轻的中位年龄在我们的样本（12与3.4亿年）。我们发现，先前报道的TWA 13 A在70微米处的过量是由于附近的背景星系。在附录中，我们提出了一个更新的分析尘埃颗粒去除时间尺度由于颗粒颗粒碰撞和辐射压力，坡印廷-罗伯逊阻力，恒星风阻力和行星尘埃动力学相互作用。
2009-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Probing the Structure of Interstellar Dust from Micron to Kpc Scales with X-ray Imaging
X射线机制在很大程度上是一种未充分利用的资源，用于限制星际尘埃颗粒模型，并提高我们对决定颗粒在其生命周期中如何演变的物理过程的理解。这主要是由于目前的探测器相对较低的灵敏度和高背景，限制了目标最明亮的来源。下一代X射线探测器灵敏度的提高将使我们能够以更高的角分辨率研究更微弱的源，从而在质量和数量上扩大我们的采样视线。
2019-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of dust in the detached shells around U Ant, DR Ser, and V644 Sco
了解恒星演化渐近巨分支阶段产生的尘埃的性质对于理解恒星和星系的演化具有重要意义。最近对碳AGB星R Scl的观测表明，远红外和亚毫米波长的观测可以有效地限制壳层中的颗粒大小，而总质量取决于颗粒的结构（固体与中空或蓬松）。我们的目标是约束的尘埃在三个碳AGB星U Ant，DR Ser和V644 Sco周围的分离壳中观察到的亚毫米级的属性，并调查由远红外和亚毫米观测提供的尘埃质量和粒度的约束。我们使用APEX上的LABOCA在870微米处观测了碳AGB星U Ant、DR Ser和V644 Sco。结合从光学到远红外的观测，我们建立了尘埃辐射转移模型的光谱能量分布（SED）的贡献，从恒星，现在的质量损失和分离壳。我们测试了不同的总粉尘质量和粒度的SED的效果，并试图一致地再现SED从光学submm。我们推导出尘埃质量的外壳中的几个10 e-5 Msun，假设球形，固体颗粒。最佳拟合晶粒半径相对较大，并且表明存在0.1微米-2微米之间的晶粒。LABOCA观测受到12 CO（3-2）的污染，因此在亚毫米波长处给出的通量高于预测的尘埃排放。我们调查的最佳拟合模型的影响，通过假设不同程度的污染，并表明，远红外和亚毫米观测是重要的，以约束壳中的尘埃质量和粒度。
2018-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does the Debris Disk around HD 32297 Contain Cometary Grains?
我们提出了一个自适应光学成像探测的HD 32297碎片盘在L'（3.8 \microns）获得的LBTI/LMIRcam红外仪器在LBT。在每分辨率元件的信噪比约为3-7.5（从约0.3-1.1”（30-120 AU））时检测到磁盘。在L'处的圆盘是弯曲的，正如在较短波长处所看到的那样。这可能表明磁盘不是完美的边缘上，并包含高度向前散射的颗粒。在~ 50 AU的内部，L'的表面亮度在盘的两侧急剧上升，这也是以前在Ks波段看到的。这些证据共同指向了位于$\lesssim$ 50天文单位的包含第二个内部组件的圆盘。将L'处盘的外部（50 $< r$ /AU $< 120$）部分的颜色与1-2 \microns处盘的HST/NICMOS存档图像进行比较，使我们能够测试唐纳森等人最近提出的彗星颗粒模型。我们发现，该模型未能同时匹配磁盘的表面亮度和光谱（减少卡方= 17.9）。当我们修改模型圆盘的密度分布时，我们获得了更好的整体拟合（约简卡方= 2.9）。所有数据的最佳拟合是纯水冰模型（约化卡方= 1.06），但在3.1 \microns的额外解析成像是必要的，以限制有多少（如果有的话）水冰存在于磁盘中，这可以帮助完善最初提出的彗星颗粒模型。
2014-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wavelength-Dependent Extinction and Grain Sizes in Dippers
本研究利用SpeX光谱仪观测K2发现的非边缘视Dippers，发现其尘埃颗粒性质与星际介质不同但类似年轻恒星体盘，消光模型要求大颗粒并排除小颗粒，掩食变化由内盘表面层遮挡引起，且He I谱线变化揭示了气体与尘埃的混合。
2023-04-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Explorations Beyond the Snow Line: Spitzer/IRS Spectra of Debris Disks Around Solar-Type Stars
我们用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）观测了152颗邻近的太阳型恒星。包括符合我们标准但在其他调查中观察到的恒星，我们在长波长IRS波段（30-34微米）发现过量的总体成功率为11.8% +/-2.4%。在短波长波段（8.5-12微米）的过量成功率约为1%，包括来自其他调查的源。对于在8.5-12微米没有过量的恒星，IRS数据设定的3 σ极限约为我们太阳系中黄道辐射水平的1,000倍，而在30-34微米设定的极限约为我们太阳系水平的100倍。其中两颗恒星（HD 40136和HD 10647）的光谱特征很弱，其他恒星的过量辐射没有特征。如果发射物质由大（10微米）颗粒组成，因为缺乏光谱特征，我们发现这些颗粒通常位于雪线或雪线以外，距离主星约1-35 AU，平均距离为14 +/- 6 AU;然而，较小的颗粒可能位于距离主星更远的距离。这些距离对应的尘埃温度范围为~50-450 K。几个磁盘很好地模拟了一个单一的尘埃温度，可能表明一个环状结构。然而，单个尘埃温度与样本中其他圆盘的数据不匹配，这意味着这些圆盘内的温度分布。对于大多数过剩的恒星，我们在IRS和MIPS波长处都检测到过剩。在这个样本中，只有三颗恒星的MIPS超过70微米，而没有IRS超过，这意味着在太阳型恒星周围非常冷的尘埃是罕见的。
2009-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do cement nanoparticles exist in space ?
水化硅酸钙被用来模拟地球上水泥的性能。我们研究水泥纳米粒子，并提出这些结构作为宇宙尘埃颗粒的组成部分。用量子密度泛函理论计算了Ca_4Si_4O_（14）H_4、Ca_6Si_3O_（13）H_2和Ca_（12）Si_6O_（26）H_4团簇的红外光谱。我们发现波段分布在近，中，远红外区域。在14微米处的一个特定的硅酸钙水合物光谱特征，以及在10和18微米处的其他硅酸盐的谱带，可以用于探测宇宙水泥。我们将计算的谱带与红外空间天文台观测到的HD 45677、HD 44179和IRC+10420光谱中的14微米特征进行了比较，并将其归类为剩余谱带。高丰度的氧原子在水泥纳米粒子可以部分解释观察到的耗尽这种元素从星际介质到尘埃颗粒。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
