Destruction of Interstellar Dust in Evolving Supernova Remnant Shock Waves
超新星产生的冲击波是造成星际介质（ISM）中大部分尘埃颗粒破坏的原因。迄今为止，尘埃破坏时标的计算都是使用平面平行定常激波进行的，然而，当破坏时标变得比超新星遗迹（SNR）激波演化的时标更长时，这种近似就失效了。在本文中，我们提出了新的计算粮食破坏的发展，辐射信噪比。为了便于与Jones等人（1996年）以前的研究进行比较，我们采用了与该论文相同的粉尘特性。我们发现，当SNR中的冲击气体包的热历史与稳态冲击后的热历史显著不同时，晶粒破坏的效率与稳态冲击的效率最不一致。这种情况发生在速度>~ 200 km/s的冲击波中，此时残余物刚刚开始辐射。假设信噪比在暖相主导的ISM中演变，我们发现与Jones等人（1996）假设的热气主导的ISM相比，尘埃破坏时间尺度增加了约2倍。最近对超新星速率和ISM质量的估计导致破坏时间尺度增加了约3倍，导致硅酸盐颗粒破坏时间尺度为约2-3 Gyr。这些增加，虽然不能解决硅酸盐颗粒的破坏和创建的时间尺度不一致的问题，是一个重要的一步，了解起源，并在ISM中的灰尘的演变。
2015-02-03 astro-ph.GA
Interstellar dust production, destruction and effects of dust depletion in galaxies
INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文物理与空间科学观测站）
本文综述了尘埃颗粒如何影响星际化学丰度及调控星系尘埃预算的过程，探讨了尘埃在高红移系统中的作用，并指出未来需关注高红移尘埃预算和低金属licity系统的性质研究。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the dust destruction efficiency of supernovae
超新星对尘埃的破坏是从星际介质中去除尘埃的主要过程之一。这个过程的效率的估计，无论是理论上的还是观测上的，通常都假设冲击波传播到均匀介质中，而ISM在现实中具有重要的子结构。我们自洽模型的尘埃和气体性质的冲击ISM在三个超新星遗迹（SNR），结合相应的发射模型，使用X射线和红外（IR）数据。来自X射线观测的气体的碰撞加热产生的尘埃温度太高，以适应每个SNR的远红外通量。需要额外的较冷尘埃成分，其最小质量比被X射线发射气体加热的热尘埃大几个数量级。尘埃与气体的质量比表明，X射线发射材料中的大部分尘埃已经被破坏，而冷组分中幸存的尘埃的比例可能接近于1。由于冷成分几乎构成了所有的尘埃总质量，基于均质模型的销毁时间尺度，不能解释冲击气体和尘埃的多个阶段，可能会大大高估实际的尘埃销毁效率，从而低估颗粒寿命。
2020-11-02 astro-ph.GA
Destruction of the interstellar dust by a supernova
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）
研究超新星残骸中星际尘埃的破坏机制，探讨气体密度和金属licity对尘埃破坏的影响，发现不同环境下尘埃破坏存在快速完全和渐进弱化两种模式，指出尘埃冷却抑制破坏并提出尘埃质量与金属licity的线性关系。
2026-04-09 astro-ph.GA
Dust survival rates in clumps passing through the Cas A reverse shock -- II. The impact of magnetic fields
尘埃颗粒形成于核心坍缩超新星的凝块喷出物中，在那里它们受到反向冲击，这能够破坏凝块并摧毁颗粒。重要的粉尘销毁过程包括热溅射和动力溅射以及碎裂和颗粒蒸发。在本研究中，我们专注于磁场对破坏过程的影响。我们已经进行了磁流体动力学模拟，使用AstroBEAR模型与喷出物块相互作用的冲击波。尘埃运输和破坏分数计算使用我们的后处理代码纸船中的加速晶粒由于磁场和程序，允许部分晶粒汽化已新实施。对于富氧超新星遗迹仙后座A，我们发现一个显着较低的尘埃存活率时，磁场是垂直于冲击方向对齐相比，非磁性的情况。对于平行场对准，破坏也被增强，但处于较低水平。存活分数敏感地依赖于团块和周围介质之间的气体密度对比以及颗粒大小。对于$100$的低密度对比度，例如，$5\,$纳米硅酸盐颗粒被完全破坏，而$1\,μ$ m颗粒的存活分数为$86\,$ %。对于$1000$的高密度对比度，$95\,$ %的$5\,$ nm颗粒存活，而$1\,μ$ m颗粒的存活分数为$26\,$ %。对存活率的影响可忽略不计，但与密度对比度、磁场强度和晶粒尺寸相比具有较低的影响。
2023-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust destruction and survival in the Cassiopeia A reverse shock
核心坍缩超新星（CCSNe）产生大质量（$\gtrsim 0.1 \, {\rm M}_\odot$）的尘埃，并且可能是宇宙中尘埃的主要来源，但是这些尘埃中的大部分可能在到达星际介质之前被摧毁。仙后座A（Cas A）是目前唯一一个可以观测到反向激波中尘埃破坏效率的超新星遗迹。我们确定前和后冲击尘埃质量在Cas A使用一个大大改进的尘埃排放模型。在我们优选的模型中，未受冲击的喷出物含有$0.1 \, {\rm μm}$硅酸盐颗粒的$0.6-0.8 \, {\rm M}_\odot$，而冲击后喷出物含有密集团块中的$5-10 {\, {\rm nm}}$颗粒的$0.02-0.09 \, {\rm M}_\odot$，以及发射扩散X射线的冲击喷出物中的$0.1 \, {\rm μm}$颗粒的$2 \times 10^{-3} \, {\rm M}_\odot$。隐含的粉尘破坏效率是团块中的$74-94 \%$和总体$92-98 \%$，使Cas A的最终粉尘产量为$0.05-0.30 \, {\rm M}_\odot$。如果未受冲击的喷出物颗粒大于$0.1 \, {\rm μm}$，则尘埃质量较高，破坏效率较低，最终产量可能超过$0.5 \, {\rm M}_\odot$。由于Cas A有一个致密的星周环境，因此有一个比典型的强得多的反向激波，所有CCSNe的平均尘埃破坏效率可能较低，平…
2021-11-01 astro-ph.GA
The influence of dust destruction on gas cooling
P.N. Lebedev Physical Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）；M.V. Lomonosov Moscow State University, Faculty of Space Research（莫斯科国立大学空间研究系）
研究早期宇宙尘埃丰度超模型预测的情况，通过考虑尘埃冷却等因素，针对不同初始温度和金属丰度研究气体等容冷却，揭示尘埃对气体冷却的影响及颗粒尺寸分布、气体不均匀性等因素的作用。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
PAH destruction and survival in the disks of T Tauri stars
在斯皮策对金牛星及其圆盘的观测中，只有不到10%的天体检测到了多环芳烃的特征，尽管恒星的光球层足够热，可以激发多环芳烃。为了解释这一不足，我们讨论了PAH破坏光子假设的恒星旁边的光球发射也有FUV，EUV和X射线组件的分数光度分别为1%，0.1%和0.025%，分别。作为PAH的破坏过程中，我们考虑单分子解离，并提出了一个简化的计划，以估计从恒星的位置，分子变得光稳定。我们发现，能量低于~ 20 eV的软光子只能在离恒星很短的距离（r < 1AU）内解离多环芳烃;而硬光子（EUV和X射线）的解离效率很高，可以摧毁所有的多环芳烃（从圆盘中它们可以被激发的区域）。作为PAH生存的可能途径，我们建议在磁盘湍流运动。它们可以补充多环芳烃或将其从硬光子的范围内移除。对于标准圆盘模型，其中表面密度变化为1/r，中面温度变化为1/r^{0.5}，PAH存活的临界垂直速度与r^{-3/4}成正比，在10 AU处等于~ 5 m/s，这在表层的预期速度范围内。参数的不确定性是大到足以解释检测和未检测到的多环芳烃。我们的近似处理也考虑到气体的存在，在磁盘的顶部，是电离的，在较低的水平中性。
2009-11-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dust Destruction Rates and Lifetimes in the Magellanic Clouds
星系中尘埃的性质、成分、丰度和大小分布取决于它在不同恒星源中产生和被星际冲击破坏的速率。由于其广泛的波长覆盖范围，接近和几乎面对面的几何形状，麦哲伦云（MC）提供了一个独特的机会来详细研究这些过程。在本文中，我们使用完整的样品超新星遗迹（SNRs）的MC计算的寿命和破坏效率的硅酸盐和碳尘埃在这些星系。我们发现尘埃寿命为22 +- 13百万年（30 +- 17百万年）的硅酸盐（碳）颗粒在大麦哲伦星云，和54 +- 32百万年（72 +- 43百万年）的硅酸盐（碳）颗粒在SMC。在MCs的寿命显着较短，相比银河系，被解释为其较低的总尘埃质量的综合效果，以及在MCs的尘埃破坏孤立的SNe似乎优先发生在地区高于平均尘埃气体（D2 G）质量比的事实。我们还计算了超新星速率和当前的恒星形成率的MC，并使用它们来获得最大的尘埃注入率的渐近巨星分支星和核心坍缩超新星。我们发现，注入率是一个数量级低于粉尘破坏率的信噪比。这支持了以下结论：除非尘埃的破坏率被大大高估，否则大多数尘埃必须由致密分子云中的幸存颗粒重新组成。更一般地说，我们还讨论了依赖于当地的D2 G质量比，周围的气体密度和金属丰度的尘埃破坏率，以及我们的结果应用到其他星系和尘埃演化模型。
2014-11-17 astro-ph.GA
Dust destruction in non-radiative shocks
超新星遗迹冲击波是星际尘埃颗粒被破坏的主要场所。然而，在非辐射冲击中的粉尘销毁效率仍然不是很清楚。一种方法来估计被摧毁的尘埃的分数是比较冲击后的气体丰度和震前介质总丰度之间的差异时，震前元素耗尽因素是已知的。我们比较了大麦云云（LMC）中16个SNR的激波后气体丰度与我们基于69颗慢转早期B型星推导出的LMC星际介质丰度。结果表明，在冲击波中，平均有$\sim$ 61%的富硅尘埃颗粒被破坏，而富铁尘埃颗粒的破坏率仅为$\sim$ 40%.这一结果支持了这样一种观点，即在扩散中性介质中，Fe的高度耗尽不是由富Fe晶粒的回弹性引起的，而是由于更快的生长速率。这项工作也为限制星际尘埃的化学成分提供了一种潜在的方法。
2019-07-29 astro-ph.GA
Dust Destruction by Charging: A Possible Origin of Grey Extinction Curves of Active Galactic Nuclei
观测到的活动星系核（AGN）的消光曲线与在银河系中观测到的有很大的不同。这些观测需要优先移除活动星系核环境中的小颗粒;然而，其物理机制仍不清楚。在本文中，我们提出，尘埃破坏充电，或库仑爆炸，可能是负责活动星系核消光曲线。强烈的活动星系核辐射通过光电发射使尘埃颗粒高度带电，当带电颗粒的静电张应力超过其拉伸强度时，通过库仑爆炸发生颗粒裂变。我们发现库仑爆炸可以优先去除小的硅酸盐和石墨颗粒，并成功地再现了平坦的消光曲线和2175 Ω ~凸点的情况。
2020-02-19 astro-ph.GA
Forbidden Iron Lines and Dust Destruction in Supernova Remnant Shocks: The Case of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个完整的整体现场调查的结果，明亮的SNR N49在LMC，获得了WiFeS仪器安装在ANU的2.3米望远镜在Siding Spring天文台。从理论冲击模型与新的映射5.1代码，我们第一次，进行了详细的丰度和动力学分析，涵盖8个独立阶段的电离超新星遗迹的光学Fe发射线光谱。这使我们能够得到作为电离阶段的函数的粉尘损耗因子。我们已经表明，有大量（30% - 90%）的破坏含铁尘埃颗粒在这些快速冲击（$v_s \sim 250$ km/s），我们已经证实，占主导地位的尘埃破坏是通过非热溅射和颗粒颗粒碰撞机制，在一些理论工作。
2016-05-08 astro-ph.GA
On saturation of betatron acceleration of dust particles behind shock fronts
本文考虑了超新星强激波阵面后面尘埃粒子的感应加速器加速饱和的可能性。有人认为，非热尘埃破坏的效率应大大低于从辐射冲击波后面的尘埃粒子的电子感应加速器加速的传统描述估计的值。非热破坏的抑制可能与速度超过Alfvén速度3倍的强激波后尘埃成分中产生的镜像不稳定性有关。不稳定性的发展特征的时间尺度短得多的超新星遗迹的年龄，因此它的影响，尘埃销毁的效率可以是实质性的：在冲击波速度100公里秒$^{-1}<v_s<300$公里秒$^{-1}$的破坏效率可以是一个数量级低于正常估计。
2010-02-01 astro-ph.GA
Supernovae within Pre-existing Wind-Blown Bubbles: Dust Injection vs. Ambient Dust Destruction
通过三维流体动力学模拟，在这里，我们评估的影响，超新星爆炸发生在风驱动的气泡上的生存或破坏的尘埃颗粒。我们考虑这两种情况，喷出物内产生的尘埃和尘埃最初存在于周围的气体中，后来锁定在周围的风驱动的外壳。超新星爆炸波与风驱动的壳层的碰撞导致一个传输的冲击波进入壳层，并将反射的冲击波带入喷出物。传递的冲击波能够摧毁大量的灰尘锁在壳，但只有当风驱动的壳的质量很小，小于几十个喷射的质量。相反地，质量数倍于喷出质量的大质量风驱动壳层，在相互作用时导致强烈的辐射冷却，这抑制了Sedov-Taylor相并削弱了传输的激波，使其无法穿过风驱动壳层。在这种情况下，环境灰尘的破坏/破坏在很大程度上被抑制。另一方面，在被恒星风挖掘的非常稀薄的区域中，SNR迅速增长，因此在喷出物中产生的大部分尘埃不能被超新星反向激波有效地破坏，也不能被反射激波破坏。我们的计算倾向于这样一种情况，即在足够大的风力驱动的外壳内的核心坍缩超新星向ISM提供的灰尘比它们能够摧毁的更多。
2019-11-12 astro-ph.GA
Inhibited destruction of dust by supernova in a clumpy medium
本文研究团块介质中超新星激波对尘埃的破坏动力学，发现介质不均匀性越强，尘埃存留越多，并揭示了辐射冷却与尘埃溅射的相互关系对尘埃存留的主导作用。
2024-09-03 astro-ph.GA
Modeling Dust Production, Growth, and Destruction in Reionization-Era Galaxies with the CROC Simulations: Methods and Parameter Exploration
我们介绍了一个明确的星际尘埃在宇宙学星系形成模拟演化的模型。我们对计算机上的宇宙再电离项目（CROC，Gnedin 2014）的模拟进行了后处理，在用示踪粒子技术采样的模拟中，沿着轨迹线整合了一个常微分方程，用于尘埃与气体比率的演变。该模型综合考虑了渐近巨星分支（AGB）星风和超新星（SN）中尘埃颗粒的产生、星际介质气相重元素吸积导致的颗粒生长以及超新星遗迹（SNRs）高温气体中热溅射导致的颗粒破坏。我们的分析的一个主要结论是一个精心选择的灰尘破坏模型的重要性，不同的合理的参数化可以预测非常不同的值在$\sim 100$ PC分辨率的ISM在我们的模拟。我们在一个10 $h^{-1}$的Mpc盒子中运行这个尘埃模型，该盒子通过$z=5$获得$\sim 2\times10^9 M_{\odot}$的恒星质量。我们发现，该模型是能够再现尘埃质量和尘埃敏感的可观测量大致符合现有的数据从高红移星系。模拟星系中的总尘埃质量对尘埃模型的参数选择有些敏感，特别是ISM中由于吸积而导致的晶粒生长的时间尺度。因此，在这些时期，可以约束星系尘埃质量的可观测量可能有助于对尘埃物理学进行约束。
2022-08-03 astro-ph.GA
Dust survival in harsh environments -- Is photo-evaporation an important destruction mechanism?
研究评估了光蒸发对星际尘埃的破坏作用，发现来自年轻恒星和行星状星云的光蒸发相对于其他移除过程可忽略，且≥0.01微米的尘埃在高达10^7倍星际辐射场下仍稳定。
2023-12-26 astro-ph.GA
Restructuring and destruction of hydrocarbon dust in the interstellar medium
本文提出了一个模型，描述了在电离氢区（HII区）和超新星遗迹的天体物理条件下，影响任意大小的碳氢颗粒演化的关键过程。考虑的过程包括芳构化和光破坏，溅射的电子和离子，和粉碎由于颗粒之间的碰撞。该模型可以用来模拟的颗粒尺寸分布和芳构化程度的HII区和超新星遗迹的演化过程中，对于一个指定的辐射场，气体和尘埃的相对速度等各种过程的贡献烃尘埃颗粒的演化为我们的银河系的星际介质的典型参数。一般的星际介质中，小颗粒（小于50个碳原子）应该是完全芳香化的。如果较大的颗粒最初具有脂肪族结构，则其在很大程度上被保留。由于颗粒的相互碰撞，颗粒尺寸分布的变化明显取决于所采用的初始尺寸分布。对于MRN初始分布，获得了晶粒尺寸的显著再分布，这增加了较小晶粒的质量分数。Jones等人（2013）的工作中的初始分布的特征是，小颗粒的初始分数较高，所有尺寸的颗粒数量普遍减少。
2016-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Grain Destruction in a Supernova Remnant Shock Wave
在超新星遗迹中，尘埃颗粒在激波前沿后面的热气中被溅射掉，逐渐使气相中富含难熔元素。我们已经测量了发射在C IV $λ$ 1550从C原子溅射尘埃气体后面的非辐射冲击波在天鹅座北部的环路。总的来说，观测到的激波后的强度与模型计算的预测大致一致，模型计算与斯皮策24微米和X射线强度分布相匹配。因此，这些观测结果证实了SNR冲击中尘埃破坏的总体情况和模型中使用的溅射率。然而，有一个差异，在冲击波后10”的CIV强度是太高的强度相比，在冲击波和25”后，在密度，氢中性分数和尘埃性质的变化超过秒差距尺度的预冲击介质限制了我们的能力，测试尘埃破坏模型的细节。
2013-10-04 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Supernova Dust Destruction. II. Metal-Enriched Ejecta Knots
在我们以前的工作之后，我们通过流体动力学模拟研究了超新星遗迹反向冲击中溅射对新形成的尘埃颗粒的破坏。使用一个理想化的设置的平面冲击致密的，球形的团块，我们植入人口的拉格朗日粒子的团块代表的尘埃颗粒的大小和成分的分布。我们改变反向冲击和喷出物团之间的相对速度，以探讨冲击加热和云压缩的影响。由于超新星喷出物将富含金属，我们认为气体金属丰度从Z/Zsun = 1至100和它们对云的冷却性能和嵌入的尘埃颗粒的热溅射率的影响。我们后处理的模拟输出计算各种物种和尺寸分布的晶粒溅射。在本文考虑的金属度制度，增加辐射冷却和增加晶粒侵蚀之间的平衡取决于反向冲击的冲击速度。对于慢冲击（速度小于或等于3000公里/秒），尘埃破坏的数量在金属丰度之间是相当的，或者在某些情况下随着金属丰度的增加而减少。对于更高的冲击速度（速度大于或等于5000 km/s），金属丰度从Z/Zsun = 10增加到100可以导致初始尘埃质量额外破坏24%。虽然总的粉尘破坏在不同的谷物种类和模拟参数之间有很大的差异，但我们最极端的情况下，一些谷物种类会被完全破坏，而最坚固的种类只有44%的粉尘质量存活。这些存活率对于理解早期超新星如何对高红移星系中观测到的尘埃质量做出贡献非常重要。
2012-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Destruction of massive fragments in protostellar disks and crystalline silicate production
我们提出了一种机制，与年轻的原恒星盘的大规模碎片的形成和随后的破坏结晶硅酸盐生产。碎片形成于恒星形成的嵌入阶段，通过径向距离\ga 50-100 AU处的盘碎裂，当气体温度超过约800 K的结晶阈值时，在其内部退火小的非晶晶粒。我们证明，在早期嵌入阶段形成的碎片可以被摧毁之前，他们要么形成固体核心或蒸发尘埃颗粒，从而释放到不同的径向距离从子AU到百AU尺度的加工结晶尘埃。碎片的两种可能的破坏机制是碎片径向向内移动并接近中央恒星时的潮汐破裂和光蒸发，以及螺旋臂施加的潮汐扭矩的分散。因此，大部分的水晶尘埃集中在盘的内部区域和旋臂，这是碎片破坏的可能地点。
2011-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Simulations of Supernova Dust Destruction. I. Cloud-crushing and Post-processed Grain Sputtering
我们调查通过流体动力学模拟的破坏新形成的尘埃颗粒溅射在超新星遗迹的反向冲击。使用一个理想化的设置的平面冲击致密的，球形的团块，我们植入人口的拉格朗日粒子的团块代表的尘埃颗粒的大小和成分的分布。然后，我们对模拟输出进行后处理，以计算各种物种和尺寸分布的晶粒溅射。我们探索适合这个问题的参数空间，通过改变喷出物团块的过密度和反向冲击的速度。由于辐射冷却可以降低尘埃嵌入的介质的温度，并通过减缓或停止晶粒溅射来保护尘埃，因此我们研究了不同冷却方法在模拟时间尺度上的影响。在一般情况下，我们的研究结果表明，晶粒半径小于0.1微米溅射到更小的半径，往往完全摧毁，而较大的晶粒生存与反向冲击波的相互作用。我们还发现，对于高喷出物密度，存活的尘埃的百分比是强烈依赖于团块和反向冲击之间的相对速度，造成高达50%以上的破坏最高速度的冲击。不同谷物种类的粉尘破坏比例差异很大，从Al 2 O3颗粒的完全破坏到Fe颗粒的最小破坏（在最极端的情况下仅破坏20%）。C和SiO2晶粒也表现出中等到较强的溅射，质量损失分别为38%和80%。早期超新星形成的颗粒的存活率对于决定它们是否可以作为解释高红移尘埃所需的“尘埃工厂”至关重要。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust Destruction by Drift-Induced Sputtering in Active Galactic Nuclei
最近的中红外高空间分辨率观测表明，活动星系核（AGN）可能拥有一个大小为几个pc的极地尘埃区，这些尘埃可能由中央引擎的辐射携带。极地尘埃的发射往往表现出非常弱或没有硅酸盐10- $μ$ m的发射特征。一个可能的解释是，极地尘埃主要由微米级的大颗粒组成，因为这些颗粒没有显示出硅酸盐的特征，而目前还不清楚大颗粒如何优先供应给极地地区。在这里，我们提出了一个新的方案，描述在极地地区的流行大颗粒。结果表明，活动星系核的辐射压力将颗粒加速到高超音速的漂移速度，这种高超音速漂移通过动力学溅射导致尘埃的破坏。溅射破坏小颗粒的速度比大颗粒快，因此较大的颗粒将优先被吹到更远的距离。虽然由于库仑阻力，对于非常小的颗粒，高超音速漂移或动力学溅射倾向于被抑制，但它们也可能被库仑爆炸破坏。去除小颗粒和/或生存的大颗粒可以解释缺乏硅酸盐10- $μ$ m的排放功能在极地尘埃排放。
2020-02-05 astro-ph.GA
Shiva: the dust destruction model
我们提出了一个数值工具湿婆设计来模拟尘埃破坏在温暖的中性，温暖的电离，热电离介质的影响下的光处理，溅射，粉碎。该工具主要用于研究氢化无定形碳（HACs）的演变，但也可以模拟多环芳烃（PAH），硅酸盐和石墨颗粒。HAC颗粒光处理包括脱氢和碳原子损失。脱氢导致物质从脂肪族结构转化为芳香族结构。同时，一些其他物理性质（带隙能量，光学性质等），材料的变化。Shiva工具允许计算尘埃尺寸分布随时间的演变，这取决于氢、氦和碳的数量密度和电离状态、气体温度、辐射通量、相对气尘和颗粒-颗粒速度。对于HAC晶粒，还计算了带隙能量分布的演化。我们描述了一个尘埃演化模型，该工具依赖，并根据外部条件不同大小的尘埃颗粒目前的进化时间尺度。这允许用户在相关条件下快速估计特定灰尘颗粒的寿命。作为工具使用的一个例子，我们演示了颗粒的性质和相应的红外光谱的演变在光解离区域，H II区域，和超新星遗迹冲击。
2019-06-26 astro-ph.GA
Galaxy Simulation with Dust Formation and Destruction
我们进行平滑粒子流体动力学（SPH）模拟一个孤立的星系与新的治疗尘埃的形成和破坏。为此，我们将尘埃和金属的产生与恒星的形成和超新星的反馈相一致。对于灰尘，我们认为一个简化的模型的粒度分布，代表整个范围内的粒度与大颗粒和小颗粒。我们包括恒星喷出物中的尘埃产生，超新星（SN）冲击造成的尘埃破坏，吸积和凝聚造成的颗粒生长，以及破碎造成的颗粒破坏。我们发现，当星系年龄超过0.2 Gyr时，固定的尘埃-金属质量比的假设不再有效，此时吸积颗粒的生长开始有助于尘埃-气体比的非线性上升。正如我们之前的单区模型所预期的那样，破碎通过吸积触发晶粒生长，因为它增加了晶粒的总表面积。当星系的年龄大于$\sim$ 1 Gyr时，凝结作用就变得很明显：在这个时期，小颗粒的丰度变得足够高，从而提高了小颗粒的凝结速度。我们进一步比较了粉尘-气体比$(\mathcal{D})$和粉尘-金属比$(\mathcal{D}/Z)$的径向分布（即，在不同的年龄段与观察数据。我们发现，我们的模拟广泛地再现了径向梯度的尘气比和耗尽。在早期阶段（$\lesssim 0.3$ Gyr），$\mathcal{D}$的径向梯度遵循金属丰度梯度，$\mathcal{D}/Z$由恒星喷出物中尘埃的凝聚效率决定，而在后期阶段，由于吸积作用导致的颗粒生长，$\mathcal{D}$的径向梯度比$Z$的径向梯度更陡。本文提出的框架适用于任何基于…
2017-01-18 astro-ph.GA
Cosmological simulation with dust formation and destruction
为了研究宇宙学体积中尘埃的演化，我们进行了流体动力学模拟，其中金属和尘埃的富集与恒星形成和恒星反馈自洽地处理。我们认为尘埃演化驱动的恒星喷出物中的尘埃生产，尘埃破坏溅射，颗粒生长的吸积和凝聚，颗粒破碎，并分别对待小颗粒和大颗粒跟踪粒度分布。在确认我们的模型很好地再现了附近星系的尘埃与气体比和金属丰度之间的观测关系后，本文将重点关注宇宙学体积上的尘埃丰度。同向运动的尘埃质量密度在红移$z\sim 1$ -2处有一个峰值，与观测建议的宇宙中尘埃最多的时期相一致。{In在本机宇宙中，大约10%的尘埃包含在星系际介质（IGM）中，只有1/3- 1/4的尘埃在溅射的尘埃破坏中幸存下来。尘埃质量函数在$\lesssim 10^8$ M $_\odot$处大致再现，而质量端仍有偏差，这表明{在大质量星系中存在更强反馈的必要性}。这个关系表明吸积对尘埃星系是必不可少的。此外，我们的模型广泛地再现了观测到的环银河系介质（CGM）中的尘埃表面密度的径向分布。虽然我们的模型满足观测约束的尘埃灭绝{宇宙尺度}，它预测，在CGM和IGM的尘埃是由大（$> 0.03~μ$ m）颗粒，这是在紧张的陡峭的变红曲线{观察}在CGM。
2018-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Serpent Eating Its Own Tail: Dust Destruction in the Apep Colliding-Wind Nebula
本文通过VLT/VISIR和JWST/MIRI多历元观测及新几何模型，首次在碰撞风双星Apep中观测到O型伴星在尘埃星云中刻蚀空腔，确认其为分层三合星，并约束内双星轨道周期超过190年。
2025-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of dust destruction and dust growth in the evolution of the interstellar medium
我们使用类似银河系的化学动力学模拟与一个新的治疗尘埃的破坏和增长，调查这两个过程如何影响星系中的星际介质的属性。我们关注两个特定参数的作用：f_des（一个新的参数，决定了超新星周围单个气体粒子中被摧毁的尘埃的比例）和C_s（金属原子或离子在碰撞后粘在尘埃颗粒上的概率，即，粘附系数）在调节星系中尘埃、冷气体和金属的数量和分布方面的作用。我们发现，低fdes和/或高Cs值的模拟星系不仅产生更多的尘埃，而且尘埃面密度与总气体面密度的相关性较弱，尘气比与金属丰度的相关性较陡。只有当fdes值在0.01 ~ 0.02之间，Cs值在0.5 ~ 1之间时，我们的模拟才能得到与观测一致的尘气比与金属丰度关系的平均斜率。f_des值对应于被单个超新星摧毁的尘埃的总分数在0.42和0.44之间的范围。最后，我们比较了几个模拟的预测（不同的恒星形成配方，气体分数，中心金属丰度和金属丰度梯度）的空间分辨M101星系，并得出结论，金属丰度是尘埃空间分布的主要驱动因素，而尘埃-气体比控制冷气体分布，因为它调节原子到分子的氢转化率。
2020-09-17 astro-ph.GA
The Dynamics, Destruction, and Survival of Supernova-Formed Dust Grains
观测表明，超新星可以有效地产生尘埃。这与超新星和渐近巨星分支星是宇宙中尘埃的主要生产者的假设是一致的。然而，有一个长期存在的问题是，在年轻超新星遗迹内部检测到的尘埃中有多少可以逃逸到星际介质中。我们提出了新的流体动力学计算的尘埃颗粒，形成在致密的喷出物团块内的一个Cas A-样的残余物的演变。我们跟随颗粒的动力学，因为它们在它们的团块被反向冲击击中后与气体分离。它们随后在穿越残骸时受到热溅射和动力溅射的破坏。足够大的颗粒（硅酸盐颗粒为$\sim 0.25\,μ$ m，碳质颗粒为$\sim 0.1\,μ$ m）逃逸到星际介质中，而较小的颗粒则被捕获和破坏。然而，到达星际介质的粒子仍然具有很高的速度，并且随着它们的减速而受到进一步的破坏。我们发现，对于初始粒度分布，包括大（$\sim 0.25 - 0.5\,μ$ m）颗粒，10- 20\ %的硅酸盐颗粒可以生存，而30- 50\ %的碳质颗粒生存，即使当初始粒度分布截止在较小的（$0.25\,μ$ m）尺寸。对于一颗19 M的$_{\odot}$恒星来说，如果形成的尘埃颗粒很大，那么与Cas A的祖先相似，高达0.1 M的$_{\odot}$尘埃可以存活下来。因此，我们表明，在适当的条件下，超新星可以是星际尘埃的重要来源。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Role of Dust in the Early Universe I : Protogalaxy Evolution
我们开发了早期宇宙中的单区星系形成模型，考虑到超新星（SN）爆炸的尘埃形成和演化。由于尘埃表面的${\rm H}_{2}$形成在早期宇宙的恒星形成过程中起着关键作用，因此我们特别关注尘埃尺寸分布的时间演化。在模型中，我们假设恒星形成率（SFR）与${\rm H}_{2}$的总量成正比。我们一贯对待（i）的形成和尺寸的演变尘埃，（ii）的化学反应网络，包括${\rm H}_{2}$形成的尘埃表面和气相中，和（iii）SFR的模型。首先，我们发现，由于尘埃的破坏，由于反向和正向冲击驱动的SNe，H $_{2}$的形成比没有尘埃破坏的抑制。在$sim0.8 {\rm Gyr}$星系年龄下，对于维里质量为$M_{\rm vir}=10^{9} M_{\odot}$、形成红移为$z_{\rm vir}=10$的星系模型，两次冲击都有尘埃破坏时的分子分数比没有尘埃破坏时的小2.5个数量级。其次，我们发现H $_{2}$的形成率强烈依赖于SN祖细胞周围的ISM密度。在较高的ISM密度的SFR是较低的，因为灰尘破坏的反向冲击是更有效的ISM密度较高。我们的结论是，在早期宇宙中，与恒星形成活动有关的尘埃不仅数量而且大小分布都强烈地影响着星系的演化。
2011-04-06 astro-ph.GA
On origin and destruction of relativistic dust and its implication for ultrahigh energy cosmic rays
尘埃颗粒可以通过辐射压力、扩散激波和其他加速机制被加速到相对论速度。这种相对论性颗粒被认为是高能宇宙射线（UHECR）的初级粒子。在本文中，我们首先重新审视的问题，加速辐射压力和计算最大晶粒速度实现。我们发现，晶粒可以加速到相对论速度与洛伦兹因子$γ< 2$由强大的辐射源，这是低于早期的估计表明$γ$可以达到$\sim 10$。然后，我们调查不同的破坏机制相对论颗粒穿越各种环境。在太阳辐射中，我们发现热升华和库仑爆炸的破坏是重要的。我们还量化了由于离子和颗粒-颗粒碰撞的电子溅射造成的颗粒破坏。电子溅射被认为是相当低效的，而蒸发以下的颗粒-颗粒碰撞被证明是一个重要的机制，其中的$a \sim 0.01- 1μ$ m晶粒将被破坏后，清扫气柱$N_{Coul}\sim 5\times 10^{19}-5\times 10^{20}cm^{-2}$。星际介质和星系际介质中的相对论尘埃在穿过气柱$N_{Coul} \sim 10^{17}cm^{-2}$后会由于碰撞充电而发生库仑爆炸，除非颗粒物质很强。我们表明，光电发射的光学和紫外背景辐射也是重要的相对论尘埃的IGM的破坏。所获得的结果表明，来自星系的相对论尘埃在到达地球大气层之前就会被破坏，不太可能解释UHECR。
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Infrared Emission and the Destruction of Dust in HII regions
研究了年轻大质量恒星周围电离氢区红外辐射的产生和观测到的波长为8、24和100 μ m的红外强度分布。HII区域的演变处理使用自洽的化学动力学模型，其中包括三个尘埃种群-大硅酸盐颗粒，小石墨颗粒，多环芳烃（PAHs）。红外光谱能量分布采用了一个考虑小颗粒和大分子随机加热的辐射转移模型。计算结果与Spitzer和Herschel对RCW 120星云的观测结果进行了比较。研究了与气体粒子碰撞和恒星辐射场对小颗粒随机加热的贡献。结果表明，具有均匀PAH含量的模型不能再现8微米处的环状IR强度分布。多环芳烃在电离区被破坏的模型提供了一种手段来解释这种强度分布。这个模型是在现实的特征破坏时间的多环芳烃的意见。
2013-07-24 astro-ph.GA
Shocked Interstellar clouds and dust grain destruction in the LMC Supernova Remnant N132D
利用积分场数据，我们提取了大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D中20个激波云的光谱。使用自洽冲击模型，我们推导出这些云中的冲击速度、冲击前云密度和冲击冲压压力。我们发现，[Fe X]和[Fe XIV]的排放产生更快，部分辐射冲击移动通过低密度气体附近的云的外围。在这些冲击中，尘埃被有效地破坏了，而在较慢的云冲击中，尘埃的破坏是不完全的，直到达到冲击的复合区。这些稠密的星际云提供了LMC的一般星际介质的样本。我们的冲击分析使我们能够作出一个新的测定ISM的化学成分在N，O，Ne，S，Cl和Ar，并获得准确的估计耐火材料颗粒的分数被破坏。从推导出的云冲击参数，我们估计云的质量，并表明，以前存在的云作为典型的自引力Bonnor-Ebert领域，现在正在推动汇聚云冲击。
2018-06-12 astro-ph.GA
Dust destruction in bubbles driven by multiple supernovae explosions
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（列别捷夫物理研究所，俄罗斯科学院）；Department of Physical Sciences, Indian Institute of Science Education and Research (IISER)（印度科学教育与研究学院物理科学系）
本研究通过三维模拟发现，多颗超新星爆炸驱动的气泡中尘埃破坏效率受星团质量影响，低质量星团中尘埃破坏由SN主导，高质量星团中尘埃几乎完全存活。
2026-09-10 astro-ph.GA
VLT Spectroscopic Analysis of HH 202. Implications on dust destruction and thermal inhomogeneities
我们提出了一个长缝光谱分析赫比格-哈罗202和周围的气体的猎户座星云使用的数据从甚大望远镜。鉴于猎户座星云的特点，它是研究H II区域演化机制的理想对象，特别是星际冲击造成的尘埃破坏，这是一个知之甚少的主题。长缝的使用使我们能够确定其物理条件和化学丰度的空间变化，观察猎户座星云的广泛领域，我们的结果是一致的，从以前的研究，虽然在一些测定的不确定性有所改善。特别注意的是铁（Fe）和氧（O）的丰度，这表明在冲击波的顶点处有一个峰值，使我们能够估计57%的尘埃在这个位置被摧毁;我们还计算了尘埃颗粒中的氧消耗量，相当于0.126 +/- 0.024 dex。最后，我们指出，由碰撞激发线和复合线确定的O丰度在激波中心是不可调和的，除非沿着视线以Peimbert（1967）提出的t^2参数的形式考虑热不均匀性。
2016-12-15 astro-ph.GA
Modeling Dust Production, Growth, and Destruction in Reionization-Era Galaxies with the CROC Simulations II: Predicting the Dust Content of High-Redshift Galaxies
本研究利用CROC模拟结合后处理方法建模再电离时代星系尘埃过程，发现现有模型参数无法同时匹配多波段观测约束，指出尘埃分布观测可有力检验恒星反馈模型。
2023-08-22 astro-ph.GA
The origin of dust in galaxies revisited: the mechanism determining dust content
宇宙尘埃的起源是行星科学中的一个基本问题。本文利用由恒星、星际介质、金属（比氦重的元素）和尘埃组成的星系的化学演化模型，重新探讨了星系，特别是银河系中尘埃的起源。我们开始从四个组件的时间演化方程的审查，然后，我们提出了简单的食谱恒星残余质量和产量的金属和尘埃的基础上恒星核合成和尘埃形成的模型。在用太阳邻域的观测数据对模型参数进行校正后，我们证实了如果理论工作所建议的尘埃破坏效率是正确的，那么恒星尘埃产生率相对于超新星尘埃破坏率是不足的。如果分子云中物质吸积导致的尘埃质量增长是活跃的，那么在太阳附近观测到的尘埃量就被重现了。我们提出了一个明确的分析解释的机制，用于确定星系中的尘埃含量后，激活的吸积增长：吸积增长和超新星破坏之间的平衡。因此，尘埃含量是独立的恒星尘埃产量的不确定性后的增长激活。活化的时间由取决于生长和破坏效率的临界金属质量分数决定。太阳系的形成似乎发生在激活之后很久，在原太阳星云中存在大量的尘埃。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Survival of Multiphase Dusty Clouds in Hot Winds
最近在加速$\sim10^{4}$ \，K云以解释环星系介质的吸收线测量和星系风的暖原子相方面取得了很大进展。然而，银河风中冷分子相的起源却很少受到理论上的关注。对$\sim10^{4}$ \，K云存活的研究表明，有效的辐射冷却可能使从星系盘喷出的物质得以存活。或者，比10 $^4$ \，K更冷的气体可以在流出物内形成，如果尘埃在加速过程中幸存，则包括分子。我们探讨了生存的尘埃云在热风与三维流体动力学模拟，包括辐射冷却和尘埃示踪粒子建模。我们发现，冷的$\sim10^{3}$，K气体可以被破坏、存活或完全转化为$\sim 10^4\,$ K气体.我们建立分析标准区分这三个结果比较特征冷却时间系统的“云粉碎”时间。与通常研究的$\sim10^{4}$ \，K云相反，由于有效的混合，较冷的云被夹带得比拖曳时间快。我们发现，虽然灰尘可以在原则上生存嵌入在加速云，生存分数取决于关键的时间灰尘花费在热阶段和有效的阈值温度上的破坏。我们讨论了我们的研究结果的背景下，污染的环星系介质与灰尘和金属，以及理解的意见表明快速加速的分子星系风和冲压压力剥离尾巴的水母星系。
2021-11-22 astro-ph.GA
Survival or Destruction: Effects of Spheroidal Satellite Collisions on Bars in Milky Way-Like Galaxies
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部隆德天文台）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Fac. de C.C. Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理学院地球与天体物理学系）
研究通过N-body/SPH模拟探讨纯碰撞对银河系类 barred 结构的破坏效应，发现只有偏心高倾角逆行碰撞能有效破坏bars，而中央高倾角碰撞可显著降低其模式速度。
2026-03-27 astro-ph.GA
Dust survival rates in clumps passing through the Cas A reverse shock I: results for a range of clump densities
核心坍缩超新星喷出物中的反向冲击有可能摧毁新形成的尘埃物质。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟冲击波与超新星喷出物的相互作用。尘埃运动和破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体阻力，颗粒充电，溅射和颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A作为初始颗粒大小和气体密度的函数的尘埃破坏率。我们发现，如果初始颗粒尺寸分布较窄，对于高气体密度，半径约为10 - 50 nm，对于低和中等气体密度，半径约为0.5 - 1.5 $μ$ m，则高达30%的碳尘质量能够在反向激波的通道中幸存下来。初始半径约为10 - 30 nm的硅酸盐颗粒在中等和高密度对比下显示出高达40%的存活率，而具有微米尺寸分布的硅酸盐材料大多被破坏。对于这两种材料，幸存的尘埃质量被重新排列成一个新的尺寸分布，可以近似为两个组成部分：一个幂律分布的小颗粒和对数正态分布的颗粒具有相同的尺寸范围作为初始分布。我们的研究结果表明，颗粒-颗粒碰撞和溅射是协同的，颗粒-颗粒碰撞可以发挥至关重要的作用，在确定幸存的尘埃预算超新星遗迹。
2019-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Survival in Galactic Winds
本文通过高分辨率风洞模拟和解析框架研究热溅射下星系风中的尘埃存活，发现约60%的0.1微米尘埃可存活，并解释CGM尘埃来源。
2024-10-25 astro-ph.GA
Dusty Clump Survival in Supernova Ejecta: Dust-Mediated Growth vs. Crushing by the Reverse Shock
本研究通过比较冷却时标与云团粉碎时标，发现高尘埃-气体比下尘埃诱导冷却可保护超新星抛射物团块免受反向激波摧毁，促进尘埃生长并注入星际介质。
2025-09-10 astro-ph.GA
Effects of Numerical Resolution on Simulated Cloud-Wind Interactions
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究数值分辨率对云-风相互作用中云生存和加速的影响，发现不同分辨率需求对云破坏和生存有不同要求。
2026-02-10 astro-ph.GA
The Thesan-Zoom project: bursty star formation is incompatible with prolonged dust survival
Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学）；Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；York University（约克大学）
研究宇宙尘埃在星系演化初期的情况，通过thesan-zoom模拟套件分析，发现尘埃属性与爆发性恒星形成紧密相关，模型中爆发性恒星形成影响尘埃存活，预测衰减与观测有差异，未来高红移尘埃观测对理解相关物理机制至关重要。
2026-07-13 astro-ph.GA
Thermal and nonthermal dust sputtering in hydrodynamical simulations of the multiphase interstellar medium
我们使用三维流体动力学模拟研究了超新星（SN）冲击中星际尘埃通过溅射的破坏。一个新的数值框架，我们遵循溅射和尘埃动力学直接碰撞，等离子体阻力和电子感应加速器加速。不包括颗粒之间的碰撞，并且假设粒度分布是固定的。每个SN销毁的粉尘量是量化的环境密度和拟合公式的范围很广。集成的晶粒尺寸分布，非热（惯性）溅射占主导地位的热溅射典型的环境密度。我们提出的第一个模拟，明确遵循尘埃溅射在湍流多相星际介质。我们发现，尘埃破坏的时间尺度$τ$是0.35 Gyr的硅酸盐尘埃和0.44 Gyr的碳尘埃在太阳附近的条件。SN环境对$τ$有重要影响。在预先存在的气泡中发生的SNe破坏较少的灰尘，因为破坏受到冲击气体中灰尘数量的限制。这使得$τ$比基于单个SN爆炸结果的估计长约2.5倍。我们研究了尘气质量比（DGR）的演变，发现当尺度小于10 pc时，空间不均匀性为$\sim$ 14\%。它局部正相关的气体密度，但负相关的气体温度，即使在外部的气泡，由于不完全的气体混合。这导致填充暖气体的体积中的DGR比稠密云中的DGR低$\sim$ 30\%。
2019-05-29 astro-ph.GA
Effects of Barnett magnetic dipole-dipole interaction on grain growth and destruction
由于巴尼特效应，快速旋转的磁性颗粒可以获得大的磁偶极矩。在这里，我们研究的巴尼特磁偶极-偶极相互作用对晶粒碰撞和晶粒生长的新影响，假设晶粒旋转的辐射扭矩。我们发现，嵌入铁夹杂物的颗粒之间的碰撞率可以显着增强由于巴尼特磁偶极-偶极相互作用时，晶粒旋转超热辐射扭矩。我们讨论了增强碰撞率的影响，在拱星的信封演变的恒星，光解区域，和原恒星环境中的晶粒生长和破坏。我们的结果首次揭示了尘埃磁性和局部辐射场对晶粒生长和破坏的重要性。
2023-02-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Survival is not Enough: Dust Sputtering, Growth, and H$_2$ Formation in Galactic Winds
National Taiwan University（国立台湾大学）；Heidelberg University（海德堡大学）
研究星系晕尘埃起源及星系风中分子气体探测难题，通过云团破碎模拟发现，尘埃生长与否影响其在风中存活及分子氢形成，“原位”尘埃生长对解释星系晕尘埃丰度和分子气体至关重要。
2026-07-08 astro-ph.GA
Dust grain growth and the formation of the extremely primitive star SDSS J102915+172927
低金属量恒星形成区的尘埃颗粒可能是第一批低质量恒星形成的原因。激活粉尘诱导碎裂的最低条件要求气体预先富集到临界粉尘-气体质量比Dcr=[2.6--6.3 x10 ^-9]以上，扩散反映了对颗粒特性的依赖性。最近发现的星系晕星SDSS J102915+172927的恒星质量为0.8 Msun，金属丰度为Z= 4.5 x10 ^-5 Zsun，是尘埃诱导的低质量恒星形成的最佳候选者。事实上，对于两个最有可能的III族超新星祖先，20 Msun和35 Msun，只要至少有0.4 Msun的尘埃凝结在喷出物中，就可以克服临界尘埃与气体质量比，允许反向冲击适度破坏。在这里，我们表明，即使在第一次超新星尘埃形成的效率较低，或强烈的尘埃破坏确实发生，在母气体云的崩溃过程中，颗粒的生长是足够快的激活尘埃冷却和可能的碎片成低质量和长寿的恒星。硅酸盐和磁铁矿颗粒在10^9 /cc < nH<10^12 /cc的密度范围内，通过增加气相物质（SiO、SiO2和Fe），可以经历显著的颗粒生长，直到它们的气相丰度下降到零，达到冷凝效率=1。尘埃与气体质量比的相应增加使得尘埃诱导的冷却和碎裂在10^12 /cc < nH < 10^14 /cc时被激活，在坍缩云变得光学厚到连续辐射之前。我们发现，对于SDSS J102915+172927母云的所有初始条件，尘埃驱动的碎片能够解释恒星的形成。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Bayesian chemical evolution model of the DustPedia Galaxy M74
本文提出了 DustPedia 星系 M74 的多区化学演化模型，利用 MCMC 和贝叶斯分析约束气体吸积与恒星形成参数，支持其由内向外的形成机制，并揭示了尘埃增长与破坏参数在塑造星际尘埃含量中的简并性。
2023-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The ALPINE-ALMA [CII] Survey: Unveiling the baryon evolution in the ISM of $z\sim5$ star-forming galaxies
本文利用化学演化模型分析ALPINE巡天中98个z~5恒星形成星系，发现头重初始质量函数模型可重现93%的星系气体与尘埃含量，显著优于Chabrier IMF的65%，并揭示II型超新星、尘埃增长及星系外流在早期宇宙重子演化中的关键作用。
2024-12-03 astro-ph.GA
Survival of dust in super-dusty galaxies at redshifts $z \approx 5-8$
本文研究了红移 $z>5$ 超尘埃星系中尘埃的存活问题，指出反向激波溅射会大幅降低超新星的净尘埃产率，并提出超新星抛射物中尘埃的强辐射冷却能有效抑制溅射，从而解释高尘埃质量现象。
2025-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bright, dusty aftermath of giant eruptions & H-rich supernovae. Late interaction of supernova shocks & dusty circumstellar shells
本研究通过三维流体动力学模拟，探讨了45-60 M$_\odot$前身星富氢超新星爆炸对喷发后尘埃的影响，发现CSM几何形状和激波辐射阶段显著决定尘埃存续，且喷发后短期内爆炸反而利于尘埃存活。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
JOYS: Launch and destruction of dust in protostellar jets. The case of BHR71-IRS1 with JWST MIRI
Leiden University（莱顿大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台国家天体物理研究所）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（卡波迪蒙特天文台国家天体物理研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy（弗吉尼亚理论天文研究所）；Institut de Cienciès de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）
研究通过JWST/MIRI观测BHR71-IRS1喷流，揭示尘埃在喷流中被启动并部分存活的证据，利用原子线分析约束喷流物理条件和元素丰度。
2026-10-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
