Old and young stellar populations in DustPedia galaxies and their role in dust heating
在DustPedia项目的框架内，我们研究了宇宙尘埃的性质及其与附近宇宙中814个星系的恒星辐射（来自不同的恒星星族）的相互作用，所有这些都是由赫歇尔空间天文台观测到的。我们利用广泛使用的星系SED拟合代码CIGALE，适当地调整，包括最先进的尘埃模型THEMIS。利用DustPedia光度计，我们测定了星系的物理性质，如尘埃和恒星质量、恒星形成率、辐射热光度以及未衰减和被尘埃吸收的恒星光，包括老星系（> 2亿年）和年轻星系（<= 2亿年）的恒星星族。我们展示了恒星、尘埃和原子气体的质量，以及恒星形成速率和尘埃温度在不同形态的星系之间的变化，并提供了根据哈勃阶段（T）估计这些参数的方法。我们发现小的a-C（：H）颗粒的质量分数与特定的恒星形成率之间有轻微的相关性。平均而言，年轻的恒星在加热尘埃方面非常有效，其吸收率高达总光度的77%。另一方面，老恒星的最大吸收分数为~ 24%。早型星系中的尘埃加热主要是由于老恒星，高达90%的水平。年轻的恒星逐渐为“典型的”螺旋星系做出更多的贡献，它们成为Sm型和不规则星系尘埃加热的主要来源，贡献了高达60%的光度。最后，我们发现一个强大的相关性的尘埃加热分数的年轻恒星的形态和特定的恒星形成率。
2019-04-16 astro-ph.GA
The JCMT Gould Belt Survey: radiative heating by OB stars
辐射反馈可以影响随后的恒星形成。我们量化的加热从OB星在当地的恒星形成区域的JCMT古尔德带调查。尘埃温度是根据JCMT的SCUBA-2观测的450/850微米通量比计算的，假定尘埃不透明度光谱指数$β=1.8$是固定的。平均尘埃温度计算每个亚毫米团随着投影距离在该地区的主要OB星。温度与距离的关系可以用一个简单的模型来拟合，该模型是由OB星辐射加上星际辐射场加热尘埃，并通过光学薄辐射冷却尘埃。按光谱类型对热源进行分类，O型星产生最大的团簇平均温升和最大的加热范围，温度超过40 K，显著加热至少2.4 pc。早期的B型星（B4及以上）产生超过20 K的温度和超过0.4 pc的显着加热。晚型B星在0.2秒差距内显示出边缘加热效应。对于一个给定的投影距离，有一个显着的集群温度分散，这是由于当地加热其他发光的恒星在该地区，投影效应，或阴影效应。即使在这些局部的、“低质量”的恒星形成区域，辐射反馈也对秒差距尺度产生影响，24%的团块被加热到比15 K的基本温度高出至少3 K，预计这是因为仅由星际辐射场加热，而加热团块的平均尘埃温度为24 K。
2021-05-07 astro-ph.GA
Quantifying the Heating Sources for Mid-infrared Dust Emissions in Galaxies: The Case of M 81
利用赫歇尔空间天文台新获得的250和500微米SPIRE图像，研究了邻近旋涡星系M81的星际介质中三种不同发射成分在亚千秒差距尺度上的定量相关（NGC 3031）：（a）$I_{8}$或$I_{24}$，在Spitzer IRAC 8或MIPS 24微米波段中观察到的中红外发射的表面亮度，其中$I_8$和$I_{24}$分别由多环芳烃（PAH）和粉尘微粒（VSG）的排放所主导;（b）$I_{500}$，赫歇尔螺旋500微米波段的冷尘埃连续辐射，主要是由演化恒星加热的大尘埃颗粒的辐射，以及（c）$I_{{\rm H}α}$，H $α$谱线发射的标称表面亮度，来自新形成的大质量恒星电离的气体。从我们的相关性研究的结果，从任何假设或建模的尘埃发射率法或尘埃温度，提出了坚实的证据，显着加热的多环芳烃和VSG的演化恒星。在M 81的例子中，大约67%（48%）的8微米（24微米）辐射来自演化的恒星，其余的来自电离恒星的辐射加热。
2014-10-14 astro-ph.GA
High-resolution, 3D radiative transfer modelling IV. AGN-powered dust heating in NGC 1068
尘埃排放是整个宇宙中恒星形成和ISM质量的重要诊断，可以由与正在进行的恒星形成无关的来源提供动力。在DustPedia项目的框架内，我们已经着手将正在进行的恒星形成的辐射与较老的恒星星族的辐射分开。这是通过详细的，三维辐射转移模拟面对螺旋星系。在这项特别的研究中，我们关注的是NGC 1068，它包含一个活动星系核（AGN）。活动星系核（在环面之外）对弥漫尘埃加热的影响，迄今为止只对类星体进行了研究。这种额外的尘埃热源进一步污染了经典星系建模工具赖以获得物理特性的宽带通量。我们的目标是拟合一个现实的模型NGC 1068的观测和量化的几个尘埃热源的贡献。我们的模型能够再现银河系的全球光谱能量分布。它与分辨的光学和红外图像匹配得相当好，但在UV和亚毫米上有偏差。我们发现活动星系核污染对宽带通量有很强的波长依赖性。它在MIR中达到峰值，在FIR中下降，但在submm波长处再次上升。我们量化了每个3D尘埃单元中尘埃热源的贡献，并发现恒星形成组分的中值为83%。活动星系核的贡献在圆盘中的百分比水平上是可以测量的，但在内部的几个100 pc中迅速增加，峰值超过90%。这是第一次在附近的恒星形成星系中量化AGN加热其环面以外的弥漫尘埃的现象。NGC 1068只包含一个弱的活动星系核，这意味着这种效应在活动星系核更明亮的星系中可能更强。这可能会显着影响导出的恒星形成率和ISM质量的这样的系统。
2020-05-04 astro-ph.GA
The mass, location and heating of the dust in the Cassiopeia A supernova remnant
我们的热尘埃排放模型加热的尘埃颗粒由同步辐射和粒子碰撞，在适当的条件下，四个不同的冲击和未冲击的气体成分的仙后座A（Cas A）超新星遗迹（SNR）。通过拟合得到的光谱能量分布（SED）所观察到的SNR尘埃通量，我们确定所需的尘埃质量在每个组件。我们发现，所观察到的SED可以再现$\sim 0.6 \, {\rm M_\odot}$的硅酸盐颗粒，其中大部分是在未经冲击的喷出物和加热的同步辐射领域。位于X射线发射反向冲击波和爆炸波区域的较温暖的尘埃有助于较短波长的红外发射，但只占总尘埃质量的一小部分。碳粒最多可以构成总尘埃质量的$\sim 25 \%$。结合气体质量的估计，我们得到的灰尘，气体质量比为每个组件，这表明在喷出物的冷凝效率高，和冲击喷出物团块中的灰尘是很好的保护，从破坏溅射在反向冲击。
2019-02-05 astro-ph.GA
Dust Heating by Low-mass Stars in Massive Galaxies at z<1
利用Hubble空间望远镜/Wide Field Camera 3的成像数据和多波长光度表，研究了CANDELS场中0.2<z<1.0处被动演化星系和恒星形成星系的尘埃温度。我们从这些星系的恒星质量和表面亮度分布估算了低质量恒星的恒星辐射场，并计算了它们的稳态尘埃温度。首先，我们使用赫歇尔室女星系团巡天的深远红外数据，使用附近的早型星系测试了我们的方法，并证实估计的尘埃温度与观测到的温度在不确定性范围内是一致的。然后我们将该方法应用于0.2<z<1.0的星系，发现大多数Mstar > 10^{10} Msun的被动演化星系都具有较高的尘埃温度（Tdust > 20 K），因此实验室实验预计在弥漫ISM中尘埃颗粒表面分子氢的形成效率很低。被动演化星系的比例强烈依赖于所有红移处的预期尘埃温度，并随着温度的增加而迅速增加。这些结果表明，大质量星系中低质量恒星对尘埃的加热对大质量星系被动演化的继续起着重要作用，因为缺乏氢分子对紫外辐射的屏蔽作用，阻止了气体冷却和新恒星的形成。
2015-01-20 astro-ph.GA
High-resolution, 3D radiative transfer modelling V. A detailed model of the M51 interacting pair
研究星系中的尘埃加热机制可以更深入地了解星系的内能平衡是如何驱动星系演化的。在过去的十年中，基于蒙特卡罗方法的辐射转移模拟强调了各种恒星星族加热弥漫尘埃的作用。除了预期的恒星形成过程中的加热外，较老的恒星星族（> 8 Gyr）甚至活动星系核都可以为弥散尘埃的红外辐射提供能量。在这里，我们研究如何辐射的外部热源，如质量较小的星系NGC5195，在M51相互作用系统，可能会影响加热的弥漫尘埃的母星系，NGC5194，反之亦然。为了量化两个星系之间的能量交换，我们使用SKIRT，一种最先进的蒙特卡罗辐射转移代码。为了便于建模，假设两个星系之间的中心距离为10kpc。我们的模型再现了系统的全局SED，并且与观测到的图像非常匹配。总的来说，40.7%的组合系统的内在恒星辐射被尘埃吸收。此外，我们量化了系统中各种尘埃热源的贡献，发现NGC 5194的年轻恒星星族是主要的尘埃加热剂，全球加热份额为71.2%。另外23%来自同一星系中较老的恒星星族，而剩下的5.8%来自NGC5195。在局部，我们发现，区域的NGC5194更接近NGC5195的辐射场的影响显着，后者的吸收能量分数上升到38%。NGC5195的贡献仍然低于NGC5194圆盘外围的百分比水平。这是第一次在附近的相互作用系统中量化伴随星系对弥漫尘埃的加热。
2020-09-18 astro-ph.GA
High-resolution, 3D radiative transfer modelling. II. The early-type spiral galaxy M81
星际尘埃非常有效地吸收恒星光，从而形成星系的能量输出。研究不同的恒星星族对尘埃加热的影响仍然很困难，因为它需要解耦恒星和尘埃的相对几何，并涉及散射和非局部尘埃加热等复杂过程。我们的目标是限制尘埃和恒星星族在旋涡星系M81中的相对分布，并创建一个描述观测的辐射场的现实模型。在局域尺度上研究尘埃与星光的相互作用，我们希望量化年轻和年老的恒星星族对尘埃加热的贡献。我们的目标是简化这种逆辐射转移模拟的设置和模型选择，以便这可以用于附近其他星系的可比建模。我们提出了一个半自动的辐射转移建模管道，实现必要的步骤，如几何模型的建设和规范化的组件，通过优化程序。我们使用蒙特卡罗辐射转移程序SKIRT计算了星际辐射场的自洽全色模型。通过独立地观察不同的恒星星族，我们可以量化不同恒星年龄的恒星族对尘埃加热的贡献程度。我们的方法考虑了非局部加热的影响。我们得到了一个真实的正面星系M81的三维辐射转移模型。我们发现只有50.2%的尘埃加热可以归因于年轻的恒星星族。我们确认了一个紧密的相关性之间的特定的恒星形成率和加热分数的年轻恒星星族，无论是在天空投影和3D，也发现辐射转移模型的M31和M51。我们的结论是……（节略）
2020-04-07 astro-ph.GA
Photoelectric heating effects on the evolution of luminous disk galaxies
光电加热（PEH）影响星际介质（ISM）的温度和密度，并且还可能影响恒星的形成。预计PEH对大质量星系有更强的影响，因为与矮星系相比，它们拥有更大的尘埃库。因此，在本文中，我们研究PEH效应在银河系类星系使用平滑粒子流体动力学（SPH）代码，自洽地实现了气体，尘埃和星际辐射场（ISRF）的演变。尘埃的演化包括恒星形成尘埃、超新星破坏尘埃和在稠密介质中生长尘埃。我们发现，PEH抑制恒星的形成，由于过度加热，降低了ISM密度。这种抑制被认为是在整个范围内的气体馏分，恒星形成配方，尘埃模型，和PEH效率由我们的代码调查。抑制范围从可忽略的值到大约五个因子，这取决于具体的实施方式。具有较高气体分数的星系模型经历较高的恒星形成抑制。所采用的尘埃模型也改变了恒星形成抑制的程度。此外，当PEH被打开时，星系模型显示出更高的气体流出率，并具有更高的负载因子，表明增强的SNe反馈。在富含气体的模型（即气体分数为0.5），我们还发现，PEH抑制通过暴力磁盘不稳定性的磁盘团块的形成，从而抑制通过团块迁移到中心区域的凸起形成。
2020-09-17 astro-ph.GA
The Anatomy of a Star-Forming Galaxy II: the role of FUV heating via dust
远紫外线（FUV）辐射在年轻星团的能量预算中大大超过紫外线，超新星和风，但在星系模拟中建模很差。我们提出的第一个孤立的星系盘模拟的结果，包括光电加热气体通过尘埃颗粒从FUV辐射自洽，使用射线追踪的方法，计算沿源接收器视线的光学深度。这是TREVR辐射转移算法的首次科学应用。我们发现FUV辐射本身不能调节恒星的形成。然而，FUV辐射产生温暖的中性气体，并能够产生具有现实尺度高度的调节星系。FUV也是一种远程反馈，在星系的外盘中更为重要。我们还使用了超级气泡反馈模型，它只依赖于单位恒星质量的超新星能量，比常见的参数驱动的替代方案在物理上更现实，从而更好地约束超新星反馈的影响。FUV和超新星一起可以调节恒星的形成，而不会产生太多的热电离介质，并且与单独的超新星相比，对ISM的干扰较小。
2020-12-09 astro-ph.GA
Molecular Gas Heating and Modified Dust Properties in Active Galaxies: Growing Black Holes or Tidal Shocks?
我们调查，如果和如何成长超大质量黑洞（SMBH）被称为活动星系核（AGN）和引力相互作用影响温暖的分子气体和星系尘埃。我们的分析集中在z < 0.1的630个星系的形态和温暖的ISM属性。我们使用泛星巡天的灰色图像将星系分为合并，早期合并和非合并。我们使用MIR光谱测量旋转H2跃迁，尘埃和PAH功能，硅酸盐发射或吸收线在9.7微米，研究引力相互作用如何影响温暖的ISM活动星系核和非活动星系核主机。我们发现，在活动星系核的主机，ISM是温暖的，H2的多环芳烃的比例较大，多环芳烃的发射线比和硅酸盐强度有一个更广泛的值范围比非活动星系核主机。我们发现，合并和非合并的H2排放之间的一些统计差异，但这些差异是不太统计显着的活动星系核和非活动星系核主机之间的差异。
2020-04-03 astro-ph.GA
Summary of Discussion Sessions from "The Dusty Universe 2025: The Fifth Pandust Conference"
本文总结了第五届Pandust会议中关于尘埃研究的讨论，涵盖了星际尘埃、 circumstellar尘埃、银河系尘埃等主题，重点讨论了JWST和ALMA的成果及纳米尘埃的研究进展，提出了未来研究的方向和挑战。
2026-05-18 astro-ph.GA
Cool dust heating and temperature mixing in nearby star-forming galaxies
星系中星际介质的物理条件与环境辐射场和尘埃颗粒的加热密切相关。为了在广泛的物理条件下表征星系中的尘埃特性，我们在这里介绍了61个星系的整个样本的径向表面亮度分布，这些星系来自附近星系的关键洞察：Herschel远红外巡天（KINGFISH）。我们工作的主要目标是表征颗粒的发射率，尘埃温度和星际辐射场负责加热尘埃。拟合后的灰尘和恒星的径向轮廓指数函数，我们适合在每个环形区域的远红外光谱能量分布（SED）与单温度修改的黑体使用可变（MBBV）和固定（MBBF）发射率指数β，以及与物理动机的灰尘模型。结果表明，虽然大多数SED参数随半径减小，但发射率指数β在某些星系中也随半径减小，而在另一些星系中则随半径增大，或在内部区域增大而在外部区域减小。尽管物理模型的颗粒发射率固定（平均β ~ 2.1），但它们能够很好地适应β <= 1的平坦光谱斜率。我们发现，较平坦的斜率（β <= 1.5）与较冷的温度有关，与通常的Tdust-β简并所预期的相反。这种趋势与Umin的变化有关，因为β和Umin在KINGFISH星系采样的Umin的整个范围内非常紧密地联系在一起：低Umin与平坦β <=1相关。这两个结果都有力地表明，MBBV拟合中的低表观β值（平坦斜率）是由沿视线的温度混合引起的，而不是由晶粒特性的固有变化引起的。摘要为arXiv截断。
2014-09-20 astro-ph.GA
Heating of a Molecular Cloud by a Primordial Black Hole
该研究探究分子云内原初黑洞的光子加热效应，推导石墨与硅酸盐尘埃温度的距离依赖关系及发射光谱，并结合不同尘埃参数与PBH质量，将光谱与Millimetron空间天文台灵敏度对比分析。
2025-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
GATOS XI : Excess dust heating in the Narrow Line Regions of nearby AGN revealed with JWST/MIRI
GATOS XI研究揭示近邻AGN窄线区尘埃过热现象，通过JWST/MIRI观测发现尘埃加热可能由冲击波驱动。
2026-01-06 astro-ph.GA
Full SED fitting with the KOSMA-τ PDR code - I. Dust modelling
我们修改了KOSMA-τ PDR模型代码中星际尘埃的处理，以实现代码中与尘埃相关的物理学的一致描述。尘埃的详细知识的属性，然后被用来计算尘埃的连续排放连同线排放的化学物种。将KOSMA-τ PDR程序与多组分尘埃辐射转移程序（MCDRT）耦合，在球对称假设下求解了尘埃团中的辐射转移方程和热平衡方程，在计算尘埃温度时假定尘埃团处于热平衡，忽略非平衡效应。我们更新了光电加热的计算，并将光电加热的参数化范围扩展到高密度和紫外场。我们修改了计算的H2形成的粮食表面，包括Eley-Rideal效应，从而允许高温H2的形成。我们演示了不同的光学性质，温度，加热和冷却能力的晶粒如何影响模型云的物理和化学结构。最有影响力的修改是在允许化学吸附的颗粒表面上形成H2的处理。这显著增加了总的H2形成，并且连接的H2形成加热在模型团块的外层中提供了深刻的加热贡献。PAH表面的光电加热和H2的形成提供了一个提升的温度外云层，这是清楚地跟踪高J CO线的贡献。增加尘埃粒度分布中小颗粒的比例，会导致外层云层中更热的气体，这是由更有效的加热和更冷的云中心引起的，而这又是由更有效的FUV消光引起的。
2012-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
The nature of sub-millimetre galaxies II: an ALMA comparison of SMG dust heating mechanisms
比较了活动星系核和恒星形成对亚毫米星系尘埃加热的贡献。我们已经使用ALMA在$0."1$分辨率的图像一个完整的通量有限的样品的7个亚毫米源先前显示的光谱能量分布（SED），以及适合模糊AGN恒星形成星系模板。事实上，两个亚毫米级的源从它们吸收的X射线辐射中被认为是类星体。我们发现所有SMG的亚毫米尺寸都很小（$\approx1-2$ kpc），并且通常比近红外（NIR）中检测到的任何主机小$\sim3$倍。在所有情况下，这五个SMG的亚毫米大小与ALMA观测到的两个已知类星体和四个$z\approx6$类星体相当。我们在这个完整的样本中没有发现弥漫性螺旋臂的证据。然后，我们将远红外（FIR）光度转换为恒星形成率（SFR）表面密度，发现SMG占据了与我们样本中已知类星体相同的范围。我们的结论是，在亚毫米的大小，范围相对于主机和SFR密度，以及光度和中红外（MIR）的颜色，有SMG和亚毫米亮类星体之间的区别不大。最后，我们提出了初步的证据，SMG与更高的MIR光度和次毫米响亮的类星体往往有尘埃成分的范围比他们的发光SMG同行更热的温度。根据这些结果，我们继续认为，发光的SMG可能拥有尘埃吸收类星体，这些类星体可能同时主导FIR和硬X射线背景。
2022-01-03 astro-ph.GA
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays II: dark cloud cores
宇宙射线对星际颗粒的加热是星际分子云中颗粒表面分子脱附的重要机制。本研究的目的是提供一个详细的温度谱，这种CR诱导加热。为此，橄榄石晶粒半径为0.05，0.1和0.2微米的星际气体屏蔽与各向同性柱密度特性的黑暗核心被认为是。考虑到厚度不断增加的冰幔的积累。CR能谱得到这些列密度的32个宇宙线成分。我们计算了具有已知能量的CR核撞击颗粒的频率，沉积了一定量的能量。作为结果，我们得到的能量和温度谱受CR击中的晶粒。这使得改善现有的方法CR诱导的全谷物加热天体化学建模。
2018-10-01 astro-ph.GA
The Importance of Physical Models for Deriving Dust Masses and Grain Size Distributions in Supernova Ejecta I: Radiatively Heated Dust in the Crab Nebula
最近对超新星遗迹（SNRs）的远红外（IR）观测显示，在其喷出物中有大量新凝聚的尘埃，与现有耐火元素的总质量相当。从这些观测中得出的尘埃质量假设，无论尘埃加热机制或颗粒半径如何，给定种类的所有颗粒都以相同的温度辐射。在本文中，我们推导出的尘埃质量的蟹状星云喷出物，使用的加热和辐射的尘埃的物理模型。我们采用了幂律分布的颗粒大小和两种不同的尘埃成分（硅酸盐和无定形碳），并计算每个尘埃颗粒的加热率的脉冲星风星云（PWN）的辐射。我们发现，晶粒达到一个连续的温度范围，这取决于它们的大小和成分。从最佳拟合模型得到的总质量为0.019-0.13太阳质量，这取决于假设的颗粒成分。我们发现，粉尘颗粒的幂律粒度分布的特点是由一个3.5-4.0的幂律指数和大于0.1微米的最大粒径。颗粒大小和成分与IIP型SN中形成的尘埃颗粒的预期一致。我们推导出的尘埃质量至少是一个因素的两个小于在以前的研究中的蟹状星云，假设更简化的双温度模型的质量报告。本研究的结果表明，在一个现实的尘埃温度分布的物理模型，可以约束尘埃的属性，并影响派生的尘埃质量。我们的研究也可能有重要的影响，推导出其他SNRs的颗粒特性和质量估计，以及SNe是否是银河系星际介质（ISM）和外部星系中尘埃的主要来源的最终问题。
2013-07-03 astro-ph.GA
Dust heating sources in galaxies: the case of M33 (HERM33ES)
尘埃辐射是了解星系物理和恒星形成的主要窗口之一，因为来自年轻热恒星的辐射被尘埃吸收并以更长的波长重新发射。最近发射的Herschel卫星现在以无与伦比的分辨率和高达500 μm的质量提供远红外尘埃排放的视图。在赫歇尔HERM 33 ES开放时间关键项目的背景下，我们正在研究适度倾斜的Scd本星系群M33，它位于840 kpc的距离。本文利用3.6 μm ~ 500 μm的Spitzer和Herschel数据，结合HI、Hα图和GALEX紫外数据，在150 pc的高空间分辨率下研究了尘埃的辐射。结合斯皮策和赫歇尔波段，我们提供了新的，倾斜校正，解决估计的总红外亮度和恒星形成率从这些波段的任何组合。对温暖和寒冷尘埃种群颜色的研究表明，前者的温度在高亮度下由年轻的大质量恒星决定，但在较低亮度下，加热由进化的种群接管。相反地，冷尘埃的温度是由演化的恒星星族所决定的。
2011-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust heating in the cores of 3CRR radio galaxies
我们已经进行了斯皮策运动，以测量低红移3CRR射电星系的红外结构和光谱。结果表明，3.6 - 160微米的红外特性随集成源功率而系统地变化，因此表明当代核心活动是源在其寿命期间行为的特征。在某些情况下，可以从喷流和热点看到红外同步辐射。在NGC 7385中发现了来自喷流/气体相互作用的热辐射。大多数低红移3CRR射电星系的近红外积分颜色与被动星系相似，因此红外颜色是射电活动的不良指标。
2015-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Role of Star-Formation and AGN in Dust Heating of z=0.3-2.8 Galaxies - II. Informing IR AGN fraction estimates through simulations
河外星系研究的一个关键问题是确定恒星和活动星系核在为$z\sim$ 1 - 3的尘埃星系提供动力方面的相对作用，那里是大部分恒星形成和活动星系核活动发生的地方。在论文I中，我们给出了一个$336$ 24 $μ$ m-选择（超）发光红外星系（U）LIRGs的样品，在$z \sim 0.3$-$2.8$，我们专注于确定活动星系核对红外光度的贡献。在这里，我们使用的尘埃辐射传输的孤立和合并星系的流体动力学模拟，研究如何以及模拟再现我们的经验IR AGN分数估计，并确定如何IR AGN分数与UV-mm AGN分数。我们发现：2）对于恒星形成的星系-活动星系核复合物，我们的经验方法可能低估了活动星系核的作用，因为我们的模拟结果表明$>$ 50%活动星系核，$\sim$ 3 $\times$比以前的估计高;（3）在我们经验分类的"SFG"中，有6%的活动星系核的活动星系核部分$\gtrsim$> 50%。4）这种比较依赖于所采用的活动星系核模板--那些忽略暖尘贡献的模板使经验分数降低了2 $\times$; 5）当消光很高（$A_V\gtrsim 1$或达到并包括合并）时，红外活动星系核部分只是本征UV-mm活动星系核部分的一个很好的代表。
2016-10-03 astro-ph.GA
Regulating Star Formation in Nearby Dusty Galaxies: Low Photoelectric Efficiencies in the Most Compact Systems
星系中恒星的形成受星际介质加热和冷却的调节。特别是，分子气体转化成恒星的过程将强烈依赖于最近恒星形成地点周围中性气体中气体加热与气体冷却的比例。在这项工作中，我们结合中红外（中红外）观测的多环芳烃（PAHs），占主导地位的加热机制的气体在星际介质（ISM），与[C II]，[O I]，和[Si II]的精细结构的排放，最强的冷却通道，在致密的中性气体。IR冷却线发射与PAH发射的比率测量光电效率，这是ISM的一个属性，它决定了紫外光子携带的能量有多少转移到气体中。我们发现，在大天文台全天LIRG巡天（GOALS）中，具有高红外表面密度的恒星形成，红外发光星系的光电效率较低。这些系统也有，平均而言，较高的辐射场强比气体密度，和较大的平均尘埃粒度分布。这些数据支持这样一种假设，即最紧凑的星系在单位面积上有更多的年轻恒星形成区域，这些区域的气体加热效率较低。这些条件在高z时可能更常见，并且可能有助于解释宇宙中午更高的恒星形成率。我们预测如何使用JWST进行调查。
2021-01-06 astro-ph.GA
PRUSSIC II -- ALMA imaging of dense-gas tracers in SDP.81: Evidence for low mechanical heating and a sub-solar metallicity in a z=3.04 dusty galaxy
本研究利用深度ALMA观测在z=3.042星系SDP.81中探测到HCO+(4-3)发射，发现异常高的HCO+/HCN强度比，通过光解离区域建模揭示其具有低机械加热和亚太阳金属量，并报告了前景透镜星系的CO吸收及伴星系的CO发射。
2023-09-25 astro-ph.GA
High-Resolution ALMA Imaging for a Gravitationally-lensed Quasar at $z=6.5$: Constraining the AGN Contribution to Galactic-Scale Dust Heating
University of Arizona（亚利桑那大学）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；Peking University（北京大学）
利用高分辨率ALMA观测引力透镜类星体J0439+1634，通过像素化透镜建模和辐射传输模型，发现AGN加热主导亚毫米辐射在~100 pc内，贡献约13%的亚毫米通量，表明高红移类星体的恒星形成率可能被轻微高估。
2026-06-09 astro-ph.GA
Stochastic grain heating and mid-infrared emission in protostellar cores
小颗粒的随机加热经常被认为是恒星形成星系（例如24μm）大红外（IR）通量的主要原因。如果这种机制在星系范围内确实起作用，那么它也应该在更小的尺度上出现。我们计算温度概率密度分布在一个模型的原恒星核心的四个尘埃成分：大硅酸盐和石墨颗粒，小石墨颗粒，多环芳烃颗粒。计算了相应的光谱能量分布，并与具有代表性的红外暗云核的观测结果进行了比较。我们表明，随机加热，诱导的标准星际辐射场，不能解释高中红外发射向中心的核心。为了再现观测到的来自核心投影中心的发射，特别是在24μm处，我们需要将环境辐射场增加约70倍。然而，具有增强辐射场的模型预测在核心外围甚至更高的强度，使其具有环状外观，这是没有观察到的。我们讨论了这一发现的可能影响，并讨论了其他非辐射尘埃加热过程的作用。
2012-01-03 astro-ph.GA
The role of star-formation and AGN in dust heating of z = 0.3-2.8 galaxies - I. Evolution with redshift and luminosity
本文对$z=0.3-2.8$的343（Ultra）Luminous Infrared Galaxies的红外光谱能量分布进行了表征。我们诊断的活动星系核的存在下，分解个别斯皮策中红外光谱到恒星形成和活动星系核供电的连续发射，我们分类为恒星形成星系（SFG），活动星系核，或复合材料的来源。复合材料占我们样品的30%，在微弱和明亮的$S_{24}$中普遍存在，使它们成为红外活动星系核发射的重要来源。我们结合光谱学与多波长光度学，包括赫歇尔成像，创建三个库的公开可用的模板（2 - 1000 $μ$ m）。我们使用两个温度修改的黑体来测量冷和暖尘埃温度（$T_c$和$T_w$），以拟合远红外发射。我们发现，$T_c$不依赖于中红外分类，而$T_w$显示出一个显着的增加，活动星系核变得更加明亮。我们测量了活动星系核中红外辐射和活动星系核对$L_{\rm IR}$的贡献之间的二次关系。活动星系核、复合星系和SFG在$S_8/S_{3.6}$和$S_{250}/S_{24}$中分离，为估计这些源的相对数量提供了有用的诊断。我们估计，即使在微弱的选择阈值（$S_{24}$> 100 $μ$ Jy）下，超过40%的IR选择样本也有活动星系核。我们的分解技术和颜色诊断与詹姆斯韦伯太空望远镜即将进行的观测有关。
2015-10-09 astro-ph.GA
Calculation of Stochastic Heating and Emissivity of Cosmic Dust Grains with Optimization for the Intel Many Integrated Core Architecture
宇宙尘埃粒子有效地减弱了星光。它们对星光的吸收产生了从近红外到远红外的发射光谱，这取决于尘埃颗粒的大小和性质，以及加热辐射场的光谱。近红外到中红外由非常小的颗粒的发射主导。然而，模拟这些粒子对星光的吸收在计算上是昂贵的，并且是处理恒星对尘埃加热的自洽辐射输运代码的一个重要瓶颈。在本文中，我们总结了计算宇宙尘埃的随机发射率的形式主义，这是在早期的作品中开发的，并提出了一个新的库HEATCODE实现这种形式主义的计算任意颗粒的性质和加热辐射场。我们的库是高度优化的通用处理器与多个核心和向量指令，分层内存缓存结构。HEATCODE库还可以在实现英特尔多集成核心（英特尔MIC）架构的协处理器卡上高效运行。我们将详细讨论我们为优化英特尔MIC架构而采取的优化步骤，这些步骤也显著提高了通用处理器上代码的性能，并为每个步骤提供代码示例和性能基准测试。单个英特尔至强融核协处理器（英特尔MIC架构）上的HEATCODE库性能大约是通用双路多核处理器系统的2倍，而标称功耗大致相同。该库支持异构计算采用主处理器同时与多个协处理器，可以很容易地纳入现有的辐射传输代码。
2013-11-19 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.DC
Spinning Dust Emission: Effects of irregular grain shape, transient heating and comparison with WMAP results
普朗克有望回答早期宇宙的关键问题，但它也提供了对异常微波发射的进一步理解。自旋尘埃粒子的电偶极辐射仍然是异常微波辐射的有利解释。本文提出了一种计算具有转动惯量的不规则小颗粒转动辐射的方法$I_{1}> I_{2}> I_{3}$。我们表明，一个转矩自由旋转的不规则颗粒与一个给定的角动量辐射在多个频率模式。所得旋转粉尘光谱具有峰值频率和发射率随颗粒形状不规则程度而增加，其由$I_{1}:I_{2}:I_{3}$定义。我们讨论了如何在体坐标系中的偶极矩$\bmu$的取向影响旋转尘埃光谱的不同制度的内部热波动。我们表明，自旋尘埃发射率的情况下，强的热波动是不太敏感的$\bmu$的取向比在弱的热波动的情况下。我们计算自旋尘埃光谱的气体密度和偶极矩的范围。研究了可压缩湍流对旋转粉尘排放强度的影响。我们表明，在湍流介质中的发射强度增加的一个因素，从1.2-1.4相对于在均匀介质中，作为音速马赫数$M_{s}$从2-7增加。最后，旋转尘埃参数的约束，通过拟合我们的改进模型，五年{ \it威尔金森微波各向异性探针}互相关前景光谱，H $α$相关和100 $μ$ m相关的发射光谱。
2011-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust-Enshrouded AGN can Dominate Host-Galaxy-Scale Cold-Dust Emission
冷尘埃（T~20- 40 K）的长波红外辐射被广泛认为是恒星形成的可靠示踪剂，即使在明亮的活动星系核（AGN）存在的情况下也是如此。基于星团活动星系环的辐射转移模型，来自环的热尘埃辐射对$λ\ga100$ \micron的星系光谱能量分布的贡献可以忽略。然而，这些模型不包括活动星系核加热的主星系尺度的弥漫尘埃，这可能有远红外（FIR）的颜色可比的冷弥漫尘埃加热的恒星。为了量化活动星系核加热对$λ\ga100$ \micron的宿主星系尺度冷尘埃排放的贡献，我们对模拟的星系合并进行了尘埃RT计算，包括和排除它所承载的明亮活动星系核。通过区别的SED产生RT计算与AGN，否则是相同的，我们量化的FIR冷尘埃排放所产生的完全从再处理AGN光子。在极端的情况下，活动星系核加热的主星系尺度尘埃可以使星系积分的远红外线通量密度增加2-4倍;假设没有活动星系核的贡献，从远红外线光度计算的恒星形成率可以高估真实值。由于这些系统的远红外线颜色类似于那些纯粹的恒星形成星系和红比环面模型，宽带SED分解可能是不够的解纠缠的贡献的恒星和严重的尘埃笼罩AGN在最红外发光的星系。我们演示了如何kpc尺度分辨观测可用于确定深深的尘埃笼罩AGN冷FIR颜色时，光谱和/或X射线探测方法不可用。
2021-07-26 astro-ph.GA
Dust masses and grain size distributions of a sample of Galactic pulsar wind nebulae
我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的粒度和成分的范围内，使用适当的物理特性为5脉冲星风星云（PWNe），尘埃排放与喷出物已被检测到。通过拟合观测到的沙尘SED与我们的模型，与不同尺寸的颗粒的数量作为自由参数，我们能够确定在每个PWN的粒度分布和总的尘埃质量。我们发现，所有五个PWNe需要大（$\ge 0.1 \, {\rm μm}$）颗粒，以弥补大部分的尘埃质量，与微米级或更大的颗粒存在的强有力的证据。只有两个PWNe含有不可忽略的小（$<0.01 \, {\rm μm}$）颗粒。尺寸分布通常很好地表示为破幂律，尽管我们的不确定性太大，无法排除其他形状。我们发现蟹状星云的总尘埃质量为$0.02-0.28 \, {\rm M}_\odot$，这取决于其成分和与同步辐射源的距离，与最近的估计一致。对于我们样本中的三个物体，PWN同步加速器光度不足以为观测到的尘埃发射提供动力，并且需要额外的碰撞加热，无论是来自蟹状星云中发现的温暖，致密的气体，还是更高温度的冲击材料。对于G $54.1$ + $0.3$，尘埃被附近的OB星加热，而不是PWN。推断的尘埃质量变化显着取决于假设的加热机制的细节，但在所有情况下，大质量分数的微米级颗粒是必需的。
2019-12-04 astro-ph.GA
Measuring the Heating and Cooling of the Interstellar Medium at High redshift: PAH and [C II] Observations of the Same Star Forming Galaxies at z~2
恒星的形成主要依赖于星际介质（ISM）的冷却机制，然而，在恒星形成的高峰时期（z ~ 2）星系中气体的热性质仍然知之甚少。理解多相ISM的一个限制因素是缺乏在同一星系中检测到的多种示踪剂，例如多环芳烃（PAH）排放，星际气体中关键光电加热机制的示踪剂，以及[C II] 158μm精细结构排放，主要冷却剂。本文介绍了六个z ~ 2恒星形成星系的ALMA波段9观测结果，这些星系具有强的Spitzer IRS探测到的PAH辐射。所有六个星系都在尘埃连续体中被探测到，并被边缘化。我们比较了PAH和[C II]发射的性质，并将它们的关系约束为总红外光度（LIR）和红外表面密度的函数。在一个星系中检测到高信噪比（34σ）的[C II]发射，我们对第二个源设置了安全的上限。我们的样本的其余部分在[C II]中没有检测到，可能是由于红移的不确定性和窄的ALMA带通窗口。我们的结果是一致的赤字[C II]/LIR和PAH/LIR中观察到的文献。然而，在z ~ 2处[C II]与PAH的发射之比可能远低于在附近的尘埃恒星形成星系中观测到的。这可能是由于在高z，更热的气体和尘埃温度下通过[O I]增强冷却的结果，和/或光电效率的降低，其中星际辐射和气体加热之间的耦合减少。
2020-02-19 astro-ph.GA
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
Excitation of the aromatic infrared emission bands: Chemical energy in hydrogenated amorphous carbon particles?
我们概述了通过释放储存的化学能来加热氢化非晶（HAC）尘埃的模型，并表明这种能量（~12 kJ/mole）足以将经典尺寸（50-1000 μ m）的尘埃颗粒加热到它们可以发射3.3 μm和其他“UIR”波长的温度。使用实验室数据，我们表明，这种加热过程是一致的HAC中的悬挂键的百分之几的浓度，并可能会引发被困的H原子的重组。我们认为尘埃释放的化学能是UIR谱带的另一个激发源，从而放宽了以前的要求，即只有少于50个原子的随机加热分子才能产生3.3 μm的发射。
2011-07-19 astro-ph.GA
DESPOTIC -- A New Software Library to Derive the Energetics and SPectra of Optically Thick Interstellar Clouds
我描述了DESPOTIC，一个用来推导光学厚星际云的能量和光谱的代码。DESPOTIC使用一个单区模式来表示这种云，并且可以使用逃逸概率形式来计算线光度、线冷却速率和在限制情况下的线轮廓。它还包括对冷星际介质的主要加热、冷却和化学过程的近似处理，包括宇宙射线和X射线加热、颗粒光电加热、红外和紫外辐射对尘埃的加热、尘埃的热冷却、尘埃和气体之间的碰撞能量交换以及碳化学的简单网络。基于这些加热、冷却和化学速率，DESPOTIC可以计算云的平衡气体和尘埃温度、平衡碳化学状态以及随时间变化的热和化学演变。该软件旨在允许快速和交互式计算云的特征温度，确定其主要的加热和冷却机制，并预测其在广泛的星际环境中的可观测光谱。DESPOTIC作为Python包实现，并在GNU通用公共许可证下发布。
2013-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Modeling Gas Evacuation Mechanisms in Present-Day Globular Clusters: Stellar Winds from Evolved Stars and Pulsar Heating
我们采用流体动力学模拟来研究球状星团中气体和尘埃的低水平的潜在机制。我们的模型研究了球状星团47、M15、NGC 6440和NGC 6752的演化恒星星族的各种组成部分的能量和质量供应的竞争效应。忽略所有其他气体疏散过程，我们发现，最近关闭主序的恒星的能量输出能够有效地清除演化的恒星喷出物，并产生符合当前观测约束的星团内气体密度。这一结果区分了一个可行的气体和尘埃疏散机制，是无处不在的球状星团。此外，我们扩展我们的分析，探讨脉冲星风反馈的效率在球状星团。在47~ Tuccott中探测到的团内电离气体使我们能够对脉冲星风热化效率进行特别严格的限制，为了符合观测到的密度限制，脉冲星风热化效率在星团的核心必须非常低。
2019-12-14 astro-ph.GA
The Heating of Mid-Infrared Dust in the Nearby Galaxy M33: A Testbed for Tracing Galaxy Evolution
由于8 μm多环芳烃（PAH）辐射与其它已知的恒星形成示踪剂有很好的相关性，因此被广泛用作恒星形成速率（SFR）示踪剂。然而，有研究对8 μm发射作为SFR示踪剂的准确性和可靠性提出了挑战。我们的研究是赫歇尔M33扩展巡天（HERM 33 ES）开放时间密钥计划的一部分，旨在通过分析附近螺旋星系M33在75 pc的高空间尺度上的红外辐射来解决这个问题。结合赫歇尔空间天文台和斯皮策空间望远镜的数据，我们发现8 μm发射与250 μm发射的相关性比与24 μm发射的相关性更好。L（8）/L（24）比在24 μm发光区高度降低，这与已知的HII区相关。我们还将我们的结果与Draine & Li（2007）的粉尘排放模型进行了比较。我们证实了在恒星形成区附近8 μm PAH发射的衰减比模型预测的要高;这可能是由于年轻恒星辐射的增加破坏了造成8 μm发射的尘埃颗粒的影响，正如其他作者已经提出的。我们发现大部分8 μm的辐射与弥漫的星际介质加热完全一致，与Draine等人（2013）最近确定的M31尘埃辐射相似。我们还发现8 μm辐射与星际漫射辐射场有关的部分在60%到80%之间，比24 μm的漫射部分大40%。
2014-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fragmentation and Evolution of Molecular Clouds. III: The Effect of Dust and Gas Energetics
尘埃和气体能量学被纳入恒星形成的星团尺度模拟，以研究加热和冷却对恒星形成过程的影响。我们建立在我们以前的工作，分别计算尘埃和气体的温度。尘埃的温度是由嵌入恒星的加热和尘埃辐射之间的辐射平衡决定的。气体温度是使用能量率平衡算法，其中包括分子冷却，尘埃气体碰撞能量转移，和宇宙射线电离。碎片化的过程与气体温度被设置为尘埃温度的模拟大致相似，但存在差异。下沉粒子周围区域的结构具有与0类天体相似的性质，但平均而言，下沉速度和质量吸积率高于仅形成低质量恒星的区域。气体和尘埃的温度有复杂的分布，不能很好地模拟近似，忽略了详细的热物理。密度和动力学温度之间没有简单的关系。特别地，高密度区域具有大范围的温度，这由它们相对于加热源的位置确定。总光度低估了这些早期阶段的恒星形成率，在电离源被包括在内之前，一个数量级。正如我们以前的工作所预测的那样，当包括改进的热物理学时，会形成更多的中等质量天体，但由此产生的IMF仍然有太少的低质量恒星。然而，如果我们考虑最近关于核心到恒星效率的证据，与IMF的匹配得到了改善。
2012-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of the nano-grain depletion in photon-dominated regions: Application to the gas physics and chemistry in the Horsehead
从弥漫的星际介质（ISM）到密度更大的云（如光子主导区（PDR）），物理条件的巨大差异引发了尘埃性质（即成分，大小和形状）的演变。气体的物理和化学性质与这些尘埃性质密切相关，因此受到尘埃演化的影响，特别是受PDR外部辐照部分纳米颗粒耗尽的影响。我们强调的影响，纳米颗粒耗尽的气体物理和化学的马头星云，一个原型PDR。我们使用了一个模型的原子和分子气体的PDR，Meudon PDR代码，使用扩散ISM样灰尘和马头样灰尘的气体物理和化学研究纳米颗粒耗尽的影响，专注于光电加热和H2形成的影响，因此，对H2气体线。我们发现，在马头纳米晶粒耗尽强烈影响气体加热通过光电效应，从而气体温度和H2的形成，因此H -> H2的位置。因此，H2的前四条纯转动线（例如0-0 S（0）、S（1）、S（2）和S（3））的变化系数为2至14。在模型中经常被低估的0-0 S（3）线在考虑纳米颗粒损耗时被低估得更厉害，这是由于通过光电效应减少了气体加热。这强烈表明，我们的理解的激发H2和/或加热过程中的马头，更一般地在PDR，仍然是不完整的。马头外部的纳米颗粒耗尽对几种气体示踪剂有很大的影响，这些气体示踪剂在JWST对辐照云的观测中将是突出的。因此，我们需要考虑这种消耗，以提高我们对马头的理解，更普遍的是PDR，并为任务的最佳科学回报做出贡献。
2021-04-16 astro-ph.GA
Andromeda's Dust
利用斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台对M31的成像，结合尘埃物理模型，绘制了R= 25 kpc范围内的尘埃表面密度、尘埃气体比、星光加热强度和多环芳烃丰度的地图。全球尘埃质量为M_d=5.4x10^7Msol，全球尘埃/H质量比为M_d/M_H=0.0081，全球PAH丰度为<q_PAH>=0.039。尘埃面密度在R=5.6kpc处有一个内环，在R=11.2kpc处有一个极大值，在R=15.1kpc处有一个外环。尘气比从中心的M_d/M_H=0.026到R= 25 kpc的~0.0027。从尘埃/气体比，我们估计ISM金属丰度变化的因素~10，从Z/Zsol=3在R=0到~0.3在R= 25千秒差距。尘埃加热速率参数<U>在中心达到峰值，约为<U>35，<U>在R= 20 kpc时下降到约0.25。在kpc中心，从尘埃模型推断的星光加热强度接近于从核球中的恒星估计的。在R=11.2kpc处，PAH丰度达到峰值q_PAH=0.045。当考虑到核球星的不同光谱时，中心kpc尘埃的q_PAH与盘中q_PAH的整体值相似。这里使用的硅酸盐-石墨-PAH尘埃模型一般能够再现观测到的M31尘埃光谱能量分布，但高估了R=2- 6 kpc处的500 μ m发射，这表明在R=2- 6 kpc处，尘埃不透明度随频率的变化比模型中更陡峭（在200和600 μ m之间，β约为2.3
2014-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The IR Compactness of Dusty Galaxies Set Star-formation and Dust Properties at z~0-2
利用ALMA档案研究15个z~2红外选星系，发现高红外表面密度下恒星形成效率更高且伴随PAH/IR光度比下降，揭示了尘埃条件对恒星形成效率的驱动作用。
2023-06-28 astro-ph.GA
Dust Emission in Galaxies at Millimeter Wavelengths: Cooling of star forming regions in NGC6946
星际尘埃在分子气体的形成以及星际介质的加热和冷却中起着重要的作用。来自星系的毫米波长尘埃辐射的空间分布在很大程度上是未知的。NIKA 2 Guaranteed Time Project IMEGIN（Interpreting the Millimeter Emission of Galerkin with IRAM and NIKA 2）最近绘制了宏伟的螺旋星系NGC 6946的毫米辐射图。通过减去自由-自由、同步辐射和CO谱线的贡献，我们绘制了1：15 mm和2 mm处的纯尘埃辐射分布。分离臂/臂间区域，我们发现一个占主导地位的2毫米发射interarms表示的重要作用，一般星际辐射场加热冷尘埃。最后，我们提出了地图的尘埃质量，温度和发射率指数使用贝叶斯MCMC模型的光谱能量分布在NGC 6946。
2021-11-06 astro-ph.GA
Gas and dust cooling along the major axis of M33 (HerM33es): ISO/LWS CII observations
我们的目标是通过在280 pc尺度下观察本星系群螺旋星系M33的低金属丰度环境中158 μ m处的突出气体冷却线[CII]来更好地了解气体的加热。特别是，我们的目的是描述的光电加热效率与银河系环境的变化。利用ISO/LWS [CII]观测资料，结合Herschel PACS和SPIRE连续谱图、IRAM 30 mCO 2-1和VLA HI资料，研究了M33长轴上速度积分强度的变化。[CII]发射的远红外连续的比率被用来作为一个代理的加热效率，和模型的光子占主导地位的地区被用来研究当地的物理密度，FUV辐射场，和平均柱密度的分子云。在星系内部4.5kpc的半径内，加热效率保持在0.8%不变，在大约6 kpc径向距离的外围，加热效率开始增加，达到~3%。在PDR模型的框架下，通过降低体积密度和FUV场来解释效率的提高，对于在恒定金属丰度下仅几个量级的光学反射。考虑到来自PDR的HI发射的重要部分，以及在银河系冷中性介质（CNM）中发现的HI发射跟踪的典型压力，CNM对M33内部2kpc半径内观察到的[CII]发射贡献约15%。在南部，CNM的贡献在很大程度上仍未确定，而在M33北部2至7.3kpc径向距离之间的位置显示出约40%+-20%的贡献。
2013-03-31 astro-ph.GA
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk) XIV: Flared Dust Distribution and Viscous Accretion Heating of the Disk around R CrA IRS 7B-a
本文通过辐射转移模拟eDisk项目对I类原恒星R CrA IRS7B-a的观测，发现其尘埃盘需粘性吸积加热和喇叭形垂直结构才能解释高温与不对称发射，并揭示气体盘比尘埃盘更大，与II类盘形成鲜明对比。
2024-01-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the heating of the neutral atomic interstellar medium in the Dwarf Galaxy Survey through infrared cooling lines
本研究结合MULTIGRIS代码与Cloudy模型，利用红外冷却线约束分析37个近邻星系的中性气体加热机制，发现高金属丰度星系以光电效应加热为主，低金属丰度星系中X射线光电离占主导，且该方法可在无X射线观测时反演辐射场性质。
2024-11-06 astro-ph.GA
Accuracy of core mass estimates in simulated observations of dust emission
我们研究了使用亚毫米和红外尘埃辐射获得的分子云核质量估计的可靠性。我们使用磁流体动力学模拟和辐射转移产生的空间分辨率和典型的赫歇尔调查的噪声水平的合成观测。我们估计尘埃色温使用不同的强度对，计算列密度和比较估计的质量与真实值。我们比较这些结果的情况下，所有五个赫歇尔波长可用。我们调查的灰尘属性的空间变化的影响和嵌入式热源的影响。对尘埃不透明度及其光谱指数β的错误假设会导致质量估计中的重大系统误差。这些主要是倍增性的，并保持质谱的斜率不变，除非包括具有非常高的光学深度的核心。温度变化会使色温估计值偏置，并且在光学深度高于正常稳定内核的静态内核中，质量可能被低估高达一个数量级。当被内部辐射源加热时，观测恢复了真实的质谱。质谱的形状，虽然不是位置，对于分析中引入的观测误差和偏差是可靠的。只有当核心的光学深度比基本流体静力平衡条件下预期的要高得多时，这种情况才会改变。只要视线上有温度变化，观测就会低估β值。当真实β随波长变化时，也可以观察到偏差。内部热源产生色温和β之间的反相关性，这可能难以与尘埃颗粒的任何内在β（T）关系分开。这表明在解释观察到的质谱和光谱指数时要谨慎。
2011-04-18 astro-ph.GA
Infrared Spectral Energy Distribution of Galaxies in the AKARI All Sky Survey: Correlations with Galaxy Properties, and Their Physical Origin
我们利用AKARI全天巡天的高质量红外通量测量和基于光学和21厘米观测的物理量研究了1600多个低红移星系的性质。我们的目标是了解物理决定红外光谱能量分布（SED）。红外总光度L_TIR与恒星形成率（SFR）的比值与比SFR（SSFR）呈幂律关系，且仅对SSFR最大的星系，L_TIR才是一个很好的SFR指标。我们发现，正常星系的尘埃加热辐射场强度（由红外SED拟合估计）（U_h）和银河系尺度红外辐射强度（U_TIR ~ L_TIR/R ^2）之间存在紧密的线性相关，其中R是星系的光学尺寸。U_h沿此关系的离散度为0.3dex，相当于尘埃温度的13%离散度。这种缩放和U_h/U_TIR比可以通过嵌入在较厚的光学厚度防尘屏中的加热源薄层来物理解释。数据还表明，总尘埃质量的加热部分是反相关的尘埃柱密度，支持这一解释。在大的U_TIR极限下，环核星暴的数据表明存在一个U_h的上限，对应于~ 10 Gyr^{-1}的每气体质量的最大SFR。我们发现，星系的数量急剧下降时，他们成为光学薄对尘埃加热辐射，这表明一个反馈过程，星系形成（可能是由光电加热）是工作时，尘埃加热辐射不是自屏蔽的星系规模。讨论了M_HI-大小关系、Kennicutt-Schmidt关系和宇宙学背景下的星系形成。
2012-01-26 astro-ph.CO 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
Photo-ionization structures of Planetary Nebula IC 2003 with [WR] central star
利用CLOUDY 17.03并结合多波段观测约束，本研究模拟了[WR]型行星状星云IC 2003的光致电离结构，确定其尘埃加热、化学组成及中心星和前身星参数。
2024-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays I: translucent clouds
宇宙射线（CR）粒子对整个星际尘埃颗粒的加热通过促进颗粒表面的分子解吸、扩散和化学反应来影响分子云中的气体-颗粒化学。这种加热的频率$f_T$，s $^{-1}$，决定了对于被CR颗粒撞击的颗粒，达到一定温度$T_{\rm CR}$，K的频率。这项研究旨在为天体化学家提供全面和更新的数据集的CR诱导的全谷物加热。我们提出了计算的$f_T$和$T_{\rm CR}$光谱的裸橄榄石颗粒半径$a$为0.05; 0.1; 0.2 $μ$ m，并覆盖有厚度为0.1 $a$和0.3 $a$的冰幔这样的颗粒。晶粒形状和结构的影响被认为是，以及30 CR元素成分与更新的能谱对应的半透明云与$A_V=2$镁。能量沉积由CRs在晶粒材料计算与SRIM程序。我们报告了所有9种晶粒类型的完整$T_{\rm CR}$谱，并考虑了10 K和20 K的初始晶粒温度。我们还提供了一系列最小$T_{\rm CR}$值的频率。计算的数据集可以简单而灵活地在天体化学模型中实现。结果表明，在半透明云的情况下，目前采用的速率加热整个谷物的温度超过70 K被低估了约两个数量级的天体化学数值模拟。此外，谷物被CRs加热到适度的温度（20- 30 K），间隔几年，这降低了冰化学爆炸的可能性。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spitzer Observations of Dust Emission from HII Regions in the Large Magellanic Cloud
大质量恒星可以通过辐射加热和冲击改变其周围星际尘埃颗粒的物理条件和性质。大麦云云（LMC）中的HII区域为研究恒星能量反馈对尘埃的影响提供了理想的场所，因为恒星可以被分辨出来，而且星系几乎面对面的方向使我们能够明确地将HII区域与它们的电离大质量恒星联系起来。斯皮策太空望远镜对大麦哲伦星云的巡天提供了所有HII区域的多波长（3.6至160 $μ$ m）光度数据。为了研究大质量恒星周围尘埃性质的演化，我们分析了LMC中两个经典HII区（N63和N180）和两个简单超气泡（N70和N144）的空间分辨红外尘埃辐射。我们产生的光度光谱能量分布（SED）的许多小的子区域为每个区域的基础上，它的恒星分布和星云的形态。我们使用DustEM粉尘排放模型拟合来表征粉尘性质。颜色-颜色图和模型拟合与辐射场（估计从光度和光谱调查）进行比较。强烈的径向变化的SEDs可以看到整个地区，反映了可用的辐射加热。在辐射场最高的地方，非常小的颗粒的排放量急剧增加，而多环芳烃（PAHs）似乎被破坏了。PAH的排放是最强的分子云的存在下，只要辐射场是低的。
2014-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diverse features of dust particles and their aggregates inferred from experimental nanoparticles
通过激光闪速加热具有宇宙元素比例的材料并冷却，同时生成四种具有多样化学和结构特征的纳米粒子及其聚合体，为天体物理尘埃粒子的研究提供了新类型并促使重新评估。
2023-11-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Subparsec-scale dynamics of a dusty gas disk exposed to anisotropic AGN radiation with frequency-dependent radiative transfer
研究了活动星系核尘埃升华半径附近的气体动力学。为此，我们对质量为$10^{7}\,\mathrm{M_{\odot}}$的超大质量黑洞周围半径为$\approx 1\,\mathrm{pc}$的尘埃气体盘进行了轴对称辐射流体力学模拟，考虑了（1）吸积盘的各向异性辐射，（2）日冕的X射线加热，（3）尘埃再发射的红外光子的辐射转移，（4）直接辐射和红外辐射的频率依赖性，（5）气尘分离温度。结果发现，对于爱丁顿比$\approx 0.77$，一个近中性的，致密的（$\approx 10^{6\operatorname{-}8}\;\mathrm{cm^{-3}}$），几何薄（$h/r<0.06$）盘形式与高速（$\approx 200 \sim 3000\;\mathrm{km/s}$）尘埃流出从盘表面发射。盘的温度由X射线加热和各种冷却之间的平衡决定，盘几乎由热压力支撑。与\citet{krolik07:_agn}相反，红外光子的辐射压力并不能有效地加厚圆盘，而是压缩圆盘。因此，只要艾丁顿比很高，辐射支撑的、几何厚度的、模糊的环面似乎很难在尘埃升华半径附近形成（$\sim 1$）。质量流出速率为$0.1\;\mathrm{M_{\odot}}/\mathrm{yr}$，流出物的柱密度为$N_{\mathrm{H}}\lesssim 10^{21}\;\mathrm{cm^{-2}}$。…
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The M16 molecular complex under the influence of NGC6611. Herschel's perspective of the heating effect on the Eagle Nebula
本文给出了HOBYS重点计划中鹰星云（M16）的Herschel远红外和亚毫米波段图像，使用PACS和SPIRE相机，在70μm，160μm，250μ m，350μm，500μ m5个波段拍摄。M16是创世之柱的所在地，它在很大程度上受到附近的NGC 6611大质量星团的影响。赫歇尔图像揭示了一个清晰的尘埃温度梯度，该梯度远离OB星系团雕刻的空腔中心。我们研究了NGC 6611对赫歇尔观测到的整个M16恒星形成复合体的加热效应，包括该区域的弥散云环境和致密的对流结构。此外，我们解释了M16的三维几何相对于星云，其周围的环境，和NGC 6611腔。尘埃温度和气柱密度图显示了一个突出的东向暗条，它远离大质量恒星形成中心区和NGC 6611星团，并从星团周围延伸出去。这些丝状体中的每一个的尘埃温度随着与NGC 6611星系团距离的增加而降低，表明在3 - 6个\times 10^{22} cm-2柱密度丝状体中，每个方向上的\sim 10 pc的加热穿透深度。我们发现，在高质量的恒星形成区域的OB集群的影响未来的恒星形成的网站的温度，修改的初始条件崩溃和影响的演化标准的原恒星从光谱能量分布。在这个地区看到的形态的起源可能的情况进行了讨论，包括西部相当于东部的灯丝，这是由创建的OB集群及其随后的风和辐射破坏。
2012-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
