Is water ice an efficient facilitator for dust coagulation?
在原行星盘的雪线之外和分子云的致密核心内，气体的温度足够低，水蒸气在预先存在的难熔尘埃颗粒表面凝结成无定形冰。最近的数值模拟和实验室实验表明，在这样的寒冷地区，凝结的蒸汽促进灰尘凝结。然而，在数值模拟中，耐火材料的凝聚力往往被低估，而在实验室实验中，水蒸气与表面的碰撞比真实条件更频繁。因此，为了重新审视水冰在粉尘凝聚中的作用，我们充分利用接触力学和摩擦学中的适当理论，对水冰颗粒凝聚的现有数据进行了系统的调查。我们发现，大多数的实验数据是合理的，很好地解释了润滑理论，由于准液体层（QLL）的存在。唯一的例外是粒子在低温下的动态碰撞结果，这与JKR理论是一致的，因为QLL太薄而不能耗散它们的动能。考虑到原行星盘和分子云中的真空条件，在耐火颗粒表面形成无定形水冰并不一定像目前预期的那样有助于它们的碰撞生长。虽然雪线周围但外部的水冰的结晶使覆冰颗粒的凝结变得容易，但雪线内部的水冰的升华被认为有助于裸露的耐火颗粒的凝结。
2020-10-15 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.soft
Mantle formation, coagulation and the origin of cloud/core shine: I. Modelling dust scattering and absorption in the infra-red
上下文观测到的云闪和核云闪（C-shine）是由于晶粒长大导致J、H和K测光波段以及Spitzer IRAC 3.6和4.5 μm波段的云散射增强而引起的。目标。使用我们的全球尘埃建模方法THEMIS（在IaS的非均匀尘埃演化模型），我们探索了尘埃演化在稠密的云层中的影响，通过富镁碳质地幔的形成和颗粒-颗粒凝聚。方法.我们模拟宽带隙a-C：H地幔形成和低水平的扩散星际介质尘埃在适度熄灭的分子云外部区域的聚集的影响。结果在非晶硅酸盐和非晶碳（a-C）颗粒上形成宽带隙a-C：H地幔，导致它们在近红外波长的吸收截面减小，但散射截面没有变化，从而导致更高的吸收率。结论.尘埃的演变，随着密度的增加和灭绝的扩散到致密的分子云过渡，通过地幔的形成和颗粒聚集，似乎是一个可能的解释所观察到的C-闪耀。
2016-02-01 astro-ph.GA
Effect of non-spherical projectiles on the structure of porous dust aggregates formed by coagulation
Oregon State University（俄勒冈州立大学）
该研究通过软球离散元模拟，探究非球形弹丸对凝并形成的多孔尘埃聚集体结构的影响，发现聚集体结构参数的相关依赖关系，指出尘埃凝并后需额外处理才能匹配观测结果。
2026-08-06 astro-ph.GA
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. III. Protostellar collapse with non-ideal MHD
尘埃颗粒影响恒星形成的许多方面，包括行星形成，辐射转移的不透明度，化学和磁场通过欧姆，霍尔和双极扩散。粉尘颗粒的尺寸分布是影响所有这些方面的主要特征。在整个恒星形成过程中，晶粒尺寸会因凝聚而增大。我们在这里描述的数值模拟的原恒星坍缩所描述的方法在本系列的早期论文。我们计算的粒度分布从凝聚和非理想的磁流体力学效应自洽和低数值成本的演变。我们发现，混凝效率的影响主要是在高密度区域所花费的时间。从亚微米半径开始，在一个只有1000年历史的内部原行星盘中，颗粒尺寸达到100 μm以上。我们还表明，晶粒的生长显着影响的双折射率，并间接的动力学和角动量的磁盘。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of temperature on the structure of porous dust aggregates formed by coagulation
Oregon State University（俄勒冈州立大学）
研究通过三维模拟探讨温度及单体尺寸分布对尘团结构的影响，发现高温和多尺寸单体凝聚可使尘团更密集紧凑。
2026-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust coagulation during the early stages of star formation: molecular cloud collapse and first hydrostatic core evolution
原行星盘中的行星形成需要尘埃颗粒从星际介质中发现的亚微米大小凝结成更大的物体。我们首次利用三维流体动力学模拟研究了在恒星形成的最早阶段尘埃颗粒的生长。我们开始与一个典型的星际尘埃粒度分布和研究尘埃的分子云核心的崩溃和第一流体静力学核心的演变过程中的增长，在恒星核心的形成。我们研究如何尘埃大小分布演变的空间和时间。我们发现，信封保持其初始人口的小尘埃颗粒在这些阶段的增长很少，除了在内部的几百金最小的颗粒耗尽。然而，一旦第一个流体静力学核心形成，在核心内（在恒星核心形成之前）会发生快速的尘埃生长，其尺寸超过$100~μ$ m。在离核中心较小的距离处产生逐渐变大的晶粒。在快速旋转的分子云核心中，形成的“第一个流体静力核心”更好地描述为可能在引力上不稳定的前恒星盘。在这种情况下，颗粒生长在螺旋密度波中更快，导致在螺旋波中优先发现较大的颗粒，即使颗粒相对于气体没有迁移。因此，即使在这些非常早期的时间，第一个核心/前恒星盘中的颗粒尺寸分布也会有很大的变化。
2022-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ashes of FIRE: Modeling Dust Grain Size Evolution in the Local Group with FIRE
Indiana University（印第安纳大学）；University of California at San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文提出了一种新的离散尘埃颗粒大小演化模型，用于研究本地群中尘埃丰度、化学组成和颗粒大小的变化，发现尘埃颗粒大小分布呈现双峰特征，揭示了尘埃生长和破坏对尘埃丰度的影响。
2026-03-09 astro-ph.GA
Dust evolution in the transition towards the denser ISM: impact on dust temperature, opacity, and spectral index
观察到的尘埃发射和灭绝的变化表明，在从弥漫的星际介质（ISM）到更致密的分子云的过渡过程中，颗粒性质发生了系统的演变。在尘埃光谱能量分布（SED）的差异，观察到从弥漫ISM到密集的地区，即在长波长的光谱指数增加，在FIR不透明度的增加，和温度的降低，通常被认为是在尘埃性质的变化的结果。我们调查，如果进化过程，如凝聚和吸积，能够改变尘埃颗粒的性质的方式是一致的观察。我们使用的核心地幔颗粒模型来描述弥漫ISM型晶粒，并使用DDA，我们计算如何吸积地幔和凝聚成聚集体改变晶粒的光学性质。我们用DustEM和辐射转移程序CRT计算了沙尘的SED和消光。我们发现，脂肪族碳地幔扩散ISM型尘埃的吸积导致FIR不透明度增加约2倍，FIR/submm光谱指数从1.5增加到1.8，温度降低约2 K。我们还表明，这些颗粒凝聚成聚集体进一步降低温度由3 K，并增加光谱指数的值为$\sim$ 2。与弥漫的ISM尘埃相比，这些聚集体（具有额外的冰幔）的FIR不透明度增加了3（7）倍。尘埃演化的ISM导致凝聚和吸积，导致显着的变化，在光学性质的颗粒，可以解释所观察到的变化，在尘埃SED的过渡，从弥漫的ISM到密集的地区。
2015-06-04 astro-ph.GA
Mantle formation, coagulation and the origin of cloud/core-shine: II. Comparison with observations
许多致密的星际云可以在近红外线（通常称为“云闪”）和中红外线（所谓的“科雷辛”）的辐射中观察到。这些C-shine观测通常被解释为晶粒生长，但没有模型能够自洽地解释从近红外到亚毫米的尘埃光谱能量分布。我们想证明我们的新的核心/地幔演化尘埃模型THEMIS（在IaS的非均匀尘埃演化模型），这已被证明是有效的远红外和submm，再现C-shine观测的能力。我们的出发点是一个物理驱动的核心/地幔尘埃模型。它由3个尘埃种群组成：富含芳香碳的小颗粒;具有富含芳香碳的地幔的较大的核/地幔颗粒，以及由无定形富硅酸盐碳或无定形硅酸盐组成的核。我们假设一个进化的路径，这些颗粒，当进入密集的地区，可能首先形成第二个富碳酸盐的碳地幔（凝聚的小颗粒，从气相中的碳的吸积），第二凝聚在一起，形成大的聚集体，和第三吸积气相分子覆盖他们与冰地幔。为了计算相应的尘埃发射和散射，我们使用三维蒙特卡罗辐射转移代码。我们表明，我们的全球进化尘埃建模方法THEMIS使我们能够重现C-闪耀观测密集的无星云。尘埃的散射和排放对云中心密度和云密度廓线的陡度最为敏感。改变这两个参数导致的变化，这是更强的近红外，在这两个C-发光强度和配置文件。结合富镁地幔形成和低水平凝聚成聚集体，我们可以自洽地解释所观察到的C-闪耀和远红外/亚毫米发射到致密的无星云。
2016-02-01 astro-ph.GA
Evolution of dust grain size distribution and grain porosity in galaxies
星际尘埃的辐射特性不仅与尘埃颗粒的粒度分布有关，还与尘埃颗粒的孔隙率有关。我们开发了一个模型的大小依赖的晶粒孔隙度和晶粒尺寸分布的星系演化的整个历史的演变。我们包括恒星尘埃的产生，超新星尘埃的破坏，粉碎，凝聚和吸积。凝并作用被认为是颗粒孔隙度的来源。我们使用一个恒定的致密气体分数（$η_\mathrm{dense}$），调节破碎和凝聚之间的平衡的单区模型。我们发现，孔隙度的发展后，小颗粒充分创造了粉碎和吸积之间的相互作用（在年龄$t\sim 1$ Gyr的恒星形成时间尺度$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr）和凝聚。对于$η_\mathrm{dense}=0.5$，在晶粒半径$\sim 0.03~μ$ m处填充因子下降到0.3。对于较小的$η_\mathrm{dense}$，颗粒更多孔，因为形成多孔凝结颗粒的小颗粒更丰富。并根据上述结果计算了消光曲线。孔隙率使硅酸盐的消光曲线明显变陡，但对无定形碳没有太大影响。孔隙度也增加了碰撞截面，并通过增强的凝聚产生稍微更大的颗粒;然而，消光曲线不一定变得更平坦，因为孔隙度的陡峭效应。我们还讨论了银河系消光曲线的影响，我们的结果。
2021-11-25 astro-ph.GA
Dust grains cannot grow to millimeter sizes in protostellar envelopes
恒星和行星形成领域的一个大问题是尘埃颗粒大量生长的时间。在不同波长范围内观测到的尘埃发射特性已被用作一种迹象，表明毫米大小的颗粒已经存在于年轻原恒星的封套中。然而，这种解释与凝结模拟的结果有矛盾，凝结模拟在这些条件下不能产生如此大的颗粒。在这项工作中，我们分析表明，毫米大小的颗粒在原恒星信封的生产是不可能的凝聚过程的标准假设下。我们讨论了几种可能性，可能有助于解释所观察到的粉尘排放在没有原位晶粒生长到毫米大小。
2022-10-04 astro-ph.GA
Dust changes in Sakurai's Object: new PAHs and SiC with coagulation of submicron-sized silicate dust into 10 micron-sized melilite grains
6-14 2005年4月和2008年10月之间的6个历元获得的微米斯皮策光谱被用来确定与樱井的对象（V4334 Sgr），低质量的后AGB星，已形成的爆发事件，自1996年以来的尘埃特征的时间变化。被遮蔽的富碳光球被一个40毫角秒的环面和32角秒的PN所包围。2008年4月21日之后，中红外线通量开始快速下降。由于纳米尺寸的SiC晶粒的光学薄发射在2007年10月达到最低，在2008年4月21日至30日之间迅速增加，并在2008年10月缓慢增加。6.3-微米吸收由于多环芳烃增加了整个。2007年5月之后，20微米尺寸的SiC颗粒可能有助于6-7微米的吸收。质量估计的基础上的光学厚发射同意的吸收功能，如果大的SiC颗粒形成于1999年5月和多环芳烃形成于1999年4月至6月。2008年10月，PAH和大SiC颗粒的估计质量分别为3 × 10 - 9 Msun和10 - 8 Msun。一些造成10微米弱吸收特征的亚微米级硅酸盐可能位于PN内，因为2007年10月至2008年10月之间光学深度减小。6.9在2005年4月至2008年10月期间，分配给~10微米尺寸的结晶黄长石硅酸盐的微米吸收增加。如果约2.8%的亚微米级硅酸盐凝结形成黄长石，则满足光谱和光谱限制。这个数字与球粒陨石中含黄长石的富钙铝包裹体的丰度相似。
2021-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Grain growth for astrophysics with Discontinuous Galerkin schemes
根据其大小，尘埃颗粒储存或多或少的电荷，催化或多或少的化学反应，拦截或多或少的光子，并或多或少有效地粘附以形成行星的胚胎。因此，需要在数值模拟中精确处理粉尘凝聚和破碎。然而，现有的算法求解凝固方程是过度扩散的条件下的3D模拟。我们通过开发一个基于间断Galerkin方法的高阶求解器来解决这一挑战。该算法节省了机器精度的质量，并允许用非常有限数量的灰尘箱精确计算几个数量级大小的灰尘颗粒的生长。
2020-11-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Ionization and Dust Charging in Protoplanetary Disks
稠密星际和星周环境中的电离-复合平衡是一系列重要物理过程的关键因素，如化学反应、尘埃充电和凝聚、气体与磁场的耦合以及原行星盘中不稳定性的发展。我们确定了一个临界气体密度以上的颗粒表面上的电子和离子的复合占主导地位的气相复合。对于这个政权，我们提出了一个自洽的分析模型，使我们能够准确地计算丰度的带电物种在含尘气体，而不作假设的颗粒电荷分布。为了证明所提出的方法的重要性，我们检查是否传统的近似低颗粒电荷是有效的典型的原行星盘，并讨论尘埃凝聚和发展的“死区”的磁盘的影响。所提出的模型是适用于任意粒度分布，并为给定的灰尘属性和条件的磁盘，只有一个自由参数-离子的有效质量，显示有一个低的效果的结果。该模型可以很容易地包括在致密分子云和原行星盘的尘埃演化的数值模拟。
2016-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the extinction curves in galaxies
基于我们提出的星系粒度分布演化模型，我们研究了星系消光曲线的演化。在这个模型中，我们考虑了各种过程：由SNe II和AGB星形成的尘埃，在ISM中由SN冲击破坏的尘埃，金属吸积到晶粒表面（称为晶粒生长），粉碎和凝聚。我们发现，在星系演化的最早阶段，消光曲线是平坦的。由于星系中充满了尘埃，粉碎变得有效，产生了大量的小颗粒（$a \la 0.01\;μ$ m）。然后，晶粒生长在小的晶粒半径处变得有效，在晶粒尺寸分布上在$a \sim 10^{-3}$ {--} $10^{-2}\;μ$ m处形成凸起。因此，紫外（UV）波长处的消光曲线变得陡峭，并且消光曲线上的$1/λ\sim 4.5\;μ{\rm m}^{-1}\;(λ: \mbox{wavelength})$处的凸起变得显著。一旦凝结变得有效，消光曲线变得平坦，但与银河系消光曲线相比，紫外线消光仍然过度产生。这种差异可以通过引入更强的凝结贡献来解决。因此，破碎和凝结之间的相互作用对于重现银河系灭绝曲线可能很重要。
2014-01-28 astro-ph.GA
Dust evolution, a global view: IV. Tying up a few loose ends
这项工作是试图把本系列前面的论文中一些看似不同的松散的结果联系起来，形成星际介质中尘埃演化的全局观点。特别是，性质的碳氢化合物，红外吸收和发射带的载体进行了讨论的背景下，一个简单的聚六环分子的观点。探讨了星际尘埃地幔吸积和颗粒-颗粒凝聚成聚集体的顺序，以及它们对星际尘埃粒度分布、消光和尘埃热发射的影响。估计了吸积和凝聚对银河系和遥远星系中星际气尘比的影响。星际颗粒表面的环氧化物物种的重要性被重新访问和可能的和随之而来的连接之间的致密星际云尘和彗星尘埃探索。一个可能的连接和星际OCN含分子的套件的起源，和他们有趣的化学，进行了讨论。最后，推测氨基酸形成的途径及其作为宇宙中任何地方生命的普遍基础的可能性。
2018-04-27 astro-ph.GA
Interstellar dust charging in dense molecular clouds: cosmic ray effects
计算了冷密分子云典型特征区域的局域宇宙射线谱，研究了尘埃粒子带电的两种机制：粒子对超热宇宙射线电子和质子的收集，以及粒子在宇宙射线紫外辐射下的光电发射.这两种机制增加了传统的充电环境等离子体，在云中产生的CR。我们发现，CR诱导的光电发射可以显着修改亚微米颗粒的电荷分布函数。我们证明了所获得的结果的尘埃凝聚的重要性：虽然由周围的等离子体单独充电导致颗粒之间的库仑斥力，并抑制其进一步凝聚，与光电发射的组合提供了最佳的条件，在一定区域的云，对应于$\sim10^4$厘米$^{-3}$和$\sim10^6$厘米$^{-3}$之间的密度$n(\mathrm{H_2})$的大尘埃聚集体的生长。CR的充电效应是一般性质的，因此预计不仅在致密的分子云中，而且在原行星盘的上层和外部也会起作用。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Evolution of grain size distribution in high-redshift dusty quasars: Integrating large amounts of dust and unusual extinction curves
大量的尘埃和高红移类星体（z > 4）中不寻常的消光曲线的发现给早期宇宙尘埃的起源和性质带来了挑战性的问题。本文基于考虑颗粒尺寸分布的尘埃演化模型，研究了高Z类星体中尘埃含量和消光曲线的演化。首先，我们表明，牛奶路消光曲线是复制通过引入一个中等分数（~0.2）的致密的分子云相的星际介质的石墨-硅酸盐尘埃模型。然后，我们表明，在高z类星体中的消光曲线可以通过采取更高的分子云分数（>0.5）来解释，这导致更有效的晶粒生长和凝聚，并通过假设无定形碳而不是石墨。高Z类星体宿主中的大量尘埃含量也被发现是尘埃增长增强的自然结果。这些结果表明，分子云中的颗粒生长和凝聚是增加尘埃质量和改变星系中尘埃尺寸分布的关键过程，并且与不同的尘埃成分一起，可以有助于形成消光曲线。
2014-10-29 astro-ph.GA
Revisiting the Impact of Dust Production from Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们提出了一个尘埃光谱能量分布（SED）和二进制恒星的人口分析重新访问的尘埃生产率（DPRs）在风中的富碳沃尔夫-拉叶（WC）的二进制和它们对银河系尘埃预算的影响。19个银河系WC ``dustars”的DustEM SED模型揭示了$\dot{M}_d\sim10^{-10}-10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的DPR和介于$0.002 - 40\%$之间的碳尘凝结分数$χ_C$。大的（$0.1 - 1.0$ $μ$ m）粉尘粒度组成有利于有效的dustars，其中$χ_C\gtrsim1\%$。dustars与已知的轨道周期的结果验证之间的幂律关系$χ_C$，轨道周期，WC的质量损失率，和风速一致的理论模型的尘埃形成碰撞风双星的预测。我们将尘埃产生纳入双星布居和光谱合成（BPASS）模型中，分析WC dustars，渐近巨星分支星（AGB），红超巨星（RSG）和核心坍缩超新星（SNe）的尘埃产生率。BPASS模型假设恒星形成（SF）不变，并在低、大麦哲伦云（LMC）样和太阳金属丰度（Z = 0.001、0.008和0.020）下进行了$10^6$ M $_\odot$恒星种群的共演化。恒定SF和co-eval模型都表明，SNe是所有金属丰度的净尘埃破坏者。在LMC等金属丰度的恒定SF模型表明，AGB星稍微超过WC双星和RSG的$2-3$的因素，而在太阳…
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA and CARMA observations of Brown Dwarfs disks: testing the models of dust evolution
行星形成的第一步是在年轻恒星和褐矮星周围富含气体的圆盘中，微小的微粒凝结成越来越大的鹅卵石和岩石。在亚毫米观测可以跟踪毫米/厘米大小的卵石在外盘，并研究这些固体的凝聚/破碎和径向迁移的机制。这些代表了关键，但尚未完全理解的成分，我们的理解形成的星子，行星的基石。在这里，我们提出的第一个结果，从一个观测计划，使用ALMA和CARMA亚毫米/毫米干涉仪，旨在表征尘埃特性和磁盘结构的年轻磁盘周围的棕矮星和非常低质量的恒星。考虑到这些盘的预期物理条件，它们代表了原行星盘中行星形成早期阶段模型的关键测试床。
2013-07-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of grain growth mechanisms on the extinction curve and the metal depletion in the interstellar medium
尘埃颗粒在星际云（特别是分子云）中通过吸积和凝聚而变大。在这里，我们的模型和测试这些过程中，通过检查的一致性与所观察到的变化在银河系中的消光曲线。我们发现，如果我们简单地使用在以前的研究中使用的参数，该模型无法解释的远紫外消光曲线的平坦化大$R_V$（消光曲线的平坦度）和碳凸的存在，即使在平坦的消光曲线。这种差异可以通过采用“调整”模型来解决，其中含碳粉尘的凝聚效率较低（系数为2），而硅酸盐的凝聚效率在去除凝聚阈值后更高。如果吸积和凝聚的持续时间大于100（n_H/10^3 cm^{-3}）^{-1} Myr（其中n_H是云中氢核的数密度），则调谐模型也与硅耗尽（吸积的指标）和$R_V$之间的关系相一致。我们还研究了每个消光曲线特征（UV斜率，远紫外曲率和碳块强度）和$R_V$之间的关系。UV斜率和$R_V$之间的相关性是三种相关性中最强的，被调谐的模型很好地再现。对于远紫外曲率和碳碰撞强度，观测数据位于调整后的模型和未经调整的原始模型之间，这意味着观测数据中的大散射可以通过对凝聚效率的敏感响应来解释。调谐模型的整体成功表明，吸积和凝聚是有前途的机制，在银河系中产生的消光曲线的变化，虽然我们不排除其他尘埃加工机制改变消光曲线的可能性。
2013-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust growth in molecular cloud envelopes: a numerical approach
在星际介质（ISM）中，由于颗粒生长和破坏，颗粒尺寸分布的变化是可以预期的。在这项工作中，我们提出了一个尘埃碰撞模型内实现磁流体动力学（MHD）的代码，考虑到颗粒生长和破碎的带电尘埃颗粒的一个给定的组合物（硅酸盐或石墨）。我们将此模型的MHD代码雅典娜，并建立在以前的实施在同一代码中的动态带电尘埃颗粒。为了证明该凝聚模型的性能，我们研究了在2D MHD模拟过程中形成的几个尘埃丝内半径为0.05 $μ$ m的单一大小的尘埃种群的粒度分布的变化。我们还考虑了一个现实的灰尘分布的尺寸范围从50 μ m到0.25 $μ$ m，并分析了石墨和硅酸盐的尺寸分布的变化，以及远紫外消光曲线。从所得到的结果，我们得出结论，这里提出的方法，基于带电粒子的运动方程的MHD演化，是最佳的研究在扩散制度，如分子云信封带电尘埃颗粒的凝聚。在观测上，这些尘埃尺寸分布的变化转化为远紫外消光曲线的变化，它们主要是由小的石墨尘埃颗粒引起的。
2021-03-09 astro-ph.GA
The cosmic evolution of dust-corrected metallicity in the neutral gas
由于灰尘的存在，从吸收线光谱解释阻尼Ly- $α$吸收体（DLA）的丰度通常是一个挑战。然而，由于DLAs追踪遥远的富含气体的星系，而不管它们的光度如何，它们提供了一种有吸引力的方法来测量中性气体金属丰度随宇宙时间的演化。到目前为止，这已经被广泛地做了，但通常没有考虑适当的灰尘校正。本文的目的是：i）提供一个简单的方法来计算尘埃校正，基于一个单一的观察到的[ $X$ /Fe]，ii）评估DLA金属丰度和它们的演变的尘埃校正的重要性，和iii）调查大DLA样品的铁的宇宙演化。我们已经根据观测到的[Zn/Fe]、[Si/Fe]或[S/Fe]推导出了尘埃校正，并证实了它们的鲁棒性。我们目前的灰尘校正金属丰度的[Fe/H] $_{\rm tot}$的规模为236个DLAs在广泛的$z$，并评估不同金属在不同的金属丰度的灰尘校正的程度。DLAs中的尘埃校正即使对于Zn（通常为0.1-0.2，并且高达$0.5$ ~dex）也是重要的，这常常被忽视。最后，我们用$z$研究了尘埃校正的金属丰度的演化。DLA金属丰度随红移而降低，从今天到$\sim12.6$十亿年前（$z=5$）降低50-100倍。在计及尘埃校正后，DLA金属丰度平均值比未计校正值高0.4- 0.5倍。金属丰度和$z$之间关系的上包络线在$z\lesssim0.5$达到太阳金属丰度，尽管有些系统的太阳金属丰度已经达到$z\sim3$…
2018-03-14 astro-ph.GA
Dust evolution processes constrained by extinction curves in nearby galaxies
消光曲线，特别是银河系（MW）、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的消光曲线，为我们提供了了解附近宇宙中尘埃性质的线索。我们研究这些消光曲线是否可以解释为众所周知的尘埃演化过程。我们处理恒星喷出物中的尘埃产生，超新星冲击中的破坏，尘埃的吸积和凝聚的增长，和粉碎的尘埃破裂。为了使调查的大参数空间可能的，我们简化了处理的晶粒尺寸分布的演变，通过采用“两个尺寸近似”，其中我们分为小（$\lesssim 0.03~μ$ m）和大（$\gtrsim 0.03~μ$ m）的晶粒人口。据证实，MW消光曲线可以重现在合理的范围内的时间尺度的上述过程与硅酸盐-石墨混合物。这表明MW消光曲线是尘埃通过上述过程演化的自然结果。我们还发现，相同的模型不能再现SMC/LMC消光曲线。尽管如此，这种失败可以通过对小型碳质尘埃赋予更高的超新星破坏率并考虑碳质尘埃的无定形碳来弥补;这些修改实际上与之前的研究一致。因此，我们的结论是，目前的尘埃演化方案组成的上述过程是成功的，在解释消光曲线。所有的消光曲线都有利于尘埃的有效星际处理，特别是通过吸积和凝聚的强烈颗粒生长。
2016-08-22 astro-ph.GA
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. I. Analytic derivation
尘埃颗粒在许多天体物理学背景中起着重要作用。它们影响其环境的化学、磁性、动力学和光学特性，从星系到星际介质、恒星形成区域和原行星盘。它们的凝结导致其大小分布的变化，并最终形成行星。然而，虽然混凝过程本身是相当简单的数值实现，它是很难耦合到多维流体力学数值模拟，因为它的高计算成本。我们在这里提出了一个简单的方法，用于跟踪的凝聚颗粒在低得多的成本。给定初始粒度分布，在时间t处的分布状态仅由沿轨迹积分的单个变量的值确定，而与颗粒所采取的具体路径无关。虽然这种方法不能解释凝结以外的过程，但它在数学上是精确的，快速的，廉价的，并且可以用来评估大多数天体物理学背景下的颗粒凝结的影响。它适用于所有局部物理条件和颗粒特性可以分离的混凝核心。我们还描述了另一种方法来计算颗粒的平均电荷和屏蔽辐射场的环境中的离子和电子的密度，给定的密度和温度的气体，宇宙射线电离率，和离子的平均质量。我们提供的方程是快速集成的数值，并可用于在多维数值模拟中自洽地计算飞行中的非理想磁流体动力学模型所需的本地磁电阻率。
2021-05-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
Using machine learning to investigate the populations of dusty evolved stars in various metallicities
本研究应用集成机器学习方法，结合IR/Spitzer和光学/Pan-STARRS测光颜色指数，对约一百万个Spitzer点源进行光谱分类，以调查不同金属丰度下含尘埃演化星星族的出现情况。
2022-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of grain alignment with magnetic fields on grain growth and the structure of dust aggregates
尘埃颗粒在星际介质（ISM）中漂移，并与磁场对齐。在这里，我们研究的晶粒排列和晶粒运动对晶粒生长的分子云（MC）的影响。我们首先讨论了最大惯性轴（$\hat{a}_{1}$）与其角动量（${\bf J}$）对齐的特征时标（即，{ \it内部配向}）和${\bf J}$与磁场的配向（${\bf B}$，即，{ \it外部对齐}）。我们确定的最大晶粒尺寸与有效的内部（$a_{\rm max,aJ}$）和外部对齐（$a_{\rm max,JB}$）的复合颗粒。对于$n_{\rm H}\sim 10^{3}-10^{8}\rm cm^{-3}$的MC密度，我们发现，外部对齐可以发生非常大的晶粒，但内部对齐只发生在晶粒小于$a_{\rm max,aJ}\sim 2μm$。尘埃颗粒内的铁团簇或超高温旋转的存在使$a_{\max,aJ}$增加到$\sim 10-50μm$。然后，我们研究了在气体中漂移的对准晶粒的生长。由于取向晶粒在磁场中的运动，气体吸积会增加晶粒的伸长，而不是像随机取向晶粒生长所预期的那样减少。通过颗粒碰撞的凝结也增加颗粒伸长，导致伸长随颗粒尺寸增加。对齐的颗粒凝聚形成尘埃聚集体，其中包含细长的双星，包括一对具有平行短轴的颗粒。由{ \it Rosetta}获得的67 P/Churyumov-Gerasimenko中的尘埃聚集体中的颗粒具有随颗粒半径增加的颗粒伸长，这意味着这种…
2022-01-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of grain size distribution with enhanced abundance of small carbonaceous grains in galactic environments
我们提出了一个更新的尘埃演化模型，专注于在星系中的粒度分布。我们把银河系作为一个单一的区域对象，包括五个主要的过程（恒星尘埃的生产，超新星冲击中的尘埃破坏，通过吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破裂）。在本文中，我们提高了预测相关的小碳颗粒，这是负责2175年的消光曲线和多环芳烃（PAH）的尘埃发射光谱能量分布（SED），这两个都是在我们以前的模型预测不足的排放功能的颠簸。在新模型中，我们假设小的碳质颗粒不参与星际过程。这避免了小的碳质颗粒因凝结而损失。我们发现，这个假设的模型显示了一个更好的匹配银河系（MW）的消光曲线和尘埃排放SED比以前的。以下两个额外的修改进一步使适合MW尘埃排放SED更好：（i）化学富集模型进行调整，以给出一个接近太阳的金属丰度在本时代，和金属的比例可用于尘埃增长被限制在一半。(ii)对于小的碳质颗粒，芳构化是有效的，使得芳族部分在颗粒半径$\lesssim 20$ <$m处是统一的。由于我们的建模，我们成功地获得了一个尘埃演化模型，解释MW消光曲线和尘埃排放SED在同一时间。
2022-11-18 astro-ph.GA
Dust, Gas, and Metallicities of Cosmologically Distant Lens Galaxies
我们均匀地分析了10个引力透镜的\chandra \X射线观测，HE 0047-1756，QJ 0158-4325，SDSS 0246-0805，HE 0435-1223，SDSS 0924+0219，SDSS 1004+4112，HE 1104-1805，PG 1115+080，Q 1355-2257，和Q 2237+0305，以测量图像之间的差异X射线吸收，金属丰度和透镜星系的尘埃气体比。除SDSS 0924+0219和HE 1104-1805外，我们在所有晶状体中检测到差异吸收。这使在宇宙学上遥远的透镜星系中测量尘埃与气体比率的样本增加了一倍。我们成功地测量了三个透镜，Q 2237+0305，SDSS 1004+4112和B 1152+199的X射线光谱的气相金属丰度。我们的研究结果表明金属丰度和尘气比之间存在线性相关性（即，一个恒定的金属尘埃比），与附近星系的发现一致。我们得到了透镜星系中尘埃与气体的平均比$E(B-V)/N_H=1.17^{+0.41}_{-0.31} \times 10^{-22}\rm mag\,cm^2\,atom^{-1}$，内禀散射为$\rm0.3\,dex$。结合GRB余辉和类星体前景吸收体的数据，我们发现平均尘气比$\mdtg,$现在显着低于银河系的平均值，$1.7\,\times 10^{-22}\,\rm mag\, cm^{2}\, a…
2013-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Theoretical clues about dust accumulation and galaxy obscuration at high and low redshift
由于宇宙恒星形成的高峰期在$z \sim 2$，大部分在高质量星系中是模糊的，而在低质量星系中，辐射可以畅通无阻地逃逸。在再电离时期，尘埃遮蔽的演化星系的存在对星系形成和演化模型是一个挑战。利用化学动力学演化模型，研究了初始重子质量从$7.5 \times 10^{7}$ ~M $_\odot$到$2.0 \times 10^{12}$ ~M $_\odot$的星系中形成大量尘埃所需的恒星形成和尘埃产生过程.恒星形成效率也被用来代表从不规则矮星系到巨椭圆星系的恒星形成率。我们采用了来自\citep [][案例A]{dwek 1998 evolution}的粉尘凝聚效率以及较低效率的粉尘凝聚效率（案例B），约为案例A的五分之一。计算了这些参数的所有可能组合，总结了40种不同的情况。我们发现，在高恒星形成系统的尘埃吸积在ISM规则恒星生产之前，恒星形成的高峰，使这些系统几乎不敏感的尘埃凝聚效率。在低恒星形成系统中，情况A和B之间的差异持续时间更长，主要是在小星系中。因此，小的不规则星系应该是区分不同尘埃源的最佳场所。在我们的观测样本中，从文献中，尘埃与气体的比例往往比尘埃质量更分散，无论是恒星质量还是恒星形成率。由于气体、恒星、尘埃和恒星形成率之间的联系，尘埃-气体与尘埃-恒星图是星系和尘埃演化的良好示踪剂。然而，该模型不同时约束所有这些量。新一代设施（如JWST，ELT，VLT和SP…
2020-08-28 astro-ph.GA
Interstellar extinction in Orion. Variation of the strength of the UV bump across the complex
越来越多的观测证据表明，尘埃在分子云中的致密细丝中凝结。红外观测结果表明，随着局域密度的增加，尘埃颗粒的尺寸分布变浅，小到大的尘埃颗粒的相对比例减少。紫外线（UV）观测表明，2175年的特征，即所谓的UV隆起，也随着云的密度而减弱。在这项工作中，我们将为金牛座研究开发的技术应用于猎户座分子云，并确认在云的致密核心以及紫外线照射严重的猎户座壳层中，紫外线凸起减少。该研究已扩展到玫瑰云与不确定的结果给出的距离（1.3千秒差距）。
2017-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Dust Opacity Law in Three Small and Isolated Molecular Clouds
来自热尘埃连续排放的孤立核的密度分布依赖于尘埃特性的模型，如质量不透明度，这是约束不足。通过近红外消光图的补充措施，我们可以评估常用尘埃模型的可靠性。在这项工作中，我们比较赫歇尔导出的地图的光学深度与等效地图来自CFHT WIRCAM近红外观测三个孤立的核心：CB68，L429，和L1552。我们评估了四种模型提供的尘埃不透明度：OH1a，OH5a，Orm1和Orm4。虽然三个来源之间模型的一致性不同，但结果表明，核心封套中灰尘的光学性质最好由硅酸盐和裸露的石墨颗粒（例如，Orm1）或具有一些凝结物和薄或没有冰幔的碳质颗粒（例如，OH 5a）。然而，没有一个模型单独为每个源产生最一致的光学深度图。结果表明，无论是在核心的灰尘是没有很好地描述任何一个灰尘属性模型，灰尘模型的应用程序不能扩展到核心的中心以外，或更复杂的SED拟合功能是必要的。
2017-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Upper stellar mass limit by radiative feedback at low-metallicities: metallicity and accretion rate dependence
我们研究了不同吸积率和金属丰度的形成中恒星辐射反馈所设定的恒星质量上限。为此，我们数值求解结构的原恒星和它周围的吸积信封假设一个球对称和稳定的流动。尘埃茧是吸积包层的尘埃部分，其光学深度在来自恒星光球层的直射光和作为尘埃热辐射重新发射的漫射光之间是不同的。因此，改变金属丰度定性地改变了辐射反馈抑制吸积流的方式。在固定的吸积速率$10^{-3}M_{\odot} {\rm yr^{-1}}$的情况下，直射光和漫射光两者共同操作以防止在$Z \gtrsim 10^{-1}Z_{\odot}$处的质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-1}Z_{\odot}$，漫射光不再有效，直射光仅限制质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-3}Z_{\odot}$，HII区的形成在吸积终止中起着重要作用。所得的质量上限随着金属量的降低而增加，从几个$\times~10~M_\odot$到$\sim 10^3~M_\odot$超过$Z = 1Z_{\odot} - 10^{-4}~Z_\odot$。我们还说明了大质量恒星形成核心的辐射光谱如何随着金属丰度的降低而变化。首先，位于$1Z_{\odot}$处的$30 μ{\rm m}$周围的光谱的峰值波长移动到$Z \lesssim 0.1 Z_\odot$处的$< 3 μ{\rm m}$。第二，由于无定形硅酸盐带，$10 μ\rm{m}$处的…
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of metallicity-dependent dust destruction on the dust-to-metals ratio in galaxies
星际尘埃的质量与金属总质量的比值（尘埃与金属/DTM比值）倾向于随着金属丰度的增加而增加。这可以解释为在较高的金属丰度下，星际介质（ISM）中晶粒生长的效率增加，其推论是在低金属丰度下看到的低DTM比率是由于低效率的恒星尘埃产生。这种解释假设，在ISM中的尘埃销毁效率是恒定的，而它可能会增加在低金属性;低金属性气体的冷却效率降低，应导致更多的冲击后尘埃破坏通过热溅射。我们表明，将足够强的金属丰度依赖模型的星系演化消除了低恒星尘埃产量的需要。恒星源对整个尘埃预算的贡献可能被大大低估，而颗粒生长的贡献则被高估，假设破坏效率恒定的模型。
2021-10-13 astro-ph.GA
What determines the grain size distribution in galaxies?
我们构建了一个考虑颗粒大小分布的尘埃演化模型，并研究了在星系演化的每个阶段，是什么样的尘埃过程决定了颗粒大小分布。除了II型超新星（SNeII）和渐近巨星分支（AGB）恒星的尘埃生产，我们认为在ISM中的三个过程：（i）由SN冲击尘埃破坏，（ii）金属吸积到表面上的冷中性介质（CNM）（称为晶粒生长），（iii）在温暖的中性介质（WNM）和CNM的颗粒-颗粒碰撞（粉碎和凝聚）。我们发现，在星系演化的早期阶段，星系中的粒度分布是由恒星源控制的，之后，控制粒度分布的主要过程改变到ISM中的那些。由于粉碎产生大量的小颗粒（因此，颗粒的表面积与体积比增加），它提高了颗粒生长的效率，有助于显着增加总尘埃质量。晶粒生长在约0.01 μm的晶粒尺寸分布中产生大的隆起。破碎后小颗粒数量增加，混凝效果明显，在t ~ 10 Gyr时，颗粒尺寸分布发生变形，在a ~ 0.03 ~ 0.05 μm处出现凸起。我们的结论是：星系中尘埃总质量的演化与星系的粒度分布密切相关，并且由于控制星系粒度分布的主要尘埃过程发生了变化，因此在星系演化过程中，星系的粒度分布也发生了显著的变化。
2013-03-22 astro-ph.GA
Impact of dust size distribution including large dust grains on magnetic resistivity: an analytical approach
本文研究了粉尘粒度分布对磁阻率的影响。特别是，我们专注于它的影响时，最大粉尘尺寸显着增加，从亚微米。本文的前半部分介绍了我们的计算方法的基础上的模型\citet{1987ApJ...320..803D}的磁阻，并表明，该方法再现了一个更现实的化学反应网络计算的结果合理。然后，我们描述了大的最大尘埃颗粒的尘埃分布的电阻率计算的结果。结果表明，电阻率随尘埃的增长而减小，当尘埃粒径幂指数$q$为$q=2.5$时，这种趋势尤为明显。另一方面，当灰尘尺寸幂指数$q$为$q=3.5$时，即，当小灰尘也负责灰尘横截面时。我们的研究结果表明，详细的尘埃凝聚和碎裂过程中发挥了至关重要的作用，在原恒星形成的磁性。
2022-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
30-micron sources in galaxies with different metallicities
我们提出了一个分析和比较的30微米的灰尘功能，在斯皮策太空望远镜光谱的207个富碳的渐近巨星分支（AGB）的恒星，后AGB对象，和行星状星云位于银河系，麦哲伦云（MC），或人马座矮球状星系（Sgr dSph），其特点是不同的平均金属丰度。我们研究了30微米特征载体的形成是否可能是金属度的函数。通过这项研究，我们期望更好地了解这些星系中富碳恒星的恒星演化的后期阶段。我们的分析使用“曼彻斯特方法”作为估计样品中富碳AGB星和行星状星云尘埃温度的基础。我们使用了一个黑体函数与一个单一的温度推导出曼彻斯特方法或其修改，以近似连续下的30微米的功能。我们工作的最重要的结论是，30微米特征的形成受到金属丰度的影响。具体来说，与MC中AGB星的金属含量更低的样本相反，该特征在质量损失率较低，温度较高的情况下被发现，并且在银河系碳星中更为突出。AGB、后AGB天体和PNe的平均特征（轮廓）似乎不受金属丰度的影响，至少在五分之一和太阳金属丰度之间，但在PNe的情况下，它被转移到明显更长的波长。
2019-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-size approximation: a simple way of treating the evolution of grain size distribution in galaxies
全面计算星系中的颗粒尺寸分布的演化通常是计算量很大的。在本文中，我们提出了一个星系中尘埃富集的简单模型，通过采用“两尺寸近似”来简化粒度分布的处理;也就是说，所有颗粒群都由小颗粒（颗粒半径a < 0.03微米）和大颗粒（a > 0.03微米）代表。我们包括在模型中的尘埃供应恒星喷出物，破坏超新星冲击，尘埃增长的吸积，颗粒生长的凝聚和颗粒破碎，考虑这些过程如何工作的小和大颗粒。我们表明，这个简单的框架再现的主要功能，发现在完整的计算粒度分布如下。尘埃的富集始于恒星提供的大颗粒。在被称为吸积临界金属量的金属量水平上，由破碎形成的小颗粒的丰度变得足够大，以通过吸积迅速增加颗粒丰度。在这一时期，小颗粒与大颗粒的质量比达到最大值。此后，该比值收敛到由破碎和凝聚之间的平衡所决定的值，并且粉尘与金属的比值由吸积和冲击破坏之间的平衡所决定。通过蒙特卡罗模拟，我们证明了我们模型的简单性在预测统计特性方面具有优势。我们还展示了一些应用程序，预测观测尘埃的性能，如消光曲线。
2014-12-12 astro-ph.GA
The stellar IMF at very low metallicities
第一个星族的形成理论（Pop III）预测了一个由高质量恒星主导的初始质量函数（IMF），与现今的IMF相反，它倾向于产生大多数质量小于1 M_Sol的恒星。关于特征恒星质量转变的主要理论预测，其原因是金属丰度增加所提供的额外冷却。特别是在很高的密度下，尘埃可以超过H_2成为主要的冷却剂。这项工作的目的是确定粉尘冷却对极低金属含量气体破碎的影响。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟与下沉粒子，以取代收缩的原恒星，并分析恒星形成云的崩溃和进一步分裂。我们通过求解完整的热能方程来跟踪气体的热力学响应，并且还跟踪尘埃温度和气体化学演化的行为。我们模拟了四个具有不同金属丰度（10^{-4}，10^{-5}，10^{-6} Z_Sol和0）的云，并确定了每个云在其经历引力破碎时的性质。我们发现在所有四种情况下的碎片的证据，因此得出结论，没有临界金属丰度低于碎片是不可能的。然而，在Z = 10^{-5} Z_Sol时，云的行为发生了明显的变化，这是由于在这个金属丰度下，碎裂比吸积需要更长的时间，导致在较低金属丰度下的质量函数平坦。
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution during the protostellar collapse: influence on the coupling between the neutral gas and the magnetic field
本文通过 shark 单区模拟研究原恒星坍缩中尘埃尺寸分布演化对磁电阻率的影响，发现小颗粒早期凝聚导致双极电阻率异常偏高，并提出静电排斥和颗粒间侵蚀是降低电阻率、缓解与原行星盘观测矛盾的关键机制。
2024-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Low dust emissivities and radial variations in the envelopes of Class 0 protostars: a signature of early grain growth?
分析尘埃的性质及其在恒星形成早期阶段的演化对于限制坍缩和吸积过程以及行星形成种子的原始性质至关重要。我们分析PdBI观测在1.3和3.2毫米的12个0级原恒星作为CALYPSO调查的一部分，并获得尘埃发射率指数（β）的配置文件作为一个函数的包络半径在200-2000 AU尺度。大多数的原恒星信封显示低尘埃发射率指数减少向中心地区。在校正（潜在光学厚度）中心区域发射后，下降趋势仍然存在，在NGC 1333-IRAS 4A、NGC 1333-IRAS 4 B、SVS 13 B和Serpens-SMM 4的大部分包络半径上具有令人惊讶的低β值（低于1）。我们讨论了各种过程，可以解释这样低，不同的尘埃发射率指数在包络半径200-2000 AU。我们的观测极低的尘埃发射率指数可以跟踪存在的大（毫米大小）的颗粒在0级信封和径向增加的尘埃颗粒大小的内部信封区域。虽然预计年轻的原恒星信封中的大颗粒可以通过颗粒生长和凝聚来建立，但我们强调，在当前的凝聚模型中建立mm颗粒所需的典型时间尺度与我们的0级原恒星的年轻性不一致。尘埃成分的其他变化也可能部分导致我们观察到的低β。β径向梯度的陡度很大程度上取决于包层质量，这可能有利于大颗粒在高密度原恒星盘中形成并被输送到中间包层半径的情况，例如在外流和风的帮助下。
2019-11-12 astro-ph.GA
Spitzer Spectroscopy of Mass Loss and Dust Production by Evolved Stars in Globular Clusters
我们用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了23个银河系球状星团附近的35个长周期变星和4个造父变星。样本中的长周期变量涵盖了从近太阳到约1/40太阳的金属丰度范围。尘埃质量损失率随脉动周期和辐射光度的增加而增加。更高的质量损失率与硅酸盐颗粒的更大贡献有关。尘埃的质量损失率也取决于金属丰度。的依赖性是最清楚的分离时，样品的灰尘成分，不太清楚时，分离的辐射热的大小，和不存在时，分离的周期。光谱具有丰富的固态和分子特征。氧化铝粉尘的排放在金属丰度范围内都很明显。光谱与13微米的尘埃排放功能，以及在20微米的相关功能，也出现在大多数金属丰度。光谱中的分子特征包括H_2O在6.4-6.8 μ m的发射和吸收带，SO_2在7.3-7.5 μ m的吸收带，CO_2在13.5 - 16.8 μ m的窄发射带。恒星Lynga 7 V1的红外光谱显示它是一颗碳星，增加了与银河系球状星团有关的少量碳星。
2010-06-25 astro-ph.GA
Formation History of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Galaxies
多环芳烃（PAHs）是星际介质（ISM）中的主要尘埃组分之一。我们提出了我们的进化模型的丰度多环芳烃在ISM上的星系演化时间尺度。我们认为，粉碎的碳质尘埃颗粒在星际湍流的多环芳烃的形成机制，而多环芳烃的丰度可以减少凝聚到尘埃颗粒，破坏超新星冲击，并纳入恒星。我们实现这些过程中的一个区域的化学演化模型，以获得在星系中的PAH丰度的演变。我们发现，PAH的形成变得加速以上一定的金属粉碎成为有效的。对于PAH的破坏，而超新星冲击是在金属贫乏的环境中的主要机制，凝聚是在金属丰富的环境中占主导地位。我们比较了我们的模型中的PAH丰度的演变与星系中观测到的丰度具有广泛的金属丰度范围。我们的模型再现了低金属丰度星系中PAH检测的缺乏和高金属丰度星系中PAH丰度的金属依赖性。多环芳烃丰度的强金属依赖性出现作为强金属依赖性的尘埃质量增加的结果，通过吸积的金属到尘埃颗粒，最终粉碎成多环芳烃。我们的结论是，观测到的趋势的多环芳烃丰度可以是一个自然的结果粉碎的碳颗粒的来源多环芳烃。为了建立我们的PAH形成方案，通过粉碎形成PAH的观察证据将是至关重要的。
2014-01-16 astro-ph.GA
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Milky Way dust extinction curve in 3D
本研究利用1.3亿颗恒星的低分辨率光谱，精确测量消光曲线，首次在三维空间以前所未有的细节揭示银河系和麦哲伦云中尘埃性质的分布与变化，并发现吸积与凝聚主导不同密度区域的颗粒生长，恒星形成区消光曲线平坦化可能源于大颗粒循环或超新星激波破坏小颗粒。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Systematic variations of interstellar linear polarization and growth of dust grains
给出了星际线性偏振曲线参数$K$和$λ_{\max}$之间观测关系的定量解释，它们分别表征了偏振极大值的宽度和波长。本文讨论了金牛座、变色龙、$ρ$ Oph和R CrA附近的57颗恒星的观测资料。星际尘埃颗粒的球状粒子模型早期应用于同时解释星际消光和偏振曲线在一个广泛的光谱范围内被利用。观察到的趋势$K \approx 1.7 λ_{\max}$被证明是最有可能的尘埃颗粒的增长，由于凝聚，而不是地幔吸积。本文讨论了硅酸盐粉尘颗粒平均尺寸与$K$和$λ_{\max}$参数的关系。
2013-03-10 astro-ph.GA
ALMA Chemical Evolution (ACE) survey: an overview -- extending dust and gas inference to low metallicities at cosmic noon
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙太空生物研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔学院宇宙黎明中心及丹麦技术大学DTU空间）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理学研究学院）；Department of Physics and Astronomy（物理与天文学系）
ACE巡天通过ALMA观测25个z~2低金属丰度星系，测量其CO、尘埃和金属含量，建立新的标度关系，首次全面揭示宇宙正午亚太阳金属丰度星系中气体、尘埃与恒星形成的相互作用。
2026-09-21 astro-ph.GA
The effect of dust cooling on low-metallicity star-forming clouds
第一个星族的形成理论（Pop III）预测IMF主要由高质量恒星组成，与现今的IMF形成对比，它倾向于产生质量小于1 M_Solar的恒星。特征恒星质量转变的主要理论预测，原因是金属丰度增加提供的额外冷却，特别是尘埃在高密度下提供的冷却。这项工作的目的是测试粉尘冷却是否会导致碎片化，并负责这种转变。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟。我们通过求解全热能方程来跟踪气体的热力学演化，同时也跟踪了尘埃温度的演化和气体的化学演化。我们模拟云与不同的金属丰度，并确定云的属性，在这一点上，它经历了重力破碎。当我们用一个简单的非气态物体（一个下沉粒子）替换非常致密、引力束缚和坍缩的区域时，我们将进一步坍缩到一个AU的尺度。我们的研究结果表明，对于金属丰度为10^{-5}Z_Solar，尘埃冷却产生低质量的碎片，因此有可能形成低质量的恒星。我们的结论是，尘埃冷却影响低金属丰度气体云的碎片，并在塑造恒星IMF中发挥重要作用，即使在这些非常低的金属丰度。我们发现，随着金属丰度的降低，特征碎片质量增加，但没有发现在我们目前的研究中检查的金属岩的范围内的IMF的行为的突然转变的证据。
2011-02-08 astro-ph.GA
The equilibrium view on dust and metals in galaxies: Galactic outflows drive low dust-to-metal ratios in dwarf galaxies
大多数星系演化模拟以及各种观测方法都假设星际介质（ISM）的（星系平均）尘埃-气体比D和金属丰度Z之间存在线性标度。事实上，附近的星系与太阳或中度亚太阳金属丰度明显遵循这一趋势，尽管有显着的散射。然而，越来越多的观测结果表明，线性标度在贫金属星系（Z<0.2 Z_sun）中被打破，这突出表明需要对星系的尘埃-金属比进行更复杂的建模。在这里，我们研究的尘埃和金属丰度在星系中的动态，一个区域模型的帮助下，结合尘埃的形成和破坏过程，除了气体流入，流出，和金属富集的共同演变。动力学模型是一致的各种观测约束，包括恒星质量-金属丰度关系，恒星质量-晕质量关系，和所观察到的Z - D关系的金属贫和富金属星系。Z-D关系的函数形式来自于一个基本的平衡模型，类似于以前用来模拟恒星质量-金属丰度关系的思想。对于给定恒星形成速率的星系，星系外流调节着来自宇宙网的气体流入速率。因此，流出物的质量负荷系数决定了ISM的粉尘和金属含量被稀释的速率。质量负载因子的恒星质量依赖性驱动着星系中金属丰度、尘埃-气体比和尘埃-金属比的演化。
2015-03-25 astro-ph.GA
Observed cosmic evolution of galaxy dust properties with metallicity and tensions with models
星际介质中的尘埃丰度在星系物理、物质的化学演化以及恒星光的吸收和再发射中起着重要的作用。在过去的几年里，观测和理论研究激增，将星系的尘埃丰度限制在$z\sim5$以内。在这项工作中，我们收集了最新的观测测量（重点是吸收研究，涵盖金属丰度范围$6.8 < 12 + \log{(O/H)}<9$）和理论预测（从六个不同的星系形成模型）的尘埃气体（DTG）和尘埃金属（DTM）比的星系。DTG和DTM与气相金属丰度之间的观测趋势可以用线性关系来描述，并且没有显示出从$0<z<5$的演化。重要的是，DTG金属丰度关系的拟合为从毫米尘埃连续观测推断的基于尘埃的气体质量估计提供了一个精确的工具。在观测到的关系中缺乏演化表明，尘埃的形成和破坏之间迅速达到了平衡（当宇宙年龄为1.2 Gyr时），并且在宇宙时间内，恒星形成的时间尺度是恒定的。没有一个模型能够重现在金属丰度和红移探测的整个范围内观察到的趋势。模型和模拟之间的比较，进一步排除了一些目前的实现星系形成模型中的尘埃的生长和破坏，并对恒星形成的预测时间尺度进行了严格的限制。
2022-03-17 astro-ph.GA
Evolution of dust content in galaxies probed by gamma-ray burst afterglows
由于其亮度，伽马射线暴（GRB）余辉是可行的目标，调查其宿主星系的尘埃含量。简单的本征光谱形状的伽玛暴余辉使我们能够推导出尘埃消光。最近，结合氢柱密度和金属丰度，将GRB余辉的消光数据汇编到红移$z=6.3$。这个数据集使我们能够调查之间的关系，尘埃与气体的比例和金属量的高红移范围内的金属量。通过应用我们的星系尘埃含量演化模型，我们发现由GRB余辉消光数据导出的尘埃与气体的比值过高，以至于它们可以用一小部分气相金属凝聚成尘埃来解释（$f_\mathrm{in}$）$\sim 1$，而对渐近巨星分支恒星风和II型超新星喷出物中尘埃形成的理论计算表明，冷凝效率（$f_\mathrm{in}\sim 0.1$）。稠密云中尘埃的有效增长很难解释金属丰度为$Z/\mathrm{Z}_\odot <ε$的尘埃气体比过高的现象，其中$ε$是稠密云的恒星形成效率。然而，如果$ε$小至0.01，则$Z\sim 10^{-2}$ Z $_\odot$处的尘气比可以用$n_\mathrm{H}\gtrsim 10^6$ cm $^{-3}$来解释。因此，需要一个密集的环境来解释大部分的金属凝结成尘埃，但这样的云应该有低的恒星形成效率，以避免快速的金属富集的恒星。
2014-04-23 astro-ph.GA
Ion-Neutral Drift Velocity as a Diagnostic of Dust Growth and Magnetic Field in Star-Forming Environments
Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Osaka University（大阪大学）；Kyusyu University（九州大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kyusyu Sangyo University（九州产业大学）
本研究通过模拟发现，尘埃增长和磁场强度共同影响等离子体-中性粒子漂移速度，为星形成环境中尘埃尺寸分布和磁场强度提供了新的诊断方法。
2026-02-01 astro-ph.GA
