Dust-to-Gas Ratios of the GALFA-HI Compact Cloud Catalog
我们已经从致密的银河中性氢云的子集中寻找了红外尘埃发射，目的是寻找高速云中的尘埃，识别低速晕云，并调查GALFA-HI致密云目录中定义的云群。我们没有探测到来自高速云层的尘埃排放。一组低速云缺乏尘埃排放支持了它们是低速晕云的说法。我们在剩余的低速云中检测到尘埃，表明银河系的起源，对于线宽接近15 km/s的云，尘埃与气体的比率明显更大。我们认为这是由于与电离气体有关的尘埃。
2014-03-18 astro-ph.GA
The Quest for the Missing Dust: II -- Two Orders of Magnitude of Evolution in the Dust-to-Gas Ratio Resolved Within Local Group Galaxies
本研究利用Herschel新数据探究四个本星系群星系内尘埃-气体比随密度的演化，发现其变化最高达22.4倍，主因可能是致密区域的尘埃生长，并解决了麦哲伦云尘埃估算的分歧。
2023-02-14 astro-ph.GA
Dust processing in elliptical galaxies
我们重新考虑椭圆星系中尘埃的起源和过程。我们从理论上制定的粒度分布的演变，考虑到尘埃供应的渐近巨星分支（AGB）的恒星和尘埃的破坏溅射在热星际介质（ISM），其温度演化处理包括两个冷却路径：气体排放和尘埃排放（即气体冷却和尘埃冷却）。与我们的新的全面治疗的粒度分布，我们确认，尘埃破坏溅射是太有效的解释所观察到的尘埃丰度，即使AGB星继续提供尘埃颗粒，而且，除了在热气体中的初始尘埃气体比高达$\sim 0.01$的情况下，尘埃冷却是可以忽略不计的气体冷却相比。然而，我们表明，与以前的预期相反，冷却并不能帮助保护灰尘，相反，溅射效率提高了气体压缩作为冷却的结果。我们还考虑了气体冷却后的晶粒生长。如果尘埃在冷介质中通过气相金属的吸积而增长的过程持续大于10/（n_H/10^3 cm^{-3}）Myr，则尘埃与气体的比率将增加到$\sim 10^{-3}$，其中$n_\mathrm{H}$是氢核的数密度。我们发现，气相金属的吸积是一个可行的机制，增加椭圆星系中的尘埃丰度与观测一致的水平，并观察到的消光曲线的陡峭度更好地解释与颗粒生长的吸积。
2015-09-14 astro-ph.GA
Gas and dust in the star-forming region rho Oph A: The dust opacity exponent beta and the gas-to-dust mass ratio g2d
我们的目标是确定在恒星形成区域的气体和尘埃的空间分布，并解决其相对丰度的定量。我们还研究了空间和/或时间变化的尘埃不透明度指数β。使用非常密集的rho Oph A核心的映射观测，我们研究了标准的1D和非标准的3D方法来分析远红外和亚毫米（submm）连续辐射的数据。由此产生的粉尘表面密度分布可以与气体的表面密度分布进行比较。后者来自于伴随分子线发射的分析，用Herschel从太空观察，用APEX从地面观察。作为气体示踪剂，我们使用N2 H+，这被认为是不太敏感的冻结比CO及其同位素。N2 H+（J=3-2）和（J=6-5）谱线的辐射转移模型，明确考虑了它们的超精细结构，提供了柱密度N（H2）的空间分布的解，因此提供了气体的表面密度分布。气尘质量比在整个地图上变化，在核心SM 1周围的中心区域具有非常低的值。然而，全球平均值=88，与标准值100相差不远。在rho Oph A中，对尘埃不透明度的幂律描述的指数β表现出明显的时间依赖性，在无星的Class-1源中，以盘为主的发射具有2的高值，而在Class III天体中，以盘为主的发射具有接近0的低值。beta假设介于两者之间的进化类的中间值。由于β主要是由晶粒大小控制，晶粒生长主要发生在拱星盘。气体和尘埃的空间分离，在向核心中心的投影中看到，可能意味着，像C18 O一样，N2 H+也被冻结在颗粒上。
2015-04-23 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 3. Changes in Dust Properties
我们研究了17个孤立的，弥漫的云与质量的顺序太阳质量的红外发射，以测试的假设，粮食性质的变化导致明显低的气体尘埃比，已被测量在这些云。云的地图是由WISE数据构建的，并直接与普朗克的尘埃光学厚度地图进行比较。中红外辐射每单位尘埃光学厚度有一个显着的趋势，在较高的光学深度值较低。这种趋势可以用云中星光的消光来定量解释。与普朗克追踪的大颗粒相比，WISE追踪的PAH和非常小的颗粒的相对量是恒定的。对于具有较大尘埃光学厚度的云，大颗粒的温度显着降低;这种趋势部分是由于尘埃性质的变化，但主要是由于星光的消光。我们更新了对分子氢柱密度的预测，考虑到尘埃性质的变化，并发现它可以解释观测到的尘埃光学厚度每单位气体柱密度。因此，云层中气体与尘埃的比率很可能是由于“暗气体”即分子氢造成的。
2018-08-09 astro-ph.GA
Dust/gas correlations from Herschel Observations
斯皮策和红外天文台的观测表明，LMC的FIR发射相对于气体表面密度跟踪12 CO和HI 21厘米发射线过量。这种“FIR过量”在LMC中的分子云附近是明显的，并且通常被解释为存在不被CO分子云的包络追踪的自屏蔽H2组分。基于赫歇尔观测，我们研究气体和尘埃之间的相关性在更高的分辨率比以前实现的。我们认为三个额外的原因FIR过剩：X因子，FIR粉尘发射率，和气体粉尘比之间的变化的扩散和密集阶段的ISM。我们研究了NT 80和NT 71的结构，这两个分子云是在LMC的NANTEN 12 CO调查中检测到的。尘埃表面密度图来自遗产数据。用MAGMA ~（12）CO和ATCA HI 21 cm对大麦哲伦星云进行了气相示踪。粉尘发射率，气尘比，和X因子所需的灰尘和气体的表面密度相匹配的推导，并检查它们与灰尘表面密度的相关性。尘埃表面密度与原子和分子气相在空间上相关。在ISM的致密相中的粉尘温度始终低于扩散相。我们确认的FIR发射气体表面密度来自HI和CO观测的比率的变化。远红外发射过量，在空间上与中等HI和尘埃表面密度（Av = 1-2）的区域相关，并且很少或没有CO。虽然尘埃发射率或气尘比与尘埃表面密度没有显着趋势，但X因子在Av = 1-2时增强。我们的结论是，H2信封不跟踪CO和X因子的变化接近CO边界更有可能导致这些FIR发射和气体表面密度之间的偏差比气尘比或发射率的变化。
2010-05-14 astro-ph.GA
The Correlation Between Dust and Gas Contents in Molecular Clouds
本研究对567个分子云中尘埃与气体的三维形态进行比较，确认112个强相关云，并利用CO与尘埃观测测得线性气尘关系及标高。
2024-10-17 astro-ph.GA
Herschel-ATLAS: Revealing dust build-up and decline across gas, dust and stellar mass selected samples: I. Scaling relations
利用Herschel天体物理太赫兹大区域巡天（H-ATLAS）观测场，对一个选定的局部星系（z<0.035）中的尘埃、恒星和原子气体（HI）进行了研究。这个HI选择的样本揭示了一个非常高的气体分数（> 80%），低恒星质量源的人口，似乎是在其演化的最早阶段。我们比较这个样品与尘埃和恒星质量选择的样品，研究尘埃和气体的标度关系在很宽的范围内的气体分数（代理星系的演化状态）。气体和尘埃的最稳健的标度关系是与NUV-r（SSFR）和气体分数相关的标度关系，这些标度关系不依赖于样品选择或环境。在最高的气体分数，我们的额外的样品显示，灰尘含量远低于预期的外推缩放关系的更多的演变来源，灰尘是不是一个很好的示踪剂的气体含量。局部星系的特定尘埃质量在气体分数约为75%时达到峰值。高气体分数星系的原子气体耗尽时间也较长，与分子气体耗尽时间尺度的趋势相反。我们将这种趋势与HI向H2的转换效率的变化联系起来，因为星系在恒星质量表面密度随着它们的发展而增加。最后，我们表明，星系开始几乎没有模糊，并增加在他们的发展模糊，但有没有明确和简单的模糊和全球星系属性之间的联系。
2019-10-25 astro-ph.GA
Dust in and around galaxies: dust in cluster environments and its impact on gas cooling
模拟星系及其周围气体的尘埃含量是具有挑战性的，因为影响尘埃演化的物理过程范围很广。在这里，我们提出了一个星系团，$M_\text{200,crit}=6 \times 10^{14}\,{\rm M_\odot}$，包括一个新的尘埃模型的移动网格代码{ \sc Arepo}的宇宙流体动力学模拟。这个模型包括尘埃的产生、增长、超新星冲击驱动的破坏、离子碰撞驱动的热溅射以及通过碰撞沉积的电子能量的远红外再辐射进行的高温尘埃冷却。采用一个相当低的热溅射率，我们发现，与观测结果一致，一个现今的总体尘埃气体比$\sim 2\times 10^{-5}$，总尘埃质量的$\sim 2\times 10^9\,{\rm M_\odot}$，和尘埃质量分数的$\sim 3\times 10^{-6}$。$\sim 100\,{\rm kpc}$内部典型的热溅射时间尺度在$\sim 10\,{\rm Myr}$附近，并且在以星团为中心的距离为$1\,{\rm Mpc}$时，向星团外部增加到$\sim 10^3\,{\rm Myr}$。气相金属凝结成尘埃颗粒减少了高温金属线冷却，但也导致额外的尘埃红外冷却。额外的红外冷却改变了星团外部的整体冷却速率，超过了$\sim 1\,{\rm Mpc}$。这将导致显着的变化的熵，温度和密度分布的集群气体一旦尘埃的形成。由于尘埃冷却而发射的尘埃红外发射与观测限制是一…
2019-07-06 astro-ph.GA
Dust temperature uncertainties hamper the inference of dust and molecular gas masses from the dust continuum emission of quiescent high-redshift galaxies
在亚毫米和毫米波段的单通量密度测量通常用于探测星系中的尘埃和气体质量。在这封信中，我们探讨了这种方法来推断尘埃质量的鲁棒性，专注于静止的星系，使用一系列控制实验的四个大规模的晕在现实环境中的反馈（火）项目。我们的出发点是四个恒星形成的中心星系，红移在z=1.5和z=4.5之间。我们产生修改后的静止星系，已淬火为1亿年，5亿年，或1Gyr之前的每一个研究的红移重新分配恒星年龄。我们推导出光谱能量分布的每个基准和修改星系使用辐射转移。我们表明，推断的尘埃质量是高度依赖于假设的尘埃温度，T_灰尘，这往往是不受约束的观测。受最近对静止星系的工作的启发，假设T_dust~ 25 K，我们表明，尘埃质量和1.3mm通量密度之间的比率可以比推断的高出一个数量级，这是由于在非恒星形成星系中看到的尘埃温度要低得多。这可能导致低估尘埃质量（以及，当亚毫米通量密度用作分子气体含量的替代时，气体质量）。这种低估在更高的红移下最为严重，其中1.3mm的通量密度探测远离瑞利-金斯区域的静止坐标系波长，因此超线性地依赖于尘埃温度。我们适合的静止帧远红外通量密度和质量加权尘埃温度，可用于约束尘埃温度的观测，从而获得更可靠的尘埃和分子气体质量的比率之间的关系。
2022-11-03 astro-ph.GA
The Dust-to-Gas and Dust-to-Metals Ratio in Galaxies from z=0-6
我们提出的星系尘埃气体（DGR）和尘埃金属（DTM）的比例从z=0到6的演变预测，使用模型的生产，生长和破坏的尘埃颗粒实施到\simba \宇宙流体动力学星系形成模拟。在我们的模型中，尘埃在恒星喷出物中形成，通过金属的吸积而生长，并被热溅射和超新星摧毁。我们的模拟再现了z=0时观测到的尘埃质量函数，但在z ~ 1-2时适度低估了质量函数x3。z=0的DGR与金属丰度的关系显示出紧密的正相关的恒星形成的星系，而它是不相关的淬火系统。在z=0-6之间，DGR-金属丰度关系几乎没有演变。我们使用机器学习技术来搜索与DGR和DTM最相关的星系物理特性。我们发现，DGR主要与气相金属丰度相关，但与耗尽时间尺度，恒星质量和气体分数的相关性是不可忽略的。我们提供了DGR和DTM与气相金属丰度的粗略拟合关系，以及一个公共代码包，该代码包估计DGR和DTM给定一组星系的物理特性。
2019-09-20 astro-ph.GA
DustPedia - the relationships between stars, gas and dust for galaxies residing in different environments
我们使用DustPedia星系样本（461个星系）的子集来研究环境对星系的影响。我们考虑室女星系团和现场样本，并分配一个密度对比参数，每个星系，定义的SDSS星系的本地密度。我们认为它们的化学进化（使用M_{Dust} / M_{Baryon}和M_{Gas} / M_{Baryon}），它们的比恒星形成率（SFR/ M_{Stars}），恒星形成效率（SFR/ M_{Gas}），恒星与尘埃质量比（M_{Stars} / M_{Dust}），气尘质量比（M_{Gas} / M_{Dust}）和单位质量尘埃的恒星形成率与尘埃温度的关系（SFR/ M_{Dust}和T_{Dust}）。晚型星系（晚于Sc）在所有的环境中可以用简单的闭盒化学演化和简单的恒星形成历史（SFR（t）\propto t \exp{-t/τ}）来模拟。对于早期类型的星系，导致其性质的物理机制显然更加多样化，需要更复杂的模型（合并，气体流入或流出）。然而，我们发现在星系团，领域或具有不同的密度对比相同的形态类型的星系的属性很少或没有差异。看起来是形态学，如何以及何时放置，以及一致的内部物理过程主要决定了DustPedia样本中星系的衍生属性，而不是与局部环境差异有关的过程。
2019-04-30 astro-ph.GA
The selective effect of environment on the atomic and molecular gas-to-dust ratio of nearby galaxies in the Herschel Reference Survey
本文结合Herschel参考巡天中176个星系的尘埃、原子（HI）和分子（H $_{2}$）氢质量测量，研究了环境对邻近星系气尘质量（$M_{\rm gas}/M_{\rm dust}$）比的影响。我们发现，在固定的恒星质量，平均$M_{\rm gas}/M_{\rm dust}$比变化不超过$\sim$ 2的一个因素时，从场到星系团，与室女座星系是稍微更丰富的尘埃（每单位气体）比孤立系。值得注意的是，一旦分子和原子氢相分别研究，我们发现，\hi -缺乏星系在同一时间较低的$M_{\rm HI}/M_{\rm dust}$比，但较高的$M_{\rm H_{2}}/M_{\rm dust}$比比\hi -正常系统。换句话说，如果按照尘埃含量进行标准化，它们的原子氢更少，但分子氢更丰富。通过将我们的研究结果与理论模型的预测进行比较，我们发现在$M_{\rm HI}/M_{\rm dust}$和$M_{\rm H_{2}}/M_{\rm dust}$比率中观察到的相反行为与星际介质（ISM）的由外向内剥离完全一致，并且仅仅是尘埃、\hi \和H $_{2}$在磁盘上的不同分布的结果。我们的研究结果表明，总$M_{\rm gas}/M_{\rm dust}$比的小环境变化，以及在气相金属丰度，并不自动意味着环境机制是不能影响星系中的ISM的灰尘和金属含量。
2016-04-06 astro-ph.GA
Gas-dust correlations in nearby galaxies: a case study of NGC 3184 and NGC 7793
研究星系星际介质中的气体-尘埃相互作用对了解星系内部发生的各种物理过程是必不可少的，通过比较不同天体物理环境下不同位置的气体-尘埃相互作用，可以更好地了解恒星形成和尘埃破坏的条件和时间尺度。我们提出了一个案例研究的两个星系：NGC 3184和NGC 7793，这是一个“宏伟的设计螺旋”和“絮状螺旋”，分别典型的例子。我们调查的气体尘埃的相关性在每个星系内的各种空间分辨的位置，包括旋臂，使用档案数据。此外，我们已经分离的中性气体到宽（暖）和窄（冷）的速度分量，以检查与个别尘埃发射带的相关性。我们发现，气体和尘埃之间的正相关，总的原子气体排放主要由其温暖的组成部分，在两个星系。我们还发现，与NGC 3184相比，NGC 7793中的尘埃粒子有更大比例的来自冷和弥散的较大尺寸尘埃粒子的排放。这个邻近星系的试点研究可以作为具有类似形态的较大星系样本的类似研究的模板。
2020-01-01 astro-ph.GA
Dusty Gas Accretion onto Massive Black Holes and Infrared Diagnosis of the Eddington Ratio
最近的观测有力地证明了早期宇宙中超大质量黑洞（SMBH）周围存在尘埃的证据。然而，对于含尘气体中SMBHs的吸积机制还没有很好的认识。利用一维辐射流体动力学模拟研究了尘埃云中$\sim 10^{5}~M_{\odot}$的中等质量黑洞的生长。我们发现，含尘气体到IMBHs的吸积进行温和的小波动的吸积率，而原始气体引起更激烈的周期性爆发。当尘埃与气体的质量比接近太阳附近时，时间平均光度比原始气体小一个数量级，而当初始气体密度为$n_{\rm H} = 10 - 1000~\rm cm^{-3}$时，时间平均爱丁顿比的范围为$\sim 10^{-4}$ ~ $\sim 10^{-2}$。我们的计算表明，在调节BH的增长，尘埃不透明度单独的效果是次要的尘埃辐射压力相比。我们还通过计算尘埃的热辐射得到了红外波段的光谱能量分布，并表明$λ\lesssim 20~\rm μm$和$\gtrsim 100~\rm μm$之间的通量比与爱丁顿比密切相关。BH附近的热尘埃的热辐射仅在高吸积阶段占主导地位，在$\lesssim 20~\rm μm$产生更高的通量密度。因此，我们认为，JWST的MIR观测和ALMA或Spitzer的FIR观测的组合可以用来估计大质量黑洞的爱丁顿比。
2017-04-19 astro-ph.GA
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
Physical structure of the photodissociation regions in NGC 7023. Observations of gas and dust emission with Herschel
确定分子云的物理条件是我们理解其形成和相关恒星形成演化的关键一步。我们调查的密度，温度和柱密度的尘埃和气体的光解区（PDR）位于之间的原子和冷分子气体的NGC 7023反射星云的界面。我们研究年轻恒星如何影响其环境中的气体和尘埃。我们的方法结合了灰尘和气体，对PDR的物理条件有很强的约束。我们发现在PDR中有高柱密度的稠密和温暖的分子气体。
2014-10-08 astro-ph.GA
The dust and gas content of the Crab Nebula
我们已经构建了MOCASSIN光电离加尘埃辐射转移模型的蟹状星云核心坍缩超新星（CCSN）遗迹，使用平滑或成块的质量分布，以确定星云气体和尘埃的化学成分和质量。我们计算了几种不同的几何形状的模型建议的星云物质分布，但发现所观察到的气体和尘埃光谱是相对不敏感的这些几何形状，主要是由脉冲星风星云的电离和加热星云的光谱。平滑分布模型被排除在外，因为它们需要16-49兆太阳的气体来拟合积分光学星云线通量，而我们的聚集模型需要7.0兆太阳的气体。一个全球气相的C/O比为1.65的数量，以及He/H数比为1.85，这两个都不能匹配目前的CCSN产量预测。碳质尘埃成分有利于所观察到的气相C/O比：无定形碳聚集模型适合螃蟹的赫歇尔和斯皮策红外光谱能量分布意味着存在0.18-0.27 Msun的尘埃，对应于气体尘埃质量比为26-39。混合尘埃化学模型也可以容纳，包括0.11-0.13 Msun的无定形碳和0.39-0.47 Msun的硅酸盐。幂律粒度分布的质量分布，是加权朝向最大的晶粒半径的推导，有利于他们的长期生存，当他们最终与星际介质相互作用。蟹状星云中气体和尘埃的总质量为7.2 +/- 0.5 Msun，与9 Msun的祖星质量一致。
2015-01-09 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: dust mix and gas properties in the center of early-type galaxy FCC 167
星系不断地重新处理它们的星际物质。因此，人们可以预期，在遵循不同演化路径的星系中，尘埃颗粒的性质会发生变化。确定星系的内在尘埃颗粒混合有助于重建其演化历史。早期型星系偶尔会在其中心区域显示出规则的尘埃带。由于相对简单的几何形状和恒星体的组成，这些星系是理想的从几何效应中解开尘埃混合变化。因此，我们模拟了这样一个星系（FCC 167）的各种组成部分。我们重建了它最近的历史，并调查了尘埃带的可能命运。MUSE和ALMA观测揭示了一个嵌套的ISM结构。一个电离气体盘弥漫在FCC 167的中心区域，包括那些被主尘埃带占据的区域。在尘埃带的内部，我们还发现了一个冷分子气体的盘/环，恒星正在形成，HII区域有助于电离气体的排放。再往里，气体电离指向一个活动星系核，并从周围的电离和分子库中为中心的超大质量黑洞提供燃料。观测约束和辐射转移模型表明，尘埃和气体分布在一个环状的几何形状和尘埃混合缺乏小颗粒。得出的尘埃破坏的时间尺度从溅射在热气体中是短的，我们的结论是，尘埃必须是强烈的自屏蔽和clusteries，或将很快被侵蚀和消失。我们的研究结果表明，对单个系统的详细分析可以补充尘道ETG的统计研究。
2018-12-18 astro-ph.GA
FIR extended emission from cold gas and dust in Blue Compact Dwarf Galaxies: the anomalous cases of POX 186 and UM 461
用赫歇尔望远镜对BCD星系进行的远红外观测揭示了这些物体的丰富的新见解，这些物体被认为类似于高红移形成的星系。尘埃和冷气体显示出更冷，数量或多或少比预期的要少，而且来源不明。然而，与本地宇宙不同，并非所有的尘埃或冷气体都被考虑在内，这使得它更具挑战性。SPICA及其10到100的灵敏度系数将允许对BCDG中微弱的扩展冷气/尘埃盘成像，此外还可以检测到Herschel/Ferguson仅在边缘或根本没有检测到的微弱C和O线。
2016-08-04 astro-ph.GA
The Comparison of Physical Properties Derived from Gas and Dust in a Massive Star-Forming Region
我们通过比较气体和尘埃各自的物理性质，探索大质量恒星形成区域中气体和尘埃之间的关系。我们比较的温度和柱密度在一个巨大的恒星形成红外暗云（IRDC，G32.02+0.05），它显示了一系列的演化状态，从静止到活跃。利用NH3的（1，1）、（2，2）和（4，4）跃迁在Karl G. Jansky甚大阵列（VLA），而尘埃温度和柱密度的计算使用卷云减去，修改后的黑体适合赫歇尔数据。我们通过比较推导出的柱密度，计算出NH3的丰度为4.6 x 10^-8。在最冷的恒星形成区，我们发现测得的尘埃温度低于测得的气体温度（平均值和标准差T_dust ~ 11.6 +/- 0.2 K vs. T_gas ~ 15.2 +/- 1.5 K），这可能表明气体和尘埃在最年轻的区域没有很好地耦合（~0.5百万年），或者这些观测探测了尘埃和/或气体温度测量不可靠的区域。最后，我们计算毫米通量的基础上的温度和柱密度来自NH3，这表明毫米尘埃连续观测的大规模恒星形成的地区，如Bolocam银河系平面调查或ATLASGAL，可以探测热核心，冷核心，和致密的气体通道，它们形成，一般不占主导地位的最热的核心。
2014-05-13 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium
利用普朗克远红外和阿雷西博GALFA 21厘米线调查，我们确定了一组孤立的星际云（天空中大约度大小，包括100个太阳质量），并评估了气体质量与尘埃质量的比例。云与云之间和单个云的区域内的气体与尘埃的比率都存在显着变化;与标准气体与尘埃的比率相比，在云内，每单位尘埃的原子气体减少了3倍以上。三个假设被认为是。首先，明显较低的气尘比可能是由于分子气体。与普朗克CO地图相比，最明亮的云的H2/CO比与银道面云相当，但其他云的H2/CO比有很大的下限，因此所需的分子气体量远远高于基于CO上限的预期。其次，我们考虑自吸收的21厘米线，并发现光学深度必须约为3，显着高于发现从调查的无线电源。第三，颗粒的性质可能会在云层中发生变化：当它们变冷时，它们会变得更容易发射，而不会利用已经将宇宙丰度完全锁定在颗粒中的重元素。这三个过程都可能是活跃的，需要进行后续研究来解开它们，并测量星际云的真实气体和尘埃总含量。
2015-09-09 astro-ph.GA
Cold gas and dust: Hunting spiral-like structures in early-type galaxies
对中性氢（HI）和分子气体的观测表明，50%附近的早型星系（ETG）都含有一些冷气体。分子气体总是在星系中心区域的小气体盘中发现，而中性氢通常分布在低柱密度盘或环中，通常延伸到恒星体之外。粉尘也经常出现在ETG中。我们研究的目的是了解附近ETG中的尘埃和冷气之间的联系，作为HI含量的函数。我们分析深光学$g-r$图像获得的MegaCam相机在加拿大-法国-夏威夷望远镜的样本21高富和41高贫ETG。我们发现，所有的高密度星系都含有被视为吸收的尘埃。此外，在57%的这些HI丰富的星系中，尘埃以大规模螺旋模式分布。虽然尘埃探测率相对较高的HI-贫星系（$\sim$ 59%），这些系统中的大多数表现出简单的尘埃形态没有任何证据的螺旋结构。我们发现，HI丰富的星系具有更复杂的尘埃形态延伸到几乎两倍大的半径比HI贫穷的对象。我们测量了星系的尘埃含量从光学色过剩，发现HI丰富的星系包含6倍以上的尘埃（质量）比HI贫困的。为了维持星系中的尘埃结构，需要持续不断的气体吸积，而ETG外部区域大量的HI气体库可以长期满足这一需要。我们发现，有一个很好的对应关系之间观察到的气体和尘埃的质量，它也是明确的，尘埃存在于区域进一步超过3~Reff。我们的研究结果表明ETG中冷气体和尘埃的存在之间存在着本质的联系，并提供了一种比HI观测更详细地研究星际介质的方法。
2020-01-19 astro-ph.GA
Gravitational Instability of Gas-Dust Circumnuclear Disks in Galaxies
我们用数值方法研究了在邻近星系的环核气体小圆盘中观察到的多臂螺旋结构的起源。我们表明，在这样的磁盘和它的相互作用与引力稳定的气体成分的尘埃的存在下，导致发展的多臂螺旋结构。作为一个具体例子，我们研究了星系NGC 4736迷你盘中多臂螺旋图案的形成，并获得了其旋转和密度分布的观测数据。我们发现，当NGC 4736的气尘比为5%-20%时，其稳定的气体小盘中会生长出多臂螺旋结构。我们还表明，与粉尘浓度，发展的不稳定性的重要因素是尘埃颗粒的大小。当颗粒尺寸大于1 μ m时，稳定气盘中出现非线性多臂螺旋斑图。如果未来的观测证实在星系的迷你盘中存在大量的尘埃，这将确定其中多臂螺旋结构的形成机制。
2023-03-09 astro-ph.GA
CI observations in the CQ Tau proto-planetary disk: evidence for a very low gas-to-dust ratio ?
原行星盘的气体和尘埃消散过程几乎不为人所知。第二类（原行星盘）和第三类（碎片盘）之间的过渡盘仍然难以探测。我们研究了奇特的CQ Tau气盘的碳化学。它很可能是一个过渡盘，因为它表现出微弱的CO发射，具有相对较强的毫米连续谱，表明盘可能正在消散其气体含量。我们利用APEX观测了CQ Tau盘中492 GHz和809 GHz的两条CI线。我们将观察结果与几种化学模型的预测进行了比较。重点研究了恒星紫外辐射形状和气尘比对紫外辐射的影响。我们没有检测到CI线。然而，我们的上限足够深，可以排除高CI模型。与我们的限制兼容的唯一可用模型意味着非常低的气体-灰尘比，只有几个数量级。这些观测强化了CQ Tau可能是一个过渡盘的假设，并表明气体在尘埃之前消失。
2010-06-27 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 2. Search for Cold Gas
星际云的内容，特别是弥漫分子气体的存量，仍然不确定。我们确定了一个孤立的云样本，大小约为100个太阳质量，并使用尘埃含量来估计气体的总量。在论文1中，总的推断气体含量被发现显着大于原子氢的21厘米发射测量中看到的。在本文中，我们测试的假设，即明显过剩的“暗”气体是冷原子氢，这将是明显的吸收，但不是在发射线饱和。结果表明，没有足够的21厘米吸收到云来解释“暗”气体的总量。
2017-07-24 astro-ph.GA
The cold gas and dust properties of red star-forming galaxies
我们研究了一个名为“红色不匹配星系”的红色恒星形成星系样本的冷气体和尘埃性质。“我们从低红移星系的代表性样本中收集单碟CO观测和HI观测，以及我们自己的JCMT CO观测红色失配。我们还获得SCUBA-2 850微米观测这些星系的一个子集。有了这些数据，我们比较的分子气体，总冷气体，和灰尘的红色不适合对他们的蓝色对应物（“蓝色活性”）考虑到使用生存分析技术的非检测性能。我们比较这些属性在固定位置的日志SFR日志M* 平面，以及与恒星形成的主要序列的偏移。与蓝色活性物质相比，红色不匹配物质的分子气体耗尽时间稍长，总气体耗尽时间相似，分子和总气体质量分数明显较低，尘埃与恒星质量比较低，尘埃与气体比相似，并且在$\log M_\mathrm{mol}$ - $\log M_\star$平面上的斜率明显更平坦。我们的研究结果表明，红色不适合作为一个人口可能会淬火由于天然气供应短缺。
2022-08-24 astro-ph.GA
The dust-gas AGN torus as constrained from X-ray and mid-infrared observations
在过去的几十年里，一些多波长的研究一直致力于探索活动星系核（AGN）中的遮蔽物质的性质。已经开发了各种模型来描述这种材料的结构和分布，并通过光谱拟合技术来约束其物理和几何参数。然而，包括环面中红外（中IR）和X射线发射如何相关的问题仍然没有答案。在这项工作中，我们研究是否在中红外尘埃连续谱和气体的X射线反射有相同的分布在一个样本的活动星系核。我们仔细地选择了一个样本的36个附近的活动星系核与NuSTAR和斯皮策光谱可在这两个档案。我们推导出的核尘埃和气体的性质，通过光谱拟合，使用模型开发的中红外和X射线波长假设光滑和cluquinous分布的这种结构。我们发现，根据赤池标准，对于~80%的具有良好光谱拟合的源，气体和尘埃的平滑和clusterian分布的组合分别是优选的。然而，考虑到每个单独的源的额外信息，如吸收的变化，我们发现，我们的源的~50%是最好的描述由尘埃和气体的clusterian分布。其余的~50%的来源仍然可以用气体的平滑分布和尘埃的聚集分布来解释。结果表明，活动星系核中气体和尘埃的分布是复杂的。我们发现至少有六种情况可以解释我们样本的观测特性。在这些情况下，三种气尘分布组合是可能的：团块状，光滑，光滑团块状。他们中的大多数人都同意的概念，气体也可以位于无尘区，这是一致的灰尘与气体的比例发现。
2021-04-22 astro-ph.GA
Tricolor Technique for Visualization of Spatial Variations of Polydisperse Dust in Gas-Dust Flows
这项工作的目的是构建一个算法，用于可视化的多分散相的固体颗粒（灰尘）的两相气体-灰尘混合物的不均匀流，这将使我们能够看到，在一个图中，多分散性的灰尘阶段的程度和不同的空间分布中的各个分数的灰尘颗粒在计算域。所开发的技术使我们能够重现浓度从一个到三个分数的尘埃颗粒在每个细胞中的计算域。尘埃粒子的三个部分中的每一个都映射到RGB调色板的一个主通道。色调的强度被设置为与该部分中灰尘颗粒的相对浓度成比例。多分散混合物的最终图像通过在三个颜色通道中的每一个中添加图像来获得。为了可视化的多分散性的程度，我建议描绘的尘埃混合物的熵的空间分布。将混合物熵的定义推广到考虑混合物中粒子数为零的混合物的状态。它们对应于计算域的无尘部分（空隙）。所提出的方法可视化的颗粒混合物的多分散性的演示使用的例子中形成的湍流气体粉尘流和流与冲击波的粉尘结构的空间特征的动态数值模拟。
2018-03-27 astro-ph.GA
Dust properties in the cold and hot gas phases of the ATLAS3D early-type galaxies as revealed by AKARI
早型星系（ETG）中尘埃在冷、热气相中的性质是理解ETG演化的关键。因此，我们进行了系统的研究，在当地ETG的大样本的尘埃，集中在尘埃和分子，原子和X射线气体的星系，以及它们的环境之间的关系。我们估计的尘埃温度和质量的260 ETG的ATLAS 3D调查，使用适合他们的光谱能量分布主要是从AKARI测量。我们还使用文献测量的冷（CO和HI）和X射线气相。我们的ETG显示它们的尘埃和恒星质量之间没有相关性，这表明恒星和/或X射线气体中尘埃破坏的尘埃生产效率低下。ETG的全球尘埃-气体质量比通常低于晚型星系，这可能是由于ETG中缺乏尘埃的HI包层。在室女星系团的ETG中，它们也比星系团和场ETG中的高，但仅在星系的中心部分测量到的相同的比率与星系环境无关。慢速旋转的ETG比快速旋转的ETG具有更低的尘埃质量。在快速旋转的ETG中，尘埃质量和X射线光度是相关的，其恒星形成率也与X射线光度相关。在快速旋转的ETG中，尘埃和X射线之间的相关性似乎是由残余恒星形成引起的，而慢速旋转的ETG可能进化得很好，从而耗尽了它们的尘埃。这些结果似乎与ETG的假设演化一致，即快速旋转的ETG由晚型星系合并和相关的凸起生长形成，而缓慢旋转的ETG由快速旋转的ETG（干）合并形成。中心冷致密气体似乎对冲压压力剥离有弹性，这表明室女星系团ETG可能不会受到强烈的相关恒星形成抑制。
2018-12-22 astro-ph.GA
The mixing of dust and gas in the high latitude translucent cloud MBM 40
上下文高纬度分子云（以下简称HLMC）允许星际气体动力学和天体化学的研究具有良好的准确性，因为它们的接近，通常清晰的视线，以及缺乏内部恒星形成活动，这可能会严重改变物理环境。MBM 40是最近的HLMC之一，已被广泛研究，使其成为推断和研究尘气混合比（DGMR）的极好目标。目标。尘埃和气体在星际介质中的混合仍然是跟踪天体化学演化和分子丰度的基本问题。由于$H_2$不能直接观测到，而且HI光谱总是显示出不同的动力学剖面，这些剖面混合在一起，与云没有直接的关系，因此很难对分子和原子气体进行解释。我们使用了两种独立的策略来推断分子和原子气柱密度，并计算粉尘与气体的混合比。方法.我们结合$HI$ 21厘米和$^{12}CO$线观测与IRAS 100 $μ$米图像推断尘埃气体混合比内的云。使用混合高斯分解提取云21 cm轮廓，其中使用$^{12}CO$推导总分子氢柱密度。红外图像被用来计算粉尘排放量。结果尘埃与气体的混合比在云内几乎是均匀的，如发夹结构所示。总氢柱密度和100 $μ$ m发射率在$N(H_{tot})$的一个数量级的范围内线性相关。
2023-01-13 astro-ph.GA
Strong Optical and UV Intermediate-Width Emission Lines in the Quasar SDSS J232444.80-094600.3: Dust-Free and Intermediate-Density Gas at the Skin of Dusty Torus ?
活动星系核的宽发射线区（BELR）和窄发射线区（NELR）的发射线被广泛研究。然而，在这两个区域之间很少检测到发射线。我们对类星体SDSS J232444.80-094600.3（SDSS J2324 $-$ 0946）进行了详细的分析，它具有很强的中宽发射线（IEL），其半高宽$\approx$为1800 \kmps . IEL成分以不同的发射谱线呈现，包括允许谱线\lya \ $λ$ 1216、\civ \ $λ$ 1549、半禁止谱线\ciii \ $λ$ 1909和禁止谱线\oiii \ $λλ$ 4959、5007。借助于光电离模型，我们发现IEL是由氢密度为$n_{\rm H} \sim 10^{6.2}-10^{6.3}~\rm cm^{-3}$，离中心电离源距离为$R \sim 35-50$ pc，覆盖因子为$\sim$ 6%，尘气比为SMC的$\leq 4\%$倍的气体产生的。我们认为这种类星体的强IEL是由位于尘埃环表面的几乎无尘的中等密度气体产生的。这样强的IEL，作为一个有用的诊断，可以提供一个途径来研究气体的性质之间的BELR和NELR。
2016-05-24 astro-ph.GA
The warm molecular gas and dust of Seyfert galaxies: two different phases of accretion?
用近红外H $_2$ 2.12 $μ$ m线追踪了7个邻近的Seyfert星系中央1 kpc的热分子气体（1000- 3000 K）的分布，其分辨率为$<0.5$ arcsec。我们发现，这种气体是高度集中在中央100 pc，其形态往往是对称的。只有在三个例子（NGC 1068、NGC 1386和Circinus）中观察到了温暖的H $_2$气体的通道，它们的形态比尘埃丝宽得多。我们的结论是，尘埃和温暖的气体之间没有一一对应的关系。这表明，如果尘埃丝和热气体的通道是燃料物质的径向流动，它们一定代表\textit{two different phases of accretion}：尘埃丝代表比靠近核的气体（在$\sim$ 100 pc以内）更冷的相。我们预测，在这些尺度下，核尘埃的形态应该类似于冷分子气体的形态（例如CO在10- 40 K），正如我们通过阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测CenA和NGC 1566所示，而内部的H $_2$气体追踪到一种热得多的物质相，（40-500 K）分子气体，如CO（6-5）或HCN（如NGC 1，1068和NGC 1，1097的ALMA所示）。我们还发现，X射线加热是最有可能占主导地位的激发机制的H $_{2}$气体的大多数来源。
2015-08-05 astro-ph.GA
Lurking systematics in predicting galaxy cold gas masses using dust luminosities and star formation rates
我们使用星系从赫歇尔参考调查评估常用的间接预测的冷气质量。我们使用红外尘埃排放和气体耗尽时间方法校准冷中性原子和分子气体的预测，这些方法是自洽的，具有约20%的准确度（在总冷气体质量的预测中具有最高的准确度）。然而，适度的系统残留依赖性被发现在所有的校准，这取决于分子和原子气体之间的分区，并可以超过/低于预测气体质量高达0.3dex。正如预期的那样，基于尘埃的估计在预测总气体质量方面最好，而基于耗尽时间的估计只能预测（恒星形成）分子气体质量。此外，我们建议在将这些预测应用于高z星系时要谨慎，因为当对主导气相做出不正确的假设时，可能会出现显著的（0.5dex或更多）误差。使用预测的气体质量导出的任何标度关系可能与所使用的校准比与实际观察到的星系更密切相关。
2018-01-26 astro-ph.GA
Dissecting Nearby Galaxies with piXedfit: I. Spatially Resolved Properties of Stars, Dust, and Gas as Revealed by Panchromatic SED Fitting
我们研究了十个邻近的旋涡星系中恒星、尘埃和气体的空间分辨特性（在$\sim 1-2$ kpc的空间尺度上，至少在$3$有效半径范围内）。通过拟合从远紫外到远红外的20多个光度波段的空间分辨光谱能量分布（SED），得到了恒星星族和尘埃的性质。我们新开发的软件piXedfit进行点扩散函数匹配的图像，像素合并，和模型的恒星光，尘埃衰减，尘埃排放，并通过能量平衡的方法同时从一个尘埃环加热的活动星系核的排放。通过这种自洽分析，我们提出了空间分辨版本的IRX- $β$关系，发现它是一致的关系，从集成测光。我们发现，旧的恒星星族有助于尘埃加热，这导致高估的恒星形成率（SFR）来自总的紫外和红外光度的kpc尺度。利用存档的高分辨率原子和分子气体图，我们研究了恒星星族（包括恒星质量、年龄、金属丰度和SFR）、尘埃（包括尘埃质量、尘埃温度和多环芳烃丰度）、气体以及尘埃-恒星质量和尘埃-气体质量比的径向变化。我们观察到的分子气体的质量分数在大多数星系的中心区域的耗尽，这表明，缺乏可用的燃料是一个重要的因素，在抑制特定的SFR的中心。
2021-12-14 astro-ph.GA
Dust and gas in the central region of NGC 1316 (Fornax A) -- Its origin and nature
早型星系NGC 1316拥有大约10^7太阳质量的尘埃，中心半径为5 kpc。这些突出的尘埃结构被认为有一个外部的起源，这也是其他尘埃早型星系的流行解释。我们使用档案哈勃太空望远镜/ACS数据来构建彩色地图，详细描绘尘埃模式，我们比较这些数据与欧洲南方天文台的VLT的MUSE数据构建的地图。在宽视野模式下，12个MUSE点形成了中央3.3 'x2.4'的马赛克。我们使用PyParadise工具来拟合恒星星族。我们使用剩余的发射线和剩余的星际吸收NaI D-线，我们测量线强度，速度场和速度色散场。发射线类似于LINER线，其中[NII]是各处最强的线。电离源很可能是年老或中龄恒星星族的后渐近巨星分支星。尘埃结构、电离气体和原子气体分布之间有着惊人的匹配，最后一种是恒星NaI D线的星际吸收残差。在无尘区，星际NaI D线出现在发射中，这表明有银河风。电离气体（以及尘埃）的速度场的特征是小尺度的湍流运动，这表明寿命很短。在正中心，观察到电离气体的双极速度场，我们将其解释为外流。我们确定了一个强烈倾斜的气体尘埃盘沿主轴的NGC 1316。一束长度约为4千秒差距的电离气体从中心放射出来。我们的发现强烈地暗示着尘埃外流。核外流可能是星系中重要的尘埃制造机器。（节录）
2020-10-04 astro-ph.GA
A three-phase approach to grain surface chemistry in protoplanetary disks: Gas, ice surfaces and ice mantles of dust grains
我们研究了颗粒表面反应对原行星盘化学的影响，其中气体，冰表面层和尘埃颗粒的冰地幔被认为是三个不同的阶段。气相和粮食表面化学被发现主要是由光反应和尘埃温度梯度驱动。冰盘内部有三个不同的化学区域：（i）具有低FUV通量和温暖尘埃的内部中平面（$\gtrsim 15$ K），导致形成复杂的有机分子，（ii）具有较高的FUV从ISM和冷尘埃，其中氢化反应占主导地位，（iii）在中平面上方但在水凝结前沿下方的分子层，其中冰的光解影响气相组成。一些常见的基团，例如，CN和C $_2$ H，表现出两层垂直结构，并在CO光解锋和水凝结锋附近丰富。对于许多气相分子，由于减少的解吸，三相近似通常导致比两相模型更低的垂直柱密度，例如，H $_2$ O、CO $_2$、HCN和HCOOH减少$\sim$两个数量级。最后，我们发现，许多观察到的气相物种起源于附近的水凝结锋;光过程确定其列密度不显着变化的关键磁盘属性，如质量和灰尘/气体比。
2019-10-02 astro-ph.GA
Dust-gas chemistry in AGB outflows: Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows I. Effect on the gas-phase chemistry
AGB流出的化学建模通常集中在内部区域的非热力学平衡化学或外部区域的光子驱动化学。我们包括，为第一次，全面的灰尘气体化学在我们的AGB流出化学动力学模型，包括灰尘气体相互作用和颗粒表面化学。尘埃被认为是在内部区域形成的，并遵循类似星际尘埃的大小分布。使用辐射转移模型，我们获得了富O和富C流出中不同尘埃类型的尘埃温度分布。我们计算了一个网格模型，采样不同的外流密度，漂移速度之间的灰尘和气体，和灰尘类型。粉尘-气体化学可显著影响气相组成，耗尽母种和子种，并通过颗粒表面形成随后解吸/溅射增加某些子种的丰度。它的影响取决于四个因素：外流密度，尘埃温度，初始成分，和漂移速度。最大的影响是较高密度的流出冷尘埃和O-丰富的母体物种，因为这些物种通常有一个较大的结合能。当漂移速度大于$\sim 10$ km s $^{-1}$时，冰幔会发生溅射，但是它们不会被完全破坏。尘气化学模型可以更好地再现所观察到的物种在O丰富的外流枯竭。当包括较冷的灰尘在富C流出和调整CS的结合能，在富C流出的耗尽也更好地再现。为了最好地解释高分辨率的分子线观测从AGB流出，灰尘-气体相互作用的化学动力学模型。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution with active galactic nucleus feedback in elliptical galaxies
我们最近提出，在冷的气体相的尘埃生长占主导地位的尘埃丰度在椭圆星系，而尘埃有效地摧毁了热的X射线发射等离子体（热气体）。为了理解椭圆星系中的尘埃演化，我们构建了一个简单的模型，包括尘埃在冷气体中的生长和尘埃在热气体中的破坏。我们还考虑了由活动星系核（AGN）反馈引起的这两种气体组分之间的质量交换效应。我们考察了模型中相关参数的合理范围，发现活动星系核反馈循环实际上产生了冷气质量和尘气比的变化。通过与邻近椭圆星系的观测样本进行比较，我们发现，虽然在我们的模型中，尘气比的变化是一个数量级，但在单个参数集下，很难再现所观测到的尘气比的整个范围。尘埃增长效率的变化是解释观测样品中尘气比变化很大的最可能的解决方案。因此，尘埃增长可以发挥核心作用，通过AGN反馈循环和通过尘埃增长效率的变化，在创造的尘埃气体比的变化。
2017-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Is the dust-to-gas ratio constant in molecular clouds?
我们对分子云中的尘埃、超音速湍流进行了数值模拟。我们模拟了0.1，1和10 μm大小的尘埃颗粒，初始尘埃与气体的质量比为1：100，求解了气体和尘埃的组合动力学方程，其中尘埃通过阻力项与气体耦合。我们发现，对于0.1和1 μm的颗粒，尘埃与气体的比例偏离平均值通常为10-20%，因为尘埃由于气体阻力的停止时间与动力学时间相比很短。与以前的研究结果相反，我们没有发现0.1 μm颗粒的尘气比的数量级波动的证据。更大的10 μm尘埃颗粒可能会使尘埃与气体的比例局部增加一个数量级。小颗粒（0.1 μm）和大颗粒（$\gtrsim$ 1 μm）都可以追溯到气体的大尺度形态，但是我们发现了颗粒“尺寸分选”的证据，其中湍流优先将较大的颗粒集中到致密区域。大小排序可能有助于解释从暗云中观察到的“coreshine”，以及为什么与弥漫的星际介质相比，通过银河系中的分子云的视线，消光定律不同。
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the instability due to gas-dust friction in protoplanetary discs
本文研究了受线性轴对称扰动的气体圆盘中尘埃层的稳定性。然而，不考虑单一尺寸的颗粒，而是假设尘埃颗粒群由两种颗粒组成。尘埃颗粒通过拖曳力与气体交换动量，并考虑了它们的自引力。我们表明，存在两个晶粒尺寸可以提高效率的阻力驱动的不稳定性的原行星盘的线性增长。与第一粉尘相相比，具有小质量的第二粉尘相将减少生长时间尺度，甚至减少两倍或更多倍，特别是当其与气体的耦合较弱时。这意味着一旦形成一定数量的大尘埃颗粒，即使它比小尘埃颗粒小得多，尘埃层变得更加不稳定，尘埃结块加速。因此，在研究原行星盘中的尘埃聚集时，必须考虑到各种尺寸的尘埃颗粒的存在，因为那里既有大的尘埃颗粒，也有小的尘埃颗粒。
2015-12-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Supernova induced processing of interstellar dust: impact of ISM gas density and gas turbulence
量化超新星对星际介质中尘埃的破坏效率对于理解星系尘埃演化至关重要。我们提出了三维流体动力学模拟的SN冲击波传播通过ISM。残骸的前向激波与周围ISM的相互作用导致ISM尘埃被激波加热的气体破坏。我们考虑了由于离子溅射、原子/分子吸积和颗粒-颗粒碰撞引起的尘埃加工。使用来自模拟时间序列的2D切片，我们使用Paperboats代码应用后处理计算。我们发现，粉尘破坏的效率强烈地依赖于由于颗粒颗粒碰撞的颗粒破碎率。当忽略颗粒之间的碰撞时，有效的粉尘破坏与以前的理论估计相似，但包括颗粒破碎在内，净破坏效率大约高出一个数量级。这一结果表明，ISM中的尘埃破坏率可能在以前的工作中被严重低估，这只会加剧在高红移星系中看到的尘埃预算危机。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-fluid dusty shocks: simple benchmarking problems and applications to protoplanetary discs
尘埃在星际介质中扮演的关键角色促使了数值代码的发展，这些代码旨在研究尘埃和气体在湍流分子云和原行星盘等系统中的耦合演化。尘埃和气体之间的漂移已被证明是重要的，以及数字上的挑战。我们提供了简单的基准测试问题的含尘气体代码通过数值求解双流体粉尘气体方程稳定，平面平行冲击波。这些方程的两个不同的激波解允许数值代码测试两种流体之间不同形式的阻力，阻力的强度和尘埃与气体的比例。我们还提供了一个天体物理应用J型尘埃气体冲击研究吸积冲击到原行星盘的结构。我们发现，两种流体的影响是最重要的晶粒大于1微米，并在吸积冲击的尘埃温度峰值提供了一个签名的尘埃-气体比的下落材料。
2016-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows -- II. Effect of the dust-grain size distribution
AGB星和超新星是构成星际介质的主要物质。AGB星形成的尘埃颗粒被认为很大。然而，由于尘埃在其流出物中的成核和生长仍然不清楚，尘埃粒度分布（GSD）是未知的。这是一个重要的不确定性，我们的知识的化学和物理历史的星际尘埃，作为AGB尘埃形式的$\sim$ 70%的起点，其演变。我们扩展了我们的化学动力学模型，其中包括一个全面的粉尘-气体化学。现在允许GSD偏离通常假设的标准Mathis et al.（1977）分布。我们发现，特定的GSD可以显着影响内流出的粉尘-气体化学。我们的研究结果表明，耗尽的气相物种的水平取决于平均晶粒表面积的GSD。当使用一系列跃迁时，可以从分子发射线的观测中检索气相丰度分布及其可能的耗尽。由于GSD处方内的简并性，无法检索特定参数，仅检索平均晶粒表面积（下限）。尽管如此，这可以区分主要由大颗粒或小颗粒组成的灰尘。我们表明，当结合其他可观测的，如光谱能量分布和偏振光，耗尽水平从分子气相丰度分布可以限制难以捉摸的GSD的尘埃AGB流出到ISM。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantifying the gas inside dust cavities in transitional disks: implications for young planets
ALMA观测的小样本的过渡盘与大尘埃腔观察周期0和1总结。利用DALI物理化学程序，从连续谱和12CO、13CO和C18O谱线数据推断了气体和尘埃的表面密度结构。由于其自我屏蔽的能力，CO可以在尘埃腔中存活，尽管暴露在强烈的紫外线辐射下，因此可以用作气体结构的探针。现有数据的建模表明，在所有情况下，气体都存在于灰尘空腔内，但与外盘的气体表面密度分布相比，其水平降低。尘埃空洞半径内的气体密度降低了10^4倍，这表明有一个或多个行星质量的伴星在清除尘埃。伴随的压力颠簸自然会导致ALMA图像中观察到的毫米大小的尘埃颗粒被捕获。
2015-05-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
Radiative transfer of ionizing radiation through gas and dust: stellar source case
我们提出了一个新的尘埃扩展的蒙特卡罗辐射转移代码崩溃，这使它能够模拟电离辐射的传播通过气体和尘埃的混合物。新的代码适用于研究理想的银河H II区域和小尺度再电离尘埃吸收的影响。我们发现，H II区域的大小减少了尘埃的存在，而它们的内部温度和电离结构基本上不受影响。在小尺度再电离模拟中，尘埃使电离锋变硬，延迟了电离泡的重叠。研究发现，这种效应仅微弱地取决于密度较低地区假设的尘埃丰度。
2018-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The connection between AGN-driven dusty outflows and the surrounding environment
在环绕星系的环星系介质（CGM）中观测到了大量的冷气体。还发现CGM含有大量的金属和灰尘，这需要一些运输机制。我们考虑了基于尘埃辐射压力的活动星系核（活动星系核）反馈驱动外流。当中心光度超过尘埃的有效爱丁顿光度时，尘埃气体就会喷射出来。我们得到了更高的尘气比导致更低的临界光度，这意味着更多的尘埃气体更容易被驱逐。含尘流出物可以以一定范围的速度到达大半径（取决于流出壳体配置和环境密度分布），并且可以解释所观察到的CGM气体。在我们的图片中，为了驱动活动星系核反馈，尘埃是必需的，尘埃气体在流出物中的优先排出可以自然地解释尘埃在CGM中的存在。另一方面，最强大的活动星系核外流事件可能会将气体赶出本地星系群。进一步讨论了活动星系核辐射压对卫星星系的影响。因此活动星系核的辐射反馈可能对整个周围环境的演化产生重大影响。
2016-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The dust and cold gas content of local star forming galaxies
我们使用尘埃质量（$M_{dust}$）来自远红外数据和分子气体质量（$M_{mol}$）的基础上CO光度，校准代理的基础上的组合的星系巴耳末减量，磁盘倾角和气体金属。我们使用这样的代理估计$M_{dust}$和$M_{mol}$在本地SDSS样本的恒星形成星系（SFG）。我们研究了$M_{dust}$和$M_{mol}$沿着和穿过SFG的主序列（MS）的分布。我们发现，$M_{dust}$和$M_{mol}$随着恒星质量（$M_*$）的增加而沿着MS迅速增加，并且随着SFR（或距离关系）的增加而在MS上增加。对于$M_{dust}$和$M_{mol}$，对$M_*$的依赖性均为亚线性。因此，尘埃（$f_{dust}$）和分子气体质量（$f_{mol}$）的分数朝着大的$M_*$单调减少。恒星形成效率（SFE，分子气体耗尽时间的倒数）强烈依赖于从MS的距离，它是恒定的沿MS。由于几乎所有的星系在样本中的中心星系，我们估计的依赖$f_{dust}$和$f_{gas}$的主机晕质量，并找到一个紧密的反相关。由于MS弯曲的区域在数值上由大质量晕主导，我们得出结论，MS的弯曲是由于大质量晕中分子气体质量的可用性较低，而不是形成恒星的效率较低。
2020-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray signatures of the polar dusty gas in AGN
最近对附近活动星系核（AGN）的中红外干涉测量观测表明，很大一部分尘埃辐射是沿极向延伸的，而不是传统统一模型所预期的赤道环面/盘方向。我们研究的X射线签名的极性尘埃气体的射线追踪模拟。与电离气体不同的是，极性尘埃气体的散射辐射产生自吸收和类中性荧光谱线，这可能是研究极性尘埃气体运动学的一种独特手段。先前观测到的II型活动星系核的Fe Ka/Si Ka比值非常小，这可以用极性尘埃气体来解释，因为极性辐射不会被稠密的赤道气体严重吸收。观测到的圆规星系和NGC 1068的Si Ka线显示相对于宿主星系的系统速度的蓝移，与Si Ka发射气体的流出情景一致。圆规座星系的2.5-3 keV影像是沿着极向拉长的，这与极地气体的起源一致。这些结果表明，II型活动星系核的极性气体散射X射线发射是未来X射线任务的理想目标，如雅典娜。
2019-10-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraint on the Gas-to-Dust Ratio in Massive Star-Forming Galaxies at z~1.4
利用Nobeyama 45 m射电望远镜对主序星上3个z~1.4的成星星系进行了~（12）CO（J=2-1）观测。这些星系被Spitzer/MIPS探测到24 μ m，Herschel/SPIRE探测到250 μ m和350 μ m，它们的气体金属丰度，基于近红外光谱观测的光发射线比率，接近太阳金属丰度。虽然微弱的信号一样的功能，看到CO，我们不能检测到显着的CO排放。尘埃质量和分子气体质量的上限分别为（3.4-6.7）x 10^{8} Msun和（9.7-14）x 10^{10} Msun。在z~1.4处，气尘比的上限为150-410，这与具有类似气体金属丰度的本地星系的气尘比相当。谱线叠加分析使我们能够检测到显著的CO排放，并得出平均分子气体质量为1.3 x 10^{11} Msun，气尘比为250。这个气体与尘埃的比率也接近于具有太阳金属丰度的本地星系。这些结果表明，在具有太阳金属丰度的恒星形成星系中，气尘比在z~1.4之前没有显著的演化。通过与理论计算的比较，提出了在星系演化的早期尘埃质量的快速增加。
2014-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas vs dust sizes of protoplanetary disks: effects of dust evolution
据观察，原行星盘中气体的范围普遍大于尘埃的范围。这通常归因于毫米颗粒的径向漂移和颗粒生长，但线光学深度产生类似的观测特征。我们调查的磁盘结构参数空间尘埃演化和线光学深度的哪些部分是所观察到的气体和尘埃的大小差异的主导驱动程序。使用热化学模型DALI与灰尘的演变，包括我们运行了一个网格的模型，旨在重现所观察到的气体和灰尘的大小二分法。R_dust与尘埃演化之间的关系是非单调的，并依赖于盘的结构。R_gas与CO柱密度降到10^15 cm^-2以下时的半径直接相关，此时CO发生光解离。R_gas不受尘埃演化的影响，但与盘的总CO含量成比例。R_gas/R_dust > 4是尘埃演化和径向漂移的一个明显标志，但在目前的观测中这种情况很少见。对于具有较小R_gas/R_dust的盘，识别从R_gas/R_dust的尘埃演化需要对包括总CO含量的盘结构进行建模。为了最小化由于观测因素引起的不确定性，需要< 1x the characteristic radius and a peak SNR >在12 CO发射矩零点图上的FWHM_beam 10。为了使尘埃外半径包围大部分磁盘质量，应该使用总通量的高比例（90-95%）来定义。对于气体来说，任何半径包围> 60%的12 CO通量将包含大部分的磁盘质量。为了区分径向漂移和晶粒生长线光学深度效应的基础上的尺寸比需要磁盘观察到足够高的角分辨…
2019-03-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Coevolution of dust, gas, and stars in galaxies - I. Spatial distributions and scaling-relations of dust and molecular hydrogen
利用我们的化学动力学模拟研究了星系中尘埃性质、分子氢含量和恒星形成历史的时间演化。这些模拟包括超新星（SNe）和渐近巨星支（AGB）星风中尘埃的形成、尘埃在星际介质（ISM）中的生长和破坏过程、富碳AGB星中多环芳烃（PAH）尘埃的形成、尘埃颗粒上H2的形成、H_2在远紫外光作用下的光解离过程是自洽的。我们主要集中在不同的总质量的盘星系在这个初步的研究。主要结果如下：盘状星系的恒星形成历史可以由星际尘埃的时间演化来调节，主要是因为H_2的形成速率可以由尘埃的性质来控制。观测到的尘气比（D）与气相氧丰度（A_O = 12+log（O/H））之间的相关性在本模式中能较好地再现。圆盘显示负径向梯度（即，H_2含量（f_H_2）、PAH/粉尘质量比（f_PAH）、D和A_O的变化梯度随时间变化。尘埃的表面质量密度与总表面气体密度的相关性比与H_2的相关性强。D值高的局部气体区在单个气盘中更可能具有较高的f_H_2，总H_2质量与总尘埃质量有很好的相关性。更大质量的盘星系更有可能具有更高的D，f_PAH和f_H2以及更小的尘埃与恒星质量比。我们还比较了银河系的恒星形成历史的金属依赖和尘埃依赖的恒星形成模型，并没有发现重大差异。
2013-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Split-Flux Method for Dust-Gas Two-Fluid Simulations from Strong to Weak Coupling
Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台计算天体物理中心）；Astronomical Science Program, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究院（SOKENDAI）天文学项目）
该研究针对尘埃 - 气体双流体模拟，开发可与HLLD气体求解器耦合的分裂通量方法，解决强耦合下尘埃与气体质量比的人为变化问题，在抑制此变化的同时保留HLLD求解器低数值扩散率。
2026-09-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
On the dynamics of dust during protostellar collapse
当尘埃与气体耦合不良时，尘埃和气体的动力学可以彼此完全不同。在原行星盘中，众所周知，这种尘埃和气体的分离可以导致不同的空间结构和尘埃与气体的比例。在本文中，我们研究了尘埃和气体的动力学在早期阶段的原恒星坍缩，形成前的原行星盘。我们发现，对于小于10微米的尘埃颗粒，尘埃在旋转的前星核坍缩过程中是很好的耦合，并且在坍缩过程中尘埃与气体的比例变化很小。然而，如果存在较大的颗粒，它们可能具有与坍缩期间的气体非常不同的轨迹，导致中平面沉降和/或尘埃颗粒通过中平面的振荡。这可能会导致尘埃与气体的比例发生变化，并且在恒星形成的最早阶段，如果大颗粒存在于前恒星的核心中，那么大颗粒和小颗粒的分布就会非常不同。
2016-11-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
