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
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
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
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
Revisiting the lifetime estimate of large presolar grains in the interstellar medium
一些非常大（>0.1微米）的前太阳颗粒在陨石中取样。我们重新考虑了在星际介质中的超大颗粒（VLG）的寿命，重点是由湍流引起的大速度色散引起的星际破碎。这条道路从来没有被认为是一种主要的破坏机制。我们表明，如果星际粉碎的主要机制的破坏的VLG，他们的寿命估计为$\gtrsim 10^8$年，特别是，非常大的SiC颗粒可以生存宇宙射线曝光时间。然而，大多数前太阳能SiC颗粒显示停留时间显着短于1 Gyr，这可能表明，有一个更有效的机制比粉碎在破坏VLG，或VLG有更大的速度分散比10公里秒$^{-1}$。我们还认为，SiC相对于石墨的寿命增加可能是我们在$μ$ m大小的前太阳颗粒中发现SiC的原因，而SiC在正常星际颗粒中的丰度远低于石墨。
2016-02-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust dynamics in RAMSES -- I. Methods and turbulent acceleration
超新星喷出物和恒星风被认为会产生相对较大尺寸的星际尘埃颗粒。小颗粒可以通过粉碎已经随机加速的大颗粒来生产。为了理解这种随机加速度，我们已经实施了新的磁流体动力学（MHD）粒子在细胞（PIC）的方法到天体物理流体代码RAMSES。我们把尘埃颗粒看作是一组巨大的“超级粒子”，它们受到空气动力学阻力和洛伦兹力。我们的代码进行了一系列的数值测试，旨在验证我们的方法在不同的物理条件下，以及说明可能的机制，可以加速晶粒。作为最后的测试，以及为今后的工作奠定基础，我们提出的结果，衰变尘埃MHD湍流模拟与晶粒参数选择类似1-2 $μ$米晶粒在典型的冷中性介质条件。我们发现，在这些条件下，这些颗粒可以有效地加速到远远超过其粉碎速度。这对于带电和中性颗粒都是正确的。虽然中性颗粒的气体-颗粒相对漂移速度分布的峰值更高，但带电颗粒的漂移速度分布呈现出扩展的指数拖尾到更大的速度。即便如此，分布的形状是这样的，即由洛伦兹力提供的额外的气体-颗粒耦合提供了颗粒相对的保护，使其免于破碎。我们还讨论了我们的模拟和相对原始的~ $μ$ m大小的太阳前颗粒，似乎没有经历过显着的磨损，在其寿命之间的连接。
2022-10-28 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 and Grain Size Evolution in Galaxy Simulations: What Matters and What Does Not
University of Florida（佛罗里达大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所和丹麦技术大学空间科学中心）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文探讨了星系演化半分析模型中尘埃颗粒大小分布的演变机制，发现高红移时颗粒主导大颗粒，低红移时转为MRN型分布，且金属licity影响颗粒演化。
2026-08-12 astro-ph.CO 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
Silicate cosmic dust grain collisions in the interstellar medium: A molecular dynamics study
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Gothenburg（哥德堡大学）；SINTEF（辛特夫）
通过分子动力学模拟，研究硅酸盐尘埃颗粒碰撞的破碎阈值、汽化阈值及产物尺寸分布，发现破碎速度阈值约为6 km/s，高于传统值2.7 km/s，且破碎产物尺寸分布不符合幂律模型。
2026-10-21 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Simulating galactic dust grain evolution on a moving mesh
星际尘埃是银河系生态系统的重要组成部分，在多个星系形成过程中起着关键作用。我们提出了一个新的数值框架的动力学和尺寸演化的尘埃颗粒实现的动网格流体动力学代码AREPO适合宇宙学星系形成模拟。我们采用了基于粒子的方法，灰尘受到动力，包括阻力和重力。拖曳力的实现使用二阶半隐式积分器和验证使用几个灰尘流体动力学测试问题。每个尘埃粒子都有一个粒度分布，描述了不同大小的颗粒的局部丰度。的粒度分布是离散的二阶分段线性方法和演变的时间根据各种粉尘的物理过程，包括吸积，溅射，粉碎，和凝聚。提出了一种新的恒星演化过程中随机形成尘埃的方案和尘埃物理时间步的亚循环新方法。利用这个模型，我们模拟了一个孤立的盘状星系，研究尘埃物理过程的影响，塑造星际粒度分布。例如，我们演示了如何粉碎灰尘的粒度分布转移到较小的尺寸，导致从光学到近紫外波长的辐射消光显着上升。我们的模拟尘埃和气体混合物的框架可以很容易地扩展到其他动力学过程相关的星系形成，如磁流体动力学，辐射压力和热化学过程。
2018-05-11 astro-ph.GA
Acceleration of small astrophysical grains due to charge fluctuations
我们讨论了一种新的机制，灰尘加速可能占主导地位的颗粒小于$\sim0.1~μ$ m。加速是由它们的直接静电相互作用引起的，而静电相互作用是由颗粒电荷的波动引起的。加速的能量来源是发生在颗粒表面的不可逆等离子体过程。我们发现，这种机制的电荷波动引起的加速可能会影响的速度颗粒凝聚和粉碎人口的小颗粒。
2010-08-20 astro-ph.GA
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
Effects of dust grain size distribution on the abundances of CO and H$_2$ in galaxy evolution
本研究模拟星系中尘埃粒径分布对CO和H$_2$丰度演化的影响，发现碎裂增加H$_2$而尘埃生长驱动CO丰度及$X_\text{CO}$的金属依赖性，粒径分布差异显著影响$X_\text{CO}$，并提出基于尘埃的$X_\text{CO}$公式。
2023-04-26 astro-ph.GA
Evolving grain-size distributions embedded in gas flows
我们提出了一种数值方法，准确地演变的尘埃粒度分布经历数量守恒（如溅射）和/或质量守恒（如粉碎）的过程。由于通常观察到的星际尘埃分布遵循幂律，我们的方法采用幂律离散化，并使用每个仓中的颗粒质量和数量密度来确定幂律参数。这种幂律方法是对文献中的分段常数和线性方法的补充。我们发现，幂律方法优于其他两种方法，特别是对于小箱数。在溅射试验中，总晶粒质量的相对误差保持在0.01%以下，与仓数N无关，而其他方法仅在N > 50或更高时才能实现这一点。同样，破碎试验表明，该方法也产生小的相对误差的总粒数，而保持质量。幂律方法不仅保留了全局分布特性，而且还保留了区间特性，从而在很大程度上恢复了分布的形状。对于常数和线性方法，这并不总是发生，特别是对于小的箱数。因此，在流体动力学代码中实施幂律方法可以最大限度地减少数值成本，同时保持高精度。该方法不仅限于尘埃颗粒的分布，但也可以应用到任何分布函数的演变，如宇宙射线分布受同步辐射或逆康普顿散射。
2020-03-24 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
Nonresonant Grain Acceleration in MHD Turbulence
我们讨论了一种新型的尘埃加速机制，在湍流磁化介质中的行为。磁流体动力学（MHD）湍流可以通过共振和非共振相互作用加速颗粒。我们发现，磁压缩提供了更高的速度超阿尔文湍流，并可以加速扩大范围内的晶粒在温暖的介质相比，回转共振。虽然快模式主导大晶粒的加速度，但慢模式对于亚微米晶粒可能是重要的。我们提供了全面的讨论所有可能的颗粒加速机制在星际介质。我们表明，超音速是可以达到的银河系尘埃颗粒。我们讨论了加速度的结果。对消光曲线、颗粒排列、化学丰度等方面的研究提供了启示。
2009-05-07 astro-ph.GA
Synthesized grain size distribution in the interstellar medium
本文研究了一种构造星际介质（ISM）中颗粒尺寸分布的综合方法。首先，我们制定了一个合成的粒度分布组成的三个粒度分布处理以下机制，管理在银河系中的粒度分布：（i）在致密的云的吸积和凝聚的晶粒生长，（ii）超新星冲击破坏溅射扩散ISM，和（iii）破碎驱动的湍流扩散ISM。然后，我们检查，如果在银河系中的观测粒度分布（称为MRN）是成功合成或没有。我们发现，这三个组件实际上合成的MRN粒度分布的意义上，小晶粒的不足（i）和（ii）是由（iii）的小晶粒的生产补偿。（i）、（ii）和（iii）的每个{贡献}对总谷物加工的分数（即，这三种贡献对所有谷物加工机制的相对重要性分别为30 - 50%、20 - 40%和10 - 40%。我们还表明，银河系的消光曲线再现与合成的粒度分布。
2012-03-20 astro-ph.GA
Impact of grain size distributions on the dust enrichment in high-redshift quasars
在高红移（$z>5$）类星体中，观测到大量的尘埃（$\textstyle\sim 10^{8} \mathrm{M}_{\sun}$）。为了解释大的尘埃含量，我们专注于一种可能性，即重元素的吸积颗粒生长是主要的尘埃源。我们采用了一个适用于附近星系的化学演化模型，但利用足够的参数高$z$类星体。据推测，金属和尘埃主要由II型超新星（SNe）喷出。我们已经发现，晶粒生长强烈地依赖于晶粒尺寸分布。如果我们简单地使用从SNe喷射的颗粒的尺寸分布，则颗粒生长是低效的，因为缺乏小颗粒（即，尘埃颗粒的表面积与体积比小）。然而，如果我们考虑到星际破碎产生的小颗粒，颗粒生长的效率足以解释高$z$类星体中丰富的尘埃丰度。我们的研究结果不仅证实了晶粒生长是解释高$z$类星体中大量尘埃的必要条件，而且还表明晶粒尺寸分布对晶粒生长有着至关重要的影响。
2012-05-29 astro-ph.GA
Acceleration of Small Dust Grains due to Charge Fluctuations
我们认为，非常小的尘埃颗粒，包括多环芳烃（PAH）所产生的静电相互作用的尘埃颗粒，由于充电事件的时间具有电荷波动的加速度。我们用蒙特卡罗方法模拟了等离子体中微小颗粒与电子、离子碰撞产生的电荷涨落，以及紫外光子的光电子发射。我们确定的电荷波动引起的加速扩散星际介质（ISM）中的非常小的颗粒的主导加速机制。我们表明，这种加速机制是有效的环境与低电离度（即，大的德拜长度），其中电荷波动缓慢但具有大的振幅。我们还讨论了目前的机制，颗粒凝聚和粉碎弥漫ISM，分子云，和原行星盘的影响。
2011-12-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dust growth by accretion of molecules in supersonic interstellar turbulence
我们发现，尘埃颗粒的增长率在冷分子云的湍流，稀释气体的高度可压缩性增强。通过高分辨率（10243）数值模拟，我们证实了空间平均增长率与气体密度方差成正比的理论。这也会导致晶粒尺寸分布（GSD）由于晶粒生长速率的双折射引起的变化而变宽。我们表明，第一次在一个详细的数值模拟的流体动力学湍流，GSD演变的形状，这是一个反映的气体密度分布，无论初始分布。也就是说，在等温旋转强迫湍流的情况下，GSD趋于对数正态分布。我们还表明，在高超音速湍流，气体和尘埃的去耦变得重要，这导致了进一步加速晶粒生长。
2020-08-31 astro-ph.GA
The efficiency of grain growth in the diffuse interstellar medium
在尘埃演化的模型中，气相金属的吸积导致的颗粒生长是一个常见的假设，但在致密气体中，时间尺度足够短，吸积有效，物质以冰幔的形式吸积，而不是增加耐火颗粒质量。有人认为，由于带正电离子的库仑吸引力，扩散星际介质（ISM）中带负电的小颗粒可以有效地吸积，避免了这个问题。我们表明，这不可避免地导致小晶粒半径的增长，直到它们变得带正电，在这一点上，进一步的增长被有效地停止。当假设颗粒尺寸分布不变时，在扩散ISM条件下产生的气相损耗被显著高估。虽然可以通过改变初始粒度分布或假设高效的颗粒粉碎来重现观察到的消耗，但这两种选择都会导致不切实际的远紫外线消光水平。我们认为，观察到的元素消耗在弥漫ISM更好地解释较高的初始消耗，结合低效率的尘埃破坏超新星在中等（$n_{\rm H} \sim 30 {\rm \, cm^{-3}}$）密度，而不是更高的吸积效率。
2021-01-12 astro-ph.GA
Dense molecular cloud cores as a source of micrometer-sized grains in galaxies
致密分子云核心（致密核心）中的芯石被解释为微米级颗粒（称为超大颗粒，VLG）的证据。VLGs可能对沙尘总量和消光曲线有重要影响。我们估计总丰度的VLG在银河系中，假设致密的核心是VLG形成的网站。我们发现，VLG丰度相对于总的尘埃质量大约是$ϕ_\mathrm{VLG}\sim 0.01(1-ε)/ε(τ_\mathrm{SF}/5\times 10^9~\mathrm{yr})^{-1} (f_\mathrm{VLG}/0.5)(t_\mathrm{shat}/10^8~\mathrm{yr})$，其中$ε$是在致密的核心恒星形成效率，$τ_\mathrm{SF}$恒星形成的气体消耗的时间尺度，$f_\mathrm{VLG}$的尘埃质量的分数最终凝聚成VLG在致密的核心，和$t_\mathrm{shat}$的VLG的寿命（由粉碎确定）。采用银河系的典型值，我们得到$ϕ_\mathrm{VLG}\sim 0.02$ -0.09。这个丰度远低于伽利略和伽利略在日光层中检测到的值，这意味着如果VLG来自致密的核心，则需要在太阳附近局部增强VLG丰度。我们还表明，VLG的消光曲线上的影响是可以忽略不计的，即使与上述范围的上限值，$ϕ_\mathrm{VLG}\sim 0.09$。如果我们采用一个极值，$ϕ_\mathrm{VLG}\sim 0.5$，接近从上述航天器数据推断，消光曲线仍然…
2014-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Remodeling the evolution of grain size distribution in galaxies
我们重新审视了在星系中的粒度分布的演化模型的最终目的是实现它在流体动力学模拟。我们简化了以前的模型，以这样一种方式，一些模型相关的假设被替换为更简单的功能形式。对于开发的框架的第一个测试，我们将其应用到一个星系的单区化学演化模型，证实我们的新模型令人满意地再现了以前的结果，并有效凝聚的小颗粒破碎和吸积是必不可少的复制所谓的MRN粒度分布。为了检验我们的模型是否能与星际介质（ISM）的流体动力学演化相结合，我们采用新的颗粒演化模型对一个孤立盘星系进行了流体动力学模拟.我们采样流体动力学粒子代表每一个密集和弥漫ISM阶段。通过这种后处理，我们发现在致密气体中发生的过程（通过吸积和凝聚的晶粒生长）在再现与银河系消光曲线一致的晶粒尺寸分布方面是重要的。在我们的模型中，晶粒尺寸分布之间的致密和弥漫ISM是相似的，虽然我们观察到一个更大的分散在致密ISM。此外，我们还表明，即使我们降低了晶粒半径分辨率（16个网格点），可以捕获的晶粒尺寸分布（和由此产生的消光曲线）的整体形状。
2018-10-18 astro-ph.GA
Small-scale clustering of nano-dust grains in supersonic turbulence
我们研究了可压缩等温流体动力学湍流的高分辨率（$1024^3$）模拟中纳米尺寸的颗粒（纳米尘埃）的聚集和动力学。众所周知，大颗粒将与湍流气流分离，而小颗粒将倾向于跟踪气体的运动。我们表明，纳米尺寸的颗粒可能会聚集在一个湍流（分形小规模集群），这增加了当地的晶粒密度至少几个因素。结合纳米尘埃颗粒通常可能丰富的事实，以及由于湍流运动而增加的相互作用速率，涉及纳米尘埃的聚集可能具有相当高的概率。小规模的集群也会影响消光特性。作为一个例子，我们提出了一个消光模型的基础上硅酸盐，石墨和金属铁，假设在纳米范围内的颗粒大小的强集群，可以解释极端和快速变化的紫外线消光在主机的GRB 140506A。
2019-10-16 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.space-ph
Evolution of the grain size distribution in Milky Way-like galaxies in post-processed IllustrisTNG simulations
我们通过对IllustrisTNG宇宙学流体动力学模拟进行后处理，模拟了类银河系星系中的尘埃演化，以预测尘埃与气体的比例和粒度分布。我们对待颗粒大小依赖的尘埃生长和破坏过程中使用64箱离散粒度演化模型，没有空间解决每个星系。我们的模型广泛地再现了观测到的尘埃-金属丰度标度关系在附近的星系。在$z\gtrsim 3$，粒度分布以大颗粒为主，而在$z\lesssim 2$，小颗粒的丰度因破碎和堆积（尘埃生长）而迅速增加。在$z\sim 1$处，粒度分布接近所谓的MRN分布，但在$z<1$处出现大颗粒丰度的抑制。根据计算的颗粒大小分布和颗粒组成，我们还计算了每个银河系类似物的消光曲线的演变。在$z>2$的消光曲线最初是平坦的，并在$1/λ< 6~\rm μm^{-1}$的$z\lesssim 1$与银河系消光曲线一致。然而，我们的模型预测的典型消光曲线在短波长处的斜率比在银河系中观察到的要陡。这是由于我们的TNG银河系类似物中气相金属含量的低红移下降和致密气体部分抑制了通过凝聚形成大颗粒。
2020-11-27 astro-ph.GA
A Simple Phenomenological Model for Grain Clustering in Turbulence
我们提出了一个简单的模型的密度波动的气动颗粒，嵌入在一个湍流，重力气体盘。该模型结合了一组颗粒遇到一个单一的湍流涡的行为的计算，与涡的统计的分层近似。这使得分析预测的范围内的数量，包括：分布的晶粒密度，功率谱和关联函数的波动，并达到最大晶粒密度。我们预测这些尺度如何作为一个函数的晶粒拖动时间t_stop，空间尺度，颗粒与气体的质量比，湍流强度（α），和详细的磁盘属性。我们测试这些对数值模拟与各种连续性驱动机制。模拟结果与预测吻合良好，跨度t_stop*Omega ~ 1 e-4 - 10，alpha ~ 1 e-10 - 1 e-2，颗粒与气体质量比~0-3。从“湍流浓度”模拟和实验室实验的结果也预测作为一个特例。大范围尺度的涡旋分等级地分散和集中颗粒。对于小颗粒，这是最有效的涡流周转时间可比的停止时间，但波动也阻尼本地气体颗粒漂移。对于大颗粒，剪切和重力导致更广泛的涡旋尺度驱动波动，最大的功率在最大的尺度上。颗粒密度分布具有对数泊松形状，对于大颗粒具有高达因子>1000的波动。我们提供了简单的分析表达式的预测，并讨论了星子形成，晶粒生长和湍流结构的影响。
2015-12-13 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.ao-ph
Radiation thermo-chemical models of protoplanetary disks. Grain and polycyclic aromatic hydrocarbon charging
上下文围绕着前主序星的星系随着时间的推移通过湍流粘性扩散而演变。解释湍流强度的主要竞争者是磁旋转不稳定性（MRI）模型，其效率取决于盘电离分数。目的。我们的目标是计算自洽的化学，包括PAH电荷化学，颗粒充电和湍流α参数的有效值的估计，以找到磁盘湍流的观测签名。方法.在物理化学程序ProDiMo中，我们介绍了PAH和颗粒充电物理以及它们与其他气相反应的相互作用。非理想的磁流体力学效应，如欧姆和双极扩散参数化，以获得一个有效的值的湍流参数α_eff。我们探讨了湍流加热和谱线展宽对CO同位素亚毫米谱线的影响。结果α_eff的空间分布依赖于各种不受约束的盘参数，如磁参数β_mag或原行星盘内部的宇宙射线密度分布。内部圆盘中平面显示了所谓的死区的存在，在该死区中湍流几乎不存在。盘的加热主要是通过死区中尘埃颗粒的热适应，死区外高达几百个天文单位的粘性加热，以及外盘的化学加热。CO旋转线探测了湍流最大的温暖分子盘层。然而，CO线轮廓上的湍流的影响是最小的，难以区分的热加宽。结论.在死区之外的盘中平面中的气体的粘性加热是有效的。单独从CO旋转线观测确定α是具有挑战性的。
2018-11-21 astro-ph.GA
Revisiting Acceleration of Charged Grains in Magnetohydrodynamic Turbulence
研究了磁流体动力学（MHD）湍流对星际介质中带电粒子的加速作用。首先，我们重新考虑陀螺共振加速度，考虑到粮食引导中心沿均匀磁场的波动（即非线性理论-NLT）。我们计算了由于快速MHD模式的ISM的不同阶段的NLT的陀螺共振的颗粒速度，并与使用准线性理论（QLT）得到的结果进行比较。我们发现的参数适用于典型的ISM阶段，晶粒导向中心的波动减少晶粒速度不到15%，但他们可以是重要的更特殊的情况下。我们证实，大颗粒可以通过陀螺共振加速到超阿尔文速度。对于这样的超Alfvenic颗粒，我们调查的效果，进一步加速通过渡越时间阻尼（TTD）的快速模式。我们发现，由于NLT中共振条件的加宽，TTD加速度不仅对晶粒俯仰角相对于磁场的余弦μ> V_{A} /v很重要，而且对μ < V_{A} /v也很重要，其中v是晶粒速度，V_{A}是Alfven速度.我们表明，TTD加速度是占主导地位的大颗粒的陀螺共振，并可以大大增加陀螺共振加速度引起的颗粒速度。我们量化的另一种随机加速机制所产生的低频阿尔芬波。我们讨论的机制及其影响的适用范围。
2011-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Properties of shocked dust grains in supernova remnants
由超新星驱动的冲击波既破坏尘埃，又重新加工幸存的颗粒，极大地影响了星际介质（ISM）的尘埃性质。虽然这些过程已被广泛的理论研究，观测的限制是有限的。我们使用物理动机的尘埃排放模型，以适应七个银河系超新星遗迹的红外（IR）光谱能量分布，使我们能够确定弥漫和致密的气相之间的尘埃质量的分布，以及大颗粒和小颗粒之间。我们发现，致密（$\sim 10^3 \,{\rm cm}^{-3}$），相对较冷（$\sim 10^3 \, {\rm K}$）的气相包含$>90\%$的尘埃质量，使位于X射线发射等离子体（$\sim 1 \,{\rm cm}^{-3}$ / $10^6 \, {\rm K}$）的温暖的尘埃的一个可忽略的部分，尽管占主导地位的中红外发射。冷组分中小（$\lesssim 10 \, {\rm nm}$）与大（$\gtrsim 0.1 \, {\rm μm}$）晶粒的比例与ISM中的比例一致，甚至可能更高，而热相几乎完全没有小晶粒。这表明，将大颗粒加工成较小颗粒的颗粒破碎在低密度气体中是无效的，与模型预测相反。ISM中尘埃破坏的单相模型没有考虑到包含大部分尘埃质量的冷扫物质的存在，可能会大大高估超新星对尘埃破坏的速率。
2022-08-23 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
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 processing in Supernova Remnants: Spitzer MIPS SED and IRS Observations
我们目前斯皮策MIPS SED和IRS观测的14个银河系超新星遗迹先前确定的GLIMPSE调查。我们发现SNR/分子云相互作用的证据，通过检测[OI]发射，离子线，从分子氢的发射。通过黑体拟合发现，大颗粒的温度在29-66 K之间。粉尘排放模拟使用的DUSTEM代码和一个三组分粉尘模型组成的人口的大颗粒，非常小的颗粒，和多环芳烃。我们发现尘埃被适度加热，通常是星际辐射场的30-100倍。辐射的来源可能是氢的复合，氢的激发发生在激波阵面。对于大多数分子相互作用的SNR，发现非常小的颗粒与大颗粒的比率高于在银河系平面中发现的比率，通常为2- 3倍。我们认为，粉尘粉碎是负责相对过剩的小颗粒，与预测粉尘破坏模型。然而，SNR中的两个最适合于碳颗粒相对于硅酸盐颗粒的非常低的丰度和非常高的辐射场。小碳颗粒丰度低的一个可能原因是溅射。我们发现在20 $μ$米的SEDs的硅酸盐发射的证据，表明他们是年轻的信噪比的基础上，强大的辐射场所需的重现所观察到的SEDs。
2011-10-19 astro-ph.GA
On the grain-size distribution of turbulent dust growth
最近的研究表明，星际介质（ISM）中的湍流可以通过吸积分子来显著加速尘埃颗粒的生长，但是湍流气体密度分布在形成颗粒尺寸分布中也起着至关重要的作用。增长速度，即，如果生长物质（分子）在气体中充分混合，则平均晶粒半径的变化率与局部气体密度成比例。因此，晶粒生长在不同的位置发生在非常不同的速率，因为ISM的气体密度分布显示出相当大的差异。在这里，它示出，晶粒尺寸分布（GSD）迅速成为气体密度分布的反映，无论初始GSD的形状。这一结果是通过将ISM湍流建模为马尔可夫过程获得的，在Ornstein-Uhlenbeck过程的特殊情况下，该过程导致对数正态气体密度分布，与等温可压缩湍流的数值模拟一致。这产生了一个近似对数正态的GSD;冷ISM云中的尘埃颗粒的大小可能因此不遵循通常采用的指数为-3.5的幂律GSD，但证实了对数正态GSD用于大颗粒，由几项研究建议。它还得出结论，在高马赫数湍流的分子云中获得的气体密度的非常宽的范围必须允许形成一个非常大的晶粒达到几个微米的半径的尾巴。
2020-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Evolution of the grain size distribution in galactic discs
尘埃是由恒星物质形成的，并不断受到ISM中发生的不同机制的影响。在这些机制下，尘埃颗粒的行为取决于它们的大小，因此尘埃颗粒的大小分布也作为尘埃演化本身的一部分而演化。跟踪粒度分布的演变是一项困难的计算任务，最近才被超越。光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的一个单一的星系以及宇宙学模拟产生的尘埃粒度分布的演变的第一个预测。我们第一次比较的尘埃颗粒尺寸分布的演化预测的SPH模拟与观测提供的结果。本文分析了M101、NGC 628和M33三个星系的大小颗粒质量比（D（S）/D（L））在整个星系盘上的径向分布变化。我们发现观测到的D（S）/D（L）的径向分布与从单个星系的SPH模拟中获得的结果之间有很好的一致性。NGC 628的中心部分，在高金属丰度和高分子气体部分，主要是受吸积，但也凝聚的尘埃颗粒。M33中心的金属丰度和分子气体含量较低，D（S）/D（L）增大，表明破碎作用非常有效地产生了大量的小颗粒。我们的星系提供的观测结果证实了宇宙学模拟的基础上的两个晶粒尺寸近似预测的一般关系。然而，我们提出的证据表明，模拟可能高估了大质量星系中大颗粒的数量。
2020-02-05 astro-ph.GA
A Steep-Extinction Quasi-stellar Object at z=4.6: JWST Evidence for Abundant Small Dust Grains
Tsinghua University（清华大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University College London（伦敦大学学院）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Westlake University（西湖大学）
利用JWST/NIRSpec光谱发现z=4.556的类星体UDS-27023，其陡峭远紫外消光曲线和缺失2175埃特征表明小硅酸盐尘埃颗粒主导，为类星体环境中活跃的小颗粒产生和加工提供证据。
2026-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic dust evolution with rapid dust formation in the interstellar medium due to hypersonic turbulence
湍流可以通过分子的吸积来显著加速尘埃颗粒的生长。对于与气体动态耦合的尘埃，增长率与马赫数的平方成比例，这意味着增长时间尺度可以很容易地减少一个数量级以上。因此，限制时间尺度是分子云形成的速率，这意味着ISM中的尘埃产生可以迅速达到解释在高红移下观测到的尘埃质量所需的水平。因此，湍流可能是解决高红移星系尘埃演化模型中的补充问题的方法，并解释了在$z = 7 - 8$看到的尘埃质量。一个简单的分析银河尘埃演化模型，其中晶粒生长很好地补偿了预期的更高速率的尘埃破坏超新星冲击。与以前的同类模型相比，该模型更简单，依赖的假设更少，似乎更适合从观测中获得的数据。
2019-11-28 astro-ph.GA
Ultraviolet extinction properties of the 30 Dor Nebula and interpreting observations of starburst clusters
最近对30 Dor和蜘蛛星云在光学和近红外波段的消光规律的研究表明，总消光与选择消光之比R_V=A_V/E（B-V）约为4.5。这表明大颗粒的比例比银河系弥漫星际介质（ISM）中的大。可能的原因包括小颗粒的聚结、小颗粒的生长、小颗粒的选择性破坏和大颗粒的新鲜注入。通过对30 Dor星云（R139，R140，R145）中三颗大质量恒星的紫外消光特性的研究，我们发现，大颗粒的过剩并不是以小颗粒为代价的，小颗粒仍然存在，甚至可能更丰富。大颗粒的新鲜注入似乎是主导机制。在蜘蛛星云这样的环境中，大质量恒星的形成已经持续了超过2000万年，一个能够自然解释这一点的过程是大质量恒星作为II型超新星（SN）的爆炸。随后ISM条件的变化只是暂时的，持续时间不到1亿年，因为破碎和冲击最终会破碎并摧毁较大的谷物。然而，这是唯一的时候，恒星形成区域是检测到这样的星暴和高红移星系，我们强调在这些环境中解释恒星形成区域的观测固有的复杂性。如果不正确地了解消光特性，任何试图导出定量物理参数的尝试都注定会失败。
2019-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Fundamentally Different Dynamics of Dust and Gas in Molecular Clouds
本文研究了大尘埃颗粒在湍流分子云中的行为。在主要的中性区域，尘埃颗粒作为空气动力学颗粒移动，不一定与气体一起移动。因此，我们直接模拟，第一次，在高度超音速，磁流体动力学湍流典型的MC的气动颗粒的行为。我们发现，在这些条件下，尺寸a >0.01微米的颗粒表现出显着的（超过因子~1000）波动，在当地的灰尘-气体比（这意味着大的小尺度的丰度变化，灰尘冷却速率，和动态）。尘埃可以形成高度非线性的结构（在尘埃的发射和消光中都可以观察到），这些结构可以比气体细丝的特征宽度薄得多。有时，尘埃和气体细丝甚至不在同一个位置。对于理想尺寸范围内的颗粒，粉尘的“结块因子”（粉尘生长/凝结/破碎的关键）可达到~100。尘埃聚集在约0.2pc*（a/micron）*（100 cm^-3/n_gas）的尺度上达到最大值，并在更大尺度上被“平均化”。然而，由于密度在超音速湍流中变化很大，这些波动的尺度（和有趣的晶粒尺寸）的动态范围比亚音速情况下宽得多。我们的结果适用于基本上所有尺寸和密度的MCs，但我们注意到洛伦兹力和其他物理（这里忽略）可能会改变它们在某些制度。我们讨论了潜在的戏剧性后果，恒星的形成，尘埃的生长和破坏，尘埃为基础的观测MC。
2015-12-13 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Dust Motions in Magnetized Turbulence: Source of Chemical Complexity
尽管制造复杂的有机分子从影响彗星和冰冷的行星表面的类似物是公认的，尘埃颗粒颗粒碰撞驱动的湍流在星际或拱星区域可能代表一个平行的化学路线冲击合成的prebiotically相关的物种。在这里，我们报告的研究，基于多尺度冲击压缩技术结合从头算分子动力学方法，其中冲击波驱动的化学相互碰撞异氰酸（HNCO）含有冰粒已被第一性原理模拟。在冲击波速度阈值触发的样品的化学转化（7公里/秒），甲酰胺是第一个合成的物种，因此代表跳板的系统的进一步复杂化。此外，在增加冲击速度时，甲酰胺以逐渐更大的量形成。更有趣的是，在所考虑的最高速度（10公里/秒）下，撞击驱动了各种碳-碳键合物种的产生。除了甘氨酸之外，丙氨酸的结构单元（即，乙亚胺）和大量氨基酸的主要组分之一，例如，天冬酰胺、半胱氨酸和亮氨酸（即，乙烯胺）已被发现后，冲击压缩的样品含有最广泛的分子在宇宙中（H2）和最简单的化合物轴承所有的主要生物元素（HNCO）。目前的研究结果表明，新的化学途径对星际和拱星区域的典型的化学复杂性。
2018-09-28 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
Dust dynamics in RAMSES -- II. Equilibrium drift velocity distributions of charged dust grains
本研究通过MHD-PIC模拟揭示带电尘埃颗粒在湍流中的漂移速度分布规律，发现其均方根速度与尺寸呈1/2幂律且弱依赖荷质比，并利用解析模型解释分布形状变化，为颗粒碰撞和星系输运提供基础。
2024-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
Icy molecule desorption in interstellar grain collisions
在寒冷的无星和星前云核中观测气态复杂有机分子（COMs），需要有效地将COMs及其母体从星际颗粒上的冰冷地幔中解吸出来。用一个简单的天体化学模型，我们调查，如果机械去除冰碎片之间的斜碰撞在两个大小箱（0.01和0.1微米）可以大大影响COM丰度。两个晶粒碰撞速度被认为是10和50米每秒，对应于现实的晶粒相对速度所产生的双极扩散和湍流，分别。从较小的颗粒，碰撞被假定为删除一个球冠的高度等于1/3和1冰幔厚度，分别。我们发现，诱导的解吸可以提高几个数量级的气相丰度的COM，再现观察到的COM丰度在一个数量级。重要的是，高的气态COM丰度达到了长达1万年的时间尺度和一个相当低的甲醇冰丰度，常见的无星核心。简单的模型，只考虑两个晶粒尺寸箱和几个假设，演示了一个概念，必须用更复杂的方法进行测试。
2022-07-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
Acceleration and clustering of cosmic dust in a gravoturbulent gas -- I. Numerical simulation of the nearly Jeans-unstable case
我们研究了星际尘埃粒子的动力学在中等高分辨率（$512^3$网格点）模拟强迫可压缩跨音速湍流，包括气体的自重。湍流是由随机压缩力引起的，它在时间上是δ相关的。通过考虑近Jeans不稳定的情况下，模拟的缩放是这样的，统计稳定状态没有任何不可逆的崩溃是获得，我们得到一个随机变化的潜力，作为第二个随机强迫。我们表明，在这种设置中，低惯性颗粒遵循气流和集群在统计稳态湍流的情况下，没有自重力的方式大致相同。然而，大的、高惯性的颗粒在自重存在的情况下被加速到高得多的平均速度。中等大小的颗粒也显示出聚集程度的增加。我们的结论是，自重力效应可以发挥重要的作用，聚集/凝聚的灰尘，即使在湍流系统，这是不是琼斯不稳定。特别是，大颗粒在星际介质中的碰撞率可能比以前的工作预测的要高得多。
2021-12-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Small-scale clustering of nano-dust grains in turbulent interstellar molecular clouds [Extended version]
利用高分辨率（$1024^3$）可压缩等温流体动力学湍流模拟方法研究了纳米尺度颗粒（纳米尘埃）的成簇和动力学，模拟了星际介质中冷分子云内部的条件。纳米尺寸的颗粒可以在湍流中聚集（小尺度聚集），这显著增加了局部颗粒密度。再加上湍流运动导致的相互作用速率增加，星际纳米尘埃的聚集可能是合理的。
2018-11-23 astro-ph.GA
On Graphene in the Interstellar Medium
最近Garcia-Hernandez等人（2011，2012）在几个行星状星云中报告了可能检测到C_{24}（一种平面石墨烯）的可能性，这激发了我们探索石墨烯是否以及有多少可能存在于星际介质（ISM）中，以及它如何通过紫外（UV）消光和红外（IR）发射来揭示其存在。原则上，星际石墨烯可能来自ISM中丰富的多环芳烃（PAH）分子的光化学处理，通过完全失去其氢原子和/或来自石墨，石墨被认为是ISM中的主要尘埃物质，通过颗粒-颗粒碰撞破碎引起的碎片化。量子化学计算和实验室实验都表明，石墨烯中激子主导的电子跃迁在2755埃附近产生了强吸收带。我们计算了石墨烯的紫外吸收，并将C/H的上限设定为~5 ppm（即，~1.9\%的星际C）对星际石墨烯丰度的影响。我们还模拟了石墨烯C_{24}在ISM中被星际辐射场的单个星光光子激发的随机加热，并计算了其红外发射光谱。我们还通过将模型发射光谱与ISM中观察到的发射光谱进行比较，推导出ISM中石墨烯的丰度为<5 ppm的C/H。
2017-10-13 astro-ph.GA
Grain-size evolution and rapid dust growth in high-redshift galaxies
Osaka University（大阪大学）；Scuola Normale Superiore（高等师范学校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Universiteit Gent（根特大学）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究提出一个包含多相星际介质中晶粒尺寸演化的星系演化模型，揭示了即使尘埃产量很低，通过超新星提供的小晶粒作为金属吸积种子，也能使大质量星系在z~7时达到高尘埃-恒星质量比，并成功复现紫外光度函数。
2026-06-04 astro-ph.GA
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
The Origin of the Dust Extinction Curve in Milky Way-like Galaxies
我们开发了一个宇宙学模型的尘埃颗粒在星系的大小分布的演变，以了解银河系尘埃消光曲线的起源。我们的模型认为，形成活跃的尘埃在演化的恒星，增长的吸积和凝聚，并通过粉碎，溅射和astration在ISM的星系在宇宙时间的破坏过程。我们的主要结果如下。在我们的宇宙学模型中，质量与银河系z~0相当的银河系表现出各种各样的消光定律，尽管其斜率和碰撞强度与银河系中观察到的范围相当。银河系的祖先有更陡峭的斜坡，只有在$z \approx 1$处才能变平到与银河系相当的斜坡。这归因于后期/高金属含量环境中晶粒生长速率的增加，从而推高了大晶粒与小晶粒的比率，其次依赖于石墨与硅酸盐的比率演变。紫外线的强度主要取决于石墨与硅酸盐的比例，并且在z=3和z=0之间的类MW星系中保持大致恒定，尽管表现出轻微的变化。我们的模型跨越可比区域的颠簸斜率空间的视线在银河系中，虽然有一个缺乏明确的关系模型的斜率和颠簸强度由于小规模波动的颠簸强度。我们的模型自然会产生一些非银河系的类似物的斜率一样陡峭的LMC和SMC的金属贫星系，虽然值得注意的是，平均而言，碰撞强度太大时，麦哲伦云相比。这是由于我们同时演化石墨和硅酸盐的粒度分布，这是一个过度简化的事实。我们的模型提供了一个新的框架来研究宇宙时间内星系中尘埃消光曲线的起源和变化。
2020-12-07 astro-ph.GA
