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
Variation of the ultraviolet extinction law across the Taurus-Auriga star forming complex. A GALEX based study
金牛座-御夫座分子复合体（TMC）是研究低质量恒星形成的主要实验室。预计星际尘埃的密度和性质在整个TMC中会有所不同。这些变化跟踪重要的过程，如尘埃成核或磁场与云的耦合。在这篇文章中，我们展示了如何结合近紫外（NUV）和红外（IR）光度法可以用来推导2175年的碰撞强度，从而在尘埃颗粒的粒度分布中的小尘埃颗粒和多环芳烃的丰度的任何增强。这种技术被应用到由GALEX全天巡天（AIS）绘制的TMC的包络。从GALEX-AIS和2 MASS星表中检索了紫外和红外光度数据。NUV和K波段的星计数已被用来识别云包层中的区域，其中2175隆起比扩散ISM中的弱，即金牛座的L1495，L1498和L1524，御夫座的L1545，L1548，L1519，L1513和加利福尼亚地区的L1482-83的低柱密度扩展。这一发现与以前的结果一致的尘埃演化来自斯皮策数据，并表明尘埃颗粒开始去耦的环境银河磁场已经在信封。
2015-03-09 astro-ph.GA
Expected dust grain size distributions in galaxies detected by ALMA at $z>7$
高红移星系中的尘埃特性为宇宙中尘埃的起源提供了线索。虽然在星系中观测到了红移为$z>7$的尘埃，但仅从尘埃总量来确定主要的尘埃源是困难的。因此，我们计算了粒度分布的演变，期望不同的尘埃源预测不同的粒度分布。利用恒星形成时间尺度和文献数据约束下的重子总质量，计算了粒子尺寸分布的演化。为了解释ALMA探测到的$z>7$星系中的总尘埃质量，以下两种解决方案是可能的：（i）恒星喷出物中的高尘埃凝聚效率，以及（ii）有效的吸积（通过吸积星际介质中的气相金属来增加尘埃）。我们发现，这两种情况下预测显着不同的粒度分布：在（i），灰尘是由大颗粒（$a\gtrsim 0.1~μ$ m，其中$a$是颗粒半径）为主，而在（ii），小颗粒（$a\lesssim 0.01~μ$ m）的丰度显着增强吸积。因此，预期消光曲线在（ii）中比在（i）中陡得多。因此，我们得出结论，消光曲线提供了一个可行的方法来区分在星系演化的早期阶段占主导地位的尘埃源。
2019-09-19 astro-ph.GA
Modelling dust processing and the evolution of grain sizes in the ISM using the method of moments
星际尘埃颗粒没有一个明确的起源。恒星显然是尘埃的制造者，但也是宇宙尘埃的有效破坏者。ISM中的粉尘破坏被认为是SN冲击撞击环境ISM气体（和粉尘）的结果，并导致离子溅射速率增加，从而减少粉尘质量。另一方面，位于冷分子云中的颗粒可以通过冷凝而生长，从而提供了补充机制，甚至是尘埃形成的主要渠道。在稠密的环境中，颗粒可能凝结并形成大的复合颗粒和聚集体，如果颗粒以足够大的能量碰撞，它们可能被粉碎，形成一系列较小的碎片颗粒。本文提出了一种统计建模方法，使用矩量法，这是计算非常便宜，因此可能是一个有吸引力的选择时，结合粉尘处理，例如，星际气体动力学的详细模拟作为一个例子，提出了一个类似太阳邻域的星际尘埃演化玩具模型。
2016-06-07 astro-ph.GA
Using cm Observations to Constrain the Abundance of Very Small Dust Grains in Galactic Cold Cores
在这个分析中，我们说明了如何相对较新的发射机制称为旋转尘埃可以用来表征尘埃颗粒在星际介质。我们证明了这一点，通过使用旋转的尘埃排放观测，以限制非常小的尘埃颗粒（$\lesssim$ 10 nm）在银河系冷核样本的丰度。使用的物理性质的核心在我们的样品作为输入到旋转的尘埃模型，我们预测的预期水平的发射波长为1厘米的四个不同的非常小的尘埃颗粒丰度，我们通过比较1厘米CARMA观测约束。对于我们所有的核心，我们发现一个非常小的颗粒耗尽，我们认为这是由于晶粒生长的过程。这项工作代表了第一次旋转的尘埃排放已被用来限制星际尘埃颗粒的物理性质。
2015-11-20 astro-ph.GA
Galactic cold cores V. Dust opacity
银河系冷核项目对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克卫星调查发现了冷而紧凑的团块。来源范围从无星团块到原恒星核心。我们检查了116个赫歇尔场，以估计亚毫米尘埃不透明度及其变化。亚毫米尘埃不透明度是从赫歇尔数据中得出的，背景恒星变红的近红外观测结果被转换成近红外光学深度。我们研究了影响这些参数的系统误差，并使用建模来校正预期偏差。250 μ m和J波段不透明度的比值与云的位置和恒星形成活动有关。我们发现tau（250 μ m）/tau（J）的中值比值=（1.6+-0.2）*10^-3，这是弥散介质中平均值的三倍多。假设光谱指数β =1.8而不是β =2.0，则该值将降低约30%。没有显着的系统性变化与银心距离或银河系的高度。tau（250 um）/tau（J）图显示了6个亚毫米不透明度明显增加的区域，其不透明度高达tau（250 um）/tau（J）~ 4*10^-3。这些都是具有高柱密度的空间分辨团块的附近区域。我们解释的增加，在远红外不透明度作为一个迹象的晶粒生长的致密和最冷的地区的星际云。
2015-01-28 astro-ph.GA
Constraining the Porosities of Interstellar Dust Grains
我们目前的理论计算的X射线散射性质的多孔颗粒聚集体与橄榄石单体。这些聚集体的小角度和大角度散射特性分别由颗粒的全局结构和子结构决定。我们根据聚集体的光学和X射线性质构造了两种诊断方法R_X和T_X，并将它们应用于银河系双星GX 13 +1周围尘埃晕的Chandra测量。排除孔隙率高于约0.55的颗粒聚集体。未来的高精度观测的X射线尘埃晕连同详细的模拟的X射线散射特性的多孔颗粒混合物将进一步限制多孔颗粒聚集体的存在下，在一个给定的尘埃人口。
2009-06-04 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
From small dust to micron-sized aggregates: the influence of structure and composition on the dust optical properties
本研究以微米级尘埃颗粒为试点样本，用离散偶极子近似计算其光学性质，发现结构和孔隙率会显著影响红外与毫米波段性质，无法用球体近似，强调尘埃生长模型对构建致密星际介质尘埃模型的重要性。
2025-04-29 astro-ph.GA
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
Mechanical Torque Disruption of Dust Grains Induced by Supernova Shock Waves
本文通过三维流体动力学模拟后处理，研究超新星激波在星风泡内对既有及新凝结尘埃颗粒的机械力矩破坏效应，发现其时标长于动力学溅射、与颗粒碎裂相当，主要由高颗粒漂移速度驱动。
2025-03-10 astro-ph.GA
Chemical Kinetics Simulations of Ice Chemistry on Porous Versus Non-Porous Dust Grains
星际尘埃颗粒物质的孔隙度很难定义，尽管最近的研究表明这些颗粒可能是高度多孔的。除了影响尘埃的光学性质外，孔隙度还可能影响尘埃颗粒表面的化学反应，通过增加表面积，增强局部结合能，以及在颗粒上形成冰帽时将分子捕获在孔隙内的可能性。通过计算动力学模拟，我们研究星际颗粒表面化学和冰的成分是如何受到底层尘埃颗粒材料的孔隙度的影响。使用一个简单的程序，理想化的三维尘埃颗粒的构造，原子由原子，不同程度的孔隙度。扩散化学，然后在这些表面上模拟使用非晶格微观蒙特卡罗化学动力学模型，MIMICK，假设物理条件适合暗星际云。在多孔的颗粒表面上，主要由水组成的冰帽的积聚导致孔隙被覆盖，留下空的口袋。一旦孔隙被完全覆盖，化学和结构行为与相同尺寸的无孔颗粒相似。颗粒孔隙存在的最突出的化学效应是捕获在颗粒表面上形成的分子氢，在颗粒孔隙内的冰和空隙内。以这种方式捕获H2可能表明，当冰开始形成时，其他挥发性物质，如不包括在这些模型中的惰性气体，可能被捕获在尘埃颗粒多孔结构中。
2021-04-27 astro-ph.GA
ALMA observations of polarized emission toward the CW Tau and DG Tau protoplanetary disks: constraints on dust grain growth and settling
我们目前的偏振数据CW头和DG头，两个著名的II类磁盘/喷流系统，获得与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列在870 $μ$ m和0。“2平均分辨率。在CW Tau中，总发射和偏振发射都是平滑和对称的，偏振角几乎平行于投影盘的短轴。相比之下，DG Tau显示出结构化的偏振发射，在盘的近侧有一个细长的较亮区域，在大约0。“三是源头。同时，总强度在空间上是平滑的，没有特征。在内部区域中几乎平行于短轴的偏振图案在外部带中变为方位角，这可能是因为光学深度的下降。在CW Tau和DG Tau中，极化分数的平均值分别为1.2%和0.4%。我们的结果是一致的偏振尘埃热辐射的自散射。在该假设下，对极化有贡献的晶粒的最大尺寸对于CW Tau在100 - 150 $μ$ m的范围内，对于DG Tau在50 - 70 $μ$ m的范围内。偏振图结合尘埃不透明度的估计表明，这些颗粒分布在CW Tau的几何薄层中，代表了在磁盘中平面的解决。与此同时，对于DG头来说，这种沉降尚未明显。这些结果表明，在研究原行星盘的结构和演化过程中，偏振研究是对总辐射观测的一个基本补充。
2018-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Indirect evidence of significant grain growth in young protostellar envelopes from polarized dust emission
在恒星形成的过程中，尘埃颗粒是如何以及何时开始成长为鹅卵石的，这是恒星和行星形成的一个基础问题。我们计算了偏振辐射转移从一个模型的太阳型原恒星的核心，使用POLARIS代码，调整尘埃颗粒与当地的磁场，辐射扭矩（RAT）理论。我们测试的依赖性所产生的灰尘偏振发射的灰尘尺寸分布的最大粒径在信封规模，从amax = 1微米到50微米。我们的工作表明，在RAT对齐的框架中，需要大的尘埃颗粒产生偏振尘埃辐射，其水平类似于目前在毫米波长的太阳型原恒星包络中观察到的水平。考虑到目前的理论困难，在典型的原恒星包层条件下排列大部分小的类ISM颗粒，我们的结果表明，在坍缩开始后不到10^5年的时间里，在最年轻的天体中，颗粒生长（通常> 10微米）可能已经在100-1000 au的尺度上取得了显著的进展。对尘埃偏振发射的观测可能为探索尘埃的原始性质和描述微行星形成的初始条件开辟一条新的途径。
2019-07-25 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$\lesssim 20$ <$m处是统一的。由于我们的建模，我们成功地获得了一个尘埃演化模型，解释MW消光曲线和尘埃排放SED在同一时间。
2022-11-18 astro-ph.GA
Dynamics of dust grains in turbulent molecular clouds. Conditions for decoupling and limits of different numerical implementations
分子云中的尘埃颗粒动力学受其与超音速湍流气体运动的相互作用的调节。尘埃颗粒从气体动力学中分离出来的条件仍然没有得到很好的限制。我们的第一个目标是调查的临界尘埃颗粒大小的动力学解耦，使用分析预测和数值实验。其次，我们的目标是设置两个根本不同的数值实现的湍流分子云中的尘埃和气体混合物的演变的有效性范围。我们进行了一套数值实验，使用两种不同的计划。首先，我们在欧拉网格上的终极速度近似（TVA）中使用了单流体形式。其次，我们使用了一个双流体的计划，其中尘埃动力学处理的拉格朗日超粒子，和气体动力学的欧拉网格。单流体的结果与理论上的临界尺寸解耦。我们报告的尘埃动力学解耦斯托克斯数St>0.1，即，灰尘颗粒的$s>4~μ$米的大小。我们发现，TVA是非常适合的晶粒尺寸为10 $μ$ m的分子云，特别是在致密的地区。然而，在St>1的低密度材料中测得的最大粉尘富集度值得怀疑。在拉格朗日尘埃实验中，我们表明，结果的影响，对所有的尘埃粒径的数值。当St<<1时，高密度区的沙尘动力学主要受人为捕获的影响，导致沙尘浓度的虚假变化。当St>1时，最大尘埃富集度由用于气体动力学的网格分辨率调节。因此，以前类似的数值计算工作的结果应该重新考虑我们在这项研究中强调的局限性。亚微米尘埃颗粒的尘埃富集不太可能发生在分子云的致密部分。
2023-01-12 astro-ph.GA
High Resolution Observations of Dust Continuum Emission at 340 GHz from the Low-mass T Tauri Star FN Tauri
FN Tau是一个非常低质量的金牛座T星的罕见例子，在近红外散射光中表现出空间分辨的星云。为了直接获得FN Tau周围星周盘的参数，使用亚毫米波阵列（SMA）进行了340 GHz的尘埃连续辐射观测。在FWHM约为0.7”的合成光束下，观测到了点状尘埃连续辐射。根据对能见度曲线的分析，辐射半径估计为<= 0.29”，相当于41天文单位。这比星云的半径要小得多，星云较亮部分的半径为1.85”，为1.6微米。SMA观测到的340 GHz连续辐射和λ <= 70 μ m处的测光数据可以用幂律盘模型来解释，如果尘埃质量不透明度指数（β）假定为0-2，则该模型的外半径和质量分别为41 AU和（0.24 - 5.9）x 10^{-3} M_{sun}。圆盘模型不能完全重现IRAM 30米望远镜获得的230 GHz的通量密度，这表明SMA观测中遗漏了另一个扩展的“晕”成分。通过要求使用SMA不能检测到光环，光环大小的下限被评估为在174 AU和574 AU之间，具体取决于假设的β值。晕的物理性质尚不清楚，但它可能是在幂律盘模型中描述不好的星周盘的周边，或者是具有扁平结构的原恒星包层的残余。
2010-02-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
NIKA2 observations of dust grain evolution from star-forming filament to T-Tauri disk: Preliminary results from NIKA2 observations of the Taurus B211/B213 filament
本研究利用IRAM 30米望远镜的NIKA2相机观测Taurus B211/B213丝，推导尘埃发射率指数β，发现β从丝和前恒星核到原恒星核再到T-Tauri盘逐渐减小，揭示了尘埃颗粒在1-2 Myr内从均匀到显著增大的演化过程。
2023-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
An asymmetric dust ring around a very low mass star ZZ Tau IRS
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）在7波段（339 GHz：0.89 mm）对一颗质量很低的恒星ZZ~Tau~IRS周围的原行星盘进行了气体和尘埃的观测，空间分辨率为0 \farcs 25。$^{12}$ CO~ $J=3\rightarrow2$位置-速度图表明ZZ~Tau~IRS的动力学质量为$\sim$ 0.1- 0.3 ~ $M_{\sun}$ .该盘的总通量密度为273.9 mJy，相当于尘埃的估计质量为24- 50 ~ $M_\oplus$。尘埃辐射图显示在$r=$ 58 au处有一个环，在$r=$ \jh{45} au处有一个方位不对称，位置角为135 \degr。这种不对称性的性质，包括径向宽度、长宽比、对比度和对总通量的贡献，与中等质量恒星（$\sim$ 2~ $M_{\sun}$）（如MWC~758和IRS~48）周围的不对称性相似。这意味着ZZ~Tau~IRS盘中的不对称性与其他盘有着相似的起源，尽管恒星的质量要小$\sim$ 10倍。我们的观察还表明，磁盘的内部和外部部分可能是错位的。总之，ZZ~Tau~IRS盘显示了在几百万年前形成$\sim$ 10 au尺度的巨行星的证据。如果得到证实，它将挑战现有的核心吸积模型，在这些模型中，这样的行星被预测在非常低质量的恒星周围非常难以形成。
2021-03-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT) III: The interplay between gas and dust in the protoplanetary disk of DG Tau
行星在原行星盘中形成，并继承了它们的化学成分。因此，了解磁盘的分子内容至关重要。我们的目标是表征DG Tau盘中分子的分布和丰度。在ALMA金牛座外流源的化学调查（ALMA-DOT）的背景下，我们分析了ALMA在H2 CO 3（1，2）-2（1，1），CS 5-4和CN 2-1中的DG Tau盘的观测，在~0.15”，即~18 au在121 pc。H2 CO和CS起源于1.3mm尘埃连续体边缘的盘环，CS探测相对于H2 CO的外盘区域（分别在~70和~60 Au处达到峰值）。CN起源于最外层的磁盘/信封区峰值在~80 Au。H2 CO主要由磁盘发射，而CS探针也可能吸积到磁盘上的两个流的材料与发射的峰值流连接到磁盘。环和盘高平均柱密度为~2.4-8.6e13 cm-2（H2 CO）、~1.7-2.5e13 cm-2（CS）和~1.9-4.7e13 cm-2（CN）。非锐化掩模揭示了一个环的增强尘埃排放在~40 AU，即外面的CO雪线（~30 AU）。CS和H2 CO排放是共空间的，表明它们是化学联系的。在1.3mm连续谱边缘观察到的分子发射环可能是由于尘埃不透明度效应和/或内盘中的continunum过减;以及在mm尘埃边缘增加的UV渗透和/或温度反演，这将导致这些分子的气相形成和解吸。此外，H_2CO和CS的来源于尘埃辐射增强环之外，这也与0.87mm处的线偏振变化相吻合。这表明…
2020-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The long wavelength view of GG Tau A: Rocks in the Ring World
我们提出了第一次检测GG Tau A在厘米波长，与弧分钟Microkelvin成像仪大阵列（AMI-LA）在16 GHz的频率（λ = 1.8 cm）。在大于6 σ rms处探测到该源，积分通量密度为S = 249+/-45 μJy。我们使用这些新的厘米波数据，结合从文献中编译的其他测量，研究这个不寻常的原行星系统的尘埃排放的长波长尾巴。我们使用MCMC为基础的方法来确定极大似然参数的一个简单的参数化光谱模型，并考虑不透明度和质量的尘埃有助于微波发射。我们推导出一个大约为0.1太阳质量的尘埃质量，限制发射区的尺寸，发现λ > 7 mm处的不透明度指数小于1，这意味着尺寸超过4 cm的颗粒对尘埃种群的贡献。我们认为，这表明GG Tau A系统内的凝结已经进行到尘埃颗粒已经生长到几厘米大小的小岩石的程度。考虑到相对年轻的GG Tau协会的年龄，结合低派生盘质量，我们认为，该系统可能提供一个有用的测试案例快速核心吸积行星形成模型。
2013-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Polarization in Four Protoplanetary Disks at 3 mm: Further Evidence of Multiple Origins
我们提出了四个II类原行星盘（DG Tau，哈罗6-13，RY Tau，和MWC 480）采取的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3毫米的偏振观测。观察到的偏振形态分为两个不同的类别：方位角偏振（DG Tau和哈罗6-13）和偏振平行于磁盘短轴（RY Tau和MWC 480）。在毫米和亚毫米波长的磁盘偏振机制负责目前正在辩论中。在这封信中，我们调查了两种机制能够产生偏振尘埃排放的磁盘：自散射和晶粒排列的辐射各向异性。DG Tau和Haro 6-13的偏振形态与辐射对准的预期大致一致（尽管辐射对准仍然不能解释这些圆盘中看到的所有特征），而RY Tau和MWC 480与自散射更一致。极化形态的这种变化可能提供了来源之间尘埃颗粒大小差异的证据。
2021-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spinning Dust Emission from Wobbling Grains: Important Physical Effects and Implications
本文综述了包括多环芳烃（PAHs）在内的快速旋转微小尘埃粒子电偶极辐射模拟的主要进展。我们首先总结了Draine和Lazarian提出的旋转尘埃的原始模型以及最近改进Draine和Lazarian模型的理论结果。该评论的重点是重要的物理效应，被忽略在早期的研究中，为了简单起见，最近占我们，包括晶粒摆动由于内部弛豫，单离子碰撞的脉冲激发，三轴晶粒形状，电荷波动，和天体物理环境的湍流性质。讨论了旋转粉尘排放对微小粉尘物理性质和环境条件的约束意义。我们讨论了微小尘埃颗粒的排列和偏振旋转尘埃发射的可能性。本文还讨论了对微小颗粒取向和旋转尘埃发射极化的限制。
2012-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dual-Wavelength ALMA Observations of Dust Rings in Protoplanetary Disks
我们介绍了新的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测金牛座的三个原行星盘在2.9\，mm和比较与以前的1.3\，mm的数据都在角分辨率为$\sim0.''1$（15\，au的金牛座的距离）。在单环盘DS Tau，双环盘GO Tau和多环盘DL Tau中，在两个波长处检测到相同的环，径向位置从50到120 μ m。为了量化的粉尘排放形态，所观察到的vibrium建模与径向强度分布的参数处方。圆盘外半径取为模型强度分布中包围的总通量的95%，在三个圆盘的两个波长处是一致的。尘埃演化模型表明，尘埃捕获在当地的压力最大值在外盘可以解释所观察到的模式。尘埃环大部分尚未解决。在DS Tau中边缘解析的环在较长波长处显示出一个暂时较窄的环，这是有效的尘埃捕获所预期的观测特征。光谱指数（$α_{\rm mm}$）向外增加，并表现出局部最小值，对应于尘埃环的峰值，表明在整个磁盘的颗粒特性的变化。尘埃环中较低的光学厚度（$τ\sim$在2.9mm处为0.1- 0.2，在1.3mm处为0.2- 0.4）表明，尘埃环中的颗粒可能已经生长到毫米大小。原行星盘中无处不在的尘埃环改变了尘埃颗粒的整体动力学和演化，可能为新一代行星形成铺平了道路。
2020-06-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of grain size distribution on the interstellar dust mass growth
星际云中金属吸积造成的颗粒增长（称为“颗粒增长”）可能是决定星系中尘埃含量的主要过程之一。本文论证了晶粒尺寸分布对晶粒长大的重要性。首先，我们推导出一个分析公式，给出了在任何初始粒度分布的单个云的晶粒生长后的粒度分布。晶粒生长的时间尺度对晶粒尺寸分布非常敏感，因为晶粒生长主要受晶粒的表面积与体积比的调节。接下来，我们实施的结果，随着星际介质中的颗粒形成和破坏的整个星系系统的尘埃富集模型的颗粒生长，发现在云的颗粒生长在附近的星系中的尘埃含量，除非颗粒大小是强烈的偏见的大小大于$\sim 0.1 \micron$或功率指数的颗粒大小分布是浅于$\sim -2.5$。在一定的金属丰度水平下（Asano et al. 2011和Inoue 2011中称为临界金属丰度），云中的颗粒生长有助于尘气比的快速增加，我们发现这对颗粒尺寸分布很敏感。因此，颗粒生长不仅有效地增加了附近星系的尘埃质量，而且还增加了金属丰度大于临界值的高红移类星体的尘埃质量。我们的晶粒生长配方适用于任何粒度分布，并很容易实现到任何框架的尘埃富集星系。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Composite Circumstellar Dust Grains
本文计算了含石墨和碳化硅的复合硅酸盐颗粒在5- 25 $\rm μm$光谱范围内的吸收效率。我们研究了吸收曲线随夹杂物体积分数的变化。特别是，我们研究了在10和18 $\rm μm$的峰值吸收波长的变化。我们还研究了多孔硅酸盐颗粒的吸收的变化。利用吸收效率计算了不同尘埃温度下的红外辐射通量，并与IRAS和Spitzer卫星观测到的一些M型AGB星周围星周尘埃的红外辐射通量进行了比较。我们解释观测数据的拱星尘埃颗粒大小，形状，成分和尘埃温度。
2016-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical conditions for dust grain alignment in Class 0 protostellar cores I. Observations of dust polarization and molecular irradiation tracers
对0级原恒星的高角分辨率观测已经产生了这些年轻的嵌入物体的包络中的偏振尘埃发射的详细地图。有趣的是，ALMA带来的灵敏度提高揭示了偏振分数的广泛动态范围，特定位置隐藏着大量的偏振尘埃排放。我们的目的是表征的晶粒排列条件和尘埃的性质负责观察到的偏振尘埃发射的内信封（~1000金）的0类原恒星。我们分析了与ALMA获得的偏振尘埃发射图，并将其与特定分子示踪剂的分子线发射图进行比较，主要是CCH，这使我们能够探测尘埃颗粒排列理论中的关键组成部分之一：照射场。我们发现，CCH峰值朝向外流腔壁，在那里的偏振尘埃排放也得到加强。我们的分析提供了一个试探性的极化强度和CCH发射的形态之间的相关性，这表明照射在腔壁上的辐射场有利于在这些地区的晶粒排列和温暖的碳链化学。我们认为，沿外流腔壁发生的冲击可能是一个额外的光子源，有助于尘埃颗粒排列。然而，核心的某些部分，例如赤道平面，表现出增强的偏振通量，尽管没有观察到辐射驱动的化学反应，例如在辐射扭矩理论上不够有效的情况下。这表明，额外的物理条件，如源的几何形状和尘埃颗粒的演变，可能发挥作用的颗粒排列。
2022-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Mechanical Alignment of Dust (MAD) I: On the spin-up process of fractal grains by a gas-dust drift
本研究探讨了气尘漂移引发的尘埃机械排列（MAD）机制，通过MC模拟分析分形颗粒的自旋加速效率，发现亚声速漂移足以使颗粒稳定排列并产生高偏振效率，在标准RAT理论失效时可作为替代机制解释尘埃偏振观测。
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
A dust and gas cavity in the disc around CQ Tau revealed by ALMA
ALMA提供的高分辨率和灵敏度的结合正在彻底改变我们对原行星盘的理解，因为它们的大量气体和尘埃分布可以独立研究。在本文中，我们提出了解决ALMA观测连续发射（$λ=1.3$毫米）和CO同位素（$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O $J=2-1$）的综合强度从附近的光盘（$d = 162$ pc），中间质量（$M_{\star}=1.67\,M_{\odot}$）前主序星CQ Tau。数据表明，在连续的内部抑郁症，并在$^{13}$ CO和C $^{18}$ O发射。我们采用了热化学模型的光盘再现连续和气体径向强度分布，连同光盘SED。该模型表明，需要一个气体内腔的大小之间的15和25 au的再现数据与密度耗尽因子之间的$\sim 10^{-1}$和$\sim 10^{-3}$。尘埃连续体中不同空腔的径向轮廓由以$R_{\rm dust}=53\,$ au为中心、宽度为$σ=13\,$ au的高斯环描述。三维气体和尘埃的数值模拟与嵌入式行星盘在一个分离的中心恒星的$\sim20\,$ au和质量的$\sim 6\textrm{-} 9\,M_{\rm Jup}$再现定性的气体和尘埃配置文件的CQ头盘。然而，一个行星模型似乎无法重现使用热化学模型预测的尘埃高斯密度分布。
2019-05-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamics, Destruction, and Survival of Supernova-Formed Dust Grains
观测表明，超新星可以有效地产生尘埃。这与超新星和渐近巨星分支星是宇宙中尘埃的主要生产者的假设是一致的。然而，有一个长期存在的问题是，在年轻超新星遗迹内部检测到的尘埃中有多少可以逃逸到星际介质中。我们提出了新的流体动力学计算的尘埃颗粒，形成在致密的喷出物团块内的一个Cas A-样的残余物的演变。我们跟随颗粒的动力学，因为它们在它们的团块被反向冲击击中后与气体分离。它们随后在穿越残骸时受到热溅射和动力溅射的破坏。足够大的颗粒（硅酸盐颗粒为$\sim 0.25\,μ$ m，碳质颗粒为$\sim 0.1\,μ$ m）逃逸到星际介质中，而较小的颗粒则被捕获和破坏。然而，到达星际介质的粒子仍然具有很高的速度，并且随着它们的减速而受到进一步的破坏。我们发现，对于初始粒度分布，包括大（$\sim 0.25 - 0.5\,μ$ m）颗粒，10- 20\ %的硅酸盐颗粒可以生存，而30- 50\ %的碳质颗粒生存，即使当初始粒度分布截止在较小的（$0.25\,μ$ m）尺寸。对于一颗19 M的$_{\odot}$恒星来说，如果形成的尘埃颗粒很大，那么与Cas A的祖先相似，高达0.1 M的$_{\odot}$尘埃可以存活下来。因此，我们表明，在适当的条件下，超新星可以是星际尘埃的重要来源。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining dust properties in Circumstellar Envelopes of C-stars in the Small Magellanic Cloud: optical constants and grain size of Carbon dust
我们提出了一种新的方法，旨在限制典型的大小和光学性质的碳尘埃颗粒在拱星信封（CSE）的富碳恒星（C星）在小麦哲伦云（SMC）。为了实现这一目标，我们应用我们最近的尘埃生长的描述，再加上辐射转移代码的CSE的C-恒星沿TP-AGB的演变，我们计算光谱和颜色。然后，我们比较我们的建模颜色在近红外和中红外（NIR和MIR）波段与观察到的，测试不同的假设，在我们的尘埃计划，并采用几个数据集的光学常数的碳尘埃在文献中。在我们的尘埃方案中采用的不同假设改变了产生的碳颗粒的典型尺寸。我们通过选择粒度和光学常数的组合来约束碳粉的性质，该组合最好同时在NIR和MIR中再现几种颜色。在某些情况下，光学性质和粒度的不同选择导致NIR和MIR颜色的差异大于两个数量级。我们的结论是，所观察到的NIR和MIR颜色的完整集合最好由尺寸在$\sim$ 0.035和$\sim$ 0.12~ $μ$ m之间的小颗粒再现，而不是由尺寸在$\sim0.2$和$0.7$ ~ $μ$ m之间的大颗粒再现。大颗粒不能再现近红外和中红外颜色似乎与所采用的光学数据集无关。我们还发现了一个可能的趋势，这些恒星的CSE的质量损失和/或碳过剩的晶粒尺寸。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Porous Dust Particles in Protoplanetary Disks: Application to the HL Tau Disk
本研究通过考虑多孔尘埃的不透明度与自散射偏振特性，并用贝叶斯方法拟合HL Tau盘的ALMA与VLA观测，解释连续谱与偏振约束的颗粒尺寸矛盾。
2023-05-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Does HL Tau Disk Polarization in ALMA Band 3 Come from Radiatively Aligned Grains?
在ALMA时代，（亚）毫米尘埃连续体中的圆盘偏振是一个快速发展的领域。它开辟了令人兴奋的可能性，检测和表征磁场和晶粒生长的磁盘周围的年轻恒星物体。然而，使用偏振探测磁盘属性，它的产生机制必须首先确定。到目前为止，传统的机制，包括磁性排列的晶粒未能解释在大多数磁盘中检测到的偏振模式。这对于ALMA波段3（波长$\sim 3$ mm）中HL Tau的倾斜盘尤其如此，其具有椭圆偏振图案。椭圆图案被认为是尘埃颗粒的偏振发射的证据，这些尘埃颗粒的长轴垂直于辐射通量的方向。我们发现，即使在倾斜的磁盘，如HL头的辐射对齐的晶粒产生一个圆形，而不是椭圆形，偏振模式。椭圆偏振模式可以产生，如果颗粒之间的旋转速度通过黄金机制的尘埃和气体之间的差异，空气动力学对齐。然而，一个强大的方位角变化的偏振强度预计辐射和气动对准，但没有观察到在HL Tau盘在ALMA带3。我们的结论是，这两种机制都不能单独解释的数据和起源的3毫米偏振仍然是一个谜。我们推测，这个谜可能是解决的直接排放和散射的空气动力学排列的颗粒相结合。
2018-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High circular polarization of near infrared light induced by micron-size dust grains
利用三维辐射转移计算方法研究了恒星形成区近红外线的圆偏振诱导。模拟跟踪在每个散射/吸收过程中的含尘气体板组成的定向颗粒的斯托克斯参数的变化。我们发现，CP度显着扩大，根据灰尘颗粒的尺寸增加和超过$\sim 20$ %的微米级颗粒。因此，如果微米尺寸的颗粒占主导地位的尘埃气体板，高CP周围观察到的发光的年轻恒星物体可以解释。CP的分布呈现不对称的四极图案，与晶粒尺寸无关。此外，我们发现CP度依赖于尘埃气体板片的相对位置。如果一个尘埃气体板位于恒星形成区的后面，那么在$1.0~{\rm μm}$尘埃颗粒的情况下，CP达到$\sim 60$ %。因此，我们认为，所观察到的CP地图的品种可以解释由不同的尘埃颗粒的尺寸分布和配置的排列颗粒。
2020-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Grain Properties in the Disk of HL Tau with an Evolutionary Model
我们的模型ALMA和VLA毫米径向轮廓的磁盘周围HL头约束的尘埃颗粒的属性。我们采用Lynden-Bell & Pringle的盘演化模型，计算了它们的温度、密度、结构和辐射。这些盘被内部粘性加热，并被中心恒星和温暖的包层照射。我们考虑一个尘埃粒度分布$n(a) da \propto a^{-3.5} da $，并改变大气和中平面的最大粒度，$a_{\rm max}=100\ μ$ m，1 mm和1 cm。我们还包括粉尘沉降，并将粉尘与气体的质量比从ISM值的1倍变化到9倍。我们发现，模型，可以适应所观察到的水平的发射沿所有波长的配置文件有一个最大晶粒尺寸$a_{\rm max} = 100 \ μ$ m的气氛，和一个中平面与$a_{\rm max}=1$厘米。圆盘的子结构，与赤字的排放在差距，可能是由于在这些地区的尘埃性质，是不同于那些在环。我们测试的不透明效果（不同的$a_{\rm max}$）和灰尘质量赤字（更小的灰尘气体质量比）的差距。我们发现，更好地再现的排放曲线的模型与灰尘赤字的差距，虽然组合效应也是可能的。这些模型的总尘气质量比是ISM值的两倍，需要达到7.8 mm VLA剖面的排放水平。
2019-11-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA view of the HL Tau Disk - Disk Mass, Grain Evolution, and Early Planet Formation
第一次长基线ALMA活动将年轻恒星HL Tau周围的圆盘分解为一些轴对称的明亮和黑暗环。尽管HL Tau的年龄非常年轻，但这些结构已被解释为（原）行星存在的标志。ALMA图像引发了许多基于盘-行星相互作用，磁驱动盘结构和颗粒演化的理论研究。特别令人感兴趣的是盘的内部，预计类地行星将在那里形成。然而，从HL Tau的这些区域的发射原来是光学厚在所有ALMA波长，防止表面密度分布和粒度分布的推导。在这里，我们提出了最敏感的图像HL头获得的日期与卡尔G。Jansky甚大阵列在7.0毫米波长的空间分辨率相当于ALMA图像。在这样长的波长下，HL Tau的尘埃辐射在光学上是薄的，这使得对内部盘的全面研究成为可能。我们得到一个总盘尘埃质量为0.001 - 0.003兆太阳，这取决于假设的不透明度和磁盘温度。我们的光学薄的数据也表明快速晶粒生长，破碎，并形成致密的团块在磁盘的内部致密的部分。我们的研究结果表明，HL Tau盘实际上可能处于行星形成的早期阶段，行星尚未在间隙中形成，而是在明亮的环中形成。
2016-03-18 astro-ph.EP 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
3D radiative transfer of intrinsically polarized dust emission based on aligned aspherical grains
对非球面尘埃粒子偏振辐射的（亚）毫米观测使我们能够研究原行星盘内的磁场。然而，对这些观察结果的解释是复杂的。必须考虑改变所测量的偏振信号的各种效应，例如尘埃颗粒的形状、颗粒排列的效率、磁场特性以及信号沿视线的投影。我们的目的是分析观测到的偏振尘埃排放的三维辐射转移模拟的背景下，解开的偏振信号的影响。为此，我们开发了一个程序，能够模拟尘埃颗粒的非球面颗粒的排列和热尘埃发射的本征偏振。我们发现热极化和尘埃颗粒排列对偏振辐射的影响表现为空间分辨的偏振图或光谱能量分布跟踪盘属性，而这些属性在总（非偏振）辐射中无法跟踪，例如磁场拓扑。在这项工作中提出的辐射转移模拟使三维分析的固有偏振尘埃排放-观察，例如，ALMA -这是必不可少的约束磁场属性。
2017-05-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice coverage of dust grains in cold astrophysical environments
在寒冷的天体物理环境中，宇宙固体的表面过程导致气相耗尽和分子复杂性。大多数天体物理模型假设分子冰形成了一个厚的多层基底，不与尘埃表面相互作用。相反，我们提出的实验结果表明多孔颗粒的表面的重要性。我们表明，宇宙尘埃颗粒可能只被几个单层的冰覆盖。这意味着，尘埃表面结构，成分和反应性的模型描述在寒冷的星际，原恒星和原行星环境中的表面过程的作用必须重新评估。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Motion and Possibility of Dust Growth in a Growing Circumstellar Disk
我们使用三维电阻磁流体动力学模拟计算了恒星形成云核的演化，将尘埃颗粒视为拉格朗日粒子，以研究恒星形成早期阶段的尘埃运动。我们准备了六组不同大小的尘埃颗粒，范围为$a_{\rm d}=0.01$-$1000\,μ$ m，其中$a_{\rm d}$是尘埃颗粒大小。在引力坍缩云中，原恒星周围形成一个星周盘，并驱动原恒星外流。几乎所有的小尘埃颗粒（$a_{\rm d} \lesssim 10$ - $100\,μ$ m）最初分布在区域$θ_0 \lesssim 45^\circ$的中心喷出的外流，其中$θ_0$是相对于旋转轴的初始天顶角，而只有少数的大尘埃颗粒（$a_{\rm d} \gtrsim 100\,μ$ m）分布在该地区被喷出。所有其他的粒子都落在原恒星或盘上，而没有被流出物喷射出去。无论尘埃颗粒大小如何，尘埃颗粒进入星周盘后，尘埃运动的行为分为两个趋势。从上包层到达内盘区域的尘埃颗粒优先落在原恒星上，而从包层到达外盘区域或盘外缘的尘埃颗粒可以在没有向内径向漂移的情况下存活下来。这些残存的颗粒会引起尘埃的生长。因此，我们预计外盘区域可能是行星形成的有利场所。
2022-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamics of Charged Dust in Magnetized Molecular Clouds
我们研究了湍流巨分子云（GMC）中大的带电尘埃颗粒的动力学。在主要为中性的稠密气体中，大量的尘埃颗粒表现为空气动力学颗粒，因此能够在尘气比中产生剧烈的小尺度波动。Hopkins & Lee（2016）直接模拟了超声波MHD湍流中中性尘埃颗粒的动力学，这是GMC的典型特征，并表明尘埃到气体的波动在小尺度上可以超过1000倍，对恒星形成，恒星丰度以及尘埃行为和生长具有重要意义。然而，即使在GMC中的主要中性气体中，尘埃颗粒也是带负电荷的，并且洛伦兹力是不可忽略的。因此，我们扩展了我们以前的研究，包括洛伦兹力对带电颗粒的影响（除了阻力）。对于小的带电颗粒（尺寸<0.1微米），洛伦兹力抑制尘埃与气体的比值波动，而对于大颗粒（尺寸>1微米），洛伦兹力基本上没有影响，这种趋势可以用尘埃磁化的简单理论很好地解释。在某些特殊的中间情况下，洛伦兹力可以增强尘气分离。无论如何，对于物理预期的缩放的尘埃电荷与粒度，我们发现最重要的影响取决于粒度（通过阻力方程）与洛伦兹力/电荷作为二阶校正。我们表明，我们考虑的动力学是由三个无量纲的数字在弱背景磁场的限制：湍流的马赫数，尘埃阻力参数（正比于晶粒尺寸）和尘埃洛伦兹参数（正比于晶粒电荷），这些使我们能够推广我们的模拟到广泛的条件。
2017-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
