Gas and dust temperature in pre-stellar cores revisited: New limits on cosmic-ray ionization rate
我们开发了一个自洽模型的平衡气体温度和大小依赖的尘埃温度在寒冷，致密的前星核，假设一个任意的幂律粒度分布的尘埃颗粒。适用于广泛的物理参数的紧凑的解析表达式推导和比较常用的标准模型的预测。建议将理论结果与观测结果相结合，使我们能够限制致密核中尘埃演化和宇宙射线电离率的程度，并有助于区分分子云中宇宙射线传输的不同制度。特别是，假设一个典型的MRN分布的颗粒大小，我们的理论表明，气体温度测量在前恒星核心L1544是一致的电离率高达$\sim 10^{-16}$ s $^{-1}$，一个数量级高于以前认为。
2019-09-09 astro-ph.GA
High-resolution synthetic UV-submm images for simulated Milky Way-type galaxies from the Auriga project
本文介绍了用SKIRT辐射转移程序计算的御夫座计划中30个星系的考虑尘埃衰减和尘埃发射的红移-零综合观测数据。后处理过程包括恒星形成区，恒星源，并考虑到随机加热的尘埃颗粒弥漫尘埃组件。这使我们能够获得逼真的高分辨率宽带图像和从紫外到亚毫米波长的通量。对于扩散的灰尘组件，我们考虑两种机制，分配灰尘的模拟中的气体细胞。在一种情况下，只有最低温度或最冷的气室才允许有灰尘，而在另一种情况下，放宽这一条件，允许更多的含尘气室。后一种方法产生的星系具有更大的径向尘埃范围和增强的尘埃存在于螺旋间区域。在全球范围内，我们比较御夫座星系的观测，通过推导尘埃标度关系，使用SED拟合。在一个解决的规模，我们做了一个多波长的形态比较与9个良好的解决螺旋星系从DustPedia观测数据库。我们发现，对于这两种尘埃分配方法，虽然御夫座星系显示出良好的整体协议与观测尘埃属性，他们表现出略高的比尘埃质量。多波长形态分析表明御夫座星系与观测星系在可见光波段上有很好的一致性。在中红外和远红外波段，御夫座星系与观测到的对应星系相比显得更小，更集中。我们公开发布的多观察者的图像和通量在50个常用的宽带过滤器。
2021-07-14 astro-ph.GA
Predictions for the spatial distribution of the dust continuum emission in 1<z<5 star-forming galaxies
我们提出了第一个详细的研究空间分辨尘埃连续辐射的模拟星系在1<z<5。我们运行的辐射转移代码SKIRT的亚毫米明亮的星系的样品从现实环境中的反馈（FIRE）项目。这些模拟的星系在z=2时达到银河系的质量。我们的建模提供了这些模拟星系的完整静止帧远紫外到远红外光谱能量分布的预测，以及它们在波长光谱上的发射的25 pc分辨率地图。在不同波段，衍生的形态有明显的不同，同一个星系经常出现cluerous和扩展在远紫外线，但在远红外波长的有序螺旋。我们的FIRE-2星系的870- $μ$ m半光半径约为0.5-4kpc，与现有的ALMA观测到的具有类似高红移和恒星质量的星系一致。在模拟和观测的星系中，尘埃连续辐射通常比冷气体和尘埃质量更紧凑，但比恒星成分更广泛。致密尘埃排放的最极端情况似乎是由最近特别致密的恒星形成驱动的，这会产生陡峭的尘埃温度梯度。我们的研究结果证实，尘埃连续辐射的空间范围是敏感的尘埃质量和SFR分布。
2019-05-30 astro-ph.GA
Dust Temperature Profiles in Dense Cores Associated With Massive Star-Forming Regions
利用APEX-12 m望远镜获得了南半球8个气尘云350~ $μ$ m的连续谱图。云与大质量恒星和团簇形成的区域有关，并且具有致密的核心。在半最大值水平上估计的核心尺寸为$\sim 0.1-0.2$ ~pc，核心质量和平均气体密度分别在以下范围内：$\sim 20-1000~M_{\odot}$和$\sim (0.3-7.3)\times 10^6$ ~cm $^{-3}$。将350~ $μ$ m的观测资料与1.2~mm的观测资料进行了比较。由两个波长的强度比卷积到相同的角分辨率，计算了视线上平均尘埃温度的空间分布。大多数物体的尘埃温度图与350~ $μ$ m处的强度空间分布相关。在核心中检测到粉尘温度随着离中心的距离而降低。在大多数情况下，尘埃温度分布接近线性。使用一个简单的球对称云模式，它表明，类似于观察到的温度廓线可以在一个模型与内部源通过改变密度廓线参数和设置$β$，一个幂律指数的尘埃发射率依赖于频率，常数。结果表明，尘埃温度的估计强烈依赖于公认的值的$β$。它被认为是如何可能的变化$β$在云中可以影响所获得的结果。
2023-01-11 astro-ph.GA
The Ubiquity of Micrometer-Sized Dust Grains in the Dense Interstellar Medium
冷分子云是恒星和行星的诞生地，在那里，致密的气体核心坍塌形成原恒星。混合在这些云中的尘埃被认为是由平均尺寸为0.1微米的颗粒组成的。我们报告了广泛检测到的coreshine效应作为一个直接的迹象，存在的成长，微米大小的尘埃颗粒。这种效应在我们调查中分析的一半核心中可以看到，跨越所有银河系，并且由核心内部属性和局部环境的变化主导，这意味着核心效应可以用来限制核心的基本属性，如三维密度结构和年龄以及颗粒特性本身。
2011-10-19 astro-ph.GA
Dust Evolution in Simulated Multiphase Galactic Outflows
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究通过高分辨率模拟揭示多相银河喷流中尘埃的演化过程，发现环境屏蔽和颗粒大小显著影响尘埃运输，热相主导尘埃在星系际介质中的分布。
2026-03-06 astro-ph.GA
Scattering from dust in molecular clouds: Constraining the dust grain size distribution through near-infrared cloudshine and infrared coreshine
上下文星际尺寸分布中最大的颗粒（0.5-1微米）在散射近红外和中红外辐射方面是有效的。因此，这些波长特别适合于探测仍然不确定的高端尺寸分布。目标。我们调查的外观变化的一个典型的低质量的分子核心从Ks（2.2微米）带斯皮策IRAC 3.6和8微米带，并与模型计算，其中包括粒度分布的变化进行比较。方法.我们结合斯皮策IRAC和地面近红外观测来表征在近红外和中红外波长从核心L260观察到的散射光。利用球对称模型核，我们进行了辐射转移计算，以研究不同的尘埃粒径分布对整个核的强度分布的影响。结果在Ks和3.6微米波段观察到的散射光图案被发现是相似的。通过与辐射转移模型的比较，这两个剖面图限制了大小（大于0.25微米）尘埃颗粒的相对丰度。被发现的散射光分布是不一致的星际硅酸盐颗粒分布仅延伸到0.25微米和大颗粒需要达到所观察到的通量和通量比。Ks带表面亮度分布的形状将最大晶粒限制在1-1.5微米。结论.除了在斯皮策IRAC通道中观测岩芯外，与地面近红外观测相结合，适合于限制岩芯中大颗粒的性质。
2013-10-26 astro-ph.GA
Probing changes of dust properties along a chain of solar-type prestellar and protostellar cores in Taurus with NIKA
尘埃在星际介质中的性质是恒星形成的关键。质量估计对于确定分子云中新恒星诞生的引力坍缩条件至关重要。然而，大多数这些估计依赖于尘埃模型，需要进一步的观测约束，从云到星前和原恒星的核心。我们目前的研究结果的尘埃发射率的变化毫米连续数据的基础上获得的NIKA相机在IRAM-30米望远镜。在1.15 mm和2 mm处观测尘埃发射，使我们能够将尘埃发射率指数（$β$）限制在远离其峰值发射的尘埃光谱能量分布（SED）的Rayleigh-Jeans尾部，其中其他参数（即尘埃温度）的贡献很重要。以金牛座分子云为研究对象，分析了B213暗条中三个星前核、两个0/I类原恒星核和一个II类天体的辐射特性。通过两个NIKA通道图的比率，我们表明，在瑞利-金斯近似的尘埃发射率指数的对象之间的变化。对于一个星前和两个原恒星的核心，我们产生了一个强大的研究使用赫歇尔数据来约束尘埃温度的来源。利用Abel变换反演技术得到了精确的径向$β$剖面。我们发现系统的空间变化的$β$在原恒星的核心是没有观察到的星前核心。在前一种情况下，$β$向中心减小，而在后一种情况下，它保持不变。此外，$β$与尘埃温度呈负相关。我们讨论了这些结果的含义在前和原恒星核之间的尘埃颗粒的演变。
2017-06-26 astro-ph.GA
The Dust Emissivity Spectral Index in the Starless Core TMC-1C
在本文中，我们提出了一个尘埃排放图的无星核心TMC-1C采取在2100微米。随着地图在160，450，850和1200微米，我们研究了灰尘发射率光谱指数（亚）毫米光谱能量分布，并发现它是接近通常假设的β = 2的值。我们还绘制了TMC-1C的尘埃温度和尘埃柱密度图，发现在尘埃峰值（AV ~ 50）处，视线平均温度为~7 K。采用简单的蒙特卡罗模拟，我们表明，数据是一致的，在TMC-1C的整个地图上的发射率光谱指数的一个恒定值。
2009-11-04 astro-ph.GA
Earliest phases of star formation (EPoS): Dust temperature distributions in isolated starless cores
限制致密分子云核心的温度和密度结构是理解恒星形成的初始条件的基础。我们使用赫歇尔观测的热FIR尘埃排放附近孤立的分子云核心，并将它们与地面的亚毫米波连续数据相结合，以获得其温度和密度结构的观测约束。本研究的目的是验证射线追踪反演技术的有效性，该技术用于直接从尘埃排放图中获得孤立的无星核的尘埃温度和密度结构，并测试由此产生的温度和密度分布是否与物理模型一致。利用这种射线追踪反演技术，我们得到了六个孤立的无星云核的尘埃温度和密度结构。我们采用自洽的辐射转移模型推导出的密度分布，治疗的ISRF作为唯一的热源。通过将自洽计算的温度分布与射线追踪法得到的温度分布进行比较，得到了ISRF的局部强度和外包络消光的最佳拟合值。我们发现，所有的无星核心是显着冷内部比外部，核心温度显示出很强的负相关性与峰值柱密度。这表明它们的热结构主要由来自ISRF的外部加热和尘埃包层的屏蔽所控制。射线追踪反演得到的温度剖面与自洽的辐射转移模型可以很好地再现。
2016-06-14 astro-ph.GA
High-resolution synthetic UV-submm images for Milky Way-mass simulated galaxies from the ARTEMIS project
我们提出了红移零合成尘埃感知观测的45银河系质量的ARTEMIS项目的模拟星系，计算与SKIRT辐射转移代码。后处理程序包括恒星形成区、恒星源和弥漫尘埃的组成部分。我们为50种常用的宽带滤波器制作并公开发布逼真的高分辨率图像，从紫外线到亚毫米波长，18个不同的视角。我们比较模拟ARTEMIS星系观察到的星系在DustPedia数据库中具有类似的恒星质量和恒星形成率，并合成观测的模拟星系的御夫座项目在以前的工作中使用类似的后处理技术。在所有的情况下，全球星系的属性来自使用SED拟合。我们发现，类似于御夫座，后处理ARTEMIS星系一般再现所观察到的全球通量和物理性质的标度关系，虽然尘埃消光在FUV/UV波长被低估，代表性的尘埃温度低于观察。在一个解决的规模，我们比较多波长的非参数形态学特性的选定盘星系的数据集。我们发现，ARTEMIS星系在很大程度上再现了观测到的形态趋势作为波长的函数，虽然它们似乎是更clusiveness和不对称比观察到的。我们注意到，ARTEMIS和御夫座星系在特定的恒星形成与恒星质量平面中占据相邻区域，因此合成观测数据集相互补充。
2022-03-11 astro-ph.GA
Catalog of dense cores in the Orion A giant molecular cloud
本文给出了猎户座A巨分子云核目录，它是基于1.1mm的角分辨率为36角秒（sim0.07 pc）的星图和角分辨率为26.4角秒（sim0.05 pc）的C18 O（1-0）数据。我们已经编目619尘芯在1.1毫米地图使用Clumpfind方法。这些核心的半径、质量和密度的范围估计分别为0.01 - 0.20 pc、0.6 - 1.2 × 10^2 Msun和0.3 × 10^4 - 9.2 × 10^6 cm^{-3}。我们已经从C18 O数据中确定了235个核心。半径、速度宽度、LTE质量和密度的范围分别为0.13 - 0.34 pc、0.31 - 1.31 km s^{-1}、1.0 - 61.8 Msun和（0.8 - 17.5）× 10^3 cm^{-3}。通过对C18 O与尘埃的空间分布比较，揭示了四种空间关系：（1）尘埃核和C_（18）O核的峰位一致（32.4%），（2）两个或两个以上的C18 O核心分布在一个粉芯的峰值位置周围（10.8%的C18 O芯），（3）56.8%的C18 O芯不与任何压粉芯相关联，以及（4）69.3%的压粉芯不与任何C18 O芯相关联。数据集和分析是公开的。
2015-02-10 astro-ph.GA
Physical conditions for dust grain alignment in Class 0 protostellar cores II. The role of the radiation field in models aligning/disrupting dust grains
本文利用POLARIS辐射转移模拟研究0类原恒星内部辐射场对尘埃颗粒排列的作用，发现中心辐照、超顺磁性颗粒及大于10微米颗粒是使合成偏振观测达到ALMA实测水平的关键，并揭示高光度事件可影响颗粒排列与碎裂。
2023-03-22 astro-ph.GA
A Multi-Scale Picture of Magnetic Field and Gravity from Large-Scale Filamentary Envelope to Core-Accreting Dust Lanes in the High-Mass Star-Forming Region W51
我们提出了230 GHz的连续极化观测与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在0 $\farcs1$（$\sim 540$ ~au）的分辨率在高质量恒星形成区域W51 e2和e8。这些观测结果解析了一个连接核心的尘埃带网络，标志着与早期更粗糙的球形连续体结构的背离。与此同时，核心似乎没有进一步分裂。偏振粉尘排放被清楚地检测到。推断出的磁场方向与尘埃带平行。这个关键的结构特征与当地的引力矢量场一起分析。当地重力的方向通常与尘埃带对齐。有了这些发现，我们得出一个稳定性标准，定义了一个最大的磁场强度，可以克服所观察到的磁场重力配置。等效地，这定义了可以稳定尘埃带以防止径向塌陷的最小场强。我们发现，在W51 e2和e8中检测到的尘埃带是稳定的，因此可能使它们成为吸积到中心源的基本组成部分，为大质量恒星形成模型提供支持，而不需要大的吸积盘。当与覆盖包络、全局和局部坍缩尺度的较粗分辨率进行比较时，我们发现磁场结构及其相应的引力矢量场具有反复出现的相似性。这些自相似的结构指向一个多尺度的坍缩中的坍缩场景，直到最终达到内核吸积尘埃带的规模，重力夹带着磁场，并将其与尘埃带对齐。
2022-10-14 astro-ph.GA
A new method to quantify differentiate collapse models of star formation
尘埃颗粒的连续谱辐射被用来作为一种通用探测器，以约束可能诞生新恒星的分子致密核的初始物理条件。为了从粉尘排放中获得尽可能多的信息，我们开发了一个工具，命名为$COREGA$，它能够识别密集核心的位置，优化密集核心的三维模型，以及表征的不确定性。$COREGA$还可以通过分析多波长尘埃连续数据集来估计致密核心的物理特性，例如密度、温度和尘埃发射率。在对$COREGA$的数值试验中，模拟数据的拟合结果与初始内建参数一致。我们还证明了$COREGA$通过添加随机高斯噪声与Monte Carlo方法，并表明结果是稳定的，对不同的观测噪声强度在一定的水平。在猎户座分子云致密核的连续观测中，ALMA需要束流尺寸为$<$ 3 arcsec，均方根值为$<$ 0.2mJy/pixel（1 pixel = 0.1”）的束流，以区分幂律和Bonner-Ebert球等不同的坍缩模型。基于其先进的算法，$COREGA$能够对粉芯进行快速而深入的分析。
2018-04-19 astro-ph.GA
Dust properties inside molecular clouds from coreshine modeling and observations
上下文利用观测资料来推断尘埃的性质、粒度分布和分子云中的物理条件是一个高度退化的问题。目标。coreshine现象，在3.6和4.5 $μ$ m的散射过程，占主导地位的吸收，揭示了它的能力，探索云的致密部分。我们希望使用这种效果来约束灰尘参数。目标是调查在多大程度上颗粒生长（在恒定的尘埃质量）内的分子云是能够解释coreshine的意见。我们的目标是找到尘埃模型，可以解释斯皮策coreshine数据的样本。我们还研究了与我们获得的一些云的近红外数据的一致性。方法.我们选择了四个发生率非常高的coreshine病例的地区：金牛座-英仙座，仙王座，变色龙和L183/L134。我们建立了一个沙尘网格模型，并利用三维Monte-Carlo辐射转移程序研究了重现地表亮度和近红外观测强度比总体趋势的关键参数。网格参数允许调查凝聚后的球形颗粒的效果，从DustEm扩散星际介质颗粒的大小为5 $μ$ m。蓬松度（孔隙度或分形度），冰，和一些经典的粒度分布也进行了测试。我们使用了近红外和大部分中红外强度比作为尘埃模型之间的强判别。结果确定每个波长处的背景场强是一个关键问题。特别是，特别强的背景场解释了为什么我们在3.6和4.5 $μ$ m的银河平面上看不到科雷辛。对于无星的核心，在检测到的地方，观察到的4.5 $μ$ m/3.6 $μ$ m的核心强度比总是低于$\sim$ 0.5，这也是我们在金牛座…
2014-07-22 astro-ph.GA
IQ Collaboratory III: The Empirical Dust Attenuation Framework -- Taking Hydrodynamical Simulations with a Grain of Dust
我们提出了经验尘埃衰减（EDA）框架-一个灵活的处方分配现实的尘埃衰减模拟星系的物理特性的基础上。我们使用EDA的三个国家的最先进的大规模宇宙流体动力学模拟：SIMBA，IllustrisTNG，和EAGLE的前向模型合成观测。然后，我们使用无可能性推理将模拟的光学和紫外色星等关系$(g-r) - M_r$和$(FUV-NUV)-M_r$与$M_r < -20$和紫外完整SDSS星系样本进行比较。没有灰尘，没有一个模拟与观测结果相匹配，正如预期的那样。然而，使用EDA，我们可以用所有三种模拟再现观察到的色星等。此外，我们的尘埃处方预测的衰减曲线与观测到的衰减-斜率关系和恒星形成星系的衰减曲线吻合得很好。然而，EDA并没有预测低$A_V$的恒星形成星系，因为模拟的恒星形成星系本质上比观测到的要亮得多。此外，EDA首次提供了对静止星系衰减曲线的预测，这对观测测量是一个挑战。模拟的静止星系需要比恒星形成星系更浅的衰减曲线和更低的振幅。EDA与正演模拟相结合，为揭示星系中的尘埃和探测流体动力学模拟提供了一种有效的方法。这项工作还说明了比较星系形成模型的一个主要局限性：通过调整尘埃衰减，预测显着不同的星系群的模拟可以重现相同的紫外线和光学观测。
2021-06-17 astro-ph.GA
Dust properties of the cometary globule Barnard 207 (LDN 1489)
巴纳德207（B207，LDN 1489，LBN 777），也被称为秃鹰头星云，是一个位于金牛座-御夫座-英仙座分子云区域的彗星状球状体。已知B207有一颗I类原恒星IRAS 04016+2610，距离致密核心中心约8，400天文单位。使用成像和测光在很宽的波长范围内，从紫外线到亚毫米，我们研究了B207的物理性质和尘埃颗粒包含在其中。核心的密度、温度和质量是在银河系星际介质（ISM）中发现的其他球状体的典型特征。随着光波长的增加，尘埃的增加，以及在近红外线中探测到的coreshine，表明B207中存在较大的尘埃颗粒。测量的光学，近，中，远红外强度与CMM+AMM和CMM+AMMI尘埃颗粒类型的星际固体的非均匀尘埃演化模型（THEMIS），表明地幔形成的尘埃颗粒在整个球状体。我们调查的可能性湍流负责扩散尘埃颗粒从中央核心的外部外层的B207。然而，不能排除现场形成大的尘埃颗粒。
2017-07-25 astro-ph.GA
A dust attenuation model inspired by the NIHAO-SKIRT-Catalog
针对常用尘埃衰减模型难以适应真实恒星—尘埃几何变化的问题，本文基于 NIHAO-SKIRT-Catalog 提出三参数完全解析模型，并揭示衰减曲线灰度与 2175 Å 鼓包强度的紧密负相关。
2024-01-19 astro-ph.GA
Reconstructing the density and temperature structure of prestellar cores from $Herschel$ data: A case study for B68 and L1689B
利用$Herschel$采集的多波长尘埃辐射图，采用基于逆Abel变换的方法重建了星前核B68和L1689 B的局部体积密度和尘埃温度分布。我们提出的内在径向尘埃温度分布的无星核心直接从尘埃连续辐射图解开沿视线的温度变化的影响，这是以前仅限于辐射转移计算。重建的尘埃温度廓线表明，核心中心显著下降，内部平坦，向外呈上升趋势，直到达到背景云温度。B68和L1689 B的尘埃束平均中心温度分别为9.3 $\pm$ 0.5 K和9.8 $\pm$ 0.5 K，低于直接SED拟合得到的11.3 K和11.6 K。通过对B68和L1689B的体积密度分布进行积分得到的最佳质量估计值分别为1.6 M_sol和11 M_sol。将我们对B68的研究结果与近红外消光研究结果相比较，我们发现HGBS项目所采用的尘埃不透明度定律$κ_λ =0.1(λ/300 μm)^{-2}$与尘埃消光约束的一致性在50%以内
2013-11-20 astro-ph.GA
Dust evolution, a global view: III. Core/mantle grains, organic nano-globules, comets and surface chemistry
在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型的框架内，这项工作详细研究了与核心/地幔星际和彗星颗粒结构及其对这些迷人颗粒性质的影响有关的表面过程和化学。看来，对星际颗粒表面的性质和化学反应性的现实考虑可以自洽地并在一个连贯的框架内解释：氧的异常消耗，CO暗气体的性质，“极地冰”地幔的形成，3 μ m水冰带上的红翼，在热核中观察到的富氧化学的基础，有机纳米球的起源和在彗星反射光谱中观察到的\sim 3.2 μ m“羰基”吸收带。提出了气相物种与星际介质中碳质a-C（：H）颗粒表面的反应，特别是原子氧以环氧官能团的形式掺入颗粒表面，是解释这些观测结果的关键。因此，宇宙尘埃的化学性质与星际气体的化学性质的关系比以前所认为的要密切得多。因此，目前的星际气体和尘埃化学模型很可能需要进行根本性的修改，以包括这些新的颗粒表面过程。
2021-11-08 astro-ph.GA
New evidence for the dusty wind model: Polar dust and a hot core in the type-1 Seyfert ESO$\,$323-G77
对Seyfert星系的红外干涉测量表明，它们的暖尘埃（$300-400\,$ K）主要来自极地地区，而不是经典AGN统一方案所预测的赤道尘埃环。我们提出了新的数据类型1.2对象ESO $\,$ 323-G77获得的中红外干涉仪和一个新的详细的形态学研究其温暖的尘埃。在$5$和$50\,$ mas（$1.6-16\,$ pc）之间尺度上的部分分辨发射被分解为分辨源和未分辨源。在所有可用的基线长度下，$8$和$13\,μ\mathrm{m}$之间的相关通量的PDMATHAMR约为未分辨。剩余的$35\%$部分解析并显示角结构。从几何建模，我们发现，发射是拉长沿位置角$155^\circ\pm14^\circ$与轴比（长/短）$2.9\pm0.3$。由于系统轴的方位角为$174^\circ\pm2^\circ$，我们得出结论，该天体的尘埃辐射也是极延的。半张角为$30^\circ$的尘埃盘和尘埃风的$\textit{CAT3D-WIND}$辐射传输模型可以同时再现干涉数据和SED，而经典的环面模型不能拟合干涉数据。我们认为这是进一步的证据，即使是低倾角1型源的极地尘埃成分是必需的。
2018-07-20 astro-ph.GA
On the SEDs of passively heated condensed cores
分析了被动加热凝聚核的尘埃发射光谱和亮度剖面与其天体物理环境的关系。核心被建模为临界稳定的自引力球嵌入在中心的自引力丝，假设是球形或圆柱形的形状。灯丝由各向同性星际辐射场（ISRF）加热。这些计算是基于一个随机加热的弥漫星际尘埃颗粒的物理尘埃模型。的光谱能量分布（SED）的核心计算使用射线追踪技术，散射发射和再加热的尘埃颗粒的影响被准确地考虑在内。为了与观测研究相比较，尘埃再发射光谱用修正的黑体函数和高斯源的亮度轮廓近似。一个简化的单区模型的核心，包括衍生的发射率的基础上，一阶近似的SED。较冷的尘埃温度与核心质量无关，与灯丝内部和周围的较高压力有关。对于给定的外部压力的压力-温度关系被发现是在很大程度上独立的长丝的真实形状。计算表明，辐射转移导致在250微米处较低的发射系数，并且在远红外亚毫米区域中导致通常β <1.8的较平坦的发射率定律。这些影响导致核心质量被低估了2倍以上的基础上使用的典型假设在观测程序。预计高压区域的不确定性更大。
2010-11-13 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
Multiscale Synthetic observations of Polarized dust emission: On the origin of Depolarization effect from Molecular clouds to Starless cores and Constraints on Dust Physics
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Institute for Advanced Study, Kyushu University（九州大学高等研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学地球行星科学系）；Vietnam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南科学技术院越南国家航天中心）
本研究通过POLARIS工具开展多尺度合成尘埃偏振观测，探究从分子云到无恒星核的退偏振机制，明确了不同柱密度下主导退偏振的因素，为约束尘埃物理特性提供了方法。
2026-09-01 astro-ph.GA
The highly polarized dusty emission core of Cygnus A
我们报告的探测线偏振发射在53和89 $μ$米，从射电大声活动星系核（AGN）天鹅座A使用HAWC+板载SOFIA。我们测量了$11\pm3$ %和$9\pm2$ %的高度极化芯，位置角（P.A.）分别在53和89 $μ$ μ m处测量了$43\pm8^{\circ}$和$39\pm7^{\circ}$的极化。我们发现：（1）一个同步辐射主导的核心，具有平坦的光谱（$+0.21\pm0.05$）和在$543\pm120$ $μ$ m处的翻转，这意味着同步辐射在红外（IR）中是不显著的;（2）一个$2-500$ $μ$ m凸起，峰值在$\sim40$ $μ$ m处，由色温为$107\pm9$ K的黑体分量描述。偏振SED具有与总通量SED的IR凸起相同的形状。我们观察到肺动脉的变化。从2到89 $μ$ m的$\sim20^{\circ}$的极化，这表明极化机制的变化。紫外线、光学和近红外线偏振已经令人信服地归因于极地尘埃的散射，与通常的环面情景一致，尽管这种散射成分只能在近红外线中从核心直接观察到。相比之下，$\sim20^{\circ}$向远红外线的逐渐旋转，以及总红外线和偏振红外线凸起之间近乎完美的匹配，表明在$10-100$ $μ$ m处，来自排列的尘埃颗粒的尘埃排放成为主导，在几乎恒定的P. A处具有10%的大偏振。这一结果表明，相干的尘埃和磁场结构主导的活动星系核周围的$1…
2018-06-28 astro-ph.GA
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
The mid-infrared extinction law in the darkest cores of the Pipe Nebula
上下文尘埃颗粒的性质，特别是它们的大小分布，预计从星际介质到分子云内的高密度区域是不同的。目标。我们测量了分子云核中致密物质产生的中红外消光规律。由于这些波长的消光是由尘埃引起的，如果尘埃颗粒具有不同的性质，那么核心中的消光定律应该与低密度环境中的消光定律不同。方法.我们使用无偏LINES方法来测量颜色-颜色图中的红化向量的斜率。我们推导出中红外消光定律对密集的核心B59和FeSt 1-457在管星云的范围内的视觉消光10和50之间的星等，使用斯皮策/IRAC的组合，和ESO NTT/VLT数据。结果两个核心的中红外消光定律在3.6和8微米之间显着偏离幂律，这表明这些核心包含有相当大一部分大尘埃颗粒的尘埃。我们没有发现任何证据的消光定律与柱密度高达50级的视觉消光在这些核心的依赖性，也没有证据表明我们的结果和其他云在较低的柱密度在文献中报道的变化。这表明，即使在低柱密度区域也存在大颗粒，或者现有的尘埃模型需要在中红外波长下进行修订。我们发现一个小的，但显着的差异，在两个核心的消光定律，我们暂时与B59的恒星形成的开始。
2012-11-28 astro-ph.GA
The fate of the interstellar medium in early-type galaxies. IV. The impact of stellar feedback, mergers, and black holes on the cold ISM in simulated galaxies
本研究通过模拟大质量早型星系，揭示了不同演化阶段尘埃移除的主导机制，验证了相关观测关系，并明确了并合事件与黑洞反馈对星系演化及恒星形成的调控作用。
2024-06-27 astro-ph.GA
Galactic cold cores II. Herschel study of the extended dust emission around the first Planck detections
在银河系冷核项目中，我们正在对普朗克卫星探测到的冷星际云进行赫歇尔光度观测。作为赫歇尔科学演示阶段（SDP）的一部分，观察到的三个领域提供了对这些来源性质的第一次一瞥。我们研究的领域内的尘埃排放的属性。我们确定的灰尘亚毫米不透明度，寻找灰尘光谱指数的空间变化的迹象，并估计如何明显的变化的参数可能会受到不同来源的不确定性。我们使用赫歇尔观测，其中表面亮度标度的零点是在普朗克卫星数据的帮助下设置的。我们得出的色温和列密度图的地区，并确定通过比较消光测量的尘埃不透明度。通过同时拟合色温和尘埃光谱指数值，我们寻找表观尘埃特性的空间变化。用一个简单的辐射转移模型，我们估计在多大程度上这些可以解释的视线温度变化，而不改变尘埃颗粒的属性。对尘埃排放的分析揭示了与普朗克源一致的冷而稠密的云，并证实了这些探测。由此得到的尘埃不透明度在kappa（250 μ m）~0.05 - 0.2 cm^2/g的范围内变化，在高气柱密度的区域优先观察到较高的值。平均尘埃光谱指数β为~1.9 - 2.2。有迹象表明，β值向最冷的地区增加。光谱指数下降强烈附近的内部热源，但根据辐射转移模型，这可以解释的视线温度的变化，而不改变尘埃的属性。
2011-01-15 astro-ph.GA
Back to basics: Little Red Dots as galaxies and dust-obscured AGNs in a synthetic NIRCam sky simulated with L-GalaxiesBH
Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺斯蒂亚国际物理中心）；University of the Basque Country UPV/EHU（巴斯克国立大学）；Como Lake Center for AstroPhysics, University of Insubria（因斯布鲁克大学科莫湖天体物理中心）；Dipartimento di Fisica “G. Occhialini”, Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学 G. Occhialini 物理系）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理学重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究学院，西班牙国家科研委员会））
通过模拟NIRCam天空中的星系和AGN，研究小红点的性质，发现其在红移约4处占比达40%，主要由星系和尘封AGN组成，揭示了AGN与星系发射的相互作用。
2025-11-13 astro-ph.GA
Condition for the formation of micron-sized dust grains in dense molecular cloud cores
我们研究了分子云致密核中微米级颗粒的形成条件。这是由于探测到了来自许多致密核心深处的中红外辐射，即所谓的“核心”，这被认为是来自微米级颗粒的散射。基于从扩散星际介质中的典型粒度分布开始的凝聚的数值计算，我们获得了形成微米级颗粒的时间$t$的保守下限：$t/t_\mathrm{ff}>3 (5/S) (n_\mathrm{H}/10^5 \mathrm{cm}^{-3})^{-1/4}$（其中$t_\mathrm{ff}$是在核心中氢数密度$n_\mathrm{H}$下的自由落体时间，以及$S$是颗粒-颗粒碰撞截面的增强因子，以解释非致密聚集体）。在典型的核密度$n_\mathrm{H}=10^5 \mathrm{cm}^{-3}$下，至少需要几次自由落体时间来形成负责核的微米级颗粒。这意味着在coreshine观测到的那些致密的核心是分子云中相对长寿的实体，而不是持续一个自由落体时间或更短的动态瞬态物体。
2013-06-24 astro-ph.GA
Dust continuum and Polarization from Envelope to Cores in Star Formation: A Case Study in the W51 North region
我们提出了第一个高角分辨率（高达0.7”，~5000 AU）的偏振和热尘埃连续图像朝向大质量恒星形成区W51北。观测是在870微米波长下用亚毫米阵列（SMA）在次紧凑（SMA-SubC）和扩展（SMA-Ext）配置中进行的。W51 North在870微米连续图像中被分解为四个核心（SMA 1至SMA 4）。相关联的尘埃极化表现出更复杂的结构比在较低的角分辨率。我们使用SMA-Ext和SMA-SubC数据分析了SMA 1至SMA 4核心和包络中的天空平面磁场（B_bot）的推断形态。这些结果与从CSO和JCMT获得的B_bot存档图像进行了比较。尘埃强度梯度位置角（phi_{nabla I}）和磁场位置角（phi_B）之间的相关性被发现在CSO，JCMT和两个SMA数据集。并对这种相关性进行了定量分析。系统紧密的相关性之间的phi_{nabla I}和phi_B被发现在核心，而相关性降低在核心以外的地区。磁场-重力比（Sigma_B）图是使用Koch、Tang和Ho 2012年新开发的极化强度梯度法得出的。我们发现，在所有4个数据集中，在岩心中的力比往往很小（Sigma_B <= 0.5）。在地核以外的区域，比值增加，或者场甚至主导重力（Sigma_B > 1）。这可能为岩芯中phi_{nabla I}和phi_B之间的紧密相关性提供了物理解释：B场线被重力拖曳和对齐的越多，相关性就…
2012-12-04 astro-ph.GA
Dust enrichment from core-collapse supernovae and extinction curves in the high-redshift universe
The University of Tokyo（东京大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马大学物理系）；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所）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究学院）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学科学卡弗里研究所）
研究了恒星坍缩超新星对尘埃富集的影响，探讨了不同参数下尘埃粒径分布和消光曲线的演化，发现反冲冲击波显著影响尘埃生成和消光曲线特性。
2026-04-29 astro-ph.GA
ELPIS: Accelerated metal and dust enrichment in a proto-cluster core at $z\approx8$
本研究基于ELPIS巡天分析了A2744-z7p9OD原星系团中星系的金属、尘埃和分子气体含量，发现其尘埃质量比处于中间过渡阶段，揭示了原星系团核心加速演化下通过金属吸积引发的尘埃晶粒生长。
2025-10-13 astro-ph.GA
Galactic cold cores VI. Dust opacity spectral index
银河系冷核项目已经对116个领域进行了赫歇尔观测，普朗克调查发现了冷尘埃排放的迹象。这些场包含不同环境和恒星形成不同阶段的源。尘埃不透明度光谱指数β和尘埃色温T的推导使用赫歇尔和普朗克数据。β和T之间的关系是检查整个样本和个别领域内。根据IRAS和普朗克数据，该领域的特点是中位数色温为16.1 K，中位数不透明度光谱指数β =1.84。我们观察到明显的T-β反相关。在Herschel观测中，普朗克数据在较低分辨率下限制，变化遵循柱密度结构，β（FIR）在单个团块中可以上升到~2.2。普朗克217千兆赫波段显示出系统性的过剩，这与毫米波长处尘埃发射光谱的普遍平坦化相一致。当分别在700 μ m以下和700 μ m以上拟合时，中值光谱指数值为beta（FIR）~ 1.91和beta（mm）~ 1.66。光谱指数作为柱密度和波长的函数而变化。β变化部分地被温度梯度所掩盖，并且本征晶粒特性的变化可能更大。
2015-09-26 astro-ph.GA
Panchromatic Spectral Energy Distributions of simulated galaxies: results at redshift $z=0$
我们提出的光谱能量分布（SED）的预测，从UV到FIR，在$z=0$模拟星系。这些都是通过后处理的N体+水模拟的结果的一个小的宇宙学体积，使用多相粒子积分器（MUPPI）的恒星形成和恒星反馈，与GRASIL-3D辐射转移代码，其中包括再处理的紫外光尘埃。星系的物理性质与观测到的相似，尽管在大小恒星质量上存在一些张力。比较模拟星系与不同样本的本地星系的预测SED，我们发现，这些类似于观察到的，当归一化在3.6 $μ$ m。与赫歇尔参考巡天的比较表明，当在恒星形成率（SFR）中合并星系时，即使在标准化中，平均SED也被复制到$\sim2$的一个因子内，而在恒星质量中合并突出了存在于恒星质量-SFR平面中的相同张力。我们使用我们的样品，调查的相关性的红外光度在斯皮策和赫歇尔波段与几个星系的属性。SFR是最好的相关性与红外线的数量高达$160\ μ$ m，而在较长的波长更好的相关性被发现与分子质量，并在$500\ μ$ m，与尘埃质量。然而，使用FIR峰值的位置作为冷尘埃温度的代理，我们评估，冷尘埃的加热主要是由SFR决定的，恒星质量只提供了很小的贡献。最后，我们展示了我们的模拟星系的样本可以作为一个指南，以了解所观察到的样本的物理特性和选择偏差。
2016-10-31 astro-ph.GA
A massive molecular outflow in the dense dust core AGAL G337.916-00.477
从高质量年轻恒星中喷发出的大量分子外流为理解高质量恒星形成机制提供了重要线索。基于新的CO J=3-2和J=1-0的观测使用阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）和Mopra望远镜设施，我们发现了一个巨大的双极外流与致密的尘埃核心AGALG337.916-00.477（AGAL337.9-S），位于3.48 kpc的太阳。流出叶的延伸小于1 pc -因此在ASTE和Mopra的角分辨率中没有完全解析-质量为35-40 M_sun。流出波瓣的最大速度高达35-40 km/s。我们对红外和亚毫米波段数据的分析表明，AGAL 337.9-S处于大质量恒星形成的早期演化阶段，其远红外总光度约为5 × 10^4 L_sun。我们还发现另一个位于AGAL 337.9-S以北2'的尘核AGAL 337.922 -00.456（AGAL 337.9-N）是一个处于比AGAL 337.9-S更早的演化阶段的高质量年轻恒星天体，尽管它在中红外波段的亮度不如AGAL 337.9-S。
2017-04-28 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
Dust Temperature and Emission of FirstLight Simulated Galaxies at Cosmic Dawn
本文利用POLARIS2蒙特卡洛光子传输模拟器，结合FirstLight星系模型、DDSCAT尘埃模型和BPASS恒星光谱，研究红移6和8处星系的尘埃温度与红外辐射，揭示了高红移下宇宙微波背景对尘埃的额外加热会显著增强中远红外辐射。
2022-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
GRASIL-3D: an Implemention of Dust Effects in the SEDs of Simulated Galaxies
我们介绍了一个新的模型的光谱能量分布的星系，GRASIL-3D，其中包括一个仔细的建模的尘埃成分的星际介质。GRASIL-3D是一个全新的模型，基于现有的和广泛应用的分光光度模型，GRASIL的形式，但专门设计用于与任何任意给定几何形状的星系，如理论流体动力学星系形成代码计算的星系接口。GRASIL-3D被设计用来分别处理分子云和弥漫卷云成分中的辐射转移。该代码具有普遍适用性的输出模拟星系，无论是从拉格朗日或欧拉流体动力学代码。作为一个应用程序，新的模型已接口的P-DEVA和GASOLINE平滑粒子流体动力学代码，并已被用来计算光谱能量分布的各种模拟星系从紫外线到亚毫米波长，其与观测数据的比较给出了令人鼓舞的结果。此外，GRASIL-3D还可以从多个角度和不同波段获得这些星系的二维图像。
2014-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays II: dark cloud cores
宇宙射线对星际颗粒的加热是星际分子云中颗粒表面分子脱附的重要机制。本研究的目的是提供一个详细的温度谱，这种CR诱导加热。为此，橄榄石晶粒半径为0.05，0.1和0.2微米的星际气体屏蔽与各向同性柱密度特性的黑暗核心被认为是。考虑到厚度不断增加的冰幔的积累。CR能谱得到这些列密度的32个宇宙线成分。我们计算了具有已知能量的CR核撞击颗粒的频率，沉积了一定量的能量。作为结果，我们得到的能量和温度谱受CR击中的晶粒。这使得改善现有的方法CR诱导的全谷物加热天体化学建模。
2018-10-01 astro-ph.GA
SABOCA 350-micron and LABOCA 870-micron dust continuum imaging of IRAS 05399-0121: mapping the dust properties of a pre- and protostellar core system
我们提出了一个350微米的APEX/SABOCA地图的IRAS 05399-0121/SMM 1，这是一个密集的双核系统在猎户座B 9。我们将这些数据与之前的LABOCA 870微米数据相结合。新的SABOCA图像的空间分辨率约为3400 AU，比LABOCA提供的分辨率高2.6倍。我们还利用斯皮策红外观测来研究源中的恒星形成活动。该源是一个独立的，在这里探测的3400 AU尺度上仍然是一个双核系统，IRAS 05399和SMM 1之间的预计分离为0.14 pc。IRAS 05399的宽带光谱能量分布表明其接近0/I期边界。对斯皮策/IRAC图像的目视检查提供了IRAS 05399周围类似四极射流形态的线索，支持它是一个双星系统的可能性。温度图显示了IRAS 05399和源东南端的热点。这些特征可能是原恒星或激波加热的印记，而外部加热可能由附近的高质量恒星形成区NGC 2024提供。一个简单的分析表明，在SMM 1位置的密度分布具有~r^-（2.3_{-0.9}^{+2.2}）的形式。源分裂成两个子核心沿长轴可以解释由圆柱形的琼斯型碎裂，但陡峭的密度分布是浅于预期的等温圆柱体。IRAS 05399（原恒星）和SMM 1（无恒星）演化阶段之间的差异表明，前者经历了一个快速质量吸积的阶段，由它驱动的非常长的外流支持。IRAS 05399的原恒星喷流可能影响了附近的SMM 1核心。
2013-04-05 astro-ph.GA
The physical and chemical structure of Sagittarius B2 VIIIa. Dust and ionized gas contributions to the full molecular line survey of 47 hot cores
本研究利用ALMA第6频段对人马座B2中47个热核开展无偏谱线巡天，通过同时拟合复合线与自由-连续谱，测定了核及其包层的尘埃、电离气体参数，为研究大质量恒星形成提供了自洽的物理化学约束。
2023-07-24 astro-ph.GA
Simulating the dust content of galaxies: successes and failures
我们提出了全体积的宇宙学模拟使用移动网格程序AREPO研究尘埃和星系的共同演化。我们扩展的尘埃模型在AREPO包括热溅射的颗粒和调查的尘埃质量函数的演变，宇宙分布的尘埃以外的星际介质，和依赖的尘埃与恒星的质量比对星系的属性。模拟的尘埃质量函数是很好地描述了Schechter拟合和谎言最接近观测$z = 0$。在星等为$17 < i < 21$的星系周围，投影尘埃表面密度的径向尺度与$10 \, \text{Mpc}$的距离类似于斯隆数字巡天数据，尽管标准化程度较低。在$z = 0$，预测的$Ω_\text{dust} \approx 1.3 \times 10^{-6}$尘埃密度位于低红移观测中看到的$Ω_\text{dust}$值的范围内。我们发现，尘埃恒星质量比反相关的恒星质量的星系生活在恒星形成的主要序列。此外，我们估计了模拟星系的$850 \, μ\text{m}$数密度函数，并分析了$z = 0$上尘埃-恒星通量与质量比之间的关系。在高红移时，我们的模型不能产生足够多的富尘星系，而且这种张力不能通过采用头重脚轻的初始质量函数来缓解。我们没有捕捉到从$z = 2$到$z = 0$的$Ω_\text{dust}$的下降，这表明更强烈地依赖于恒星形成的尘埃产生机制可能有助于在宇宙恒星形成的峰值附近产生所观察到的尘埃星系数量。
2017-05-24 astro-ph.GA
Physical Modeling of Dust Polarization from Magnetically Enhanced Radiative Torque (MRAT) Alignment in Protostellar Cores with POLARIS
本研究扩展POLARIS代码，探究原恒星核中尘埃铁包裹体含量对颗粒排列及偏振的影响，发现二者正相关，为通过尘埃偏振测量约束尘埃铁丰度提供了新方法。
2022-12-11 astro-ph.GA
The Evolution of Dust Opacity in Core Collapse Supernovae and the Rapid Formation of Dust in Their Ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）的红外（IR）观测已被用来推断在其喷出物中形成的尘埃质量。推断的尘埃质量与超新星（SN）年龄的关系图显示了尘埃质量随时间增加的趋势，跨越了几十年的观测。这一趋势被解释为CCSNe中尘埃缓慢和逐渐形成的证据。从观测上看，这种趋势表现出一种$ t^2$行为，这正是从膨胀的光学厚度喷出物中所预期的。在这种情况下，观测到的尘埃存在于喷出物的红外（IR）薄的“光球层”中，并且仅构成总尘埃质量的一小部分。因此，我们认为粉尘的形成过程非常迅速，在爆炸后两年内，大多数可用的耐火元素都被冷凝。在早期的时期，只有一小部分的尘埃排放逃逸的喷出物占低观测到的尘埃质量。喷出物的全部尘埃含量在爆炸后几十年才被揭开，其红外不透明度逐渐降低。这张照片的佐证包括SN 1987 A喷出物中耐火元素的早期耗尽和SN~ 2004 et中300天左右出现的硅酸盐发射带。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mid-infrared imaging- and spectro-polarimetric subarcsecond observations of NGC 1068
我们提出了亚弧秒7.5 $-$ 13 $μ$米成像和光谱偏振观测的NGC 1068使用CanariCam的10.4米大望远镜CANARIAS。在所有波长上，我们发现：（1）在北电离锥中有一个90 $\times$ 60 pc的扩展偏振特征，具有均匀的$\sim$ 44 $^{\circ}$偏振角。它的偏振来自电离锥中的尘埃和气体发射，被活动的核和喷流加热，并被宿主星系中的尘埃颗粒进一步熄灭。在距离核心$\sim$ 24 pc处的喷流-分子云相互作用的偏振光谱是高度偏振的，并且没有显示出硅酸盐的特征，这表明尘埃颗粒与星际介质中的尘埃颗粒不同。(2)在距地核$\sim$ 9.6 pc处有一个向南的极化特征。它的偏振来自于被星系盘中大量尘埃所熄灭的尘埃发射成分。我们无法区分由靠近核心的喷流直接加热的磁性排列的尘埃颗粒排放的尘埃，以及围绕中央发动机的尘埃遮蔽材料中的排列的尘埃颗粒。硅酸盐类颗粒重现极化尘埃发射在这一功能，这表明不同的尘埃成分在两个电离锥。(3)核心极化度的上限为0.3%。根据我们的偏振模型，预期的偏振的模糊尘埃材料是$\lesssim$ 0.1%，在8 $-$ 13 $μ$ m波长范围。这种低偏振可能是由于辐射穿过团块被屏蔽边缘中对齐的尘埃颗粒而引起的。
2016-03-03 astro-ph.GA
Polarized Dust Emission in Arp220: Magnetic Fields in the Core of an Ultraluminous Infrared Galaxy
利用SMA在345 GHz对原型ULIRG Arp 220进行观测，首次在其合并核区探测到尘埃偏振发射，揭示了西核盘面内磁场受核间相互作用影响，且未受外流重新排列的特征。
2024-12-19 astro-ph.GA
Some like it cold: molecular emission and effective dust temperatures of dense cores in the Pipe Nebula
（节略）[.]方法：在继续研究烟斗星云的分子核心人口，我们提出了52个核心的分子线调查。以前的研究表明，核中存在各种不同的化学演化阶段。利用Mopra射电望远镜观测了HCO ~+、H ~（13）CO ~+、HCN、H ~（13）CN、HNC和N_2H ~+的基态转动跃迁。这些数据的补充与近红外消光图，以约束列密度，有效的尘埃温度来自赫歇尔数据，和NH3为基础的气体动力学温度。结果如下：目标核心位于整个星云中，目视范围在5到67等之间，有效尘埃温度（沿视线的平均值）在13到19 K之间。在恒定的激发条件下，光学细线的丰度的代理，在一个给定的分子的数量级内变化的折射率归一化的积分线强度。有效粉尘温度和气体动力学温度是相关的，但有效粉尘温度始终高于气体动力学温度。结合分子线和温度数据，我们发现，N2 H+只检测到对最冷和dennerous核心，而其他线显示与这些核心属性没有相关性。结论：在这个大的样本中，N2 H+是唯一的物种，专门跟踪最冷的和致密的核心，与化学考虑。相比之下，常见的高密度示踪剂HCN和HNC存在于大多数核中，证明了这些分子在大范围的抑制中表征核的实用性。有效的尘埃温度和气体动力学温度之间的相关性表明，前者是由灰尘，这是既密集，并与致密气体示踪的NH3的热耦合占主导地位。[...]
2014-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining early-time dust formation in core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）尘埃形成的理论模型预测在$\sim 1000$天内形成的喷出物尘埃的$\gtrsim 0.01$ M $_\odot$，与这些时期的观测结果之间存在严重的差异，这推断出更低的质量。我们证明，在光学薄的情况下，这些低尘埃质量是强大的，尽管显着的观测和模型的不确定性。对于11个观测良好的CCSNe样本，没有合理的模型达到$10^{-4}$ M $_\odot$以上的碳尘质量，或$\sim 10^{-3}$ M $_\odot$以上的硅酸盐质量。光学厚的模型可以容纳更大的尘埃质量，但尘埃必须聚集在一起，并有一个低（$<0.1$）覆盖分数，以避免与光学波长的数据冲突。这些值是不足以重现所观察到的红外通量，所需的覆盖率不仅不同SNe之间，但时代之间的同一对象。在协调大型尘埃质量与早期的CCSNe观测的困难，结合完善的检测超新星遗迹中的巨大尘埃质量，表明后期尘埃形成的机制是必要的。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel dust emission as a probe of starless cores mass: MCLD 123.5+24.9 of the Polaris Flare
我们提出了新处理的档案赫歇尔图像的分子云MCLD 123.5+24.9在北极星耀斑。这片云包含五个无星核心。使用光谱合成代码多云，我们探索的不确定性的柱密度的推导，因此，从赫歇尔数据的分子核心的质量。我们首先考虑几个详细的晶粒模型，预测远红外晶粒不透明度。由模型预测的不透明度相差两个以上的因素，导致相同的因素推导出的柱密度的不确定性。然后，我们考虑与观察员使用的修正黑体拟合过程来估计列密度的不确定性。对于高柱密度云（N（H）$\gg$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$），这种拟合技术可能低估柱密度约三倍。最后，我们考虑了MCLD 123.5+24.9中五个无星核的维里稳定性。所有这些核心似乎有很强的次维里质量，假设，正如我们所认为的，$^{13}$ CO线数据提供可靠的估计速度分散。显然，它们不是自引力的，所以它们没有恒星也就不足为奇了。
2015-06-22 astro-ph.GA
How well does MAGPHYS recover galaxy properties? A test using EAGLE simulated star-forming galaxies
International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), The University of Western Australia（国际射电天文研究中心，西澳大利亚大学）；Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图天文台，塔尔图大学）；ARC Center of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天空天体物理学卓越中心）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（研究学院天文学与天体物理学系，澳大利亚国立大学）
本文通过EAGLE模拟的恒星形成星系测试MAGPHYS在不同红移下的SED建模准确性，发现其能可靠恢复恒星质量、恒星形成率等属性，但SFH假设和波长覆盖限制导致尘埃和恒星年龄估计存在显著不确定性。
2026-03-24 astro-ph.GA
Herschel observations of the Sgr B2 cores: Hydrides, warm CO, and cold dust
人马座B2（Sgr B2）是银河系中质量最大、最明亮的恒星形成区之一，其化学和物理条件与遥远的河外恒星爆发相似。我们提出了大规模的远红外/亚毫米光度图像和光谱图与PACS和SPIRE仪器机载赫歇尔。朝向Sgr B2恒星形成核心B2（M）和B2（N）的光谱的特征是强烈的CO线发射，来自高密度示踪剂（HCN，HCO+和H2S）的发射线，来自电离气体的[N II] 205 μ m发射，以及来自氢化物分子（OH+，H2O+，H2O，CH+，CH，SH+，HF，NH，NH 2和NH3）的吸收线。CO的旋转布居图表明存在两个气体温度分量：一个是与扩展包层相关的扩展暖分量，另一个是朝向B2（M）和B2（N）核的较热分量。正如在其他银河系中心云中所观察到的那样，气体温度明显高于从测光图像中推断的尘埃温度。我们确定了核心中的远红外和总尘埃质量。CO激发的非局部热力学平衡模型被用来约束核心中的平均气体密度。一个均匀的光度比测量沿扩展的信封，表明相同的机制占主导地位的分子气体在大尺度加热。高密度的分子示踪剂和强[N II] 205 μ m线发射的核心的检测表明，它们的形态必须cluaric，让紫外线辐射从内部HII区域逃逸。与冲击一起，强紫外辐射场可能是热CO成分加热的原因。在更大的尺度下，光解区模型可以解释观测到的CO线比和均匀的L（CO）/LFIR光度比。
2013-07-01 astro-ph.GA
