First Detection of Equatorial Dark Dust Lane in a Protostellar Disk at Submillimeter Wavelength
在类太阳（低质量）恒星形成的最早期（所谓的“0级”），星周盘预计会形成，为原恒星提供食物。然而，这种盘由于其小的尺寸而难以在空间上解析。此外，由于磁场对旋转、塌陷的材料的阻滞效应（所谓的“磁制动”），在最早的阶段产生这种盘在理论上存在困难。有了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），就有可能发现这样的磁盘并详细研究它们。HH 212是一个非常年轻的原恒星系统。与ALMA，我们不仅检测，而且空间上解决了它的磁盘在亚毫米波长的尘埃排放。该盘几乎是边缘朝上的，半径约为60 AU。有趣的是，它显示了一个突出的赤道暗巷夹在两个较亮的功能，由于相对较低的温度和高光学深度附近的磁盘中平面。这是第一次在亚毫米波长下看到这条黑暗的通道，产生了一个“汉堡包”形状的外观，让人想起光学和近红外中边缘上圆盘的散射光图像。我们的观测开辟了一个令人兴奋的可能性，直接检测和表征周围的最年轻的原恒星通过高分辨率成像与ALMA，这提供了强大的磁盘形成理论的约束。
2017-04-28 astro-ph.GA
A Submillimeter Continuum Survey of Local Dust-Obscured Galaxies
我们进行了一个350微米的尘埃连续发射调查的17个尘埃遮蔽星系（DOG）在z = 0.05-0.08与加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）。我们检测到14个DOG，S_350 = 114-650 mJy，S/N > 3。通过在文献中包括两个额外的DOG与亚毫米数据，我们能够研究灰尘含量的16个本地DOG，包括12个凸点和4个幂律类型的样本。我们确定了它们的物理参数与两个组件的修正黑体函数模型。导出的尘埃温度范围为57-122 K和22-35 K的温暖和寒冷的尘埃成分，分别。沙尘总质量为3-34 $\times10^{7} M_\odot$，暖尘组分质量分数为0.03- 2.52%.我们比较这些结果与其他亚毫米探测红外发光星系。碰撞DOG，大多数DOG样品，显示出与比较样品相似的粉尘温度和总粉尘质量分布。幂律DOG显示出比其他样品更小的尘埃质量，但需要用更大的样品进行测试。这些结果支持了DOG显示出重尘埃遮蔽的原因不是尘埃含量的总量，而是其中尘埃的空间分布。
2016-10-24 astro-ph.CO 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
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
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
Estimating distance, pressure, and dust opacity using submillimeter observations of self-gravitating filaments
我们提出了一个详细的研究密集的灯丝在IC 5146使用最近的赫歇尔观测与SPIRE。我们描述的轮廓，通过一个平衡的解决方案，自重力等温圆柱体的压力限制其周围介质。在第一次分析中，我们应用了一个简单的修正黑体函数的发射率，忽略任何辐射转移的影响。总的来说，我们发现一个很好的协议所观察到的表面亮度轮廓与模型。细丝显示出强的自重，质量线密度M/l \gtrsim 0.5（M/l）_max，其中（M/l）_max是最大可能的质量线密度。按照模型的预期，我们发现了一个系统的半高宽，密度分布的陡峭化，并为灯丝加热的星际辐射场的亮度质量比降低较高的中心柱密度和质量线密度。我们举例说明和讨论的可能性估计的距离，外部压力，和尘埃不透明度。对于云距D \sim 500 pc和气体温度T_cyl = 10 K，该模型意味着外部压力p_ext/k \sim为2 × 10^4 K cm ^-3，250微米处的有效粉尘排放系数为Δ x kappa_0^em \sim 0.0588 cm ^2 g ^-1，其中Δ为粉尘与气体的比率。假设到云团复合体的距离的最大估计值为1千秒差距，模型得出的Δ x kappa_0 ^em \sim的上限为0.12 cm ^2 g ^-1。
2012-09-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
Dust models post-Planck: constraining the far-infrared opacity of dust in the diffuse interstellar medium
我们比较了几种尘埃模型在再现弥散星际介质（ISM）中每单位消光的尘埃光谱能量分布（SED）方面的性能。我们使用我们的研究结果来约束扩散ISM中的大晶粒的光学性质的变化，如普朗克合作出版的。我们使用两种不同的技术来比较预测的尘埃模型的数据从普朗克HFI，IRAS和SDSS调查。首先，我们拟合远红外发射光谱，恢复尘埃消光和星际辐射场（ISRF）的强度。其次，我们从尘埃每单位消光的总发射功率推断ISRF强度，进而预测发射光谱。在这两种情况下，我们测试的模型，再现尘埃排放和灭绝的能力在同一时间。我们确定了两个问题。并不是所有的模型都能再现每单位消光的平均尘埃排放量：模型之间的差异高达一个因子$\sim2$，模型和观测之间的最佳一致性是通过最近的硅酸盐和无定形碳的实验室数据获得的更多的发射颗粒获得的。所有的模型都无法再现的变化，每单位消光的排放量，如果唯一的可变参数是ISRF强度：这证实了灰尘的光学性质确实是可变的扩散ISM。漫ISM观测结果与ISRF强度和尘埃光学特性变化的情况一致。远红外不透明度与$V$带消光截面的比率呈现$\sim20\%$数量级的变化（在极端情况下为$40-50\%$），而ISRF强度变化为$\sim30\%$（在极端情况下为$\sim60\%$）。这一点必须在今后的建模中加以考虑。
2015-06-23 astro-ph.GA
Further correction to the STARFORGE methods paper: Planck-mean dust opacities
本文修正了STARFORGE方法论文中普朗克均尘消光系数的计算方法，提供了适用于通用使用的更新计算，并澄清了尘埃和辐射温度对尘埃消光系数的影响。
2025-11-18 astro-ph.GA
Smoke in the Pipe Nebula: dust emission and grain growth in the starless core FeSt 1-457
方法：我们得出的亚毫米尘埃光学厚度和有效尘埃温度的赫歇尔数据，对普朗克校准的地图。在校准之后，我们使用普朗克导出的尘埃不透明度光谱指数β（在30'（或约1 pc）的尺度上导出），将修改后的黑体与长波赫歇尔数据拟合。我们使用这个模型来预测在850微米的亚毫米通量密度，我们将这些反过来与APEX-Laboca观测进行比较。结果如下：亚毫米尘埃光学厚度和近红外消光数据的比较揭示了在高柱密度下亚毫米尘埃不透明度增加的证据，解释为内核内部晶粒生长的指示。此外，赫歇尔尘埃模型和Laboca数据的比较表明，频率依赖的亚毫米不透明度，描述的光谱指数β，不改变。一个与普朗克导出的值仅略有不同的β就足以描述数据，β =1.53+/-0.07。我们应用类似的分析巴纳德68，一个核心与显着较低的列密度比FeSt 1-457，我们没有发现证据的晶粒生长，但也有一个单一的β。结论：虽然我们从FeSt 1-457的尘埃不透明度中发现了颗粒生长的证据，但我们没有发现尘埃不透明度光谱指数β在0.02<x<1 pc（或36”<x<30“）尺度上的显著变化的证据。我们在这两种情况下发现的对普朗克导出的尘埃β的修正是测量误差的量级，不包括任何系统误差，因此直接应用普朗克全天尘埃模型的尘埃β是合理的。作为一个推论，可以导出可靠的有效温度图，否则会受到β变化的影响。
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterization of Turbulence from Submillimeter Dust Emission
本文利用我们最近估计磁场湍流分量的方法，导出了非偏振辐射的结构函数以及偏振辐射的Stokes Q和U参数的结构函数。OMC-1 350 μ mSHARP偏振数据的结构函数的解允许确定相应的湍流相关长度尺度。这些长度尺度的估计值为9.4”+/- 0.1”、7.3”+/- 0.1”、12.6”+/- 0.2”（或在450 pc时为20.5 +/-0.2、16.0 +/- 0.2和27.5 +/- 0.4 mpc，OMC-1采用的距离），和非偏振发射N。我们目前对Q和U的结果与以前通过其他方法获得的结果是一致的，并可能表明磁化湍流中存在各向异性。我们推断一个弱耦合的尘埃组件负责的非偏振发射N和磁场B之间的显着差异的湍流相关长度尺度。
2012-02-06 astro-ph.GA
Large molecular and dust reservoir of a gravitationally-lensed submillimeter galaxy behind the Lupus-I molecular cloud
本文通过射电望远镜观测并结合引力透镜效应分析，发现红移z≈3.753处一个极明亮亚毫米星系，其具有巨大的分子与尘埃储库及高尘埃气体比，揭示了早期宇宙中化学富集的冷星际介质。
2025-01-31 astro-ph.GA
High-resolution ALMA Observations of SDP.81. II. Molecular Clump Properties of a Lensed Submillimeter Galaxy at z=3.042
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在$z=3.042$上发现的引力透镜亚毫米星系H-ATLAS J090311.6+003906（SDP.81）中分子气体和尘埃的空间分辨特性。我们在CO（5-4）线数据中鉴定了14个分子团，所有分子团在源平面的空间尺度为$\sim$ 50-300 pc。团簇的分子气体面密度（$Σ_{\rm H_2}$）和恒星形成率（$Σ_{\rm SFR}$）比本星系的高出三个数量级以上。团块被放置在“突发”序列中的$Σ_{\rm H_2}$ - $Σ_{\rm SFR}$平面，这表明$z \sim 3$分子团块遵循恒星形成法律派生本地星暴星系。我们的引力透镜模型，在源平面的位置推导出的分子团，尘埃团，和恒星组件中确定的{ \sl哈勃太空望远镜}图像。分子团和尘埃团共存于$\sim$ 2千秒差距的相似区域，而恒星成分最多偏移$\sim$ 5千秒差距。分子团在南北方向上具有系统的速度梯度，这可能表明旋转的气体盘。一种可能的情况是，分子气体、尘埃和恒星的成分分布在一个数kpc尺度的旋转盘中，恒星的辐射被中心恒星形成区域的尘埃严重遮蔽。另外，SDP.81可以用合并系统来解释，在合并系统中，尘埃星暴发生在两个星系碰撞的区域，被恒星成分中的潮汐特征所包围。
2015-06-10 astro-ph.GA
Changes Of Dust Opacity With Density in the Orion A Molecular Cloud
我们已经研究了尘埃颗粒在亚毫米波长的不透明度，通过估计光学深度从成像在160，250，350，和500微米从赫歇尔古尔德带调查和比较这从2 MASS派生的颜色过剩E（J-Ks）获得的列密度。我们的主要目标是调查的空间变化的不透明度，由于“大”颗粒在各种环境条件下，从而量化的尘埃的排放特性如何随柱（和体积）密度的变化。这里所研究的猎户座A分子云的中部和南部区域，其NH值在1.5 × 10^21 cm^-2到50 × 10^21 cm^-2之间，非常适合于这种方法。我们将每个像素的多频Herschel光谱能量分布（SED）与修改的黑体拟合，以获得在1200 GHz（250 um）的基准频率处的温度T和光学深度τ（1200）。利用星际介质的NH/E（J-Ks）定标，得到了每个像元的不透明度σ_e（1200）。在高纬度弥漫性ISM中，柱密度最低时的σ_e（1200）值约为1 × 10 ^-25 cm ^2 H^-1，在所研究的范围内，σ_e（1200）随着NH ^0.28的增加而增加。这暗示着谷物的进化。对频率上的SED进行积分，我们还计算了大颗粒的比功率P（每H的发射功率）。在尘埃云相对于星际辐射场（ISRF）来说光学厚度较薄的低气柱密度区域，P值通常为3.7 × 10^-31 W H^-1，也接近于高纬度漫射ISM中的P值。然而，我们发现的证据表明，在高柱密度区域，这将是一个自然的结果…
2012-11-27 astro-ph.GA
CMZoom II: Catalog of Compact Submillimeter Dust Continuum Sources in the Milky Way's Central Molecular Zone
在本文中，我们提出了CMZoom调查的目录紧凑源（<10“，~0.4pc）的中央分子区（CMZ）。CMZoom是一个亚毫米阵列（SMA）大型程序，旨在提供一个完整的和公正的地图，所有高柱密度气体（N（H $_2$）$\geq$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$）的最内500 pc的星系在1.3毫米的尘埃连续体。我们生成一个强大的目录，旨在减少虚假源检测，和第二个目录具有更高的完整性，都使用修剪树状图生成。在鲁棒目录中，我们报告了285个紧凑源，或816个高完整性目录。这些源的有效半径在0.04-0.4秒差距之间，是星团的潜在祖先。这两个星表的质量都是由人马座B2云复合体主导的，那里的质量可能是不可靠的，因为自由的污染，不确定的尘埃温度和视线混乱。鉴于调查的选择和完整性，我们预测，我们强大的目录占超过99%的紧凑的子结构能够形成高质量的恒星在CMZ。这个目录为未来研究银河系中心的大质量恒星形成提供了重要的基础。
2020-12-18 astro-ph.GA
Starburst to quiescent from HST/ALMA: Stars and dust unveil minor mergers in submillimeter galaxies at $z \sim 4.5$
在$z \geq 3$的尘埃笼罩、星爆、亚毫米星系（SMG）被认为是$z \geq 2$致密静止星系（cQG）的祖先。为了测试这种联系，我们提出了一个详细的空间分辨研究的恒星，尘埃和恒星质量的样本中的六个亚毫米明亮的星暴星系在$z \sim 4.5$。HST探测到的恒星紫外辐射是扩展的，不规则的，并显示出多个组件的证据。根据HST的信息，我们在静止坐标系光学上对斯皮策/IRAC数据进行了解混，发现这些系统正在进行轻微的合并，典型的恒星质量比为1：6.5。由ALMA追踪到的远红外区尘埃连续辐射，将大部分恒星形成定位在极其致密的区域（中值$r_{\rm{e}} = 0.70 \pm 0.29$ kpc），并且在所有情况下，它都与合并中质量最大的成分（中值$\log (M_{*}/M_{\odot}) = 10.49 \pm 0.32$）有关。我们比较空间分辨紫外斜率（$β$）地图与FIR尘埃连续研究红外过剩（$\rm{IRX} = L_{\rm{IR}}/L_{\rm{UV}}$）- $β$关系。SMG显示系统性高于标称趋势预期的$\rm{IRX}$值，表明FIR和UV发射在空间上是分离的。最后，我们表明，SMG落在质量大小的平面在较小的恒星质量和大小比cQGs在$z = 2$。考虑到由于正在进行的星爆和与小伴星的合并，$z = 4.5$和$z = 2$之间的恒星质量和大小的预期演变，…
2018-02-21 astro-ph.GA
Kiloparsec-scale dust disks in high-redshift luminous submillimeter galaxies
利用870 μ m阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对16个发光（L_IR ~ 4 × 10^12 L_sun）亚毫米星系（SMG）进行了高分辨率（0.16 $"$）成像。这张尘埃影像在1.3千秒差距的尺度上追踪了这些z~2.5星系中被尘埃遮蔽的恒星形成过程。发射具有$R_e=0.24" \pm 0.02"$的中值有效半径，对应于$R_{e}=1.8\pm$ 0.2 kpc的典型物理尺寸。我们推导出一个中值Sérsic指数为$n=0.9\pm0.2$，这意味着在目前的分辨率和灵敏度下，尘埃排放是显着的盘状。我们使用不同的加权方案与vibrium搜索0.12 $"$（~1.0 kpc）尺度上的团块，但我们发现在大多数情况下，没有显着的证据成团。事实上，我们使用模拟表明，所观察到的形态一般是一致的平滑指数盘，这表明在确定候选团块时，即使是温和的S/N干涉数据应谨慎。我们将我们的地图与HST H $_{160}$波段的图像进行比较，发现恒星的形态出现了明显的扩展和干扰，并表明主要的合并可能是我们观察到的致密尘埃盘形成的原因。模糊和未模糊的形态之间的鲜明对比也可能对假设尘埃与光学/近红外连续辐射位于同一位置的SED拟合例程产生影响。最后，我们讨论了当前恒星形成爆发改变观测到的星系大小和光剖面的潜力，表明这些SMG的$z\sim0$后代的恒星质量、有效半径和气体表面密度与当地观测到的最…
2016-09-30 astro-ph.GA
Grain Nucleation Experiments and Other Laboratory Data
为了解释受灰尘影响的观测结果，并对产生灰尘或含灰尘物体的可观测特征进行详细建模，需要了解相关灰尘种类的微观物理特性。宇宙尘埃类似物的实验室测量为我们理解尘埃粒子如何通过其不透明度影响恒星大气的动力学和热力学提供了重要的输入。尘埃颗粒的形成以两种方式影响恒星大气。在气相化学中，尘埃的形成导致某些元素的耗尽，这影响了气体的分子组成，从而影响了相应的不透明度。另一方面，尘埃颗粒具有相当高的质量吸收系数，通常可以与气体不透明度相当甚至超过气体不透明度，由于其高不透明度和由此产生的辐射压力，尘埃对大气结构和AGB星的风性质有很大的影响。在获得实验室数据时需要非常小心，因为即使是在可能的材料预期范围内的不同微物理尘埃值的适度变化，也会对AGB恒星的近红外颜色的解释产生明显的影响。
2012-01-19 astro-ph.GA
Systematic analysis of spectral energy distributions and the dust opacity indices for Class 0 young stellar objects
我们的动机是最近测量的尘埃不透明度指数β周围的年轻恒星物体（YSO），这表明，有效的晶粒生长可能发生早于I类阶段。目前的工作利用丰富的档案干涉观测在亚毫米，毫米和厘米波段，以检查9个0级YSO的致密内部区域（<1000 AU）的晶粒生长的签名。进行系统的数据分析，以获得尘埃温度，光学深度，和尘埃不透明度指数的基础上单组分修改黑体拟合的光谱能量分布（SED）。当采用单分量SED拟合时，拟合的粉尘不透明度指数（β）在0.3 ~ 2.0的较宽范围内。在观测到的9个源中，有4个源的β值低于1.7，这是星际尘埃的典型值。尘埃不透明度指数（或光谱指数）值较低可能是由于尘埃颗粒增长的影响，使β <1.7。或者，非常小的观测值的β可以解释的存在下，深深嵌入的热内盘，这只显着有助于在长波长波段的观测通量。这种可能性可以通过ALMA更高的角分辨率成像观测或毫米和厘米波段更详细的SED采样来检验。其余五个源的β值接近或与1.7一致，表明晶粒生长将开始显著降低β值，而不会早于这些YSO的0级后期阶段。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we trace very cold dust from its emission alone ?
上下文沙尘是冷乌云的一个很好的示踪剂，但它的柱密度很难量化。目标。我们想检查来自Herschel SPIRE和PACS相机的远红外和亚毫米高分辨率数据与地面望远镜测辐射热计相结合是否允许我们检索冷乌云的全部尘埃含量。方法.我们比较了远红外和亚毫米发射整个L183的8 $μ$米的吸收图从斯皮策数据和适合修改后的黑体函数对三个不同的位置。结果我们发现没有一个赫歇尔螺旋通道遵循吸收中看到的冷尘埃轮廓。即使是地面的亚毫米望远镜观测，虽然更密切地跟踪吸收轮廓，也不能帮助描述没有外部信息（如尘埃柱密度本身）的冷尘埃的特征。在高消光的星前核中，尘埃不透明度的差异可以达到3倍。结论.在乌云中，很冷的尘埃的数量不能仅仅从它的排放量来衡量。特别是，仅基于赫歇尔数据的乌云研究可能会错过很大一部分尘埃含量。这对芯和丝密度分布、可重复性和稳定性估计有影响。
2015-01-05 astro-ph.GA
Revealing the Stellar Mass and Dust Distributions of Submillimeter Galaxies at Redshift 2
利用高分辨率ALMA和HST/CANDELS观测数据，结合20个亚毫米星系（SMG）的亮静止坐标系光学观测数据（Ks < 22.9），研究了它们的尘埃和恒星成分的分辨结构特性。我们推导出二维恒星质量分布，这些分布是从基于静止帧光学颜色的空间质光比（M/L）校正推断出来的。由于我们的SMG中尘埃的中心柱密度很高，我们的质量分布可能代表了真实中心质量密度的下限。推断的恒星质量和尘埃分布之间的质心位置在1.1千秒差距内一致，表明两个组成部分之间总体上具有良好的空间一致性。我们的大多数源表现出紧凑的尘埃配置相对于恒星的组成部分（与有效半径Re，尘埃/Re，Mstar = 0.6的中位数比）。这一比率不随比恒星形成率（sSFR）的变化而变化，我们的目标跨越了30倍，对“正常”主序星星系的轨迹进行采样，直到星暴区域，log（sSFR/sSFRMS）> 0.5。我们的研究结果意味着，大规模的SMG正在经历中央增强的恒星形成不同于典型的螺旋星系在本地宇宙。我们的SMG的大小和恒星密度与z=1.5时的被动星族一致，表明这些系统是z~2 SMG的后代。
2019-05-16 astro-ph.GA
Is a top-heavy initial mass function needed to reproduce the submillimeter galaxy number counts?
在不修改初始质量函数的情况下匹配亚毫米星系（SMG）的数量和红移分布，对于星系形成的半解析模型（SAM）来说是一个挑战。我们采用了以前开发的SAM的约束，以匹配z=0星系恒星质量函数，并作出各种预测，同意与观测约束，我们不重新校准SAM这项工作。我们实施三个处方来预测模型星系的亚毫米波通量密度;两个仅依赖于恒星形成率，而另一个也依赖于尘埃质量。通过比较模型的预测，我们发现，考虑到尘埃质量，这影响了尘埃温度，从而影响远红外光谱能量分布，是至关重要的匹配SMG的计数和红移分布。此外，尽管使用标准IMF，我们的模型可以匹配观测到的SMG数计数和红移分布相当好，这与以前的一些研究的结论相矛盾，即除了考虑尘埃质量的影响外，还需要一个头重脚轻的IMF来匹配这些观测结果。虽然我们还没有确定的关键成分，负责我们的模型匹配观测到的SMG数计数和红移分布没有IMF的变化-这是具有挑战性的考虑到不同的处方中采用的物理过程的自组装膜的兴趣-我们的研究结果表明，在自组装膜，IMF的变化是退化与其他物理过程，如恒星反馈。
2017-08-24 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
The Planck submillimeter properties of Galactic high-mass star forming regions: dust temperatures, luminosities, masses and Star Formation Efficiency
大质量恒星的形成发生在巨大分子云（GMC）的内部，并经历了许多阶段。在这项工作中，我们专注于大规模的年轻恒星物体（MYSO）和超紧凑的HII区域（UCHII），前者被笼罩在致密的尘埃和气体的信封，后者已经开始分散。通过从红MSX源（RMS）调查数据库中选择一个完整的MYSO和UCHII样本，我们结合普朗克和IRAS数据，建立他们的光谱能量分布（SED）。有了这些，我们估计样品的物理性质（尘埃温度，质量，光度）。由于RMS数据库提供了唯一的太阳距离，它还允许研究瞬时恒星形成效率（SFE）作为银河系中心半径的函数。我们发现，SFE增加2和4.5千秒差距之间，在那里它达到一个峰值，可能在对应的分子物质的积累在银河酒吧结束。然后，它保持近似恒定高达9千秒差距，之后它线性下降，与河外研究的预测一致。该行为表明在R $_G$ $>$ 8 kpc处存在大量未检测到的分子气体。最后，我们提出了诊断颜色，可用于识别大质量恒星形成的网站。
2021-02-16 astro-ph.GA
Submillimeter Observations of CLASH 2882 and the Evolution of Dust in this Galaxy
对MACS J1149.6+2223星系团的两毫米观测发现了一个与z=9.6的透镜MACS 1149-JD星系的位置一致的源。一个积极的识别将使这个星系成为宇宙中最年轻的尘埃形成星系。使用AzTEC 1.1 mm相机和IRAM NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）在1.3 mm处进行的后续观察未证实这种关联。在本文中，我们表明NOEMA观测将2 mm源与[PCB 2012] 2882相关联（[PCB 2012] 2882是该源的NED搜索名称）。哈勃空间望远镜（HST）星团透镜和超新星（CLASH）目录MACS J1149.6+2223中的源编号2882。这个源，以下简称为CLASH 2882，是一个z=0.99的引力透镜螺旋星系。我们结合GISMO 2毫米和NOEMA 1.3毫米通量与其他（休息帧）紫外远红外观测，构建完整的光谱能量分布（SED）的这个星系，并推导出其恒星形成的历史，恒星和星际尘埃含量。目前该星系的恒星形成率为54/mu Msun yr-1，其尘埃质量约为5 × 10^7/mu Msun，其中mu是该源的透镜放大因子，平均值为2.7。推断的尘埃质量高于核心坍缩超新星（CCSN）和演化的AGB星所能产生的最大尘埃质量。与许多其他恒星形成星系一样，CLASH 2882中的大部分尘埃质量一定是在ISM的致密阶段吸积的。
2015-09-30 astro-ph.GA
A spatially resolved study of cold dust, molecular gas, HII regions, and stars in the $z=2.12$ submillimeter galaxy ALESS67.1
我们提出了详细的研究$z=2.12$亚毫米星系，ALESS 67.1，使用亚弧秒分辨率ALMA，AO辅助VLT/SINFONI，和HST/CANDELS数据调查的运动学和空间分布的尘埃排放（870 $μ$ m连续），$^{12}$ CO（$J$ =3-2），强光学发射线，可见星。光学发射线的动力学模型表明，ALESS 67.1不是一个纯粹的旋转盘，而是一个合并，与HST成像中显示的明显潮汐特征一致。我们的亚弧秒分辨率数据集允许我们测量所有示踪剂的半光半径，并且我们发现与所有其他示踪剂相比，尘埃连续体中的尺寸小4-6倍，包括$^{12}$ CO，UV和H $α$发射明显偏离尘埃连续体。紫外连续谱与冷尘埃和气体库之间的空间不匹配支持了几何效应是尘埃星系在IRX- $β$图上偏移的原因的解释。使用动力学方法，我们得到一个$α_{\rm CO}=1.8\pm1.0$，与其他SMG也解决了CO和尘埃测量一致。假设一个单一的$α_{\rm CO}$值，我们还得到了解决的气体和恒星形成率的表面密度，并发现该星系的核心区域（$\lesssim5$ kpc）遵循合并的趋势施密特-肯尼库特关系，而外围（$\gtrsim5$ kpc）位于正常的恒星形成星系的轨迹，表明不同的恒星形成效率在一个星系。我们的研究结果警告使用单一的大小或形态不同的示踪剂的恒星形成活动和气体含量的星系，因此认为需要使用空间分辨，…
2017-08-29 astro-ph.GA
Properties of host galaxies of submillimeter sources as revealed by JWST Early Release Observations in SMACS J0723.3-7327
利用詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）在SMACS J0723.3-7327星系团场中的0.9- 4.4 ~ $μ$ m成像数据，讨论了阿塔卡玛大毫米波阵探测到的三个亚毫米波星系的性质。由于引力透镜的作用，这些源被放大了1.4- 2.1 $\times$。这是第一次SMG宿主星系在静止帧近红外（NIR）分辨率。其中一个来源是以前没有被HST发现的，而剩下的两个是盘星系，其Sérsic指数为$\sim 0.9$，恒星形成速率在恒星形成“主序”之上或之下。它们的亚毫米辐射来自宿主的内部，这表明它们的尘埃含量集中在中心。在静止帧NIR中测量的宿主半光半径为$\sim$ 1.5 $\times$，小于在静止帧光学中测量的那些，与集中的尘埃分布一致。朝向中心的可见光所遭受的更严重的消光使得它看起来不那么集中。因此，我们预计基于光学的确定宿主星系内的恒星质量分布仍然可能受到尘埃的严重影响。有趣的是，这两个盘状星系在它们的外部区域有很大的不同，一个是恒星形成的，另一个是静止的。即将到来的JWST对SMG的统计学显著样本的观测将使我们能够理解尘埃恒星形成区与其宿主之间的相关性。
2022-08-27 astro-ph.GA
Dust opacity variations in the pre-stellar core L1544
内容：毫米波长尘埃发射的研究对于揭示星前核心的尘埃性质和物理结构以及恒星和行星形成过程的初始条件非常重要。目标：使用两个新的连续体设施，AzTEC在LMT和MUSTANG-2在GBO，我们的目标是检测尘埃颗粒的光学性质的变化作为半径的函数为著名的前恒星核心L1544。研究方法：我们确定在1.1和3.3毫米的排放曲线，并检查它们是否可以复制在目前最好的物理模型L1544。我们还利用各种工具，以自洽的方式确定密度，温度和尘埃不透明度的径向分布。结果：我们发现，我们的观察不能复制，而不调用不透明度的变化。新的数据，新的温度和密度分布，以及整个核心的不透明度的变化，已经推导出来。不透明度的变化是一致的未凝结的裸颗粒之间的预期变化，对核心的外部区域，和颗粒厚的冰地幔，对核心中心。一个简单的分析晶粒生长模型预测的存在下，约3-4微米的新的密度分布在中央2000金。
2019-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the H2O submillimeter emission in extragalactic sources
最近的观测研究表明，（静止）亚毫米波长的H2O发射在红外星系中无处不在，无论是在本地还是在早期宇宙中，这表明在温暖地区尘埃对H2O的远红外泵浦。在这项工作中，提出的模型表明，（i）最高的躺水线（E_{upper} >400 K）在非常温暖的（T_{dust} >~90 K）区域，并需要高H2O柱（N_{H2O} >~ 3 × 10 ^{17} cm^{-2}），而较低的谱线可用T_{dust} ~45-75 K和N_{H2O} ~（0.5-2）x10^{17} cm^{-2};（ii）最低位的显著碰撞激发（E_{upper} <200 K）水平，其提高了总的L_{H2O} - L_{IR}比率，在发射中检测到基态para-H2O 1_{11}-0_00}线的源中被识别;（iii）H2O-红外对于所有E_{upper} <~300 K的谱线，（8-1000 μ m）光度比预期随着T_{dust}的增加而减小，正如最近在LIRG样品中所报道的，但是对于最高位置的H2O谱线，随着T_{dust}的增加而增加（E_{upper} >400 K）;（iv）由于H2O线饱和，我们发现在温暖环境中L_{H2O} / L_{IR}的理论上限;（v）给出了两个非常不同的原型星系，塞弗特2星系NGC 1068和最近的超亮红外星系Arp 220的个别模型，表明在这两种情况下，激发的亚毫米波H2O发射都是…
2014-06-19 astro-ph.GA
Low-temperature MIR to submillimeter mass absorption coefficient of interstellar dust analogues II: Mg and Fe-rich amorphous silicates
为了模拟在弥漫的星际介质、密集的分子云或最终可能形成新恒星的冷团块中观察到的冷尘埃发射，必须知道这种尘埃的物理和光谱特性，并了解其发射。这项工作是以前研究的延续，旨在为天文学家提供现实的宇宙尘埃类似物的光谱数据，用于解释观测结果。生产的铁镁无定形硅酸盐粉尘类似物的平均组成接近$\mathrm{Mg_{1-x}Fe_{x}SiO_3}$，x = 0.1、0.2、0.3、0.4。将每个样品的一部分在还原气氛中在500 $^{\circ}$ C下退火两小时以改变铁的氧化态。我们已经测量了这些铁镁无定形硅酸盐粉尘类似物的质量吸收系数（MAC）在光谱域30 - 1000 $μ$ m的晶粒温度在10 - 300 K的范围内，在室温下在5 - 40 $μ$ m的范围内。镁铁样品的MAC行为与纯富镁无定形硅酸盐样品的MAC行为相同。在30 - 300 K范围内，MAC随晶粒温度的增加而增加，而在10 - 30 K范围内，我们没有看到MAC的任何变化。在$λ^{-β}$中，MAC不能用单一的幂律来描述。所有样品的MAC值都远高于尘埃模型计算的MAC值。观察到无定形硅酸盐的MAC与波长和温度的复杂行为，无论确切的硅酸盐组合物（Mg与Fe量）。这是无定形物质的普遍特征，因此也是无定形宇宙硅酸盐的普遍特征，在天文建模中应该考虑到这一点。与宇宙尘埃模型计算的MAC相比，测量样品的MAC增强，这意味着模型高估…
2017-06-27 astro-ph.GA
Low temperature MIR to submillimeter mass absorption coefficient of interstellar dust analogues I: Mg-rich glassy silicates
来自赫歇尔和普朗克卫星以及现在来自ALMA的大量数据揭示了冷尘埃的热发射，这些数据可用于星际云、冷团块、星周星云和原行星盘等天文环境。对这些观测结果的解释依赖于对冷尘埃排放的理解和建模以及尘埃光学性质的知识。这项工作的目的是为天文学家提供一套真实的星际尘埃类似物的光谱数据，可用于解释观测结果。合成了平均组成为（1-x）MgO-xSiO_2（x = 0.35，0.40和0.50）的玻璃硅酸盐。在300 K - 10 K范围内的晶粒温度下，在30 - 1000 $μ$ m的光谱域中测量样品的质量吸收系数（MAC），在5 - 40 $μ$ m的光谱域中测量室温下样品的质量吸收系数。我们发现，所有样品的MAC随晶粒温度而变化。在FIR/submm中，并且在30 K以上，在给定波长处的MAC值随着温度的增加而增加，因为出现热激活吸收过程。所研究的材料表现出不同的和复杂的行为，在长波长（λ $\geq$ 200至700 $μ$米取决于样品）和MAC不能近似由一个单一的幂律在$λ^{-β}$。这些行为归因于粉尘的无定形性质以及该无定形结构内的缺陷的量和性质。在20 $μ$ m以上，测得的MAC远高于星际硅酸盐尘埃模型计算的MAC，表明本研究中测得的类似物比宇宙尘埃模型中的硅酸盐更具放射性。这具有重要的天体物理学意义，因为模型高估了质量。此外，放宽了宇宙尘埃模型中重元素丰度的限制
2017-01-25 astro-ph.GA
Constraining the Dust Opacity Law in Three Small and Isolated Molecular Clouds
来自热尘埃连续排放的孤立核的密度分布依赖于尘埃特性的模型，如质量不透明度，这是约束不足。通过近红外消光图的补充措施，我们可以评估常用尘埃模型的可靠性。在这项工作中，我们比较赫歇尔导出的地图的光学深度与等效地图来自CFHT WIRCAM近红外观测三个孤立的核心：CB68，L429，和L1552。我们评估了四种模型提供的尘埃不透明度：OH1a，OH5a，Orm1和Orm4。虽然三个来源之间模型的一致性不同，但结果表明，核心封套中灰尘的光学性质最好由硅酸盐和裸露的石墨颗粒（例如，Orm1）或具有一些凝结物和薄或没有冰幔的碳质颗粒（例如，OH 5a）。然而，没有一个模型单独为每个源产生最一致的光学深度图。结果表明，无论是在核心的灰尘是没有很好地描述任何一个灰尘属性模型，灰尘模型的应用程序不能扩展到核心的中心以外，或更复杂的SED拟合功能是必要的。
2017-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
$η$ Carinae's Dusty Homunculus Nebula from Near-Infrared to Submillimeter Wavelengths: Mass, Composition, and Evidence for Fading Opacity
红外线观测明亮的蓝色变星船底座$η$周围的尘埃，巨大的侏儒星云对于描述质量损失历史至关重要，并有助于限制导致大爆发的机制。我们提出了2.4 - 670 $μ$ m光谱能量分布，从传统的ISO观测和新的光谱获得的{ \em{Herschel Space Observatory} }。使用辐射传输模型，我们发现，这两个最适合的灰尘模型产生的成分是一致的，与hoc处理的材料，铁，辉石和其他富含金属的硅酸盐，硅酸盐，镁，铁硫化物的共同点。球形晶粒由与窄的20.2 $μ$ m特征的良好匹配支持。我们的首选模型包含氮化物AlN和Si $_3$ N $_4$在低丰度。粉尘质量范围从0.25到0.44 $M_\odot$，但在两种情况下，由于预期的高Fe气尘比，$M_{\rm{tot}} \ge$ 45 $M_\odot$。大部分尘埃位于5 $"$ $\times$ 7 $"$中心区域内。在390 $μ$ m处检测到额外的紧凑特征。我们得到$L_{\rm{IR}}$ = 2.96 $\times$ 10 $^6$ $L_\odot$，从1971-1977年观察到的中红外光度水平的平均值下降了25%。这表明星周消光的减少与视觉亮度的增加相结合，允许25- 40%的光学和紫外线辐射从中心源逃逸。我们还通过$9-8$系对$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J = 5-4$进行了分析，结果表明丰…
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling and predicting the shape of the far-infrared to submillimeter emission in ultra-compact HII regions and cold clumps
尘埃的性质很可能受到尘埃颗粒演化环境的影响。例如，对冷团簇（7 K- 17 K）的一些分析表明，聚集过程在稠密环境中是有利的。然而，在长波长（$λ$ $>$ 300 $μ$ m）下研究暖（30 K-40 K）尘埃辐射一直受到限制，因为很难将远红外到毫米（FIR-mm）光谱覆盖范围和高角分辨率结合起来观测暖尘埃颗粒。使用Herschel数据从70到500 $μ$ m，这是Herschel红外银河系（Hi-GAL）调查的一部分，结合1.1毫米的数据从Bolocam银河系平面调查（BGPS），我们比较了两种类型的环境中的排放：超紧凑HII（UCHII）地区，和冷分子团（表示为冷团）。通过这种比较，我们测试了粉尘排放模型在FIR到毫米域，再现在扩散介质中的排放，在这两个环境（UCHII地区和冷团块）。我们还研究了它们预测银河系尘埃排放的能力。我们确定了12个UCHII区域和12个冷团的发射光谱，并使用最近的两能级系统（TLS）模型和三组参数和所谓的T- $β$（温度-尘埃发射率指数）唯象模型（$β$设置为1.5，2和2.5）推导出尘埃温度（T）。我们首次在温暖地区测试了TLS模型的适用性。这一分析表明，在寒冷和温暖的环境之间的粉尘排放的不同趋势是可见的，通过粉尘发射率指数的变化。然而，使用标准参数，TLS模型能够再现在寒冷和温暖地区观察到的光谱行为，从单独的尘埃温度的变化，而T- $β$模…
2014-10-03 astro-ph.GA
Inferring the dust emission at submillimeter and millimeter wavelengths using neural networks
本研究基于监督深度学习算法，利用Herschel数据训练神经网络，成功预测了850微米和1.38毫米波段在37''分辨率下的尘埃发射图，支持了波长大于850微米时尘埃发射光谱变平的假设。
2024-10-14 astro-ph.GA
First Observation of the Submillimeter Polarization Spectrum in a Translucent Molecular Cloud
来自排列尘埃的偏振辐射是ISM中研究磁性的重要工具，也是研究CMB偏振的麻烦污染物。在每一种情况下，要理解偏振信号的重要性，都需要对尘埃颗粒进行良好校准的物理模型。尽管在理论和观测方面取得了数十年的进展，但偏振尘埃模型在很大程度上仍然缺乏约束。在2012年的飞行中，球载望远镜BLASTPol同时获得了250、350和500微米的半透明分子云的宽带偏振图。将这些数据与普朗克850微米波段的偏振测量相结合，我们首次为这种类型的云产生了亚毫米偏振光谱。我们发现，偏振度在很大程度上是恒定的四个波段。这一结果引入了一个新的观察与潜在的ISM灰尘极化模型在以前无法访问的密度制度的经验约束。与Draine和Fraisse（2009）的模型相比，我们的结果不支持他们的两个模型，其中所有的极化都是由于对齐的硅酸盐颗粒引起的。通过创建一个简单的模型，在半透明的云偏振发射，我们验证了消光云内的偏振光谱形状相比，扩散ISM只有很小的影响。因此，我们期望测量的偏振光谱是一个有效的检查扩散ISM灰尘模型。所观察到的偏振光谱的一般平坦度提出了一个挑战的模型，其中温度和对准度是强烈相关的主要尘埃成分。
2017-07-10 astro-ph.GA
Submillimeter flux as a probe of molecular ISM mass in high-$z$ galaxies
最近对热尘埃连续体的长波长观测表明，瑞利-金斯（RJ）尾可以作为高$z$星系中尘埃和ISM质量的时间有效的定量探测器。我们使用高分辨率的宇宙学模拟的反馈在现实环境（FIRE）项目分析的尘埃排放的$M_*>10^{10}\;M_{\odot}$星系在$z=2-4$。我们的模拟（MassiveFIRE）明确包括各种形式的恒星反馈，它们产生的恒星质量和恒星形成率的高$z$星系与观测一致。使用辐射转移建模，我们表明，亚毫米（亚毫米）光度和分子ISM质量是紧密相关的，整体归一化与观测定量一致。值得注意的是，即使在星爆期间，亚毫米光度也能追踪分子ISM质量，因为尘埃质量和质量加权温度在$z=4$和$z=2$之间只有适度的变化，包括在星爆期间。我们的发现支持了经验的方法，使用宽带亚毫米流量作为代理的分子气体含量在高$z$星系。因此，我们期望单波段亚毫米观测ALMA显着增加高$z$星系的样本大小与可靠的ISM质量在不久的将来。
2018-04-16 astro-ph.GA
Spatial distribution of interstellar dust in the Sun vicinity, comparison with neutral sodium-bearing gas
星际尘埃和气体的3D断层扫描在许多方面都很有用，从ISM本身的物理和化学演变到CMB的前景净化，或者对特定物体环境的各种研究。我们的目标是在250秒差距内提供更精确的星际尘埃和气体云距离信息。我们采用最好的校准方法，仔细筛选一组恒星Stromgren测光数据具有依巴谷视差和光谱类型分类的目标。我们结合了大约6,000颗恒星的星际距离和视差距离，建立了当地尘埃的3D断层扫描。我们使用的反演方法的基础上正则化贝叶斯方法和最小二乘准则。我们获得了3D地图的不透明度和距离的主要含尘云与250 pc。我们计算了太阳和立方体边界之间的综合消光，并与来自红外2D地图的总星系消光进行了比较。我们还比较了不透明度分布与星际中性钠的3D分布，这是由钠柱向大约1,700颗目标星的反转产生的。我们的地图显示，与南方相比，北方的高纬度尘埃不透明度更大，而气体地图没有显示出相同的不对称性，这表明在小距离处尘埃与气体比率的极性不对称性。
2010-02-24 astro-ph.GA
Bayesian method for the analysis of the dust emission in the Far-Infrared and Submillimeter
本文提出了一种基于贝叶斯统计的方法来拟合远红外和亚毫米波段的尘埃辐射参数。该方法估计尘埃温度和光谱发射率指数，以及它们之间的关系，适当地考虑到统计和系统的不确定性。我们测试它的三套模拟源检测的赫歇尔空间天文台在PACS和SPIRE光谱带（70-500微米），跨越了广泛的尘埃温度。模拟观测是一个单组分的星际介质，和两个双组分的来源，无论是温暖的（HII区）和寒冷的（冷团块）。我们首先定义了一个程序，以确定更好的模型，然后我们恢复模型的参数，并通过采用多变量高斯先验的蒙特卡罗马尔可夫链算法测量它们的物理相关性。在此过程中，我们评估模型恢复和参数估计的可靠性。我们的结论是，只有在某些情况下，模型和参数是正确的恢复，并在某些情况下，可能会得出错误的模型。我们应用的方法，以一组91无星冷块在臂间区域的银河平面低恒星形成活动，观察赫歇尔在Hi-GAL调查。我们的结果是一致的温度无关的光谱指数。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A submillimeter study of the IR dust bubble S 21 and its environs
根据$^{12}$ CO（2-1）和$^{13}$ CO（2-1）谱线的分子发射，以及对S21红外尘埃泡的近红外和远红外连续谱发射，分析了与星云有关的气体和尘埃的物理特征以及其周围是否存在年轻恒星天体（YSO）。线发射揭示了一个半径为1.4 pc的cluridium分子壳层，包围着S21。壳层中的总分子质量为2900太阳质量，原始环境密度为2.1 x 10 $^3$ cm $^{-3}$，表明气泡是在高密度星际介质中演化的。在24 $μ$ m处的图像显示了气泡内部的温暖尘埃，而在250至870 $μ$ m范围内的发射显示了其外围的冷尘埃，与分子气体一致。射电连续辐射的探测表明该气泡是一个致密的HII区。使用光度标准搜索YSO可以识别投射到分子团上的许多候选物。我们分析了收集和坍缩过程是否引发了新一代恒星的产生。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy luminosity function and its cosmological evolution: Testing a new feedback model depending on galaxy-scale dust opacity
我们提出了一个新版本的宇宙学星系形成的半解析模型，纳入了恒星形成的法律与反馈依赖于星系尺度的平均尘埃不透明度和金属丰度，最近在附近星系的恒星形成的观测和理论考虑的动机。这个新的模型被用来研究这种反馈对塑造星系光度函数及其演化的影响。恒星形成活动显着抑制矮星系的新的反馈效应，和本地光度函数的暗端斜率可以再现与一个合理的强度的超新星反馈，这是在以前的模型，需要一个相当极端的强度的超新星反馈。我们的模型也可以再现早期出现的大质量星系表现在高红移K波段光度函数的亮端。虽然之前的一些模型也成功地重现了这一点，但它们假设恒星形成定律取决于星系尺度的动力学时间，这并不被观测所支持。我们认为，依赖于尘埃不透明度（或金属柱密度）的反馈是必不可少的，而不是简单地依赖于气柱密度，得到这些结果。
2014-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Rest-Frame Submillimeter Spectrum of High Redshift, Dusty, Star-Forming Galaxies from the SPT-SZ Survey
基于SPT-SZ巡天78个高红移尘埃恒星形成星系的ALMA观测，构建平均静止系亚毫米光谱，探测多种分子谱线，揭示尘埃温度对气体性质的影响，为研究遥远星系ISM和化学演化提供参考。
2023-01-03 astro-ph.GA
Lightning: An X-ray to Submillimeter Galaxy SED-Fitting Code With Physically-Motivated Stellar, Dust, and AGN Models
本文发布开源SED拟合代码Lightning的更新版，支持X射线至亚毫米建模及恒星、尘埃与AGN成分，并通过多个星系案例验证其能力。
2023-07-17 astro-ph.GA
Relating dust, gas and the rate of star formation in M31
利用Spitzer卫星的观测资料，我们得到了45”分辨率下M31上尘埃温度和尘埃不透明度的分布。利用不透明度图和标准尘埃模型，我们对Ha辐射进行了去红处理，得到了M31的第一张去红Ha图。通过径向分布、像元相关性和小波互相关分析比较了沙尘、Ha、HI和H2的辐射特征。尘埃温度从中心附近的30 K急剧下降到大半径处的15 K。沿视线方向在Ha波长处的平均尘埃光学厚度约为0.7。尘气比的径向减小趋势与氧丰度的径向减小趋势相似。在<2kpc尺度上，冷尘埃辐射与中性气体辐射的相关性最好，暖尘埃辐射与电离气体辐射的相关性最好。Ha发射与70 μ m处发射的相关性略好于24 μ m处。在6 kpc <R<17 kpc的地区，总的SFR约为0.3Msun/yr。SFR与总气体之间的Kennicutt-Schmidt定律在R=7- 11 kpc的径向范围内具有1.30 ± 0.05的幂律指数，当R=11- 13 kpc时增加约0.3。中心区域H2的缺乏可能与HI的缺乏和尘埃的低不透明度/高温有关。由于SFR和SFE都与H2或总气体的表面密度没有很好的相关性，因此除了气体密度之外的其他因素在M31中大质量恒星的形成中一定起着重要的作用。1.1 Gyr的分子耗尽时间尺度表明，M31形成年轻大质量恒星的效率比M33低三倍。
2010-04-24 astro-ph.GA
Impact of ice growth on the physical and chemical properties of dense cloud cores
研究通过一维坍缩模型自洽结合流体力学、化学和辐射传递模拟，发现时间依赖性冰层生长对冰丰度影响较小，但通过光电效应影响气体温度进而影响坍缩动力学，建议考虑冰层生长以准确描述坍缩动力学。
2024-08-30 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core V: Near-infrared and Submillimeter Polarization in FeSt 1-457
研究了冷无星致密核FeSt 1-457的亚毫米（submm）尘埃发射偏振与尘埃二向色消光产生的近红外（NIR）$H$ -波段偏振之间的关系。偏振角（$90^{\circ}$ -对于亚毫米旋转）和程度的分布被发现在亚毫米和NIR波长之间非常不同。FeSt 1-457在submm和NIR波长下的平均偏振角分别为$132.1^{\circ} \pm 22.0^{\circ}$和$2.7^{\circ} \pm 16.2^{\circ}$。发现$P_H$和$A_V$之间的相关性从最外区域到$A_V \approx 25$ mag的相对密集的视线是线性的，这表明NIR偏振至少在该密度范围内反映了核心的总体偏振（磁场）结构。$P_H/A_V$与$A_V$的平坦相关性得到了证实，并且发现偏振效率与观测上限相当（Jones 1989）。另一方面，正如Alves等人所报道的，亚毫米极化度随$A_V$的变化呈现出明显的线性下降趋势，从$A_V \approx 20$ mag到极化中心（$A_V \approx 41$ mag）呈“极化空穴”结构。获得了$P_{\rm submm}$与$A_V$关系的幂律指数为$\approx -1$，表明submm敏感粉尘的对齐丢失。这些在亚毫米和近红外波长处非常不同的偏振分布表明：（1）在这些波长处存在不同的辐射环境，或者（2）亚毫米敏感灰尘是局部的，或者它们的组合…
2018-10-14 astro-ph.GA
Spatial Variations of Dust Opacity and Grain Growth in Dark Clouds: L1689, L1709 and L1712
本文通过多波长红外观测构建了蛇夫分子云内三个暗云的K波段高分辨率消光图，结合修正黑体模型拟合远红外光深，发现尘埃不透明度比弥漫星际介质高2-3倍且存在空间变化，但研究区域尚未发生明显的快速颗粒生长。
2024-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stardust Galaxies at z>9: A Dust-Origin Transition Behind the Excess of UV-Bright Galaxies
Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Waseda University（早稻田大学）；Nagoya University（名古屋大学）；the Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文与天体物理系）；National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（国家光学红外天文研究实验室）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；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）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
研究通过结合恒星形成效率的变化，探讨z>9星系中星尘起源和透明度的转变如何解释紫外亮星系的过剩现象以及极低尘埃消光的普遍性。
2026-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing dust signature in the cosmic microwave background
我检查了一个可能的光谱失真的宇宙微波背景（CMB）由于其吸收星系和星系际尘埃。我表明，即使是微妙的星系际不透明度$1 \times 10^{-7}\, \mathrm{mag}\, h\, \mathrm{Gpc}^{-1}$的CMB波长在本地宇宙中的CMB吸收和CMB强度的下降，因为不透明度急剧增加红移的原因不可忽略。宇宙微波背景辐射即使在由红移$z < 10$定义的宇宙时期也应该是扭曲的。对于这个时期，CMB的最大光谱失真至少为300 GHz处的$20 \times 10^{-22} \,\mathrm{Wm}^{-2}\, \mathrm{Hz}^{-1}\, \mathrm{sr}^{-1}$，远高于COBE/FIRAS、WMAP或普朗克通量测量的灵敏度。如果尘埃质量被认为是红移依赖的，在红移2-4处有明显的尘埃丰度，预测的CMB失真甚至更高。在完全透明的宇宙中，由于星系中的尘埃，宇宙微波背景辐射也会发生畸变，但这种效应比星系际不透明度低一个数量级。宇宙微波背景辐射被尘埃扭曲的现象并没有被观测到，这一事实很有趣，它对不透明度和消光定律的测量以及当前宇宙模型的有效性提出了质疑。
2017-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing star formation and ISM properties using galaxy disk inclination III: Evolution in dust opacity and clumpiness between redshift 0.0 < z < 0.7 constrained from UV to NIR
本文利用Tuffs等提出的紫外、光学和近红外波段的衰减-倾斜模型，研究了星系中尘埃的平均性质与恒星质量$M_{*}$、恒星质量表面密度$μ_{*}$、恒星形成速率$SFR$、比恒星形成速率$sSFR$、恒星形成主序星偏移量$dMS$的关系。和恒星形成率表面密度$Σ_{SFR}$在红移$z \sim 0$和$z \sim 0.7$。我们使用来自SDSS（$\sim$ 20000）和GAMA（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.04 < z < 0.1$形成我们的低z样品，并使用来自COSMOS（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.6 <z < 0.8$形成样品。我们发现在$z \sim 0.7$处的星系比在$z \sim 0$处的星系具有更高的光学厚度$τ_{B}^{f}$和块状度$F$。$F$的增加暗示着$z \sim 0.7$星系的恒星不太可能逃离它们的诞生云，这可能表明诞生云更大。我们还发现，$τ_{B}^{f}$增加与$M_{*}$和$μ_{*}$独立的样品，因此红移。我们没有发现$τ_{B}^{f}$或$F$与$SFR$的明显趋势，这可能意味着尘埃质量分布与$SFR$无关。反过来，这意味着尘埃形成和破坏的平衡是独立于PDMATHAMO的。基于对巴耳末衰减的倾角依赖性的分析，我们发现，再现巴耳末线辐射不仅需要与恒星形成区相关的完全光学厚的尘埃成分，如在标准…
2022-06-13 astro-ph.GA
A Submillimeter Galaxy Projected on the Debris Disk of HD 95086
我们目前进行了灵敏的观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的尘埃碎片盘HD 95086。这些观测是在波段6（223千兆赫）和7（338千兆赫）进行的，其角分辨率约为1 $''$，这使我们能够很好地分辨碎片盘，其去卷积尺寸为7.0 $''$ $\times$ 6.0 $''$，内部凹陷约为2 $''$。我们没有探测到来自恒星本身和可能的内部尘埃带的辐射。我们也没有检测到CO（J=2-1）和（J=3-2）的排放，排除了在以前的研究HD 95086中指出的演化的气态原始盘的可能性。我们估计的$\leq$ 0.01 M $_\oplus$的碎片盘的气体质量的HD 95086的下限。根据毫米排放量，我们计算出碎片盘HD 95086的尘埃质量为0.5 $\pm$ 0.2 M $_\oplus$，得出尘埃与气体之比为$\geq$ 50。最后，我们确认检测到一个强大的亚毫米波源西北的磁盘（ALMA-SMM 1）揭示了最近的ALMA观测。这个新的来源可能被解释为在碎片盘HD 95086的外围形成的行星，或者是矮行星之间的强烈撞击。然而，考虑到ALMA-SMM 1没有类似于碎片盘中报告的自行（根据这些新的ALMA观测估计）和光学星，这更有可能是一个亚毫米背景星系。
2018-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Millimeter and Submillimeter Excess Emission in M33 revealed by Planck and LABOCA
以往的研究表明，在许多低金属丰度星系的光谱能量分布（SED）中，存在着亚毫米（submm）和毫米（mm）波长的过量发射。本研究的目的是分别模拟附近旋涡星系M33中恒星形成（SF）组分的辐射和弥漫星际介质（ISM）的辐射。我们将观测到的M33的SED分解为SF和弥散分量。中红外（MIR）和远红外（FIR）通量提取斯皮策和赫歇尔数据。在submm和mm波长，我们使用APEX的地面观测来测量SF分量的发射，并使用普朗克太空望远镜的数据来估计漫射发射。这两个组件分别适合使用辐射传输模型的基础上，标准的灰尘属性和现实的几何形状。这两个模型化的SED被合并以构建M33的全局SED。此外，在我们的模型中，为尘埃排放提供动力所需的辐射场与GALEX，Sloan和Spitzer的观测结果进行了比较。我们的模型能够再现在MIR和FIR波长的观测，但我们发现在submm和mm波长的发射强烈过量，模型的预期严重低估了LABOCA和普朗克通量。我们还发现，逃离星系的紫外线（UV）辐射比模型预测高出70%。我们确定气体与尘埃的质量比Gdust约为100，明显低于M33太阳下金属丰度的预期值。我们讨论了不同的假设来解释我们研究中发现的差异（即，在submm和mm波长的过量发射，紫外线衰减的赤字，和异常低的Gdust值），得出的结论是，不同的尘埃性质在M33是最合理的解释。
2016-03-07 astro-ph.GA
FAUST XXVI. The dust opacity spectral indices of protostellar envelopes bridge the gap between interstellar medium and disks
本文利用ALMA FAUST项目高分辨率数据在uv平面分离盘与包层贡献，首次为11个原恒星包层测量尘埃不透明度谱指数β，并结合文献数据证明β在星际介质与盘之间平滑过渡，且与包层质量显著相关。
2025-06-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The opacity limit
本研究推导了尘埃冷却坍缩气体团块的热演化，确定了最小金斯质量对尘埃性质和环境辐射场的依赖关系，并指出在富尘埃或辐射密集环境中初始质量函数可能不再偏向低质量端。
2023-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended H$α$ over compact far-infrared continuum in dusty submillimeter galaxies -- Insights into dust distributions and star-formation rates at $z\sim2$
利用VLT上的ALMA和包括SINFONI和KMOS在内的近红外积分场谱仪的数据，研究了6个亚毫米星系在$z\sim2$上的H $α$和静止标架远红外（FIR）连续谱的二维分布.在相似的空间分辨率（$\sim$ 0.5”FWHM; $\sim$ 4.5 kpc at $z=2$）下，我们发现H $α$的半光半径在一半的样品中明显大于FIR连续谱的半光半径，并且平均H $α$是$2.0\pm0.4$的中值因子。在探索了校正衰减的各种方法之后，我们发现基于衰减校正的H $α$的SFR系统地比基于IR的SFR低至少$3\pm1$的中值因子，这不能仅由半光半径的差异来解释。此外，我们发现，在40%的情况下，总$V$带衰减（$A_V$）来自能量平衡建模的全紫外（UV）到FIR光谱能量分布（SED）是显着高于来自SED建模仅使用UV到NIR部分的SED，和差异似乎增加总红外光度。最后，考虑到我们所有的发现以及文献中的研究，我们假设SMG中的尘埃分布，也可能是在红外亮度较低的$z\sim2$大质量恒星形成星系中，可以分解为三个主要成分;被较老的恒星群体加热的弥散尘埃，更模糊和扩展的年轻恒星形成HII区，以及具有低填充因子但主导红外发光度的严重模糊的中心区域，其中大部分衰减不能经由UV到NIR发射探测。
2020-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
