A Pop III generated dust screen at z~16
本文探讨R_h=ct宇宙模型中CMB各向异性在z~16产生的可能性，提出通过Pop III尘埃幕散射的CMB尚不能被现有数据排除，并指出未来观测可区分该机制与标准复合区模型。
2022-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Herschel Virgo Cluster Survey: III. A constraint on dust grain lifetime in early-type galaxies
被动早型星系（ETG）为研究演化恒星周围尘埃形成及其随后在热气体中的破坏之间的相互作用提供了理想的实验室。使用斯皮策-IRS和赫歇尔的数据，我们比较了尘埃生产率的信封上的总尘埃质量的限制，发展AGB星。早期类型的星系似乎是真正被动地演化，没有被赫歇尔探测到。因此，我们得出了一个距离无关的上限尘埃颗粒生存时间在恶劣的环境中的ETG的< 46 +/- 25百万年的无定形硅酸盐颗粒。这意味着在远红外波长处检测到的ETG已经通过相互作用获得了冷的尘埃介质。考虑到可能的冲压压力剥离的时间尺度，这也意味着只有在冷（原子）介质中含有尘埃的星系才能将尘埃释放到星系团内介质中。
2010-05-17 astro-ph.CO
The chemical signature of surviving Population III stars in the Milky Way
星族III恒星形成的宇宙学模拟表明，原始的初始质量函数可能已经扩展到太阳质量以下。如果质量小于0.8 M_Sun的Pop III恒星确实形成了，那么它们应该仍然存在于今天的银河系中，要么是主序星，要么是红巨星。然而，尽管进行了广泛的搜索，还没有发现任何原始恒星。长期以来，人们认识到，原始恒星最初的无金属性质可能被掩盖，因为从星际介质（ISM）吸积了富含金属的物质。在这里，我们指出，虽然气体吸积从ISM可能很容易发生，吸积的灰尘从ISM可以防止由于压力的辐射从低质量的恒星。这意味着一个可能的独特的化学签名的恒星污染，只有通过吸积，即增强气相元素相对于那些在尘埃阶段。使用流行III恒星模型，我们概述了这种签名可以展出的条件下，我们从本地ISM吸积的情况下，得到预期的签名。有趣的是，由于相对于碳和其他元素而言，铁的大部分耗尽为尘埃，这种特征与许多所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星中观察到的特征相似。因此，我们认为，所观察到的CEMP星的一部分，事实上，可能是吸积污染的Pop III星。
2015-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
SOFIA Far-infrared [O III] and [O I] Observations of Dense CO-knots in the Supernova Remnant Cassiopeia A: Multi-phase Ejecta
超新星遗迹中密集、快速移动的喷出物结是分子和尘埃形成的主要场所。我们目前的SOFIA远红外光谱仪FIFI-LS观测Cas A中的富CO结，覆盖了北部壳的~1平方弧分区域，在[O III] 52和88微米和[O I] 63微米线。FIFI-LS谱表明，[O III]和[O I]的谱线轮廓与Herschel PACS [O III]和CO谱线轮廓相似。我们发现，[O III]地图显示非常不同的形态比[O I]地图。[O III]图显示了弥散的大尺度结构，两条[O III]线的比率表明在所绘制的区域内存在密度范围为500 - 10，000/cm ^3的气体。相反，[O I]图显示与密集的富CO结相关的明亮发射。63微米的[O I]线描绘了冷却的、致密的冲击后喷出物气体。我们发现，IR占主导地位的[O III]发射是从后冲击气体的基础上，其形态，高柱密度，和速度分布。我们描述了多相喷出物结，一生的团块，和生存的年轻超新星遗迹的尘埃。
2019-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Wyoming Survey for H-alpha. III. A Multi-wavelength Look at Attenuation by Dust in Galaxies out to z~0.4
我们报告的结果来自怀俄明州调查的H-α（WySH），一个全面的四平方度调查，以探索恒星形成星系的演化在宇宙的后半部分年龄。我们补充了H-阿尔法数据从WySH与红外数据从斯皮策广域红外河外（SWIRE）调查和紫外线数据从星系演化探测器（GALEX）深度成像调查。这个数据集提供了一个多波长的尘埃衰减的演变，在这里，我们比较了一个传统的尘埃衰减测量（L（TIR）/L（FUV））的诊断基于最近开发的强大的恒星形成率（SFR）指标，[H-alpha_obs+24-micron]/H-alpha_obs。我们目前的结果从ELAIS-N1和洛克曼洞区域在z~0.16，0.24，0.32和0.40。虽然这两个诊断的集合平均值从一个时代到另一个时代是相对恒定的，但每个时代都表现出更高的恒星形成率的尘埃衰减。因此，在恒星形成速率固定的情况下，一个历元到历元的比较表明，随着红移，尘埃衰减会略有减少。
2010-06-11 astro-ph.CO
The JCMT Nearby Galaxies Legacy Survey III: Comparisons of cold dust, polycyclic aromatic hydrocarbons, molecular gas, and atomic gas in NGC 2403
利用3.6，8.0，70，160微米Spitzer空间望远镜数据，James Clerk Maxwell望远镜HARP-B CO J=（3-2）数据，国家射电天文台12米望远镜CO J=（1-0）数据和甚大阵HI数据，研究了NGC 2403内多环芳烃、冷尘埃（~20 K）、分子气体和原子气体之间的关系，并对NGC 2403内多环芳烃的分布进行了分析。距离为3.13 Mpc的SABcd星系。尘埃表面密度主要是总的（原子和分子）气体表面密度和银河中心半径的函数。气尘比随半径单调增加，从核内的~100变化到5.5千秒差距时的~400。气尘比的斜率接近于氧丰度的斜率，这表明金属丰度强烈影响该星系内的气尘比。CO J=（3-2）辐射的径向分布的指数尺度长度在统计上与减去恒星连续谱的8微米（PAH 8微米）辐射的尺度长度相同。然而，CO J=（3-2）和PAH 8微米的表面亮度似乎不相关时，检查sub-kpc大小的区域。
2009-11-17 astro-ph.CO
High redshift JWST predictions from IllustrisTNG: II. Galaxy line and continuum spectral indices and dust attenuation curves
我们提出的预测高红移（$z=2-10$）星系人口的基础上的IllustrisTNG模拟套件和一个完整的蒙特卡罗尘埃辐射传输后处理。具体地，我们讨论了${\rm H}_α$和${\rm H}_β$ + $[\rm O \,III]$光度函数直到$z=8$。预测的${\rm H}_β$ + $[\rm O \,III]$光度函数与目前在$z\lesssim 3$观测到的$\lesssim 0.1\,{\rm dex}$光度差异一致。然而，预测的${\rm H}_α$光度函数是$\sim 0.3\,{\rm dex}$比在$z\simeq 2$观察到的一个暗淡。此外，我们探讨了连续光谱指数，在$4000$连续（D4000）和紫外连续斜率$β$的巴尔末断裂。在$z=2$预测的中值D4000与sSFR关系与当地校准一致，尽管在这个平面上的星系的分布模式不同。此外，我们重现所观察到的$A_{\rm UV}$与$β$的关系，并探讨其对星系恒星质量的依赖性，为观察到的这种关系的复杂性提供了一个解释。我们还发现了严重衰减，紫外线红色星系在模拟中的不足。最后，我们提供的$z=2-6$星系的尘埃衰减曲线的预测，并调查其依赖于星系的颜色和恒星质量。在红移较高、颜色较蓝或恒星质量较低的星系中，衰减曲线较陡。我们将这些预测的趋势归因于尘埃几何学。总的来说，我们的结果是一致的高红移星系目前的观测。未来的JWST…
2020-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the dust geometry in radio-loud active galactic nuclei
我们利用斯皮策太空望远镜对12个射电强活动星系核（AGN）的光度和红外光谱观测来研究尘埃的几何形状。我们的方法是看的变化的红外光谱能量分布（SED）和强度的10微米的硅酸盐功能与射流视角。我们发现：（i）三个或四个黑体的组合很好地符合红外SED;（ii）更接近喷流轴的源似乎有更强的温暖（~300 - 800 K）和冷（~150 - 250 K）的尘埃排放相对于热组件;和（iii）硅酸盐的功能总是在发射和强烈的红移。我们测试了cluppertorus模型，发现（i）它们很好地近似了SED的中红外部分，但大大低估了近红外和远红外波长的通量;（ii）它们可以限制尘埃成分（在我们的情况下，标准的星际介质）;（iii）它们需要相对较大的（~10%-20%的光速）向红位移;和（iv）他们给强大的总质量估计，但不敏感的假设几何形状。
2010-07-02 astro-ph.CO
A needle in a haystack? Catching Pop III stars in the Epoch of Reionization: I. Pop III star forming environments
针对再电离时期第三星族星难以直接观测的问题，本研究利用流体动力学模拟开展分析，明确了该时期第三星族星的形成环境、宿主星系特征及观测可行性，为后续JWST深空探测提供理论支撑。
2023-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-wavelength Probes of Obscuration Towards the Narrow Line Region in Seyfert Galaxies
本文研究了活动星系核（AGN）的红化和对窄线区（NLR）的吸收，这些活动星系核是从修正的Shapley-Ames、12 μ和Swift/Burst Alert望远镜的样品中选取的。对于倾角b/a > 0.5的主星系中的源，我们发现在Seyfert 2s中，由地面观测得到的[O III] 5007 A和由Spitzer/红外摄谱仪观测得到的[O IV] 28.59 μ的平均比值比Seyfert 1 s低2倍。Seyfert 2s的低[O III]/[O IV]和[O III] 4363/5007比值的组合表明NLR的排放比Seyfert 1 s更多。与塞弗特1 s中观测到的相比，类似的尘埃气体（NH ~几× 10^21 cm^-2）柱密度可以解释[O III] 5007 A和[O III] 4363 A的抑制。此外，我们发现，X射线线OVII 22.1A在塞弗特2s中较弱，这与使光发射变红的相同气体的吸收一致。利用哈勃太空望远镜/太空望远镜成像光谱仪对塞弗特1星系NGC 4151的无狭缝光谱进行观测，我们估计只有约30%的[O III] 5007 A来自中心源的30 pc范围内，这不足以解释塞弗特2s中的低[O III]/[OIV]比率。如果Seyfert 2星系具有相似的内禀[OIII]空间轮廓，外部尘埃气体必须沿着NLR进一步延伸，可能以核尘埃螺旋的形式与朝向AGN的燃料流相关联…
2010-11-27 astro-ph.CO
The VMC survey III. Mass-loss rates and luminosities of LMC AGB stars
尘埃辐射转移模型的所有374 AGB恒星候选人在一个领域所观察到的新的VISTA调查的麦哲伦云（VMC）。质量损失率，光度和C-和O-丰富的恒星的分类，通过拟合模型的光谱能量分布相结合的VMC数据与现有的光学，近，中红外测光。这项探索性的研究表明，我们的方法提供了可靠的质量损失率，光度和化学分类的所有AGB星。这些结果已经提供了重要的限制AGB进化模型。然而，我们的大多数结论，特别是对于罕见的尘埃笼罩的极端AGB恒星，受到我们研究所覆盖区域相对较小的强烈限制。即将进行的VMC观测将很容易消除这一限制。[删节]
2011-10-20 astro-ph.CO
The mass-loss return from evolved stars to the Large Magellanic Cloud III. Dust properties for carbon-rich asymptotic giant branch stars
我们提出了一个2Dust模型的尘埃壳周围的LMC长周期变量（LPV）以前研究的OGLE调查的一部分。OGLE LMC LPV 28579（SAGE J051306.40-690946.3）是一颗富碳的渐近巨星分支（AGB）星，我们有它的光度学和光谱来自斯皮策SAGE和SAGE-Spec程序以及UBVIJHK_s光度学。通过对这个源进行建模，我们获得了一组用于构建碳星模型网格的尘埃特性基线。我们再现其光谱能量分布使用的混合物的AmC和SiC（15%的质量）。晶粒尺寸分布符合KMH模型。最佳拟合模型在SiC特征的峰值处具有0.28的壳的光学深度，其中R_in~1430 R_sun或4.4 R_star。这个内半径的温度是1310 K。假设膨胀速度为10 km·s^-1，我们得到的尘埃质量损失率为2.5 × 10 ^-9 M_sun·yr-1。我们通过测试拟合灵敏度对输入参数变化的影响，计算出该速率的15%变化。我们还提出了一个扩展大气中分子气体的简单模型，该模型可以产生光谱中看到的13.7 μm特征。我们发现，在激发温度约为1000 K、柱密度分别为3 × 10^21 cm^-2和10^19 cm^-2的条件下，CO和C_2H_2气体的组合能够重现观测结果。考虑到激发温度接近T_dust（R_in），大部分分子贡献可能来自内壳层区域。SAGE观测的第一个历元对应的光度为6580 L_s…
2010-09-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
AMUSE-VIRGO. III: mid-infrared photometry of early-type galaxies and limits on obscured nuclear emission
利用斯皮策空间望远镜中红外24 μ波段的成像，对室女星系团早型星系的低水平核活动进行了普查。在总共95个早期星系样本中，探测到53个天体，其中16个在光学图像中显示出千秒差距尺度的尘埃。对37个没有扩展尘埃特征的探测的一维和二维表面测光显示，MIR光比哈勃空间望远镜F850 LP波段图像跟踪的可见光更集中。对于在光学图像中检测到灰尘的源，没有进行这样的建模。我们探讨了几种可能的来源的MIR过量排放，包括模糊的核排放。我们发现，径向金属丰度梯度的恒星星族似乎是一个自然的和最有可能的解释所观察到的行为，在大多数的来源。另外，如果集中的MIR发射是由于核活动，这将意味着一个MIR-X光度比约5-10的低光度AGN检测到的X射线。这个比值比典型的低光度活动星系核大一个数量级，意味着一种不寻常的光谱能量分布。我们的结论是，我们的调查发现在静止的早期型星系在室女座的黑洞有低的热爱丁顿比所产生的低吸积率和/或高度辐射效率低下的吸积。
2011-11-29 astro-ph.CO
Spectral Classification and Ionized Gas Outflows in $z\sim2$ WISE-Selected Hot Dust-Obscured Galaxies
我们在$z\sim2$提供了10个热尘埃遮蔽星系核（Hot DOG）的VLT/XSHOOTER静止帧紫外光谱，以研究活动星系核的诊断，并评估电离气体外流的存在和影响。这个样本中的大多数热狗是窄线主导的活动星系核（1.8或更高），并且比典型的2型类星体具有更高的巴耳末衰减。几乎所有（8/9）的源显示出电离气体流出的证据，在广泛的和蓝移的[O III]配置文件的形式，和一些源有这样的配置文件中的H $α$（5/7）或[O II]（3/6）。结合文献，这些结果支持了活动星系核统一模型所引用的简单环面之外的其他遮蔽源。流出率来自广泛的[O III]线（$\rm \gtrsim10^{3}\,M_{\odot}\,yr^{-1}$）大于黑洞吸积和恒星形成率，与反馈效率（$\sim0.1-1\%$）一致的负反馈到主星系的恒星形成合并驱动类星体活动的情况。我们发现，在明亮的，模糊的类星体的宽发射线往往更好地解释了流出的窄线区域内，并警告说，黑洞质量估计这些来源的文献可能有很大的不确定性。无论如何，我们发现爱丁顿比的下限附近的单位热狗。
2019-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Improved collision strengths and line ratios for forbidden [O III] far-infrared and optical lines
远红外线和光学[O III]线是有用的温度-密度诊断星云以及尘埃遮蔽的天体物理源。基态能级1s^22s^22p^3^3 P_{0,1,2}之间的精细结构跃迁产生52和88微米线，而$^3P_{0,1,2}, ,^1D_2, ^1S_0$能级之间的跃迁产生公知的光学线4363、4959和5007埃。这些线主要由电子碰撞激发激发。但是，尽管它们在星云诊断中的重要性，相关的精细结构跃迁的碰撞强度还没有计算充分考虑相对论效应。我们提出了Breit-Pauli R-矩阵计算的碰撞强度与高分辨率的共振结构。我们发现显着差异高达20%的麦克斯韦平均速率系数从以前的作品。我们还将这些列表，以将温度降低到100 K，从而能够确定在寒冷的尘埃环境中的物理条件，例如Herschel空间天文台观察到的光解离区域和超亮红外星系。我们还研究了改进的碰撞强度对温度和密度敏感线比的影响。
2012-04-03 astro-ph.CO physics.atom-ph
On the dust abundance gradients in late-type galaxies: II. Analytical models as evidence for massive interstellar dust growth in SINGS galaxies
我们使用简单的分析模型建立的尘埃成分，并比较这些径向尘埃分布来自观测的SINGS星系。观测结果表明，尘埃梯度确实是典型的陡峭比相应的金属丰度梯度和我们的模型表明很少的尘埃破坏，但显着的尘埃增长在ISM的大多数这些星系。因此，我们的结论是，有证据表明，显着的非恒星尘埃生产，并没有证据表明，由于超新星冲击波的尘埃破坏。我们发现，尘埃是再加工，而不是从SNe的冲击破坏。最后，我们认为，使用标准方法得出的灰尘丰度可能被高估，因为即使是非常“慷慨”的估计的金属含量的结果在灰尘与金属的比例高于团结在几种情况下，如果在文献中给出的灰尘丰度采取面值。
2012-01-16 astro-ph.CO
