The mass-loss return from evolved stars to the Large Magellanic Cloud V. The GRAMS carbon-star model grid
来自AGB和RSG恒星外流的总尘埃返回率是银河系化学演化模型的一个重要约束。然而，这需要对单个恒星进行详细的辐射转移（RT）建模，这对于大数据集来说变得不切实际。另一种方法是从尘埃壳模型的网格中选择最佳拟合的光谱能量分布（SED），从而更快地确定整个样品的光度和质量损失率。我们开发了RSG和AGB模型的网格（GRAMS）来测量演化恒星的质量损失返回。这些模型涵盖了与演化恒星相关的恒星、尘埃壳和颗粒性质的范围。在本文中，我们提出了碳星网格和比较我们的结果与大麦云（LMC）碳星的数据从SAGE和SAGE-Spec计划。我们生成球对称的尘埃壳模型使用2Dust代码，与流体静力学模型的中心恒星。我们探讨了尘埃壳层的内半径R_in的五个值（1.5，3，4.5，7和12 R_star）。我们使用无定形碳粉末与10%的碳化硅混合，按质量计。晶粒尺寸遵循KMH分布。该模型跨越26个值的11.3微米的光学深度，范围从0.001到4。对于每个型号，2Dust计算输出SED从0.2到200 um。超过12，000个模型的尘埃温度低于1800 K。GRAMS合成测光与SAGE测光对于LMC富碳和极端AGB恒星候选者以及SAGE-Spec研究中光谱证实的碳星具有良好的一致性。我们的模型再现了大多数极端AGB恒星候选者的IRAC颜色，这与大多数这些被遮蔽的恒星具有富含碳的尘埃的预期一致。最后，我们拟合了一些研…
2011-06-17 astro-ph.SR
The evolution of hydrocarbon dust grains in the interstellar medium and its influence on the infrared spectra of dust
我们提出的星际尘埃颗粒的大小和芳构化程度分布的演化计算，驱动他们的破坏辐射，与气体粒子的碰撞，并粉碎由于颗粒颗粒碰撞。基于这些计算，我们模型尘埃发射光谱。尘埃粒子的初始粒度分布对尘埃粒子系综的演化起着重要的作用。在所考虑的强度范围内的辐射主要使谷物芳香化。最小的颗粒主要通过与气体粒子碰撞的溅射而被破坏。当气尘相对速度大于50 km/s时，介质中不存在小于20 μ m的颗粒，这是超新星遗迹中激波的典型特征。红外发射光谱的变化显着，由于灰尘的演变取决于所采用的颗粒性能，特别是对能量的C-C键（$E_0$）。如果$μ$很低，即使介质的性质相当于银河系中的平均星际介质，近红外（2- 15 ~ $μ$ m）中的芳香带也不存在。由于实际上观察到这些条带，因此更优选高的$E_0$值。我们考虑依赖于介质的性质上的各种光度带的发射强度比。小颗粒的芳构化程度在$I_{3.4}/I_{11.3}$强度比中表现得最强，而芳香颗粒在总尘埃质量中的分数影响$I_{3.3}/I_{70+160}$比。
2016-12-01 astro-ph.SR
AGB and SAGB stars: modelling dust production at solar metallicity
我们目前的尘埃产量的渐近巨星分支（AGB）和超渐近巨星分支（SAGB）恒星的太阳金属丰度。初始质量为$1.5~M_{\odot} \leq M_{\rm ini} \leq 3~M_{\odot}$的恒星在AGB阶段达到碳星阶段，主要产生固体碳和SiC。形成的碳颗粒的大小和数量与恒星的质量呈正趋势;最大尺寸的碳颗粒（$a_{\rm C} \sim 0.2μ$ m）是由具有$M_{\rm ini} = 2.5-3~M_{\odot}$的AGB恒星产生的，因为这些恒星是在表面区域实现碳最大富集的恒星。SiC晶粒的尺寸对表面硅的丰度很敏感，基本保持在$a_{\rm SiC} \sim 0.1μ$ m左右。所形成的碳质粉尘的质量在$10^{-4} - 5\times 10^{-3}~M_{\odot}$范围内，而所产生的SiC的量为$2\times 10^{-4} - 10^{-3}~M_{\odot}$。具有$M_{\rm ini} > 3~M_{\odot}$的大质量AGB/SAGB星经历HBB，这抑制了碳星的形成。在这些恒星中形成的最相关的尘埃物质是硅酸盐和氧化铝尘埃，其颗粒大小分别在$0.1μm < a_{\rm ol} < 0.15μ$ m和$a_{\rm Al_2O_3} \sim 0.07μ$ m之间。硅酸盐的质量跨越间隔$3.4\times 10^{-3}~M_{\odot…
2017-02-13 astro-ph.SR
From flux to dust mass: Does the grain-temperature distribution matter for estimates of cold dust masses in supernova remnants?
从红外到亚毫米观测估计的尘埃量在很大程度上取决于对不同颗粒大小、成分和光学性质的假设。在这里，我们使用一个简单的模型的热辐射从冷硅酸盐/碳尘埃在一个范围内的尘埃颗粒的温度和适合的光谱能量分布（SED）的蟹状星云作为一个测试。与最近公布的数值相比，这可以将蟹状星云的尘埃质量降低约50%，将天文硅酸盐和无定形碳颗粒的尘埃质量降低30- 40（分别为0.25 M_sun-> 0.12 M_sun和0.12 M_sun-> 0.072 M_sun），但是根据对最冷颗粒的大小/温度的假设，隐含的尘埃质量也可以增加几乎六倍（0.25M_sun -> 1.14M_sun和0.12M_sun -> 0.71M_sun）。然而，由于预期的金属预算，后一个值显然是不现实的。此外，我们通过一个简单的数值实验表明，如果一个冷尘埃成分确实有一个颗粒温度分布，这几乎是不可避免的，两个温度的配合将产生一个不正确的尘埃质量估计。但我们得出结论，晶粒温度并不比通常约束不良的发射率（即，物质性质），尽管显然需要改进尘埃排放模型。与推导尘埃质量有关的最大的复杂性仍然来自尘埃成分的不确定性。
2015-04-10 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
Carbon star wind models at solar and sub-solar metallicities: a comparative study. I. Mass loss and the properties of dust-driven winds
用一维球对称辐射流体动力学程序DARWIN模拟了C-型AGB星的大气和风。为了探索金属性依赖的质量损失，我们计算模型网格在三个不同的化学丰度。由于在AGB星演化的热脉冲过程中，碳可能会被疏浚出来，因此我们将碳丰度作为一个自由参数。这三个不同网格中的模型都有一个太阳质量的当前质量;有效温度为2600 K，2800 K，3000 K或3200 K;恒星光度等于log（L/Lsun）=3.70，3.85或4.00。这些模型表明，碳星的质量损失是由高光度，低有效温度和太阳和太阳下金属丰度的高碳过剩（C-O）促进的。类似的有效温度、光度和碳过剩的组合在太阳和太阳下的金属丰度都产生流出。这些风模型产生的质量损失率和风速在金属丰度方面没有大的系统差异，关于颗粒大小的分布或有多少碳凝结成尘埃也没有任何系统差异。与具有相同恒星参数和碳过剩的太阳金属丰度的DARWIN模型相比，太阳下金属丰度的DARWIN模型的质量损失率低约15%。对于太阳能和亚太阳能环境，典型的颗粒尺寸范围在0.1和0.5微米之间，凝聚碳的程度在5%和40%之间变化，气体与尘埃的比率在500和10000之间。此外，恒星演化模型可以使用的质量损失率从达尔文模型计算的太阳金属丰度时，模拟AGB阶段在太阳下的金属丰度，如果碳过剩作为临界丰度参数，而不是C/O比。
2019-02-14 astro-ph.SR
Runaway growth of fractal dust grains
分形颗粒具有大的表面积，这导致更有效的冷凝。体积面积比恒定的特殊极限情况（对应于，例如，非常粗糙的颗粒表面或非致密的聚集体）从数学的观点来看是特别令人感兴趣的，也是方便的。如果尘埃颗粒从AGB星有“粗糙的表面”，它可能有重要的影响，我们了解尘埃和风的形成在AGB星。
2015-05-18 astro-ph.SR
Molecules and dust in Cassiopeia A: II - Dust sputtering and diagnosis of dust survival in supernova remnants
我们研究了超新星遗迹仙后座A的尘埃演化。我们通过模拟颗粒的溅射来跟踪II-b型超新星中形成的尘埃颗粒的处理过程。尘埃位于被反向冲击穿过的致密喷出物团块中。研究了反向激波破坏团簇后团簇间介质的进一步溅射。本文还研究了II-P型超新星及其残余物的致密喷出物团块中的尘埃演化。我们研究了描述喷出物氧核的富氧团块，以及对应于最外层富碳喷出物区的富碳团块。我们认为在超新星形成的尘埃成分，几个反向冲击波速度和团间气体温度，并得出尘埃粒度分布和质量作为时间的函数。我们发现，非热溅射在团块是重要的，占减少的颗粒人口的~ 40%至80%的质量，这取决于团块气体过密度和颗粒的类型和大小。II-b型超新星形成小颗粒，这些颗粒在团块内和团块间的介质中溅射。对于Cas A，硅酸盐颗粒在团间介质中不能经受热溅射。我们推导出的质量目前处理的硅酸盐，氧化铝和碳颗粒在Cas A同意以及从观察得出的值。II-P型超新星产生的颗粒更好地存活于残余阶段。对于密集的喷出物团块，尘埃的存活效率在质量的42%和98%之间。对于SN 1987 A模式，导出的幸存尘埃质量在~ 0.06-0.13 Msolar范围内。这种类型的致密超新星可以有效地为星系提供尘埃。具体地，超过0.1微米的硅酸盐颗粒和超过0.05微米的其他颗粒在残余物中经受住热溅射。因此，超新星起源的太阳前颗粒可能形成于II-P型超新星的密集喷出物团块中。
2016-03-02 astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
Nitrogen isotopes in AGB carbon stars and presolar SiC grains: a challenge for stellar nucleosynthesis
碳，氮，硅，和微量重元素的同位素比前太阳碳化硅颗粒陨石提供了至关重要的限制核合成。一个长期争论的问题是所谓的A+B颗粒的起源，因为迄今为止还没有从观测的角度明确地确定它们的恒星祖先。我们报告的第一个光谱测量的14 N/15 N比在银河系碳星的不同光谱类型，并表明，J-和一些SC型恒星可能会产生A+B颗粒，即使是15 N富集以前归因于新星。我们还表明，大多数主流（MS）颗粒是兼容的N型恒星的组成，但也可能下降，在某些情况下，从SC星。从理论的角度来看，没有任何天体物理方案可以解释SC，J和N型碳星的C和N同位素比值，以及它们产生的许多颗粒。这对恒星物理学提出了迫切的问题。
2013-03-26 astro-ph.SR
Dust Formation in the Presence of Photons I: Evaporation Rates for Small Dust Grains
新形成尘埃的温度受辐射场控制。当尘埃在恒星、恒星瞬变、类星体或超新星周围形成时，这些颗粒必须通过一个由单个光子随机加热的状态来生长。由于蒸发速率随温度呈指数增加，而冷却时间仅按幂律减少，因此这些小颗粒的蒸发速率受温度尖峰的支配。我们计算有效蒸发温度为一个广泛的输入光谱，封装在一系列简单的插值公式石墨和硅酸盐颗粒。这些可以很容易地用于首先确定是否有可能形成尘埃，然后估计在广泛的辐射环境中开始形成尘埃的半径或时间。由于这些额外的物理效应，非常小的颗粒可能比AGB风的标准模型更早形成。即使在非常高的质量损失率下，能够形成尘埃的最热恒星也是G星和F星，特别是在硅酸盐尘埃的情况下。对于较热的恒星，较高的紫外线光子通量阻止了尘埃的形成。因此，OH/IR星和LBV的幕式尘埃形成主要是由其表观温度的波动驱动的，而不是光度或质量损失率的变化。
2014-07-29 astro-ph.SR
Exploring the Role of Sub-micron Sized Dust Grains in the Atmospheres of Red L0 - L6 Dwarfs
我们研究的假设，红色的近红外线颜色的一些L矮星可以解释的“尘埃雾”的小颗粒在其上层大气。这种尘埃雾将与在矮星中发现的具有更典型颜色的云一起存在。我们开发了一个模型，它使用米氏理论和汉森粒径分布再现消光由于拟议的沙尘雾。我们应用我们的方法对23个年轻的L矮星和23个红场L矮星。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束沙尘霾的性质，包括颗粒尺寸分布和柱密度。我们发现，亚微米范围内的硅酸盐颗粒重现所观察到的变红。目前的褐矮星大气模型包括大颗粒（1- 100 ~ $μm$）尘埃云，但不包括亚微米尘埃颗粒。我们的研究结果提供了一个强有力的概念证明，并激励在棕矮星大气模型的大，小尘埃颗粒的组合。
2016-06-24 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust
通过使用自洽动力学模型大气模拟脉动增强的尘埃驱动的风的AGB星，我们详细研究了（i）脉动的恒星内部，和（ii）的尘埃恒星风的发展的光谱外观与富碳的大气化学的长周期变量的影响。虽然脉动导致大幅度的光度变化，尘埃信封造成明显的拱星变红。基于一个选定的动力学模型，这是具有中等质量损失率的C型Mira变量的代表，我们计算了合成光谱和光度标准的宽带过滤器从视觉到近红外。我们的建模允许详细调查的实质性影响拱星尘埃对所得的测光。无定形碳尘埃颗粒的显着吸收导致显着红比相应的流体静力学无尘模型的基础上的颜色指数。只有当我们考虑到这种拱星变红，我们才能得到与演化的AGB星的观测相当的合成颜色。动力学模型的光度变化进行了比较，观察到的C型米拉RU_Vir的光变曲线，这似乎是非常相似的模型。我们发现很好的协议的主要行为的BVRIJHKL光变曲线和定量拟合的细节。分析模型能够再现整个光周期中RU_Vir和其他Miras在（J-H）与（H-K）图中的变化。将模型测光与各种银河系富C巨星的观测数据在这种颜色-颜色图中进行对比，证明所选的大气模型很好地适应了质量损失率不断增加的物体序列，即，红色指数。
2011-03-25 astro-ph.SR
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of SiC Grains in Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind Around Carbon Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的碳化硅（SiC）颗粒的形成的框架中的尘埃驱动的风周围脉动的富碳渐近巨支（富C AGB）的恒星，以揭示不仅数量，而且尺寸分布。两种情况下被认为是成核过程中，一个是LTE的情况下，其中的振动温度的SiC簇$T_{\rm v}$是等于气体温度像往常一样，另一个是非LTE的情况下，其中$T_{\rm v}$被假定为是相同的温度的小SiC晶粒。对质量$M_{\ast}$ =1.0 $M_{\odot}$，光度$L_{\ast}$ =10 $^{4}$ $L_{\odot}$，有效温度$T_{\rm eff}$ =2600 K，C/O比=1.4，脉动周期$P$ =650天的模型进行了流体动力学计算，结果表明：在LTE情况下，在碳颗粒形成之后，SiC颗粒在加速流出的气体中凝结，并且所得的$\sim$ 10 $^{-8}$的SiC与碳颗粒的平均质量比为太小而不能再现从辐射传输模型推断的0.01-0.3的值。另一方面，在非LTE情况下，由于所谓的逆温室效应，SiC颗粒的形成区域比碳颗粒的形成区域更内侧和/或几乎与碳颗粒的形成区域相同。当粘结概率$α_{\rm s}$ =0.1 ~ 1.0时，SiC颗粒与碳颗粒的外边界平均质量比为0.098 ~ 0.23。在$\sim$ 0.2-0.3 $\rmμ$ m半径处具有峰的尺寸分布覆盖了从前太阳级SiC颗粒分析得到的尺寸范围。因此，小团簇与气体的温…
2011-09-29 astro-ph.SR
The influence of dust grain porosity on the analysis of debris disc observations
碎片光盘往往是假设紧凑的尘埃颗粒建模，但越来越多的证据存在的多孔grains found. We的目的是量化的系统误差时引入的建模碎片光盘组成的多孔灰尘与光盘模型假设球形，紧凑的晶粒。我们通过快速，但简单的有效介质理论计算的光学尘埃的性质。理论上的下限的尺寸分布-所谓的“井喷尺寸”-比较的情况下，紧凑和多孔颗粒。最后，我们模拟观察假设的碎片光盘具有不同的孔隙度和饲料到一个拟合过程中只使用紧凑的晶粒。分析了致密晶粒的计算结果与基于多孔晶粒的原始模型的偏差。我们发现，井喷的大小增加，增加晶粒孔隙度高达两个因素。作为一个函数的孔隙度和恒星光度的井喷大小的解析近似函数。当受到径向轮廓的约束时，几何圆盘设置的分析几乎不受孔隙度的影响。然而，所确定的最小晶粒尺寸和使用致密晶粒得到的晶粒尺寸分布的斜率被显著高估。因此，出乎意料的高比例的最小晶粒尺寸井喷尺寸发现以前的研究使用紧凑的颗粒可以部分地描述尘埃颗粒孔隙度，虽然效果是不够强大，完全解释的趋势。
2016-10-20 astro-ph.SR
Dusty shells surrounding the carbon variables S Scuti and RT Capricorni
在演化恒星质量损失方案中，利用赫歇尔空间天文台机载PACS光度计前所未有的空间分辨率绘制了渐近巨星分支和红超巨星的尘埃环境图。在形态异质的样品中，一小部分的目标是封闭的球对称分离信封。基于70 μm和160 μm波段的观测，我们研究了两个碳半正则变量S Sct和RT Cap的周围环境，这两个变量都显示了高度可变的质量损失历史的证据。S Sct具有明亮的球对称分离壳，直径为138”，与已知的CO结构共空间。此外，微弱的发射被检测到的郊区，那里的形态似乎表明一个温和的塑造风与星际介质，这也是支持恒星空间运动的相互作用。在RT Cap周围发现了两个壳，这两个壳到目前为止在尘埃排放或分子线观测中都不为人知。直径为188”的内壳显示出几乎完美的球形对称性，而外壳的形状则更不规则。MoD是DUSTY辐射转移程序的一个修改版，用于模拟分离的壳体。尘埃温度，壳尘质量，和质量损失率推导出这两个目标。
2014-05-12 astro-ph.SR
Study of CS, SiO, and SiS abundances in carbon star envelopes: Assessing their role as gas-phase precursors of dust
目的：我们的目标是确定碳星信封覆盖范围广泛的质量损失率的大样本中的CS，SiO和SiS的丰度，以调查这些分子可能在中央AGB星周围的尘埃形成中发挥的潜在作用。方法：我们用IRAM 30 m望远镜在$λ$ 2 mm波段观测了25颗富碳AGB星。我们进行了激发和辐射转移计算的基础上LVG方法来模拟所观察到的线的分子，并推导出它们的分数丰度在所观察到的CSE。结果：我们在所有25个CSE中检测到CS，在其中24个CSE中检测到SiO，在17个源中检测到SiS。我们发现CS和SiS在碳星包层中的丰度相似，而SiO的丰度较低。我们还发现了一个很强的相关性，其中信封越密，CS和SiO的丰度越低。然而，这种趋势只是在高质量损失率的范围内暂时看到的硅。此外，我们发现了一个关系，其中的综合通量的MgS尘埃功能在30微米的CS的丰度分数减少而增加。结论：CS的丰度分数随着密度的增加而下降，这可能是由于内包层中的气相化学或吸附到尘埃颗粒上。后一种可能性是有利的CS分数丰度和30微米的功能，这表明CS是有效地纳入到周围的C-丰富的AGB恒星的MgS尘埃之间的相关性。在SiO的情况下，所观察到的丰度随着密度的增加而减少，最有可能是由于有效地掺入尘埃颗粒。我们的结论是CS，SiO（很有可能），和SiS（暂定）是很好的候选人作为气相前体的灰尘在富C AGB信封。
2019-07-09 astro-ph.SR
On the effects of microphysical grain properties on the yields of carbonaceous dust from type II SNe
我们研究了未知的碳质尘埃颗粒的微物理性质的作用，在确定的数量和尺寸分布的碳质尘埃凝聚在II型超新星爆炸。我们参数化的颗粒的形状因子和粘附系数的气相碳原子到晶粒表面的微观物理性质。我们发现，形成的尘埃的量是相当独立的这些属性，在考虑的参数范围内，虽然有限的可用量的碳原子不锁定在CO分子。然而，我们发现，尘埃颗粒的凝结时间和尺寸分布依赖于敏感的微物理参数，与质量分布被加权向更大的有效半径的条件下考虑颗粒具有更高的粘附系数和/或更多的非球面形状。我们讨论，这导致了重要的后果SN尘埃的灭绝规律和生存率的预测形成的颗粒，因为它们通过反向冲击的SN。我们的结论是，尘埃形成过程和每种尘埃的微物理性质的更详细的了解需要实现强大的预测之前，可以进行SN尘埃产量。
2011-07-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants. V. Effects of grain-size-dependent dust opacities
本研究针对富碳AGB恒星，用粒径相关的Mie尘埃不透明度替代小粒子极限近似开展辐射流体动力学模拟，发现风的可变性增强、尘埃性质改变，且测光特性受显著影响，证实建模需采用详细尘埃光学数据。
2023-03-17 astro-ph.SR
Computing the dust distribution in the bowshock of a fast moving, evolved star
研究了快速运动的红超巨星湍流相互作用区的流体动力学行为。在这种风-星际介质碰撞中，形成了常见的弓形激波、接触间断和风终止激波形态，并伴随着局部不稳定性的发展。我们的模型包括对恒星风中尘埃颗粒的详细处理，并考虑到尘埃和气体之间的阻力。粉尘被视为按粒度分类的无压气体成分，我们使用十个有代表性的粒度箱。我们的模拟可以推断不同大小的尘埃颗粒如何分布在整个拱星介质中。我们发现，较小的尘埃颗粒（半径<0.045微米）往往强烈绑定到气体，因此密切遵循气体密度分布，由于风相关的接触不连续性本质上是流体动力学不稳定性，具有复杂的精细结构。较大的晶粒，阻力更大，有自己独特的灰尘分布，与气体形态的渐进偏差。具体来说，小尘埃颗粒完全停留在受冲击的风物质所约束的区域内。大颗粒能够离开冲击风层，并能穿透冲击甚至未冲击的星际介质。根据尘埃颗粒的数量如何随颗粒大小而变化，这应该会在红超巨星和其他演化恒星的弓形激波的红外观测中留下清晰的印记。
2011-05-12 astro-ph.SR
Transient dust in warm debris disks - Detection of Fe-rich olivine grains
（节略）碎片盘追踪行星系统中剩余微行星的残余水库。在过去几年中，已经发现了一些“温暖”的碎片盘，其中过量的发射开始于中红外线。在这些温暖的碎片盘中，一个有趣的子集是那些在中红外光谱中检测到发射特征的碎片，这表明存在温暖的微米大小的尘埃颗粒。考虑到宿主恒星的年龄，这些颗粒的存在令人困惑，并质疑它们的起源和生存时间。这项研究的重点是确定7碎片盘周围的尘埃的矿物学与证据，温暖的尘埃，斯皮策/IRS光谱数据的基础上，以提供新的见解尘埃颗粒的起源。我们提出了一个新的辐射转移代码致力于SED建模的光学薄磁盘。我们利用这个代码的七个温暖的碎片磁盘的SED，结合最近的实验室实验尘埃光学特性。我们发现，大多数，如果不是全部，碎片磁盘在我们的样本正在经历一个短暂的阶段，这表明生产的小尘埃颗粒在相对较短的时间尺度。从矿物学的角度来看，我们发现顽火辉石颗粒具有较小的丰度相比，结晶橄榄石颗粒。我们的主要研究结果是，我们发现的证据，富铁结晶橄榄石颗粒（Fe / [Mg + Fe] ~ 0.2）的几个碎片盘。这一发现与对富含气体的原行星盘的研究形成对比。富铁橄榄石颗粒的存在下，和整体差异的矿物学的灰尘在II类磁盘相比，碎片磁盘表明，短暂的结晶尘埃是新一代。我们讨论了可能的结晶路线来解释我们的结果，并评论的机制，可能是负责生产的小尘埃颗粒。
2012-04-11 astro-ph.SR
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
Effect of dust grain porosity on the appearance of protoplanetary disks
我们从理论上分析了由多孔尘埃颗粒组成的原行星盘。在对原行星盘观测结果的分析中，尘埃相通常被假定为由球形颗粒组成，这使得人们可以应用米氏散射理论。然而，在现实中，尘埃颗粒的形状预计将严重偏离球体。我们调查的影响，多孔尘埃颗粒的温度分布和可观察到的外观的原行星盘的尘埃颗粒孔隙率高达60%。我们进行了辐射转移建模来模拟温度分布、光谱能量分布以及空间分辨的强度和偏振图。采用离散偶极子近似方法计算了多孔颗粒的光学性质。我们发现，在光学波长范围内的流量是多孔颗粒高于紧凑，球形颗粒。在9.7 μ m处的硅酸盐峰的轮廓强烈地取决于颗粒孔隙度的程度。温度分布在垂直于中平面的方向上显示出显著的变化。此外，模拟的极化图揭示了增加的极化度的一个因素约4时，多孔晶粒被认为是，无论磁盘倾斜。在选定的磁盘区域的偏振方向是相反的，这取决于波长，晶粒孔隙度，和磁盘倾斜。我们讨论了这种效果的几种可能的解释，发现多重散射解释效果最好。孔隙度影响着原行星盘可观测的外观。特别是，极化反转显示依赖于晶粒孔隙度。盘内的物理条件被孔隙度改变，这可能对晶粒生长和盘演化的过程产生影响。
2014-07-24 astro-ph.SR
Probing the Role of Carbon in the Interstellar Ultraviolet Extinction
通过研究尘埃[C/H]_dust中所需的碳量与2175埃消光凸点和远紫外消光上升之间的关系，根据对16条银河系视线的消光曲线的分析，相碳丰度是已知的，并且2175埃的消光凸块表现出可变的强度和宽度。我们从Kramers-Kronig关系导出[C/H]_dust，该关系将波长积分消光与总尘埃体积联系起来。这种方法不太依赖于模型，因为它不需要了解尘埃的详细光学特性和尺寸分布。我们还得到[C/H]_dust从拟合所观察到的UV/光学/近红外消光与无定形硅酸盐和石墨的混合物。我们发现，碳贫化[C/H]_dust与2175埃碰撞的强度有相关性，而硅贫化的丰度与2175埃碰撞的强度没有相关性。这支持石墨或多环芳烃（PAH）分子作为2175埃凸起的可能载体。[C/H]_dust与1/R_V（R_V是总消光与选择消光的比值）有相关的趋势，表明远紫外消光更可能是由小的碳尘埃而不是小的硅酸盐尘埃产生的。
2015-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass-loss, expansion velocities and dust production rates of carbon stars in the Magellanic Clouds
通过在预先计算的尘埃再处理光谱网格上拟合碳星的光谱能量分布（SED），预测了麦哲伦云（MC）中碳星的性质及其总尘埃产生率。网格计算作为恒星参数的函数，通过始终遵循几个尘埃物种在其拱星信封的增长，再加上一个固定的风。尘埃辐射传输计算作为输入的尘埃生长计算的结果。选择无定形碳的光学常数是为了再现\textit{Gaia}数据发布2的红外和光学波段中的不同观测结果。我们在大麦哲伦星云（LMC）中发现了一个极端质量损失的碳星尾部，其气尘比低，这在小麦哲伦星云（SMC）中不存在。对于极端恒星，典型的气尘比在$700$左右，但对于SMC和LMC中的少数源，它们可以分别下降到$\sim160$ - $200$和$\sim100$。碳星群的总尘埃产生率为：大麦哲伦星云的$\sim 1.77\pm 0.45\times10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$，小麦哲伦星云的$\sim 2.52\pm 0.96 \times 10^{-6}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。详细研究了阿塔卡马大毫米波阵观测到的极端碳星及其风速。对于这个样本中最被尘埃遮蔽的恒星，估计的质量损失率为$\sim 6.3 \times 10^{-5}$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$。光谱网格可在https://github.com/s-goldman/Dusty-Ev…
2019-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of carbon-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of carbonaceous dust from evolved stars
本研究通过尘埃形成模型分析银河系富碳后AGB星的红外超额与SED，重建其演化与质量损失历史，发现低质量碳星的理论质量损失率需上调，以修正碳尘埃产量估算。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the evolution and dust formation of carbon stars in the LMC with a look at the JWST
碳星已经被广泛研究，由于其复杂的内部结构和独特的化学成分，使它们成为测试恒星结构和演化恒星演化理论的实验室。它们是最相关的尘埃制造者，因此在星系的演化中发挥着至关重要的作用。为了更好地了解C星在大麦云云（LMC）中的出流尘埃形成过程，我们对C星的星周包层（CE）进行了尘埃矿物学研究。我们调查的预期分布的C-恒星的观测平面与MIRI过滤器安装在詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），选择最好的飞机允许详尽的恒星的特性。我们比较合成的光谱能量分布，通过建模的渐近巨星分支恒星和尘埃形成过程中的风，与光谱的碳星在LMC，采取与红外光谱仪（IRS）板载斯皮策太空望远镜。从合成模型和观测之间的详细比较，我们确定了各个来源，并得出了详细的矿物学尘埃在CE。我们发现MgS在SiC种子上的沉淀是所有非贫金属碳星所共有的。固体碳是粉尘的主要成分，在所有情况下百分比都高于$80\%$;碳粉尘的百分比在$10\%$和$20\%$之间，以石墨形式存在，其余为无定形碳。关于基于MIRI滤光片的观测平面，色星等（[F770 W]-[F1800 W]，[F1800 W]）平面可以最好地理解恒星的遮蔽程度，而（[F1800 W]-[F2550 W]，[F1800 W]）图可以更好地区分不同金属量的恒星。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dust and gas content of carbon stars toward the Galactic Halo
本文给出了位于星系晕和厚盘中的四颗碳星的Spitzer IRS光谱。光谱显示了碳星的典型特征，具有SiC尘埃发射和C $_2$ H $_2$分子吸收。尘埃辐射转移模型和红外颜色使我们能够确定这些恒星的尘埃生产率，而之前的CO测量产生膨胀速度和总质量损失率。气体的性质（低膨胀速度（约7 km/s）和强的C $_2$ H $_2$分子吸收带）与贫金属恒星相一致。然而，这些恒星的尘埃含量（强SiC发射带）与在富含金属的碳星中观察到的非常相似。强烈的SiC辐射可能表明碳星来自富含金属的族群，或者这些AGB星产生硅。晕碳星的起源尚不清楚。它们可能是属于晕族的外晕星，也可能是从人马座矮椭球星系这样的卫星星系吸积而来，或者是从银盘逃逸出来的。如果恒星本身就富含金属，那么最有可能的起源就是圆盘。如果$α$元素的增强可以被证实，那么它将被认为起源于光环（已知是$α$增强的）或银河系卫星。
2012-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Impact of Dust Production from Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们提出了一个尘埃光谱能量分布（SED）和二进制恒星的人口分析重新访问的尘埃生产率（DPRs）在风中的富碳沃尔夫-拉叶（WC）的二进制和它们对银河系尘埃预算的影响。19个银河系WC ``dustars”的DustEM SED模型揭示了$\dot{M}_d\sim10^{-10}-10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的DPR和介于$0.002 - 40\%$之间的碳尘凝结分数$χ_C$。大的（$0.1 - 1.0$ $μ$ m）粉尘粒度组成有利于有效的dustars，其中$χ_C\gtrsim1\%$。dustars与已知的轨道周期的结果验证之间的幂律关系$χ_C$，轨道周期，WC的质量损失率，和风速一致的理论模型的尘埃形成碰撞风双星的预测。我们将尘埃产生纳入双星布居和光谱合成（BPASS）模型中，分析WC dustars，渐近巨星分支星（AGB），红超巨星（RSG）和核心坍缩超新星（SNe）的尘埃产生率。BPASS模型假设恒星形成（SF）不变，并在低、大麦哲伦云（LMC）样和太阳金属丰度（Z = 0.001、0.008和0.020）下进行了$10^6$ M $_\odot$恒星种群的共演化。恒定SF和co-eval模型都表明，SNe是所有金属丰度的净尘埃破坏者。在LMC等金属丰度的恒定SF模型表明，AGB星稍微超过WC双星和RSG的$2-3$的因素，而在太阳…
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and properties of astrophysical carbonaceous dust. I: ab-initio calculations of the configuration and binding energies of small carbon clusters
用量子Espresso从头计算密度泛函理论计算了n < 100个碳原子团簇的结合能。碳原子团簇的几何结构是使用几个层次的经典技术和进一步完善使用密度泛函理论。所得能量用于计算团簇形成的功和在饱和贫氢碳气体中的成核速率。与采用毛细管近似的经典计算相比，我们发现碳团簇的成核在低温下增强，在高温下抑制。这种差异归因于临界团簇尺寸的不同行为。我们发现，临界集群大小是在n = 27或n = 8的温度和饱和度的广泛范围内，而不是这样的参数的平滑函数。我们的计算结果可以用来跟踪碳质团簇/颗粒的形成，稳定性和生长在贫氢环境中，如核心坍缩超新星和超新星遗迹的内层。
2014-11-22 astro-ph.SR physics.chem-ph
Optical properties of amorphous carbon dust around C-stars: new constraints from 2MASS and Gaia observations
通过比较2微米全天巡天（2 MASS）和盖亚数据发布2（DR 2）对大麦云云C星的观测，以及通过计算尘埃生长和环星包层辐射转移得到的合成测光，对凝聚在C星周围的无定形碳尘埃的光学性质进行了研究。所考虑的amC尘埃的光学常数集已根据它们在小麦哲伦云中再现红外色-色图的能力预先选定。只有光学数据集和颗粒大小的两种组合能够同时再现红外测光和盖亚观测。所提供的分析提供了有关amC尘埃颗粒特性的信息，这些尘埃颗粒的特征可能是类金刚石结构，而不是类石墨结构，至少在大多数尘埃包裹的C星周围，或者由尺寸小于0.04的“小”颗粒组成。$μ$ m。选定的数据集将被用来计算光谱网格，作为恒星参数的函数，将用于通过拟合C星的光谱能量分布来估计C星的尘埃返回和质量损失率，并研究附近物体的分辨恒星星族。
2018-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and properties of astrophysical carbonaceous dust
经典的晶粒形核理论存在理论和预测上的缺陷。我们努力减轻这些缺陷，在我们的理解尘埃的形成和增长，利用原子模型的成核。用一组全局极小化算法确定了碳团簇的几何构型。利用密度泛函理论计算了碳团簇从$n=2$到$n=99$的结合能。这些能量被用来计算碳团簇的临界尺寸和成核速率。我们发现临界团簇大小在很大程度上取决于团簇几何形状的变化。具有尺寸$n=27$和$n=8$的团簇，分别大致对应于从环到富勒烯几何形状和链到环几何形状的转变，是在成核显著的温度和饱和度范围内的临界尺寸。与经典理论相反，成核在低温下增强，在高温下抑制。这些结果将被应用到一个修改后的化学演化代码使用超新星模拟的结果。
2016-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon dust in the evolved born-again planetary nebulae A30 and A78
本文利用红外图像和光谱对重行行星状星云A30和A78进行了红外表征。我们证明，在A30和A78的富碳尘埃是空间一致的H-贫喷出物和共存的热X射线发射气体的距离为50 $''$从中央恒星（CSPN）。尘埃形成后，立即再次事件和生存的1000年，在CSPN周围的恶劣环境，因为它被摧毁，被推离辐射压力和流体动力学效应拖动。斯皮策IRS光谱图显示，在6.4和8.0 $μ$ m处的宽光谱特征，归因于在缺氢环境中形成的无定形碳，与其CSPN周围的破裂盘有关，为产生这些源的软X射线发射的恒星风的电荷交换反应提供了最佳环境。星云和尘埃的性质是模拟A30与多云考虑到不同的碳质尘埃物种。我们的模型预测尘埃温度在40-230 K范围内，比以前的作品预测的低五倍。在A30中，再次喷发的气体和尘埃质量估计为$M_\mathrm{gas}=(4.41^{+0.55}_{-0.14})\times10^{-3}$ M $_\odot$和$M_\mathrm{dust}=(3.20^{+3.21}_{-2.06})\times10^{-3}$ M $_\odot$，这可以用来分别估计$(7.61^{+3.76}_{-2.20})\times10^{-3}$ M $_{\odot}$和$\dot{M}=[5-60]\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的再次喷发事件的总喷发质量…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Production around Carbon-Rich Stars: The Role of Metallicity
背景资料：宇宙中的大多数恒星将在热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段失去它们的包层，从而结束它们的演化，使星系的星际介质富含重元素，部分凝结成尘埃颗粒，形成在它们扩展的拱星包层中。在这些恒星中，富碳的TP-AGB星（C星）与星系的化学富集特别相关。本文从理论上探讨了金属丰度在尘埃形成过程中的作用。研究方法：我们将尘埃生长和尘埃驱动风的最新描述（包括冲击的时间平均效应）与FRUITY恒星演化轨迹相结合。我们比较了我们的预测与观测的C-恒星在我们的银河系中，在麦哲伦云（LMC和SMC）和星系晕，其特征是金属丰度之间的太阳和1/10的太阳。结果：我们的模型解释了由IRS Spitzer光谱得到的C星周围气体和尘埃含量的变化。我们的描述很好地再现了C星在不同金属丰度下的风速。我们预测的风速在金属量下降到1/10的太阳在一个广泛的质量损失率。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lupus disks with faint CO isotopologues: low gas/dust or large carbon depletion?
由于ALMA最近的调查，一个可以在原行星盘中独立观察气体和尘埃的时代已经开始。第一个接近完整的高分辨率磁盘调查在一个单一的恒星形成区域的尘埃和气体已经在狼疮进行，发现令人惊讶的低气体/尘埃比。这项工作的目标是充分利用CO同位素观测狼疮，比较它们与物理化学模型的结果，以获得大量的磁盘的气体质量。我们采用物理化学模型来分析连续和CO同位素观测狼疮盘，包括同位素选择性过程和冻结。还使用ALMA 13 CO检测，计算了总共34个源的圆盘气体质量，扩大了Ansdell等人（2016）研究的10个圆盘的样本，其中也检测到C18 O。我们确认，整体气体质量是非常低的，往往小于1 $M_{\rm J}$，如果挥发性碳没有耗尽。因此，全球气体/尘埃比率主要在1至10之间。低的CO基气体质量和气体/粉尘比可能表明气体的快速损失，或者化学演变，例如通过将CO中的碳螯合到更复杂的分子中，或者碳锁定在更大的物体中。目前的ALMA观测无法区分这两种假设。我们已经模拟了这两种情况，但化学模型的结果不允许我们排除其中之一。假设所有狼疮盘在过去的几百万年中主要由于粘性过程而演化，Manara等人（2016）发现的当前质量吸积率和尘埃质量之间的观测相关性意味着恒定的气体-尘埃比，基于观测到的$M_{\rm disk}/\dot{M}_{\rm acc}$比，接近100。这反过来又指出了一种情况，其中碳消耗是负责低CO…
2016-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of cosmic dust analogues from C, C$_2$, and C$_2$H$_2$ in C-rich circumstellar envelopes
星际碳尘主要形成于富碳渐近巨星支（AGB）星周围星周包层的最内层区域。在这些高度化学分层的地区，原子和双原子碳，以及乙炔是最丰富的物种后H $_2$和CO。在以前的研究中，我们解决了化学碳（C和C $_2$）与H $_2$表明，乙炔和脂肪族物种的形式有效地在粉尘形成区域的富碳AGB而芳烃不。尽管如此，乙炔是已知的线性聚乙炔链，苯和多环芳烃（PAH）的形成中的关键成分，如先前的实验所示。然而，这些实验没有考虑碳（C和C $_2$）与C $_2$ H $_2$的化学性质。在这项工作中，通过使用足够量的乙炔，我们研究了其与原子和双原子碳的气相相互作用。我们发现，所涉及的化学产生线性聚乙炔链，苯和其他多环芳烃，这是观察到的行星状星云的早期演化阶段的高丰度。更重要的是，我们已经发现了不可忽略的纯的和氢化的碳簇以及具有脂肪族取代基的芳族化合物的量，这两者都是原子碳的添加的直接结果。将烷基取代基并入芳族化合物中可以通过涉及氢提取接着甲基加成的机制来合理化。气相中检测到的所有物种都被纳入纳米尺寸的尘埃类似物中，该类似物由具有无定形形态的sp，sp $^2$和sp $^3$烃的复杂混合物组成。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO 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
Spectral Evidence for an Inner Carbon-Rich Circumstellar Dust Belt in the Young HD36546 A-Star System
使用NASA/IRTF SpeX和BASS光谱仪，我们获得了新成像的HD 36546碎片盘系统的0.7 - 13微米的新观测。SpeX光谱是最一致的光球发射预计从Lstar ~ 20 Lsun，太阳丰度A1.5V的恒星很少/没有消光和过量的排放从4.5微米以上的星周尘埃检测。未探测到的CO发射线和吸积签名指向一个非常古老的过渡盘的气体贫乏的星周环境。将SpeX和BASS光谱与WISE/AKARI/IRAS/Herschel光度计资料相结合，我们发现了一个距离主星20 - 40 AU，温度约为135 K的外冷尘埃带，可能与Subaru拍摄的星盘相一致（Currie等人，2017年），以及一个新的第二内带，温度约为570 K，在6 - 9 um区域内有一个不寻常的广泛SED最大值，示踪尘埃在1.1 - 2.2AU。仅在另外两个A星系统（HD 131488和HD 121191）中报告了6 - 9 μ m的SED最大值，这两个系统的年龄都约为1000万年（Melis等人，2013）。根据Spitzer，我们还确定了约1200万年前的A7 V HD 148567系统具有类似的5 - 35 um过量光谱特征（Mittal等人，2015）。斯皮策的数据使我们能够排除水的排放，并将碳质材料-有机物，碳酸盐，SiC -作为6 - 9 um过量的来源。假设4个年轻的Astar系统的圆盘有一个共同的起源…
2017-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating the Relative Gas and Small Dust Grain Surface Heights in Protoplanetary Disks
原行星盘中的尘埃从小尘埃颗粒到卵石的演化是行星形成过程的关键。原行星盘中的气体应该会影响小尘埃颗粒的垂直分布（$\sim$ 1 $μm$），利用近红外偏振光和毫米波观测资料，测量了三个原行星盘IM Lup，HD 163296，和HD 97048（CU Cha）。对于两个系统，IM Lup和HD 163296，$^{12}$ CO气体和小尘埃颗粒在小半径的恒星有类似的高度，但在较大的半径（$>$ 100 au）的尘埃颗粒散射表面高度低于$^{12}$ CO气体排放表面高度。在HD 97048的情况下，小尘埃颗粒散射表面在所有半径处具有与$^{12}$ CO气体发射表面相似的高度。我们运行了一个原行星盘辐射转移模型的一般原行星盘与TORUS，并表明有没有观察到的散射表面和$^{12}$ CO发射表面之间的差异。我们还对系统进行了分析建模，发现大于100的气尘比可以解释在IM Lup和HD 163296中观察到的差异。这是对原行星盘中气体和小尘埃颗粒高度分布观测的首次直接比较。未来需要对气体排放和近红外散射光仪器进行观测，以在其他原行星盘中寻找类似的趋势。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering on large, porous grains in protoplanetary disks with dust settling
在亚毫米波段对原行星盘（PPD）的观测表明，偏振是由热辐射的散射引起的。大多数用来解释这些观测结果的尘埃模型都有主要的缺点：它们要么使用比尘埃演化模型预期的要小得多的颗粒，要么导致比观测到的更低的偏振。我们调查的尘埃颗粒孔隙度的偏振由于散射在亚毫米波长所产生的颗粒的尺寸高达毫米的影响，因为他们预计将存在于中平面的PPD。利用有效介质理论，我们计算了多孔尘埃的光学性质，并用它们来预测散射偏振的行为。随后，对带有多孔尘埃的PPD进行了辐射转移模拟，以分析光学深度结构的附加影响，从而分析多次散射事件和不均匀温度分布对偏振的影响。我们发现，多孔粉尘与约10%的中等填充因子相比，紧凑的颗粒增加极化。对于较高的颗粒孔隙率，即填充因子为1%或更低的颗粒，消光不透明度降低，具有恒定质量的盘的光学深度也降低。因此，非偏振的直接辐射占主导地位的散射通量，偏振迅速下降。即使模拟的极化高于致密颗粒的情况下，它仍然低于典型的观察值的正面磁盘。然而，当来自磁盘和尘埃演化理论的关键模型假设（例如尘埃沉降和毫米大小的尘埃颗粒）被丢弃时，极化可能会增加。然而，在倾斜圆盘的情况下，我们的参考模型能够实现约1%的偏振度，并且使用更高的圆盘质量，甚至比这更高。
2021-03-08 astro-ph.EP 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
The dry and carbon poor inner disk of TW Hya: evidence for a massive icy dust trap
气体巨星从原行星盘的气体和尘埃中吸积它们的外壳，因此确定内部少数AU的组成是很重要的，大多数巨行星预计会在那里形成。我们的目标是限制元素碳和氧的丰度在内部磁盘（$R<$ 2.3 AU）的TW Hya和比较与外部磁盘（$R>2.3$ AU）的碳和氧出现不足的一个因素$\sim$ 50。TW Hya的档案红外观测进行了比较详细的热化学模型，DALI。内盘气体质量和元素C和O丰度的变化，以适应红外CO，H $_2$和H $_2$ O线通量。最佳拟合模型的内盘具有气体质量为$ 2 \times 10^{-4} M_\odot$的C/H $\approx 3 \times 10^{-6}$和O/H $\approx 6 \times 10^{-6}$。元素氧和碳丰度的内盘是$\sim 50$倍不足相比，ISM和那些发现在外盘是一致的。一致的低挥发分丰度意味着内盘并没有被蒸发的漂流体上的冰富集。这表明漂流的颗粒被阻止在水冰线外的尘埃陷阱中。这样的尘埃陷阱也会形成一个空腔，就像在高分辨率亚毫米连续观测中看到的那样。如果CO是冰中的主要碳载体，则需要在$\sim$ 20 AU的CO冰线之外有效地捕获尘埃。这意味着TW Hya盘中20 AU以外的浅亚毫米环对应于非常有效的尘埃陷阱。更可能的情况是，超过98%的CO已转化为挥发性较低的物质，例如CO $_2$和CH $_3$ OH。在内盘中形成的巨行星…
2019-11-25 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
Interstellar carbonaceous dust erosion induced by X-ray irradiation of water ice in star-forming regions
本文首次系统研究恒星形成区中水冰的X射线辐照对星际碳质尘埃的侵蚀机制，通过超高真空实验和同位素标记动力学分析揭示CO₂和CO的生成路径及产率与碳层厚度的关系。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
