Submillimetre galaxies as laboratories for dust grain coagulation
本研究将亚毫米波星系作为尘埃颗粒凝聚的实验室，结合观测数据与湍流模型分析颗粒生长尺寸，发现凝聚过程存在速度阈值，颗粒仅能生长至微米级，证明亚毫米波星系可用于约束尘埃凝聚相关物理过程。
2023-10-06 astro-ph.GA
Coagulation of inertial particles in supersonic turbulence
由超音速湍流驱动的凝结主要是一个天体物理学问题，因为地球上的凝结过程通常与低马赫数下的不可压缩流体流动有关，而例如星际介质（ISM）中的尘埃聚集是相反状态的一个例子。我们研究凝聚的惯性粒子在可压缩湍流使用高分辨率的直接和激波捕捉数值模拟与广泛的马赫数从几乎不可压缩到适度的超音速。采用典型颗粒模拟了颗粒动力学过程，探讨了马赫数的增加对颗粒粒径分布和凝聚速率的影响。结果表明，颗粒尺寸分布的时间演化主要取决于压缩性（马赫数）。我们发现，平均凝结核$\langle C_{ij}\rangle$的比例线性平均马赫数$\mathcal{M}_{\rm rms}$乘以碰撞粒子的组合大小，即$\langle C_{ij}\rangle \sim \langle (a_i + a_j)^3\rangle\, \mathcal{M}_{\rm rms}τ_η^{-1}$，这是定性与分析估计的预期一致。提出了一个定量校正$\langle C_{ij}\rangle \sim \langle(a_i + a_j)^3\rangle(v_{\rm p,rms}/c_{\rm s})τ_η^{-1}$，可以作为未来研究的基准。我们认为，凝结率$\langle R_c\rangle$也提高了压缩性引起的压实颗粒。
2021-04-28 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.flu-dyn
Interstellar dust charging in dense molecular clouds: cosmic ray effects
计算了冷密分子云典型特征区域的局域宇宙射线谱，研究了尘埃粒子带电的两种机制：粒子对超热宇宙射线电子和质子的收集，以及粒子在宇宙射线紫外辐射下的光电发射.这两种机制增加了传统的充电环境等离子体，在云中产生的CR。我们发现，CR诱导的光电发射可以显着修改亚微米颗粒的电荷分布函数。我们证明了所获得的结果的尘埃凝聚的重要性：虽然由周围的等离子体单独充电导致颗粒之间的库仑斥力，并抑制其进一步凝聚，与光电发射的组合提供了最佳的条件，在一定区域的云，对应于$\sim10^4$厘米$^{-3}$和$\sim10^6$厘米$^{-3}$之间的密度$n(\mathrm{H_2})$的大尘埃聚集体的生长。CR的充电效应是一般性质的，因此预计不仅在致密的分子云中，而且在原行星盘的上层和外部也会起作用。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic variations of interstellar linear polarization and growth of dust grains
给出了星际线性偏振曲线参数$K$和$λ_{\max}$之间观测关系的定量解释，它们分别表征了偏振极大值的宽度和波长。本文讨论了金牛座、变色龙、$ρ$ Oph和R CrA附近的57颗恒星的观测资料。星际尘埃颗粒的球状粒子模型早期应用于同时解释星际消光和偏振曲线在一个广泛的光谱范围内被利用。观察到的趋势$K \approx 1.7 λ_{\max}$被证明是最有可能的尘埃颗粒的增长，由于凝聚，而不是地幔吸积。本文讨论了硅酸盐粉尘颗粒平均尺寸与$K$和$λ_{\max}$参数的关系。
2013-03-10 astro-ph.GA
On the Coagulation and Size Distribution of Pressure Confined Cores
对烟斗星云的观测导致了致密的无星核心的发现。大多数地核的质量太小，它们自身的重力无法将它们结合在一起。相反，它们被认为是压力限制的。观测到的致密核心的质量函数（CMF）与年轻星团中恒星的初始质量函数（IMF）匹配良好。类似的CMF在其他恒星形成区域也被观测到，比如天鹰座星云，尽管有些分散。这些CMF的形状提供了重要的线索，竞争的物理过程，导致恒星的形成和星际介质的反馈。在本文中，我们研究了无星核的质量函数的动力学起源，这些无星核被一个温暖的、密度较小的介质所限制。我们考虑了冷核之间的凝结和它们在热介质中的相对运动引起的Kelvin-Helmholtz不稳定性引起的消融。我们能够再现观测到的CMF之间的无星核心的烟斗星云。我们的研究结果表明，在类似于烟斗星云的环境中：1）在引力坍缩开始之前，其前身星核的质量分布与年轻星的质量分布相似; 2）观测到的CMF是核心凝聚和消融之间动力学平衡的结果，3）CMF斜率的突变是由于质量大于核心Bonnor-Ebert质量的核心的碰撞截面增强和烧蚀抑制所致。
2013-04-01 astro-ph.GA
Effects of grain growth on the interstellar polarization curve
我们应用在我们以前的工作中发现的吸积和凝聚的粒度分布的时间演化的星际线性偏振的波长依赖性的建模。我们特别关注的Serkowski曲线$K$和$λ_{\max}$的参数，分别表征该曲线的宽度和最大波长。我们使用具有不同纵横比$a/b$的定向硅酸盐和非定向碳质球状颗粒。考虑了晶粒尺寸大于截止尺寸$r_{V,\rm cut}$的不完全排列。我们发现，在原始模型中，与常用的材料参数（氢数密度$n_\mathrm{H}=10^3$ cm $^{-3}$，气体温度$T_\mathrm{gas}=10$ ~K，吸积$S_\mathrm{acc}=0.3$的粘附概率）的极化曲线上的演变的影响是可以忽略不计的。因此，我们应用的调整模型，其中硅酸盐的混凝阈值被删除。在这个模型中，$λ_{\max}$位移到更长的波长，并且偏振曲线在时间尺度$\sim (30 - 50) (n_\mathrm{H}/10^3 \mathrm{cm}^{-3})^{-1}$ Myr上变得更宽（$K$减小）。在$T < 30 (n_\mathrm{H}/10^3 \mathrm{cm}^{-3})^{-1} $ Myr和参数$r_{V,\rm cut}$的不同值下的调谐模型也可以解释在$K$和$λ_{\max}$之间观察到的趋势。在$K$ - $λ_{\max}$图上，进化效应出现在与$r_{V,\rm cut}$效应垂直的…
2014-08-20 astro-ph.GA
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. I. Analytic derivation
尘埃颗粒在许多天体物理学背景中起着重要作用。它们影响其环境的化学、磁性、动力学和光学特性，从星系到星际介质、恒星形成区域和原行星盘。它们的凝结导致其大小分布的变化，并最终形成行星。然而，虽然混凝过程本身是相当简单的数值实现，它是很难耦合到多维流体力学数值模拟，因为它的高计算成本。我们在这里提出了一个简单的方法，用于跟踪的凝聚颗粒在低得多的成本。给定初始粒度分布，在时间t处的分布状态仅由沿轨迹积分的单个变量的值确定，而与颗粒所采取的具体路径无关。虽然这种方法不能解释凝结以外的过程，但它在数学上是精确的，快速的，廉价的，并且可以用来评估大多数天体物理学背景下的颗粒凝结的影响。它适用于所有局部物理条件和颗粒特性可以分离的混凝核心。我们还描述了另一种方法来计算颗粒的平均电荷和屏蔽辐射场的环境中的离子和电子的密度，给定的密度和温度的气体，宇宙射线电离率，和离子的平均质量。我们提供的方程是快速集成的数值，并可用于在多维数值模拟中自洽地计算飞行中的非理想磁流体动力学模型所需的本地磁电阻率。
2021-05-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Dust coagulation during the early stages of star formation: molecular cloud collapse and first hydrostatic core evolution
原行星盘中的行星形成需要尘埃颗粒从星际介质中发现的亚微米大小凝结成更大的物体。我们首次利用三维流体动力学模拟研究了在恒星形成的最早阶段尘埃颗粒的生长。我们开始与一个典型的星际尘埃粒度分布和研究尘埃的分子云核心的崩溃和第一流体静力学核心的演变过程中的增长，在恒星核心的形成。我们研究如何尘埃大小分布演变的空间和时间。我们发现，信封保持其初始人口的小尘埃颗粒在这些阶段的增长很少，除了在内部的几百金最小的颗粒耗尽。然而，一旦第一个流体静力学核心形成，在核心内（在恒星核心形成之前）会发生快速的尘埃生长，其尺寸超过$100~μ$ m。在离核中心较小的距离处产生逐渐变大的晶粒。在快速旋转的分子云核心中，形成的“第一个流体静力核心”更好地描述为可能在引力上不稳定的前恒星盘。在这种情况下，颗粒生长在螺旋密度波中更快，导致在螺旋波中优先发现较大的颗粒，即使颗粒相对于气体没有迁移。因此，即使在这些非常早期的时间，第一个核心/前恒星盘中的颗粒尺寸分布也会有很大的变化。
2022-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of temperature on the structure of porous dust aggregates formed by coagulation
Oregon State University（俄勒冈州立大学）
研究通过三维模拟探讨温度及单体尺寸分布对尘团结构的影响，发现高温和多尺寸单体凝聚可使尘团更密集紧凑。
2026-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of the extinction curves in galaxies
基于我们提出的星系粒度分布演化模型，我们研究了星系消光曲线的演化。在这个模型中，我们考虑了各种过程：由SNe II和AGB星形成的尘埃，在ISM中由SN冲击破坏的尘埃，金属吸积到晶粒表面（称为晶粒生长），粉碎和凝聚。我们发现，在星系演化的最早阶段，消光曲线是平坦的。由于星系中充满了尘埃，粉碎变得有效，产生了大量的小颗粒（$a \la 0.01\;μ$ m）。然后，晶粒生长在小的晶粒半径处变得有效，在晶粒尺寸分布上在$a \sim 10^{-3}$ {--} $10^{-2}\;μ$ m处形成凸起。因此，紫外（UV）波长处的消光曲线变得陡峭，并且消光曲线上的$1/λ\sim 4.5\;μ{\rm m}^{-1}\;(λ: \mbox{wavelength})$处的凸起变得显著。一旦凝结变得有效，消光曲线变得平坦，但与银河系消光曲线相比，紫外线消光仍然过度产生。这种差异可以通过引入更强的凝结贡献来解决。因此，破碎和凝结之间的相互作用对于重现银河系灭绝曲线可能很重要。
2014-01-28 astro-ph.GA
Interstellar extinction in Orion. Variation of the strength of the UV bump across the complex
越来越多的观测证据表明，尘埃在分子云中的致密细丝中凝结。红外观测结果表明，随着局域密度的增加，尘埃颗粒的尺寸分布变浅，小到大的尘埃颗粒的相对比例减少。紫外线（UV）观测表明，2175年的特征，即所谓的UV隆起，也随着云的密度而减弱。在这项工作中，我们将为金牛座研究开发的技术应用于猎户座分子云，并确认在云的致密核心以及紫外线照射严重的猎户座壳层中，紫外线凸起减少。该研究已扩展到玫瑰云与不确定的结果给出的距离（1.3千秒差距）。
2017-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of dust grain size distribution and grain porosity in galaxies
星际尘埃的辐射特性不仅与尘埃颗粒的粒度分布有关，还与尘埃颗粒的孔隙率有关。我们开发了一个模型的大小依赖的晶粒孔隙度和晶粒尺寸分布的星系演化的整个历史的演变。我们包括恒星尘埃的产生，超新星尘埃的破坏，粉碎，凝聚和吸积。凝并作用被认为是颗粒孔隙度的来源。我们使用一个恒定的致密气体分数（$η_\mathrm{dense}$），调节破碎和凝聚之间的平衡的单区模型。我们发现，孔隙度的发展后，小颗粒充分创造了粉碎和吸积之间的相互作用（在年龄$t\sim 1$ Gyr的恒星形成时间尺度$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr）和凝聚。对于$η_\mathrm{dense}=0.5$，在晶粒半径$\sim 0.03~μ$ m处填充因子下降到0.3。对于较小的$η_\mathrm{dense}$，颗粒更多孔，因为形成多孔凝结颗粒的小颗粒更丰富。并根据上述结果计算了消光曲线。孔隙率使硅酸盐的消光曲线明显变陡，但对无定形碳没有太大影响。孔隙度也增加了碰撞截面，并通过增强的凝聚产生稍微更大的颗粒;然而，消光曲线不一定变得更平坦，因为孔隙度的陡峭效应。我们还讨论了银河系消光曲线的影响，我们的结果。
2021-11-25 astro-ph.GA
Synthesized grain size distribution in the interstellar medium
本文研究了一种构造星际介质（ISM）中颗粒尺寸分布的综合方法。首先，我们制定了一个合成的粒度分布组成的三个粒度分布处理以下机制，管理在银河系中的粒度分布：（i）在致密的云的吸积和凝聚的晶粒生长，（ii）超新星冲击破坏溅射扩散ISM，和（iii）破碎驱动的湍流扩散ISM。然后，我们检查，如果在银河系中的观测粒度分布（称为MRN）是成功合成或没有。我们发现，这三个组件实际上合成的MRN粒度分布的意义上，小晶粒的不足（i）和（ii）是由（iii）的小晶粒的生产补偿。（i）、（ii）和（iii）的每个{贡献}对总谷物加工的分数（即，这三种贡献对所有谷物加工机制的相对重要性分别为30 - 50%、20 - 40%和10 - 40%。我们还表明，银河系的消光曲线再现与合成的粒度分布。
2012-03-20 astro-ph.GA
Dynamically Driven Evolution of the Interstellar Medium in M51
本文报道了对旋涡星系M51的高精度CO辐射观测，揭示了巨分子云（GMC）相对于大尺度星系结构和动力学的演化。最大质量的GMC（所谓的GMA）首先组装，然后随着气体流过螺旋臂而分解。GMAs和它们的H2分子并没有像在恒星反馈情景中预测的那样完全解离成原子气体，而是在离开旋臂时分裂成更小的GMCs。残留的GMAs被检测为从旋臂进入臂间区域的GMCs链。螺旋臂内的运动剪切足以使GMA克服自重而脱离。我们的结论是，GMCs的演变是由大规模的星系动力学-他们的凝结成GMAs是由于螺旋臂流运动后进入武器，其次是由于剪切碎片，因为他们离开下游侧的武器。在M51中，大部分气体从臂进入通过臂间区域并进入下一个螺旋臂通道时保持分子状态。
2009-07-09 astro-ph.CO 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
Dynamical interplay of disc thickness and the interstellar gas: implication for the longevity of spiral density waves
典型的银盘具有有限的厚度，除了恒星之外，它还包含有限数量的星际气体。在这里，我们调查的物理影响的有限厚度的星系盘盘对非轴对称扰动和长寿的螺旋密度波的盘的稳定性，有和没有气体的存在。寿命是通过密度波包的群速度来量化的。星系盘首先被建模为一个有限高度的无碰撞恒星盘，然后更现实地作为一个引力耦合的恒星加气体系统（恒星和气体的厚度不同）。对于每一种情况，我们推导出适当的色散关系的WKB近似，并通过参数的方法研究的螺旋密度波的寿命的光盘厚度的动力学效应。我们发现一般的趋势，有效地减少磁盘自重由于磁盘厚度使其更稳定的非轴对称扰动，并缩短了螺旋密度波的寿命。此外，星际气体和磁盘的厚度被证明有一个相互相反的动力学效果上的磁盘的稳定性，以及寿命的螺旋密度波。虽然气体支持非轴对称特征较长时间，但盘厚度具有相反的淬火效果。因此，净变化是由星际气体和圆盘厚度的相反影响的相对主导地位决定的。
2021-11-21 astro-ph.GA
High Radiation Pressure on Interstellar Dust Computed by Light-Scattering Simulation on Fluffy Agglomerates of Magnesium-silicate Grains with Metallic-iron Inclusions
最近的空间任务提供了关于星际颗粒的物理和化学性质的信息，例如作用在颗粒上的辐射压力与重力的比率$β$，以及颗粒的成分、结构和尺寸分布。对星尘号捕获并返回地球的星际颗粒轨道的数值模拟限制了星际起源的星尘号样品的$β$比。然而，最近对模型尘埃颗粒辐射压截面的精确计算在星际颗粒的$β$比方面给出了相互矛盾的说法。在毫微微千克范围内，所谓的“天文硅酸盐”模型尘埃颗粒的$β$比低于1，与星尘星际颗粒的$β\sim 1$相冲突。在这里，我解决这个难题，重新评估的$β$比例的星际颗粒的假设，即颗粒是聚集的颗粒，通过凝聚生长和组成的无定形MgSiO $_{3}$的夹杂物的金属铁。我的模型与围绕太阳的本地星际云中主要岩石形成元素的消耗和相关性以及星尘和卡西尼号任务中星际颗粒的矿物学鉴定完全一致。我发现，我的模型尘埃粒子满足的$β$比的约束条件，不仅来自星尘任务，而且还来自土星和卡西尼任务。我的研究结果表明，铁没有被纳入硅酸盐，而是以金属的形式存在，这与迄今为止大多数星际尘埃模型相反。
2017-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dust evolution in the transition towards the denser ISM: impact on dust temperature, opacity, and spectral index
观察到的尘埃发射和灭绝的变化表明，在从弥漫的星际介质（ISM）到更致密的分子云的过渡过程中，颗粒性质发生了系统的演变。在尘埃光谱能量分布（SED）的差异，观察到从弥漫ISM到密集的地区，即在长波长的光谱指数增加，在FIR不透明度的增加，和温度的降低，通常被认为是在尘埃性质的变化的结果。我们调查，如果进化过程，如凝聚和吸积，能够改变尘埃颗粒的性质的方式是一致的观察。我们使用的核心地幔颗粒模型来描述弥漫ISM型晶粒，并使用DDA，我们计算如何吸积地幔和凝聚成聚集体改变晶粒的光学性质。我们用DustEM和辐射转移程序CRT计算了沙尘的SED和消光。我们发现，脂肪族碳地幔扩散ISM型尘埃的吸积导致FIR不透明度增加约2倍，FIR/submm光谱指数从1.5增加到1.8，温度降低约2 K。我们还表明，这些颗粒凝聚成聚集体进一步降低温度由3 K，并增加光谱指数的值为$\sim$ 2。与弥漫的ISM尘埃相比，这些聚集体（具有额外的冰幔）的FIR不透明度增加了3（7）倍。尘埃演化的ISM导致凝聚和吸积，导致显着的变化，在光学性质的颗粒，可以解释所观察到的变化，在尘埃SED的过渡，从弥漫的ISM到密集的地区。
2015-06-04 astro-ph.GA
Formation History of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Galaxies
多环芳烃（PAHs）是星际介质（ISM）中的主要尘埃组分之一。我们提出了我们的进化模型的丰度多环芳烃在ISM上的星系演化时间尺度。我们认为，粉碎的碳质尘埃颗粒在星际湍流的多环芳烃的形成机制，而多环芳烃的丰度可以减少凝聚到尘埃颗粒，破坏超新星冲击，并纳入恒星。我们实现这些过程中的一个区域的化学演化模型，以获得在星系中的PAH丰度的演变。我们发现，PAH的形成变得加速以上一定的金属粉碎成为有效的。对于PAH的破坏，而超新星冲击是在金属贫乏的环境中的主要机制，凝聚是在金属丰富的环境中占主导地位。我们比较了我们的模型中的PAH丰度的演变与星系中观测到的丰度具有广泛的金属丰度范围。我们的模型再现了低金属丰度星系中PAH检测的缺乏和高金属丰度星系中PAH丰度的金属依赖性。多环芳烃丰度的强金属依赖性出现作为强金属依赖性的尘埃质量增加的结果，通过吸积的金属到尘埃颗粒，最终粉碎成多环芳烃。我们的结论是，观测到的趋势的多环芳烃丰度可以是一个自然的结果粉碎的碳颗粒的来源多环芳烃。为了建立我们的PAH形成方案，通过粉碎形成PAH的观察证据将是至关重要的。
2014-01-16 astro-ph.GA
The Supernova-ISM/Star formation Interplay
超新星是能量最大的恒星事件，它通过气体动力学和能量学影响着星际介质。因此，两者都对恒星的形成产生积极和消极的影响。在本文中，我们回顾了调查的复杂性，旨在了解超新星爆炸与恒星形成分子云之间的交换。本文从分析研究出发，研究了超新星从超泡尺度反馈到星系结构的数值模型。我们还讨论了恒星形成和超新星能量转移效率的参数化。由于从星际介质到星系的演化模型有很多，并且应用了这些参数的多种配方，因此这里只能讨论一些有代表性的研究。
2014-02-01 astro-ph.GA
Interplay between Escaping Cosmic Rays and Interstellar Medium: Driving of Galactic Winds and Shaping the Local Proton Spectrum
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）
研究逃逸宇宙射线对星际介质的影响，通过球对称的CR-流体动力学模拟，探讨CR能量谱、辐射冷却和热传导的演化，揭示CR加热对超新星残骸观测的潜在影响，并提出对本地质子谱的解释。
2026-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
DIISC Survey: Deciphering the Interplay Between the Interstellar Medium, Stars, and the Circumgalactic Medium Survey
DIISC巡天通过多波段观测34个低红移星系，发现莱曼α等值宽度与HI半径归一化碰撞参数强反相关，表明星系周介质中性气体分布与星系气体盘紧密相连。
2024-09-19 astro-ph.GA
Polarizing efficiency as a guide of grain growth and interstellar magnetic field properties
本文解释了17个天体（包括243颗恒星）的偏振效率$P_{\max}/E(B-V)$和最大偏振波长$λ_{\max}$之间的关系，这些天体被分为两组：“乌云”和“疏散星团“。根据参数$λ_{\max}$的分布，将对象分配给其中一个组。我们使用的模型的均匀硅酸盐和碳质球状颗粒的不完美的排列和随时间变化的尺寸分布。假设极化主要由尺寸为$r_{V} \ga r_{V,\rm cut}$的大硅酸盐颗粒产生。初始尺寸分布再现星际消光的平均曲线的模型不能解释观测到的几个暗云的$λ_{\max} \ga 0.65\,\mkm$值。根据Hirashita \& Voshchinnikov（2014）的模型，我们假设由于吸积和凝聚而改变了粒度分布。在包括了演化效应之后，$λ_{\max}$在时间尺度$\sim 20 (n_\mathrm{H}/10^3 \mathrm{cm}^{-3})^{-1}$ Myr上向更长的波长移动，其中$n_\mathrm{H}$是发生尘埃处理的分子云中的氢密度。当极化颗粒的尺寸增大时，比率$P_{\max}/E(B-V)$急剧下降。颗粒取向度和取向方向的变化对这一比值的影响不大。我们还发现，长形晶粒的纵横比并不影响显着的偏振效率。对于扁球形粒子，形状效应较强，但在大多数情况下，产生的极化曲线与观察到的极化曲线相比太窄。
2016-07-18 astro-ph.GA
Evolution of grain size distribution in high-redshift dusty quasars: Integrating large amounts of dust and unusual extinction curves
大量的尘埃和高红移类星体（z > 4）中不寻常的消光曲线的发现给早期宇宙尘埃的起源和性质带来了挑战性的问题。本文基于考虑颗粒尺寸分布的尘埃演化模型，研究了高Z类星体中尘埃含量和消光曲线的演化。首先，我们表明，牛奶路消光曲线是复制通过引入一个中等分数（~0.2）的致密的分子云相的星际介质的石墨-硅酸盐尘埃模型。然后，我们表明，在高z类星体中的消光曲线可以通过采取更高的分子云分数（>0.5）来解释，这导致更有效的晶粒生长和凝聚，并通过假设无定形碳而不是石墨。高Z类星体宿主中的大量尘埃含量也被发现是尘埃增长增强的自然结果。这些结果表明，分子云中的颗粒生长和凝聚是增加尘埃质量和改变星系中尘埃尺寸分布的关键过程，并且与不同的尘埃成分一起，可以有助于形成消光曲线。
2014-10-29 astro-ph.GA
Unveiling the Milky Way dust extinction curve in 3D
本研究利用1.3亿颗恒星的低分辨率光谱，精确测量消光曲线，首次在三维空间以前所未有的细节揭示银河系和麦哲伦云中尘埃性质的分布与变化，并发现吸积与凝聚主导不同密度区域的颗粒生长，恒星形成区消光曲线平坦化可能源于大颗粒循环或超新星激波破坏小颗粒。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Adventures in Andromeda: The Interplay of Interstellar Dust and Gas in our Big Neighbour
本论文通过多波段观测和贝叶斯算法PPMAP系统研究了仙女座星系中尘埃与气体的相互作用，揭示了尘埃发射率指数在分子云内外无显著差异、尘埃作为气体质量示踪剂存在偏移，并发现恒星形成效率与尘埃温度和β相关。
2024-03-28 astro-ph.GA
Ionization and Dust Charging in Protoplanetary Disks
稠密星际和星周环境中的电离-复合平衡是一系列重要物理过程的关键因素，如化学反应、尘埃充电和凝聚、气体与磁场的耦合以及原行星盘中不稳定性的发展。我们确定了一个临界气体密度以上的颗粒表面上的电子和离子的复合占主导地位的气相复合。对于这个政权，我们提出了一个自洽的分析模型，使我们能够准确地计算丰度的带电物种在含尘气体，而不作假设的颗粒电荷分布。为了证明所提出的方法的重要性，我们检查是否传统的近似低颗粒电荷是有效的典型的原行星盘，并讨论尘埃凝聚和发展的“死区”的磁盘的影响。所提出的模型是适用于任意粒度分布，并为给定的灰尘属性和条件的磁盘，只有一个自由参数-离子的有效质量，显示有一个低的效果的结果。该模型可以很容易地包括在致密分子云和原行星盘的尘埃演化的数值模拟。
2016-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 astro-ph.GA
The Hot Interstellar Medium
本文综述了恒星形成与早型星系中星际热介质的起源与维持机制，通过X射线观测与理论分析揭示其作为星系演化关键诊断工具的作用。
2022-05-05 astro-ph.GA
Dust growth in molecular cloud envelopes: a numerical approach
在星际介质（ISM）中，由于颗粒生长和破坏，颗粒尺寸分布的变化是可以预期的。在这项工作中，我们提出了一个尘埃碰撞模型内实现磁流体动力学（MHD）的代码，考虑到颗粒生长和破碎的带电尘埃颗粒的一个给定的组合物（硅酸盐或石墨）。我们将此模型的MHD代码雅典娜，并建立在以前的实施在同一代码中的动态带电尘埃颗粒。为了证明该凝聚模型的性能，我们研究了在2D MHD模拟过程中形成的几个尘埃丝内半径为0.05 $μ$ m的单一大小的尘埃种群的粒度分布的变化。我们还考虑了一个现实的灰尘分布的尺寸范围从50 μ m到0.25 $μ$ m，并分析了石墨和硅酸盐的尺寸分布的变化，以及远紫外消光曲线。从所得到的结果，我们得出结论，这里提出的方法，基于带电粒子的运动方程的MHD演化，是最佳的研究在扩散制度，如分子云信封带电尘埃颗粒的凝聚。在观测上，这些尘埃尺寸分布的变化转化为远紫外消光曲线的变化，它们主要是由小的石墨尘埃颗粒引起的。
2021-03-09 astro-ph.GA
Remodeling the evolution of grain size distribution in galaxies
我们重新审视了在星系中的粒度分布的演化模型的最终目的是实现它在流体动力学模拟。我们简化了以前的模型，以这样一种方式，一些模型相关的假设被替换为更简单的功能形式。对于开发的框架的第一个测试，我们将其应用到一个星系的单区化学演化模型，证实我们的新模型令人满意地再现了以前的结果，并有效凝聚的小颗粒破碎和吸积是必不可少的复制所谓的MRN粒度分布。为了检验我们的模型是否能与星际介质（ISM）的流体动力学演化相结合，我们采用新的颗粒演化模型对一个孤立盘星系进行了流体动力学模拟.我们采样流体动力学粒子代表每一个密集和弥漫ISM阶段。通过这种后处理，我们发现在致密气体中发生的过程（通过吸积和凝聚的晶粒生长）在再现与银河系消光曲线一致的晶粒尺寸分布方面是重要的。在我们的模型中，晶粒尺寸分布之间的致密和弥漫ISM是相似的，虽然我们观察到一个更大的分散在致密ISM。此外，我们还表明，即使我们降低了晶粒半径分辨率（16个网格点），可以捕获的晶粒尺寸分布（和由此产生的消光曲线）的整体形状。
2018-10-18 astro-ph.GA
Evolution of grain size distribution with enhanced abundance of small carbonaceous grains in galactic environments
我们提出了一个更新的尘埃演化模型，专注于在星系中的粒度分布。我们把银河系作为一个单一的区域对象，包括五个主要的过程（恒星尘埃的生产，超新星冲击中的尘埃破坏，通过吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破裂）。在本文中，我们提高了预测相关的小碳颗粒，这是负责2175年的消光曲线和多环芳烃（PAH）的尘埃发射光谱能量分布（SED），这两个都是在我们以前的模型预测不足的排放功能的颠簸。在新模型中，我们假设小的碳质颗粒不参与星际过程。这避免了小的碳质颗粒因凝结而损失。我们发现，这个假设的模型显示了一个更好的匹配银河系（MW）的消光曲线和尘埃排放SED比以前的。以下两个额外的修改进一步使适合MW尘埃排放SED更好：（i）化学富集模型进行调整，以给出一个接近太阳的金属丰度在本时代，和金属的比例可用于尘埃增长被限制在一半。(ii)对于小的碳质颗粒，芳构化是有效的，使得芳族部分在颗粒半径$\lesssim 20$ <$m处是统一的。由于我们的建模，我们成功地获得了一个尘埃演化模型，解释MW消光曲线和尘埃排放SED在同一时间。
2022-11-18 astro-ph.GA
Probing Interstellar Grain Growth Through Polarimetry in the Taurus Cloud Complex
星光的光学和近红外（OIR）偏振通常被理解为是由尘埃颗粒对光线的二向色消光引起的，尘埃颗粒的轴相对于局部磁场对齐。取向晶粒群的尺寸分布可以通过测量偏振的波长依赖性来约束。产生这种排列的主要物理模型是辐射衍射力矩（RAT），它预测最有效排列的晶粒是那些尺寸大于组成局部辐射场的光波长的晶粒。因此，对于一个给定的粒度分布，偏振达到最大值的波长（$λ_\mathrm{max}$）应该与沿着尘埃颗粒和照明源之间的视线的特征变红相关。之前已经建立了$λ_\mathrm{max}$和变红之间的相关性，用于$A_V\approx4$ mag以下的反射。我们将这种关系的研究扩展到金牛座星云复合体中更大的恒星样本，包括$A_V>10$ mag的反射。我们确认了$A_V<4$ mag的早期结果，但发现$λ_\mathrm{max}$与$A_V$的关系在$A_V\approx4$ mag以上分叉，其中样品的一部分继续先前观察到的关系，而剩余部分显示出明显更陡的上升。我们认为，数据显示的陡峭上升代表视线向高密度的“团块”，在那里发生了颗粒凝结。我们提出了基于RAT的建模支持这些假设。这些结果表明，多波段OIR偏振是一个强大的工具，跟踪颗粒生长的分子云，独立的尘埃温度和发射率的不确定性。
2020-10-30 astro-ph.GA
Dust evolution processes constrained by extinction curves in nearby galaxies
消光曲线，特别是银河系（MW）、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的消光曲线，为我们提供了了解附近宇宙中尘埃性质的线索。我们研究这些消光曲线是否可以解释为众所周知的尘埃演化过程。我们处理恒星喷出物中的尘埃产生，超新星冲击中的破坏，尘埃的吸积和凝聚的增长，和粉碎的尘埃破裂。为了使调查的大参数空间可能的，我们简化了处理的晶粒尺寸分布的演变，通过采用“两个尺寸近似”，其中我们分为小（$\lesssim 0.03~μ$ m）和大（$\gtrsim 0.03~μ$ m）的晶粒人口。据证实，MW消光曲线可以重现在合理的范围内的时间尺度的上述过程与硅酸盐-石墨混合物。这表明MW消光曲线是尘埃通过上述过程演化的自然结果。我们还发现，相同的模型不能再现SMC/LMC消光曲线。尽管如此，这种失败可以通过对小型碳质尘埃赋予更高的超新星破坏率并考虑碳质尘埃的无定形碳来弥补;这些修改实际上与之前的研究一致。因此，我们的结论是，目前的尘埃演化方案组成的上述过程是成功的，在解释消光曲线。所有的消光曲线都有利于尘埃的有效星际处理，特别是通过吸积和凝聚的强烈颗粒生长。
2016-08-22 astro-ph.GA
Predictions of polarized dust emission from interstellar clouds: spatial variations in the efficiency of radiative torque alignment
极化携带着星际云中磁场的信息。利用偏振尘埃辐射观测研究了磁场在分子云演化和恒星形成初期的作用。我们研究了现实模拟的粮食对齐，假设辐射扭矩是旋转的粮食的主要机制。其目的是研究作为云位置的函数的晶粒排列的效率，并研究这些空间变化的可观察到的后果。我们的结果是基于MHD模拟模型云的分析。用蒙特卡罗方法求解连续辐射转移问题，估算了粉尘发射的三维分布和影响晶粒取向的辐射场强。我们还研究了在核心的晶粒生长的影响。我们能够使用Cho和Lazarian的假设重现他们的结果。然而，即使在1D的情况下，各向异性因子低于他们的假设$γ= 0.7$，因此，我们得到更有效的辐射扭矩。与我们以前的论文相比，偏振度与强度的关系是陡峭的，因为在致密的核心内的效率较低的晶粒排列。在没有晶粒生长的情况下，磁芯的磁场在几个$A_{\rm V}$以上恢复得很差。如果核心中的颗粒尺寸加倍，尘埃发射的偏振可以跟踪磁场线，可能高达$A_{\rm V} \sim 10$量级。然而，许多星前核可能太年轻，颗粒凝聚起主要作用。包含方向相关的辐射扭矩效率削弱了对齐。即使晶粒尺寸加倍，我们也不会期望探测到$A_{\rm V}$中超过几个量级的磁场。
2009-06-18 astro-ph.GA
Optical/Near-IR Polarization Survey of Sh 2-29: Magnetic Fields, Dense Cloud Fragmentations and Anomalous Dust Grain Sizes
Sh 2-29是一个引人注目的恒星形成区，以存在大质量嵌入恒星以及几个值得注意的星际结构为标志。在这项研究中，我们的目标是确定磁场的作用，并研究在这种湍流环境中星际尘埃颗粒的大小分布。我们使用了一组光学和近红外偏振数据获得的OPD/LNA（巴西）和CTIO（智利），与消光图，2 MASS数据和图像从DSS和斯皮策。该区域最显著的特征是一个被扫过的星际空腔，其极化图显示磁场线被向外拖曳，沿着其边界堆积。这导致更高的磁场强度值（$\approx400\,μ$ G）和偏振度的突然增加，这可能是由于取向效率的增强。此外，高密度的云碎片与峰值$A_{V}$之间的20和37等可能是由它的扩张。$24\,μ$ m点状源的存在表明在这个致密的环境中可能有新生恒星。的角色散函数的统计分析显示领域的场线排列在一个有序的模式，似乎是由于压缩效应的HII区域膨胀。最后，Serkowski函数拟合被用来研究的总选择性消光比，揭示了一个双重人口的异常颗粒尺寸。这一趋势表明，在该地区存在着星际颗粒的凝聚和破碎效应。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
Acceleration and clustering of cosmic dust in a gravoturbulent gas -- I. Numerical simulation of the nearly Jeans-unstable case
我们研究了星际尘埃粒子的动力学在中等高分辨率（$512^3$网格点）模拟强迫可压缩跨音速湍流，包括气体的自重。湍流是由随机压缩力引起的，它在时间上是δ相关的。通过考虑近Jeans不稳定的情况下，模拟的缩放是这样的，统计稳定状态没有任何不可逆的崩溃是获得，我们得到一个随机变化的潜力，作为第二个随机强迫。我们表明，在这种设置中，低惯性颗粒遵循气流和集群在统计稳态湍流的情况下，没有自重力的方式大致相同。然而，大的、高惯性的颗粒在自重存在的情况下被加速到高得多的平均速度。中等大小的颗粒也显示出聚集程度的增加。我们的结论是，自重力效应可以发挥重要的作用，聚集/凝聚的灰尘，即使在湍流系统，这是不是琼斯不稳定。特别是，大颗粒在星际介质中的碰撞率可能比以前的工作预测的要高得多。
2021-12-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Dissecting the high-z interstellar medium through intensity mapping cross-correlations
我们探索检测，与即将到来的光谱调查，三维功率谱的发射线波动产生的不同阶段的星际介质（ISM）的电离碳，电离氮和中性氧在红移z>4。来自157.7微米电离碳的发射线[CII]和来自一氧化碳的多条发射线是计划中的地基调查的主要目标，也是未来天基调查的重要前景，如原始膨胀探测器（PIXIE）。然而，氧[OI]（145.5微米）线和氮[NII]（121.9微米和205.2微米）线可以与具有合理的信噪比（SNR）的[CII]相关地检测到。这些线是中性和电离介质的重要冷却剂，并探测ISM的多个相位。我们计算预测的三维功率谱的两个调查设计为目标的[CII]线，表明它们具有所需的灵敏度来检测交叉功率谱与[OI]线，和[NII]线具有足够的SNR。互相关多条线路的重要性是双重的。一方面，我们将对ISM的不同阶段进行多个探测，这是理解高能源、气体和尘埃在高红移时相互作用的关键。这类研究将有助于下一代空间观测站，如美国航天局的远红外测量仪。另一方面，当用未来的天基实验（如PIXIE）测量宇宙微波背景光谱的光谱失真时，来自外部星系的发射线是一个重要的前景;测量强度映射机制中的波动将有助于限制这些线的平均振幅，并使我们能够更好地处理这一重要前景。
2017-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic clumping of charged dust in the dense interstellar medium
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理学和星际介质实验室）
研究通过非理想磁流体力学模型揭示了磁性团聚机制，表明冲击波区域的压缩磁效应可促进尘埃密度显著增强，从而促进尘埃生长。
2025-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the evolution and influence of dust in cosmological simulations that include the cold phase of the interstellar medium
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；University of Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出了一种在包含冷相的星际介质宇宙模拟中建模尘埃生命周期的模型，通过校准和比较观测数据，揭示尘埃在星系演化中的关键作用。
2026-01-08 astro-ph.GA
The role of ices in star-forming clouds
冰在星际云的演化过程中起着至关重要的作用。它们在稠密分子介质中无处不在，它们的影响不仅限于化学。吸附在尘埃颗粒上的物质也会影响云的热力学。这一切都取决于星际条件、化学参数和冰层的成分。在这项工作中，我研究了冰的形成，重点是气体和固体相之间的相互作用，以确定它们在云演化和恒星形成中的作用。我表明，虽然冰的形成极大地影响了云的化学，他们的作用在热力学上是比较保守的，他们对恒星形成的影响是微不足道的。
2016-05-23 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Simulating galactic dust grain evolution on a moving mesh
星际尘埃是银河系生态系统的重要组成部分，在多个星系形成过程中起着关键作用。我们提出了一个新的数值框架的动力学和尺寸演化的尘埃颗粒实现的动网格流体动力学代码AREPO适合宇宙学星系形成模拟。我们采用了基于粒子的方法，灰尘受到动力，包括阻力和重力。拖曳力的实现使用二阶半隐式积分器和验证使用几个灰尘流体动力学测试问题。每个尘埃粒子都有一个粒度分布，描述了不同大小的颗粒的局部丰度。的粒度分布是离散的二阶分段线性方法和演变的时间根据各种粉尘的物理过程，包括吸积，溅射，粉碎，和凝聚。提出了一种新的恒星演化过程中随机形成尘埃的方案和尘埃物理时间步的亚循环新方法。利用这个模型，我们模拟了一个孤立的盘状星系，研究尘埃物理过程的影响，塑造星际粒度分布。例如，我们演示了如何粉碎灰尘的粒度分布转移到较小的尺寸，导致从光学到近紫外波长的辐射消光显着上升。我们的模拟尘埃和气体混合物的框架可以很容易地扩展到其他动力学过程相关的星系形成，如磁流体动力学，辐射压力和热化学过程。
2018-05-11 astro-ph.GA
Evolution of dust in the Orion Bar with Herschel: I. Radiative transfer modelling
星际尘埃是我们理解星际介质和恒星形成的关键因素。尘埃种群随激发和物理条件的演化方式是理解星际尘埃演化的第一步。在星际尘埃演化的Herschel关键计划框架内，我们获得了各种光解区的PACS和SPIRE光谱观测，以证实这一演化。本文的目的是追踪猎户座酒吧的光解离区域的尘埃颗粒的演变。我们使用Herschel/PACS（70和160 MIC）和SPIRE（250，350和500 MIC）与斯皮策/IRAC观测一起绘制整个酒吧的尘埃种群的空间分布。亮度配置文件使用DustEM模型与辐射转移代码耦合建模。多亏了Herschel，我们能够以5.6”到35.1”的分辨率精细地探测猎户座棒致密部分的尘埃排放。这些新的观测结果使我们能够推断出在不同位置的酒吧，这揭示了从\sim 80 K到40 K的梯度，再加上从电离前沿的光谱发射率指数的增加的最大颗粒的温度。结合斯皮策/IRAC的观测，这是敏感的尘埃排放从表面，与赫歇尔地图，我们已经能够测量猎户座酒吧从3.6至500 mic的排放。我们发现在不同的尘埃成分中存在一个分层现象，这种分层现象可以用一个简单的辐射转移模型定量地再现，而不需要尘埃的演化。然而，需要包括尘埃演化来解释每个波段的亮度。多环芳烃丰度变化，或多环芳烃丰度变化的组合与发射率的最大颗粒由于凝结增强给出了良好的结果。
2012-02-08 astro-ph.GA
Acceleration of Small Dust Grains due to Charge Fluctuations
我们认为，非常小的尘埃颗粒，包括多环芳烃（PAH）所产生的静电相互作用的尘埃颗粒，由于充电事件的时间具有电荷波动的加速度。我们用蒙特卡罗方法模拟了等离子体中微小颗粒与电子、离子碰撞产生的电荷涨落，以及紫外光子的光电子发射。我们确定的电荷波动引起的加速扩散星际介质（ISM）中的非常小的颗粒的主导加速机制。我们表明，这种加速机制是有效的环境与低电离度（即，大的德拜长度），其中电荷波动缓慢但具有大的振幅。我们还讨论了目前的机制，颗粒凝聚和粉碎弥漫ISM，分子云，和原行星盘的影响。
2011-12-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
Monte Carlo Investigation of the Ratios of Short-Lived Radioactive Isotopes in the Interstellar Medium
平均寿命低于1亿年的短寿命放射性核（SLR）为我们提供了对当前银河核合成事件的独特见解，以及4.6 Gyr前对我们太阳系物质的贡献事件。在这里，我们提出了一个统计分析的比率，这些放射性原子核在早期太阳系（ESS）的时间使用解析推导和蒙特卡罗方法。我们的目标是了解这些同位素的生产频率和平均寿命之间的相互作用，以及它对它们在星际介质（ISM）中的理论预测比例的影响。我们发现，当考虑两个SLR的比值，而不是每个SLR相对于其稳定或长寿命同位素的比值时，不仅完全消除了与稳定同位素的银河系化学演化相关的不确定性，而且统计不确定性也大大降低。我们确定了四个比率，247 Cm/129 I，107 Pd/182 Hf，97 Tc/98 Tc，和53 Mn/97 Tc，有可能为我们提供新的见解的r-，s-和p-过程核合成的时间的太阳的形成，并需要使用变量恒星产量进行研究。此外，后两个比率需要更好地确定在ESS中，使我们能够充分利用它们来调查银河网站的p过程。
2021-05-19 astro-ph.GA
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
Apparent Faster-Than-Light Pulse Propagation in Interstellar Space: A new probe of the Interstellar Medium
射电望远镜发射出有规律的射电辐射，通过星际介质（ISM），即恒星之间的稀薄气体和等离子体传播。ISM的先前已知的色散特性导致低频脉冲相对于高频脉冲在时间上延迟。这种效应可以用介质中存在的自由电子来解释。ISM还含有中性氢，其在1420.4MHz处具有众所周知的共振。电磁理论预测，在这样的共振下，诱导的色散效应将与自由电子的色散效应截然不同。穿过中性氢云的脉冲应该经历“反常色散”，这导致介质的群速度大于真空中的光速。这种超光速的群速度使得包含接近共振频率的脉冲相对于其他脉冲在时间上更早到达。因此，这些脉冲似乎比光传播得更快。这种现象是由脉冲中存在的时标和介质中存在的时标之间的相互作用引起的。虽然这是违反直觉的，但它并不违反狭义相对论的定律。在这里，我们提出了射电脉冲星PSR B1937+21的阿雷西博观测，显示出异常色散的明确证据。虽然这种效应在实验室物理学中是已知的，但这是第一次在天体物理学背景下直接观察到它，它有可能成为研究银河系中性氢性质的有用工具。
2010-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Face-on View of Interstellar Dust in the Galactic Plane
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Aix-Marseille University, CNRS/IN2P3, CPPM（艾克斯-马赛大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范学院物理与电子工程学院天文学系）
该研究利用红团簇恒星和恒星目录构建银盘尘埃密度图，通过U-Net卷积神经网络反演消光分布，获得不同分辨率尘埃图，揭示其详细结构，给出尘埃盘指数尺度长度，为相关研究提供了新基准。
2026-07-08 astro-ph.GA
The interplay between feedback, accretion, transport and winds in setting gas-phase metal distribution in galaxies
本研究通过建模分析恒星形成反馈、气体传输、宇宙气体吸积与星系风在设定星系质量-金属丰度梯度关系（MZGR）中的相对作用，发现金属质量载荷与金属混合对重现观测MZGR至关重要，且星系风与金属传输主导低质量星系金属丰度梯度，而反馈与吸积主导大质量星系。
2024-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering and dynamic decoupling of dust grains in turbulent molecular clouds
我们提出了高分辨率（$1024^3$）模拟超/超音速等温流体动力学湍流内的星际分子云（分辨率尺度通常为20 - 100 AU），包括多分散人口的尘埃颗粒，即，考虑一定范围的晶粒尺寸。由于惯性，大颗粒（典型半径$a \gtrsim 1.0\,μ$ m）将与气流分离，而小颗粒（$a\lesssim 0.1\,μ$ m）将倾向于更好地跟踪气体的运动。我们注意到，模拟与纯粹的螺线管强迫表现出更明显的解耦和更少的集群相比，模拟与纯粹的压缩强迫。总的来说，小颗粒和大颗粒倾向于聚集，而中等尺寸的颗粒基本上显示出随机的各向同性分布。由于增加聚类，颗粒-颗粒相互作用率局部升高，但由于小颗粒和大颗粒往往没有空间相关性，目前还不清楚这种聚类会对凝固速率产生什么影响。由于灰尘和气体的空间分离，通过冷凝生长获得的晶粒尺寸的扩散上限也是预期的，因为大的（解耦的）晶粒不一定位于分子气体中的生长物质所在的位置。
2018-11-02 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
Spatially-resolved interstellar dust properties in the face-on spiral galaxy M 99 as observed by NIKA2
Sterrenkundig Observatorium Universiteit Gent（根特大学天文台）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能及替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；School of Physics and Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Grenoble INP（格勒诺布尔国立理工学院）；LPSC-IN2P3（粒子与核物理实验室）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Aix Marseille Univ（艾克斯-马赛大学）；CNES（法国国家空间研究中心）；LAM（天体物理实验室）；Institut Néel（内尔研究所）；Institut de RadioAstronomie Millimétrique (I（毫米波射电天文学研究所）
利用NIKA2观测M99星系，研究尘埃光谱指数、质量及颗粒特性空间变化，发现尘埃β值随密度变化，小颗粒比例与星际辐射场反相关，同步辐射指数与宇宙射线电子老化一致。
2026-02-23 astro-ph.GA
