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
Thermal fluctuations and nanoscale effects in the nucleation of carbonaceous dust grains
我们调查的作用，热波动和有限数量的单体在小簇的碳原子上的碳颗粒的成核速率。热涨落是由于团簇、气体和辐射场之间能量交换的量子化性质。纳米尺度效应改变了单体的自发分离，这是由于小团簇中包含的有限数量的内能。我们发现，这两个修正团簇的稳定性和成核率有很大的影响。我们实现我们的模型内的Monte Carlo代码，以获得新的稳定性条件的集群以及成核率。由于计算的限制，我们只能在高温下探索这种方法的结果，在高温下粒子相互作用的频率并不比光子相互作用低得多。我们发现，剥离校正和温度波动的综合作用产生更快的成核。我们还发现，成核速率取决于气体的组成，而不仅仅是对冷凝成颗粒的化合物的分压。这是这个模型的一个独特结果，可以用来证明或反驳它。
2010-06-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Carbonaceous molecules in the oxygen-rich circumstellar environment of binary post-AGB stars: C_{60} fullerenes and polycyclic aromatic hydrocarbons
上下文演化恒星的星周环境通常富含分子气体和尘埃。通常情况下，整个环境要么是富氧的，要么是富碳的，这取决于中央恒星的演化。目标。在本文中，我们讨论了三个演变的光盘源的证据，在其红外光谱的非典型发射线。这些恒星取自AGB后联星的更大样本，我们拥有斯皮策红外光谱，其特征是存在稳定的富氧环联星盘。我们以前的研究表明，后AGB盘源的红外光谱主要由硅酸盐尘埃排放，往往具有极高的结晶度分数。然而，选择这里描述的三个来源是因为它们显示出独特的分子化学。方法.利用斯皮策红外光谱仪，我们详细研究了这三颗样品星的特殊矿物学特征。使用观测到的发射特征，我们确定了不同的观测到的尘埃，分子和气体物种。结果红外光谱显示了由于各种富氧尘埃成分以及CO2气体的发射特征。所有三个来源都显示出通常归因于多环芳烃的强红外带。此外，两个样品源显示C60富勒烯带。结论.尽管大多数后AGB盘源在其拱星环境中以硅酸盐尘埃为主，但我们确实发现了证据，至少对于某些源，必须进行额外的处理才能解释大碳分子的存在。有证据表明，其中一些来源仍然富含氧气，这使得这些分子的检测更加令人惊讶。
2011-10-27 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
Search for Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in the Outflows from Dust-Producing Wolf-Rayet Stars
一个综合的中红外光谱的碰撞风，大规模的，尘埃产生的人口I沃尔夫-拉叶（WR）的二进制文件显示了丰富的吸收和发射的细节来自星周尘埃信封，以及从星际介质。突出的吸收特征可能来自于在高-（例如，3.4、6.8、7.2 $μ$ m）和低温（3.3、6.9、9.3 $μ$ m）环境。$\sim$ 6.5、8.0和8.8 $μ$ m附近的宽发射复合物可能来自电离的小的多环芳烃（PAH）团簇和/或无定形碳质颗粒。因此，这些多环芳烃排放可能代表了长期以来寻求无定形碳尘的前体。我们还检测到一个强大的$\sim$ 10.0 $μ$ m发射光谱的WR 48 a和WR 112，我们暂时链接到电离的多环芳烃。在检查了现有的档案光谱的巨大的个人WR尘埃源，我们注意到一个令人惊讶的缺乏7.7 $μ$ m PAH波段的光谱中的二进制WR 19，相比之下，11.2，12.7和16.4 $μ$ m PAH功能的明显强度。在另一个尘埃产生系统WR 118的$λ>$ 10 $μ$ m光谱中也检测到强PAH排放，指出WR 19和WR 118存在大的中性的、可能是星际PAH分子。
2017-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA Observations of SN 2010jl: Another Non-Detection of the 9.7 $μ$m Silicate Dust Feature
本文介绍了{ \it平流层红外天文台（SOFIA）}在11.1 $μ$ m处对IIn型超新星（SN IIn）2010 jl的测光观测。SN未被{ \it SOFIA}检测到，但所获得的上限，结合{ \it Spitzer}在3.6 μ m和4.5 $μ$ m处的新的和存档的检测结果，使我们能够表征存在的尘埃的组成。在以前的工作中，其他类型的IIn SNe中的尘埃已经被证明存在于由祖先系统在爆炸前的几千年中喷出的物质的拱星壳中。我们的模型拟合表明，在系统中的灰尘显示没有证据的强大的，无处不在的9.7 $μ$ m功能从硅酸盐尘埃，这表明碳质颗粒的存在。在$\sim 550-620$ K的温度下，碳质尘埃辐射的$\msun$为0.01-0.05时，观测值最符合。尘埃成分可能揭示线索的性质的祖系统，这仍然是模糊的这一子类。大多数提出的SNe IIn的单星祖先系统，如亮蓝变星、红超巨星、黄超巨星和B[e]星，都清楚地显示出它们在SN前的流出物中有硅酸盐尘埃。然而，这一后SN的结果是一致的SNe IIn与中红外观测的小样本，其中没有显示出硅酸盐尘埃在其红外光谱发射的迹象。
2015-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cold dust but warm gas in the unusual elliptical galaxy NGC 4125
来自赫歇尔空间天文台的数据揭示了一个不寻常的椭圆星系NGC 4125，它具有来自冷尘埃的强烈和扩展的亚毫米辐射，但其CO和HI辐射只有非常严格的上限。根据尘埃的发射率，尘埃的总质量为2-5x10^6 Msun。虽然中性气体与尘埃的质量比非常低（< 12-30），但包括[CII]发射跟踪的电离气体，这一限值提高到< 39-100。尘埃辐射遵循与恒星光相似的r^{1/4}分布，尘埃与恒星的质量比接近附近椭圆星系的高端。我们认为NGC 4125目前正处于一个不寻常的阶段，在合并引发的恒星形成爆发中产生的演化恒星正在将大量气体和尘埃泵入星际介质。在这种情况下，中性气体与尘埃的质量比很低，这是因为气体被加热到大于等于10^4 K的温度比尘埃蒸发的速度要快。如果像NGC 4125这样的星系，其远红外辐射不以通常的方式追踪中性气体，在更高的红移中很常见，这可能对我们理解高红移星系和星系演化具有重要意义。
2013-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Polycyclic aromatic hydrocarbons and molecular hydrogen in oxygen-rich planetary nebulae: the case of NGC6720
演化的恒星是多环芳烃（PAH）和尘埃颗粒形成的主要来源。它们的星周化学通常被称为富氧或富碳，尽管双尘埃化学物体，其红外光谱显示硅酸盐和碳尘埃特征，也是已知的。这种双重尘埃化学的确切起源和性质尚不清楚。斯皮策-IRS对附近富氧行星状星云NGC 6720的中红外光谱成像显示了11.3微米芳香族（PAH）发射带的存在。这归因于中性多环芳烃的排放，因为在7至8微米范围内没有观察到条带。多环芳烃的空间分布与暖团分子氢的空间分布密切相关。从中性多环芳烃和温暖的H2的排放很可能产生与密集的结，位于主环内的光解区域。多环芳烃的存在与先前获得的高丰度的游离碳（相对于CO）表明，在富氧环境中的局部条件也可以成为有利于原位形成的大碳质分子，如多环芳烃，通过自下而上的化学途径。在这种情况下，同一个恒星源可以使星际介质富含富氧尘埃和大的碳分子。
2015-11-27 astro-ph.SR
Magnetospherically-trapped dust and a possible model for the unusual transits at WD 1145+017
在WD 1145+017附近观测到的迅速演变的尘埃和气体消光为行星体在白矮星上的破坏-吸积机制打开了一个实时窗口，并强调了考虑这些物体周围尘埃粒子动力学的重要性。这里有人认为，（带电）尘埃颗粒和恒星磁场之间的相互作用是一个重要的组成部分，在理解的物理分布红外发射粒子在附近的白矮星。这些想法被用来提出WD 1145+017的可能模型，其中不寻常的凌日形状是由恒星磁层中捕获的不透明尘埃云造成的。该模型可以解释所观察到的过境周期，如果恒星旋转是近4.5小时，因为被困的尘埃云，然后位于附近或内的共同旋转半径。该模型要求表面磁场至少在几十kG左右。与大的微行星在潮汐解体时的偏心轨道相反，被磁层捕获的尘埃云的轨道基本上是圆形的，与观测结果一致。
2017-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust to Dust: 3 years in the Evolution of the Unusual SN 2008S
我们获得了SN 2008 S的后期光学和近红外成像与大双筒望远镜（LBT），近红外数据与哈勃太空望远镜（HST），和中红外数据与斯皮策太空望远镜（SST）。我们发现，（1）它在光学（UBVR）波长下也是不可见的，亮度极限约为25 mag，（2）在近红外（H）约24.8 mag处被检测到时，它正在迅速衰减，（3）在中红外3.6和4.5微米处，它仍然比前身更亮，但下降缓慢，稳定。2010年12月的红外探测结果与尘埃辐射一致，黑体温度为T ~ 640 K，总光度为L ~ 200000 Lsun，远高于被遮蔽的祖星的L ~ 40000 Lsun光度。当地的环境也没有显示出大质量（M >= 10 Msun）恒星在瞬变附近的证据，与祖先是一个大质量的AGB恒星相一致。
2012-02-01 astro-ph.SR
The Aromatic Infrared Bands around the Wolf-Rayet Binary WR140 Revealed by JWST
本研究利用JWST/MIRI MRS观测WR140周围6–11.2 μm AIBs，发现其特征不同于既有A–D类而接近贫氢RCB星，并提出WR富碳风与O星伴星富氢风共同塑造含碳化合物。
2025-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unusual Dust Emission from Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds
我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱研究的一个样本的25个行星状星云的麦哲伦星云。低分辨率模块用于分析红外光谱中存在的尘埃特征。这项研究补充了同一作者以前的工作，其中相同的样品进行了分析，在氖和硫的丰度。超过一半的物体（14个）显示出多环芳烃的排放，这是典型的富碳尘埃环境。我们比较我们的对象的碳氢化合物排放的银河系HII地区和行星状星云，和LMC/SMC HII地区。无定形硅酸盐只在两个物体中发现，这加强了现在众所周知的事实，即富氧尘埃在低金属含量下不太常见。除了这些共同的特征外，有些行星状星云还显示出非常不寻常的尘埃。9个物体在11微米处显示出强烈的碳化硅特征，其中12个物体在25微米处显示出硫化镁发射。在麦哲伦星云中，碳化硅光谱的高百分比并不常见。两个物体显示出一个宽带，这可能是由于氢化的非晶碳和弱的低激发原子线。这些星云很可能非常年轻。其余八个星云的光谱主要是由尘埃热辐射引起的具有弱连续谱的精细结构谱线的发射，尽管在少数情况下光谱中的信噪比很低，并且可能没有检测到弱尘埃特征。
2009-05-07 astro-ph.SR
Identifying the chemistry of the dust around AGB stars in nearby galaxies
渐近巨星分支（AGB）星是星系星际介质化学富集的重要贡献者。因此，必须限制AGB对星系尘埃收支的贡献。最近对大麦哲伦云和小麦哲伦云的总尘埃注入率的估计（LMC和SMC; Riebel et al. 2012，Boyer et al. 2012，Srinivasan et al. in prep）使用了斯皮策太空望远镜SAGE（Surveying the Agents of Galaxy Evolution; Meixner et al. 2006）和SAGE-SMC（Gordon et al. 2011）调查的数据。当按粉尘化学分类时，这些数据可以比较富氧粉尘和含碳粉尘的产生率。例如，在大麦哲伦星系中，碳星产生尘埃的速度大约是富氧AGB的2.5倍。可靠地确定这两种尘埃的贡献率将作为化学演化模型的输入。然而，斯皮策IRAC测光带并不足以探测到中红外光谱特征，这些特征可以将富氧AGB与碳星区分开来，即9.7 $μ$ m硅酸盐特征和11.3 $μ$ m碳化硅特征。SPICA在4 - 30 $μ$ m范围内具有连续的光谱覆盖范围，因此有可能区分这两种类型的化学物质。在这篇文章中，来自AGB星模型网格的合成测光，GRAMS（Sargent et al. 2011; Srinivasan et al. 2011）将被用来讨论SPICA可能提供这项研究的科学可能性。
2016-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust and molecules in extra-galactic planetary nebulae
银河系外行星状星云（PNe）允许研究银河系以外金属丰度环境中的尘埃和分子。它们的已知距离降低了观测与模型比较中的自由参数的数量，为气相和固态天体化学模型提供了强有力的约束。对银河系和其他本星系群星系（如麦哲伦云）中的PNe的观测提供了证据，证明金属丰度影响尘埃的产生以及在其周星包层中形成复杂的有机分子和无机固态化合物。特别是，较低的金属含量MC环境似乎是不太有利的粉尘生产和碳质粉尘功能和复杂的富勒烯分子的频率一般较高的金属含量降低。在这里，我提出了一个观测审查的尘埃和分子含量在河外PNE相比，其较高的金属量银河系同行。特别注意粉尘处理水平和复杂有机分子的形成（例如，多环芳烃、富勒烯和石墨烯前体）。
2015-11-19 astro-ph.SR
Herschel Observations of Gas and Dust in the Unusual 49 Ceti Debris Disk
我们目前的远红外/亚毫米成像和光谱49鲸鱼座，一个不寻常的拱盘附近的年轻A1 V恒星。该系统以展示碎片盘的尘埃特性而闻名，但却展示了低质量原行星盘的气体特性。这些数据是用赫歇尔空间观测站PACS和SPIRE仪器获得的，主要是作为“原行星系统中的气体”（GASPS）开放时间关键方案的一部分。在70、160、250、350和500 μm的图像中检测到盘状尘埃排放; 49 Cet在70 μm的图像中显着扩展，首次在空间上解析了外部尘埃盘。获得了以8条原子和分子发射谱线为中心的小波长范围的光谱，包括[OI] 63 μm和[CII] 158 μm。在5σ水平上检测到CII线-这是第一次检测到来自圆盘的原子发射。尽管OI线是在赫歇尔原行星盘光谱中观察到的最亮的一条线，但没有看到其他发射谱线（Meeus et al. 2012; Dent et al. 2013）。我们提出了一个由CII排放暗示的星周原子气体的量的估计。新的远红外/亚毫米数据填补了49 Cet的先前光谱能量分布（SED）中的一个大缺口。一个新的SED的简单模型证实了盘的两个组成部分的结构：温暖的内部尘埃和寒冷的外部尘埃，产生了大部分观察到的过剩。最后，我们讨论了初步的热化学建模的49 Cet气体/尘埃盘和我们试图同时匹配几个观测结果。虽然我们还没有成功地做到这一点，但我们的研究揭示了49 Cet气体的演化状态，这些气体可能不是原…
2013-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Anatomy of an Unusual Edge-on Protoplanetary Disk I. Dust Settling in a Cold Disk
作为行星形成的最早阶段，质量大、光学厚度大、富含气体的原行星盘为恒星和行星形成的物理学研究提供了关键的见解。从侧面观察时，高分辨率图像提供了一个独特的机会来研究这些磁盘的径向和垂直结构，并将其与垂直沉降、径向漂移、晶粒生长和中平面温度变化联系起来。在这项工作中，我们提出了多历元的HST和凯克散射光图像，和ALMA 1.3毫米连续图的显着平坦的边缘上的原行星盘SSTC 2DJ 163131.2 -242627，年轻的太阳型恒星在$ρ$蛇夫座。我们在单独的MCMC运行模型的0.8 $μ$米和1.3毫米的图像，以调查的几何形状和尘埃属性的磁盘使用MCFOST辐射转移代码。在散射光中，我们对盘表面层中较小的尘埃颗粒很敏感，而亚毫米尘埃连续观测探测更接近盘中平面的较大颗粒。MCMC运行使用基于协方差的对数似然估计结合两个数据集是勉强成功的，这意味着我们的磁盘模型的复杂性不足。该盘的特点是一个喇叭形的盘模型，其外边缘呈指数锥形，几乎从边缘上看，尽管需要一定程度的灰尘沉降来重现垂直薄的轮廓和缺乏明显的喇叭形。一个比预期的更冷的磁盘中平面，尘埃沉降的证据，和残余的径向子结构都指向一个更复杂的径向密度分布，以探索未来，更高分辨率的观测。
2021-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
TEM analyses of unusual presolar silicon carbide: Insights into the range of circumstellar dust condensation conditions
陨石样品中的前太阳碳化硅（SiC）颗粒可以帮助限制富碳恒星和核心坍缩超新星的星周凝聚过程和条件。这项研究介绍了我们对来自AGB星（四个主流和一个Y颗粒）和核心塌陷超新星（三个X颗粒）的八个前太阳SiC颗粒的研究结果，这些颗粒是根据μ-拉曼光谱特征选择的，这些特征表明它们具有不寻常的非3C多型体和/或高度的晶体无序。分析透射电子显微镜（TEM），它提供了元素组成和结构信息，显示了复杂的历史的晶粒的证据。我们的TEM结果证实了非3C，2 H晶畴的存在。微量元素的不均匀性和/或亚晶粒中观察到的所有颗粒分析其组成。母星的C/O比值从0.98到大于或等于1.03不等。我们的数据表明，SiC冷凝可以在广泛的条件下发生，其中温度以外的环境因素（例如，压力、气体组成、预凝聚相上的非均质成核）起重要作用。基于先前的μ-拉曼研究，约10%的SiC晶粒可能具有受晶体缺陷、孔隙度和/或亚晶粒影响的红外（IR）光谱特征。未来对复杂SiC颗粒的亚衍射极限红外测量可能会进一步揭示这些特征中的每一个对特征性IR 11 μm SiC特征的形状和位置的相对贡献，从而改善对AGB星（如产生前太阳SiC颗粒的那些）的红外光谱的解释。
2021-05-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Models for the Extinction of Type IIn Supernova SN 2010jl
SN 2010 jl不寻常的消光曲线为研究核心坍缩超新星形成的尘埃的性质提供了绝佳的机会。利用一系列具有不同成分和粒度分布的尘埃模型拟合SN 2010 jl的消光曲线，发现具有指数截止幂律粒度分布特征的硅酸盐-石墨混合尘埃模型能够很好地再现SN 2010 jl的消光曲线。最佳拟合结果表明，由沙尘模型得到的观测值与各历元的观测值都是一致的。然而，总消光比$R_V$约为2.8 - 3.1，这是显着小于$R_V \approx 6.4$由Gall等人得出的值。最佳拟合模型表明，SN 2010 jl周围的尘埃颗粒可能是由小尺寸的天文硅酸盐颗粒和微米尺寸的石墨颗粒。此外，通过拟合光学到中红外光谱能量分布，我们发现SN 2010 jl周围的尘埃质量随着时间的推移而增加，在峰值亮度后1300天左右达到$0.005\,M_{\odot}$，这与之前的估计一致。
2022-01-23 astro-ph.SR
Silicate features in Galactic and extragalactic post-AGB discs
目标。在本文中，我们研究了斯皮策和TIMMI 2红外光谱后AGB盘源，无论是在银河系和大麦哲伦星云。使用所观察到的红外光谱，我们确定盘的矿物学和尘埃参数，并寻找银河系和河外来源之间可能存在的差异。方法.模拟观察到的全光谱范围使我们能够确定存在于光盘和不同的物理参数，如粒度，尘埃丰度比，尘埃和连续温度的尘埃种类。结果我们发现，所有的光盘是由结晶和无定形硅酸盐尘埃的发射功能为主。只有少数样品来源显示出由于CO2气体或碳质分子如多环芳烃和C60富勒烯的特征。我们的分析表明，在这些光盘尘埃颗粒加工是强大的，导致大的平均晶粒尺寸和非常高的结晶度分数。然而，我们没有发现任何衍生的尘埃参数和中心源的属性之间的相关性。在银河系和大麦哲伦星系的矿物学来源之间似乎也没有明显的区别。尽管观测到的光谱与年轻恒星周围的原行星盘非常相似，显示出相似的矿物学和强烈的颗粒加工，但我们确实找到了尘埃加工的物理和化学过程差异的证据。
2011-08-03 astro-ph.SR
Dust around R Coronae Borealis stars: II. Infrared emission features in a H-poor environment
本文给出了31颗北冕座R星的剩余Spitzer/IRS光谱，并讨论了其在准黑体连续红外辐射上叠加的窄辐射特征。在RCB中观察到一个宽的~6-10 μ m的尘埃发射复合体，显示出极端的H-缺乏。在少数RCB中检测到一个次要的和弱得多的~11.5-15 μ m宽的发射特征，其中最强的~6-10 μ m尘埃复合体。斯皮策红外光谱首次揭示了~6-10 μ m尘埃复合物的结构，显示出在~6.3和8.1 μ m处存在强的C-C伸缩模式，以及在~5.9、6.9和7.3 μ m处存在其他尘埃特征，这归因于含有少量或不含氢的无定形碳质固体。少数RCB只有中度H-缺陷显示经典的“未识别的红外波段（UIR）”和中红外功能的富勒烯相关的分子。在一般情况下，RCB的红外辐射特征的特点是不相关的恒星和拱星的属性，这表明RCB尘埃的功能可能不依赖于目前的物理条件RCB星周围。唯一的例外似乎是6.3 μ m特征的中心波长，其在也显示UIR的那些RCB中蓝移，即，H缺乏最少的RCB。
2013-07-01 astro-ph.SR physics.chem-ph physics.space-ph
