Mid-Infrared Polarization of the Diffuse Interstellar Medium toward CygOB2-12
我们提出了第一个中红外线探测的线性偏振对恒星CygOB 2 -12，一个明亮的蓝色超巨星，与Av的前景消光~10等，是一个基准的研究中弥漫的星际介质中的尘埃的性质。8-13微米的光谱偏振，获得了与CanariCam多模式相机在大加那利望远镜（GTC），显示了明确的趋势与波长特征的硅酸盐颗粒在星际磁场。在10.2微米附近以7.8的统计显著性检测到的最大偏振是（1.24 +/- 0.28）%，位置角为（126 +/- 8）度。我们评论这些测量的背景下，在弥漫的星际介质中的尘埃成分的最新模型。
2022-10-26 astro-ph.GA
The Widespread Presence of Nanometer-size Dust Grains in the Interstellar Medium of Galaxies
星际尘埃的大小分布范围很广，从几埃的超小颗粒到微米级的颗粒。虽然在银河系星际介质中存在纳米尺寸的尘埃颗粒是在60年前推测的，并且之前是基于早期的红外观测提出的，但一直缺乏对其在广泛环境中的特性的系统和直接分析。在这里，我们报告了纳米大小的尘埃颗粒的检测，这些尘埃颗粒似乎普遍存在于各种各样的天文环境中，从银河系的高纬度云到附近的恒星形成星系和核活动水平较低的星系。在斯皮策/IRS的数据中，这种颗粒群的普遍性最终被揭示为波长短于10μm的突出的中红外连续辐射，其特征是温度为~300- 400 K，明显高于典型银河系环境中常见的亚微米尺寸颗粒的平衡温度。我们提出，这种普遍存在的、无特征的热尘成分的最佳载体是非常小的碳质（例如，石墨）通过单光子吸收瞬时加热的纳米尺寸的颗粒。这些颗粒占5-3000μm红外辐射总量的1.4%，占星际尘埃总量的0.4%。
2018-09-18 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey III: Relation Between Optical Polarization and Reddening in the General Interstellar Medium
本研究利用星际偏振巡天的V波段数据，准确估算了星际介质的偏振效率上限，发现其最大值高于Planck卫星的设定值，并验证了偏振效率随银河经度变化的模型与均匀螺旋磁场的对应关系。
2023-06-12 astro-ph.GA
Evolution of dust porosity through coagulation and shattering in the interstellar medium
星际颗粒的性质，如颗粒尺寸分布和颗粒孔隙度，受到星际加工的影响，特别是分别发生在致密和弥散星际介质（ISM）中的凝聚和破碎。在本文中，我们制定和计算的粒度分布和颗粒孔隙度的演变，通过粉碎和凝聚。对于凝聚，我们处理的颗粒演化取决于碰撞能量。粉碎被视为形成小型致密碎片的一种机制。这些过程之间的平衡是由稠密气体质量分数$η_\mathrm{dense}$决定的，它决定了凝结相对于破碎的时间分数。我们发现，破碎供应小颗粒和凝聚形成多孔颗粒从破碎的颗粒之间的相互作用是至关重要的，在创建和保持孔隙度。在颗粒半径$a\sim 0.1~μ$ m附近，孔隙率上升到0.7--0.9（或填充因子0.3--0.1）。我们还发现，在$η_\mathrm{dense}=0.1$（非常有效的粉碎与弱凝聚）的情况下，孔隙率显着增强凝聚，产生蓬松的亚微米颗粒填充因子低于0.1。多孔性使无定形碳在所有波长处的消光增强10- 20%，使硅酸盐在紫外波长处的消光增强10- 20%。当考虑孔隙度时，硅酸盐的消光曲线形状变陡。我们的结论是破碎和凝聚之间的相互作用是必不可少的，在创建多孔颗粒的星际介质和由此产生的孔隙度可以影响的粒度分布和消光曲线。
2021-01-07 astro-ph.GA
Alignment of interstellar grains by mechanical torques: suprathermally rotating Gaussian random spheres
气体颗粒与漂移颗粒的碰撞在颗粒上产生机械扭矩。Lazarian和Hoang最近的工作表明，即使在亚音速漂移的情况下，机械扭矩也可能在沿星际磁场方向排列螺旋颗粒方面发挥重要作用。我们计算13个不同的不规则颗粒的机械扭矩，并检查其产生的旋转动力学，假设稳定的旋转主轴的最大转动惯量。我们发现，在亚音速漂移制度的对齐效率敏感地依赖于晶粒形状，更有效的对齐形状与大量的机械扭矩，即使在没有漂移的情况下。对于超音速漂移，这种对准通常更有效。需要更严格的动力学分析，以明确地评价机械扭矩在晶粒排列中的作用。
2016-02-15 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
Accurate rate coefficients for models of interstellar gas-grain chemistry
考虑了晶粒尺寸和涨落效应，大大改进了模拟晶粒表面化学的方法。然而，目前在气体-颗粒化学的所有实际模型中使用的反应速率系数是不准确的。我们提供了这些关键的速率系数，既准确又容易纳入气体颗粒模型的表达式。我们使用在早期的工作，其中的反应速率系数被定义为一个第一次通过问题，这是用随机游走理论解决得到的确切结果。这里给出的近似反应速率系数很容易包含在所有的星际气体-颗粒化学模型中。与常用的表达式相反，它提供的结果与详细的动力学蒙特卡罗模拟完全一致。我们还显示了涉及多个物种的反应的速率系数。
2009-11-02 astro-ph.GA
Mechanochemical synthesis of Aromatic Infrared Band carriers. The top-down chemistry of interstellar carbonaceous dust grain analogues
星际空间有纳米到微米大小的尘埃颗粒。这些谷物中富含碳的成分发出红外波段的光，几十年来一直被望远镜和卫星远程观测。它们是天体化学尘埃演化的关键成分。大多数这些条带的精确载体仍然是未知的，并且在实验室中不能很好地再现。在这项工作中，我们展示了无序芳香族和脂肪族类似物的高能机械化学合成提供了星际相关的尘埃颗粒。碳基固体在氢气氛下的机械化学研磨产生的粒子与芳香族红外波段（AIB）发射的天体物理观测的光谱匹配。最能再现这些天文红外观测的类似物的H/C比在5 $\pm$ 2%的范围内。这个值远低于弥漫星际氢化无定形碳，另一个银河尘埃颗粒组分中观察到的吸收，它最有可能提供了一个约束的氢化程度最芳香碳尘埃颗粒载体。在AIB中观察到的7.4-8.3 $μ$ m范围内的宽带与氢含量相关，因此与所产生的类似物的结构演变相关。机械化学过程可以被看作是一个实验反应器，以刺激局部高能化学反应。它引入了键无序和氢化学附着在所产生的缺陷上，其效果类似于星际空间与固体的非常局部化的化学反应。从天体物理学的角度来看，这些实验室星际尘埃类似物将用于预测模拟星际条件下的尘埃颗粒演化，包括恶劣的辐射环境。这样的星际类似物提供了一个机会，以获得对其他恒星形成系统中物质循环的全球观点。
2020-04-06 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey II: General Interstellar Medium
磁场遍布整个银河系，对恒星形成过程的几个阶段的调节和宇宙射线的传输至关重要。解开它的性质，如强度和拓扑结构，是一个观测挑战，需要结合不同的和互补的技术。由于非球形尘埃颗粒的吸收，星光的偏振提供了一个独特的信息源，在光学波段的星际磁场。这项工作介绍了第一次分析的一个新的目录的光学观测的线性偏振星光在弥漫的星际介质（ISM），星际偏振调查，一般ISM（IPS-GI）。我们使用了IPS-GI的数据，集中在漫射介质中的38个领域的视线采样。这些区域的大小约为0.3 $^{\circ}$乘0.3 $^{\circ}$，每个区域平均包含$\sim1000$星。IPS-GI星表对40000多颗恒星进行了偏振测量，其中18000多颗恒星有${P}/σ_{P} > 5$。我们增加了距离和其他参数从辅助目录超过36000这些恒星。我们分析了10516颗恒星的高质量子样本（即每个场的$\sim275$恒星）的参数分布和参数之间的相关性。正如预期的那样，偏振度往往会随着消光而增加，在更远的距离或更低的绝对银河纬度处产生更高的偏振值。此外，我们发现了大规模有序的银河系磁场的证据。
2022-12-12 astro-ph.GA
Interstellar extinction and polarization -- A spheroidal dust grain approach perspective
我们扩展和调查的球状模型的星际尘埃颗粒用于同时解释所观察到的星际消光和偏振曲线。我们比较了我们的模型与其他作者最近提出的类似模型，研究它的性质，并应用它来拟合归一化消光$A(λ)/A_{\rm V}$和偏振效率$P(λ)/A(λ)$在近红外到远紫外区域的几个恒星看到通过一个大的云。我们的结论是，模型参数$Ω$是视线和磁场方向之间的角度可以或多或少可靠地确定从理论和观测的比较。这为利用多波长光度和偏振观测研究星际磁场的空间结构开辟了一条道路。
2010-01-10 astro-ph.GA
H$_2$ formation on interstellar dust grains: the viewpoints of theory, experiments, models and observations
氢分子是宇宙中最丰富的分子。它是第一个在稀薄环境中形成并存活下来的光解离分子。它的形成涉及星际颗粒表面的催化反应。在过去的20年里，在新的天体物理观测和模拟进展的同时，对形成过程的微观物理进行了深入的研究。从未来卫星JWST可能带来的革命的角度出发，本文介绍了我们对各种星际环境中H $_2$形成的认识。
2017-11-28 astro-ph.GA
Effects of turbulent dust grain motion to interstellar chemistry
理论研究表明，尘埃颗粒通常在湍流的星际气体中快速移动，这可能通过改变颗粒吸积对星际化学产生重大影响。在这项工作的基础上的数值气体-颗粒化学模拟的影响进行了研究。在典型的暗云环境中，颗粒运动效应的主要特征可概括为：1）气相含量减少（中性和离子）丰度和表面丰度增加了2-3个数量级; 2）现有的化学跳跃向气相物种的早期演化年龄和向表面物种的晚期演化年龄移动了约10倍;（3）在少数例外情况下，某些物种对这种效应不敏感，而另一些物种则表现出相反的行为。这些效应通常从大约10^5年的典型DC模型年龄开始出现。在典型的冷中性介质（CNM）中，颗粒的运动可以帮助克服库仑排斥势垒，使阳离子能够有效地吸积到带正电的颗粒上。因此，晶粒运动大大提高了一些气相和表面物种的丰度的因素高达2-6个或更多的数量级的CNM模型。在典型的分子云（MC）中，颗粒运动效应介于DC和CNM模型之间，但强度较弱。在典型星际介质的化学模拟中，颗粒的运动是一个需要考虑的重要因素。
2015-12-08 astro-ph.GA
Using the Starlight Polarization Efficiency Integral to Constrain Shapes and Porosities of Interstellar Grains
我们提出了一种新的方法，利用观测到的星光偏振和偏振亚毫米辐射来约束星际颗粒的形状和孔隙度。我们提出了改进的栅栏近似（MPFA），并验证了它是足够准确的星光偏振建模。我们引入星光偏振积分$Π_{\rm obs}$作为观测到的星光偏振的总体强度的度量，和星光偏振效率积分$Φ$来表征不同颗粒类型产生星光偏振的有效性。星光偏振积分$Π_{\rm obs}$确定颗粒的质量加权排列$\langle f_{\rm align}\rangle$。将星际介质中的排列颗粒近似为椭球体，我们使用$Π_{\rm obs}/Φ$来证明所观察到的星光偏振约束颗粒具有最小程度的非球面性。对于孔隙率${\cal P}=0$，最小轴比对于扁球体为$\sim$ 1.4，或对于长球体为$\sim$ 1.8。如果颗粒是多孔的，则需要更极端的轴比。产生星光偏振的相同颗粒能够提供在亚毫米波长处观察到的偏振发射，但在形状和孔隙度上具有进一步的限制。排除孔隙${\cal P}>0.75$。如果星际颗粒可以近似的天体尘埃球状体，我们预测的比例10 $μ{\rm m}$偏振星光偏振$p_V$：$p(10μ{\rm m})/p_V=0.222\pm0.026$。对于天鹅座OB 2 -12，我们预测$p(10μ{\rm m})=(2.1\pm0.3)\%$，这应该是可观测的。
2021-01-18 astro-ph.GA
Heteroatom-doped hydrogenated amorphous carbons, a-C:H:X 'Volatile' silicon, sulphur and nitrogen depletion, blue photoluminescence, diffuse interstellar bands and ferro-magnetic carbon grain connections (Research Note)
上下文氢化的无定形碳，a-C：H，可以结合各种杂原子，这可以导致有趣的效果。目的。研究星际a-C：H颗粒的掺杂，主要是在天体物理背景下的Si，O，N和S原子。方法.对掺杂a-C：H的文献的搜索揭示了一些与天体物理学相关的有趣现象。结果a-C：H：X材料中的X掺杂剂可以影响sp3/sp2比率（X = Si、O和N），导致蓝色光致发光（未掺杂或X = N），诱导类铁磁行为（X = N和S）或简单地并入（耗尽）到结构中（X = Si、O、N和S）。Si和N原子也可以结合到富勒烯中，可能形成可以模仿扩散星际带的色心。结论.掺杂的a-C：H颗粒可以解释几个与尘埃有关的难题，如：“挥发性”硅在光解区，S和N耗尽的分子云，蓝色发光，一些弥漫的星际带和铁磁性的碳质颗粒。
2014-11-21 astro-ph.GA
Constraining the Porosities of Interstellar Dust Grains
我们目前的理论计算的X射线散射性质的多孔颗粒聚集体与橄榄石单体。这些聚集体的小角度和大角度散射特性分别由颗粒的全局结构和子结构决定。我们根据聚集体的光学和X射线性质构造了两种诊断方法R_X和T_X，并将它们应用于银河系双星GX 13 +1周围尘埃晕的Chandra测量。排除孔隙率高于约0.55的颗粒聚集体。未来的高精度观测的X射线尘埃晕连同详细的模拟的X射线散射特性的多孔颗粒混合物将进一步限制多孔颗粒聚集体的存在下，在一个给定的尘埃人口。
2009-06-04 astro-ph.GA
Charting the Interstellar Magnetic Field causing the Interstellar Boundary Explorer (IBEX) Ribbon of Energetic Neutral Atoms
日球层附近的星际磁场（ISMF）是太阳邻域的一个基本组成部分，只能用偏振光来研究。正在进行的一项对偏振星光的调查结果进行了分析，目的是将塑造日光层的星际磁场与星际空间中的邻近场联系起来。附近的ISMF的方向的新结果，利用偏振位置角的价值函数的基础上，确定几个磁组件。主要的星际磁场B_pol与方向L对齐，B= 36.2，49.0（+/-16.0）度，并且在IBEX带状ISMF方向的8度以内。追踪B_pol的恒星与不追踪B_pol的恒星具有相同的平均距离，但显示出较弱的偏振，这与偏振颗粒的柱密度较低相一致。偏振位置角方向的变化表明低水平的磁湍流。B_pol是在排除了追踪一个单独的磁结构的极化之后发现的，这个磁结构显然是由于星际尘埃在日光层周围偏转造成的。相对于LSR的局部星际云速度随着LSR速度与ISMF之间的角度而增加，表明局部星际物质的运动学是由ISMF有序的。偏振和颜色过剩的数据是一致的循环I延伸到太阳附近。极化与以前的研究结果一致，即在低列密度视线中更有效的晶粒排列。光学偏振和色过剩数据表明，在BICEP 2领域附近的星际尘埃的存在。色过量E（B-V）表示在BICEP 2场中的光学消光A_V约为0.59 mag，而偏振数据表明A_V大于0.09 mag。IBEX带状ISMF延伸到BICEP 2区域的边界。
2015-10-15 astro-ph.GA
The Effects of Grain Size and Temperature Distributions on the Formation of Interstellar Ice Mantles
星际气体颗粒化学的计算模型历来采用0.1微米的单个尘埃颗粒尺寸，假设其代表了星际介质中存在的尺寸分布。在这里，我们调查的影响广泛的粒度分布的化学尘埃颗粒表面和随后建立的分子冰颗粒上，使用三相气体颗粒化学模型的一个静止的暗云。我们包括一个明确的治疗的晶粒温度，由云的视觉消光和每个人的粒度人口的大小。我们发现，温度差起着重要的作用，在确定整个粒度分布的总散装冰组成，而大小人口之间的几何差异的影响出现边际。我们还考虑了从弥漫云到黑暗云的坍缩，使尘埃温度下降。在最初的扩散条件下，小颗粒太温暖，以促进粮食地幔建设，与大多数冰形成的中型颗粒。随着坍缩的进行，数量更多的最小的颗粒冷却下来，成为主要的冰载体;大量的小颗粒意味着这些冰分布在许多颗粒上，每个颗粒可能不超过40个单层冰（假设一个颗粒大小为几百个）。这种效应对于恒星形成的热核阶段冰的后续处理和解吸可能是重要的，使相当大比例的冰暴露于气相，增加了冰表面化学和表面气体相互作用的重要性。
2015-12-21 astro-ph.GA
Comparisons of the Interstellar Magnetic Field Directions obtained from the IBEX Ribbon and Interstellar Polarizations
太阳附近星际磁场（ISMF）空间结构的变化可以通过比较从星际边界探测器（IBEX）观测到的太阳层高能中性原子（ENA）“带”的ISMF方向，与从~40 pc内恒星的光学偏振数据得出的ISMF方向来约束。利用对日球鼻90度范围内30颗邻近恒星的星际偏振观测，我们发现，当磁极指向黄道坐标λ，β 263度，37度时，偏振位置角的拟合最好（或银河系坐标L，B 38度，23度），不确定度为+/- 35度，基于最佳拟合的最小值和数据质量范围。该磁极与ENA带弧中心所定义的磁极成33度。IBEX ENA带状物在垂直于ISMF的视线中被看到，因为它覆盖在日光层上。局部ISMF的偏振方向和带状方向的相似性表明，局部场在几十秒差距的尺度上是相干的。ISMF矢量方向几乎垂直于当地ISM通过当地标准的休息，支持一个可能的本地ISM起源有关的发展扩大磁化壳。当地ISMF方向被发现有一个奇怪的几何相对于宇宙微波背景偶极矩。
2010-09-26 astro-ph.GA
Interstellar Grain Alignment - Observational Status
星际极化在光学/红外线早已被认为是由于不对称的尘埃颗粒对齐的磁场，并可能提供一个资源有效的方式来探测的拓扑结构和强度的磁场。然而，为了有信心地这样做，必须定量地理解对准机制的物理和可变性。在过去的15年里，我们在对这个问题的理论和观测理解方面都取得了重大进展。我在这里回顾了当前状态的观测约束的晶粒排列物理。虽然没有提出的三类晶粒排列理论：机械，顺磁弛豫和辐射排列力矩，可以被视为已被经验证实，前两个失败了一些关键的观测测试，而后者最近得到了具体的观测支持，现在必须被视为领先的候选人。
2012-08-21 astro-ph.GA
Polysulfanes on interstellar grains as a possible reservoir of interstellar sulphur
密集云层中耗尽的硫的形式仍然是未知的。到目前为止，只有两种分子，OCS和SO2，在星际冰中被检测到，但不能解释在扩散介质中观察到的硫元素丰度。化学模型表明，固体H2S是密度较大的来源中硫的主要形式，但存在的观测限制削弱了这一假设。我们已经使用了鹦鹉螺气体颗粒代码中添加了新的化学反应，根据最近的实验H2S冰照射紫外光子和高能质子。特别是，我们包括了新物种Sn，H2Sn和C2S。我们发现，在稠密云层中观察到的低温下，即10 K，这些新分子不能有效地产生，我们对网络的修改没有改变以前的预测。在稍高的温度下，20 K在不太密集的云或在原恒星附近，表面上的H2S丰度强烈减少，有利于聚硫烷H2S3。如果晶粒上的扩散势垒不太重要，也可以获得这样的结果。在星际云的生命周期以及云的扩散部分和密度较大部分之间的混合的背景下，多硫烷或其他硫聚合物形式的硫的耗尽可能发生在温度略高于云的寒冷内部的区域。
2012-07-23 astro-ph.GA
Can cyanide radicals drive molecular backbone growth on interstellar icy grains?
Instituto de Física Fundamental, CSIC（西班牙国家研究委员会基础物理研究所）；Leiden University（莱顿大学）
研究通过量子化学计算探讨了吸附在星际尘粒类比物上的氰化物自由基与乙炔和乙烯的反应，发现反应活性受反应物相对取向影响，且在冰中反应与气相反应不同，强调了局部冰结构在星际尘埃化学中的重要性。
2026-03-16 astro-ph.GA
The alignment of interstellar dust grains: thermal flipping and the Davis-Greenstein mechanism
星际尘埃颗粒是非球形的，在某些环境中，部分沿着星际磁场的方向排列。已经提出了许多排列理论，所有这些理论都研究了晶粒的旋转动力学。1999年，Lazarian和Draine提出了热翻转的重要概念，其中内部弛豫过程导致晶粒体翻转，而其角动量保持不变。通过详细的数值模拟，我们研究了热翻转的作用，在相对缓慢的旋转期间，被称为“交叉”的特殊情况下的非均匀质量分布的球状晶粒的晶粒动力学。Lazarian和Draine提出，在交叉期间的快速翻转将导致“热捕获”，其中相对于颗粒体固定的系统扭矩将时间平均为零，延迟旋转到更大的旋转速度。我们发现，时间平均的系统扭矩是不为零的交叉过程中，热陷阱是不普遍的。作为一个应用程序，我们研究是否经典的戴维斯-格林斯坦对齐机制是可行的，居住在冷中性介质中的晶粒，缺乏超顺磁性夹杂物。我们发现，戴维斯-格林斯坦对齐是不妨碍热陷阱，但认为，它是，然而，太低效，产生负责光学和红外星光偏振的大颗粒的对齐。小颗粒的Davis-Greenstein排列可能有助于观察到的紫外偏振。这里开发的理论和计算工具也可以应用于分析通过辐射扭矩和旋转颗粒的破坏对齐。
2021-03-11 astro-ph.GA
Very Large Interstellar Grains as Evidenced by the Mid-Infrared Extinction
星际颗粒的大小分布很广，从几埃到几微米。紫外线（UV）和光学消光将尘埃的尺寸限制在几百微米到几个亚微米的范围内。近和中红外（IR）发射约束纳米尺寸的晶粒和埃尺寸的非常大的分子。然而，微米级颗粒的数量和尺寸分布仍然未知，因为它们在UV/光学消光中是灰色的，并且它们太冷并且在IR中发射太少而不能被IRAS，Spitzer或Herschel检测到。在这项工作中，我们采用了~3-8微米的中红外消光，这是平坦的扩散和密集的区域，以限制的数量，尺寸和组成的微米级的颗粒成分。我们发现，与纳米和亚微米尺寸的硅酸盐和石墨一起，（以及多环芳烃），C/H=137 ppm，平均尺寸约1.2微米的微米级石墨颗粒与COBE/DIRBE，COBE/FIRAS，和Planck到λ < 1000微米。微米级石墨成分占总粉尘质量的~14.6%，占总红外辐射的~2.5%。
2015-08-14 astro-ph.GA
Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium
在寒冷的宇宙环境中，冰是从硅酸盐尘埃中物理分离出来的，还是与单独的硅酸盐部分混合在一起，这一点还不得而知。然而，不同的晶粒模型给出了非常不同的晶粒组成和温度。本研究的目的是比较实验室硅酸盐颗粒/水冰混合物的中红外光谱与天文观测，以评估星际和星周环境中存在的尘埃/冰混合物。实验室的数据可以解释观测假设合理的质量平均温度的原恒星信封和原行星盘表明，相当大一部分的水冰可能与硅酸盐颗粒混合。基于实验室数据和红外观测的结合，我们提供了在弥漫的星际介质中存在固态水的证据。我们的研究结果对未来试图调查宇宙尘埃颗粒类似物的实验室研究以及未来试图确定不同天体物理环境中颗粒的结构，成分和温度的观测具有影响。
2020-08-25 astro-ph.GA
Interstellar extinction and interstellar polarization: old and new models
该评论包含了星际消光和偏振的观测和模型曲线的分析。这些观测主要提供了弥漫和半透明星际云中尘埃的信息。讨论了球形/非球形、均匀/非均匀尘埃颗粒模型的特点。着重分析了星际云的粒度分布、排列机制和磁场结构。结论是星际消光和偏振的解释还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Herschel exploitation of local galaxy Andromeda (HELGA) V: Strengthening the case for substantial interstellar grain growth
在本文中，我们考虑的尘埃和金属的分布在M31盘的影响。我们推导出平均径向尘埃分布使用的尘埃地图从赫歇尔图像的M31采样整个远红外（FIR）峰。修改后的黑体适合约4000像素的变化，以及一个固定的，灰尘发射率指数（β）。还使用从文献中收集的数据推导出总体金属分布。我们使用一个简单的分析模型的尘埃在一个星系中的恒星源和星际颗粒生长贡献的尘埃的演变，并适合这个模型的径向尘埃到金属分布在整个星系。我们的分析表明，M31中的尘埃-气体梯度比金属丰度梯度更陡，这表明星际尘埃的生长在M31中非常重要。我们认为，M31有助于建立一个宇宙尘埃的情况下，星系是大量的星际颗粒生长的结果，而从恒星的净尘埃生产可能是有限的。然而，我们注意到，恒星中尘埃产生的效率，例如，在我们的简单模型中，超新星（SNe）喷出物和/或恒星大气中的颗粒破坏和星际介质（ISM）中的颗粒破坏可能是简并的。我们可以得出这样的结论：在M31中，由吸积作用导致的星际颗粒生长可能至少与恒星尘埃产生通道一样重要。
2014-09-15 astro-ph.GA
The Ubiquity of Micrometer-Sized Dust Grains in the Dense Interstellar Medium
冷分子云是恒星和行星的诞生地，在那里，致密的气体核心坍塌形成原恒星。混合在这些云中的尘埃被认为是由平均尺寸为0.1微米的颗粒组成的。我们报告了广泛检测到的coreshine效应作为一个直接的迹象，存在的成长，微米大小的尘埃颗粒。这种效应在我们调查中分析的一半核心中可以看到，跨越所有银河系，并且由核心内部属性和局部环境的变化主导，这意味着核心效应可以用来限制核心的基本属性，如三维密度结构和年龄以及颗粒特性本身。
2011-10-19 astro-ph.GA
GGCHEMPY: A pure Python-based gas-grain chemical code for efficient simulation of interstellar chemistry
在本文中，我们提出了一个新的气体颗粒化学代码星际云编写的纯Python（GGCHEMPY）。通过与高性能Python编译器Numba相结合，GGCHEMPY与基于Fortran的版本一样高效。借助Python功能，灵活的计算工作流和扩展成为可能。作为一个展示，GGCHEMPY被应用于研究三维投影对分子分布的一般影响，使用两个核心系统，可以很容易地扩展到更复杂的情况。通过比较两个重叠核和两个合并核的分子分布差异，总结出N2H+、HC3N、C2S、H2CO、HCN和C2H等典型的化学差异，这些差异可用于解释分子云的三维结构。
2021-10-21 astro-ph.GA
Thermodynamics and Charging of Interstellar Iron Nanoparticles
以金属铁纳米颗粒形式存在的星际铁可能构成星际尘埃的一种成分。我们计算了铁纳米粒子在星际辐射场中升华的稳定性，发现铁团簇可以持续到$\simeq 4.5\,$的半径，也许更小。我们采用实验室数据的小铁团簇计算的光电产额作为一个功能的晶粒尺寸和由此产生的颗粒在各种星际环境中的电荷分布，发现铁纳米粒子可以获得负电荷，特别是在高气体温度和电离分数的区域。如果星际铁的$\gtrsim 10\%$是以超小铁团的形式存在，那么尘埃的光电加热率可能会比只有碳质和硅酸盐颗粒的尘埃模型增加几十个百分点。
2016-11-25 astro-ph.GA
Interstellar chemical differentiation across grain sizes
在这项工作中，我们调查的影响，离子吸积和大小依赖的尘埃温度上的气相和颗粒表面物种的丰度。虽然过去的工作已经假设了一个恒定的面密度为冰冷的物种，我们表明，这种假设是无效的和粒度的化学分化是显着的。我们使用一个气体颗粒化学代码来数值演示这在两个典型的星际条件：暗云（DC）和冷中性介质（CNM）。结果表明，虽然晶粒尺寸分布的变化（但总晶粒表面积不变）对气相丰度的影响不大，它可以改变一些表面物种的丰度的因素高达$\sim2-4$数量级。在DC模型中，由于离子吸积，冰物种的面密度在较小的颗粒上较大。然而，在CNM模型中，由于离子吸积和尘埃温度变化的综合影响，表面面密度演化轨迹更为复杂。在DC和CNM模型中，最小的（$\sim 0.01μ$ m）和最大的（$\sim 0.2μ$ m）颗粒之间的表面面密度差可以分别达到$\sim$ 1和$\sim$ 5个数量级。
2016-06-22 astro-ph.GA
The efficiency of grain growth in the diffuse interstellar medium
在尘埃演化的模型中，气相金属的吸积导致的颗粒生长是一个常见的假设，但在致密气体中，时间尺度足够短，吸积有效，物质以冰幔的形式吸积，而不是增加耐火颗粒质量。有人认为，由于带正电离子的库仑吸引力，扩散星际介质（ISM）中带负电的小颗粒可以有效地吸积，避免了这个问题。我们表明，这不可避免地导致小晶粒半径的增长，直到它们变得带正电，在这一点上，进一步的增长被有效地停止。当假设颗粒尺寸分布不变时，在扩散ISM条件下产生的气相损耗被显著高估。虽然可以通过改变初始粒度分布或假设高效的颗粒粉碎来重现观察到的消耗，但这两种选择都会导致不切实际的远紫外线消光水平。我们认为，观察到的元素消耗在弥漫ISM更好地解释较高的初始消耗，结合低效率的尘埃破坏超新星在中等（$n_{\rm H} \sim 30 {\rm \, cm^{-3}}$）密度，而不是更高的吸积效率。
2021-01-12 astro-ph.GA
The efficiency and wavelength dependence of near-infrared interstellar polarization toward the Galactic center
对银河系中心的近红外偏振成像观测已经完成，以研究星际偏振的效率和波长依赖性。$J$、$H$和$K_S$带覆盖的总面积约为5.7 deg $^2$。我们研究了偏振效率，定义为偏振度与颜色过量的比率。银河系中心和我们之间的星际介质的偏振效率比银河系盘中的低三倍。此外，我们研究了偏振效率的空间变化，通过比较它与色过剩，偏振度，和位置角。色余和偏振度的空间变化依赖于银河系的纬度，而偏振效率的变化与银河系的结构无关。位置角几乎平行于银河平面，表明银河系中心和我们之间的纵向磁场配置。偏振效率与位置角色散有关。极化效率低及其空间变化可以用视线方向上磁场方向的差异来解释。从较低的极化效率，我们建议一个更高的强度的随机分量相对于银河系中心和我们之间的磁场的均匀分量。我们还导出了偏振度比$p_H/p_J$ = 0.581 $\pm$ 0.004和$p_{K_S}/p_H$ = 0.620 $\pm$ 0.002。偏振的波长依赖性的幂律指数为$β_{JH}$ = 2.08 $\pm$ 0.02和$β_{HK_S}$ = 1.76 $\pm$ 0.01。因此，在1.25 $-$ ~ 2.14 $\micron$的范围内，星际偏振的波长依赖性表现出向较长波长的平坦化。扁平化可能是由排列的大尺寸尘埃颗粒造成的。
2013-03-03 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Magnetic Fields and Polarization in the Diffuse Interstellar Medium
磁场是星际介质（ISM）上最重要的力量之一，各向异性地调节着驱动星系演化的结构和恒星形成。最近对扩散气体和分子云的高动态范围观测揭示了星际结构与周围磁场之间的新联系。ISM形态学编码了丰富的物理信息，但破译它需要高分辨率的磁场测量：星光和尘埃发射的线性偏振，以及塞曼分裂。这些测量磁场的不同分量，至关重要的是，塞曼分裂是直接测量ISM中场强的唯一方法。我们主张使用吸收中的21厘米线对磁场强度进行统计上有意义的调查，以及使用发射中的21厘米线对结构形成和磁场强度之间的联系进行观测测试。最后，我们报告的偶然发现的线性偏振的21厘米线，这需要理论和观测的后续行动。
2019-03-18 astro-ph.GA
On Modelling Sputtering of Interstellar Grain Ices
在星际介质（ISM）中，复杂有机分子（COMs）的形成在很大程度上是由表面反应促进的。然而，在冷的乌云中，由于缺乏热能来克服对晶粒表面的结合能，COM的热解吸是低效的。因此，非热解吸方法是重要的解释气相检测的许多COM主要是在晶粒上形成。在这里，我们提出了一个新的非热解吸过程：宇宙射线溅射的颗粒冰表面的水，二氧化碳，和一个简单的混合冰。我们的模型适用于估计的溅射率的3相速率方程模型鹦鹉螺-1.1，其中这种夹杂物的结果在增强气相丰度的颗粒反应，如甲醇（CH $_{3}$ OH）和甲酸甲酯（HCOOCH $_{3}$）产生的分子。值得注意的是，与其他分子相比，具有有效气相破坏途径的物质在具有溅射的模型中表现出较少的增加。这些模型的结果表明，溅射是一种有效的，非特异性的非热解吸方法，应被视为在未来的化学模型的一个重要因素。
2022-09-06 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
Efficient Interstellar Grain Growth from High Sticking Coefficients on Amorphous Carbon Dust
研究宇宙尘埃颗粒生长效率，通过分子动力学模拟非晶碳颗粒表面受气相原子撞击情况，发现高附着系数，实验结果也支持该结论，证实气相吸积是星际尘埃质量增长的有效机制及星际颗粒演化核心。
2026-07-17 astro-ph.GA
The Astrodust+PAH Model: A Unified Description of the Extinction, Emission, and Polarization from Dust in the Diffuse Interstellar Medium
本文提出 Astrodust+PAH 星际尘埃模型，用单一复合大颗粒材料与 PAH 纳米颗粒统一解释弥漫星际介质的消光、发射及偏振观测。
2023-06-06 astro-ph.GA
Paramagnetic alignment of small grains: a novel method for measuring interstellar magnetic fields
我们提出了一种新的方法来测量星际磁场的强度的基础上紫外（UV）偏振的星光，这是部分产生的弱排列，小星际颗粒。我们首先计算小（尺寸$a\sim 0.01μ$ m）和非常小（$a\sim 0.001μ$ m）的晶粒在星际磁场中由于戴维斯-格林斯坦顺磁弛豫和共振顺磁弛豫的对齐程度。我们使用朗之万方程计算顺磁排列与环境磁场$B$的程度。在本文中，我们考虑到各种过程中必不可少的小颗粒的动力学，包括红外（IR）发射，电偶极子发射，等离子体阻力和碰撞中性和电离物种。我们发现，小晶粒的排列是必要的再现所观察到的偏振在紫外线，虽然从这些小晶粒所产生的偏振在光学和红外波长是可以忽略不计的。基于拟合理论模型所观察到的消光和偏振曲线，我们发现，最佳拟合模型需要更高程度的小晶粒的排列的情况下，与偏振峰值波长$λ_{\max}<0.55μ$ m，表现出过量的UV偏振相对于Serkowski定律，相比，典型的情况$λ_{\max}=0.55μ$ m。我们解释了系统增加的UV偏振相对于最大偏振（即$p(6μm^{-1})/p_{\max}$）与$λ_{\max}^{-1}$之间的相关性，呼吁更高程度的小晶粒的排列。我们确定顺磁弛豫的原因，小颗粒的排列，并利用磁场强度$B$的取向程度的依赖性，提出了一种新的方法来测量$B$使用可观察的参数$λ_{\max}$和$p(6μm^{-1})/p_{\max}$。[摘要]
2014-05-24 astro-ph.GA
The Composition of Interstellar Grains Toward Zeta Ophiuchi: Constraining the Elemental Budget Near the Diffuse-Dense Cloud Transition
我们研究了沿蛇夫座ζ视线方向的星际颗粒的组成，蛇夫座ζ是一个被充分研究的扩散-密集云过渡附近的环境。使用斯皮策太空望远镜和红外空间天文台的档案光谱观测进行固态吸收剂的光谱分解分析。我们发现了强有力的证据，亚微米级的无定形硅酸盐颗粒的存在，主要由橄榄石样的组合物，没有令人信服的证据H2O冰地幔。然而，厚H2O冰地幔大（2.8微米）颗粒的初步证据。固态元素镁，硅，铁，和O的丰度推断从我们的分析和标准参考丰度相比。我们发现，几乎所有的元素镁和硅沿视线是存在于无定形硅酸盐颗粒，而元素铁的相当大的一部分驻留在化合物以外的硅酸盐。此外，我们发现元素O的总丰度与所采用的参考丰度在很大程度上不一致，这表明沿视线方向丢失了多达156 ppm的星际O。在考虑到其他含O固体中O元素丰度的额外限制后，我们得出结论，任何缺失的O元素库必须位于对红外辐射几乎不透明的大颗粒上。
2015-01-12 astro-ph.GA
Correlation between Interstellar Polarization and Dust Temperature: Alignment of Grains by Radiative Torques is Ubiquitous?
我们研究了星际偏振效率$p_λ/A_λ$，其中$p_λ$是分数线偏振，$A_λ$是消光，在16条视线作为波长$λ$的函数。我们已经使用的低色散分光偏振仪HBS以及文献中获得的数据。发现偏振效率$p_λ/A_λ$与波长$λ\approx 0.4-0.8 \micron$中的$\exp(-β/λ)$成正比，其中$β$是在0.5到1.2 $\micron$之间变化的参数。我们发现$β$与Schlegel等人根据红外数据推断的尘埃温度呈负相关，这表明对于较高的温度，短波长的偏振效率较高。根据辐射力矩（RATs）取向理论，当辐射强度越大、波长越蓝时，RATs会使小晶粒更好地取向，从而提高短波长下的偏振效率。我们发现的$β$和温度之间的相关性与预期的对齐机制的RAT是一致的。
2011-08-19 astro-ph.GA
Properties and alignment of interstellar dust grains toward Type Ia Supernovae with anomalous polarization curves
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的光度和偏振观测表明，对于几颗Ia型超新星，总消光比（$R_{V}<2$）和最大偏振波长（$λ_{max}<0.4μm$）异常低，这表明SN宿主星系中的星际尘埃（IS）和/或星周尘埃（CS）的存在具有特殊性质。本文利用异常消光和偏振数据（SNe 1986 G、2006 X、2008 fp和2014 J），利用反演技术推断了四个Ia超新星观测线上星际粒子的最佳拟合粒度分布和排列函数。我们发现，要重现低值的$R_{V}$，半径$a< 0.1μm$的小颗粒的质量的显着增强是必需的。对于SN 2014 J，如果整个数据都归因于IS尘埃（模型1），则同时拟合观测到的消光和偏振数据是不成功的，但是当考虑CS尘埃（模型2）的贡献时，获得了良好的拟合。对于SN 2008 fp，我们对模型1的拟合结果表明，为了再现$λ_{\max}\sim 0.15μm$的极值，非常小的硅酸盐颗粒必须像大颗粒一样有效地排列。我们认为，在干预分子云的微小颗粒可以有效地对齐从超新星Ia的辐射扭矩（RAT）。从该RAT对准模型得到的时间依赖性偏振可以通过在紫外波长下观察来测试。我们的研究结果支持SN 2014 J中存在CS尘埃，但它在SN 2008 fp中的存在仍然不确定。
2017-01-19 astro-ph.GA
Angle-dependent radiative grain alignment; Confirmation of a magnetic field - radiation anisotropy angle dependence on the efficiency of interstellar grain alignment
由于基于辐射取向力矩（RAT）的新的定量理论的发展，星际晶粒取向研究目前正在经历复兴。该理论的区别预测之一是晶粒排列效率对磁场和辐射场的各向异性方向之间的相对角度（$Ψ$）的依赖性。在早期的一项研究中，我们从Chamaeleon I星云中HD 97300恒星周围的偏振观测中发现了这种效应的观测证据。然而，由于测量的视觉反射率存在很大的不确定性，结果是不确定的。通过获得明确的光谱分类的偏振目标，我们试图执行一个更精确的重新分析现有的偏振测量数据。我们在偏振样本中获得了恒星的新光谱类型，我们将其与文献中的光度数据相结合，为我们的背景场恒星样本推导出准确的视觉消光。这允许作为$Ψ$的函数的晶粒对准效率的高精度测试。我们确认和提高测量精度的变化的晶粒对齐效率与$Ψ$，在早期的研究中看到。我们注意到，晶粒温度（加热）也显示出依赖于$Ψ$，我们解释为一个自然的效果，粮食表面的投影照射辐射源。这种依赖性也使我们能够得到一个估计的分数对齐的晶粒在云中。
2011-09-16 astro-ph.GA
On the Shapes of Interstellar Grains: Modeling Extinction and Polarization by Spheroids and Continuous Distributions of Ellipsoids
本研究评估了三种椭球形状连续分布对星际尘埃形状的适用性，推导了 Rayleigh 极限下的消光与偏振截面，并提出利用观测吸收截面合成介电函数以预测偏振波长依赖性，从而约束尘埃形状的方法。
2021-01-18 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey. IV. Characterizing the magnetic field strength and turbulent dispersion using optical starlight polarization in the diffuse interstellar medium
本文利用 IPS-GI 光学星光偏振与 GASS 的 HI 分解，评估角色散函数在近邻弥漫 ISM 中的适用性，并测绘天空平面磁场、密度及湍流速度弥散。
2024-05-12 astro-ph.GA
Dust evolution, a global view: III. Core/mantle grains, organic nano-globules, comets and surface chemistry
在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型的框架内，这项工作详细研究了与核心/地幔星际和彗星颗粒结构及其对这些迷人颗粒性质的影响有关的表面过程和化学。看来，对星际颗粒表面的性质和化学反应性的现实考虑可以自洽地并在一个连贯的框架内解释：氧的异常消耗，CO暗气体的性质，“极地冰”地幔的形成，3 μ m水冰带上的红翼，在热核中观察到的富氧化学的基础，有机纳米球的起源和在彗星反射光谱中观察到的\sim 3.2 μ m“羰基”吸收带。提出了气相物种与星际介质中碳质a-C（：H）颗粒表面的反应，特别是原子氧以环氧官能团的形式掺入颗粒表面，是解释这些观测结果的关键。因此，宇宙尘埃的化学性质与星际气体的化学性质的关系比以前所认为的要密切得多。因此，目前的星际气体和尘埃化学模型很可能需要进行根本性的修改，以包括这些新的颗粒表面过程。
2021-11-08 astro-ph.GA
Theoretical distribution of the ammonia binding energy at interstellar icy grains: a new computational framework
星际颗粒上分子的结合能对星际介质的化学演化起着至关重要的作用。程序升温脱附（TPD）实验室实验和量子化学计算往往提供，到目前为止，只有单一的值的BE为每个分子。这是一个严重的限制，因为包裹着颗粒地幔的冰在结构上是无定形的，产生了多种可能的吸附位点，每个位点都有不同的BE。然而，冰的无定形性质阻止了结构细节的知识，阻碍了一个共同接受的原子冰模型的发展。在这项工作中，我们提出了一个计算框架，密切模仿通过水的水吸积形成的星际颗粒地幔。在该颗粒上，然后进行所研究分子的无偏随机（但可良好再现）定位。在这里，我们提出了NH $_3$，在分子ISM中普遍存在的物种的测试情况。我们提供的BE分布计算的层次方法，使用半经验的xTB-GFN2作为低层次的方法来描述整个冰团簇结合B97 D3 DFT功能作为高层次的方法上的NH $_3$相互作用的局部区域。最终的ZPE校正BE在ONIOM（DLPNO-CCSD（T）//B97D3：xTB-GFN2）级别计算，确保最佳的成本/准确率。计算的NH $_3$ BE分布的主峰与实验TPD和文献计算值相一致。在非常低的BE值下也存在第二个宽峰，以前从未检测到。它可能提供了一个长期存在的难题的解决方案，即在冷ISM物体中也观察到气态NH $_3$的存在。
2022-05-24 astro-ph.GA
A hidden reservoir of Fe/FeS in interstellar silicates?
铁和硫在星际介质中消耗成尘埃，以及星际无定形硅酸盐颗粒的确切性质仍然是一个悬而未决的问题。我们研究了铁和硫的掺入橄榄石和辉石型的无定形硅酸盐和它们对尘埃光谱和热发射的影响。我们使用麦克斯韦-加内特有效介质理论来构建硅酸盐，金属铁和硫化铁的混合物的光学常数。我们还研究了铁和硫化铁在骨料颗粒中的作用。含有铁金属夹杂物的无定形硅酸盐内的硫化铁夹杂物显示在晶粒的光学性质没有很大的差异。无定形橄榄石型和辉石型硅酸盐的混合物拓宽了硅酸盐特征。硅酸盐颗粒上厚度为10 nm的无定形碳覆盖层导致10 $μ$ m硅酸盐带的短波长侧的吸收增加。假设的无定形橄榄石型和辉石型硅酸盐和10纳米厚的无定形碳地幔更好地匹配星际硅酸盐带配置文件。包括铁纳米颗粒导致中红外消光的增加，而高达5 ppm的硫可以作为Fe/FeS纳米夹杂物掺入硅酸盐晶粒中，而不会留下其存在的显著痕迹。
2014-05-16 astro-ph.GA
Chemical significance of different temperature regimes for cosmic-ray-induced heating of whole interstellar grains
宇宙射线引起的全谷物加热引起蒸发和其他影响星际云化学的过程。最近的数据粮食加热频率作为输入的修改速率方程天体化学模型，本研究探讨，全谷物加热温度制度是最有效的改变气体和冰的化学成分。出现这样的问题，因为低温加热，虽然不太有效地诱导蒸发的吸附物种，发生更经常比高温谷物加热。该模型考虑延迟引力坍缩的Bonnor-Ebert球，其次是一个静止的云核阶段。结果发现，全谷物加热制度可以分为三类，这取决于它们引起的物理化学效应。加热到27和30 K的低温阈值诱导解吸的最易挥发的物种- N2和O2冰，和吸附的原子。中温阈值40，50和60 K允许有效的CO和CH 4蒸发，延迟其在冰中的积累。我们发现，40 K的阈值是最有效的宇宙射线诱导的全谷物加热制度，因为它的诱导蒸发的CO促进其他化合物的主要丰度变化。氮分子作为冰质地幔中最易挥发的丰富物质，可能在谷物冷却中发挥重要作用。整粒加热决定了不同分子在颗粒表面堆积的顺序，在复杂有机分子的合成中起着关键作用。
2019-04-25 astro-ph.GA
Interstellar polarization and extinction toward the Recurrent Nova T CrB
分光偏振测量是诊断星际物质的有力工具，并提供了新星爆发后喷出物质的几何信息。本文介绍了用保加利亚罗真国家天文台2.0米RCC望远镜的卡塞格伦焦点上的FoReRo 2对静止期复发新星T CrB的分光偏振观测。用场星方法估计了星际对T CrB的极化。分光偏振观测于二零一八年二月至二零二一年八月期间获得。在4800~ 8200 nm的波长范围内，线偏振度的最大值在$λ\approx 5200$ nm处为$P_{max}(obs)(\%) = 0.46 \pm 0.01$。位置角为$P.A._{obs}=100^{\circ}.8 \pm 0^{\circ}.9$。在观测过程中，没有本征极化的T CrB，和导出的值代表星际极化。朝向T CrB的偏振是由于位于$\approx$ 400 pc距离处的前景星际尘埃。根据偏振度，对T CrB的星际消光是$E_{B-V} \approx 0.07$。
2022-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova Remnants as a Probe of Dust Grains in the Interstellar Medium
星际尘埃颗粒在银河系星际介质（ISM）的演化过程中起着至关重要的作用。然而，尽管它很重要，但对尘埃的起源、组成和整个宇宙的丰度仍然知之甚少。超新星遗迹（SNRs）提供了一个研究尘埃颗粒演化的实验室，因为它们是宇宙中唯一可以观察到颗粒被创造和毁灭的环境之一。SNR表现出碰撞加热的灰尘，允许灰尘作为一个诊断的粮食物理和等离子体条件的SNR。我目前的理论模型碰撞加热尘埃计算颗粒排放以及破坏率。在这些模型中，我将物理，如非热溅射所造成的颗粒运动通过气体，一个更现实的方法溅射小颗粒，和任意的颗粒成分多孔和复合颗粒。我将这些模型应用于开普勒超新星和天鹅座圈的红外和X射线观测，以及LMC中的SNR 0509-67.5，0519-69.0和0540-69.3。X射线观测表征的热等离子体，而红外观测约束颗粒的性能和破坏率。这种多波长的方法对于全面了解气体和尘埃的相互作用和演化至关重要。X射线和红外光谱的建模允许解开的参数，如前和后冲击气体密度，以及扫起的气体和灰尘的质量，并可以提供对冲击压缩比的约束。观测还表明，ISM中的尘埃与气体的质量比星光消光研究所推断的要低几倍。未来的天文台，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和国际X射线天文台，将允许测试远远超出现在可能的模型。
2010-05-07 astro-ph.GA
Temperature Spectra of Interstellar Dust Grains Heated by Cosmic Rays. III. Mixed Composition Grains
在星际介质和恒星形成区的冰状颗粒由各种物质组成。与简单的单一材料颗粒相比，这种复合颗粒与宇宙射线（CR）粒子的相互作用不同。我们的目标是计算的能量和温度的光谱的混合组成的谷物进行全谷物加热的CR。这些颗粒被认为是由碳和橄榄石的混合物组成，被由碳氧化物和水组成的冰覆盖。能量和温度谱的颗粒半径为0.05，0.1，和0.2微米的影响CRs计算的8个值的柱密度，相关的分子云和恒星形成的核心。该方法考虑到冰的厚度和组成的变化，随着柱密度的增加。这些关于CR与星际颗粒相互作用的详细数据旨在用于天体化学模型。主要的发现是，对颗粒热容和其他因素的更准确的方法可以防止0.1微米或更大的冰粒频繁加热到高温。
2022-09-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Observational Constraints on the Physical Properties of Interstellar Dust in the Post-Planck Era
我们提出了一个综合的天文观测约束波长依赖的消光，发射和偏振星际尘埃从紫外线到微波波长的弥漫银河视线。代表性的固相丰度，这些视线也来自。鉴于普朗克卫星提供的偏振尘埃发射的敏感的新观测，我们特别强调尘埃偏振，包括连续偏振消光，偏振的碳质和硅酸盐的光谱特征，尘埃发射的波长依赖的偏振部分，光学偏振消光和远红外偏振发射之间的连接。总之，这些构成了一组约束，应该由弥漫的星际介质中的尘埃模型再现。
2021-01-18 astro-ph.GA
A stochastic model and Monte Carlo algorithm for fluctuation-induced H$_2$ formation on the surface of interstellar dust grains
一个随机算法模拟波动诱导的动力学H $_2$形成在晶粒表面上的建议，作为一个概括的技术，在我们最近的研究中，这种方法被开发来描述空间分离的电子和空穴在无序半导体的湮灭。该随机模型是基于空间非齐次、非线性积分微分Smoluchowski方程的随机源项。本文导出了星际尘埃颗粒表面两个氢原子形成H $_2$的Smoluchowski型方程组。在这项研究中，我们专注于空间分布，并数值研究的情况下，一个源的时间上连续产生和空间上随机分布的分离。提出的随机粒子方法是基于概率解释的基本过程作为一个随机马尔可夫过程的相互作用的粒子系统在离散的，但随机进行的时间实例。通过浓度矢量随机场的相关性分析，分析了在空间上各向同性和在时间上平稳的偏析。
2015-06-04 astro-ph.GA
Identification of MHD compressible modes in interstellar plasma with synchrotron emission polarization
我们提供了一个程序，用于识别占主导地位的可压缩和Alfvenic MHD模式或各向同性湍流的同步辐射辐射偏振图的银河系天体。给出了北银河极、猎户座分子云复合体和天鹅座X星形成复合体的结果。
2022-06-17 astro-ph.GA physics.plasm-ph
