Dust coagulation and fragmentation in a collapsing cloud core and their influence on non-ideal magnetohydrodynamic effects
为了研究尘埃增长对非理想磁流体动力学效应的影响，我们采用单区模型，计算了尘埃凝聚和尘埃碎裂两种情况下，云核坍缩过程中尘埃粒子尺寸分布的时间演化。我们假设两种类型的尘埃模型：仅由硅酸盐组成的尘埃（硅酸盐尘埃）和表面被$\mathrm{H_{2}O}$冰覆盖的尘埃（$\mathrm{H_{2}O}$冰尘埃）。当只考虑碰撞凝聚时，对于硅酸盐和$\mathrm{H_{2}O}$冰尘，非理想磁流体动力学效应在高密度区都不起作用。这是因为灰尘凝结减少了小灰尘颗粒的丰度，导致带电颗粒在灰尘表面上的吸附效率降低。对于硅酸盐尘埃的情况下，当碰撞碎裂包括在内，非理想的磁流体动力学效应适用于高密度的$n_{\mathrm{H}}>10^{12} \ \mathrm{cm^{-3}}$，因为大量生产的小尘埃颗粒。另一方面，对于$\mathrm{H_{2}O}$冰尘情况，由于碎裂而产生的小尘埃颗粒效率不高。因此，对于$\mathrm{H_{2}O}$冰尘的情况下，非理想的磁流体动力学效应只适用于范围$n_{\mathrm{H}}\gtrsim 10^{14} \ \mathrm{cm^{-3}}$，即使碰撞碎裂被认为是。我们的研究结果表明，有必要考虑尘埃碰撞凝聚和碎裂激活非理想磁流体动力学效应，这应该在恒星和磁盘形成过程中发挥重要作用。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Is the dust-to-gas ratio constant in molecular clouds?
我们对分子云中的尘埃、超音速湍流进行了数值模拟。我们模拟了0.1，1和10 μm大小的尘埃颗粒，初始尘埃与气体的质量比为1：100，求解了气体和尘埃的组合动力学方程，其中尘埃通过阻力项与气体耦合。我们发现，对于0.1和1 μm的颗粒，尘埃与气体的比例偏离平均值通常为10-20%，因为尘埃由于气体阻力的停止时间与动力学时间相比很短。与以前的研究结果相反，我们没有发现0.1 μm颗粒的尘气比的数量级波动的证据。更大的10 μm尘埃颗粒可能会使尘埃与气体的比例局部增加一个数量级。小颗粒（0.1 μm）和大颗粒（$\gtrsim$ 1 μm）都可以追溯到气体的大尺度形态，但是我们发现了颗粒“尺寸分选”的证据，其中湍流优先将较大的颗粒集中到致密区域。大小排序可能有助于解释从暗云中观察到的“coreshine”，以及为什么与弥漫的星际介质相比，通过银河系中的分子云的视线，消光定律不同。
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of dust clouds in the region towards M81 and NGC3077
在相互作用的三重星系M81、M82和NGC 3077的方向上发现的尘埃云的性质存在一些争议。它们是否与HI中看到的这些星系周围的潮汐臂有关，或者它们只是银河前景云？利用HERSCHEL卫星上的SPIRE仪器和SPITZER卫星上的MIPS仪器的数据，导出了沙尘云的物理参数。SPIRE和MIPS图显示了M81以北和NGC 3077以南的一些尘埃云。尘埃排放模型提供的总氢柱密度在1.5 ~ 5.0 * 10^20 cm^-2之间。尘埃温度在13到17 K之间。在单个云之间的尘埃排放量没有显着差异。结果表明，CO线发射提供了最好的线索，这些云的起源。大多数朝向M81的云都与小面积分子结构（SAMS）有关，即银河系起源的微小CO云。朝向NGC 3077的云部分与潮汐臂有关，部分位于与SAMS有关的银河前景。
2012-05-21 astro-ph.GA
Condition for dust evacuation from the first galaxies
尘埃使低质量恒星能够从低金属含量的气体中形成，通过其热辐射冷却引起云的碎片。然而，由于来自大质量恒星的辐射力，尘埃可能会从恒星形成云中疏散。在这里，我们通过比较尘埃疏散时间与由于HII区或超新星的膨胀而导致的云破坏时间来研究尘埃疏散的条件。云的破坏时间对云半径的依赖性较弱，而云半径越小，尘埃的疏散时间越短。因此，尘埃疏散发生在致密的恒星形成云中，其柱密度为$N_{\rm H} \simeq 10^{24} - 10^{26} ~{\rm cm^{-2}}$。当地层红移越高时，发生尘埃排空的临界晕质量越低，例如，$\sim 10^{9}~M_{\odot}$在红移$z \sim 3$，$\sim 10^{7}~M_{\odot}$在$z \sim 9$。此外，气体的金属含量应小于$\sim 10^{-2} ~ Z_{\odot}$。否则，灰尘衰减会显著降低辐射力。从尘埃抽空的气体中，即使金属丰度高于$\sim 10^{-5}~Z_{\odot}$（由于尘埃冷却而形成低质量恒星的临界值），也可能形成大质量恒星。这可以解释金属丰度低于$\sim 10^{-4}~Z_{\odot}$的超贫金属星的缺乏。
2018-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting nearby dust clouds using Gaia data only
目标：高分辨率的银河系局部尘埃图是天空辐射模型的一个重要组成部分。在几乎整个电磁波谱中，人们都能看到尘埃的痕迹，其中许多来自300 pc范围内的尘埃云。对这些局部尘埃云进行详细的3D重建可以进行详细的研究，有助于量化对其他可观测数据的影响，并且是实现更大重建所必需的里程碑，因为更遥远物体的每一条视线都将穿过局部尘埃。方法：为了推断尘埃密度，我们使用盖亚合作组织在其第二次数据发布中发布的视差和吸收估计。我们使用分层贝叶斯模型作为一个对数正态过程的灰尘模型。我们还推断非参数的对数正态过程，这对应于物理空间相关功率谱的对数密度的内核。结果如下：仅使用第二次盖亚数据发布的盖亚数据，我们重建了以太阳为中心的600pc立方体中的3D尘埃密度及其空间相关谱。本文报道了$3.1$的对数尘埃密度在傅立叶尺度上的光谱指数，波长在2pc和125pc之间。由此产生的3D尘埃图以及功率谱和后验样本可供下载。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large Interstellar Polarisation Survey II. UV/optical study of cloud-to-cloud variations of dust in the diffuse ISM
众所周知，弥漫性星际介质的尘埃性质在大尺度上表现出对不同视线的变化。我们研究了小尺度和云与云之间沙尘特征的变化。我们使用低分辨率光谱偏振数据的背景下获得的大型星际偏振调查（LIPS）对59视线在南半球，我们适合这些数据使用的尘埃模型组成的硅酸盐和碳颗粒的大小从分子到亚微米域。大（> 6 nm）的长球形硅酸盐解释了观察到的偏振。对于32条视线，我们用UVES存档的高分辨率光谱补充了我们的数据集，这使我们能够建立单个云或多个云对单个视线的存在。我们发现这35条视线中的大多数与两个或更多的云相交，而其中8条视线由一个单一的吸收云主导。我们确认了几个消光和参数的Serkowski定律与尘埃参数之间的相关性，但我们也发现以前未检测到这些参数之间的相关性，这些参数仅在单云视线有效。我们发现，星际偏振从多云小于从单云视线，表明存在第二个或更多的云去极化传入的辐射。我们发现云与云之间的尘埃特征变化很大。然而，当我们在单云或多云视线中平均足够大数量的云时，我们总是得到相似的平均尘埃参数。典型的单云沙尘丰度为[C]/[H] = 92 ppm和[Si]/[H] = 20 ppm。
2017-11-23 astro-ph.GA
Dust Scattering from the Taurus Molecular Cloud
我们提出了一个分析的扩散紫外线（UV）发射附近的金牛座分子云的观测银河系演化探测器（GALEX）的基础上。我们使用的蒙特卡罗尘埃散射模型表明，大约一半的散射通量起源于分子云与25%的前景和25%的云后面出现。尘埃颗粒的最佳拟合的ε是0.3，但是几何形状使得我们不能约束相函数不对称因子（g）。
2016-12-17 astro-ph.GA
Mapping the three-dimensional dust extinction toward the supernova remnant S147 - the S147 dust cloud
利用XSTPS-GAC、2 MASS和WISE的多波段光度测量数据，对超新星遗迹S147（G180.0-1.7）附近区域进行了三维消光分析。我们分离出一个以前未被识别的尘埃结构，可能与SNR S147有关。我们称之为“S147尘埃云”的结构，估计其距离为$d$ = 1.22 $\pm$ 0.21 kpc，这与S147与脉冲星PSR J 0538 + 2817相关的推测一致。该云包括几个密度相对较高的消光团块，位于S147的射电壳层上，在空间上与CO和伽马射线发射特征相吻合。我们的结论是，使用CO测量跟踪的SNR相关的MCs的探测阈值，灰尘耗尽，在外银河系的距离估计的难度是不可避免的限制。3D尘埃消光图可以提供一个更好的方式来识别和研究SNR-MC相互作用。
2017-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling of dust emission of a filament in the Taurus molecular cloud
本文以Taurus分子云纤维为例，用Herschel观测和RT模型分析云结构、辐射场与尘埃性质的简并，发现尘埃FIR不透明度需比弥散介质高2–3倍，但空间变化证据仍较弱。
2023-10-31 astro-ph.GA
Radiation feedback in dusty clouds
利用一维辐射流体动力学模拟研究了光电离和辐射压力对尘埃恒星形成云的影响，其中包括尘埃对光子的吸收和再发射。我们发现，在质量为10^5 Msun、半径为17 pc的星云中，当恒星形成效率为2%时，辐射压的影响可以忽略不计。辐射压力的重要性随着恒星形成效率的增加或尘埃与气体质量比的增加而增加。然而，辐射反馈的净效应随着尘埃与气体质量比的增加而变小，因为尘埃颗粒对紫外光子的吸收抑制了光电离，从而抑制了光加热。
2016-12-19 astro-ph.GA
Stellar dust production and composition in the Magellanic Clouds
星系星际介质中的尘埃库不断地被演化恒星的恒星风中形成的尘埃补充。由于它们的邻近，附近的不规则矮星系麦哲伦云提供了一个机会，以获得星系中尘埃生产的全球图片。斯皮策空间望远镜已在3.6 - 160 μm波段对小麦哲伦云和大麦云进行了测绘，这些波段特别适合研究热尘埃发射。此外，大量的个别演化恒星已被瞄准用于5-40 μm光谱学，揭示了这些来源的矿物学。在这里，我提出了一个概述所做的工作，确定总的尘埃生产率在大麦哲伦云和小麦哲伦云，以及首次尝试揭示全球组成的新鲜产生的星尘。
2012-12-17 astro-ph.GA
Dynamics of gas and dust clouds in active galactic nuclei
本文分析了在各向异性辐射场的影响下，单个光学厚云在中心质量势场中的运动。|cos（θ）|一个适用于活动星系核内部区域的模型。所得的轨道在云柱密度不变的情况下是解析可解的。所有的稳定轨道都是封闭的，尽管它们有着非平凡的形状。此外，还存在一个临界倾角形式的稳定性判据，它取决于中心源的光度和云柱密度。
2013-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the dust properties in the molecular clouds of the Large Magellanic Cloud
在本分析中，我们调查的尘埃性质与不同的气相（包括电离阶段的LMC分子云在1 $^{\prime}$角分辨率（四倍以上，比以前的分析）和更大的光谱覆盖范围感谢赫歇尔数据。我们还确保了我们的结果在各种尘埃模型的框架的鲁棒性。我们进行了分解的尘埃排放在红外线（3.6 $\mic$至500 $\mic$）与原子，分子和电离的气体相的分子云的大麦哲伦星云。由此产生的光谱能量分布与四个不同的尘埃模型拟合。然后，我们分析了模型参数，如辐射场的强度和相对尘埃丰度，以及在长波长的发射光谱的斜率。这项工作允许灰尘模型进行比较，在各种环境中的红外数据的第一次，这揭示了重要的差异模型在短波长的数据拟合（主要是在PAH波段）。此外，该分析指出了不同的结果，根据气相，如粉尘成分直接影响粉尘温度和粉尘发射率在submm，和不同的粉尘发射在近红外（NIR）。我们观察到直接证据的尘埃性质的演变，从弥漫的稠密介质中的大样本的分子云在LMC。此外，气相之间的尘埃组分丰度的差异可能表明不同的颗粒形成的起源。我们还指出，在所有的气相中的NIR连续的存在下，在电离气体的增强。我们赞成的假设，一个额外的尘埃成分作为载体，这一连续。
2019-05-23 astro-ph.GA
Millimeter dust emission compared with other mass estimates in N11 molecular clouds in the LMC
在毫米波段的CO和尘埃辐射是星际冷物质的独立示踪物，很少在其他星系的GMC尺度上进行比较。在这项研究中，第一次在大麦云云，我们计算的分子云质量的尘埃毫米发射和比较他们的质量来自CO光度和维里定理。本文分别用SEST望远镜和SIMBA测辐射热计对大麦哲伦星云N11星形成区进行了CO（J=1- 0，2 -1）和1.2mm连续谱观测。我们使用CO数据来识别单个分子云并测量它们的物理性质。N11云的性质之间的相关性与LMC早期研究中发现的那些一致，LMC对更大的云集和更大范围的云质量进行了采样。对于N11分子云，我们比较了由CO光度（Xco \Lco）、维里定理（Mvir）和毫米尘埃光度（L_d）估算的质量。测量的比值Lco/Mvir和L_d/Mvir将Xco和K_d（每单位气体质量1.2mm处的粉尘发射率）参数约束为维里参数a_vir的函数。通过比较不同的质量估计值，得出Xco因子为8.8 × 10^20 cm-2/（K km s-1）x a_vir，K_d参数为1.5 × 10 ^-3 cm 2/g x a_vir。我们比较我们的N11结果与类似的分析分子云在古尔德带。我们没有发现在N11的尘埃毫米和维里质量之间的差异很大，在SMC的分子云的早期研究报告。N11云的Ld与Mvir之比是Gould带云的一半，这可以用气体金属丰度的差异来解释。如果两个样品具有相似的a_vir值，则该结果意…
2013-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of dust filaments in the diffuse envelopes of molecular clouds
理解恒星形成过程的途径始于对分子云形成的研究。这些云的外围的特点是低柱密度，允许紫外线辐射穿透，导致不可忽略的电离分数和与气体混合的小尘埃颗粒的充电;这种扩散阶段然后耦合到环境磁场。尽管一般假设尘埃和气体是紧密相关的，但一些观测和理论研究报告了弥漫和冷云的尘埃与气体比率的变化。在这项工作中，我们提出了一个新的带电粒子模块分析分子云信封中的尘埃动力学的实施。我们研究了一个单一的人口的小带电颗粒（0.05 $μ$ m）的湍流，磁化分子云信封使用这个模块的演变。我们发现，在尘埃与气体的比例的变化出现由于耦合的晶粒与磁场，形成细长的尘埃结构从气体解耦。这强调了在模拟星际介质的不同阶段时考虑带电尘埃动力学的重要性，特别是对于恒星形成的研究。
2020-11-24 astro-ph.GA
Tracking Dusty Cloud Crushed by a Hot Flow
本文通过着色流体和拉格朗日粒子两种方法追踪云团物质，研究热流摧毁尘埃云的过程，发现两种方法在热相云团中结果差异显著，并揭示气体冷却抑制开尔文-亥姆霍兹不稳定性从而延迟暖云团摧毁，以及被扫出的尘埃颗粒最终会被摧毁。
2024-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying the molecular gas towards a bright rimmed cloud at the infrared dust bubble N30
本文对位于红外尘埃泡N30北侧的亮边云的分子气体进行了研究。利用12 CO，13 CO和C18 O J=3-2线的发射，以及红外和射电连续谱数据，我们表征了气泡和相关的分子云。此外，我们还分析了亮边云13 CO/C18 O丰度比的行为，并寻找有关最近恒星形成的线索。
2020-01-08 astro-ph.GA
Dynamic role of dust in formation of molecular clouds
尘埃通常是星际介质的次要成分。由于质量分数$f \simeq 0.01$很小，它在扩散气体收缩成分子云中的动力学作用通常被认为是可以忽略的。然而，如本研究所示，尘埃颗粒相对于气体的集体运动可能大大有助于尺度$λ\lesssim λ_J$上介质的不稳定，其中$λ_J$是金斯长度尺度。静止状态下均匀自引力气体的线性扰动在$λ\simeq λ_J$处是勉强稳定的，但是一旦考虑到颗粒的漂移，它们就开始以近似等于$(f τ)^{1/3} t^{-1}_{ff}$的速率增长，其中$τ$是以云的自由下落时间$t_{ff}$为单位表示的颗粒的停止时间。这种增长率对$f$的弱依赖性的物理机制是重声波的共振，它被气体的自引力阻止，而气体的引力是由尘埃部分的扰动引起的。一旦尘埃有稳定的亚音速整体漂移，在$λ< λ_J$不断增长的气尘扰动就变成了以漂移速度传播的波，并投射到波矢上。它们的增长也具有共振性质，其增长率远大于最近发现的在没有自引力的情况下气尘混合物的共振不稳定性。新的不稳定性可以促进冷星际气体的引力收缩成云，并在分子云形成和演化的不同阶段产生亚金斯大小的尘埃域。
2020-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heating of a Molecular Cloud by a Primordial Black Hole
该研究探究分子云内原初黑洞的光子加热效应，推导石墨与硅酸盐尘埃温度的距离依赖关系及发射光谱，并结合不同尘埃参数与PBH质量，将光谱与Millimetron空间天文台灵敏度对比分析。
2025-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
R Coronae Borealis fadings: a dusty gas cloud eclipse model
Manly Astrophysics（曼利天体物理）；Eberhard Karls University（埃尔朗根-纽伦堡大学）
提出轨道尘埃气体云掩食模型解释北冕座R型变星的变暗事件，发现固态氢尘埃能产生符合观测的深且不对称掩食，并关联到恒星缺氢特性与中红外超出现象。
2026-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 3. Changes in Dust Properties
我们研究了17个孤立的，弥漫的云与质量的顺序太阳质量的红外发射，以测试的假设，粮食性质的变化导致明显低的气体尘埃比，已被测量在这些云。云的地图是由WISE数据构建的，并直接与普朗克的尘埃光学厚度地图进行比较。中红外辐射每单位尘埃光学厚度有一个显着的趋势，在较高的光学深度值较低。这种趋势可以用云中星光的消光来定量解释。与普朗克追踪的大颗粒相比，WISE追踪的PAH和非常小的颗粒的相对量是恒定的。对于具有较大尘埃光学厚度的云，大颗粒的温度显着降低;这种趋势部分是由于尘埃性质的变化，但主要是由于星光的消光。我们更新了对分子氢柱密度的预测，考虑到尘埃性质的变化，并发现它可以解释观测到的尘埃光学厚度每单位气体柱密度。因此，云层中气体与尘埃的比率很可能是由于“暗气体”即分子氢造成的。
2018-08-09 astro-ph.GA
The Survival of Multiphase Dusty Clouds in Hot Winds
最近在加速$\sim10^{4}$ \，K云以解释环星系介质的吸收线测量和星系风的暖原子相方面取得了很大进展。然而，银河风中冷分子相的起源却很少受到理论上的关注。对$\sim10^{4}$ \，K云存活的研究表明，有效的辐射冷却可能使从星系盘喷出的物质得以存活。或者，比10 $^4$ \，K更冷的气体可以在流出物内形成，如果尘埃在加速过程中幸存，则包括分子。我们探讨了生存的尘埃云在热风与三维流体动力学模拟，包括辐射冷却和尘埃示踪粒子建模。我们发现，冷的$\sim10^{3}$，K气体可以被破坏、存活或完全转化为$\sim 10^4\,$ K气体.我们建立分析标准区分这三个结果比较特征冷却时间系统的“云粉碎”时间。与通常研究的$\sim10^{4}$ \，K云相反，由于有效的混合，较冷的云被夹带得比拖曳时间快。我们发现，虽然灰尘可以在原则上生存嵌入在加速云，生存分数取决于关键的时间灰尘花费在热阶段和有效的阈值温度上的破坏。我们讨论了我们的研究结果的背景下，污染的环星系介质与灰尘和金属，以及理解的意见表明快速加速的分子星系风和冲压压力剥离尾巴的水母星系。
2021-11-22 astro-ph.GA
Can the Growth of Dust Grains in Low-Metallicity Star-Forming Clouds Affect the Formation of Metal-Poor Low-Mass Stars?
一颗金属丰度<4.5 × 10 ^{-5} Z_sun的低质量恒星的发现揭示了尘埃在极端贫金属恒星形成中的关键作用。在本文中，我们探讨的尘埃颗粒的增长，通过吸积的气体难熔元素在非常低的金属丰度的前星核的尘埃排放冷却引起的云碎裂的效果。利用一个简单的重力坍缩气体中的晶粒生长模型，我们证明了在金属丰度为-5 <~ [Fe，Si/H] <~-3的云中，当氢密度为~10^{10}-10 ^{14} cm^{-3}时，Fe和Si晶粒可以有效地生长。当晶粒生长超过临界金属数丰度时，若晶粒初始半径不大于1 μ m或粘附概率不大于0.01，则晶粒生长导致气云碎裂的临界金属数丰度约为A_{crit} ~ 10^{-9}-10 ^{-8}。我们发现，即使初始的尘埃与气体的质量比远低于尘埃引起的碎片所需的最小值，晶粒生长增加了尘埃质量足够高，导致气体碎片成亚太阳质量块。我们认为，只要满足临界金属丰度，晶粒长大对低至10^{-5} Z_sun的低质量恒星的形成起着重要作用.
2012-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust emission and extinction in the Orion OMC-3 cloud
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Université de Toulouse, UPS-OMP, IRAP（图卢兹大学，UPS-OMP，IRAP）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，空间天体物理研究所）
本研究通过三维辐射传输模型分析OMC-3云中尘埃的演化，发现尘埃颗粒大小在0.1-0.3μm范围内，且可能带有冰层。
2025-12-15 astro-ph.GA
The Dust-Selected Molecular Clouds in the Northeast Region of the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个高灵敏度（$1σ<1.6~\mathrm{mJy~beam^{-1}}$）连续观测在343弧分$^2$地区的东北地区的小麦哲伦云在波长为1.1毫米，进行使用AzTEC仪器的ASTE望远镜。在观测区域，我们确定了20个对象的轮廓$10σ$发射。通过使用1.1 mm、$Herschel$和$Spitzer$数据的光谱能量分布（SED）分析，我们估计了$5\times 10^3-7\times 10^4~\mathrm{M_\odot}$的气体质量，假设气体与尘埃的比率为1000。尘埃温度和发射率指数也分别估计为$18-33$ K和$0.9-1.9$，这与以前的低分辨率研究是一致的。粉尘温度与发射率指数呈弱的负线性相关。我们还详细研究了五种CO检测到的尘埃选择云。总的气体质量是可比的，从Mopra CO数据估计，表明假定的气体-尘埃比为1000和$X_\mathrm{CO}$因子$1\times10^{21}~\mathrm{cm^{-2}~(K~km~s^{-1})^{-1}}$，与一个因素的不确定性为2，是可靠的分子或尘埃选择云的气体质量的估计。尘埃柱密度表现出良好的空间相关性与CO排放量，除了一个对象，与明亮的年轻恒星对象。$8~\mathrm{μm}$结构和团簇结构与CO排放和尘柱密度的空间分布相似，支持多环芳烃排放来自致密气尘云表面的事实。
2018-09-25 astro-ph.GA
Swift Ultraviolet Survey of the Magellanic Clouds (SUMaC). I. Shape of the Ultraviolet Dust Extinction Law and Recent Star Formation History of the Small Magellanic Cloud
我们目前的第一个结果，从麦哲伦云（SUMaC）的快速紫外线调查，最高分辨率的紫外线（UV）调查麦哲伦云尚未完成。在本文中，我们专注于小麦哲伦云（SMC）。当结合多波长光学和红外观测时，雨燕紫外/光学望远镜上的三个近紫外滤光片有助于测量尘埃消光曲线的形状和2175光年尘埃碰撞的强度。我们将SMC分为紫外检测到的恒星形成区域和大的200”（58 pc）像素，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束年龄，质量和尘埃曲线属性的光谱能量分布模型。我们发现大部分SMC都有一个2175光年的尘埃隆起，东北方向较大，西南方向较小，灭绝曲线普遍比银河系曲线更陡。我们还得出了恒星形成的历史，并发现在6-10万年，30-80万年，和400万年，其中后两个是与以前的工作相一致的恒星形成率的峰值的证据。
2017-01-12 astro-ph.GA
Exploring the Dust Population in Cold Diffuse Clouds
冷扩散云（CDCs）是致密分子云的母体，其形成和演化不仅影响恒星形成过程，而且影响大尺度星系演化。我们已经开始了一个CDC的灰尘含量的试点研究，量化不同类型的灰尘的丰度和这些分子气体的相对丰度，云的物理性质，其一般发展阶段的目标。使用测光从AKARI和其他调查，我们已经提取了一个样本的光谱能量分布（SED）的CDC尘埃热辐射在近红外到亚毫米范围。提取的SED与文献中的其他SED非常相似，证实了我们沿着视线将云排放与其他来源隔离开来。我们计划在云中的每个位置用尘埃模型拟合这个SED，自动化我们的程序来绘制这个CDC和其他人的结构。
2017-12-05 astro-ph.GA
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
Modelling the dust emission from dense interstellar clouds: disentangling the effects of radiative transfer and dust properties
有了普朗克和赫歇尔，我们现在就有了观测稠密而寒冷的分子云所需的光谱覆盖范围和角分辨率。由于这些云在短波长处光学厚度大，而在长波长处光学厚度小，因此如果不对辐射转移（RT）进行适当处理，就很难对尘埃的性质做出任何结论。我们的目的是解开RT和灰尘的性质上的灰尘排放的变化的影响，提供观察员的关键分析所产生的排放从稠密的云。我们模拟圆柱形云，照明的ISRF，并进行全面的RT计算。使用DustEM解决了无定形碳和硅酸盐的尘埃温度，碳地幔覆盖的颗粒，以及碳和硅酸盐的混合聚集体。我们允许晶粒的光学性质随波长和温度的变化。我们确定观察到的色温，T，和发射率光谱指数，β，通过拟合的灰尘排放与修改后的黑体，比较我们的模型与观测。RT效应既不能解释低T，也不能解释在密集云中心测得的亚毫米级发射率增加，也不能解释观测到的β-T反相关。添加噪声的建模数据，我们表明，这是不太可能是唯一的解释β-T的反相关观测无星云。这可以解释为晶粒光学性质随温度的内在变化。至于增加的亚毫米发射率和低T，它们必须起源于颗粒光学性质的变化，可能是由它们的生长形成多孔聚集体引起的。我们发现很难从颗粒发射的光谱变化中追溯其性质。最后，柱密度被低估时，确定与黑体拟合，因为T和云中心的真实尘埃温度之间的差异。
2012-04-25 astro-ph.GA
Growth of dust grains in a low-metallicity gas and its effect on the cloud fragmentation
在低金属丰度气体中，尘埃热辐射引起的快速冷却被认为是导致云碎裂的原因，并在贫金属环境中对低质量恒星（<1 M太阳）的形成起着至关重要的作用。我们调查如何增长的尘埃颗粒通过吸积的重元素在气相颗粒表面上改变了热演化和破碎的塌陷气体云的属性。我们直接计算晶粒生长和尘埃排放冷却的自洽方式。我们表明，MgSiO 3晶粒充分生长的气体密度nH = 10^{10}，10^{12}，和10^{14} /cc的金属丰度Z = 10^{-4}，10^{-5}，和10^{-6} Zsun，分别在那里的塌缩气体云的冷却得到加强。有效冷却粉尘的条件在0.001- 0.1的实际范围内对预先存在的颗粒的初始凝结因子不敏感，但对金属丰度敏感。当初始晶粒半径r_{MgSiO3,0} <~ 0.01 μ m时，临界金属丰度为Zcrit ~ 10^{-5.5} Zsun，当初始晶粒半径r_{MgSiO3,0}>~ 0.1 μ m时，临界金属丰度为Zcrit ~ 10^{-4.5} Zsun。最近发现的一颗金属丰度极低（<= 4.5 × 10 ^{-5} Zsun）的低质量恒星的形成可能是由晶粒生长引发的。
2013-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical study of dust properties in LMC molecular clouds
本文的目的是建立一个提供大麦云云（LMC）分子云尘埃性质和恒星形成效率（SFE）的星表。我们使用斯皮策望远镜获得的红外（IR）数据作为“测量星系演化的代理人”（SAGE）遗产调查的一部分以及IRAS数据。我们还使用LMC的消光（Av）图。在之前的分子调查中，在LMC中总共探测到272个分子云，其中230个是巨大的分子云，42个是较小的分子云。我们进行红外发射/消光，原子和分子气体示踪剂之间的相关性。我们将分子云周围的原子气体与云中的分子气体进行比较。使用尘埃排放模型，我们得到的物理性质的尘埃云内外：平衡温度，发射率和消光。我们还确定了被云截获的星际辐射场的光度，以及总的红外光度。统计上，我们没有发现原子相和分子相之间的尘埃性质有任何显着差异。特别是，我们没有发现证据表明，相对于周围的原子气体，分子阶段的尘埃温度有系统地降低。这可能是因为巨大的分子云是恒星形成的场所，它加热了尘埃，而最小的云是无法分辨的。红外光度与云量之比（LDust/Mgas）似乎与Mgas无关。我们得出的比值的最高值是18.1 Lsol/Msol在剑鱼座30区域，这是已知的最突出的恒星形成区域的LMC，而最有可能的值是0.5，是静止的云的代表。我们提供了一个处方关联的各个阶段的恒星形成与其LDust/Mgas。
2010-10-15 astro-ph.GA
Systematic Investigation of Dust and Gaseous CO in 12 Nearby Molecular Clouds
我们报告的第一个统一和系统的研究尘埃和分子气体在附近的分子云。我们使用调查的尘埃消光和排放量，以确定不透明度和地图的尘埃分布在十几个当地的云，以获得一套统一的基本云属性。我们发现：1）平均尘埃不透明度$\langleκ_{d,353}\rangle = 0.8\ {\rm cm^{2}\, g^{-1}}$随云之间$\sim$ 2因子的变化，2）云PDF由斜率范围很窄的急剧下降的幂律精确描述，3）云样本的紧密$M_{\rm GMC} \sim R_{\rm GMC}^2$标度关系，表明在共同的固定边界上方具有精确恒定的平均表面密度的云群。我们将这些结果与统一分析的CO调查进行比较。我们测量的CO质量转换因子，并评估CO追踪分子云的物理性质的功效。我们发现$\langle α_{\rm CO}\rangle = 4.31 \pm 0.67$ M $_\odot$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$（对应于$X_{\rm CO}$ = 1.97 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$（K km s $^{-1}$）$^{-1}$）.我们表明，CO观测是一个可怜的示踪剂的柱密度和结构上的子云空间尺度。在云尺度上，CO观测可以提供与尘埃一致的测量结果，前提是数据以类似的、自洽的方式进行分析。平均GMC面密度的测量对云边界的选择很敏感。在比较星…
2022-03-30 astro-ph.GA
Dust Grain Growth & Dusty Supernovae in Low-Metallicity Molecular Clouds
我们提出了3-D流体动力学模型的超级气泡的演变提供动力的恒星风和超新星从年轻的同时代的大质量星团内的低金属（$Z = 0.02$ Z $_{\odot}$），cluerous分子云。我们探讨了超泡演化的初始阶段，包括对不稳定性和核心坍缩超新星的发生。我们的目的是研究尘埃颗粒生长的发生在轨道尘埃团，并在超级气泡的扫超壳。我们还致力于解决连续超新星产生的尘埃颗粒的生存问题。该模型考虑了星团的引力势和母云的自引力。它还考虑了辐射冷却（包括由尘埃引起的）和最先进的人口合成模型的同时代集群。如前所示，嵌入到clusional介质中的超级气泡变得高度扭曲，主要由于热气体流过低密度通道而膨胀。我们的研究结果表明，在大规模的情况下，（$\sim10^7$ M $_{\odot}$）分子云，承载着超级星团（$\sim5.6\times10^5$ M $_{\odot}$），在超级气泡演化的第一个$2.5$ Myr期间，颗粒生长以速率$\sim4.8\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加尘埃质量，虽然对不稳定性和核心坍缩超新星对超级气泡尘埃预算的净贡献是$\sim1200$ M $_{\odot} (M_{SC}/5.6\times10^{5}$ M $_{\odot})$，其中$M_{SC}$是星暴的恒星质量。因此，尘埃颗粒的生长和超新星的尘埃注入导致在低金…
2022-06-13 astro-ph.GA
HST Imaging of Decoupled Dust Clouds in the Ram Pressure Stripped Virgo Spirals NGC 4402 and NGC 4522
我们提出了最高分辨率的研究到目前为止的ISM在星系进行冲压压力剥离，使用HST BVI成像的NGC 4522和NGC 4402，室女星系团螺旋是众所周知的，正在经历ICM冲压压力。我们发现，在这两个星系的大部分地区，主要的尘埃带有一个相当明确的边缘，（几十到几百秒差距的尺度），孤立的，高度扩散的尘埃云位于它的径向以外约1.5千秒差距。在这些密集的云层之外，该地区几乎没有或没有扩散的尘埃消光，这表明云已经与已经被剥离的低密度ISM材料分离。一些尘埃云有拉长的形态，表明活跃的冲压压力，包括NGC 4402中的两个大的（千帕尺度）丝状物，它们在ICM的预测风向上被拉长。我们根据这些云的尘埃吸收计算了它们的HI + H_2质量的下限，发现对于类似直径的云，校正因子为~10时，云的质量与CO测量的一致，这可能是由于前景光、云的子结构和分辨率限制等复杂因素造成的。假设云的实际质量与相似直径（~10^4-10^5 M_sun）的GMC的质量一致，我们估计只有很小一部分（~1-10%）的原始HI + H_2保留在具有解耦云的盘的部分中。根据H-阿尔法图像，在这些区域中存在类似的恒星形成比例，估计剥离前恒星形成率的2-3%。我们发现，去耦云的寿命可能高达150-200万年。
2013-12-30 astro-ph.GA
Spitzer Observations of Dust Emission from HII Regions in the Large Magellanic Cloud
大质量恒星可以通过辐射加热和冲击改变其周围星际尘埃颗粒的物理条件和性质。大麦云云（LMC）中的HII区域为研究恒星能量反馈对尘埃的影响提供了理想的场所，因为恒星可以被分辨出来，而且星系几乎面对面的方向使我们能够明确地将HII区域与它们的电离大质量恒星联系起来。斯皮策太空望远镜对大麦哲伦星云的巡天提供了所有HII区域的多波长（3.6至160 $μ$ m）光度数据。为了研究大质量恒星周围尘埃性质的演化，我们分析了LMC中两个经典HII区（N63和N180）和两个简单超气泡（N70和N144）的空间分辨红外尘埃辐射。我们产生的光度光谱能量分布（SED）的许多小的子区域为每个区域的基础上，它的恒星分布和星云的形态。我们使用DustEM粉尘排放模型拟合来表征粉尘性质。颜色-颜色图和模型拟合与辐射场（估计从光度和光谱调查）进行比较。强烈的径向变化的SEDs可以看到整个地区，反映了可用的辐射加热。在辐射场最高的地方，非常小的颗粒的排放量急剧增加，而多环芳烃（PAHs）似乎被破坏了。PAH的排放是最强的分子云的存在下，只要辐射场是低的。
2014-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shocked Interstellar clouds and dust grain destruction in the LMC Supernova Remnant N132D
利用积分场数据，我们提取了大麦云（LMC）超新星遗迹N132 D中20个激波云的光谱。使用自洽冲击模型，我们推导出这些云中的冲击速度、冲击前云密度和冲击冲压压力。我们发现，[Fe X]和[Fe XIV]的排放产生更快，部分辐射冲击移动通过低密度气体附近的云的外围。在这些冲击中，尘埃被有效地破坏了，而在较慢的云冲击中，尘埃的破坏是不完全的，直到达到冲击的复合区。这些稠密的星际云提供了LMC的一般星际介质的样本。我们的冲击分析使我们能够作出一个新的测定ISM的化学成分在N，O，Ne，S，Cl和Ar，并获得准确的估计耐火材料颗粒的分数被破坏。从推导出的云冲击参数，我们估计云的质量，并表明，以前存在的云作为典型的自引力Bonnor-Ebert领域，现在正在推动汇聚云冲击。
2018-06-12 astro-ph.GA
Small-scale clustering of nano-dust grains in turbulent interstellar molecular clouds [Extended version]
利用高分辨率（$1024^3$）可压缩等温流体动力学湍流模拟方法研究了纳米尺度颗粒（纳米尘埃）的成簇和动力学，模拟了星际介质中冷分子云内部的条件。纳米尺寸的颗粒可以在湍流中聚集（小尺度聚集），这显著增加了局部颗粒密度。再加上湍流运动导致的相互作用速率增加，星际纳米尘埃的聚集可能是合理的。
2018-11-23 astro-ph.GA
Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium
利用普朗克远红外和阿雷西博GALFA 21厘米线调查，我们确定了一组孤立的星际云（天空中大约度大小，包括100个太阳质量），并评估了气体质量与尘埃质量的比例。云与云之间和单个云的区域内的气体与尘埃的比率都存在显着变化;与标准气体与尘埃的比率相比，在云内，每单位尘埃的原子气体减少了3倍以上。三个假设被认为是。首先，明显较低的气尘比可能是由于分子气体。与普朗克CO地图相比，最明亮的云的H2/CO比与银道面云相当，但其他云的H2/CO比有很大的下限，因此所需的分子气体量远远高于基于CO上限的预期。其次，我们考虑自吸收的21厘米线，并发现光学深度必须约为3，显着高于发现从调查的无线电源。第三，颗粒的性质可能会在云层中发生变化：当它们变冷时，它们会变得更容易发射，而不会利用已经将宇宙丰度完全锁定在颗粒中的重元素。这三个过程都可能是活跃的，需要进行后续研究来解开它们，并测量星际云的真实气体和尘埃总含量。
2015-09-09 astro-ph.GA
A Study of starless dark cloud LDN 1570: Distance, Dust properties and Magnetic field geometry
我们希望绘制磁场几何图，并利用多波长光学偏振仪和投射在云上的恒星测光法研究无星云L1570的尘埃特性。我们对投影在云L1570上的恒星进行了R波段成像偏振测量，以跟踪磁场方向。我们还进行了多波长偏振和光度观测，以限制L1570尘埃的性质。我们使用2 MASS JHKs颜色估计到云的距离为394 +/- 70 pc。利用Serkowski参数$σ_{1}$、$\bar ε$、λmax和恒星在近红外色-色图上的位置，识别出13颗可能具有内禀偏振和/或偏振角旋转的恒星。一颗光谱类型为B4 Ve的恒星2 MASS J 06075075 +1934177，除了在发射中显示Hα线外，还显示出弥散星际带的存在。根据尘埃颗粒尺寸指标，如λmax和Rv值，有迹象表明L1570附近存在稍大的尘埃颗粒。发现磁场线平行于L1570的250μm图像（也包括8μm和12μm阴影图像）中看到的云结构。根据磁场的几何形状、云的结构和复杂的速度结构，我们认为L1570是在磁场线的作用下，由于流动物质的汇聚而形成的。结构函数分析表明，在L1570云区，大尺度磁场相对于湍流分量的磁场更强。估计的磁场强度表明，L1570云区是次临界的，因此可以强烈支持的磁场线。
2013-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating variations in the dust emissivity index in the Andromeda galaxy
在过去的十年中，对仙女座星系（M31）尘埃的研究表明，尘埃发射率指数（$β$）存在径向变化。了解这些径向变化背后的天体物理原因可能会提供有关尘埃颗粒化学成分，物理结构和尘埃演化的线索。我们使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）的$^{12}$ CO（J=1-0）观测数据和从\textit{Herschel}图像中获得的尘埃图，两者的角分辨率为8”，空间分辨率为30 pc，研究M31中$\approx$ 18.6 kpc $^2$区域内$β$的变化。我们提取的来源，我们确定为分子云，通过应用astrodendero算法的$^{12}$ CO和灰尘的地图，这作为一个副产品，使我们能够比较连续排放的灰尘和CO排放的替代方式找到分子云。然后，我们使用这些目录调查是否有证据表明，$β$是不同的内部和外部的分子云。我们的结果证实了以前研究中所见的$β$的径向变化。然而，我们发现分子云内的平均$β$与分子云外的平均之间的差异很小，与预测在稠密环境中$β$增加的模型不一致。最后，我们发现一些云的尘埃微量CO，这可能是云占主导地位的原子气体或云的分子气体，含有少量的CO。
2021-10-27 astro-ph.GA
Dynamics of dust grains in turbulent molecular clouds. Conditions for decoupling and limits of different numerical implementations
分子云中的尘埃颗粒动力学受其与超音速湍流气体运动的相互作用的调节。尘埃颗粒从气体动力学中分离出来的条件仍然没有得到很好的限制。我们的第一个目标是调查的临界尘埃颗粒大小的动力学解耦，使用分析预测和数值实验。其次，我们的目标是设置两个根本不同的数值实现的湍流分子云中的尘埃和气体混合物的演变的有效性范围。我们进行了一套数值实验，使用两种不同的计划。首先，我们在欧拉网格上的终极速度近似（TVA）中使用了单流体形式。其次，我们使用了一个双流体的计划，其中尘埃动力学处理的拉格朗日超粒子，和气体动力学的欧拉网格。单流体的结果与理论上的临界尺寸解耦。我们报告的尘埃动力学解耦斯托克斯数St>0.1，即，灰尘颗粒的$s>4~μ$米的大小。我们发现，TVA是非常适合的晶粒尺寸为10 $μ$ m的分子云，特别是在致密的地区。然而，在St>1的低密度材料中测得的最大粉尘富集度值得怀疑。在拉格朗日尘埃实验中，我们表明，结果的影响，对所有的尘埃粒径的数值。当St<<1时，高密度区的沙尘动力学主要受人为捕获的影响，导致沙尘浓度的虚假变化。当St>1时，最大尘埃富集度由用于气体动力学的网格分辨率调节。因此，以前类似的数值计算工作的结果应该重新考虑我们在这项研究中强调的局限性。亚微米尘埃颗粒的尘埃富集不太可能发生在分子云的致密部分。
2023-01-12 astro-ph.GA
Survival is not Enough: Dust Sputtering, Growth, and H$_2$ Formation in Galactic Winds
National Taiwan University（国立台湾大学）；Heidelberg University（海德堡大学）
研究星系晕尘埃起源及星系风中分子气体探测难题，通过云团破碎模拟发现，尘埃生长与否影响其在风中存活及分子氢形成，“原位”尘埃生长对解释星系晕尘埃丰度和分子气体至关重要。
2026-07-08 astro-ph.GA
The origin of dust extinction curves with or without the 2175 A bump in galaxies: The case of the Magellanic Clouds
观测到大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）具有与银河系完全不同的特征尘埃消光曲线（例如，2175 A凸块的强度）。虽然已经提出了麦哲伦云（MC）的尘埃成分和尺寸分布，可以自洽地解释他们所观察到的消光曲线，它仍然不清楚是否以及如何在MC的形成历史中可以实现所需的尘埃属性。因此，我们调查的时间演化的尘埃性质的MC，从而得出他们的消光曲线，使用一个区域的化学演化模型的形成和演变的小和大的硅酸盐和碳质尘埃颗粒和尘埃风与星暴事件。我们发现，所观察到的SMC消光曲线没有一个明显的2175 A的隆起，可以很好地再现我们的SMC模型，如果小的碳颗粒可以选择性地失去通过尘埃风在最近的星暴约0.2 Gyr前。我们还发现，LMC消光曲线与一个弱的2175 A的隆起，可以重现我们的LMC模式与低效率的灰尘通过沙尘风去除。我们讨论了硅酸盐和石墨之间以及星系之间不同尘埃风效率的可能物理原因。
2015-07-13 astro-ph.GA
A High-Resolution, Dust-Selected Molecular Cloud Catalogue of M33, the Triangulum Galaxy
我们提出了一个目录的巨分子云（GMCs）的M33，提取冷尘埃连续辐射。我们的GMC通过计算树状图来识别。我们测量了这些云的空间分布，并分析了它们的尘埃特性。结合CO（J=2-1）和21 cm HI数据，计算了这些云的气尘比（GDR），并由此计算了云的总质量。我们总共发现了165个云量在10 $^4$-10 $^7$ M $_\odot$范围内的GMC。我们发现，径向，$\log_{10}(\mathrm{GDR}) = -0.043(\pm0.038) \,\mathrm{R [kpc]} + 1.88(\pm0.15)$，一个低得多的GDR比发现在银河系，和相应的较高的$α_{\rm CO}$的因素。这些云的质量函数遵循与M $^{-2.84}$成比例的斜率，比许多先前对本地星系中GMC的研究更陡峭，这意味着M33比其他附近的螺旋星系更难形成大质量云。虽然我们可以排除星际压力作为主要的影响因素，我们无法解开金属丰度和HI速度色散的相对影响。我们发现一个合理的无特征的数密度分布与银河半径，和弱的银河半径和尘埃温度/质量之间的相关性。这些云与Larson的尺度关系相当一致，我们的许多来源与早期的CO研究是同空间的。与这些早期的研究不同，在大的银河系中心半径处发现了大量的云，这可能表明在这些更大的距离处有一群CO-暗气体占主导地位的云。
2018-12-28 astro-ph.GA
Modelling the spinning dust emission from dense interstellar clouds
多环芳烃的电偶极辐射常被用来解释反常的微波辐射现象。这种分配是基于所观察到的中红外发射的多环芳烃和AME之间的紧密相关性，以及旋转灰尘和宽带AME光谱模型之间的良好协议。到目前为止，AME经常在弥漫的星际介质中被大规模探测到，最近在普朗克数据的帮助下，在众所周知的稠密分子云中对AME进行了详细的研究。虽然人们对旋转尘埃排放的物理特性给予了很大的关注，但尚未详细考虑不同局部物理条件的影响。我们的目标是研究具有真实物理条件和辐射转移的星际云中出现的旋转尘埃辐射。我们使用Compiegne等人的DustEM代码来描述所有尘埃种群的灭绝和红外发射。如Silsbee等人所述，旋转粉尘排放是用SpDust获得的，我们将其与DustEM结合。我们进行了充分的辐射转移模拟，并仔细估计当地的气体状态作为星际云内的位置的函数。我们发现，旋转尘埃排放的主要离子的丰度是敏感的，我们提出了一个简单的计划来估计这些丰度。我们还研究了改变宇宙射线速率的影响。在稠密的介质中，辐射转移是强制性的，我们表明，旋转和中红外发射率的多环芳烃之间的关系不再是线性的，旋转的灰尘排放实际上可能是强大的云中心的中红外多环芳烃排放是弱的。这些结果提供了新的方法来跟踪从弥漫到稠密介质的晶粒生长，并将有助于在星际云尺度上的AME的分析。
2011-09-01 astro-ph.GA
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
Probing the Cold Deep Depths of the California Molecular Cloud: The Icy Relationship between CO and Dust
我们在前所未有的云深动态范围（Av = 3 - 60等）内研究了加州分子云中分子气体和尘埃之间的关系。我们比较深赫歇尔为基础的尘埃消光的测量与观测的12 CO，13 CO，和C18 O J=2-1线在整个云的亚秒差距尺度。我们直接测量CO积分强度与尘埃消光的比率，以获得云中超过1 e5个独立位置处的CO X因子。与早期的研究结果一致，我们发现没有一个单一的12 CO X因子可以表征云的冷区（Tdust<20 K）中的分子气体，这占了云的大部分质量。我们能够推导出一个单值的X因子的所有三个CO同位素在温暖的（Tdust>25 K）的材料，是空间上一致的HII区域周围的恒星LKHa 101。我们推导出13 CO和C18 O的LTE CO柱密度，因为我们发现这两条线都相对光学薄。在暖云材料CO是完全在气相中，我们能够恢复总的13 CO和C18 O丰度。使用CO丰度和深赫歇尔观测，我们测量了整个云的CO冻结到尘埃上的下限，发现一些区域的CO耗尽了20倍以上。我们构建了第一张跨越巨大分子云范围的耗尽图。使用这些地图，我们确定75耗尽定义的核心，并讨论其物理性质。
2020-10-22 astro-ph.GA
A multi-wavelength view of the Galactic center dust ridge reveals little star formation
银河系中心的尘埃脊由一串狭窄的大规模凝聚物组成，这些凝聚物是在亚毫米尘埃连续辐射中发现的。为了确定是否有新的大质量恒星在这一地区形成，我们进行了新的观测在870 $μ$米与阿塔卡马探路者实验望远镜和8.4 GHz的超大型阵列。我们补充我们的数据与最近的微波激射和中红外结果。海脊的云层在中红外波长处是黑色的，表明存在着冷的、高密度的柱状物质。结合尘埃脊中现有的温度测量，我们确定了最大云的质量。结果表明，尘埃脊包含一个非常庞大的分子物质库。我们发现五个无线电源在8.4 GHz的一般尘埃脊附近，但外面的尘埃脊云，这可能都是由大质量的年轻恒星，其属性，我们约束激发。我们的观测排除了尘埃脊云中光谱类型早于B0.5的零年龄主序星的存在。唯一表明星云内正在形成大质量恒星的迹象是在其中两个星云中发现的II类甲醇脉泽。除了在先前的观测中发现的微弱的水脉泽外，在大质量星云M0.25+0.012中没有发现恒星形成的迹象。
2012-11-02 astro-ph.GA
First Resolved Dust Continuum Measurements of Individual Giant Molecular Clouds in the Andromeda Galaxy
在我们当地的银河系附近，最好使用尘埃测量的组合来研究分子云，以确定云的强大质量，大小和内部结构，以及分子线观测以确定云的运动学和化学。我们在这里提出的第一个结果的一个计划，旨在扩大这样的研究到附近的星系以外的麦哲伦云。利用宽带升级的亚毫米阵列（SMA）在230 GHz，我们已经获得了第一个连续探测的热尘埃排放的亚GMC尺度（$\sim$ 15 pc）内的仙女座星系（M31）。其中包括第一次解决连续探测尘埃排放的个别GMC超越麦哲伦云。利用SMA的强大功能，我们同时记录了CO（2-1）的排放与相同的$(u,\,v)$覆盖，天体测量和校准，使第一次测量的CO转换因子，$α_{\rm\,CO(2-1)}$，对个别GMC跨外部星系。我们的直接测量产生的平均CO-尘埃质量转换因子为$α^\prime_{\rm CO-dust} = 0.042\pm0.018$ $M_\odot$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$的$J= 2-1$过渡。该值似乎不随银河系中心半径而变化。假设气体与尘埃的比例为136，那么，在不确定性的情况下，2-1跃迁的结果$α_{\rm CO}$ $=$ 5.7 $\pm$ 2.4 $M_\odot$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$与银河系GMC的结果非常一致。最后，使用相同的分析技术，我们将我们的结果与当地猎户座分…
2020-01-09 astro-ph.GA
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
The mixing of dust and gas in the high latitude translucent cloud MBM 40
上下文高纬度分子云（以下简称HLMC）允许星际气体动力学和天体化学的研究具有良好的准确性，因为它们的接近，通常清晰的视线，以及缺乏内部恒星形成活动，这可能会严重改变物理环境。MBM 40是最近的HLMC之一，已被广泛研究，使其成为推断和研究尘气混合比（DGMR）的极好目标。目标。尘埃和气体在星际介质中的混合仍然是跟踪天体化学演化和分子丰度的基本问题。由于$H_2$不能直接观测到，而且HI光谱总是显示出不同的动力学剖面，这些剖面混合在一起，与云没有直接的关系，因此很难对分子和原子气体进行解释。我们使用了两种独立的策略来推断分子和原子气柱密度，并计算粉尘与气体的混合比。方法.我们结合$HI$ 21厘米和$^{12}CO$线观测与IRAS 100 $μ$米图像推断尘埃气体混合比内的云。使用混合高斯分解提取云21 cm轮廓，其中使用$^{12}CO$推导总分子氢柱密度。红外图像被用来计算粉尘排放量。结果尘埃与气体的混合比在云内几乎是均匀的，如发夹结构所示。总氢柱密度和100 $μ$ m发射率在$N(H_{tot})$的一个数量级的范围内线性相关。
2023-01-13 astro-ph.GA
Dusty Cloud Acceleration with Multiband Radiation
我们进行二维和三维模拟冷，密集的云，这是加速辐射压力的尘埃相对于热，弥漫的背景气体。我们研究的相对有效性加速紫外线和红外辐射场，独立和同时作用于同一云。我们研究的云是光学薄的红外发射，但与不同的紫外光学深度。与以前的工作一致，我们发现相对有效的加速和长云生存时间时，红外波段通量占主导地位的紫外线通量。然而，当紫外线占主导地位或甚至占红外辐射通量的适度百分比（$\sim 5-10$ \%）时，它可以压缩云，首先压碎它，然后破坏外层。这促使含尘气体的外部区域与热扩散背景混合到大多数灰尘不太可能存活或保持与气体耦合的程度。因此，即使有效的红外冷却使大部分气体保持接近辐射平衡温度（$T \lesssim 100$ K），冷云也无法存活足够长的时间尺度以在破裂之前经历显著的加速。我们讨论了观测系统的影响，得出的结论是，辐射压力驱动是最有效的恒星形成区域的光被有效地再处理成红外线。
2020-04-16 astro-ph.GA
