Diversity of dwarf galaxy IR-submm emission patterns: CLUES from hydrodynamical simulations
低质量低金属度（矮）星系的光谱能量分布（SED）是近宇宙星系形成难题中具有挑战性的一块。这些SED在亚毫米到远红外波长范围内显示出一些特殊的特征，与正常的，更大的，更富含金属的星系相比，这些特征无法用当前的模型来解释。这些问题可归纳为：IR峰的增宽，这意味着更温暖的尘埃成分; submm中的过量发射（$\sim$ 500 $μ$ m），这导致submm/FIR斜率变平;以及PAH发射特征的非常低的强度。为了解释这些辐射模式，我们用GRASIL-3D辐射传输程序计算了27个模拟矮星系的SEDs。该程序的特殊之处在于，它分别处理了通过分子云和卷云内尘埃颗粒的辐射转移，即气相的稠密和弥散成分。模拟星系的恒星质量范围从10 $^6$-10 $^9$ M $_\odot$，并获得了一个单一的模拟运行内的本地集团环境的初始条件从CLUES项目。我们报告的IRAS，斯皮策和赫歇尔带光度的研究，和SFR，灰尘，和气体（HI和H $_2$）的质量含量。我们发现一个令人满意的协议与观测数据，与GRASIL-3D自然再现上述特定的光谱特征。我们的结论是，GRASIL-3D双组分尘埃模型给出了矮星系的发射的物理解释：分子云和卷云分别代表温暖和寒冷的尘埃成分，需要重现观测数据。
2017-03-28 astro-ph.GA
Global 3D radiation-hydrodynamical models of AGB stars with dust-driven winds
恒星风的对流和质量损失是形成渐近巨星分支恒星及其演化的两个动力学过程。观测和早期的3D模型表明，巨大的对流单体导致了高对比度的表面强度模式，并有助于尘埃云的起源。我们研究的形成和由此产生的属性的尘埃驱动的风从AGB星，使用新的全球3D模拟。用CO 5 BOLD程序模拟了两颗M型AGB星的动力学内部结构、大气层和风加速区。这些第一个全球3D模拟是基于频率相关的气体不透明度，它们具有硅酸盐颗粒随时间变化的冷凝和蒸发。对流和脉动自洽地出现，使我们能够推导出风的特性（例如，质量损失率和流出速度），而不依赖于这些过程的参数化描述。与纯径向脉动的一维模型相比，三维模型中由对流和脉动引起的激波覆盖了大部分，但不是整个球体，导致大气层的斑块状非球形结构。由于尘埃的凝结主要取决于气体的密度，新的尘埃云主要形成在大气冲击的密集尾迹中，在那里尘埃可以有效地生长。由此产生的新形成的尘埃的cluerous分布导致了复杂的三维形态的扩展大气和风加速区，同时流入和流出区域接近恒星。高度非球形的等温线和恒星附近的短寿命冷气袋是突出的特征。有效的尘埃形成比温度的球形平均值更接近恒星，在密集的区域，晶粒生长速度高于平均水平。
2023-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of the primitive star SDSS J102915+172927: effect of the dust mass and the grain-size distribution
了解极贫金属恒星SDSS-J102915+172927的形成对于提高我们对宇宙中第一代和第二代恒星之间过渡的认识至关重要。在本文中，我们进行三维宇宙学流体动力学模拟的尘埃富集晕在早期阶段的崩溃过程，包括详细的治疗的尘埃物理。我们采用天体化学软件包\krome加上流体动力学代码\textsc{enzo}假设的颗粒大小分布产生的核心坍缩超新星爆炸的20和35 M $_\odot$原始恒星，适合复制的化学图案的SDSS-J102915+172927星。我们发现第三星族超新星爆发产生的尘埃质量产额是驱动热演化和晕动力学性质的最重要因素。因此，对于在这种情况下相关的特定分布，由于类似的冷却功能，组合物，尘埃光学性质和尺寸范围对结果只有很小的影响。我们还表明，临界尘埃质量，使半解析模型提供的碎片应进行修订，因为我们得到的值大一个数量级。这决定了从盘碎片化到一个更有意义的碎片化模式的转变，并表明可能不止一个超新星事件或有效的尘埃生长应该被调用来获得如此高的尘埃含量。
2016-09-07 astro-ph.GA
Gas and dust hydrodynamical simulations of massive lopsided transition discs - I. Gas distribution
基于在一些大质量过渡盘中观测到的不平衡结构，我们对大质量盘中的涡旋结构进行了二维数值模拟，包括盘的自引力效应和不平衡结构引起的中心恒星偏离系统重心的间接力.当只包括间接力时，我们证实了Mittal & Chiang（2015）的发现，即只要盘星质量比> 1%，涡旋就会变得更强，并且可以超过两个压力标度高度。这样宽的涡旋可以在圆盘中激发出强烈的密度波，从而迅速向内迁移。然而，当在模拟中也考虑圆盘自重力时，自重力对涡结构起着更突出的作用。我们证实，当盘Toomre Q参数小于pi/（2h），其中h是盘的纵横比，涡显着减弱，其向内迁移显着减慢。最重要的是，当盘的质量足够大（例如Q~3）时，我们发现不平衡气体结构以明显低于局部开普勒速度的速度绕恒星运行。这种次开普勒模式的速度可以导致尘埃粒子的浓度在半径超过不平衡的气体结构（如论文II所示）。总的来说，光盘自重调节大规模光盘和大规模光盘内的气体和尘埃分布的旋涡之间的径向位移的旋涡结构可能会被探测到未来的观测。
2016-01-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
General Implicit Runge-Kutta Integrators for Multifluid Gas-Dust Aerodynamic Drag
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本文提出通用隐式龙格-库塔积分器GIRK，通过解析求解阻力加速实现线性复杂度，兼容Strang分裂，在DUSTYBOX等基准上验证了精度与扩展性，适用于多尘埃颗粒尺寸的流体模拟。
2025-11-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dust grain size evolution in local galaxies: a comparison between observations and simulations
近年来，在宇宙流体动力学模拟中，考虑到尘埃在星际介质中演化的所有通道，对尘埃粒度分布的演化进行了非常详细的研究。我们提出了一个系统的分析观测到的光谱能量分布的一个大样本的星系在本地宇宙中，以获得不仅是总的尘埃质量，但也小和大的尘埃颗粒之间的相对质量分数（DS/DL）。模拟再现相当不错的意见，除了高恒星质量制度，尘埃质量往往被高估。我们发现大约45%的星系表现出与模拟预期一致的DS/DL，而有一个子样本的大质量星系表现出高DS/DL（log（DS/DL）~-0.5），偏离模拟预测。对于这些星系，也有高分子气体质量分数和金属丰度，凝聚不是一个重要的机制影响尘埃的演变。包括扩散，将大颗粒从致密区域转移到更容易破碎的扩散介质中，可以解释在这些星系中观察到的高DS/DL值。通过这项研究，我们加强了使用小到大的颗粒质量比来研究粉尘生命周期中不同机制的相对重要性。多相流体动力学模拟与详细的反馈处方和更现实的亚网格模型的致密相可以帮助再现的尘埃粒度分布的观测跟踪的演变。
2022-07-26 astro-ph.GA
On the missing dust of super-early galaxies: Supernova blowout and gas-dust venting in Blue Monsters
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（墨西哥国家天体物理学、光学和电子研究所）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕拉大学天体物理学系）
通过机械吹出机制解释蓝怪物中尘埃含量极低的现象，基于超新星爆炸驱动的尘埃清除过程。
2025-12-08 astro-ph.GA
The dust attenuation law in $z\sim 6$ quasars
通过对类星体宿主星系的宇宙学放大流体动力学模拟，结合多频辐射转移计算，研究了$z\sim 6$类星体中的衰减规律。我们考虑几个尘埃模型不同的粒度分布，尘埃质量和化学成分，并比较由此产生的合成光谱能量分布（SED）与明亮的，早期类星体的数据。我们发现，只有灰尘模型的粒度分布，其中小颗粒（$a < 0.1~μ$米，对应于总尘埃质量的$\approx 60\%$）被选择性地从尘埃介质中删除提供了一个很好的拟合的数据。如果小颗粒在类星体环境中被有效地破坏和/或早期的尘埃产生优先导致大颗粒，则可以发生去除。这些模型的衰减曲线接近平坦，与最近的数据一致;它们对应于有效的尘埃-金属比$f_d \simeq 0.38$，即接近银河系的值。
2021-06-29 astro-ph.GA
Chemical enrichment of the pre-solar cloud by supernova dust grains
在太阳系陨石中存在短寿命放射性同位素（SLR）被解释为太阳系在其形成前不久或形成期间暴露于超新星的证据。然而，SLR注入到原太阳云或盘的流体动力学模型的结果表明，气相混合可能不足以有效地再现所观察到的丰度。作为一种替代方案，我们探索通过尘埃颗粒的SLR注入作为克服混合障碍的一种方式。我们数值模拟的超新星遗迹包含SLR丰富的尘埃颗粒与附近的分子云的相互作用。尘埃颗粒受到拖曳力以及热和非热溅射。我们确认，不断扩大的气体壳层失速后，与致密的云和气相SLR注射发生缓慢，由于在云表面的流体动力学不稳定性的影响。相比之下，足够大的尘埃颗粒（> 1微米）与气体分离，并在0.1百万年内渗透到云中。一旦进入云内，尘埃颗粒就会被溅射破坏，释放出SLR并迅速丰富致密（潜在的恒星形成）区域。我们的研究结果表明，尘埃颗粒上的SLR传输是一个可行的机制来解释SLR富集。
2016-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrodynamical Simulations of the Barred Spiral Galaxy NGC 1097
NGC 1097是附近的一个棒旋星系，据信正在与位于其西北部的椭圆星系NGC 1097 A相互作用。它拥有一个塞弗特1核，周围环绕着一个星暴环。两条笔直的尘埃带连接到环上，几乎连续不断地延伸到酒吧。尘埃带的另一端连接到两个主旋臂上。为了对其结构和运动学特性提供物理理解，进行了二维流体动力学模拟。数值计算表明，气体的形态和运动学的许多功能可以重现提供的气体流量是由一个缓慢旋转的强酒吧相关的重力势。在计算中考虑了气体盘的自引力，我们发现星暴环是引力不稳定的，这与\citet{hsieh11}的观测结果是一致的。我们的模拟表明，气体流入率为0.17 M $_\sun$年$^{-1}$到该地区内的星暴环，即使在其形成后，导致核环和环核盘的共存。
2013-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Submillimetre galaxies in cosmological hydrodynamical simulations -- an opportunity for constraining feedback models
亚毫米星系（SMG）长期以来对理论家提出了挑战，并且在大体积宇宙流体动力学模拟中自洽地再现SMG种群的特性尚未实现。我们使用来自以前的模拟加上辐射转移计算的比例关系来预测模拟SMG的submm通量密度从宇宙学模拟从Illustris和IllustrisTNG项目的基础上模拟星系的恒星形成率（SFR）和尘埃质量和比较预测的数量计数与观测。我们发现基于IllustrisTNG的预测SMG数目计数显著小于观察到的（在$S_{850} \gtrsim 4$ mJy处大于1 dex）。来自原始Illustris项目的模拟产生了比IllustrisTNG更多的SMG：预测的计数与在$S_{850} \lesssim 5$ mJy和$S_{850} \gtrsim 9$ mJy处观察到的计数一致，并且仅比在中等通量密度处观察到的计数低$\sim 2$。在IllustrisTNG中具有$S_{850} > 3$ mJy的SMG的红移分布与观察到的分布一致，而Illustris红移分布在显著较低的红移处达到峰值（1.5 vs. 2.8）。我们表明，IllustrisTNG主机SMG比Illustris少，因为在前者，高质量（$M_{\star} \sim 10^{11} \, \text{M}_{\odot}$）$z \sim 2-3$星系有较低的尘埃质量和SFR比在Illustris由于恒星或/和…
2021-02-10 astro-ph.GA
The dust mass in z > 6 normal star forming galaxies
我们解释最近ALMA观测z > 6正常恒星形成星系的半数值方法，耦合输出的宇宙流体动力学模拟与化学演化模型，占尘埃富集超新星，渐近巨星分支星和颗粒生长的贡献在星际介质。我们发现，虽然恒星源在小星系的尘埃质量中占主导地位，但Mstar > 10^9 Msun的星系所经历的更高水平的金属富集允许有效的颗粒生长，这为尘埃质量提供了主要贡献。即使假设超新星尘埃产生的效率最高，观测到的z = 7.5的星系A1689-zD 1的尘埃质量也需要非常有效的颗粒生长。这反过来又意味着，在这个星系中，发生颗粒生长的冷而稠密的气体的平均密度与从类星体宿主星系的观测中推断出的类似红移相当。虽然这似乎是合理的，但星系尘埃连续辐射在6.5 < z < 7.5的上限表明，这些条件不一定适用于大部分高红移星系群。
2015-05-07 astro-ph.GA
On the nature of diffuse ionized gas in galaxies -- I The contribution of dust scattering to diffuse line emission
在这项工作中，我们调查的贡献，尘埃散射的弥漫H-α发射在附近的星系中观察到的。作为初始条件的HII区域，气体和尘埃的空间分布，我们采取三个银河系一样的星系从国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，实现不同的处方恒星形成，反馈和化学富集。辐射转移已经解决了后验，使用公开可用的蒙特卡罗代码日出，考虑灰尘的吸收和散射的H-α光子，专门来自HII地区。在我们的模型中，没有明确或隐含地包括来自扩散电离气体（DIG）组分中的重组的贡献。我们的主要结果是，由散射光产生的通量是直接来自HII区域的H-α通量的1- 2%。根据以前的研究，我们得出结论，DIG贡献不到50%的总H-α发射。
2016-02-26 astro-ph.GA
Dust diffusion in SPH simulations of an isolated galaxy
利用$N$ -体/光滑粒子流体动力学程序{ \sc Gadget-4}对一个孤立的银河系进行了数值模拟，计算了该星系的粒度分布演化.完整的GSD是采样的几何间隔网格与30箱，其演变计算自洽与流体动力学和化学演化的星系使用国家的最先进的恒星形成和反馈模型。在这个模型的先前版本中，GSD倾向于稍微偏向于较大的颗粒，消光曲线倾向于比观测结果更平坦。这项工作解决了这些问题，考虑通过湍流在亚网格尺度上的灰尘和金属的扩散，并引入多相亚网格模型，使一个更平滑的过渡，从扩散到致密的气体。我们发现，扩散可以显着提高生产的小颗粒，并提高与观测到的银河系尘埃消光曲线的一致性。
2022-05-17 astro-ph.GA
Dust evolution in a supernova interacting with the ISM
利用三维多流体流体动力学模拟区分超新星注入尘埃与星际原有尘埃，研究其在不同环境密度下的破坏，并约束大颗粒尘埃向星际介质的输送质量。
2023-12-08 astro-ph.GA
Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking Gun Evidence for a Bar in M31
M31的形成和演化历史与其动力学结构密切相关，但由于其高倾角，动力学结构至今仍不清楚。气体运动学可以为M31中存在旋转棒提供重要证据。利用[OIII]和HI的位置-速度图，我们能够在M31的中心区域（4.6 kpc × 2.3 kpc，或20 arcmin × 10 arcmin）识别出明显的速度突变（激波）特征，其典型振幅超过100 km/s。我们还模拟了M31势中的气体形态和运动学，发现棒诱导的激波可以产生类似于[OIII]中的速度跳跃。在[OIII]和HI中识别出的激波特征大体上是一致的，它们主要出现在棒/凸起的前缘，遵循棒驱动气体流入的标志性模式。在盘面远侧的激波特征比近侧的激波特征更清晰，这可能是由于近侧的数据覆盖范围有限，以及扭曲的气体和尘埃层的遮蔽。进一步的流体动力学模拟与更复杂的物理需要充分了解所观察到的气体特征，并更好地约束M31中的酒吧的参数。
2022-07-30 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
Dust in and around galaxies: dust in cluster environments and its impact on gas cooling
模拟星系及其周围气体的尘埃含量是具有挑战性的，因为影响尘埃演化的物理过程范围很广。在这里，我们提出了一个星系团，$M_\text{200,crit}=6 \times 10^{14}\,{\rm M_\odot}$，包括一个新的尘埃模型的移动网格代码{ \sc Arepo}的宇宙流体动力学模拟。这个模型包括尘埃的产生、增长、超新星冲击驱动的破坏、离子碰撞驱动的热溅射以及通过碰撞沉积的电子能量的远红外再辐射进行的高温尘埃冷却。采用一个相当低的热溅射率，我们发现，与观测结果一致，一个现今的总体尘埃气体比$\sim 2\times 10^{-5}$，总尘埃质量的$\sim 2\times 10^9\,{\rm M_\odot}$，和尘埃质量分数的$\sim 3\times 10^{-6}$。$\sim 100\,{\rm kpc}$内部典型的热溅射时间尺度在$\sim 10\,{\rm Myr}$附近，并且在以星团为中心的距离为$1\,{\rm Mpc}$时，向星团外部增加到$\sim 10^3\,{\rm Myr}$。气相金属凝结成尘埃颗粒减少了高温金属线冷却，但也导致额外的尘埃红外冷却。额外的红外冷却改变了星团外部的整体冷却速率，超过了$\sim 1\,{\rm Mpc}$。这将导致显着的变化的熵，温度和密度分布的集群气体一旦尘埃的形成。由于尘埃冷却而发射的尘埃红外发射与观测限制是一…
2019-07-06 astro-ph.GA
Mechanical Torque Disruption of Dust Grains Induced by Supernova Shock Waves
本文通过三维流体动力学模拟后处理，研究超新星激波在星风泡内对既有及新凝结尘埃颗粒的机械力矩破坏效应，发现其时标长于动力学溅射、与颗粒碎裂相当，主要由高颗粒漂移速度驱动。
2025-03-10 astro-ph.GA
Modelling the evolution of PAH abundance in galaxies
我们研究了星系中多环芳烃（PAH）丰度的演化，这是了解中红外亮发射特征演化的关键一步。我们计算的方式一致的物理条件下的星际介质通过后处理我们以前的流体动力学模拟一个孤立的盘星系的尘埃粒度分布的演变。我们还区分芳香族和非芳香族颗粒的碳质尘埃物种，并明确考虑芳构化过程。因此，我们的模型很好地解释了附近星系中PAH丰度的金属丰度依赖性。多环芳烃丰度的增加是由破碎和吸积（尘埃生长）之间的相互作用驱动的。快速的芳构化保证了小的碳质颗粒很好地追踪PAHs。由于破碎和吸积是敏感的尘埃丰度，我们预测，PAH尘埃丰度比增加的金属丰度增加。这与附近星系的观测数据一致。
2019-09-06 astro-ph.GA
PyMGal: A Python Package for Generating Optical Mock Observations from Hydrodynamical Simulations
PyMGal是一个Python软件包，通过读取流体动力学模拟中的恒星粒子属性生成SEDs并投影为2D图像，支持多种模型、滤光片及尘埃消光等功能，实现模拟与观测的快速一致比较。
2025-06-30 astro-ph.GA
The SELGIFS data challenge: generating synthetic observations of CALIFA galaxies from hydrodynamical simulations
在这项工作中，我们提出了一套合成的观测，模仿积分场光谱（IFS）调查CALIFA的属性，产生的辐射转移技术应用于流体动力学模拟的星系在宇宙学的背景下。模拟的空间分辨光谱包括恒星和星云的发射，运动加宽的线，和尘埃消光和散射。辐射转移模拟的结果已被后处理，以再现CALIFA V500和V1200观测装置的主要属性。数据已被进一步格式化，以模仿CALIFA调查的视野大小，光谱范围和采样方面。我们已经包括了影响CALIFA观测的空间和光谱点扩散函数的效果，并在对20个星系的样本进行表征后添加了探测器噪声。模拟的数据立方体适合于用与真实IFS数据相同的算法进行分析。为了提供一个基准比较IFS观测技术所获得的结果，我们的合成数据立方体，并测试分析工具的校准和准确性，我们已经计算了模拟的空间分辨特性。因此，我们提供了直接从流体动力学快照或无噪光谱导出的地图，其方式与观测分析算法恢复的值一致。合成观测和产品数据库都是公开的，可以在合作网站http://astro.ft.uam.es/selgifs/data_challenge/上找到。
2018-06-08 astro-ph.GA
The Galactic Dust-Up: Modeling Dust Evolution in FIRE
最近已经取得了长足的进步，发展尘埃演化模型的星系形成模拟，但这些方法在他们的假设和复杂程度不同。在这里，我们介绍和比较两个独立的尘埃演化模型（标记为“元素”和“物种”），最近的方法的基础上，纳入GIZMO代码，再加上消防2恒星反馈和ISM物理。这两种模型都解释了湍流尘埃扩散、恒星产生的尘埃、通过气尘吸积产生的尘埃、时间分辨的超新星造成的尘埃破坏、热气中的热溅射和星暴。“元素”模型跟踪广义灰尘物种的演变，并利用一个简单的，“可调”的灰尘增长例程，而“物种”模型跟踪特定的灰尘物种与设置的化学成分的演变，并结合了物理动机，两个阶段的灰尘增长例程。我们测试和比较这些模型在一个理想化的银河系质量的星系，发现，虽然都产生合理的星系集成的尘埃金属（D/Z）的比率和预测气体尘埃吸积作为主要的尘埃生长机制，需要一个化学激发的模型来重现所观察到的比例关系之间的个别元素耗尽和D/Z与柱密度和局部气体密度。我们还发现，包括理论上的金属铁和含O的尘埃物种的情况下，需要特定的尘埃物种，以配合观察O和Fe的耗尽，和一个亚分辨率致密分子气体/CO计划的整合是必要的，既匹配观察到的C耗尽，并确保碳质尘埃不会在密集的环境中过度生产。
2022-06-07 astro-ph.GA
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
IllustrisTNG and S2COSMOS: possible conflicts in the evolution of neutral gas and dust
我们调查银河系尘埃质量在宇宙时间的演变，通过i）经验得出的尘埃质量使用堆叠的亚毫米通量在850微米的COSMOS领域，和ii）尘埃质量使用一个强大的后处理方法得出的结果从宇宙流体动力学模拟IllustrisTNG。我们有效地执行自校准的尘埃质量吸收系数，迫使模型和观测同意在低红移，然后比较的演变所示的观测与模型预测。我们创建尘埃质量函数（DMF）的基础上illustrisTNG模拟从0 < z < 0.5，并比较这些与以前观察到的DMF。我们发现缺乏演变的DMF来自模拟，在冲突中看到的经验得出的估计低红移DMF的快速演变。此外，我们观察到在0 < z < 5的红移范围内观测到的星系尘埃质量与恒星质量的平均比值有很强的演化，而来自IllustrisTNG的相应尘埃质量显示出相对较小的演化，即使在将样本分成卫星和中心之后。观测到的强演化和IllustrisTNG加后处理预测的弱演化之间的巨大差异可以通过尘埃颗粒性质的强宇宙演化或模型的局限性来解释。在后一种情况下，这种限制可能与先前的主张有关，即星系的中性气体含量在IllustrisTNG中的演化速度不够快。
2020-10-14 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
Effect of dust on Kelvin-Helmholtz instabilities
尘埃存在于各种各样的天体物理流体中，从超大质量黑洞周围的环面到分子云、原行星盘和彗星流出物。在许多这样的流体中，存在剪切流，导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的形成，并通过诸如混合和灰尘聚集的过程改变流体的性质和结构。我们研究了灰尘如何改变KHI在2D和3D中的生长速率，以及它如何重新分布和聚集灰尘。我们调查，如果可以发现在3D KHI和分子云的观测中看到的结构之间的相似性。我们这样做，除了气体的尘埃流体进行数值流体动力学尘埃+气体模拟。每种粉尘流体代表颗粒尺寸分布的一部分。我们研究如何灰尘气体的质量密度比在0.01和1之间改变的增长率在线性阶段的KHI。我们这样做的扰动波长范围很广，并比较这些值的分析气体只有增长率。由于高密度尘埃结构的形成在许多天体物理环境中都很有意义，我们用类似于分子云中的物理量来缩放我们的模拟。对于不同的晶粒尺寸，可以看到动力学的巨大差异。我们证明，高的灰尘气体比显着降低的增长率的KHI，特别是对于短波长。我们比较了2D和3D模拟中的动态，后者在非线性阶段表现出额外的全3D不稳定性，导致尘埃密度增加。我们比较了KHI在3D模拟中形成的结构与分子云中的结构，并观察了模拟的柱密度分布与对数正态分布的相似性，幂律尾有时在分子云的观测中看到。
2014-01-27 astro-ph.GA
Modelling ripples in Orion with coupled dust dynamics and radiative transfer
鉴于最近检测到的直接证据形成的开尔文-亥姆霍兹不稳定性在猎户座星云，我们扩大了以前的建模工作，数值模拟剪切流驱动的气体和尘埃动力学的位置，H $_{II}$区域和分子云相互作用。我们的目标是直接面对模拟结果与红外观测。研究方法：为了对Kelvin-Helmholtz不稳定性的发生和完全非线性发展进行数值模拟，我们采用建议的设置来解释观测结果，并将其调整为完整的3D流体动力学模拟，其中包括气体和尘埃的动力学。尘埃颗粒分布的尺寸在5-250 nm之间，利用MPI-AMRVAC代码的气体+尘埃模块，其中尘埃种类由几种无压尘埃流体表示。该模型的演变是遵循良好的非线性阶段。这些模拟的输出，然后被用作输入的SKIRT尘埃辐射转移代码，以获得红外图像在几个阶段的演变，这可以比较的意见。结果如下：我们证实，三维开尔文-亥姆霍兹不稳定性是能够在拟议的设置，并形成不稳定的是不抑制的尘埃。开尔文-亥姆霍兹巨浪形成于线性阶段的末端，对巨浪的综合观测显示出与红外观测惊人的相似之处。指出高浓度粉尘区优先聚集在湍流两侧。为了与观测到的Kelvin-Helmholtz波纹一致，背景辐射、波浪和观测者之间的假设几何关系被认为是至关重要的。
2015-02-13 astro-ph.GA
Modelling Dust Evolution in Galaxies with a Multiphase, Inhomogeneous ISM
我们开发了一个多相，非均匀ISM中的尘埃演化模型，包括尘埃的生长和破坏过程。颗粒演化的物理条件取自类银河系旋涡星系中巨分子云的流体动力学模拟。我们改进了ISM中的尘埃增长的处理方法，以研究温度依赖的粘附系数和离子-颗粒相互作用的作用。本文根据在本星系中测量的气相Si丰度[Si/H]_{gas}的详细观测数据，导出了平均[Si/H]_{gas}与本星系气体密度n（H）之间的关系，并以此作为模型的临界约束。该关系式要求粘附系数随气体温度而减小。由尘埃空间分布建立的综合关系式再现了冷云中观测关系式的-0.5斜率。这个斜率比暖介质的斜率更陡，这可以用尘埃的增长来解释。我们发现，它发生在所有采用的最小晶粒尺寸a_{min}的值从1到5 nm。对于经典的截止值a_{min} =5 nm，离子-颗粒相互作用导致了比观测值更长的生长时间尺度和更高的[Si/H]_{gas}。对于小于3 nm的a_{min}，离子-颗粒相互作用提高了生长速率，使[Si/H]_{gas}-n（H）关系的斜率变陡，与观测结果有较好的吻合。ISM中尘埃再形成的速率远远超过了简单演化模型所预期的恒星源产生尘埃的速率。在物质进出尘埃的循环达到稳定状态后，尘埃的增长平衡了在类似的3.5亿年时间尺度上运行的破坏。
2016-08-16 astro-ph.GA
Pyroclastic Blowout: Dust Survival in Isolated versus Clustered Supernovae
在当前关于SN凝聚尘埃颗粒的命运的争论之后，在这里，我们通过三维流体动力学模拟来探索年轻大质量星团（SSC）中的尘埃超新星遗迹（SNRs）与邻近大质量恒星的激波的相互作用。作为比较，我们还探讨了超新星遗迹在等密度弥散ISM中的演化。由于SNRs的流体动力学与其直接环境的性质密切相关，因此SSC内SNRs中尘粒的生命周期与弥漫ISM中的生命周期完全不同。此外，偏离中心的信噪比发展的陡峭的密度梯度建立由于星团风经历井喷阶段：由于突出的瑞利-泰勒不稳定性和排气的SN喷出物壳碎片。我们的主要发现是，成簇的SN爆炸将导致年轻的大质量星团周围尘埃量的净增加。我们的分析认为，从SN反向冲击的通道，包括其在SNR的中心反射，冲击恒星风在各自的残余物的体积内的注入和连续SN爆炸中产生的二次正向冲击的影响，造成的多重尘埃处理。在模拟中，我们在飞行中计算的热溅射和尘埃引起的辐射冷却提供了一个初始分布的晶粒尺寸和尘埃含量的速率。快速移动的细长尘埃SN喷出物类似于火山超级爆发后在分层大气中猛烈上升的蘑菇云，云携带的火山碎屑受风驱动，最终积聚到广阔的环境中。
2018-08-20 astro-ph.GA
Dust Formation in Milky Way-like Galaxies
我们介绍了一个尘埃模型的宇宙学模拟中实施的移动网格代码AREPO和提出了一套宇宙学流体动力学放大模拟研究星系晕内的尘埃形成。我们的模型解释了恒星产生的尘埃，气相金属在现有颗粒上的吸积，通过局部超新星活动破坏尘埃，以及来自恒星形成区域的风驱动的尘埃。我们发现，准确的恒星和活动星系核的反馈需要重现所观察到的尘埃金属丰度的关系，尘埃的增长在很大程度上占主导地位的尘埃破坏。我们的模拟预测的星际介质中的尘埃含量是一致的观测到的标度关系在$z = 0$，包括尘埃气体比和金属丰度，尘埃质量和气体质量，尘埃气体比和恒星质量，尘埃与恒星质量比和气体分数之间的标度。我们发现$z = 0$中大约三分之二的尘埃来自II型超新星，对于$z \gtrsim 5$，渐近巨星分支星的贡献低于20%。虽然我们的银河系大小的星系套件形成的尘埃与一些关键的观测数据非常一致，但它预测了环银河系介质中的高尘埃-金属比，这激发了对颗粒和尘埃冷却通道的热溅射的更现实的处理。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of grain size distribution in the circum-galactic medium
本文构建了包含颗粒尺寸分布演化的环星系介质尘埃演化模型，发现碎裂增强溅射效率，且快速流入有助于解释观测到的红化与短波消光上升。
2024-05-01 astro-ph.GA
Can Dust Injected by SNe Explain the NIR-MIR Excess in Young Massive Stellar Clusters?
我们提出了一个物理动机的模型，涉及不同的过程影响超新星尘埃颗粒，因为它们被纳入年轻的大质量星团内的热化介质。该模型被用来解释近中红外（NIR-MIR）过剩发现在这样的集群，通常作为一个黑体与温度$\sim (400-1000)$ K建模。在我们的方法中，尘埃颗粒有效地产生于核心坍缩超新星的凝块喷出物中，当它们被纳入热和致密的ISM中时，被碎片化成小碎片（$\lesssim 0.05$ $μ$ m），通过与电子的频繁碰撞和高能光子的吸收而被加热。小尺寸的颗粒可以更容易地获得所需的高温（$\sim 1000$ K），以产生相对于前景多环芳烃和星光的排放的近红外-中红外过量。然而，年轻的大质量星系团内部的极端条件使得这些小颗粒很难在近红外-中红外波长下持续存在，因为它们会被有效的热溅射破坏。尽管如此，考虑到小颗粒随着其尺寸减小而对其撞击离子变得越来越透明，持续表现的机会增加。对于单个SN事件，我们发现，如果将所有颗粒纳入热化介质所需的时间也更长，则NIR-MIR过量持续时间更长，并且在某些情况下，与超新星爆炸之间的特征间隔相当。我们的模型可以成功地解释在M33中观察到的星团中发现的近红外过度现象（Relaño et al. 2016），假设加热效率和质量负载较低。在这种情况下，近红外-中红外过量的存在表明SNe中的粉尘产生效率高，并随后被销毁
2017-05-24 astro-ph.GA
Dust evolution with MUPPI in cosmological volumes
我们研究了尘埃在宇宙体积中的演化，使用流体动力学模拟，其中尘埃的生产与MUPPI（多相粒子积分器）的恒星形成和反馈的亚分辨率模型相结合。对于后者，我们保留了以前校准的模型设置作为参考，以匹配放大模拟中的银河系类星系的一般属性。然而，我们认为，随着当地的尘埃与气体的比例增加的恒星形成效率将更好地再现所观察到的宇宙恒星形成密度的演变。此外，在低红移的淬火星系的缺乏需要一个更强的作用AGN反馈。我们调整的参数统治直接尘埃生产从演化的恒星和吸积在星际介质中得到的尺度关系，涉及尘埃，恒星质量和金属丰度与观测结果吻合良好。在低质量星系中，吸积过程是低效的。因此，它们在硅酸盐和小颗粒方面比质量更高的颗粒更差。我们合理地再现少数可用的数据在银河系区域外的尘埃的径向分布，支持的假设，尘埃和气体动力学耦合良好，在银河系尺度。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The COLIBRE project: cosmological hydrodynamical simulations of galaxy formation and evolution
Leiden University（莱顿大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Durham（杜伦大学）
COLIBRE项目通过高分辨率模拟研究星系形成与演化，包含辐射冷却、尘埃颗粒、恒星形成等新模型，验证了其在低红移星系观测中的高精度表现。
2026-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamics, Destruction, and Survival of Supernova-Formed Dust Grains
观测表明，超新星可以有效地产生尘埃。这与超新星和渐近巨星分支星是宇宙中尘埃的主要生产者的假设是一致的。然而，有一个长期存在的问题是，在年轻超新星遗迹内部检测到的尘埃中有多少可以逃逸到星际介质中。我们提出了新的流体动力学计算的尘埃颗粒，形成在致密的喷出物团块内的一个Cas A-样的残余物的演变。我们跟随颗粒的动力学，因为它们在它们的团块被反向冲击击中后与气体分离。它们随后在穿越残骸时受到热溅射和动力溅射的破坏。足够大的颗粒（硅酸盐颗粒为$\sim 0.25\,μ$ m，碳质颗粒为$\sim 0.1\,μ$ m）逃逸到星际介质中，而较小的颗粒则被捕获和破坏。然而，到达星际介质的粒子仍然具有很高的速度，并且随着它们的减速而受到进一步的破坏。我们发现，对于初始粒度分布，包括大（$\sim 0.25 - 0.5\,μ$ m）颗粒，10- 20\ %的硅酸盐颗粒可以生存，而30- 50\ %的碳质颗粒生存，即使当初始粒度分布截止在较小的（$0.25\,μ$ m）尺寸。对于一颗19 M的$_{\odot}$恒星来说，如果形成的尘埃颗粒很大，那么与Cas A的祖先相似，高达0.1 M的$_{\odot}$尘埃可以存活下来。因此，我们表明，在适当的条件下，超新星可以是星际尘埃的重要来源。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Co-evolution of Dust and Chemistry in Galaxy Simulations with a Resolved Interstellar Medium
本研究通过高分辨率流体动力学模拟，结合时间依赖化学网络和尘埃演化模型，揭示了低金属丰度矮星系中尘埃生长对CO发光的关键作用，并指出星系外流是星系际尘埃的重要来源。
2023-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
An exploration of dust grain growth within WCd systems using an advected scalar dust model
尘埃的产生是在具有相互作用的风的大质量双星系统中观察到的更奇怪的现象之一。高温、紫外线光子通量和猛烈的冲击应该会摧毁任何凝结的尘埃颗粒。然而，在一些极端的情况下，观测到的尘埃产生量约占恒星风总质量损失率的30%。为了更好地理解这一现象的参数空间探索进行了一系列的粉尘产生碳相沃尔夫-拉叶（WCd）系统的数值模型。这些模型包括一个被动标量尘埃模型模拟尘埃的增长，破坏和辐射冷却。我们发现，合理的灰尘产量产生这些模拟。尘埃产量的显着变化是由改变恒星的质量损失率引起的，更大的质量损失率有助于增加尘埃产量。同样，恒星之间的近轨道也导致了更高的尘埃产量。最后，高速风切变，诱导开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性和风混合，大大增加了粉尘产量。
2022-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Modeling dust dynamics in OpenGadget3 -- I. SPH implementation of the One-Fluid model
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Hochschule für angewandte Wissenschaften München（慕尼黑应用科学大学）
本研究在OpenGadget3中实现了改进的One-Fluid模型，通过引入时间依赖性人工粘度、传导率和类压力项的尘埃扩散处理，有效提升了气尘混合物模拟的稳定性和准确性。
2025-11-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Protostellar collapse: the conditions to form dust rich protoplanetary disks
尘埃在恒星、盘和行星形成过程中起着关键作用。然而，它在原恒星坍缩过程中的动力学仍然是一个研究不足的领域。最近的研究似乎表明，在这些早期阶段，尘埃可能会有效地与气体分离。我们的目标是了解在原恒星坍缩的早期阶段，尘埃颗粒集中在多少和哪些区域，并了解它如何取决于初始云和固体颗粒的性质。我们使用多个物种的尘埃动力学求解器的网格为基础的代码RAMSES进行各种模拟的尘埃崩溃。我们进行流体动力学和MHD模拟，我们改变最大晶粒尺寸，热重能量比和云的磁性。我们模拟了10个中性尘埃粒子的同时演化，粒子大小从几纳米到几百微米不等。我们获得了显着的去耦之间的气体和灰尘的颗粒的典型尺寸为几个10微米。这种退耦强烈地依赖于热-重力能量比、晶粒尺寸或是否包含磁场。与半解析模型校准我们的结果，我们表明，尘埃比主要是指数变化的初始斯托克斯数的速率，取决于当地的云属性。我们发现，较大的晶粒往往解决和漂移有效地在第一个核心和新形成的磁盘。这可能会产生数倍于初始值的粉尘与气体比率。粉尘在高密度区集中，在低密度区减少。颗粒与气体分离的大小取决于云的初始性质。由于尘埃不一定可以作为气体的代理在崩溃期间，我们强调的必要性，包括其动力学的治疗崩溃模拟。
2020-07-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar chimney flues: are jets and outflows lifting submillimetre dust grains from discs into envelopes?
本文利用CALYPSO样本数据发现0/I类原恒星内包层低尘埃不透明度谱指数与喷流外流质量损失率呈反相关，提出喷流外流将毫米级尘埃从盘面抬升至包层的输运机制，并讨论其对行星形成的影响。
2023-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
External photoevaporation of protoplanetary discs in sparse stellar groups: the impact of dust growth
我们估计的质量损失率的光蒸发风发射的外边缘的原行星盘撞击的环境辐射场。我们专注于轻度/中度环境（星群/星群中的恒星数量为N ~ 50），并探索盘大小在20至250 AU之间。我们评估的稳态结构的光蒸发风耦合温度估计与PDR代码与一维径向流体动力学方程。我们还考虑了尘埃拖曳和晶粒生长对最终质量损失率的影响。我们发现，这些风是更显着的比已经认识到迄今为止，当晶粒生长包括在建模：特别是，质量损失率> 1 e-8 Msun/yr的预测，即使在适度的背景场强度（~ 30 G_0）的情况下，盘延伸到R > 150 AU。晶粒生长通过减小FUV波长下的平均截面显著影响最终质量损失率，从而允许更剧烈的流动。可观测量（特别是表面密度、温度和速度模式）的径向分布表明，这些风具有现在可能用ALMA观测到的特征。特别是，这种盘应该具有扩展的气体排放，即在外部区域中的灰尘耗尽，其特征在于非开普勒旋转曲线，并且具有径向增加的温度梯度。
2016-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
"Ash-fall" induced by molecular outflow in protostar evolution
尘埃生长及其相关动力学在年轻恒星（YSO）行星形成的第一阶段起着关键作用。观测已经在非常年轻的原行星盘中发现了尘埃增长的迹象。此外，还报告了行星形成的迹象，在距离中央原恒星几十个天文单位（AU）的圆盘上有缺口。然而，从理论的角度来看，行星是如何在盘的外部区域形成的还不清楚，尽管由于尘埃的快速向内漂移（称为径向漂移障碍）而存在困难。本文在三维磁流体动力学模拟尘埃盘演化过程的基础上，提出了一种由磁场驱动的强分子外流引起的“落灰”现象，该机制可能绕过径向漂移势垒.我们发现，在磁盘的内部区域中的大小为$\sim \cm$的大尘埃被从磁盘的流出夹带。然后，由于离心力，与气体分离的大灰尘从流出物中喷出，使封套中的生长灰尘富集，并最终落在圆盘的外边缘上。整个过程类似于火山爆发的火山灰降落行为。在落灰现象中，尘埃的斯托克斯数通过重新吸积到密度较低的盘外缘而增加。这可能使尘埃粒子克服径向漂移势垒。因此，落灰现象可以提供一个至关重要的帮助，使星子的形成在盘的外部区域，从而形成宽轨道行星和形成的差距。
2021-10-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
