(Sub)millimeter Dust Polarization of Protoplanetary Disks from Scattering by Large Millimeter-Sized Irregular Grains
尘埃颗粒的大小，$a$，是拱星盘的物理和化学过程的关键，但颗粒大小的观测限制仍然具有挑战性。（亚）毫米连续谱观测经常显示平行于圆盘短轴的λ-水平偏振，这通常归因于$\sim 100μ$ m-尺寸球形颗粒的散射（具有尺寸参数$x \equiv 2πa / λ< 1$，其中$λ$是波长）。较大的球形晶粒（其中$x$大于1）将产生相反的偏振方向。然而，推断的尺寸与不透明度指数$β$存在张力，该指数指向更大的mm/cm尺寸的颗粒。我们调查的散射产生的偏振与$x$的范围大于从实验室实验中获得的光学性质的统一的大的不规则颗粒。利用辐射传输程序RADMC-3D，我们发现大的不规则颗粒仍然产生平行于磁盘短轴的偏振。如果采用光学中的原始镁橄榄石折射率，则所有样品都可以产生通常观察到的偏振水平。考虑到使用DSHARP尘埃模型更普遍采用的折射率，只有具有几个$x$的颗粒（对应于$\sim$ mm尺寸的颗粒）可以达到相同的偏振水平。我们的研究结果表明，磁盘中的晶粒可以有毫米级的大小，这可能会减轻从散射和其他手段推断的晶粒尺寸之间的紧张关系。此外，如果大的不规则颗粒没有沉降到中平面，它们的强前向散射可以在倾斜盘的近侧和远侧之间产生不对称性，这可以用来推断它们的存在。
2023-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Silicate Evolution in Brown Dwarf Disks
我们提出了一个组成分析的10微米的硅酸盐光谱的棕矮星盘在金牛座和上天蝎座（UppSco）恒星形成的地区，使用档案斯皮策/IRS观测。观察到硅酸盐特征的多样性，范围从峰值在9.8微米的窄轮廓到几乎平坦的低对比度特征。对于大多数对象，我们发现几乎相等的分数为大颗粒和晶体的质量分数，这两个过程是活跃在这些磁盘。金牛座褐矮星的平均晶体质量分数为20%，比金牛座中更高质量恒星的平均值高出约2倍。发现大晶粒的质量分数随着X射线发射强度的增加而增加，而对于结晶质量分数则观察到相反的趋势。一小部分5%的金牛座褐矮星仍然被原始的类ISM尘埃所控制，其无定形亚微米颗粒质量分数约为87%。对于15%的物体，我们发现大颗粒质量分数可以忽略不计，但> 60%的小无定形硅酸盐分数。这些情况可能是在磁盘中发生大量晶粒生长和灰尘沉降，导致磁盘表面中高比例的非晶亚微米晶粒。在UppSco棕矮星中，只有usd161939的S/N高到足以正确模拟其硅酸盐光谱。我们发现，74%的小非晶颗粒和26%的晶体质量分数为这个对象。
2009-06-12 astro-ph.SR
Hubble and Spitzer Space Telescope Observations of the Debris Disk around the Nearby K Dwarf HD 92945
[摘要]我们目前的第一个解决图像的碎片磁盘周围的附近K矮HD 92945。我们的F606 W（V）和F814 W（I）HST/ACS日冕图像显示了一个倾斜的轴对称盘，由距离恒星2”.0-3”.0（43-65 AU）的内环和一个扩展的外盘组成，外盘的表面亮度随着距离恒星3”.0-5”.1（65-110 AU）半径的增加而缓慢下降。超过110天文单位的表面亮度急剧下降，表明外盘在该距离处被截断。径向表面密度分布在盘的内环和外缘都达到峰值。在外盘的尘埃散射中性，但各向同性，它有一个低的V-波段散射0.1。我们还提出了新的斯皮策MIPS测光和IRS光谱的HD 92945。这些数据表明，30微米的圆盘短轴没有红外线过量，并将70微米源的宽度限制在< 180 AU。假设尘埃由致密的天文硅酸盐颗粒组成，其表面密度分布由我们的圆盘散射光模型描述，我们成功地模拟了24-350微米的发射，最小颗粒尺寸为a_min = 4.5微米，整个圆盘的尺寸分布与a^-3.7成比例，但在内环中具有900微米的最大晶粒尺寸，在外盘中具有50微米的最大晶粒尺寸。我们的观测表明，总尘埃质量约为0.001 M地球。然而，它们提供了关于尘埃物理特性的矛盾证据：其中性V-I颜色和缺乏24微米的发射意味着颗粒大于几微米，但其各向同性散射和低散射表明大量亚微米尺寸的颗粒。该盘形态的动力学原因尚不清楚，但最近的尘埃产生和迁移行星存在…
2011-05-04 astro-ph.SR
Vertical settling and radial segregation of large dust grains in the circumstellar disk of the Butterfly Star
背景：星周盘被认为是行星形成的环境。尘埃颗粒在这些圆盘中的生长是核心吸积气体捕获行星形成场景的第一步。可以在空间分辨图像和这些物体的光谱能量分布中追踪盘演化的指标和证据。目的：我们开发了一个模型的尘埃阶段的边缘上定向拱星盘的蝴蝶星，它允许一个适合观察到的多波长图像和SED同时。研究方法：我们的模型是基于空间分辨的高角分辨率的意见，在1.3毫米，894微米，2.07微米，1.87微米，1.60微米，1.13微米和广泛覆盖的SED范围从12微米到2.7毫米，包括详细的光谱与斯皮策太空望远镜获得的范围从12微米到38微米。基于网格搜索方法的参数研究，包括对每个参数的详细分析，以约束圆盘参数并找到独立观测的最佳拟合模型。使用我们的连续辐射转移代码，同时对单个观测进行建模。结果：我们得到了一个模型，能够在同一时间再现所有的磁盘的意见。我们发现定量的证据，晶粒生长到~100微米大小的颗粒，垂直沉降的较大的尘埃颗粒向磁盘中平面，和径向偏析的后者向中央恒星。在我们的最佳拟合模型中，大颗粒的分布在100 AU处的尺度高度为3.7 AU，径向范围为175 AU，而在100 AU处的流体静力学尺度高度为6.9 AU，外盘半径为300 AU。我们的研究结果与目前的拱星盘演化和行星形成早期阶段的理论模型是一致的。
2013-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of large meteoritic SiC stardust grains in metal-rich AGB stars
起源于古代恒星和超新星的星尘颗粒是从陨石中回收的，并携带着其天文起源地的详细成分。我们提出的证据表明，大多数大（$μ$ m大小）陨石碳化硅（SiC）颗粒形成的富C渐近巨星分支（AGB）比太阳更富含金属的恒星。在AGB星中发生的慢中子捕获（s过程）的框架下，在大SiC颗粒中测量到的低于太阳的88 Sr/86 Sr同位素比值只能伴随着Ce/Y元素比值，Ce/Y元素比值也低于太阳，并且主要在富含金属的钡星中观察到-AGB星的双星伴星。这种起源表明，这些大颗粒代表了高金属丰度AGB恒星的材料，需要解释在大块陨石中观察到的s过程核合成变化（Ek等人，2020）。在流出的金属丰富，富C AGB星SiC颗粒预计是小（$\simeq$ 0.2 $μ$米大小）;大（$\simeq$ $μ$米大小）SiC颗粒可以生长，如果尘埃种子的数量是两到三个数量级低于标准值的$10^{-13}$倍的H原子数。因此，我们预测，随着金属含量的增加，尘埃种子的数量可能会减少，从而导致更大的SiC颗粒的生产。
2020-06-19 astro-ph.SR
Centimeter-sized Grains in the Compact Dust Ring around Very Low Mass Star CIDA 1
本研究利用JVLA观测极低质量恒星CIDA 1周围的尘埃环，确认厘米波辐射来自尘埃，估算出环内最大尘埃颗粒约2.5厘米，表明环内存在颗粒生长，可能促进砾石吸积模式的行星形成。
2023-08-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust in AGB wind-ISM interaction regions
我们的目标是限制尘埃质量和颗粒大小之间的相互作用区域的恒星风和ISM周围的渐近巨星分支星。通过描述这些区域的尘埃，我们的目标是阐明低质量演化恒星在星系尘埃起源中的作用。我们使用在70微米和160微米的远红外图像，以获得周围的富碳和富氧的渐近巨星分支（AGB）恒星的样本风ISM相互作用区域的尘埃温度和尘埃质量。尘埃的温度和质量用两种方法确定。首先，直接从数据中使用测量的通量的比率，并假设具有0.1微米的恒定粒度的灰尘的不透明度。然后，我们执行三维尘埃辐射转移模型的空间约束的意见，一致地计算温度和质量。对于辐射转移模型，每个模型包含一个恒定的晶粒尺寸，其在0.01微米至5.0微米之间变化。我们发现，观测到的尘埃质量的风ISM相互作用区域是一致的质量积累的恒星风。对于富碳源，在辐射转移模型中添加空间约束会导致优先获得更大的晶粒尺寸（约为1000 nm）。2微米）。对于富氧源的空间限制导致太高的温度在模型中，使得它不可能适合所观察到的远红外比，无论使用的晶粒尺寸，表明一个更复杂的相互作用的晶粒特性和恒星辐射场。这些结果对这些颗粒在过渡到ISM中存活的可能性以及后来作为ISM中颗粒生长种子的尘埃颗粒的性质具有影响。然而，富氧源的结果表明，尘埃性质的推导并不直接，需要更复杂的建模
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A concentration of centimeter-sized grains in the Oph IRS 48 dust trap
用ALMA在过渡盘中观察到的方位不对称尘埃分布被解释为尘埃陷阱。我们目前VLA Ka波段（34 GHz或0.9 cm）和ALMA周期2波段9（680 GHz或0.45 mm）的观测在0.2”分辨率的Oph IRS 48磁盘，这表明，较大的颗粒可能比较小的尘埃颗粒更方位集中，假设一个轴对称的温度场或光学薄680 GHz的发射。将强度模型拟合到两个数据表明毫米发射的方位角范围是厘米发射的2.3 $\pm0.9$倍宽，在上述假设下与粒子捕获机制略微一致。34 GHz的连续谱图像还揭示了恒星电离气体发射的证据。的形态和光谱指数的变化是一致的陷阱的中心的大颗粒的增加，但不确定性仍然是由于在680 GHz的连续光学深度。在行星形成模型中提出了粒子捕获，以允许尘埃粒子在原行星盘的外部区域生长超过毫米大小。Oph IRS 48磁盘中的新观测结果为厘米级颗粒的尘埃捕获机制提供了支持，尽管需要更多的数据才能最终确认。
2015-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Structure of Pre-transitional Protoplanetary Disks I: Radiative Transfer Modeling of the Disk+Cavity in the PDS 70 system
通过详细的辐射转移模型，我们提出了一个磁盘+腔模型，同时解释SED和斯巴鲁H波段偏振光成像的前过渡原行星盘PDS 70。特别是，我们不仅能够匹配散射光的表面亮度的径向依赖性，而且还能够匹配绝对尺度。我们的磁盘模型有一个腔65 AU的半径，这是严重耗尽的亚微米大小的尘埃颗粒，和一个小的残留内盘产生一个弱的，但仍然光学厚的近红外过量的SED。为了解释斯巴鲁图像中空腔边缘的对比度，空腔内亚微米尺寸的灰尘需要消耗约1000的因子。由于缺乏长波长观测和尘埃模型的不确定性，尘埃盘的总质量可能在1 e-4 M_sun的数量级上，只有弱约束。亚微米级尘埃在腔边缘的尺度高度约为6 AU，在H波段，腔壁在垂直方向上是光学厚的。PDS 70不是Dong等人（2012年）确定的（前）过渡盘类的成员，其成员仅显示毫米级尘埃中的空腔证据，而不是分辨率图像中的亚微米级尘埃。这两类（前）过渡盘可能是通过不同的机制形成的，也可能只是在盘清除过程中处于不同的演化阶段。
2012-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inhibited Coagulation of Micron-size Dust Due to the Electrostatic Barrier
原行星盘中固体物质的碰撞演化是星子、彗星和行星形成的关键步骤。虽然稠密的原行星环境有利于尘埃的快速凝聚，但有几个因素限制了从星际微米大小的颗粒到卵石大小的聚集体的直接途径。除了颗粒的弹跳、碎裂和快速漂移到中心恒星之外，一个值得注意的限制因素是带相同电荷的颗粒的静电排斥。在这项研究中，我们的目标是在理论建模的粉尘凝聚耦合粉尘充电和磁盘电离计算。我们表明，静电势垒是一个很强的抑制因素，在磁盘的死区（湍流被抑制）的微米级粉尘的凝聚。虽然持续的湍流有助于克服静电屏障，但即使在这种情况下，粉尘聚集体的低分形维数也可能阻止其进一步凝聚。库仑排斥力可能会将很大一部分小尘埃保留在磁盘大气和外部区域中。
2020-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk II. Keck Nuller mid-infrared observations
我们报告的高对比度中红外观测北落师门与凯克干涉仪零（KIN）显示一个小的解决超出预期的水平从恒星光球。测得的零过量在8至11微米之间具有0.35% +/-0.10%的平均值，并且从8微米增加至13微米。由于仪器的视场很小，这个边际过剩的来源必须包含在北落师门的2AU范围内。这一结果让人想起之前的VLTI K波段观测，这意味着存在约0.88%的过量，并认为位于北落师门6 AU范围内的热尘埃颗粒的热辐射是最合理的解释。使用参数化的二维辐射转移代码和贝叶斯分析，我们研究不同的尘埃盘结构，同时再现近红外和中红外数据。虽然没有一个明确的解释北落师门的热过剩，我们的模型表明，最有可能的内部几个AU磁盘的几何结构由两个组件的结构，两个不同的和空间上不同的颗粒种群。2至11微米的数据与非常小（~ 10至300 nm）的富含碳颗粒的内部热环一致，这些颗粒集中在0.1 AU左右。第二个尘埃群由更大的颗粒（几微米到几十微米的大小）组成，位于更冷的区域，在那里常规的天文硅酸盐可以生存，内部边缘约为1AU。从动力学的角度来看，亚微米尺寸颗粒的内部浓度的存在是令人惊讶的，因为这些颗粒应该在短短几年内被辐射压力从内部行星系统中驱逐出去。这可能是因为某些过度的补充率（例如，许多掠食彗星来自外部水库），或者是因为存在某种阻止颗粒向外移动的制动机制。
2012-11-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
SOFIA mid-infrared observations of Supernova 1987A in 2016 --- forward shocks and possible dust re-formation in the post-shocked region?
超新星（SN）1987 A的赤道环暴露于SN爆炸波的前向冲击波中，有人认为这些前向冲击波一直在破坏环中的尘埃。我们在2016年获得了SN\，1987 A的SOFIA FORCAST 11.1、19.7和31.5微米测光。与10年前的斯皮策测量相比，31.5微米的通量显著增加。31.5微米处的过量似乎与5年前检测到的Herschel 70微米过量有关。要解释这31.5- 70微米的过量，尘埃质量需要3- 7 × 10 ^-4兆太阳能，比10年前数据估计的环尘埃质量（1 × 10 ^-5兆太阳能）大10倍以上。我们认为，尘埃颗粒重新形成或增长后，冲击波在环中的区域后，向前冲击破坏了预先存在的尘埃颗粒在环中，并释放到气体中的难熔元素。在冲击波后的区域，原子可以粘附在幸存的尘埃颗粒上，尘埃质量可能增加（颗粒生长），或者尘埃颗粒可能直接从气体中凝结。另一种可能性是，膨胀的喷出物尘埃的外部可能被来自星周环的X射线辐射加热。这种过剩的未来发展可以揭示颗粒是否在环的冲击后区域重新形成，或者喷射的尘埃是否被X射线加热。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The edge-on disk Tau042021: icy grains at high altitudes and a wind containing astronomical PAHs
本研究通过辐射传输模型重现JWST对侧视盘Tau042021的光谱，发现高海拔处存在冰冷颗粒，并探测到含天文PAH谱带载体的X形风，揭示了盘中尘埃与冰的分布特性。
2025-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Millimeter-sized Dust Grains Appear Surviving the Water-sublimating Temperature in the Inner 10 au of the FU Ori Disk
先前的观测表明，典型吸积爆发年轻天体FU Ori的$\lesssim$ 10 au，$\gtrsim$ 400 K热内盘主要是粘性加热。为了限制该区域尘埃的性质，我们用卡尔G。Jansky超大型阵列（JVLA）将于2020年6月至7月，9月和11月举行。我们还进行了补充光学光度监测观测。我们发现FU Ori的热内盘中平面的尘埃热辐射已接近稳定，在这个区域的最大尘埃粒径为$\gtrsim$ 1.6 mm。如果150 - 170 K水雪线内侧的FU Ori热内盘是湍流的（例如，对应于Sunyaev和Shakura粘性$α_{t}\gtrsim$ 0.1），或者如果实际的最大颗粒尺寸仍然大于我们目前限制的下限，那么正如最近的分析计算和实验室测量所表明的那样，在原行星盘中，无水冰的尘埃颗粒可能比有水冰涂层的尘埃颗粒更粘。此外，我们发现这些双星的自由-自由发射和约翰逊B和V波段的星等在2016 - 2020年都在变亮。光变和射电变可能与原恒星或盘吸积活动的动态演化有关。我们的研究结果强调，热内磁盘的爆发对象是重要的实验室，用于测试模型的尘埃颗粒的增长。鉴于这类系统的活跃性质，为了准确诊断尘埃颗粒的最大尺寸，必须进行协调一致的多波长射电观测。
2021-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A compact concentration of large grains in the HD142527 protoplanetary dust trap
微行星和巨行星的形成途径可能发生在被困在压力最大值中的尘埃颗粒的集中。在最近的亚毫米波长的无线电图像中已经看到了戏剧性的新月形尘埃浓度。这些磁盘的不对称性可能代表的初始阶段的行星形成的尘埃陷阱的情况下，提供的颗粒大小空间分离。一个可测试的预测方位尘埃捕获的是，越来越大的颗粒应该更严格地限制，而且被困的颗粒应该遵循的分布是显着不同的气体。然而，气体示踪剂，如CO和红外线发射的小颗粒都是非常光学厚的亚毫米连续起源，因此观测一直无法测试捕获的预测或确定紧凑的浓度所需的大颗粒行星形成的核心吸积。在这里，我们报告的多频观测HD 142527，从34 GHz到700 GHz，揭示了一个紧凑的浓度厘米大小的颗粒，与几个地球的质量，嵌入在一个大规模的新月形的毫米大小的颗粒。波长短于~ 1 mm的发射峰在光学上是厚的，并且跟踪由内部区域投射的阴影产生的温度结构。鉴于这种温度结构，我们推断最大的尘埃颗粒集中在34 GHz的团块中。我们的结论是，粉尘捕集是有效的约厘米大小的颗粒，并导致浓度提高，而较小的颗粒在很大程度上反映了气体的分布。
2015-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ALMA survey to Resolve exoKuiper belt Substructures (ARKS) XI: Gas-dust interactions and radial offsets between micron and millimetre-sized grains
The University of Tokyo（东京大学）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳加大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics Space Exploration (CIRAS), Universidad de Santiago（圣地亚哥大学天体物理与空间探索跨学科研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Institute of Physics Belgrade, University of Belgrade（贝尔格莱德大学物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学天体物理研究所及大学天文台）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、IPAG）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本研究通过数值模拟和表面亮度剖面分析，探讨气体-尘埃相互作用如何导致碎片盘中微米级与毫米级尘埃颗粒的径向分布偏移，发现气体质量和光学深度是关键因素。
2026-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The missing cavities in the SEEDS polarized scattered light images of transitional protoplanetary disks: a generic disk model
过渡拱盘周围的年轻恒星物体有一个独特的红外赤字约10微米的光谱能量分布（SED），最近测量的斯皮策红外光谱仪（IRS），这表明在内部地区的尘埃耗尽。这些磁盘已被证实有巨大的中心空腔的亚毫米（亚毫米）连续辐射成像使用亚毫米阵列（SMA）。然而，由斯巴鲁望远镜上的HiCIAO获得的系统IRS/SMA交叉样本中大多数物体的偏振近红外散射光图像没有显示出空腔的证据，与SMA和斯皮策观测形成鲜明对比。辐射转移建模表明，这些散射光图像中的许多与微米级晶粒的平滑空间分布一致，在腔体边缘处的微米级晶粒的表面密度中几乎没有不连续性。在这里，我们提出了一个通用的磁盘模型，可以同时考虑IRS，SMA和斯巴鲁观测的一般功能。特别地，计算了该模型的散射光图像，其与斯巴鲁数据中看到的一般趋势一致。该模型提出了腔体内微米级粉尘和毫米级粉尘的空间分布之间的解耦，如果证实了这一点，则需要一种机制，如粉尘过滤，用于区分腔体清除过程中的小粉尘和大粉尘。我们的模型还表明，一个向内增加的气尘比在内部磁盘，和不同的空间分布的小灰尘的内部和外部的空腔，呼应的预测在晶粒凝聚和生长模型。
2012-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Grain Growth in the Dust Ring with Crescent around Very Low Mass Star ZZ Tau IRS with JVLA
原行星盘中尘埃环的方位不对称性，例如年轻恒星周围的新月，通常被解释为尘埃陷阱，因此是星子和行星形成的理想位置。这种尘埃陷阱是否有效地促进极低质量恒星（VLM;质量为$\lesssim$ 0.2~ $M_\odot$）周围星盘中的星子形成是有争议的，因为此类系统中的动力学和颗粒生长时间尺度很长。为了研究这类系统中的颗粒生长，我们利用Karl G. Jansky甚大阵列（JVLA）在厘米波长。在ZZ~Tau~IRS周围检测到显著信号。为了估计最大晶粒尺寸（$a_{\rm max}$）在新月形，我们比较了所观察到的光谱能量分布（SED）与辐射传输计算预测的各种$a_{\rm max}$值的SED。尽管我们的建模工作依赖于不确定的尘埃属性，但我们分别在新月形和环中发现了$a_{\rm max} \gtrsim$ ~1~mm和$\lesssim$ ~60~ $μ$ m。我们的结果表明，相对于亚微米尺度的星际介质，ZZ~Tau~IRS盘中发生了晶粒生长。行星形成的新月形毫米大小的卵石可能会进行更有效地比在其他地区的亚毫米大小的卵石通过卵石吸积的情况。
2022-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundant sub-micron grains revealed in newly discovered extreme debris discs
本文通过小规模巡天新发现四个极端碎片盘，并结合VLT/VISIR测光证实八个EDD均显示亚微米颗粒的10μm固态发射特征，提出双星伴星可能触发较老系统中的晚期巨型碰撞。
2024-02-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Scattering-Induced Disk Polarization By Millimeter-Sized Grains
空间分辨（亚）毫米极化已被ALMA发现在越来越多的磁盘周围的年轻恒星物体。大多数的观测结果表明，偏振模式是一致的自散射，特别是在ALMA波段7。推断出的颗粒大小通常为100微米，这与通常从尘埃不透明度指数β推断出的毫米大小非常不同。为了解决这一矛盾，我们首先引入了所谓的“共面各向同性辐射场”近似，这使得（有符号的）偏振分数的计算解析。对于经常采用的粉尘组合物（例如，通过DSHARP），我们发现大尘埃粒子的模型产生了非常小的偏振，并且方向相反，这是以前没有观察到的。半解析结果通过Monte Carlo辐射转移模拟得到验证。在这些模型中，“正确的”偏振方向和小的β指数是相互排斥的。为了解决这种紧张局势，我们探索了广泛的尘埃模型，参数化的复折射率。我们发现，无论是偏振的分数，它是否被逆转或不依赖于折射率在一个复杂的方式，这种依赖关系被映射到一个n-k平面上的一个代表性的尘埃尺寸分布（MRN与amax= 3毫米）和波长为870微米。特别是，难熔的有机粉尘颗粒产生反向极化，而相同尺寸但由吸收性碳质材料制成的颗粒可以产生不反向的纳米级极化;后者可以减轻从散射诱导极化和不透明度指数β推断的颗粒尺寸之间的张力。我们的结论是，散射诱导极化有可能探测不仅是晶粒的尺寸，而且其组成。
2019-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Probing the Structure of Interstellar Dust from Micron to Kpc Scales with X-ray Imaging
X射线机制在很大程度上是一种未充分利用的资源，用于限制星际尘埃颗粒模型，并提高我们对决定颗粒在其生命周期中如何演变的物理过程的理解。这主要是由于目前的探测器相对较低的灵敏度和高背景，限制了目标最明亮的来源。下一代X射线探测器灵敏度的提高将使我们能够以更高的角分辨率研究更微弱的源，从而在质量和数量上扩大我们的采样视线。
2019-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the radial drift of millimeter-sized grains in the protoplanetary disks in Lupus
最近ALMA对原行星盘的调查表明，对于大多数盘，气体排放的程度大于毫米级尘埃的热排放程度。线光学深度和径向依赖的晶粒生长和径向漂移的组合效应可能有助于这种观察到的效果。对于一个样本的10个磁盘从狼疮调查，我们调查如何以及尘埃为基础的模型没有径向尘埃演变再现所观察到的12CO外半径，并确定是否需要径向尘埃演变，以匹配所观察到的气体尘埃尺寸差异。我们使用的热化学代码DALI获得12 CO合成排放图和测量气体和尘埃的外半径（Rco，Rmm）使用相同的方法适用于观测，这是比较的观测源的基础上。对于5个圆盘，我们发现观测到的气尘尺寸差大于由光学厚度引起的气尘尺寸差，这表明我们需要尘埃演化和光学厚度效应来解释观测到的气尘尺寸差。对于其他5个磁盘所观察到的气体尘埃的尺寸差异可以解释只有线光学深度效应。我们还确定了6个磁盘不包括在我们的初始样本，但同一恒星形成区域的调查的一部分，显示显着的12CO排放超过4 x Rmm。这些磁盘，没有Rco是可用的，可能有气体尘埃的大小差异大于4，很难解释没有实质性的尘埃演变。我们的研究结果表明，径向漂移和晶粒生长是共同的特点，明亮和暗淡的磁盘。在尘埃和气体半径显著不同的圆盘中可以观察到径向漂移和晶粒生长的影响，而在差异较小的圆盘中需要更详细的模型和更深入的观察才能看到这种影响。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
