Low-temperature optical constants of amorphous silicate dust analogues
宇宙尘埃模型是推进我们对天文环境的理解的关键因素，这些天文环境包括星系中的星际云、围绕演化恒星和年轻恒星的星周包层以及原行星盘。这种模型由几个尘埃群组成，每个尘埃群具有不同的成分和大小分布。他们也可以考虑不同的晶粒形状，虽然大多数模型假设球形晶粒。都含有硅酸盐粉尘成分。这些尘埃成分的吸收和发射特性的计算从每个尘埃材料的光学常数有各种实验，现象学和理论的起源取决于模型。我们的目标是为社会提供一套新的光学常数的无定形硅酸盐尘埃类似物在低温下。类似物包括四个富镁硅酸盐样品的化学计量范围从顽火辉石橄榄石，和八个样品的镁和铁丰富的硅酸盐与辉石化学计量和不同的镁和铁含量。我们使用Kramers-Kronig关系从透射率测量计算光学常数，假设晶粒与波长相比较小，并且对于富含Mg和Fe的样品，形状为长圆形，轴比分别为1.5和2。硅酸盐尘埃类似物的新的光学常数计算在波长范围从5到800-1000微米，取决于样品，并在温度为10，30，100，200，和300 K.我们确定的不确定性推导的光学常数的基础上的假设用于计算它们。为了便于在宇宙尘埃模型中使用这些数据，我们提供了在测量光谱范围外外推到UV-NIR和mm-cm波长范围的光学常数，以及可用于在10 - 300 K范围内的任何温度下内插它们的公式。
2022-09-14 astro-ph.GA
A systematic study of silicate absorption features in heavily obscured AGNs observed by Spitzer/IRS
活动星系核在10- 20 ~ $μ$ m的中红外波段具有深硅酸盐吸收特征。这些特征的详细剖面反映了硅酸盐尘埃的性质，其中可能包括被大量尘埃掩盖的活动星系核活动的信息。为了揭示被大量尘埃遮蔽的活动星系核的活动，我们选取了115个由Spitzer/IRS观测到的活动星系核的中红外光谱，利用10~ $μ$ m非晶带和23~ $μ$ m晶带对硅酸盐尘埃的组成进行了系统的光谱拟合。我们发现，遮蔽活动星系核的硅酸盐尘埃的主要成分是无定形橄榄石，其平均质量柱密度比次要成分无定形辉石和结晶镁橄榄石高一个数量级。无定形辉石的中值质量分数为$\sim$ 2\%，明显低于银河系弥漫星际介质（ISM）尘埃的中值质量分数，而结晶镁橄榄石的中值质量分数为$\sim$ 6\%，高于弥漫ISM尘埃的中值质量分数。我们还发现，无定形辉石和结晶镁橄榄石的质量分数正相关彼此。无定形辉石的低质量分数表明，模糊的硅酸盐尘埃是新形成的，起源于星爆活动。结晶镁橄榄石的相对高的质量分数意味着硅酸盐粉尘是在高温环境中处理的核心附近，并通过分子外流输送到外部较冷的区域。考虑到镁橄榄石是在离子轰击下由晶态转变成无定形辉石，质量分数之间的正相关性可以得到自然的解释。
2021-05-11 astro-ph.GA
Temperature programed desorption of water ice from the surface of amorphous carbon and silicate grains as related to planet-forming disks
了解小天体的历史和演化，如尘埃颗粒和彗星，在行星形成盘是非常重要的，以揭示负责创建行星系统的建筑规律。这些在盘的寒冷区域的小物体通常被认为是尘埃粒子与分子冰的混合物，其中冰覆盖在尘核的表面或实际上与尘埃物理混合。虽然第一种情况，冰与尘埃，近几十年来一直在实验室中进行深入研究，但第二种情况，冰与尘埃混合，目前还没有涉足。这项工作是第一个实验室研究的程序升温脱附（TPD）的水冰混合无定形碳和硅酸盐颗粒。我们表明，H2O冰的解吸动力学强烈依赖于灰尘/冰的质量比，可能是由于从一个大的表面的分形簇组成的碳或硅酸盐颗粒的水分子的解吸。此外，它表明，水冰分子是不同的结合到硅酸盐颗粒相比，碳。这些结果提供了小型宇宙天体的结构和形态与其中包含的水冰解吸动力学之间的联系。
2018-08-02 astro-ph.GA
Mid-infrared extinction and fresh silicate dust towards the Galactic Center
我们解释了在$λ= 1 - 20\,\mkm$波长范围内观测到的朝向银河系中心（GC）的星际消光。它的主要特征是在$3 - 8\,\mkm$的平坦消光，其解释仍然是宇宙尘埃模型的一个问题。我们寻找尘埃颗粒的结构和化学成分，可以解释观察到的灭绝。与以前的工作相比，我们使用实验室测量的光学常数，并考虑不同结构的粒子。我们表明，芳香族碳和一些硅酸盐的紧凑的颗粒的混合物是更好地适合于再现基本上多孔的颗粒或脂肪族碳颗粒相比，平面消光。金属铁应该位于颗粒内部，即不能在硅酸盐颗粒上形成层，因为消光曲线变得非常特殊。我们发现一个模型，包括芳香族碳质颗粒和三层颗粒与橄榄石型硅酸盐核心，一个薄的非常多孔的层和一个薄的信封磁铁矿，提供了一个很好的（但仍然不是完美的）适合的观测数据。我们认为，这种硅酸盐尘埃应该是新鲜的，即最近在银河系中心区域的晚型恒星的大气中形成的。我们假设这个区域的半径约为1千秒差距，产生的消光约为观测到的一半。消光的剩余部分是由在$λ= 4 - 8\,\mkm$处几乎透明的“前景”材质引起的。
2017-01-30 astro-ph.GA
On the Optical-to-Silicate Extinction Ratio as a Probe of the Dust Size in Active Galactic Nuclei
尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。无论围绕活动星系核形成环形的尘埃是像星际颗粒那样的10- $μ$ m大小，还是更大，对校正尘埃环形的遮蔽以恢复活动星系核的本征光谱和光度有着深远的影响。在这里，我们表明，在可见光波段（$A_V$）的光学消光比的9.7 $μ$米硅酸盐吸收功能（$Δτ_{9.7}$）的光学深度可能是一个有效的探针的尘埃大小。活动星系核的$A_V/Δτ_{9.7} \approx 5.5$与银河系弥漫星际介质$A_V/Δτ_{9.7} \approx 18$的比值非常低，这表明活动星系核环面中的尘埃可能比银河系和小麦哲伦云的星际颗粒大得多，因此，人们可以预期活动星系核的消光曲线是平坦的。
2017-04-04 astro-ph.GA
Rapid ortho-to-para nuclear spin conversion of H2 on a silicate dust surface
H2分子有两个核自旋异构体，即所谓的邻位异构体和对位异构体。这些状态之间的核自旋转换（NSC）在气相中是被禁止的。最低的邻、对位态之间的能量差高达14.7 meV，对应于~170 K。因此，H2的每种状态不仅对化学性质有不同的影响，而且对空间中的宏观气体动力学也有不同的影响，因此，H2的邻对对丰度比（OPR）对各种天文现象都有重要的影响。很长一段时间以来，在尘埃颗粒上形成的新生H2的OPR被假定为具有统计值3，并且在环境温度下逐渐在气相中平衡。最近，NSC的H2的实验表明，发生在水冰在非常低的温度，从而纳入气尘化学模型。然而，H2分子应该在尘埃颗粒被水冰覆盖之前形成。缺乏关于H2的OPR在冰幔形成之前在裸露的硅酸盐尘埃上的行为的信息。如果OPR即使在裸露的硅酸盐表面上也在天文意义上的时间尺度内发生变化，则需要了解H2的OPR的影响。我们报告的第一个实验室测量NSC的H2物理吸附在无定形硅酸盐（Mg 2SiO 4）在温度高达18 K。发现转化发生得非常迅速。
2021-01-07 astro-ph.GA
Cold condensation of dust in the ISM
实验研究了辉石和橄榄石组成的复杂硅酸盐在分子云中的凝结。为此目的，包括耐火元素的分子物种被迫在代表星际介质中幸存尘埃颗粒的冷表面的冷基底上增生。在约12 K的温度下，无定形和均匀的镁铁硅酸盐的有效形成已被监测的红外光谱。在星际介质中，这种凝聚过程的气态前体是由超新星激波中的尘埃颗粒侵蚀形成的。在实验室中，我们蒸发玻璃状硅酸盐尘埃类似物，并将释放的物质嵌入氖冰基质中，这些基质已被光谱学研究，以确定冷凝固体硅酸盐的分子前体。可以注意到星际硅酸盐的10微米带和低温硅质冷凝物的10微米带之间的声音重合。
2015-02-02 astro-ph.GA
Silicate Composition of the Interstellar Medium
在弥漫的星际介质和年轻恒星周围的原行星盘中硅酸盐尘埃的组成，使我们了解了尘埃颗粒的加工和演变，导致行星形成。对9.7μm特征的分析表明，小的无定形硅酸盐颗粒是星际尘埃的重要组成部分，也是原行星盘的主要组成部分。然而，这一特点通常是模拟假设橄榄石和辉石化学计量的无定形硅酸盐粉尘。在这里，我们分析星际尘埃的硅酸盐尘埃，包括非化学计量的无定形硅酸盐颗粒的模型。通过对天鹅座OB2 No. 12和蛇夫座Ophiuchi的视线进行光学深度建模，我们发现了星际无定形硅酸盐尘埃的证据，其化学计量介于橄榄石和辉石之间，我们简单地称之为“聚乙烯”。“最后，我们将这些结果与金牛座梯形和原行星盘的硅酸盐排放模型进行了比较。
2016-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron and silicate dust growth in the Galactic interstellar medium: clues from element depletions
难熔元素的星际丰度表明了气相的大量消耗，随着气体密度的增加而增加。我们最近的尘埃演化模型，基于巨分子云（GMC）生命周期的流体动力学模拟，证明观察到的[Si $_{gas}$ /H]趋势是由冷扩散星际介质（ISM）中吸积的尘埃生长和超新星（SN）冲击的有效破坏的组合驱动的（Zhukovska等人。2016）。尘埃演化的分析模型，我们表明，即使与乐观的假设，从恒星输入的尘埃和没有破坏的颗粒由SNe它是不可能匹配的[Si $_{gas}$ /H] $-n_H$关系没有增长的ISM。我们扩展了在我们以前的硅酸盐工作中开发的框架，包括铁颗粒的演变，并解决了一个长期存在的难题：“星际铁在哪里？”'.在温暖的中性介质中的Fe比Si更高的损耗是由模型再现的，其中大部分星际铁（70%）被锁定为硅酸盐颗粒中的夹杂物，在那里它被保护免受SN冲击的溅射。如果剩余的贫化铁存在于尺寸在1- 10 nm范围内的金属铁纳米颗粒群中，则再现所观察到的[Fe $_{gas}$ /H] $-n_H$关系的斜率。增强碰撞率由于库仑聚焦是重要的硅酸盐和铁尘模型，以匹配所观察到的斜率之间的关系，耗尽和密度和在高密度的耗尽的幅度。
2018-03-12 astro-ph.GA
CO2 infrared spectra on silicate dust grain analogs: Implications for JWST observations
本文利用RAIRS研究CO2在硅酸盐尘埃颗粒类似物上的红外光谱，发现金属表面选择定则松弛、低温结晶转变及13CO2特征分裂，并与JWST观测结果相吻合。
2025-07-01 astro-ph.GA
A Tale of Three Galaxies: Deciphering the Infrared Emission of the Spectroscopically Anomalous Galaxies IRAS F10398+1455, IRAS F21013-0739 and SDSS J0808+3948
本文用冷暖硅酸盐尘埃和冷暖碳尘埃的混合物模型模拟了三个光谱异常星系（IRAS~F10398+1455，IRAS~F21013-0739和SDSS~ J 0808 +3948）的\textit{Spitzer} /红外摄谱仪光谱。它们独特的红外（IR）发射光谱的特征在于陡峭的$\simali$ 5- 8 $\mum$发射连续谱、来自多环芳烃（PAH）分子的强发射带和突出的硅酸盐发射。陡峭的$\simali$ 5- 8 $\mum$发射连续谱和强的PAH发射特征表明恒星爆发占主导地位，而硅酸盐发射则表明来自活动星系核（AGN）的显著加热。随着各种成分的温暖和寒冷的硅酸盐尘埃（“天文硅酸盐”，无定形橄榄石，或无定形辉石）与温暖和寒冷的碳尘埃（无定形碳，或石墨）相结合，我们能够密切再现观察到的红外辐射这些光谱异常星系。我们发现，尘埃温度是调节陡峭的$\sim$ 5- 8 $\mum$连续谱和硅酸盐发射的主要原因，只要$a\simlt1\mum$，对精确的硅酸盐或碳尘埃矿物学和粒度$a$不敏感。更具体地说，这些星系的$\simali$ 5- 8 $\mum$连续辐射体（基本上是碳尘）的温度是$\sim$ 250- 400 $\K$，比典型类星体的$\sim$ 640 $\K$低得多。此外，类星体似乎更喜欢较大的尘埃颗粒。与类星体相比，这三个星系的尘埃温度较低，颗粒尺寸较小，这可能是由于它们可…
2015-07-12 astro-ph.GA
A Dust Twin of Cas A: Cool Dust and 21-micron Silicate Dust Feature in the Supernova Remnant G54.1+0.3
本文介绍了类克拉布超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3的红外和亚毫米波段观测结果，包括350微米（SHARC-Ⅱ）、870微米（LABOCA）、70、100、160、250、350、500微米（Herschel）和3-40微米（Spitzer）。我们检测灰尘功能在9，11和21微米和一个长波长的连续尘埃成分。21 μ m尘埃与[Ar II]喷出物发射相吻合，其特征与Cas A中的特征非常相似。包括Ar喷出物的IRAC 8微米图像以壳状形态分布，这与尘埃特征一致，表明尘埃已在喷出物中形成。我们创建了一个冷尘埃图，显示了西北壳的过量排放。我们拟合的光谱能量分布的SNR使用连续分布的椭球（CDE）颗粒模型的前太阳能颗粒SiO2再现的21和9微米的灰尘功能，并讨论颗粒的SiC和PAH，可能是负责10-13微米的灰尘功能。为了再现长波长连续谱，我们探索了由不同晶粒组成的模型，包括Mg 2SiO 4，MgSiO 3，Al 2 O3，FeS，碳和Fe 3 O 4。我们测试了一个模型与温度相关的硅酸盐吸收系数。我们在残留物中检测到冷尘埃（27-44 K），使其成为第四个具有新形成尘埃的SNR。总尘埃质量的SNR范围从0.08-0.9 Msun取决于颗粒的组成，这是从理论模型预测的质量。我们估计的尘埃质量与SNe是早期宇宙中尘埃的重要来源的想法一致。
2018-07-07 astro-ph.GA
Low temperature MIR to submillimeter mass absorption coefficient of interstellar dust analogues I: Mg-rich glassy silicates
来自赫歇尔和普朗克卫星以及现在来自ALMA的大量数据揭示了冷尘埃的热发射，这些数据可用于星际云、冷团块、星周星云和原行星盘等天文环境。对这些观测结果的解释依赖于对冷尘埃排放的理解和建模以及尘埃光学性质的知识。这项工作的目的是为天文学家提供一套真实的星际尘埃类似物的光谱数据，可用于解释观测结果。合成了平均组成为（1-x）MgO-xSiO_2（x = 0.35，0.40和0.50）的玻璃硅酸盐。在300 K - 10 K范围内的晶粒温度下，在30 - 1000 $μ$ m的光谱域中测量样品的质量吸收系数（MAC），在5 - 40 $μ$ m的光谱域中测量室温下样品的质量吸收系数。我们发现，所有样品的MAC随晶粒温度而变化。在FIR/submm中，并且在30 K以上，在给定波长处的MAC值随着温度的增加而增加，因为出现热激活吸收过程。所研究的材料表现出不同的和复杂的行为，在长波长（λ $\geq$ 200至700 $μ$米取决于样品）和MAC不能近似由一个单一的幂律在$λ^{-β}$。这些行为归因于粉尘的无定形性质以及该无定形结构内的缺陷的量和性质。在20 $μ$ m以上，测得的MAC远高于星际硅酸盐尘埃模型计算的MAC，表明本研究中测得的类似物比宇宙尘埃模型中的硅酸盐更具放射性。这具有重要的天体物理学意义，因为模型高估了质量。此外，放宽了宇宙尘埃模型中重元素丰度的限制
2017-01-25 astro-ph.GA
Non-stoichiometric amorphous magnesium-iron silicates in circumstellar dust shells. Dust growth in outflows from supergiants
我们研究了一组9个观测良好的大质量超巨星的富氧恒星外流的尘埃生长光学薄的尘埃壳。从他们的拱星尘埃壳的红外发射模型进行比较，以获得的基本参数，这些恒星的扩展信封中管理的尘埃形成的红外光谱。从比较研究中获得的结果也进行了比较与硅酸盐尘埃凝聚模型的预测完全基于实验室数据和基本的恒星性质。在6和25 μ之间的波长范围内的红外发射可以再现相当不错的混合物的非化学计量的含铁硅酸盐，氧化铝，和金属铁尘埃粒子的所有九个对象。从三个对象，亩Cep，RW Cyg，和RS每，所观察到的光谱，可以复制一个固定的和（基本上）球对称的流出，使直接比较从理论尘埃生长模型的预测。大量的硅酸盐尘埃生长的开始的温度是920 K的顺序和相应的流出速度的顺序的声速为这些对象。冷凝温度表明，硅酸盐尘埃生长在硅酸盐尘埃壳内部形成的尘埃颗粒上，温度高得多。我们的研究结果表明，关于恒星外流中尘埃形成的两个主要问题：（i）种子核的形成;（ii）它们向宏观尘埃颗粒的生长，我们逐渐接近于对第二项的定量理解。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards an observationally motivated AGN dusty torus model. I. Dust chemical composition from the modeling of Spitzer spectra
本研究通过对49个近邻活动星系核的斯皮策光谱进行SED拟合，探究尘埃环的化学成分，发现最佳拟合主要采用多孔氧化铝等尘埃，且0.1μm颗粒占尘埃质量的约99%，常用天文硅酸盐并非重现样本硅酸盐特征的最优选择。
2024-05-14 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
Modeling the Infrared Interstellar Extinction
尘埃在星际介质（ISM）中如何散射和吸收星光，包含着关于星际尘埃大小和成分的重要线索。虽然紫外线（UV）和可见光星际消光已经得到了很好的研究，并且可以用各种尘埃混合物（例如，硅酸盐-石墨混合物），红外（IR）消光不是很好理解，特别是，在3-8微米波长范围内的中红外消光相当平坦（或“灰色”），并且与标准Mathis，Rumpl，& Nordsieck（MRN）硅酸盐-石墨粉尘模型不一致。我们试图通过探索各种尘埃的大小和种类，包括无定形硅酸盐，石墨，无定形碳和铁再现平坦的红外消光。我们发现，平坦的IR消光最好用微米级的无定形碳尘埃来解释，每百万个氢原子消耗约60个碳原子（即，C/H ~ 60 ppm）。为了解释观察到的UV/可见光和近IR消光，硅酸盐-石墨模型需要Si/H ~ 34 ppm和C/H ~ 292 ppm。我们得出结论，从UV到中IR的消光可以通过亚微米尺寸的无定形硅酸盐粉尘、亚微米尺寸的石墨粉尘和微米尺寸的无定形碳粉尘的混合物来近似地再现，代价是ISM中可用的过量C（即，该模型需要C/H ~ 352 ppm的固相C丰度，大大超过ISM中可获得的丰度）。
2014-03-28 astro-ph.GA
Interstellar Silicon Depletion and the Ultraviolet Extinction
Spinning small silicate grains were recently invoked to account for the Galactic foreground anomalous microwave emission. These grains, if present, will absorb starlight in the far ultraviolet (UV). There is also renewed interest in attributing the enigmatic 2175 Angstrom interstellar extinction bump to small silicates. To probe the role of silicon in the UV extinction, we explore the relations between the amount of silicon required to be locked up in silicates [Si/H]_{dust} and the 2175 Angstrom bump or the far-UV extinction rise, based on an analysis of the extinction curves along 46 Galacti…
2017-10-11 astro-ph.GA
Hidden metallic iron in amorphous silicate dust? Insights from condensation experiments and mid-infrared spectroscopy
The University of Tokyo（东京大学）；Osaka Sangyo University（大阪产业大学）
研究通过凝结实验和中红外光谱学，揭示非晶硅酸盐尘埃中可能存在的金属铁，探讨其对尘埃性质的影响。
2025-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGN Dusty Tori as a Clumpy Two-Phase Medium: The 10 Micron Silicate Feature
我们研究了活动星系核尘埃环面在红外域的发射，重点是10微米的硅酸盐功能。我们模拟的尘埃环面作为一个clusterous两相介质与高密度团块和低密度介质填充之间的空间团块。我们采用三维辐射转移代码，以获得光谱能量分布和图像的环面在不同的波长。我们计算了不同参数的网格模型，并分析了这些参数对中红外发射形状的影响。一组相应的集块只有模型和模型与平滑的灰尘分布计算比较。我们发现，尘埃分布，光学深度和随机排列的团块在最里面的区域，都有影响的形状和强度的硅酸盐功能。10微米的硅酸盐特征可以被某些参数抑制，但是具有平滑灰尘分布的模型也能够产生宽范围的硅酸盐特征强度。
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near- to mid-infrared spectroscopy of the heavily obscured AGN LEDA 1712304 with AKARI/IRC
上下文虽然许多观测研究已经发现了被严重遮蔽的活动星系核（AGN），但对周围尘埃的性质知之甚少。使用AKARI/IRC光谱，我们发现了一个新的样本，一个严重模糊的活动星系核在LEDA 1712304，显示了深光谱吸收功能，由于硅酸盐尘埃。目的。我们研究了LEDA 1712304中环核硅酸盐尘埃的红外光谱特性。方法.我们进行红外光谱拟合，考虑硅酸盐粉尘的性质，如组成，孔隙率，大小和结晶度。光谱能量分布（SED）拟合也进行了在紫外到亚毫米范围内的通量密度调查的全球光谱特性。结果最佳拟合模型表明0.1 $μ$ m尺寸的多孔无定形橄榄石（${\rm Mg_{2x}Fe_{2-2x}SiO_4}$ ; $x=0.4$）与$4\%$结晶辉石。光学深度为$τ_{\rm sil}{\sim}2.3$，而总红外光度和恒星质量分别估计为$L_{\rm IR}=(5\pm1){\times}10^{10}\,L_{\odot}$和$M_{\rm star}=(2.7\pm0.8){\times}10^{9}\,M_{\odot}$。在如此低的$L_{\rm IR}$和$M_{\rm star}$范围内，很少有星系显示出如此大的$τ_{\rm sil}$。结论. LEDA 1712304活动星系核环面中的硅酸盐尘埃具有与其他活动星系核整体相似的性质，但在吸收剖面的翼形上略有不同。硅酸盐粉尘的孔隙度表明粉尘在…
2019-05-06 astro-ph.GA
Dust-depletion sequences in damped Ly-α absorbers II. The composition of cosmic dust, from low-metallicity systems to the Galaxy
我们的目标是评估什么是最占主导地位的尘埃物种或类型，包括硅酸盐和氧化铁颗粒存在于ISM中，通过使用最近的观测尘埃耗尽的星系在不同的演化阶段。我们使用在不同环境中观测到的几种金属（O，S，Si，Mg和Fe）尘埃中的元素丰度，考虑具有不同金属丰度和尘埃含量的系统，即阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）朝向类星体和银河系。我们推导出一个可能的尘埃成分，通过计算发现在尘埃中的统计预期元素丰度假设一组关键的尘埃物种与铁含量作为一个自由参数。本研究未考虑碳质粉尘。金属铁（可能以硅酸盐颗粒中夹杂物的形式存在）和氧化铁是无碳粉尘质量组成的重要组成部分。氧化铁占含氧粉尘的重要质量分数（在某些情况下约为1/4），并且有充分的理由相信金属铁占粉尘的类似质量分数。铁铁矿（FeO）可以简单地解释铁和氧的消耗，因为它很容易形成。似乎没有硅酸盐物种明显占主导地位的硅酸盐质量，而是铁贫以及富铁橄榄石和辉石的混合物。硫化物在多大程度上导致硫的消耗仍不清楚。一般来说，尘埃成分（不考虑含碳尘埃）从低金属量系统到银河系似乎没有什么演变。
2019-02-02 astro-ph.GA
On interstellar light polarization by diamagnetic silicate and carbon dust in the infrared
用数值方法研究了几组不同参数下的反磁性尘埃粒子在星际磁场中的运动。观察到两种类型的行为，取决于值的临界数$R$，这是一个功能的晶粒惯性，磁化率的材料和强度的旋转制动。如果是$R\leq10$，则在几次制动后，晶粒最终处于静态并与磁场完美对准。否则，它会继续绕场向量进动和章动更长的时间。这些参数使得第一种情况很难观察到。幸运的是，在第二种更可能的情况下，仍然存在一个持久的部分对准，这是远远不可忽略的，虽然它随着场的减小和$R$的增加而减小。在一个领域中的颗粒的运动方程的完整的解决方案有助于理解这种行为的细节。一个特殊的情况下，椭球形镁橄榄石硅酸盐颗粒进行了详细研究，并显示出符合天文测量的绝对偏振在红外线的反射光。声子被证明有助于消光和偏振向长波长的渐进平坦化。测量的镁橄榄石的介电性质定性地符合Serkowski峰在可见光。
2017-12-29 astro-ph.GA
Spinning dust emission from ultrasmall silicates: emissivity and polarization spectrum
异常微波辐射（AME）是宇宙微波背景（CMB）辐射的重要前景。据信，AME是由星际介质中多环芳烃（PAHs）的旋转发射产生的。在本文中，我们假设人口的超小硅酸盐颗粒可能存在于ISM中，并量化这些微小颗粒的旋转发射率及其偏振光谱。我们发现，当小颗粒的尺寸服从对数正态分布时，自旋硅酸盐纳米颗粒可以产生强的旋转发射。随着每原子偶极矩（$β$）的减小，来自微小硅酸盐的自旋尘埃辐射的极化分数增加，在60 K的晶粒温度下，对于$β\sim 0.1$ D，极化分数可以达到$P\sim 20\%$。我们确定了一个参数空间$(β,Y_{Si})$的硅酸盐纳米粒子，其旋转发射可以充分再现所观察到的AME和偏振的AME，而不违反观测约束的紫外消光和偏振的星光。我们的研究结果表明，旋转硅酸盐的旋转发射可能是一个重要的来源AME。
2016-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ashes of Creation: JWST Uncovers Silicate Dust in Massive Star Clusters
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for the European Space Agency (ESA)（欧洲空间局（ESA）天文研究联盟）
JWST发现大规模恒星团中硅酸盐尘埃发射，揭示了尘埃产生与恒星演化及超新星活动的关联。
2025-11-25 astro-ph.GA
On the Anomalous Silicate Absorption Feature of the Prototypical Seyfert 2 Galaxy NGC 1068
在活动星系核中硅酸盐吸收特征的第一次探测是在30多年前在原型塞弗特2星系NGC 1068的9.7微米处进行的，这表明在核的视线中存在一个大的硅酸盐尘埃柱。现在已经认识到，2型活动星系核具有显著的硅酸盐吸收带，而1型活动星系核的硅酸盐吸收带则出现在发射带中。最近，Jaffe等人（2004年）利用甚大望远镜干涉仪上的中红外干涉仪首次对NGC 1068周围秒差距大小的尘埃环进行了空间分辨，发现最里面的热成分的10微米硅酸盐吸收特征显示出不同于星际介质和普通橄榄石型硅酸盐尘埃的异常轮廓。虽然他们归因于钙铝黄长石（Ca_2Al_2SiO_7，一种钙铝硅酸盐物种）的异常吸收轮廓，我们提出了一个物理尘埃模型，并认为，虽然钙铝黄长石的存在不排除，异常吸收功能主要来自碳化硅。
2012-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 9.7 and 18 um silicate absorption profiles towards diffuse and molecular cloud lines-of-sight
研究星际介质（ISM）中尘埃的成分对于理解我们银河系中尘埃的循环至关重要。中红外光谱特征的无定形硅酸盐，在ISM中最丰富的尘埃物种，研究在不同的视线通过银河系平面，从而探测不同的条件下，在ISM。我们分析了来自斯皮策档案的10个光谱，其中6条视线探测漫射星际介质物质，4条视线探测分子云物质。研究了其中7个谱图中9.7 μ m硅酸盐的吸收特征，分析了它们的形状和强度。此外，还分析了4个散射视线光谱中18 μ m硅酸盐吸收特征的形状。在漫射视线中的9.7 μ m硅酸盐吸收带显示出惊人相似的带形。这也是所有的情况下，但一个18微米的硅酸盐吸收带中观察到的扩散视线。在4个分子视线中的9.7 μ m谱带显示出形状上的小变化。带形的这些适度变化与硅酸盐颗粒生长方面的扩散和分子视线之间的τ 9.7/E（J-K）的大变化的解释不一致。相反，我们认为τ_9.7 / E（J-K）的大变化一定是由于E（J-K）的变化。
2010-12-08 astro-ph.GA
SOFIA/HAWC+ observations of the Crab Nebula: dust properties from polarised emission
超新星遗迹（SNRs）是公认的尘埃生产者，但它们的净尘埃生产率仍然难以捉摸，由于颗粒性质的不确定性传播到观测到的尘埃质量的不确定性，并确定如何有效地处理这些颗粒的反向冲击。本文介绍了在蟹状星云脉冲星风星云中探测到的偏振尘埃辐射，这是继仙后座A之后第二个证实偏振尘埃辐射的信噪比。我们约束的大部分组成的灰尘与新的SOFIA/HAWC+偏振数据在波段C 89微米和波段D 154微米。校正同步加速器偏振后，我们报告的尘埃偏振分数在3.7- 9.6%和2.7- 7.6%之间的三个单独的尘埃丝在89和154微米，分别。探测到的偏振信号表明蟹状星云中存在大颗粒（> 0.05-0.1微米）。与观察到的极化，极化和总通量，我们约束的温度和质量的碳质和硅酸盐颗粒。我们发现，富碳颗粒的质量分数在12%和70%之间变化，表明碳质和硅酸盐颗粒共存于此SNR。碳质和硅酸盐颗粒的温度范围分别为40 K至70 K和30 K至50 K。在三个独立的区域中，碳质颗粒的尘埃质量从10^{-4} Msol到10^{-2} Msol不等，硅酸盐颗粒的尘埃质量从10^{-1} Msol不等。
2022-08-23 astro-ph.GA
Supernova Ejecta with Crystalline Silicate Dust in the Supernova Remnant MSH 15-52
本文通过高分辨率中红外成像和光谱分析，发现超新星遗迹 MSH 15-52 中的 IRS1 起源于氢耗尽且金属增强的超新星抛射物，揭示了新形成的超新星尘埃中可能形成结晶硅酸盐。
2024-04-25 astro-ph.GA
Dust in Active Galactic Nuclei: Anomalous Silicate to Optical Extinction Ratios?
尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。然而，人们对自然界知之甚少（例如，在活动星系核周围形成一个环形的尘埃。本文系统地研究了110个2型活动星系核的光学消光（A_V）和硅酸盐吸收光学深度（Δ \tau 9.7）。利用Sloan数字巡天观测数据，由Balmer衰减量求得A_V，利用Spitzer/Infrared Spectrograph数据求得Δ \tau 9.7。结果表明，在A_V/Δ \tau为9.7 ~ 5.5的情况下，这些活动星系核的光-硅酸盐消光比明显低于A_V/Δ \tau为9.7 ~ 18.5的银河系弥漫星际介质（ISM）的光-硅酸盐消光比.我们认为，异常低的A_V/Δ \tau 9.7的比值可能是由于在活动星系核环面中的较大颗粒的优势相比，在银河弥漫ISM。
2014-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photoelectron and electron microscopy investigation of laboratory grown Mg-silicate space dust analogues
Aarhus University（奥胡斯大学）；MAX IV Laboratory, Lund University（隆德大学马克四实验室）；Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
本研究通过光电效应和电子显微镜表征实验室生长的硅酸镁纳米颗粒薄膜，发现Mg/Si比例和退火影响组成与形貌，为星际硅酸镁尘埃催化研究提供二维模型。
2026-09-30 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Type Iax supernovae as a source of iron-rich silicate dust
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Academy of Scientific and Innovative Research (AcSIR)（科学与创新研究学院）
Ia型超新星通过非平衡化学动力学方法形成大量铁丰富的硅酸盐尘埃，其尘埃-爆发物质量比比典型Ia型超新星高1-2个数量级。
2026-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Anomalous Silicate Dust Emission in the Type 1 LINER Nucleus of M81
我们报告的检测和成功的建模不寻常的9.7 \mum硅-O伸缩硅酸盐发射功能的1型（即面对）LINER核的M81。利用Spitzer上的红外光谱仪（IRS），我们确定M_（81）中心230秒差距的特征是强发射，峰值在~10.5 \mum。这一特征与银河系星际介质的吸收特征以及具有活跃恒星形成的星系的典型硅酸盐吸收或弱发射特征有着显著的不同。我们成功地模拟高信噪比IRS光谱与多孔硅酸盐粉尘使用实验室获得的矿物光谱。我们发现，最可能的适合使用微米级，多孔颗粒的无定形硅酸盐和石墨。除硅酸盐粉尘外，还有微弱的PAH排放（特别是在11.3 \mum，由~500- 1000个C原子的相对大的多环芳烃的C-H面外弯曲振动引起），其特征反映了活动星系核的低激发环境，一些证据表明，在核附近的~100- 200个C原子的小的多环芳烃（负责7.7 \mum C-C伸缩带）优先被破坏。（摘要继续）
2010-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical Properties of Interstellar Dust around the Orion A Molecular Cloud
我们研究了猎户座A分子云周围星际尘埃的光学性质，以研究尘埃颗粒的粒度分布和组成。猎户座A是太阳附近研究最多的分子云之一（$d \simeq 400\ \rm{pc}$）。在本文中，我们使用光学和近红外光度数据。光学数据由$BVRI$带成像观测获得。由$JHK_{S}$谱带组成的近红外数据取自2 MASS点源星表。我们在猎户座A周围制作了一些彩色多余图，并测量了它们的比率，如$E(R-I)/E(B-V)$。为了研究尘埃的性质，我们将观测到的比率与Naoi T.等人（2021年），他们基于标准尘埃模型计算了光学至近红外波长的消光;他们假设了具有上限截止半径的幂律粒度分布，并假设$graphite$和$silicate$为主要成分。结果发现猎户座A周围的上截止半径为$\simeq 0.3$ $\rmμ$ m，与$graphite$相比，$silicate$占优势（其中$silicate$的分数大于$93$ %）。此外，我们还从观测到的$A_{V}$和色余$E(B-V)$的消光率进一步导出了总消光率与选择消光率的比值$R_{V}$，并与模型计算结果进行了比较。粉尘特性（即，从$R_{V}$导出的上限截止半径和$graphite/silicate$的比率）与从颜色过量比率导出的那些几乎一致。
2021-07-02 astro-ph.GA
Mapping Dust Attenuation at Kiloparsec Scales. IV. A Dust-model Interpretation of Attenuation Curves in Nearby Galaxies
Tsinghua University（清华大学）；INAF–Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）
研究邻近星系千秒差距尺度尘埃消光，通过构建尘埃模型网格，拟合消光曲线约束参数并估计尘埃质量面密度，再现主要消光曲线变化，揭示非恒星形成区域与恒星形成区域尘埃属性差异及相关趋势。
2026-07-16 astro-ph.GA
Dust Destruction by Drift-Induced Sputtering in Active Galactic Nuclei
最近的中红外高空间分辨率观测表明，活动星系核（AGN）可能拥有一个大小为几个pc的极地尘埃区，这些尘埃可能由中央引擎的辐射携带。极地尘埃的发射往往表现出非常弱或没有硅酸盐10- $μ$ m的发射特征。一个可能的解释是，极地尘埃主要由微米级的大颗粒组成，因为这些颗粒没有显示出硅酸盐的特征，而目前还不清楚大颗粒如何优先供应给极地地区。在这里，我们提出了一个新的方案，描述在极地地区的流行大颗粒。结果表明，活动星系核的辐射压力将颗粒加速到高超音速的漂移速度，这种高超音速漂移通过动力学溅射导致尘埃的破坏。溅射破坏小颗粒的速度比大颗粒快，因此较大的颗粒将优先被吹到更远的距离。虽然由于库仑阻力，对于非常小的颗粒，高超音速漂移或动力学溅射倾向于被抑制，但它们也可能被库仑爆炸破坏。去除小颗粒和/或生存的大颗粒可以解释缺乏硅酸盐10- $μ$ m的排放功能在极地尘埃排放。
2020-02-05 astro-ph.GA
Interstellar Silicate Dust in the z=0.685 Absorber Toward TXS 0218+357
我们报告的星际硅酸盐尘埃的检测z_abs=0.685吸收器沿视线对引力透镜耀变体TXS 0218+357。使用斯皮策太空望远镜红外光谱仪的数据，我们检测到10微米的硅酸盐吸收功能的检测意义为10.7西格玛。我们从文献中获得的实验室衍生的硅酸盐尘埃轮廓模板与观察到的10微米吸收特征相拟合，发现使用无定形橄榄石模板获得最佳的单矿物拟合，其测量的峰值光学深度为tau_10=0.49+/-0.02，如果考虑覆盖因子，则上升到tau_10~0.67+/-0.04。我们还在我们的数据中检测到18微米硅酸盐吸收特征，具有>3-sigma显著性。由于18微米吸收特征接近我们覆盖的光谱范围的边缘，以及18微米附近类星体连续谱归一化形状的相关不确定性，我们不能独立地拟合这个特征。然而，我们发现，18微米的硅酸盐吸收的形状和深度与无定形橄榄石模板预测很好地匹配，给出了推断为10微米特征的光学深度。该吸收体中测得的10微米峰值光学深度明显高于之前研究的类星体吸收系统中发现的深度。红化，21厘米的吸收，和速度传播的镁II不是离群值相对于其他研究的吸收系统，但是。这种高的光学厚度可能是证据之间的ISM和以前研究的高红移星系的尘埃颗粒属性的变化。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust changes in Sakurai's Object: new PAHs and SiC with coagulation of submicron-sized silicate dust into 10 micron-sized melilite grains
6-14 2005年4月和2008年10月之间的6个历元获得的微米斯皮策光谱被用来确定与樱井的对象（V4334 Sgr），低质量的后AGB星，已形成的爆发事件，自1996年以来的尘埃特征的时间变化。被遮蔽的富碳光球被一个40毫角秒的环面和32角秒的PN所包围。2008年4月21日之后，中红外线通量开始快速下降。由于纳米尺寸的SiC晶粒的光学薄发射在2007年10月达到最低，在2008年4月21日至30日之间迅速增加，并在2008年10月缓慢增加。6.3-微米吸收由于多环芳烃增加了整个。2007年5月之后，20微米尺寸的SiC颗粒可能有助于6-7微米的吸收。质量估计的基础上的光学厚发射同意的吸收功能，如果大的SiC颗粒形成于1999年5月和多环芳烃形成于1999年4月至6月。2008年10月，PAH和大SiC颗粒的估计质量分别为3 × 10 - 9 Msun和10 - 8 Msun。一些造成10微米弱吸收特征的亚微米级硅酸盐可能位于PN内，因为2007年10月至2008年10月之间光学深度减小。6.9在2005年4月至2008年10月期间，分配给~10微米尺寸的结晶黄长石硅酸盐的微米吸收增加。如果约2.8%的亚微米级硅酸盐凝结形成黄长石，则满足光谱和光谱限制。这个数字与球粒陨石中含黄长石的富钙铝包裹体的丰度相似。
2021-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Constraints on interstellar dust models from extinction and spectro-polarimetry
我们目前的偏振光谱的七颗恒星的视线对斯科OB 1协会。我们的光谱是在ESO VLT的FORS仪器进行的大型星际偏振调查的框架内获得的。我们已经模拟了消光和线性偏振的波长依赖性与尘埃模型的扩散星际介质，其中包括一个混合物的颗粒大小范围从0.5 nm到350 nm的分子域。我们已经包括了由石墨和硅酸盐组成的半径在0.5和6 nm之间的随机加热的小尘埃颗粒，以及多环芳烃分子（PAH），我们假设较大的颗粒是由无定形碳和硅酸盐组成的长球体。总的来说，一个有八个自由参数的尘埃模型最好地再现了观测结果。减少自由参数的数量会导致与宇宙丰度约束不一致的结果。我们发现，对齐的硅酸盐是所观察到的偏振的主要贡献者，并且偏振光谱是最好的拟合由70 - 200 nm的对齐晶粒的等体积球半径的下限。
2017-05-22 astro-ph.GA
A Tale of Three Galaxies: Anomalous Dust Properties in IRASF10398+1455, IRASF21013-0739 and SDSSJ0808+3948
在星系尺度上，9.7um硅酸盐辐射通常只出现在第一类活动星系核中。它们通常在~5- 8 μ m处显示平坦的发射连续谱，并且不存在多环芳烃（PAH）发射带。相比之下，星暴星系、亮红外星系（LIRGs）和超亮红外星系（ULIRGs）则呈现出5- 8 μ m的红色发射连续谱、10 μ m和18 μ m的强硅酸盐吸收特征和强PAH发射带。本文报道了利用Spitzer/红外光谱仪对IRASF 10398 +1455、IRASF 21013 -0739和SDSSJ 0808 +3948三个星系尘埃异常性质的探测结果。这些异常性质的特征是同时探测到5- 8 μ m的红色发射连续谱、9.7和18 μ m的硅酸盐发射特征以及强PAH发射带。这些显然是矛盾的尘埃红外发射特性进行了讨论，铁贫硅酸盐组合物，碳尘埃赤字，小晶粒尺寸和低尘埃温度在年轻的活动星系核阶段的这三个星系。
2014-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A first taste of MEAD (Measuring Extinction and Abundances of Dust) -- I. Diffuse Milky Way interstellar dust extinction features in JWST infrared spectra
本文基于JWST光谱首次发现9条弥漫银河系视线中10 μm硅酸盐特征与尘埃中Mg、Fe、O柱密度强相关，测定了硅酸盐化学计量比，并初步探测到碳氢化合物与水冰特征。
2024-12-18 astro-ph.GA
The radial variation of the silicate-to-carbon ratio in M31 probed by PRIMA
针对星际尘埃中富碳与富硅酸盐颗粒比值研究不足的问题，本研究量化了尘埃远红外光谱斜率建模的简并性，指出PRIMA的高光谱成像与偏振能力可更精准约束M31的硅酸盐-碳比值及其空间变化。
2025-09-02 astro-ph.GA
Interstellar and Ejecta Dust in the Cas A Supernova Remnant
红外连续观测提供了一种手段，调查尘埃的物理成分的喷出物和扫起的介质中的Cas A超新星遗迹。使用低分辨率斯皮策IRS光谱（5 - 35 $μ$ m），和宽带赫歇尔PACS成像（70，100，和160 $μ$ m），我们确定特征尘埃光谱，与经历了不同的核燃烧历史的喷出物层。最明亮的光谱在$\sim9$和21 $μ$ m处具有较强的发射特征，并且与具有强Ar发射线的喷出物结密切相关。粉尘特征可以通过具有相对低的Mg与Si比率的硅酸镁颗粒来再现。另一个尘埃光谱与具有强Ne发射线的喷出物有关。没有任何硅酸盐特征的迹象，最适合Al $_2$ O $_3$粉尘。第三个特征尘埃光谱显示出与镁硅比相对较高的硅酸镁最匹配的特征。这些尘埃主要与发射X射线的冲击喷出物有关，但在预期有冲击星际或星周物质的区域也很明显。然而，尘埃成分的识别并不是唯一的，每个光谱都包括一个未知成分的额外无特征尘埃成分。成分不确定的冷尘埃与SNR内部的排放有关，那里的反向冲击尚未席卷并加热喷出物。Cas A中的大部分尘埃质量都与这种未识别的冷成分有关，它是$\lesssim0.1$ $M_{\odot}$。较暖的尘埃质量只有$\sim 0.04$ $M_{\odot}$。
2014-03-12 astro-ph.GA
The Binding Energies of Atoms on Amorphous Silicate Dust: A Computational Study
University of Gothenburg（哥德堡大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Rennes（雷恩大学）；SINTEF（辛特夫研究所）
研究通过计算硅酸盐尘埃上原子的结合能，发现Si、Ca和Al原子结合能较大，而其他原子结合能较弱，但整体仍强于星际介质环境温度，表明硅酸盐颗粒稳定性良好。
2025-08-26 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
The Evolution of Dust Mass in the Ejecta of SN1987A
我们提出了一个新的分析的红外（IR）发射从SN 1987 A喷出物覆盖天615，775，1144，8515，和9090爆炸后。我们发现，观测结果与快速形成约0.4 Msun的尘埃一致，主要由硅酸盐组成，接近615天，并在~8500天后演变为约0.45 Msun的复合尘埃颗粒，由~0.4 Msun的硅酸盐和~ 0.05 Msun的无定形碳组成。提出的设想挑战了以前的说法，即SN喷出物中的尘埃主要是碳，并且它通过冷吸积从初始质量约1 e-3 Msun增长到超过0.5 Msun。它指出了以前对数据解释的几个问题：（1）它使硅、镁和碳的丰度与核合成计算所强加的上限相一致;（2）它消除了以前推断的爆炸后615天和775天的大部分尘埃在9000天左右通过冷吸积到1 e-3 Msun尘埃上而生长的要求;（3）确定了SN喷出物中硅酸盐相对于碳尘的优势。在早期，尘埃的红外光度是由56 Co的放射性衰变提供动力，而在晚期，至少有（1.3-1.6）e-4 Msun 44 Ti。即使只有一小部分大于~10%的硅酸盐尘埃在注入ISM后幸存下来，观测结果也坚定地确立了核心坍缩SNe作为宇宙中热凝聚硅酸盐尘埃的主要来源的作用。
2015-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of grain mantles and silicate dust growth at high redshift
在密集的分子云中，星际颗粒被冰分子的地幔所覆盖。颗粒地幔的形成有两个重要的后果：它从气相中去除物种，并促进新分子在颗粒表面的合成。地幔的成分是云所属环境的一个强函数。因此，高zeta星系中的云，其条件--如温度、金属丰度和宇宙射线通量--与银河系中的云不同，将具有不同的颗粒地幔。在过去的几年里，一些作者提出，硅酸盐颗粒可能是通过在较小的种子上增加含硅物质而生长的。这将与冰地幔的形成同时发生，并受到其成分作为时间函数的极大影响。在这项工作中，我们提出了一个数值研究的颗粒地幔形成在高zeta星系，我们定量地解决硅酸盐生长的可能性。我们发现，地幔厚度随红移的增加而减小，z从0到8变化时，从120层到20层。此外，地幔成分也是云红移的一个强函数，CO、CO2、氨、甲烷和甲醇的相对重要性随z变化很大。最后，由于含硅物质总是地幔中非常小的成分，在分子云中形成硅酸盐几乎是不可能的。
2018-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low temperature FIR and submm mass absorption coefficient of interstellar silicate dust analogues
在FIR/submm中的冷尘埃颗粒发射通常表示为修改的黑体定律，其中尘埃质量吸收系数（MAC）用与温度和波长无关的发射率光谱指数β来描述。然而，来自太空和气球飞行任务的大量数据以及最近来自赫歇尔和普朗克的数据表明，尘埃排放并没有得到很好的理解，正如所观察到的β与晶粒温度的反相关所揭示的那样。为了给天文学家提供必要的数据来解释FIR/submm观测，我们合成了星际无定形和结晶硅酸盐颗粒的类似物，富含Mg和Ca，具有橄榄石和辉石的化学计量学，并测量了它们的MAC，在100-1000/1500 \mum范围内，颗粒温度从300到10 K变化。我们发现，当晶粒温度降低时，晶粒MAC降低，并且被定义为MAC曲线的斜率的局部光谱指数β与晶粒温度反相关。在结晶样品中未观察到的这些变化与样品的无定形性质有关。此外，MAC的光谱形状是复杂的：在短波长（λ < 500/700 \mum）下，对于所有晶粒温度和晶粒组成，β在1.6 - 2.1的范围内，而在较长波长（λ> 500/700 \mum）下，< 2 for samples with a pyroxene stoichiometry and beta >对于具有橄榄石化学计量的样品，β 2。因此，天文学家使用的基于单一温度和波长无关的光谱指数的简化渐近表达式不适合描述尘埃MAC和尘埃排放，并且可能导致导出的参数（如尘埃质量和尘埃物理和…
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Silicon and iron dust in gamma-ray burst host galaxy absorbers
耗尽研究提供了一种了解星际尘埃颗粒化学成分的方法。本文利用23个伽马射线暴（GRB）的光学余辉谱（跨度0.6<z<5.0），比较了它们的硅和铁尘埃相柱密度和不同的消光曲线参数，研究了这些高红移GRB宿主星系中星际尘埃颗粒的组成。我们的大多数样本（87%）显示出无特征的消光曲线，仅在形状上有所不同。我们观察到强相关性（与>96%的显着性）之间的总选择性消光，R_V，和尘埃相柱密度的Si和Fe。由于大部分星际铁被锁定在硅酸盐颗粒中，这表明高Si和Fe耗尽导致大硅酸盐颗粒的比例增加，反之亦然。这表明硅酸盐在任何波长的整个消光过程中起着至关重要的作用。另一方面，远紫外消光通常归因于小硅酸盐的存在。然而，我们没有发现消光曲线的远紫外参数c_4与尘埃相中Si和Fe的丰度之间的趋势。因此，我们提出，远紫外消光可能是来自不同物种的小（可能是纳米颗粒）尘埃颗粒的综合效应。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST/MIRI Finds ISM-like Amorphous Silicates in Interstellar Comet 3I/ATLAS
California Institute of Technology（加州理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；University of California San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）
利用JWST中红外光谱首次对星际物体3I/ATLAS的尘埃彗发进行矿物学分析，发现其尘埃以非晶硅酸盐为主，与太阳系彗星不同，更类似星周过渡盘和星际介质。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the 10-micron silicate feature in Active Galactic Nuclei
斯皮策望远镜在活动星系核（AGN）中观测到的10微米硅酸盐特征揭示了一些令人困惑的行为。它（1）在2型源的发射中被检测到，（2）在几个1型源中显示出宽的平顶发射峰向长波长移动，（3）在迄今为止观察到的任何源中都没有看到深吸收。我们用我们的尘埃辐射转移理论解决了这三个难题。(1)我们给出了SST 1721 +6012的光谱能量分布（SED），SST 1721 +6012是第一个观测到的显示出清晰的10-mic硅酸盐特征的2型类星体。我们构建了一个大型数据库的clujetorus模型，并进行了广泛的拟合所观察到的SED，约束几个环面参数。我们发现源的辐射热光度为~3*10^12 L_sun。我们的建模表明，<35%的具有与最佳拟合相似的环面共享特征和几何形状的对象将使其中心引擎模糊。这种相对较低的遮蔽概率可以解释SST 1721 +6012中10-mic发射特征的清晰外观以及它在其他类星体中的罕见性。(2)我们还拟合了PG 1211 +143的SED，它是第一个具有10-mic硅酸盐特征的1型类星体之一。在类似的来源中，这个类星体似乎显示出一个异常加宽的特征，其峰值向更长的波长移动。虽然这导致在这些来源的非标准的尘埃化学的建议，我们的分析适合这样的SED与标准的银河系尘埃，明显的峰值位移产生的辐射转移的影响。(3)我们发现，硅酸盐的特征强度的分布cluaprotorus模型之间的观察到…
2009-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
GRB 180325A: dust grain-size distribution and interstellar iron nanoparticles contribution
我们模拟了碳质和硅酸盐尘埃的尘埃粒度分布，以及在$γ$射线暴（GRB）余辉GRB 180325 A环境中自由飞行的铁纳米粒子。这个伽玛射线暴位于$z=2.2486$，用$R_V=4.58$和$A_V=1.58$明确探测到2175光年的消光特征。除了硅酸盐，多环芳烃（PAH），和石墨，我们使用铁纳米颗粒的粒度分布首次模拟GRB 180325 A的消光曲线。我们使用232组硅酸盐、石墨、碳氢化合物分子中的碳丰度（$b_C$）和自由飞行纳米颗粒中的铁丰度分数（$b_{\text{Fe}}$）来拟合观察到的四种模型排列的消光。选择这四种不同的排列来测试铁纳米颗粒的显著性和碳氢化合物中的碳丰度。我们的研究结果表明，铁纳米粒子的贡献是微不足道的，有一个简并的碳丰度，与范围$(0.0 \leq b_C \leq 0.7)\times10^{-5}$提供最佳的拟合所观察到的消光曲线的GRB 180325 A。因此，我们倾向于硅酸盐和多环芳烃的最简单模型。硅酸盐占主导地位，并有助于整个波长范围的伽玛射线暴消光曲线，而石墨有助于对2175毫米隆起和紫外线消光。余辉峰值亮度（$1.5\times10^{51}$ ergs/s）表明可能发生了粉尘破坏。我们的结论是，进一步调查其他潜在的贡献者灭绝是必要的，特别是陡峭的紫外线消光。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Silicate absorption features in Compton-thick AGN predominantly arise due to dust in the host galaxy
我们利用硬能（E > 10 keV）X射线光谱测量，探索了附近所有20个（z < 0.05）真正的康普顿厚度（NH> 1.5 x 10^24 cm^-2）活动星系核中红外尘埃消光的起源。我们精确地测量了低分辨率（R~57-127）Spitzer红外光谱仪（IRS）在λ ~ 9.7 μ m处的硅酸盐吸收特征，并表明只有少数（~45%）的附近康普顿厚度的活动星系核具有强的Si吸收特征（S_9.7 = ln（f_{int} / f_{obs}）> 0.5），这表明尘埃有明显的衰减。大多数（约60%）在中红外波段以恒星形成为主（活动星系核：SB<0.5），在光学波段缺乏活动星系核活动的光谱特征，很可能是因为活动星系核的发射线是光学熄灭的。小倾角星系中的康普顿厚度活动星系核的Si吸收范围很窄（S9.7 ~ 0-0.3），这与团环模型的预测结果一致。然而，根据红外光谱和其他证据，我们得出结论，对观测到的中红外尘埃消光的主要贡献是位于宿主星系中的尘埃（即，由于扰动形态;尘埃带;星系倾角），而不一定是围绕中央引擎的紧凑模糊环面。
2012-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
