Numerical modeling of thermal dust polarization from aligned grains in the envelope of evolved stars with updated POLARIS
该研究用更新版 POLARIS 与 MRAT 机制模拟 IK Tau 包层热尘埃偏振，量化颗粒漂移、磁场、颗粒成分及 RAT-D 对偏振度的影响。
2024-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust in RCW 58: clues to common envelope channel formation?
利用WISE和Herschel的档案红外观测以及ATCA的射电观测，我们对WN 8h恒星WR 40周围的Wolf-Rayet（WR）星云RCW 58中的尘埃进行了表征。我们选择了两个团块，没有污染的物质沿视线和位于南部地区的RCW 58，作为代表的一般性质的WR星云。它们的光学，红外和无线电特性，然后使用光致电离代码云，它计算一个自洽的空间分布的尘埃和气体的属性建模。要模拟IR SED，需要两个尘埃粒子群：一个是在整个团块中发现的尺寸为0.002-0.01 $μ$ m的小粒子群，另一个是距离恒星较远的尺寸为0.9 $μ$ m的大粒子群。此外，这些团块具有非常高的粉尘与气体比率，这对其起源提出了挑战。我们的模型支持这一假设，即RCW 58分布在一个环状结构，而不是一个壳，我们估计$\sim$ 2.5 M $_\odot$的质量。这表明WR 40的祖细胞的质量约为$\approx40^{+2}_{-3}$ M $_\odot$。环的形态，低质量的星云，大的尘埃颗粒尺寸和高的尘埃-气体比，使我们提出，RCW 58已经形成了通过一个共同的信封通道，类似于已提出的M1 -67。
2021-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hourglass-shaped Magnetic Fields and Dust Filaments in the HH 211 Protostellar Envelope
Seoul National University（首尔大学）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；University of Groningen（格罗宁根大学）
本研究利用ALMA偏振观测揭示HH 211包层中的尘埃丝状体、沙漏形与环形磁场，并结合温度和柱密度分布探讨其形成及外流、下落结构。
2025-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust grains cannot grow to millimeter sizes in protostellar envelopes
恒星和行星形成领域的一个大问题是尘埃颗粒大量生长的时间。在不同波长范围内观测到的尘埃发射特性已被用作一种迹象，表明毫米大小的颗粒已经存在于年轻原恒星的封套中。然而，这种解释与凝结模拟的结果有矛盾，凝结模拟在这些条件下不能产生如此大的颗粒。在这项工作中，我们分析表明，毫米大小的颗粒在原恒星信封的生产是不可能的凝聚过程的标准假设下。我们讨论了几种可能性，可能有助于解释所观察到的粉尘排放在没有原位晶粒生长到毫米大小。
2022-10-04 astro-ph.GA
Low dust emissivities and radial variations in the envelopes of Class 0 protostars: a signature of early grain growth?
分析尘埃的性质及其在恒星形成早期阶段的演化对于限制坍缩和吸积过程以及行星形成种子的原始性质至关重要。我们分析PdBI观测在1.3和3.2毫米的12个0级原恒星作为CALYPSO调查的一部分，并获得尘埃发射率指数（β）的配置文件作为一个函数的包络半径在200-2000 AU尺度。大多数的原恒星信封显示低尘埃发射率指数减少向中心地区。在校正（潜在光学厚度）中心区域发射后，下降趋势仍然存在，在NGC 1333-IRAS 4A、NGC 1333-IRAS 4 B、SVS 13 B和Serpens-SMM 4的大部分包络半径上具有令人惊讶的低β值（低于1）。我们讨论了各种过程，可以解释这样低，不同的尘埃发射率指数在包络半径200-2000 AU。我们的观测极低的尘埃发射率指数可以跟踪存在的大（毫米大小）的颗粒在0级信封和径向增加的尘埃颗粒大小的内部信封区域。虽然预计年轻的原恒星信封中的大颗粒可以通过颗粒生长和凝聚来建立，但我们强调，在当前的凝聚模型中建立mm颗粒所需的典型时间尺度与我们的0级原恒星的年轻性不一致。尘埃成分的其他变化也可能部分导致我们观察到的低β。β径向梯度的陡度很大程度上取决于包层质量，这可能有利于大颗粒在高密度原恒星盘中形成并被输送到中间包层半径的情况，例如在外流和风的帮助下。
2019-11-12 astro-ph.GA
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
Modeling rotational disruption of grains and microwave emission from spinning dust in AGB envelopes
对AGB星包层的射电观测表明，在100 GHz以下的频率上存在着不能用热尘埃辐射（以下称为异常微波辐射）来解释的过量辐射。此外，AGB包膜是气体分子冷凝形成纳米颗粒的常见地方（例如，多环芳烃）和大颗粒。在本文中，我们将研究是否从快速旋转的纳米粒子的电偶极发射可以重现AGB星观测到的AME。为了正确地模拟AGB信封中的纳米粒子的尺寸分布，我们考虑到由于旋转破坏的大颗粒旋转的辐射扭矩和减少的最小的纳米粒子由于随机气体碰撞驱动的旋转破坏的纳米粒子的增加。然后，我们进行详细的建模的微波发射从快速旋转的纳米粒子从富C和富O的AGB信封使用的粒度分布约束的旋转中断。我们发现，旋转尘埃发射是占主导地位的热尘埃发射频率低于100 GHz。我们试图用我们的旋转尘埃模型拟合AME的观测数据，并证明旋转尘埃可以再现六颗AGB星的观测AME。最后，我们讨论了AGB信封中的旋转尘埃的微波发射可以观察到高分辨率即将到来的射电望远镜，如ngVLA和ALMA波段1。这将是理解AGB信封，形成，演化和尘埃内部结构的一个重大飞跃。观测将有助于区分AME的载体，从富C星到富O星的比较，因为多环芳烃是在富C的AGB星中形成的，而硅酸盐是在富O星中形成的。
2020-07-21 astro-ph.GA
Indirect evidence of significant grain growth in young protostellar envelopes from polarized dust emission
在恒星形成的过程中，尘埃颗粒是如何以及何时开始成长为鹅卵石的，这是恒星和行星形成的一个基础问题。我们计算了偏振辐射转移从一个模型的太阳型原恒星的核心，使用POLARIS代码，调整尘埃颗粒与当地的磁场，辐射扭矩（RAT）理论。我们测试的依赖性所产生的灰尘偏振发射的灰尘尺寸分布的最大粒径在信封规模，从amax = 1微米到50微米。我们的工作表明，在RAT对齐的框架中，需要大的尘埃颗粒产生偏振尘埃辐射，其水平类似于目前在毫米波长的太阳型原恒星包络中观察到的水平。考虑到目前的理论困难，在典型的原恒星包层条件下排列大部分小的类ISM颗粒，我们的结果表明，在坍缩开始后不到10^5年的时间里，在最年轻的天体中，颗粒生长（通常> 10微米）可能已经在100-1000 au的尺度上取得了显著的进展。对尘埃偏振发射的观测可能为探索尘埃的原始性质和描述微行星形成的初始条件开辟一条新的途径。
2019-07-25 astro-ph.GA
Disk in the circumstellar envelope of carbon Mira V Cygni
本研究针对碳AGB星V Cyg，结合多波段观测与建模，解析其星周尘埃包层结构，发现存在倾斜赤道盘/环面结构，提升了恒星光度测量精度，并探讨了盘与包层水含量的关联。
2025-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST XXVI. The dust opacity spectral indices of protostellar envelopes bridge the gap between interstellar medium and disks
本文利用ALMA FAUST项目高分辨率数据在uv平面分离盘与包层贡献，首次为11个原恒星包层测量尘埃不透明度谱指数β，并结合文献数据证明β在星际介质与盘之间平滑过渡，且与包层质量显著相关。
2025-06-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST IX. Multi-band, multi-scale dust study of L1527 IRS. Evidence for dust properties variations within the envelope of a Class 0/I YSO
本研究利用ALMA和ACA多波段观测数据，对0/I类原恒星L1527 IRS的包层进行多尺度尘埃研究，通过约束光谱指数和尘埃发射率指数，发现包层内尘埃性质存在变化，支持了早期尘埃颗粒增长或迁移的假设。
2023-11-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Are extreme AGB stars post-common envelope binaries?
模拟尘埃形成的单星演变通过碳星阶段的渐近巨星分支（AGB）再现以及中红外的颜色和幅度的大多数的C-丰富的来源在大麦云（LMC），除了一小部分的极红物体（ERO）。EROS光谱能量分布的分析表明，存在大量的灰尘，这需要在流出的气体密度显着高于预期的理论建模。我们建议，二进制的相互作用机制，涉及共同的信封（CE）的演变可能是一个可能的解释，这些奇特的恒星CE阶段有利于恒星半径的快速增长后发生的C $/$ O克服统一。我们的尘埃模型提供的结果与观测质量损失率$\dot M \sim 5\times 10^{-4}~\dot M/$年，在CE阶段经历的信封的快速损失的下限一致。我们建议，ERO可能会隐藏双星的轨道周期$\sim$天，并有可能是负责大部分的尘埃生产率在星系。
2020-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust formation in common envelope binary interactions -- II: 3D simulations with self-consistent dust formation
对热脉冲 AGB 星与致密伴星的公共包层相互作用进行了 3D 数值模拟，首次自洽计算了尘埃形成，发现 CE 事件中尘埃在数十年内快速生成，可能解释明亮红新星的红外偏移及极端碳星等天体起源。
2024-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Transition of Polarized Dust Thermal Emission from the Protostellar Envelope to the Disk Scale
在越来越多的深埋原恒星系统中，ALMA观测到了偏振尘埃连续辐射。它通常显示出从原恒星包络到盘尺度的急剧转变，极化分数通常从${\sim} 5\%$下降到${\sim} 1\%$，推断出的磁场方向与系统的主轴更加一致。我们定量研究这些观测趋势，使用英仙座分子云中的原恒星样本，并将这些特征与非理想的MHD盘形成模拟进行比较。我们发现在从包层尺度到盘尺度的转变过程中，气体密度的增加比磁场强度的增加要快，这使得在盘尺度上磁性排列晶粒更加困难。具体地，为了通过与B场对准的晶粒产生在${\sim} 100\,\mathrm{au}$尺度下观察到的${\sim} 1\%$极化，甚至尺寸相对小的$1\,\mathrm{μm}$晶粒也需要使其磁化率显著增强（通过${\sim} 20$的因子）超过标准值，这可能是通过超顺磁性夹杂物。该要求对于较大的晶粒更为严格，增强因子随晶粒尺寸线性增加，对于毫米级晶粒达到${\sim} 2\times 10^4$。即使可以实现所需的增强，在模拟中得到的推断的磁场取向也没有显示出对长轴的偏好，这与观察到的图案不一致。因此，我们得出结论，所观察到的趋势是最好的模型，其中的偏振的信封规模占主导地位的磁性排列的晶粒和磁盘规模的散射。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: 3D modeling of the envelope, disks and dust filament of IRAS 16293-2422
上下文0类原恒星双星IRAS 16293-2422是（亚）毫米观测的一个有趣的目标，这是由于双星的两个主要组成部分及其复杂的形态具有丰富的化学成分。它与地球的距离很近，因此可以利用高角分辨率观测研究其太阳系尺度的物理和化学结构。这样的数据揭示了一个复杂的形态，不能占在传统的，球形的1D模型的信封。目标。本文的目的是通过三维辐射转移模型研究双星的两个组成部分的环境，并与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的数据进行比较。这样的比较可以用来约束原行星盘的结构，双星的两个组成部分的光度和简单物种的化学。方法.我们目前的13 CO，C17 O和C18 O J=3-2的ALMA原恒星干涉测线巡天（PILS）的观测，连同定性研究的尘埃和气体的密度分布的IRAS 16293-2422。建立了一个包含尘埃盘和尘埃丝的三维尘埃和气体模型，定性地再现了尘埃连续谱和气体线辐射。结果和结论。辐射转移模拟的源A和B，与密度解决方案的下落，旋转坍缩或一个原行星盘模型，可以匹配的约束，盘状排放源A和B周围的观测尘埃连续体和CO同位素气体排放。如果在源B周围使用一个原行星盘模型，它必须有一个异常高的标度高度才能达到尘埃连续体的峰值发射值，同时满足其他观测约束。我们的3D模型要求源A比源B更亮; LA ~ 18 $L_\odot$和LB ~ 3 $L_\odot$。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of cosmic dust analogues from C, C$_2$, and C$_2$H$_2$ in C-rich circumstellar envelopes
星际碳尘主要形成于富碳渐近巨星支（AGB）星周围星周包层的最内层区域。在这些高度化学分层的地区，原子和双原子碳，以及乙炔是最丰富的物种后H $_2$和CO。在以前的研究中，我们解决了化学碳（C和C $_2$）与H $_2$表明，乙炔和脂肪族物种的形式有效地在粉尘形成区域的富碳AGB而芳烃不。尽管如此，乙炔是已知的线性聚乙炔链，苯和多环芳烃（PAH）的形成中的关键成分，如先前的实验所示。然而，这些实验没有考虑碳（C和C $_2$）与C $_2$ H $_2$的化学性质。在这项工作中，通过使用足够量的乙炔，我们研究了其与原子和双原子碳的气相相互作用。我们发现，所涉及的化学产生线性聚乙炔链，苯和其他多环芳烃，这是观察到的行星状星云的早期演化阶段的高丰度。更重要的是，我们已经发现了不可忽略的纯的和氢化的碳簇以及具有脂肪族取代基的芳族化合物的量，这两者都是原子碳的添加的直接结果。将烷基取代基并入芳族化合物中可以通过涉及氢提取接着甲基加成的机制来合理化。气相中检测到的所有物种都被纳入纳米尺寸的尘埃类似物中，该类似物由具有无定形形态的sp，sp $^2$和sp $^3$烃的复杂混合物组成。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust growth in molecular cloud envelopes: a numerical approach
在星际介质（ISM）中，由于颗粒生长和破坏，颗粒尺寸分布的变化是可以预期的。在这项工作中，我们提出了一个尘埃碰撞模型内实现磁流体动力学（MHD）的代码，考虑到颗粒生长和破碎的带电尘埃颗粒的一个给定的组合物（硅酸盐或石墨）。我们将此模型的MHD代码雅典娜，并建立在以前的实施在同一代码中的动态带电尘埃颗粒。为了证明该凝聚模型的性能，我们研究了在2D MHD模拟过程中形成的几个尘埃丝内半径为0.05 $μ$ m的单一大小的尘埃种群的粒度分布的变化。我们还考虑了一个现实的灰尘分布的尺寸范围从50 μ m到0.25 $μ$ m，并分析了石墨和硅酸盐的尺寸分布的变化，以及远紫外消光曲线。从所得到的结果，我们得出结论，这里提出的方法，基于带电粒子的运动方程的MHD演化，是最佳的研究在扩散制度，如分子云信封带电尘埃颗粒的凝聚。在观测上，这些尘埃尺寸分布的变化转化为远紫外消光曲线的变化，它们主要是由小的石墨尘埃颗粒引起的。
2021-03-09 astro-ph.GA
On the 3D time evolution of the dust size distribution in protostellar envelopes
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理研究所）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所（CSIC））；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）
本文通过三维模拟研究原恒星包层中尘埃粒径分布的演化，结合Smoluchowski方程模拟多粒径尘埃生长，并探讨尘埃动力学在终端速度近似下的影响，揭示尘埃粒径分布的各向异性及局部尘埃-气体比的变化。
2026-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Atmospheric molecular blobs shape up circumstellar envelopes of AGB stars
针对AGB碳星大气和尘埃形成区分子气体分布及抛射方式不明的问题，本文以1个恒星半径分辨率观测IRC+10216，发现HCN等分子谱线对应光球大对流胞，其与脉动及伴星共同塑造星周包层。
2024-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the dust distribution and polarization around two B213 young stellar objects with ALMA
Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（太空科学研究所）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；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、天体物理学与信息数学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Liant（利安特公司）；Department of Physics, Nagoya University（名古屋大学物理学部）
利用ALMA观测揭示了两个年轻恒星周围尘埃分布与偏振特征，发现从磁性对齐颗粒到自散射的过渡，揭示了尘埃生长和磁场形态的变化。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of source structure on complex organics emission II. Can disks explain lack of methanol emission from some low-mass protostars?
一些原恒星系统显示出很少或没有复杂有机物的毫米线发射。这可以解释为这些分子的丰度低，或者它们可以存在于系统中，但在气体中看不到。我们的目标是研究甲醇的后一种假设。我们将试图回答这个问题：是否存在一个磁盘和光学厚尘埃减少甲醇排放，即使甲醇是丰富的冰和气体？利用辐射转移程序RADMC-3D计算了一个单粒子模式和一个粒子加圆盘模式的甲醇辐射谱线，并与观测结果进行了比较。甲醇排放量的唯一的模型总是强于由至少一个因素2，只要磁盘半径大于30 au（为L=8 L $_{\odot}$）从磁盘加磁盘模型。在大多数情况下，这是由于较低的温度，因此，较少量的温暖的甲醇内的雪表面的冰加磁盘模型。强度下降超过一个数量级的模型，包括高毫米不透明的尘埃颗粒和磁盘半径至少50 au（L=8 L $_{\odot}$）由于连续减。线强度从仅甲醇排放量较低的原恒星模型过度生产的观测，即使有大的尘埃光学深度的影响。圆盘模型可以解释大部分的观测结果。然而，只有当尘埃光学厚度效应，特别是连续谱过减在光盘上变得有效时，它们才能再现高光度和低甲醇排放源的观测。因此，应该同时考虑尘埃盘和尘埃光学厚度的影响来解释观测结果。总之：没有甲醇排放并不意味着在气体或冰中没有甲醇分子。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
H2O Maser Emission in Circumstellar Envelopes around AGB Stars: Physical Conditions in Gas-Dust Clouds
对22.2 GHz H $_2$ O脉泽在渐近巨星分支星的星周包层中的抽运进行了数值模拟。计算中采用的物理参数对应于IK Tau周围的拱星包层。考虑了气尘云的一维平面平行结构。自洽地求解了H $_2$ O能级粒子数的统计平衡方程和气尘云的热平衡方程。计算考虑了H $_2$ O的5个最低振动能级的410个转动能级。恒星辐射场在气尘云的热平衡中起着重要的作用，这是由于旋转振动H $_2$ O线的辐射吸收。本文研究了22.2 GHz脉泽谱线增益与气尘云中气体密度和H $_2$ O数密度的关系。气体密度接近恒星风的平均密度，10 $^7-10^8$ cm $^{-3}$，以及相对高的H $_2$ O丰度，超过10 $^{-4}$，被认为是脉泽源最可能的物理条件。
2013-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetically aligned dust and SiO maser polarization in the envelope of the red supergiant VY CMa
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列波段5对红超巨星VY CMa的科学验证观测，研究了SiO热脉泽谱线和尘埃连续谱在~ 1.7mm波长的偏振。我们分析了线和圆偏振，推导出磁场强度和结构，假设线的偏振源于塞曼效应，而尘埃的偏振源于排列的尘埃颗粒。我们还讨论了其他影响，可能会引起所观察到的极化。我们检测到，第一次，显着的偏振（~3%）的拱星尘埃辐射在毫米波长。极化是均匀的，电矢量位置角为$\sim8^\circ$。对于J=4-3的28 SiOv =0，1，2和29 SiOv =0，1谱线，检测到不同水平的线偏振，其中29 SiOv =1脉泽的最强偏振分数约为30%。线性偏振矢量随速度旋转，与早期的观测结果一致。我们还发现显着（高达1%）的圆偏振在几条线，与以前的测量一致。我们的结论是，检测是强大的校准和定期仪器误差，虽然我们还不能完全排除非标准仪器的影响。从磁性排列的晶粒发射是最有可能的起源所观察到的连续极化。这意味着尘埃嵌入在大于13 mG的磁场中。脉泽线极化跟踪磁场结构。气体和尘埃中的磁场与近似的环向场结构一致，但只有更高的角分辨率观测才能揭示更详细的场结构。如果圆极化是由于塞曼分裂，它表明一个磁场强度~1-3高斯，与以前的微波激射观测一致。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
SMA observations of the polarized dust emission in solar-type Class 0 protostars: the magnetic field properties at envelope scales
虽然，从理论的角度来看，磁场被认为在恒星形成的早期阶段，特别是在主吸积阶段，有一个显着的作用，磁场强度和拓扑结构是不好的约束在最年轻的吸积0类原恒星，导致太阳型恒星的形成。我们用0.87毫米的SMA干涉仪对尘埃的偏振连续辐射进行了观测，以探测附近云中12个低质量0级包层样品中的磁场结构，包括单个原恒星和多个系统。我们的SMA观测探测包络发射尺度为600-5000 AU，空间分辨率范围从600到1500 AU，取决于源距离。我们报告检测到的线性偏振尘埃连续发射在我们所有的目标，平均偏振分数范围从2%到10%，在这些原恒星信封。极化分数随连续通量密度而减小，这转化为随单个包络内的H2柱密度而减小。我们的分析表明，优先观察到对齐或垂直于流出方向的双尺度磁场。有趣的是，我们的研究结果表明，第一次之间的关系的磁场的取向和旋转能量的信封，与一个较大的发生不对准的源，其中检测到强烈的旋转运动在数百至数千的au尺度。我们还表明，最好的协议之间的磁场和外流方向的来源，没有小规模的多重性，没有大磁盘在约100金尺度。
2018-04-16 astro-ph.GA
The Class 0 Protostar BHR71: Herschel Observations and Dust Continuum Models
我们使用赫歇尔分光光度法的BHR 71，嵌入式0类原恒星，提供新的限制其物理性质。我们在所有空间像素中检测到645条（非唯一）谱线。至少有61条不同的谱线源自中心区域。CO转动图分析显示了四个激发温度分量，43 K，197 K，397 K和1057 K。低JCO线跟踪流出，而高JCO线集中在红外源上。H2O的低激发发射线跟踪大尺度外流，而高激发发射线跟踪小尺度分布在赤道平面周围。我们使用尘埃辐射转移的代码，ESTA模型的信封结构，包括旋转崩溃，外部静态信封，外流腔，和磁盘。旋转坍缩包络的演化可以受到远红外/毫米SED以及方位平均径向强度分布的约束，并且流出腔的结构在较短波长处起着关键作用。在20-40 μ m处的发射需要具有恒定密度内部区域和幂律密度外部区域的腔。最佳拟合模型的包络质量为19太阳质量，半径为0.315 pc，中心光度为18.8太阳光度。坍缩开始的时间是24630-44000年，最有可能在36000年左右。包层中相应的质量下降率（每年1.2 × 10 $^{-5}$太阳质量）与恒星质量吸积率相当，而从CO流出量估计的质量损失率为恒星质量吸积率的20%。我们没有发现幕式吸积的证据。
2017-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation-driven acceleration in the expanding WR140 dust shell
沃尔夫-拉叶（WR）双星系统WR 140是一个近距离（0.9-16.7质量）双星，由一颗O 5主星和一颗WC 7伴星组成，被认为是幕式产生尘埃的WR的原型。WR双星中的尘埃形成于两个恒星风碰撞产生的受限气流中，双星的轨道运动将大规模的尘埃结构雕刻成弧形，因为尘埃被径向向外扫过。据了解，WR 140中尘埃产生所需的敏感条件只有在两颗恒星足够接近时才能在近星点附近得到满足。在这里，我们提出了多历元图像的拱星尘埃壳的WR 140。我们构建了几何模型，密切跟踪复杂结构的尘埃羽的扩张，表明轨道调制引起的复杂效应可能会导致在一个'金发区'的尘埃生产。我们发现，尘埃羽流的膨胀不能在一个简单的匀速外流的假设下重现，而是发现尘埃正在加速。这构成了一个直接的运动学记录的尘埃运动加速下的辐射压力，并进一步突出了复杂的物理条件碰撞风双星。
2022-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-Scale Picture of Magnetic Field and Gravity from Large-Scale Filamentary Envelope to Core-Accreting Dust Lanes in the High-Mass Star-Forming Region W51
我们提出了230 GHz的连续极化观测与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在0 $\farcs1$（$\sim 540$ ~au）的分辨率在高质量恒星形成区域W51 e2和e8。这些观测结果解析了一个连接核心的尘埃带网络，标志着与早期更粗糙的球形连续体结构的背离。与此同时，核心似乎没有进一步分裂。偏振粉尘排放被清楚地检测到。推断出的磁场方向与尘埃带平行。这个关键的结构特征与当地的引力矢量场一起分析。当地重力的方向通常与尘埃带对齐。有了这些发现，我们得出一个稳定性标准，定义了一个最大的磁场强度，可以克服所观察到的磁场重力配置。等效地，这定义了可以稳定尘埃带以防止径向塌陷的最小场强。我们发现，在W51 e2和e8中检测到的尘埃带是稳定的，因此可能使它们成为吸积到中心源的基本组成部分，为大质量恒星形成模型提供支持，而不需要大的吸积盘。当与覆盖包络、全局和局部坍缩尺度的较粗分辨率进行比较时，我们发现磁场结构及其相应的引力矢量场具有反复出现的相似性。这些自相似的结构指向一个多尺度的坍缩中的坍缩场景，直到最终达到内核吸积尘埃带的规模，重力夹带着磁场，并将其与尘埃带对齐。
2022-10-14 astro-ph.GA
Is the mm/submm dust polarization a robust tracer of the magnetic field topology in protostellar envelopes? A model exploration
高分辨率（亚）毫米极化观测开启了一个新时代，在理解如何组织的B-场在恒星形成区域，揭示了一个复杂的相互作用之间的B-场和气体在原恒星的核心。然而，要评估B场在太阳型恒星形成过程中的作用，关键是要能够理解这些极化尘埃排放在多大程度上是最年轻的原恒星物体中B场的良好示踪剂。我们提出了一个彻底的调查的保真度和使用尘埃偏振发射映射的B-场拓扑结构在低质量的原恒星的局限性。为了评估这些影响的重要性，我们进行了分析的B-场特性的27个实现的MHD模型的恒星形成的核心。假设一个统一的人口的尘埃颗粒的大小遵循标准的MRN，我们分析的合成偏振尘埃排放地图，如果这些颗粒与当地的B-场由于B-RAT对齐。我们发现，（亚）毫米极化尘埃排放是一个强大的示踪剂的B-场拓扑结构的内部原恒星信封，并成功地捕捉到的B-场空间分布的细节半径~100 AU。用偏振尘埃辐射测量的LOS平均B场方向在75 - 95%的通过原恒星包层的独立视线中精确到< 15°。积分的B-场平均取向和从偏振尘埃发射重建的取向之间的大的差异主要在（i）B-场高度无序的视线和（ii）探测大柱密度的视线中观察到。我们的分析表明，热尘埃发射的高不透明度和低偏振分数可以用来避免利用小部分的测量受大误差的影响。
2022-09-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Effect of dust rotational disruption by radiative torques on radiation pressure feedback from massive protostars
尘埃上的辐射压力被认为在大质量恒星的形成过程中起着至关重要的作用，它通过作用于中心原恒星上的引力坍缩。然而，尘埃的性质在密集地区的大质量原恒星的强烈辐射照射的约束不足。以往的研究通常假设标准的星际尘埃模型来限制吸积形成的大质量恒星的最大质量，这似乎与尘埃演化理论相矛盾。本文利用恒星辐射对尘埃同时产生辐射压力和辐射力矩的事实，研究了辐射力矩（RAT）对尘埃颗粒转动扰动对辐射压力的影响，并探讨了其对大质量恒星形成的意义。在本文中，我们专注于原恒星的信封，并采用球面几何。我们发现，原来的微米大小的大颗粒，大概形成在非常密集的地区，可以迅速被打乱成小颗粒的RAT由于红外辐射从热尘埃壳附近的直接恒星辐射诱导的升华前。由于旋转破坏的尺寸分布的修改，辐射压不透明度可以从原始尘埃模型的预期值减少$\sim 3$的一个因素。然而，要通过球形吸积形成大质量恒星，尘埃与气体的质量比需要像以前发现的那样减少$\sim 5$。
2021-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Comment on "The dust sublimation radius as an outer envelope to the bulk of the narrow Fe K$α$ line emission in Type 1 AGN"
最近，Gandhi、Hönig和Kishimoto向arXiv电子打印服务提交了一份手稿，内容是关于活动星系核（AGN）X射线光谱中出现的窄FeK $α$线的发射区与尘埃环内径的位置（arXiv：1502.02661）。在他们的手稿之前，类似的讨论已经在Minezaki & Matsushita（2015）的一个章节中提出，该章节已被《天体物理学杂志》接受出版。由于Gandhi等人没有提及Minezaki & Matsushita（2015），只是不恰当地引用了它作为活动星系核尘埃混响的应用，因此我们对两篇论文进行了简要的比较。Gandhi等人将FeK $α$发射区的位置与单独测量的1型活动星系核尘埃环半径进行了比较，而Minezaki & Matsushita（2015）则根据1型和2型活动星系核尘埃混响半径的比例关系对其进行了研究。然而，Gandhi等人的主要结果与Minezaki & Matsushita（2015）的结果基本一致并得到支持。
2015-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Density-enhanced gas and dust shells in a new chemical model for IRC+10216
本文提出了一个新的AGB星IRC+10216星周包层富碳的化学模型。该模型包括壳的物质密度是增强相对于周围的拱星介质。化学模型使用更新的反应网络，包括RATE 06数据库中的反应和更详细的阴离子化学。特别是，新的机制被认为是CN-，C3 N-和C2 H-的形成，并与原子氮和最丰富的阳离子在拱星信封的碳氢化合物阴离子的反应。新的反应，涉及H-的结果，在生产大量的C2 H-和CN-的内信封。计算的径向分子丰度分布的烃C2 H，C4 H和C6 H和氰基多炔HC 3 N和HC 5 N显示窄峰，这是在更好的协议与观察比以前的模型。因此，在IRC+10216周围的分子微波辐射中观察到的窄环被解释为产生于气体和尘埃密度大于周围星周介质的包层区域。我们的模型表明，CN-和C2 H-可以在IRC+10216中检测到，尽管其母体中性物质的理论辐射电子附着率非常低。我们还表明，镁异氰化物（MgNC）可以形成在外壳通过辐射协会涉及Mg+和氰基聚炔物种。
2009-03-05 astro-ph.GA
HI, CO, and Planck/IRAS dust properties in the high-latitude-cloud complex, MBM 53, 54, 55 and HLCG 92-35; Possible evidence for an optically thick HI envelope around the CO clouds
本文结合普朗克/IRAS亚毫米/远红外尘埃特性，对b = -30度至-45度的最突出的高纬云MBM 53、54、55和HLCG 92-35进行了HI和CO气体的分析。CO排放，尘埃不透明度在353 GHz（τ 353），和尘埃温度（Td）一般表现出良好的空间对应关系。另一方面，HI发射和尘埃性质之间的对应关系不像CO中那么清楚。对于Td从16 K到22 K的范围，积分HI强度WHI和τ 353显示出大的散射，相关系数为~0.6。然而，我们发现，WHI和τ 353表现出更好的相关性较小范围的Td每0.5 K，一般与0.7-0.9的相关系数。我们建立了一个假设，即与最高Td >= 21.5 K相关的HI气体是光学薄的，而当Td低于21.5 K时，HI发射通常是光学厚的。我们已经确定了光学薄HI气体的氢原子柱密度与τ 353之间的关系式：NHI（cm-2）=（1.5 × 10^26）× τ 353，假设尘埃的性质是均匀的，我们已经用这个关系式从τ 353估算了整个云的NHI。然后使用NHI求解该区域的Ts和tauHI。结果表明，HI主要由自旋温度为20-40 K、密度为40-160 cm-3的光学厚气体组成。HI包层的总质量约为1.2 x 10^4 Msol，比CO云的质量大一个数量级。由这种方法得到的HI包络属性不排除HI和H2在暗气体的混合物，但我们提出的间接证据表明，大部分的气体质…
2014-11-21 astro-ph.GA
L1599B: Cloud Envelope and C+ Emission in a Region of Moderately Enhanced Radiation Field
研究了非对称辐射场对分子云包层性质的影响。我们采用一氧化碳（12 CO和13 CO），原子碳，电离碳和原子氢的观测来分析L1599 B的核心和外壳的化学和物理性质，L1599 B是一个分子云，形成了距离恒星Lambda Ori约27 pc的环的一部分。O III型恒星提供了一个不对称的辐射场，使外部辐射场适度增强。用SOFIA上的GREAT仪器对[CII]精细结构线的观测表明，在云面向恒星的一侧有显著增强的发射，而PMO和APEX望远镜的[Ci]，12 CO和13 CO J = 1-0和2-1，以及12 CO J = 3-2的数据表明了一个相对典型的云内部。原子、离子和分子的线质心速度彼此非常紧密地跟踪，表明云可能正在经历差分径向运动。来自阿雷西博GALFA调查的HI数据和SOFIA/GREAT [CII]数据并没有表明晕气体相对于由12 CO和13 CO追踪的云的致密中心部分有任何系统运动。
2016-04-08 astro-ph.GA
Simulating dust grain-radiation coupling on a moving mesh
在辐射流体动力学程序AREPO-RT中，我们提出了一个尘埃与辐射场相互作用的模型，该模型在非结构化移动网格上求解基于矩的辐射转移方程。尘埃直接处理使用现场模拟粒子，其中每个代表一个人口的颗粒，耦合到流体动力学运动通过阻力。我们介绍了计算尘埃粒子辐射压力和光子吸收的方法。通过包括一个直接处理的灰尘，我们能够计算尘埃不透明度和更新辐射场自相一致的基础上，当地的灰尘分布。这种混合计划耦合尘埃粒子到一个非结构化的网格辐射验证使用几个测试问题与已知的解析解，包括驱动通过球对称通量从一个恒定的光度源和光子吸收辐射入射到一层薄薄的灰尘的灰尘。我们的方法与AREPO-RT中的多频方案兼容，该方案将紫外和可见光子视为单散射光子，将红外光子视为多散射光子。在红外波长，我们模型加热和热辐射的尘埃。尘埃和气体不处于局部热力学平衡，而是通过碰撞交换传递能量。我们通过平衡这些尘埃辐射和尘埃气体能量交换率来估计尘埃温度。这个耦合尘埃和辐射的框架可以应用于未来星系形成的辐射流体动力学模拟。
2019-12-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Tree-based solvers for adaptive mesh refinement code FLASH -- III: a novel scheme for radiation pressure on dust and gas and radiative transfer from diffuse sources
辐射是星际介质能量学的重要贡献者，然而其输运难以数值求解。本文提出了一种新的通过后向射线追踪求解漫射源辐射转移的方法。本文着重研究了红外辐射的辐射转移和尘埃的辐射压力。新的模块\textsc{TreeRay/RadPressure}是在基于网格的MHD代码{ \sc Flash}中实现的新型辐射转移方法\textsc{TreeRay}的扩展。在\textsc{TreeRay/RadPressure}中，每一个细胞和每一个恒星粒子都是红外辐射源。我们还描述了气体，尘埃和辐射是如何通过化学网络耦合的。这使我们能够计算当地的尘埃温度在热平衡，导致显着改善了经典的灰色近似。在几个测试中，我们表明，该计划产生正确的辐射强度以及正确的动量输入的辐射压力。随后，我们应用我们的新方案来模拟大质量恒星的形成，从一个崩溃的，动荡的核心150 ${\rm M}_\odot$。我们包括电离辐射和红外辐射对核心动力学的影响。我们发现，新生的大质量恒星防止其附近的碎片由于辐射加热。随着时间的推移，灰尘和辐射温度相等，而气体温度可能由于冲击加热而更热，或者由于灰尘-气体耦合不足而更冷。与引力相比，辐射压对模拟时间尺度上恒星质量的影响并不显著。
2023-02-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The effect of radiation pressure on spatial distribution of dust inside HII regions
利用一维辐射流体动力学模拟研究了辐射压对H $_\mathrm{II}$区域内尘埃空间分布的影响，包括尘埃对光子的吸收和再发射.为了研究颗粒尺寸的影响，以及，我们引入了两个额外的流体组件描述大，小尘埃颗粒的模拟。尘埃和气体之间的相对速度强烈地依赖于拖曳力。我们包括碰撞阻力和库仑阻力。我们发现，在一个紧凑的H $_\mathrm{II}$区域，尘埃腔区是由辐射压力。由此产生的尘埃腔大小（约0.2 pc）与观测估计相当吻合。由于H $_\mathrm{II}$区域内的尘埃是强带电的，尘埃和气体之间的相对速度主要由库仑拖曳力决定。库仑拖曳力的强度比碰撞拖曳力的强度大2个数量级。此外，在大量的$10^5$ $M_{\odot}$云，我们发现，辐射压力的变化H $_\mathrm{II}$区域内的晶粒尺寸分布。由于大的（0.1 $\mathrm{μm}$）尘埃颗粒比小的（0.01 $\mathrm{μm}$）颗粒更有效地被加速，所以与初始的颗粒质量比相比，大颗粒与小颗粒的质量比减小了一个数量级。由此产生的尘埃大小分布取决于辐射源的光度。当辐射源较强时，由于尘埃粒子电荷较大，库仑拖曳力也较强，因此大、小粒子的偏析较弱。
2017-11-20 astro-ph.GA
A dust-free hierarchically nested supermassive-star model for James Webb Space Telescope Little Red Dots
Universitat Politècnica de València（瓦伦西亚理工大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics at Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
研究詹姆斯·韦布空间望远镜发现的小红点，提出无尘埃物理框架，认为其贫尘埃子集是分层嵌套超大质量恒星的观测表现，阐述相关形成机制及过程，缩短了恒星组装时间尺度。
2026-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The dust sublimation radius as an outer envelope to the bulk of the narrow Fe Kalpha line emission in Type 1 AGN
Fe K α发射线是活动星系核（AGN）X射线谱中最普遍的特征，但其窄核的起源仍然不确定。在这里，我们调查的Fe核心的发射区的大小和测量的尘埃环的大小之间的连接在13个本地1型活动星系核。观测到的Fe K发射半径（R_fe）由X射线光栅光谱中的光谱分辨线宽确定，尘埃升华半径（R_dust）由光学/近红外混响时间滞后或分辨近红外干涉数据测量。这种直接的比较表明，在一个对象的基础上，尘埃升华半径形成一个外部信封的大部分铁K排放。R_fe与活动星系核中的R_dust匹配得很好，具有目前最好的约束线宽。在相当一部分没有清晰窄线核的天体中，R_f近似于或小于光学宽线区的半径。这些事实对我们的样本的环面几何形状施加了重要的约束。扩展环面，其中荧光气体的立体角的峰值远远超过尘埃升华半径可以排除。我们还测试了R_fe的光度标度，发现爱丁顿比不是决定我们样品中谱线位置的主要驱动因素。我们详细讨论了潜在的警告，由于数据分析和仪器的限制，简单的线建模，不确定的黑洞质量，以及样本选择，表明这些都是不可能的偏见，我们的核心结果。Astro-H上的量热计将很快大大增加可以进行线测量的参数空间，克服许多这些限制。
2015-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过双星演化模型和红外观测，约束了AT2021biy和AT2021blu的前身星质量、抛射物质量及尘埃形成，发现仅少量气体凝结为尘埃。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust continuum and Polarization from Envelope to Cores in Star Formation: A Case Study in the W51 North region
我们提出了第一个高角分辨率（高达0.7”，~5000 AU）的偏振和热尘埃连续图像朝向大质量恒星形成区W51北。观测是在870微米波长下用亚毫米阵列（SMA）在次紧凑（SMA-SubC）和扩展（SMA-Ext）配置中进行的。W51 North在870微米连续图像中被分解为四个核心（SMA 1至SMA 4）。相关联的尘埃极化表现出更复杂的结构比在较低的角分辨率。我们使用SMA-Ext和SMA-SubC数据分析了SMA 1至SMA 4核心和包络中的天空平面磁场（B_bot）的推断形态。这些结果与从CSO和JCMT获得的B_bot存档图像进行了比较。尘埃强度梯度位置角（phi_{nabla I}）和磁场位置角（phi_B）之间的相关性被发现在CSO，JCMT和两个SMA数据集。并对这种相关性进行了定量分析。系统紧密的相关性之间的phi_{nabla I}和phi_B被发现在核心，而相关性降低在核心以外的地区。磁场-重力比（Sigma_B）图是使用Koch、Tang和Ho 2012年新开发的极化强度梯度法得出的。我们发现，在所有4个数据集中，在岩心中的力比往往很小（Sigma_B <= 0.5）。在地核以外的区域，比值增加，或者场甚至主导重力（Sigma_B > 1）。这可能为岩芯中phi_{nabla I}和phi_B之间的紧密相关性提供了物理解释：B场线被重力拖曳和对齐的越多，相关性就…
2012-12-04 astro-ph.GA
Physical conditions for dust grain alignment in Class 0 protostellar cores II. The role of the radiation field in models aligning/disrupting dust grains
本文利用POLARIS辐射转移模拟研究0类原恒星内部辐射场对尘埃颗粒排列的作用，发现中心辐照、超顺磁性颗粒及大于10微米颗粒是使合成偏振观测达到ALMA实测水平的关键，并揭示高光度事件可影响颗粒排列与碎裂。
2023-03-22 astro-ph.GA
Parsec-scale Dusty Winds in Active Galactic Nuclei: Evidence for Radiation Pressure Driving
对活动星系核的红外干涉测量揭示了一个温暖的（~ 300 K-400 K）极地尘埃结构，它不能用统一模型中假定的尘埃环来简单地解释。这导致了盘+风情景的发展，其中包括一个热的（~ 1000 K）紧凑的赤道尘埃盘和极地尘埃风。这种风被认为是由辐射压力驱动的，因此，我们预计辐射压力的长期变化将影响尘埃分布。在本文中，我们试图量化的灰尘分布是否以及如何随着辐射压力的变化。我们分析了迄今为止未发表的VLTI/VLBI数据的8 AGN和使用以前的结果25个以上创建一个样本的33 AGN。这个样本包含了VLTI/VLBI成功观测到的所有活动星系核。对于每个活动星系核，我们计算爱丁顿比，使用固有的2- 10千电子伏的X射线光度和黑洞质量，并比较这与解决尘埃排放分数所看到的。我们初步得出结论，有更多的灰尘在风中更高的爱丁顿比，至少在2型活动星系核，这样的效果预计将更容易看到。
2019-10-01 astro-ph.GA
Chemical evolution of galaxies with radiation-driven dust wind
利用一个新的含尘埃风的单区化学演化模型，讨论了恒星辐射压对星际尘埃的清除对星系化学演化的影响。元素的去除效率（例如，Fe，Mg，Ca）通过辐射驱动的尘埃风传播的能量依赖于星际介质中该元素的尘埃损耗水平和星系的总光度。在这项研究中，我们特别关注[alpha/Fe]的时间演化及其对沙尘风模型参数的依赖性。主要结果如下。在有沙尘风和无沙尘风的模式中，[Ca/Fe]随时间的变化有明显的不同，在有沙尘风的模式中，[Ca/Fe]可以系统地降低。另一方面，由于沙尘对Mg的消耗水平较低，在有沙尘风和无沙尘风的模式中，[Mg/Fe]的时间演化不会有太大的差别。因此，[Mg/Ca]在有沙尘风的模型中可以系统地更高。我们比较这些结果与观测到的元素特征的恒星在大麦云（LMC），因为越来越多的观测研究[α/Fe]的LMC最近积累了详细的比较。在此基础上，我们还讨论了辐射驱动尘埃风背景下天炉座矮星系和椭圆星系中[α/Fe]的起源。
2014-08-22 astro-ph.GA
Spinning dust radiation: a review of the theory
本文综述了自旋尘埃粒子电偶极辐射理论模拟的现状。尘埃颗粒旋转这个基本上简单的问题，由于所涉及的过程的多样性，吸引了大量的经典和量子物理学概念。通过各种机制的旋转激励和阻尼率进行了讨论，以及计算粮食角动量分布函数的方法。对谷物性质的假设进行了评述。理论预测的稳健性现在似乎主要受到颗粒本身的不确定性的限制，即它们的丰度，偶极矩，大小和形状分布。
2012-11-12 astro-ph.GA
Radiation-pressure-driven dust transport to galaxy halos at $z\sim 10$
星系晕或环星系介质（CGM）中尘埃的起源仍然是一个谜。我们研究了高红移（$z\sim 10$）星系中的辐射压是否能有效地将尘埃输送到晕中。为了澄清早期宇宙中星系晕的第一次尘埃富集，我们解决了尘埃颗粒的运动，考虑辐射压力，气体阻力和重力在星系盘的垂直方向。辐射压力的估计与恒星光谱和尘埃消光一致。因此，我们发现，半径为$a\sim 0.1~μ$ m的尘埃颗粒成功地逃离银盘，如果正在进行的恒星形成插曲转换超过15%的重子内容成恒星和持续$\gtrsim 30$万年，而较大和较小的颗粒被困在光盘，因为重力和气体阻力，分别。我们还表明，颗粒电荷显着增强气体阻力在几个-10尺度高度的银盘，其中颗粒速度被抑制到$\sim 1$公里的$^{-1}$。在银盘中存在一个最佳的尘埃-气体比（$\sim 10^{-3}$）和一个最佳的维里质量$\sim 10^{10}$ -- $10^{11}$ M $_{\odot}$，用于将$a\sim 0.1~μ$ m颗粒输送到晕中。我们的结论是早期尘埃富集星系晕在$z\gtrsim 10$是重要的尘埃在CGM的起源。
2019-05-14 astro-ph.GA
Radiative transfer of ionizing radiation through gas and dust: stellar source case
我们提出了一个新的尘埃扩展的蒙特卡罗辐射转移代码崩溃，这使它能够模拟电离辐射的传播通过气体和尘埃的混合物。新的代码适用于研究理想的银河H II区域和小尺度再电离尘埃吸收的影响。我们发现，H II区域的大小减少了尘埃的存在，而它们的内部温度和电离结构基本上不受影响。在小尺度再电离模拟中，尘埃使电离锋变硬，延迟了电离泡的重叠。研究发现，这种效应仅微弱地取决于密度较低地区假设的尘埃丰度。
2018-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
