Changes Of Dust Opacity With Density in the Orion A Molecular Cloud
我们已经研究了尘埃颗粒在亚毫米波长的不透明度，通过估计光学深度从成像在160，250，350，和500微米从赫歇尔古尔德带调查和比较这从2 MASS派生的颜色过剩E（J-Ks）获得的列密度。我们的主要目标是调查的空间变化的不透明度，由于“大”颗粒在各种环境条件下，从而量化的尘埃的排放特性如何随柱（和体积）密度的变化。这里所研究的猎户座A分子云的中部和南部区域，其NH值在1.5 × 10^21 cm^-2到50 × 10^21 cm^-2之间，非常适合于这种方法。我们将每个像素的多频Herschel光谱能量分布（SED）与修改的黑体拟合，以获得在1200 GHz（250 um）的基准频率处的温度T和光学深度τ（1200）。利用星际介质的NH/E（J-Ks）定标，得到了每个像元的不透明度σ_e（1200）。在高纬度弥漫性ISM中，柱密度最低时的σ_e（1200）值约为1 × 10 ^-25 cm ^2 H^-1，在所研究的范围内，σ_e（1200）随着NH ^0.28的增加而增加。这暗示着谷物的进化。对频率上的SED进行积分，我们还计算了大颗粒的比功率P（每H的发射功率）。在尘埃云相对于星际辐射场（ISRF）来说光学厚度较薄的低气柱密度区域，P值通常为3.7 × 10^-31 W H^-1，也接近于高纬度漫射ISM中的P值。然而，我们发现的证据表明，在高柱密度区域，这将是一个自然的结果…
2012-11-27 astro-ph.GA
Probing star formation and ISM properties using galaxy disk inclination III: Evolution in dust opacity and clumpiness between redshift 0.0 < z < 0.7 constrained from UV to NIR
本文利用Tuffs等提出的紫外、光学和近红外波段的衰减-倾斜模型，研究了星系中尘埃的平均性质与恒星质量$M_{*}$、恒星质量表面密度$μ_{*}$、恒星形成速率$SFR$、比恒星形成速率$sSFR$、恒星形成主序星偏移量$dMS$的关系。和恒星形成率表面密度$Σ_{SFR}$在红移$z \sim 0$和$z \sim 0.7$。我们使用来自SDSS（$\sim$ 20000）和GAMA（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.04 < z < 0.1$形成我们的低z样品，并使用来自COSMOS（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.6 <z < 0.8$形成样品。我们发现在$z \sim 0.7$处的星系比在$z \sim 0$处的星系具有更高的光学厚度$τ_{B}^{f}$和块状度$F$。$F$的增加暗示着$z \sim 0.7$星系的恒星不太可能逃离它们的诞生云，这可能表明诞生云更大。我们还发现，$τ_{B}^{f}$增加与$M_{*}$和$μ_{*}$独立的样品，因此红移。我们没有发现$τ_{B}^{f}$或$F$与$SFR$的明显趋势，这可能意味着尘埃质量分布与$SFR$无关。反过来，这意味着尘埃形成和破坏的平衡是独立于PDMATHAMO的。基于对巴耳末衰减的倾角依赖性的分析，我们发现，再现巴耳末线辐射不仅需要与恒星形成区相关的完全光学厚的尘埃成分，如在标准…
2022-06-13 astro-ph.GA
Dust-Gas Scaling Relations and OH Abundance in the Galactic ISM
对星际尘埃的观测经常被用作总气柱密度$N_\mathrm{H}$的替代。通过比较$\textit{Planck}$热尘数据（1.2版）和Pan-STARRS 1和2 MASS的新尘埃红化图（Green et al. 2018），准确（不透明度校正）HI柱密度和新公布的OH数据从阿雷西博千年调查和21-海绵，我们确认尘埃光学厚度$τ_{353}$，红化$E(B{-}V)$和总质子柱密度$N_\mathrm{H}$在（1 $-$ 30）$\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$的范围内，沿着视线，在发射中没有分子气体检测。我们推导出纯原子视线在$|b|$ $>$ 5 $^{\circ}$处的$N_\mathrm{H}$/ $E(B{-}V)$比值为（9.4 $\pm$ 1.6）$\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$ mag $^{-1}$，比Bohlin等人（1978）的标准值高60 $\%$。我们报告了一个$\sim$ 40 $\%$增加不透明度$σ_{353}$ = $τ_{353}$ / $N_\mathrm{H}$，当从低柱密度（$N_\mathrm{H}$ $<$ 5 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$）移动到中等柱密度（$N_\mathrm{H}$ $>$ 5 $\times$ 10 $^{20}$ cm $…
2018-05-30 astro-ph.GA
Evidence for Environmental Changes in the Submillimeter Dust Opacity
在弥漫的银河系星际介质（ISM）的尘埃亚毫米不透明度已被量化使用的连续发射与柱密度代理的图像的像素相关性。我们使用了250、350和500 μm的三条BLAST带和100 μm的一条IRAS带。替代物是从2 MASS获得的近红外颜色过量E（J-Ks）。根据对恒星的观测，我们展示了这种颜色过剩与中度灭绝区域的总氢柱密度的相关性。发射与柱密度的比率，发射率，然后从相关性中得知，作为频率的函数。用修正的黑体拟合辐射率的光谱分布，从而得到1200 GHz处的特征尘埃温度T和所需的不透明度σ_e（1200）。我们已经分析了14个靠近船帆座分子云的银道面区域，大多数区域都是为了避开高柱密度（N_H > 10^{22} cm^-2）的区域，并且足够小，以确保均匀的T。我们发现σ_e（1200）的典型值为2 ~ 4 × 10^{-25} cm ^2/H，比本地高银河纬度弥散原子ISM的平均值大2 ~ 4倍。这是谷物进化的有力证据。尘埃所吸收（再辐射）的每个H核子的总功率有一个范围，反映了星际辐射场和/或尘埃吸收不透明度的变化。这些变化会影响平衡温度，通常为15 K，比高纬度地区更冷。我们的分析延伸，以更高的透明度和更低的T，增加不透明度与降低T的趋势，发现在高纬度地区。对发射不透明度变化的认识提出了一个警告，因为从尘埃发射图推导出的所有柱密度以及其中致密结构的质量与所采用的值成反比。
2012-03-16 astro-ph.GA
Widefield VLBI observations of M31: A Unique Probe of the Ionized ISM of a nearby galaxy
VLBA在1.6 GHz下用于观测包括M31核心在内的直径为50弧分的目标场。采用新型VLBI相关技术对200个源进行了同步观测，其中16个源被探测到。我们分类所有16个背景AGN的基础上，他们的X射线特性和弧秒和质量尺度的形态。然后分析了探测到的源，以寻找M31电离ISM导致散射增宽的证据。一个紧凑的背景源的检测只有0.25千秒差距的投影距离M31的地方与M31的中心相关联的任何极端散射区域的范围的约束。然而，最接近核心的两个源显示出散射增宽的证据，这与如果在M31的倾角通过我们银河系的内盘观察到紧凑的源时所观察到的一致。我们将此解释为沿着两条视线对M31电离ISM的探测。随着未来长基线干涉仪的带宽和灵敏度的增加，这将证明是一种非常强大的技术，用于了解外部星系中的电离ISM。
2013-02-25 astro-ph.GA
Probing 3D Density and Velocity Fields of ISM in Centers of Galaxies with Future X-Ray Observations
对银河系内几百秒差距范围内的分子云发射的明亮而多变的“反射”X射线的观测表明，中心的超大质量黑洞Sgr A* 在过去几百年里经历了短暂而强大的耀斑。这些耀斑提供了一个真正独特的机会来确定被照亮的云的3D位置（精度约为10 pc），并揭示其内部结构（低至0.1 pc尺度）。耀斑的短持续时间，结合X射线的高穿透能力和反射信号对气体的热力学和化学动力学状态的不敏感性，确保了所提供的密度和速度场的诊断是无偏的，并且几乎没有投影和不透明效应。借助具有大收集面积和高角度的未来X射线观测站可获得分子气体的锐利和灵敏的快照（弧秒级）和光谱（eV级）分辨率低温测辐射热计将提供有关受照云内超音速湍流特性的宝贵信息，绘制其剪切速度场，并允许X射线数据和速度之间的交叉匹配，由ALMA和其他地面设施提供的各种分子种类的分辨排放。这将突出致密气体的大尺度和小尺度动力学，并有助于揭示ISM生命周期和银河系中心极端条件下大质量恒星形成的细节。虽然前者对于SMBH馈送和触发AGN反馈特别重要，但后者可能是高红移星系中发生的恒星形成的绝佳测试案例。
2019-03-15 astro-ph.GA
MAGNUM survey: Compact jets causing large turmoil in galaxies -- Enhanced line widths perpendicular to radio jets as tracers of jet-ISM interaction
被活动星系核加速的外流通常以相干的、轻度准直的高速气体的形式被观测到，这些气体沿着活动星系核的电离锥和动力学上强大的（> $10^{44-45}$ erg/s）喷流被引导。最近的研究发现，外流也可以被低功率（< $10^{44}$ erg/s）喷流加速，最新的宇宙学模拟表明，这些是次千秒差距尺度上反馈的主要来源。我们研究了射电喷流与IC 5063，NGC 5643，NGC 1068和NGC 1386中电离气体的分布和运动学之间的关系，作为我们对附近塞弗特星系MAGNUM调查的一部分。所有这些天体都有一个小尺度（<1千秒差距）的低功率（< $10^{44}$ erg/s）射电喷流，相对于星系盘有小倾角（<45°）。我们采用了从MUSE在VLT的看到有限的光学积分场光谱观测，以获得扩展电离气体的通量，运动学和激发图，我们与档案无线电图像和钱德拉X射线观测进行了比较。我们检测到一个强大的（高达>800-1000公里/秒），扩展（>1千秒差距）和冲击激发的发射线速度传播垂直的活动星系核电离锥和喷流在所有四个目标。这些广泛的和对称的线轮廓不与一个单一的相干速度的气体，不同的“经典”的非对称线流出沿电离锥和射流观察。我们解释所观察到的现象，由于在星系盘的气体扰动的喷气机的行动。这些强烈的和扩展的速度传播垂直AGN喷流和锥，目前确实只观察到在星系托管一个低功率的喷流，其倾斜度是足够低的星系盘上的…
2021-02-25 astro-ph.GA
Stardust Galaxies at z>9: A Dust-Origin Transition Behind the Excess of UV-Bright Galaxies
Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Waseda University（早稻田大学）；Nagoya University（名古屋大学）；the Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文与天体物理系）；National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（国家光学红外天文研究实验室）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
研究通过结合恒星形成效率的变化，探讨z>9星系中星尘起源和透明度的转变如何解释紫外亮星系的过剩现象以及极低尘埃消光的普遍性。
2026-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Relationship Between Galaxy ISM and Circumgalactic Gas Metallicities
我们给出了与孤立成星星系（=0.28）相关的25个吸收系统的ISM和CGM金属丰度<z>，其中9.4<log（M*/Msun）<10.9，并且在200 kpc内检测到吸收。利用Keck/ESI谱的Ha/[NII]发射线测量了星系ISM金属丰度。CGM单相低电离金属丰度的建模使用MCMC和多云的HST/COS和Keck/HIRES或VLT/UVES类星体光谱的吸收分析。我们发现，恒星形成星系ISM的金属丰度遵循所观察到的恒星质量金属丰度关系（散射0.19dex）。CGM金属丰度与恒星质量无关，并表现出~2dex的散射。所有CGM的金属丰度都低于星系ISM的金属丰度，并偏移log（dZ）=-1.17+/-0.11。没有明显的金属丰度梯度作为碰撞参量或维里半径（<2.3 sigma）的函数。星系的相对金属丰度与方位角之间没有关系。我们发现沿长轴和短轴的平均金属丰度差异分别为-1.13+/-0.18和-1.23+/-0.11。无论我们用低/高倾角或低/高碰撞参量或低/高N（HI）来检验我们的样本，我们都没有发现任何与相对CGM星系金属丰度和方位角的显著关系。我们发现10/15的低柱密度系统（logN（HI）<17.2）位于星系长轴上，而高柱密度系统（logN（HI）>17.2）位于短轴上。这表明N（HI）可能是一个有用的指标的吸积/流出。我们的结论是，CGM没…
2019-10-10 astro-ph.GA
Role of Thermal and Non-thermal Processes in the ISM of Magellanic Clouds
射电连续辐射是星际介质中热过程和非热过程的一种无尘埃偏置的示踪剂。我们提出了新的地图的自由和同步辐射的麦哲伦云（MC）在0.166，1.4，和4.8GHz的无线电非热谱没有事先假设。这些地图是使用去红的H $α$地图作为热射电辐射的模板构建的，我们从总射电连续辐射的地图中减去它。为了减少H $α$辐射，重要的是要知道沿视线衰减H-PDMATHAMM辐射的尘埃表面密度的分数，$f_\text{d}$。该分数是通过比较通过红外发射光谱和巴耳末减量法获得的尘埃不透明度而获得的。在恒星形成区，中值$f_\text{d}$约为0.1，比扩散区低3倍。在1.4GHz的LMC（SMC）中，我们获得了30%（35%）的全球热射电分数，$f_\text{th}$。此外，我们提出的均分磁场强度与平均值的$\simeq10.1μ$ G在LMC和$\simeq\,5.5\,μ$ G在SMC的地图。磁场与恒星形成率成正比，分别为大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的0.24和0.20次方。研究表明，非热过程控制着MC中的星际介质。
2021-10-31 astro-ph.GA
Dust and inclination corrected star-formation and interstellar medium scaling relations in nearby galaxies
本文在邻近星系样本中分析了恒星形成与星际介质标度关系，提出一种无需假设尘埃衰减曲线的自洽方法进行尘埃和倾角校正，发现恒星形成分布比恒星连续谱发射更广，该方法可推广至更大规模星系演化研究。
2023-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial distribution of interstellar dust in the Sun vicinity, comparison with neutral sodium-bearing gas
星际尘埃和气体的3D断层扫描在许多方面都很有用，从ISM本身的物理和化学演变到CMB的前景净化，或者对特定物体环境的各种研究。我们的目标是在250秒差距内提供更精确的星际尘埃和气体云距离信息。我们采用最好的校准方法，仔细筛选一组恒星Stromgren测光数据具有依巴谷视差和光谱类型分类的目标。我们结合了大约6,000颗恒星的星际距离和视差距离，建立了当地尘埃的3D断层扫描。我们使用的反演方法的基础上正则化贝叶斯方法和最小二乘准则。我们获得了3D地图的不透明度和距离的主要含尘云与250 pc。我们计算了太阳和立方体边界之间的综合消光，并与来自红外2D地图的总星系消光进行了比较。我们还比较了不透明度分布与星际中性钠的3D分布，这是由钠柱向大约1,700颗目标星的反转产生的。我们的地图显示，与南方相比，北方的高纬度尘埃不透明度更大，而气体地图没有显示出相同的不对称性，这表明在小距离处尘埃与气体比率的极性不对称性。
2010-02-24 astro-ph.GA
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
How To Use Thermal Dust Continuum Emission To Measure The Physical Properties Of Dusty Astrophysical Objects
The University of Arizona（亚利桑那大学）；National Research Council of Canada（加拿大国家研究委员会）；University of Florida（佛罗里达大学）
本文介绍了利用热尘连续辐射测量尘埃天体物理性质的方法，包括质量、柱密度、温度等，并更新了ISM环境下的平均分子量计算。
2026-01-16 astro-ph.GA
SNIa Host Galaxy Properties and the Dust Extinction Distribution
Ia型超新星与其宿主星系之间的关系十分复杂。超新星光变曲线拟合的一个重要前提是可能遇到的宿主星系消光值的分布。SDSS-SN项目已经发布了使用MLCS 2k 2和SALT 2的光变曲线拟合。我们使用前者拟合消光参数（$A_V$）来映射消光值的分布。我们探讨了这种分布的依赖四个观测值的主机星系盘，超新星的径向位置，超新星和主机的红移的倾斜度，以及在主机星系的恒星形成的水平。超新星遇到的$A_V$值的分布通常由以下特征表征：$\rm N_0 ~ e^{-A_V/τ}$，其中$τ$ = 0.4或0.33。我们发现，使用一个无限薄的磁盘SNIa的倾斜校正是足够的，导致类似的指数$A_V$分布的高，低倾角磁盘。的$A_V$分布也取决于在磁盘中的径向位置，与以前的结果一致的螺旋盘的透明度。$A_V$值的分布随着恒星形成的增加而变窄，这可能是由于超新星点火前恒星风对尘埃ISM的破坏或分散。在未来的超新星搜索中，当然，主星系盘的倾斜度，应该在构建\av \ prior时考虑，$τ=0.4/cos(i)$是每个主星系最有可能的先验。
2014-11-03 astro-ph.GA
Spatial Variations of Dust Opacity and Grain Growth in Dark Clouds: L1689, L1709 and L1712
本文通过多波长红外观测构建了蛇夫分子云内三个暗云的K波段高分辨率消光图，结合修正黑体模型拟合远红外光深，发现尘埃不透明度比弥漫星际介质高2-3倍且存在空间变化，但研究区域尚未发生明显的快速颗粒生长。
2024-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The unusual ISM in Blue and Dusty Gas Rich Galaxies (BADGRS)
Herschel-ATLAS对宇宙中冷尘埃的无偏巡天观测中发现了一个令人惊讶的非常蓝（FUV-K < 3.5）的星系群，这些星系富含尘埃，具有高气体分数（fHI = M_HI/（M*+M_HI）>0.5）。被称为“蓝色和尘埃气体丰富的来源”（BADGRS），它们具有冷的弥漫尘埃温度，以及本地宇宙中任何星系中最高的尘埃与恒星质量比。在这里，我们探索分子ISM在BADGRS的代表性样本，使用非常深的CO（J_up= 1，2，3）的观察在中央和外部磁盘区域。我们发现非常低的CO亮度（Tp=15-30 mK），尽管明亮的远红外发射和金属丰度在0.5<Z/Z_sun<1.0的范围内。CO线比率指示R_21=0.6-2.1和R_31=0.2-1.2的条件范围。利用金属丰度相关的CO光度到分子气体质量的转换，我们发现M_H2/M_d=7-27，Sigma_H2=0.5-6 M_sun pc^-2，比预期的低了一个数量级。BADGRS的分子气体耗尽时间尺度（τ_d = 0.5 Gyr）比其他本地螺旋星系低，与Kennicutt-Schmidt关系的偏移量与蓝致密矮星系相似。BADGRS中的冷弥漫尘埃温度（13-16 K）需要比从它们观测到的表面亮度推断的低10-20倍的星际辐射场。我们推测，在这些来源的尘埃要么有一个非常cluerical几何形状或一个非常不同的不透明度，以解释寒冷的温度和缺乏CO…
2019-10-10 astro-ph.GA
The ISM in distant star-forming galaxies: Turbulent pressure, fragmentation and cloud scaling relations in a dense gas disk at z=2.3
我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪和扩展甚大阵获得了z=2.32的透镜状恒星形成星系SMMJ 2135 -0102中CO（6-5）和CO（1-0）发射的高分辨率地图。气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘模型很好地描述，该圆盘的倾斜校正旋转速度为v_rot = 320+/-25 km/s，旋转支撑与色散支撑之比为v/sigma=3.5+/-0.2，动力学质量为6.0+/-0.5x10^10Mo，半径为2.5kpc。该盘具有Toomre参数Q=0.50+/-0.15，表明气体将在LJ ~ 400 pc尺度上迅速碎裂成大质量团簇。我们确定在这些尺度上的恒星形成区域，并表明它们是10倍的密度比那些在静止的环境中在本地星系，并显着抵消当地的分子云尺度关系（拉森关系）。与局部分子云线宽-尺寸标度关系相比，大的偏移意味着超音速湍流应该在比银河系运动学静止ISM小100倍的尺度上保持主导地位，而SMMJ 2135中的分子气体预计在所有尺度上比银河系中的分子气体密度高50倍。这很可能是由于我们在星际介质（ISM）中测量到的高外部流体静压P_tot/kB ~（2+/-1 x10 ^7 K/cm 3）。在这样一个高度湍流的ISM中，引力坍缩（和恒星形成）的亚音速区域将具有高得多的临界密度，n_crit>=10^8/cm 3，比银河系静止的ISM高出约1000倍。
2011-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chocolate Chip Cookie Model: Dust Geometry of Milky-Way like Disk Galaxies
我们提出了一个新的双组分尘埃几何模型，\textit{Chocolate Chip Cookie}模型，其中clusified星云区域嵌入在一个弥漫的恒星/ISM磁盘，像巧克力芯片在饼干。通过用连续的高斯分布来近似星云区域的二项分布，并忽略尘埃散射效应，我们的模型通过分析方法解决了发射线和恒星连续体的尘埃衰减过程。我们的巧克力饼干模型成功地适合的倾斜依赖性的有效尘埃红化的恒星成分来自恒星星族的合成和Balmer减量的特征在于从斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本的大样本的银河路像盘星系的发射线。我们的模型表明，对于类MW星系，星云盘比恒星盘薄0.55倍，大1.6倍，而每个星云区在$V$波段都有一个典型的光学厚度$τ_{\rm{cl,V}} \sim 0.5$.在考虑孔径效应后，我们的模式预测的尘埃衰减的倾斜依赖性也与观测一致。不仅如此，在我们的模型中，恒星星族的尘埃衰减曲线自然地依赖于倾角，其中值情况符合经典的卡尔泽蒂定律。由于建模约束来自光学波长，因此我们的模型不受光学厚尘埃成分的影响，但这可能会使模型对红外辐射的预测产生偏差。
2022-09-18 astro-ph.GA
Deeply Buried Nuclei in the Infrared-Luminous Galaxies NGC 4418 and Arp 220: I. ALMA Observations at $λ= $1.4-0.4 mm and Continuum Analysis
我们用ALMA观测了NGC 4418和Arp 220两个星系中的三个深埋核，$\sim$分辨率为0.2PDMATHABMN，总带宽为67 GHz，$f_{\rm rest}$ = 215 - 697 GHz。本文（1）介绍了我们的程序，（2）描述了我们的宽波段高分辨率成像光谱数据处理方法，（3）用线森林对致密核进行了可视化分析，（4）发展了一种基于连续介质的估算严重遮蔽核中尘埃不透明度和气柱密度的方法，该模型采用BGN（掩埋星系核）模型，对$λ\sim 1$ mm处的$\log(N_{\rm H_2}/{\rm cm}^{-2}) \sim $ 25 - 26敏感。（5）给出了我们目标的连续谱数据和诊断。三个连续核的长轴半高宽为$\sim$ 0.1 $''$-0.3 $''$（20-140 pc），与它们旋转的分子气体核盘对齐。然而，每个核用两个或三个同心分量比用单个高斯分量描述得更好。最里面的核心具有0.05 $''$-0.10 $''$（8-40 pc）的尺寸，在350 GHz下的峰值亮度温度为~100-500 K，并且在较低频率下具有更多的分数通量。中间部分对应于核盘。它们的轴比为$\approx$ 0.5，因此倾角为$\stackrel{>}{\sim} 60$ deg。最外面的元件包括Arp 220 W的双极流出。我们估计了NGC 4418、Arp 220 W和Arp 2…
2021-09-14 astro-ph.GA
An Updated Dust-to-Star Geometry: Dust Attenuation Does Not Depend on Inclination in $1.3\leq z\leq 2.6$ Star-Forming Galaxies from MOSDEF
基于MOSDEF巡天数据，本文研究了308个$1.3\leq z\leq2.6$星系形成星系的尘埃衰减，发现其不依赖于倾角，但随质量增加而增强，并提出了一个三成分尘埃模型，论证星系质量是主导尘埃衰减的关键因素。
2023-04-17 astro-ph.GA
Pressure Regulated Formation of Molecular Clouds and Stars: The case of the Milky Way
本研究提出银河系分子云与恒星形成的压力调控稳态解析模型，明确其两步形成轨迹，量化了恒星形成率面密度与效率的数值范围。
2025-10-03 astro-ph.GA
Evidence for dust evolution within the Taurus Complex from Spitzer images
我们目前的斯皮策图像的金牛座复杂的（TC），并利用观测的灵敏度和空间分辨率来表征整个云的漫红外发射。这项工作突出了尘埃演化的证据内的原型参考静止分子云研究的半透明部分。结合Spitzer 160 μ m和IRAS 100 μ m的观测数据，得到了5'分辨率的尘埃温度图和尘埃不透明度图。尘埃的平均温度约为14.5K，在整个云层中的分散度为+/-1K。远红外尘埃不透明度是一个因素2大于平均值的弥漫ISM。这种不透明度的增加和辐射场（RF）的衰减都有助于占较低的发射温度的大晶粒。TC的结构显着变化的中红外图像，跟踪多环芳烃和VSGs的排放。我们集中我们的分析中红外发射到黄道纬度的范围内，黄道光残差是小的。在这个云区中，没有8和24微米对应的最亮的160微米发射特征。相反，8 μ m和24 μ m的图像显示了在160 μ m和灭绝图中非常不明显的丝状结构。红外线的颜色在这个结构上的亚秒差距的距离上变化。我们比较了所观察到的颜色与模型计算量化的影响的RF强度和丰富的随机加热颗粒的灰尘SED。为了匹配观测到的颜色范围，我们必须调用星际RF和多环芳烃和VSG丰度的几个因素的变化。我们的结论是，在这种结构的尘埃质量循环的一个显着的部分，在小尺寸的尘埃尺寸分布的一端。
2009-06-27 astro-ph.GA
ALMA maps the Star-Forming Regions in a Dense Gas Disk at z~3
利用长基线ALMA亚毫米观测资料，研究了z=3.042的透镜状恒星形成星系SDP 81在50- 100 pc尺度上的星际介质性质。这个系统中CO气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘来描述，圆盘的旋转速度经倾角校正后为v=320+/-20 km/s，动力学质量为M=（3.5+/-1.0 x10 ^10 Mo，半径为1.5 kpc。该盘富含气体且不稳定，Toomre参数Q=0.30+/-0.10，因此应该坍缩到Jeans长度L_J~ 130 pc的恒星形成区。我们确定了五个恒星形成的区域内的ISM在这些尺度上，并表明它们的光度，线宽和大小之间的比例关系显着偏移的分子云在当地Galerkin（拉森的关系）。这些偏移很可能是由星际介质（ISM）的高外部流体静压造成的，P/kB=（40+/-20 x10 ^7 K/cm 3），比银河系中典型的ISM压力高出约10，000倍。形成恒星的ISM和巨大分子云的物理条件似乎与在本地宇宙的致密环境中发现的类似，例如银河系中心。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blue Monsters and Dusty Descendants: Reconciling UV and IR Emission from Galaxies from z=7, up to z= 14
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Rutgers University（罗格斯大学）；Carl Zeiss AG（卡尔蔡司股份公司）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究通过分析紫外和红外光度函数，探讨了从z=7到z=14的星系尘埃产生和恒星形成效率，揭示了尘埃物理在解释早期星系形成中的关键作用。
2026-02-20 astro-ph.GA
The orientations of molecular clouds in the outer Galaxy: Evidence for the scale of the turbulence driver ?
超新星爆发会将大量的能量注入到恒星形成率高到中等的区域的星际介质中。为了评估是否驱动的湍流超新星也是重要的外银河系盘，在那里的恒星形成率较低，我们研究的空间分布的分子云（MC）倾斜相对于银河系平面。后者包含了关于向ISM注入能量的机制的性质的重要信息。我们分析了一个选定的样本的MC（最大的云的目录中的外银河系的海耶等人。2001年）的位置角（PA）之间的空间相关性。我们的结果表明，当云的PA都映射到值到[0，90]度的间隔，有一个显着程度的空间相关性的$PA$之间的空间尺度在100-800 pc的范围。这些尺度是在低密度环境中的单个SN壳的大小的顺序，例如在银河系外部盛行的那些环境气体的金属丰度是太阳值或更小的顺序。这些发现表明，个别SN爆炸，发生在银河系的外部区域，并在同样的螺旋星系，虽然在较低的利率，继续发挥重要作用，在塑造结构和动力学的ISM在这些地区。我们在这里假设的SN爆炸很可能与银河系遥远外部区域的年轻星团的存在以及GALEX卫星在本地星系外部区域观察到的紫外线发射和低水平的恒星形成有关。
2009-06-08 astro-ph.GA
The Quest for the Missing Dust: II -- Two Orders of Magnitude of Evolution in the Dust-to-Gas Ratio Resolved Within Local Group Galaxies
本研究利用Herschel新数据探究四个本星系群星系内尘埃-气体比随密度的演化，发现其变化最高达22.4倍，主因可能是致密区域的尘埃生长，并解决了麦哲伦云尘埃估算的分歧。
2023-02-14 astro-ph.GA
Applying the Velocity Gradient Technique in NGC 1333: Comparison with Dust Polarization Observations
本文将速度梯度技术应用于NGC 1333恒星形成区的多种分子谱线数据，推导磁场倾角和三维Alfvénic马赫数，并与214和850微米尘埃偏振观测对比，验证VGT在不同密度星际介质中的适用性。
2024-10-17 astro-ph.GA
High Mass X-ray Binaries and the Cosmic 21-cm Signal: Impact of Host Galaxy Absorption
通过在再电离之前加热星系际介质（IGM），X射线有望在早期宇宙中发挥重要作用。来自这个“加热时代”（EoH）的宇宙21厘米信号可以作为第一个星系内部高能过程的干净探测器。在这里，我们改进了先前的估计，这个信号，通过使用高分辨率的流体动力学模拟计算的X射线吸收由于星际介质（ISM）的主机星系。在宿主星系内部吸收的X射线无法逃逸到IGM中，并对EoH做出贡献。我们发现，通过这些星系的X射线不透明度可以用一个无金属的ISM来近似，其典型的柱密度为log[N / cm^-2] = 21.4 +0.40-0.65。我们通过将这些ISM不透明度与高质量X射线双星（被认为是早期宇宙中重要的X射线源）的公共光谱相结合来计算得到的21厘米信号。我们的研究结果支持“标准方案”，其中IGM的X射线加热是不均匀的，并发生在大部分再电离之前。大尺度（k ~ 0.1/Mpc）的21 cm功率在z = 10 - 15时达到峰值，约为100 mK^2，红移取决于宇宙恒星形成的历史。这与最近的一些工作相反，这些工作的动机是银河系内部对本地HMXB的X射线吸收要大得多。我们的主要结果可以重现近似的X射线发射HMXB与能量指数α = 1，截断在能量低于0.5千电子伏的幂律谱。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
On Filaments within Molecular Clouds and their Connection to Star Formation
近年来，人们研究了恒星形成区域中暗条的普遍存在和结构，以及它们的碎裂在恒星形成过程中的作用。然而，只有少数研究分析了细丝的演化及其与银河系盘的分布，其中细丝作为大规模分子云演化的一部分自洽地形成。在这篇论文中，我进行尘埃辐射转移计算来研究倾斜对尘埃丝状体观测的影响，以评估这些变化是否能够在尘埃调查中识别出更多的丝状体。我解决了早期演变的pc规模的细丝，形成在个别云，并专注于如何以及何时丝碎片，以及如何碎片涉及到典型的使用的观测。为了评估的平衡态的灯丝和它们的碎片的性质，我检查三个模拟的分子云形成的kpc尺度的数值模拟建模的自引力，磁化，分层，超新星驱动的ISM。第一个片段出现时，线质量的模拟细丝位于远低于Ostrikers孤立的流体静力平衡溶液的临界线质量。这表明，虽然整个云的湍流主要是由引力收缩驱动的，但碎片化并不发生引力不稳定性，而是由碰撞流运动支持的。我的结论是，在我的分析中，没有一个单一的量可以唯一地跟踪基于尘埃观测的灯丝的倾斜和3D结构。一个简单的模型，一个孤立的，等温的圆柱体可能不会提供一个很好的方法进行碎片分析，独立的主导驱动源的父母云。
2018-06-06 astro-ph.GA
No evidence for feedback: Unexceptional Low-ionization winds in Host galaxies of Low Luminosity Active Galactic Nuclei at Redshift z ~1
我们研究了12个X射线活动星系核宿主星系z ~ 1处的风。利用Fe Ⅱ 2586的低电离吸收，我们发现活动星系核质心速度漂移的概率分布函数（PDF）的中值、第16和第84阶数分别为（-87，-251，+86）km/s。活动星系核中速度弥散的概率密度的中值、第84和第16百分位数分别为（139，253，52）km/s。质心速度和速度弥散是从两个组件（ISM+风）的吸收线模型。活动星系核外流的等效宽度PDF分别为（0.4，0.8，0.1）埃的中值、84和16次方。在Fe Ⅱ 2586的吸收中，存在着较强的ISM分量，其吸收波长为（1.2，1.5，0.8）埃，这意味着宿主星系中存在着大量的冷气体。相比之下，恒星形成星系和X射线未探测到的星系在类似的红移下，在恒星质量和星系倾角上大致匹配，质心速度PDF为（-74，-258，+90）km/s，速度色散PDF为（150，259，57）km/s。因此，活动星系核中的风类似于恒星形成驱动的风，并且太弱而无法从星系中逃逸和排出大量的冷气体。我们的样本是以前在z ~ 0.5研究的AGN样本的两倍，并将分析扩展到z ~ 1。对z ~ 0.5活动星系核样品和我们的样品进行了联合再分析，得到了与上述测量一致的结果。
2017-04-26 astro-ph.GA
From grains to pebbles: the influence of size distribution and chemical composition on dust emission properties
尘埃颗粒的大小和组成对它们所处介质的动力学、物理和化学演变至关重要。得益于ALMA和未来的SKA等设施，它们在（亚）mm至cm范围内的热辐射已成为追踪颗粒特性的便捷方法。我们的目的是了解的颗粒组成和尺寸分布的形状上的SED在密集的ISM地区，如分子云，星前核，YSO和原行星盘的影响。从THEMIS模型中定义的光学常数的无定形氢化碳和硅酸盐颗粒，除了水冰，我们定义了6种材料的混合物代表的预期的灰尘组成在密集的ISM地区。然后用有效介质理论和米氏理论计算了0.01 μ m ~ 10 cm晶粒的光学性质。相应的SED计算孤立的云外部加热的ISRF单独或除了一个内部源。本研究的3个主要结果如下。首先，尘埃质量吸收系数强烈地依赖于其成分和尺寸分布，可能导致尘埃质量估计的误差分别高达3和20倍。第二，似乎几乎不可能单独从（亚）mm至cm SED形状中检索颗粒成分，因为λ> 3 mm的光谱指数不依赖于成分。第三，使用真实的尘埃不透明度光谱指数来估计粒度可能会导致错误的结果，因为观测到的光谱指数可以被沿着视线的尘埃温度分布高度修改，这取决于特定的热源和研究区域的几何形状。仅根据（亚）毫米至厘米级沉降物的光谱形状的解释，确定尘埃质量、成分和大小具有很大的不确定性。
2019-11-05 astro-ph.GA
Nonparametric galaxy morphology from stellar and nebular emission with the CALIFA sample
本研究利用CALIFA样本对364个星系的恒星连续谱和星云发射线进行非参数形态分析，发现星云发射分布更不集中，且集中度与恒星形成率及形态类型强相关，并强调尘埃消光和倾角对形态测量的影响。
2023-03-03 astro-ph.GA
Constraining the AGN tori at cosmic noon using high-resolution JWST imaging and simultaneous SED fitting
Newcastle University（纽卡斯尔大学）
利用JWST高分辨率成像和光谱能量分布拟合技术，研究AGN环状结构的演变特征，发现其覆盖分数分布与本地AGN相似。
2025-10-30 astro-ph.GA
Observation of CH$_{3}$$^{17}$OH and CH$_{3}$$^{18}$OH in Orion KL: A New Tool to Study Star-Formation History
本研究利用ALMA数据在猎户座KL中探测到CH$_3$$^{17}$OH和CH$_3$$^{18}$OH，通过丰度比验证了甲醇同位素异构体可作为示踪氧同位素比值的新工具，进而用于研究恒星形成历史。
2025-10-09 astro-ph.GA
Herschel/SPIRE Observations of the Dusty Disk of NGC 4244
我们提供了NGC 4244的250，350和500 μm的Herschel/SPIRE图像，NGC 4244是一个典型的低质量，只有盘和边缘的螺旋星系。尘埃盘是团状的，并在恒星盘的破裂半径处显示出截断的迹象。这个圆盘与Hi圆盘的致密部分重合。我们比较的光谱能量分布，包括新的SPIRE通量，三维辐射转移模型，一个光滑的模型磁盘和cluerous模型嵌入式加热。每一个模型都需要非常高的尘埃尺度长度值（h（尘埃）= 2 - 5 h（恒星）），比以前的NGC 4244模型更高的尘埃质量（Md = 0.47 - 1.39 \times 10 e 7 Msun）和正面光学深度τ（V）= 0.4 - 1.12，与以前的盘不透明度研究一致。恒星和尘埃的垂直尺度是相似的。cluploid模型更好地模仿了submm图像和一般SED中的一般形态。推断的气体尘埃质量比与类似的低质量磁盘兼容。相对较大的径向尺度长度的尘埃盘指向径向混合的尘埃ISM内的恒星盘。我们的SED模型的大垂直尘埃尺度和cloudspot尘埃分布都是一致的，在这种情况下，垂直结构的ISM是由湍流和自重的平衡。
2012-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are superthin galaxies low surface brightness galaxies seen edge-on? The star formation probe
超薄星系（ST）是一种边缘在盘状星系，具有极高的平面与垂直轴比（$\sim 10 - 20$），没有凸起成分，中心表面亮度在$B$波段为23等角秒（$^{-2}$），与低表面亮度星系（LSB）相当。虽然ST和LSB的平均动力学，恒星和原子氢（HI）质量相似，但考虑到ST和LSB的边缘和正面方向，很难得出结论它们是否构成相同的星系群。利用MAGPHYS（Multi-WavelengthAnalysisofGalaxyPhysicalProperties）软件，采用恒星星族综合模型，对银河系物理性质多波长分析软件GALEX：FUV，NUV，SDSS：u，g，r，i，z&2MASS：J，H，Ks等10个波段的光度数据进行了SED拟合，系统地研究了ST和LSB样本的恒星形成率（SFR）. LSB和ST的估计中位SFR分别为$0.4^{+2.2}_{-0.3} $ $M_{\odot}yr^{-1}$ \& $0.2^{+0.9}_{-0.2}$ $M_{\odot}yr^{-1}$。我们的计算表明，这种赤字的SFR的ST可以归因于倾斜和不透明度的影响。因此，我们得出的结论是，ST和LSB具有相同的本征SFR超过其他物理特性，这可能意味着ST只是在边缘上看到的LSB。
2022-06-13 astro-ph.GA
Understanding the Discrepancy between IRX and Balmer Decrement in Tracing Galaxy Dust Attenuation
我们使用从SDSS、GALEX和WISE中精心挑选的$\sim$ 32000个本地恒星形成星系（SFG）样本，比较了作为尘埃衰减指标的红外过剩（IRX）和巴耳末衰减（${\rm Hα/Hβ}$）与其他星系参数的关系。在固定的${\rm Hα/Hβ}$下，IRX与星系恒星质量无关，而在固定的IRX下，巴尔末衰减确实显示出强烈的质量依赖性。我们发现的差异，参数化的颜色过剩比$R_{\rm EBV} \equiv E(B-V)_{\rm IRX}/E(B-V)_{\rm Hα/Hβ}$，是不依赖于气相金属丰度和轴比，但在特定的恒星形成率（SSFR）和星系大小（$R_{\rm e}$）以下$R_{\rm EBV}=0.79+0.15\log({\rm SSFR}/R_{\rm e}^{2})$。这一发现表明，星云衰减探测的巴耳末减量变得越来越大，比全球（恒星）衰减的SFG与SSFR面密度降低。这可以理解的背景下，一个增强的部分的中间年龄的恒星星族，是较少衰减的灰尘比HII区跟踪年轻的人口，结合减少灰尘不透明度的弥漫ISM时，蔓延到一个更大的空间范围。一旦一个SFG的SSFR表面密度是已知的，星云和恒星发射的衰减之间的转换可以很好地估计使用我们的标度关系。
2020-05-25 astro-ph.GA
First science results from SOFIA/FORCAST: The mid-infrared view of the compact HII region W3A
大质量恒星形成区W3是由SOFIA望远镜（FORCAST）的暗天体红外相机观测的，作为短科学计划的一部分。用6.4、6.6、7.7、19.7、24.2、31.5和37.1 \um带通观察了多环芳烃（PAH）分子、极小颗粒和大颗粒的发射。W3 A的光学深度和色温图显示IRS 2吹出了一个半径为$\sim$ 0.05 pc的没有气体和尘埃的气泡。它嵌入在电离气体的尘埃壳层中，占W3 A总24 \um排放量的40%。这些尘埃成分主要被远紫外线加热，而不是被捕获的Ly $α$光子。这个壳本身被一个薄的（$\sim$ 0.01 pc）光解区包围，在那里多环芳烃显示出强烈的发射。红外光谱能量分布（SED）的三个不同的区域位于8，20和25 \arcsec从IRS 2，显示SED的峰值向长波长移动时，远离恒星。采用这三个位置的恒星辐射场，DUSTEM模型拟合这些SED产生的电离气体中的尘埃-气体质量比类似于在弥漫ISM。然而，在电离壳层中的尘埃的IR到UV不透明度的比率与漫射ISM相比增加了$\simeq$ 3倍。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): Survey Design and First Results
VENGA是一个大规模的河外IFU调查，它绘制了32个附近正常螺旋星系的外盘的凸起，酒吧和大部分。这些目标被选择为跨越哈勃类型，恒星形成活动，形态和倾角的广泛范围，同时具有从远紫外到中红外的广泛可用的多波长覆盖范围，以及可用的CO和21 cm映射。VENGA数据集将提供这32个星系的SFR、恒星和气体运动学、化学丰度、ISM密度和电离状态、尘埃消光和恒星星族的2D地图。VIRUS-P大视场的独特性允许执行这些大规模映射。VENGA将使我们能够在星系盘中存在的不同环境中关联所有这些重要的量，从而能够在星系中进行大量的恒星形成，结构组装，星系反馈和ISM研究。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Lyman alpha Reference Sample VI: Lyman alpha escape from the edge-on disk galaxy Mrk1486
虽然数值模拟表明，恒星形成盘星系的莱曼α（Lya）线的强度强烈依赖于它们被观察到的倾角，（即从侧面到正面，我们期望看到从衰减的Lya线到强Lya发射线的变化），哈勃太空望远镜（HST）最近的观测突出了几个低红移的高度倾斜（边缘上）盘星系，打破了这一趋势。我们的目标是了解一个强大的Lya发射线是如何能够逃离这些倾斜的盘星系之一，命名为Mrk 1486（z=0.0338）。为此，我们使用了大量的HST成像和光谱数据来研究ISM结构和Mrk 1486内部Lya辐射的主要来源。此外，我们使用了三维蒙特卡罗Lya辐射传输代码研究辐射转移的Lya和紫外连续光子内的中性氢（HI）和灰尘的三维几何形状，模型的ISM结构在星系中心。对Mrk 1486的IFU Halpha光谱数据的分析表明，在Mrk 1486的盘面上方和下方存在两个双极HI气体星系风。此外，比较不同的诊断图（如[OIII]5007/Hbeta与[OI]6300/Halpha）的光电离和冲击电离模型，我们发现Mrk 1486的Lya生产是由星系盘内的光电离主导的。从这个角度来看，我们的数值模拟成功地再现了Mrk 1486的观测Lya线的强度和光谱形状，假设Lya光子在盘内产生，沿着银河风传播，并在冷HI材料上向观测者散射。由于双极星系风普遍存在于恒星形成的盘状星系中，这种机制可以解释最近在高红移的高倾斜星系中观察到的强Lya发射线的起…
2015-12-02 astro-ph.GA
Exploring the Grain Properties in the Disk of HL Tau with an Evolutionary Model
我们的模型ALMA和VLA毫米径向轮廓的磁盘周围HL头约束的尘埃颗粒的属性。我们采用Lynden-Bell & Pringle的盘演化模型，计算了它们的温度、密度、结构和辐射。这些盘被内部粘性加热，并被中心恒星和温暖的包层照射。我们考虑一个尘埃粒度分布$n(a) da \propto a^{-3.5} da $，并改变大气和中平面的最大粒度，$a_{\rm max}=100\ μ$ m，1 mm和1 cm。我们还包括粉尘沉降，并将粉尘与气体的质量比从ISM值的1倍变化到9倍。我们发现，模型，可以适应所观察到的水平的发射沿所有波长的配置文件有一个最大晶粒尺寸$a_{\rm max} = 100 \ μ$ m的气氛，和一个中平面与$a_{\rm max}=1$厘米。圆盘的子结构，与赤字的排放在差距，可能是由于在这些地区的尘埃性质，是不同于那些在环。我们测试的不透明效果（不同的$a_{\rm max}$）和灰尘质量赤字（更小的灰尘气体质量比）的差距。我们发现，更好地再现的排放曲线的模型与灰尘赤字的差距，虽然组合效应也是可能的。这些模型的总尘气质量比是ISM值的两倍，需要达到7.8 mm VLA剖面的排放水平。
2019-11-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Extinction and dust properties in a clumpy medium
宇宙的尘埃含量主要通过与恒星光子的相互作用来探索，产生星际灭绝。然而，由于观测光束的物理延伸，观测可能会探测到散射的光子，导致观测到的（或有效的）消光的变化，这取决于尘埃的空间分布和仪器的分辨率。我们调查的有效消光对嵌入式源和那些在弥漫ISM的cloudspot分布的影响。我们使用蒙特卡罗辐射转移，以检查各种几何形状的有效消光。通过改变球壳模型和漫射ISM模型中团块的数量、光学深度和体积填充因子，我们探讨了消光的演化。根据光束中散射事件的数量，消光曲线在均匀介质中变陡，在非均匀介质中变陡。结果表明，尘埃分布可以再现具有任意总消光与选择性消光有效比值R_v的消光曲线。平坦化“洗掉”了2175 nm的凸起，并将峰值移到较短的波长。贝壳的平均R_v与单个团块的光学厚度和团块变得光学厚的波长相关。对于边缘上的圆盘或圆环也可以看到类似的行为。然而，在掠倾角的消光和强大的前向散射的结果在混沌行为的组合。因此，在测量活动星系核环面或超新星或伽玛暴余辉的消光时，应谨慎。在面对光盘，散射的连续体的形状与团块的变化，但是，不同的吸收功能，在散射截面的个别功能被保留。最后，我们表明，漫星际消光不修改散射尺度上的几个千秒差距。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-Standard Grain Properties, Dark Gas Reservoir, and Extended Submillimeter Excess, Probed by Herschel in the Large Magellanic Cloud
目的：在本文中，我们进行详细的建模LMC的斯皮策和赫歇尔观测，以便：（i）系统地研究影响尘埃质量估计的不确定性和偏差;和（ii）探索LMC特有的ISM属性。研究方法：为了实现这些目标，我们模拟了空间分辨的SED与两个交替的颗粒成分，研究不同的亚毫米级的不透明度对尘埃质量的影响。我们严格传播的观测误差（噪声和校准）通过整个拟合过程，以获得一致的参数不确定性。结果如下：首先，我们表明，使用综合SED导致低估的尘埃质量的~ 50%相比，获得足够的空间分辨率的值，为我们研究的区域。一般来说，这可能是未解决的星系的情况。其次，我们表明银河系类型的颗粒产生的气体与尘埃质量比根据大麦哲伦云中元素丰度似乎可能产生的更高。空间分析表明，这种困境是一个特殊的属性的结果：平均而言，LMC的颗粒具有更大的内在submm不透明度（发射率指数β ~1.7和不透明度kappa_abs（160微米）=1.6 m2/kg）比银河系。通过研究气体-尘埃质量比的空间分布，我们能够将看不见的气体质量的分数限制在~ 10%和~ 100%之间，并表明这不足以解释用银河系类型颗粒获得的气体-尘埃质量比。最后，我们确认检测到500微米的扩展发射过量，平均相对振幅为~ 15%，变化高达40%。这一过量的尘埃粒子数与尘埃物质的表面密度有很好的关系。虽然我们不知道这种过剩的起源，我们表明，这是不太可能的结果非常冷的尘埃，或CMB波动。
2011-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral reconstruction for radiation hydrodynamic simulations of galaxy evolution
本文提出在常用波段边缘设置窄波段并结合幂律截面近似来重建辐射光谱，以更准确计算光致电离和加热率，并在星系模拟中显著降低误差、揭示UVB屏蔽对中性氢分布的重要影响。
2023-10-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
Dust properties across the CO snowline in the HD 163296 disk from ALMA and VLA observations
为了描述行星形成的机制，研究年轻恒星周围的原行星盘的性质和演化是至关重要的，因为行星生长的初始条件是在那里设定的。我们的目标是研究已经观察到尘埃处理的年轻中等质量恒星HD 163296的盘中的晶粒生长，并寻找通过CO雪线上的冰凝结生长的证据，ALMA已经在这个盘中发现了这一点。在光学薄发射的假设下，我们比较了来自ALMA和VLA的不同波长的图像，以测量整个盘的不透明度光谱指数，从而测量最大晶粒尺寸。我们还使用了贝叶斯工具的基础上的两层磁盘模型来拟合观测和约束尘埃表面密度。不透明度光谱指数的测量结果表明，在星盘的内部区域（$\sim$ 50 AU以内）存在大颗粒和卵石（$\geq$ 1 cm），在外盘（超过150 AU）存在与ISM尺寸一致的较小颗粒。重新分析ALMA波段7的科学验证数据，我们发现（径向）未解决的过剩连续辐射中心附近的CO雪线在$\sim$ 90 AU的位置。我们的分析表明，粒度分布一致的一氧化碳雪线和随之而来的运输到内部地区的大颗粒增强生产。我们的研究结果结合Garufi等人（2014）发现的过量红外散射光表明，在90~AU处存在一种结构，涉及盘的整个垂直范围。这可能是在CO雪线的小规模加工粉尘的证据。
2016-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Objects May Be Closer Than They Appear: Significant Host Galaxy Dispersion Measures of Fast Radio Bursts in Zoom-in Simulations
本研究利用FIRE-2宇宙学放大模拟，分析宿主星系对快速射电暴色散量的贡献，发现宿主星系色散量更高，可能意味着FRB宿主星系红移更低，且约束其色散量分布有助于限制FRB前身星模型。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The dust effects on galaxy scaling relations
精确的星系尺度关系是一个成功的星系形成和演化模型的关键，因为它们提供了关于宇宙时间内星系聚集的物理机制的直接信息。我们在这里提出了一个详细的分析样本附近的螺旋星系采取的KINGFISH调查。利用GALFIT数据分析算法对样品进行表面光度分析，通过鼓包圆盘分解得到形貌组分的光度参数。尘埃不透明度是使用先前发现的中央面对尘埃盘和恒星质量表面密度之间的相关性来确定的。的方法和图书馆的数值计算结果先前获得的是用来纠正测量的光度和结构参数的投影（倾斜），灰尘和分解的影响，以获得其内在的价值。星系盘标度关系，然后提出，测量（观察）和内在的（校正）的，在光学制度，显示上述效应所引入的偏差的规模。大小-光度关系和尘埃-恒星质量的斜率与其他工作中发现的值一致。我们得出的平均尘埃光学厚度和尘埃/恒星质量比的样品，我们发现是一致的，与以前的研究附近的螺旋星系。虽然我们的样本相当小，但在推导标度关系时，它足以量化星系环境（在这种情况下是尘埃）的影响。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infrared Radiation Feedback Does Not Regulate Star Cluster Formation
我们提出了3D辐射流体动力学（RHD）模拟恒星团簇形成和演化的大规模，自引力云，其尘埃柱是光学厚红外（IR）光子。我们使用\texttt{VETTAM} -一个最近开发的，新颖的RHD算法，它使用可变爱丁顿张量（VET）关闭-模拟通过云的红外辐射传输。我们还使用现实的温度（$T$）依赖的红外不透明度（$κ$）在我们的模拟，在这方面的早期作品，其中使用恒定的红外不透明度或简化的幂律（$κ\propto T^2$）的改进。我们研究了这些红外光子的辐射压力对云的恒星形成效率（SFE）的影响，以及其驱动尘埃风的潜力。我们发现，红外辐射压力是无法调节恒星的形成或防止吸积到星团，即使是非常高的气体表面密度（$Σ> 10^5 M_{\odot} \, \mathrm{pc}^{-2}$），相反，最近的半解析预测和模拟结果，使用简化处理的尘埃不透明度。我们发现，通常采用的简化$κ\propto T^2$或常数$κ$的红外尘埃混浊导致这种差异，因为这些近似高估了辐射力。相比之下，考虑到尘埃的微观物理现实的不透明度，我们发现，对恒星形成的红外辐射压力的影响是非常温和的，即使在显着高的尘埃-气体比（$\sim 3$倍太阳），这表明它不太可能是一个重要的反馈机制，在控制恒星形成的ISM。
2022-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A dusty streamer infalling onto the disk of a class I protostar. ALMA dual-band constraints on grain properties and mass infall rate
本研究利用ALMA双波段观测数据，首次测量了落入I类原恒星M512的4000 au尘埃流带的光谱指数和不透明度指数，发现其尘埃质量最高达245地球质量，质量下落率最高达1.5×10^-6太阳质量/年，并探讨了其与原恒星吸积爆发的潜在联系。
2023-11-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
