Planetary Nebulae of the Large Magellanic Cloud I: A multiwavelength analysis
本研究对九个大麦哲伦星云的行星状星云进行多波段分析，通过光电离建模和演化轨迹比较，表征中心恒星与星云，重建质量损失和尘埃产生历史，并发现五个天体存在近红外凸起，指示热尘埃。
2024-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel observations of the nebula M1-67 around the Wolf-Rayet star WR 124
沃尔夫-拉叶星WR 124周围的星云M1-67的红外赫歇尔成像和光谱观测已经与光学成像观测一起获得。红外线图像显示出一个星云状尘埃星云，延伸到1 pc。与光学图像的比较表明，电离气体星云与尘埃星云重合，尘埃和气体混合在一起。红外光谱分析揭示了一个光解区。对星云红外光谱的分析表明，星云由轻度处理的物质组成，计算的丰度数比为N/O = 1.0 +/- 0.5，C/O = 0.46 +/- 0.27。根据辐射转移模型，星云的尘埃质量估计为0.22 Msun，需要大量的大颗粒来重现观测结果。将质量损失率和丰度比与恒星演化的理论模型进行比较，得出星云抛射发生在初始质量为32 Msun的中心恒星的RSG/YSG演化阶段的结论。
2016-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dusty Silhouette Jet HH 1019 in the Carina Nebula
我们报告了在哈勃太空望远镜（HST）图像中发现的新赫比格-哈罗喷流HH 1019，位于船底座星云Tr 14星团附近。像该地区的其他HH喷流一样，这种双极准直流从黑色尘埃柱的头部出现。然而，HH 1019是独一无二的，因为-与迄今为止已知的所有其他HH喷气机不同-它被一条黑色的线性链所识别，尘埃结主要是在H II区域背景屏幕上的轮廓中看到的。自行证实了这些暗凝聚体沿着喷流轴高速运动。[S II]发射跟踪高度准直的射流，在空间上与这些尘埃结一致。喷流主体的高度消光表明，这种外流直接从盘中升起了大量的尘埃，尽管它可能在离开尘埃柱之前从周围的原恒星封套中夹带了尘埃。如果HH 1019中的尘埃来自拱星盘，这就提供了进一步的证据，证明喷流是从盘中的一系列半径发射的，包括尘埃升华半径之外的半径。HH 1019可能是一个新的尘埃HH天体子类的原型，主要是在明亮的H II区域的背景屏幕上消失。这种喷流可能很常见，但很难观察，因为它们需要非常明亮的背景的特殊条件才能看到轮廓。
2017-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Serpent Eating Its Own Tail: Dust Destruction in the Apep Colliding-Wind Nebula
本文通过VLT/VISIR和JWST/MIRI多历元观测及新几何模型，首次在碰撞风双星Apep中观测到O型伴星在尘埃星云中刻蚀空腔，确认其为分层三合星，并约束内双星轨道周期超过190年。
2025-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dust and gas content of the Crab Nebula
我们已经构建了MOCASSIN光电离加尘埃辐射转移模型的蟹状星云核心坍缩超新星（CCSN）遗迹，使用平滑或成块的质量分布，以确定星云气体和尘埃的化学成分和质量。我们计算了几种不同的几何形状的模型建议的星云物质分布，但发现所观察到的气体和尘埃光谱是相对不敏感的这些几何形状，主要是由脉冲星风星云的电离和加热星云的光谱。平滑分布模型被排除在外，因为它们需要16-49兆太阳的气体来拟合积分光学星云线通量，而我们的聚集模型需要7.0兆太阳的气体。一个全球气相的C/O比为1.65的数量，以及He/H数比为1.85，这两个都不能匹配目前的CCSN产量预测。碳质尘埃成分有利于所观察到的气相C/O比：无定形碳聚集模型适合螃蟹的赫歇尔和斯皮策红外光谱能量分布意味着存在0.18-0.27 Msun的尘埃，对应于气体尘埃质量比为26-39。混合尘埃化学模型也可以容纳，包括0.11-0.13 Msun的无定形碳和0.39-0.47 Msun的硅酸盐。幂律粒度分布的质量分布，是加权朝向最大的晶粒半径的推导，有利于他们的长期生存，当他们最终与星际介质相互作用。蟹状星云中气体和尘埃的总质量为7.2 +/- 0.5 Msun，与9 Msun的祖星质量一致。
2015-01-09 astro-ph.GA
Some like it cold: molecular emission and effective dust temperatures of dense cores in the Pipe Nebula
（节略）[.]方法：在继续研究烟斗星云的分子核心人口，我们提出了52个核心的分子线调查。以前的研究表明，核中存在各种不同的化学演化阶段。利用Mopra射电望远镜观测了HCO ~+、H ~（13）CO ~+、HCN、H ~（13）CN、HNC和N_2H ~+的基态转动跃迁。这些数据的补充与近红外消光图，以约束列密度，有效的尘埃温度来自赫歇尔数据，和NH3为基础的气体动力学温度。结果如下：目标核心位于整个星云中，目视范围在5到67等之间，有效尘埃温度（沿视线的平均值）在13到19 K之间。在恒定的激发条件下，光学细线的丰度的代理，在一个给定的分子的数量级内变化的折射率归一化的积分线强度。有效粉尘温度和气体动力学温度是相关的，但有效粉尘温度始终高于气体动力学温度。结合分子线和温度数据，我们发现，N2 H+只检测到对最冷和dennerous核心，而其他线显示与这些核心属性没有相关性。结论：在这个大的样本中，N2 H+是唯一的物种，专门跟踪最冷的和致密的核心，与化学考虑。相比之下，常见的高密度示踪剂HCN和HNC存在于大多数核中，证明了这些分子在大范围的抑制中表征核的实用性。有效的尘埃温度和气体动力学温度之间的相关性表明，前者是由灰尘，这是既密集，并与致密气体示踪的NH3的热耦合占主导地位。[...]
2014-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature Structure of the Pipe Nebula Studied by the Intensity Anomaly of the OH 18 cm
本文用绿岸望远镜观测了OH 18 cm跃迁（1612，1665，1667和1720 MHz）的四个超精细结构分量，它们是向一个不规则的暗星云--烟斗星云的跃迁。一个统计平衡分析应用于光谱，和周围的致密核心的扩散分子气体的动力学温度被准确地确定;导出的温度范围从40 K到75 K。从这个结果中，我们评估的加热效果的星云的“茎”区域的conventarystructure由于紫外光子从附近的恒星$θ$ -蛇夫座和一个可能的convententent-filament碰撞在接口的“茎”和“碗”区域。在茎区，气体动力学温度被发现是几乎独立的表观距离从$θ$ -蛇夫座：紫外线加热效果的恒星是不可见的。另一方面，气体动力学温度升高，高达$\sim$ 75 K，在两个晶体结构的界面处。这一结果为我们提供了额外的支持，在烟斗星云的顺磁灯丝碰撞的情况。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nebular Dust Attenuation with the Balmer and Paschen Lines based on the MaNGA Survey
基于MaNGA巡天，研究利用Balmer和Paschen发射线示踪HII区星云尘埃消光，提出直接拟合消光曲线的新方法，发现kpc尺度更符合前景屏幕模型，强氢复合线斜率测定精度高。
2024-10-07 astro-ph.GA
The Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS) - a comprehensive dusty photoionization model of NGC6781
我们进行了全面的分析行星状星云（PN）NGC6781调查其电离，原子和分子气体和尘埃成分的物理条件和对象的演变，从紫外线到无线电的全色观测数据的基础上。经验星云元素丰度，通过渐近巨星分支（AGB）恒星的核合成模型的理论预测相比，表明祖先是一个太阳金属丰度，2.25 - 3.0 Msun初始质量的恒星。我们得出的最佳拟合距离为0.46千秒差距拟合恒星光度（作为距离和有效温度的中心恒星）与通过后AGB的演化轨迹。我们的激发能图分析表明，高激发温度的光解离区域（PDR）超出电离部分的星云，这表明额外的加热之间的冲击相互作用的慢AGB风和快PN风。通过迭代拟合使用的云代码与衍生的约束，我们找到了最适合的尘埃光电离模型的对象，将包括再现所有的全色观测数据。估计的总气体质量（0.41 Msun）对应的质量喷射在最后的AGB热脉冲事件预测为2.5 Msun的初始质量的恒星。总质量的一个显着的分数（约70%）被发现存在于PDR中，证明了PDR在PNe中的至关重要性，这通常被认为是电离/H+区域的标志。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cores in the Pipe Nebula: An improved core mass function
在本文中，我们推导出一个改进的核心质量函数（CMF）的烟斗星云之间的测量的视觉消光和分子线发射的详细比较。我们已经编制了一个精致的样本，201密集的核心对管道星云使用2维阈值识别算法通知最近的模拟密集的核心人口。利用C18 O（1-0）观测数据进行的径向速度测量使我们能够从这个样本中挑选出43个消光峰，这些峰要么与致密气体无关，要么与烟斗星云没有物理联系。此外，我们使用推导出的C18 O，中心速度来区分单个内核与内部结构和两个或多个物理上不同的内核的混合物，沿着相同的视线叠加。然后，我们能够为未来的后续研究提供更强大的致密岩心样本，并获得比以前更可靠的CMF。我们证实了先前的迹象表明，管道星云的CMF离开一个单一的幂律类似的形式，在M ~ 2.7 +/- 1.3 Msun的休息或膝盖。此外，我们还证实，CMF表现出类似的形状恒星IMF，但缩放到更高的质量的一个因素~4.5。我们将这种比例上的差异解释为恒星形成效率（22 +/- 8%）的量度。这支持了早期的建议，即恒星IMF可能或多或少直接来自CMF。
2009-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photo-ionization structures of Planetary Nebula IC 2003 with [WR] central star
利用CLOUDY 17.03并结合多波段观测约束，本研究模拟了[WR]型行星状星云IC 2003的光致电离结构，确定其尘埃加热、化学组成及中心星和前身星参数。
2024-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio Sources Embedded in the Dense Core B59, the "Mouthpiece" of the Pipe Nebula
我们提出了甚大阵列连续观测在8.3 GHz的密集核心B59，在管星云。我们检测到六个紧凑的源，其中五个与该地区70微米处最明亮的五个源有关，而剩下的一个可能是背景源。我们建议，无线电发射是免费的，免费的电离外流存在于这些原恒星。我们讨论这些风在云中的运动学影响。我们还提出，这些风是光学厚的无线电，但光学薄的X射线，这一特点可以解释为什么从磁层的X射线被检测到在其中三个，而无线电发射是最有可能占主导地位的自由-自由发射从风的外层。
2013-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust and Chemical Abundances of the Sagittarius dwarf Galaxy Planetary Nebula Hen2-436
利用ESO/VLT FORS 2、Magellan/MMIRS和Spitzer/IRS谱估计了人马座（Sgr）矮球星系行星状星云Hen 2 -436的元素丰度。我们首次探测到了[F II] 4790 A、[Kr III] 6826 A和[P II] 7875 A的候选谱线，并成功地估算了这些元素的丰度（[F/H]=+1.23，[Kr/H]=+0.26，[P/H]=+0.26）。我们提出了PNE和富C星之间的C，F，P和Kr丰度之间的关系。F和Kr的检测支持了F和Kr与C一起在同一层中合成并通过第三次挖掘带到表面的想法。我们利用光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）估算了N^2+和O^2+的丰度。由O ORL和O CEL导出的丰度之间的差异>1 dex。为了研究PN中心星的状态、星云条件和尘埃性质，我们构造了一个有云的理论SED模型。通过比较中心恒星的光度和温度与理论演化轨迹，我们得出结论，祖星的初始质量可能是~1.5-2.0 Msun，年龄是AGB阶段后~3000年。观测到的元素丰度可以用初始质量为2.25 Msun，Z=0.008和LMC组成的恒星的理论核合成模型来解释。我们估计尘埃质量为2.9 × 10 ^-4兆太阳能（仅无定形碳）或4.0 × 10 ^-4兆太阳能（无定形碳和PAH）。假设大部分观测到的尘埃是在最后两次热脉冲期间形成的，尘埃与气体的质量比为5.58 × 1…
2010-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust attenuation of the nebular regions and optical emission lines of $z\sim2$ star-forming galaxies
我们使用了一个样本的149光谱确认的紫外选择星系在$z\sim 2$调查的相对尘埃衰减的恒星连续和星云发射线。对于样本中的每个星系，至少有一个静止帧光发射线（H $α$ /[NII] $\lambda6583$或[OIII] $\lambda5007$）的测量已采取的文献，和41个星系有额外的斯皮策/MIPS 24 $μ$ m的观测，用于推断红外光度。我们使用的光谱能量分布（SED）拟合代码，预测星云线的强度时，拟合我们的样本中的星系的恒星星族，我们执行我们的模型和观测到的/派生的物理量的预测之间的比较。我们发现，平均而言，我们的代码能够再现所有的物理量（例如，紫外$β$斜率、红外光度、发射线通量），但与最大SFR（$\log\mathrm{(SFR/M}_\odot\mathrm{yr}^{-1})>1.87$，Salpeter IMF）的恒星发射相比，我们需要对星云发射应用更高的尘埃校正。我们发现SFR和星云和恒星的颜色过度的差异之间的相关性，这可以解决不一致的结果，从以前的结果在$z\sim2$星云尘埃校正。
2016-02-12 astro-ph.GA
Planetary Nebulae of the Large Magellanic Cloud II: the connection with the progenitors' properties
本研究通过分析大麦哲伦云9个行星状星云样本，结合恒星演化与尘埃形成模型及光谱能量分布数据，揭示其气体和尘埃含量与前身星质量、金属丰度的关系，发现富碳行星状星云尘埃-气体比随前身星质量增加而上升。
2025-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Importance of Physical Models for Deriving Dust Masses and Grain Size Distributions in Supernova Ejecta I: Radiatively Heated Dust in the Crab Nebula
最近对超新星遗迹（SNRs）的远红外（IR）观测显示，在其喷出物中有大量新凝聚的尘埃，与现有耐火元素的总质量相当。从这些观测中得出的尘埃质量假设，无论尘埃加热机制或颗粒半径如何，给定种类的所有颗粒都以相同的温度辐射。在本文中，我们推导出的尘埃质量的蟹状星云喷出物，使用的加热和辐射的尘埃的物理模型。我们采用了幂律分布的颗粒大小和两种不同的尘埃成分（硅酸盐和无定形碳），并计算每个尘埃颗粒的加热率的脉冲星风星云（PWN）的辐射。我们发现，晶粒达到一个连续的温度范围，这取决于它们的大小和成分。从最佳拟合模型得到的总质量为0.019-0.13太阳质量，这取决于假设的颗粒成分。我们发现，粉尘颗粒的幂律粒度分布的特点是由一个3.5-4.0的幂律指数和大于0.1微米的最大粒径。颗粒大小和成分与IIP型SN中形成的尘埃颗粒的预期一致。我们推导出的尘埃质量至少是一个因素的两个小于在以前的研究中的蟹状星云，假设更简化的双温度模型的质量报告。本研究的结果表明，在一个现实的尘埃温度分布的物理模型，可以约束尘埃的属性，并影响派生的尘埃质量。我们的研究也可能有重要的影响，推导出其他SNRs的颗粒特性和质量估计，以及SNe是否是银河系星际介质（ISM）和外部星系中尘埃的主要来源的最终问题。
2013-07-03 astro-ph.GA
The spectral energy distribution of the Carina nebula from far infrared to radio wavelengths
多波长观测对于了解天体物理源的物理特性是必不可少的。在本文中，我们使用的观测在远红外无线电范围内，以获得光谱能量分布（SED）的船底座星云。为了做到这一点，我们仔细地减去了来自银河平面的不规则变化的漫射辐射，在这些波长下，它可以是星云通量的10倍。结果表明，远红外辐射可以用单一温度T_d=（34.5^{+2.0}-1.8}），辐射率α =-1.37 ^{+0.09}-0.08}的尘埃粒子辐射来模拟。我们还发现该星云的总红外光度为（7.4^{+2.5}_{-1.4}）× 10^6 L_{\odot}，假设尘埃的温度是单一的，则尘埃的质量为（9500^{+4600}_{-3500}）M_ \odot。
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An automated approach for photometry and dust mass calculation of the Crab nebula
有充分的证据表明超新星是星际尘埃的主要贡献者。在这项工作中，蟹状星云最深的远红外观测被用来重新估计这个超新星遗迹中存在的尘埃质量。使用赫歇尔空间天文台机载PACS和SPIRE仪器拍摄的70至500 $μ$ m之间的滤光片图像。通过自动化的方法，我们构建了蟹状星云的光谱能量分布，以恢复尘埃质量。这种方法利用了几种图像处理技术（阈值处理、形态学处理、轮廓绘制等）。客观地将星云与其周围的背景分离开来。从积分通量中减去非热同步辐射分量后，发现使用温度为$T=42.06\pm1.14$ K的单个修改后的黑体和$M_{d}=0.056\pm0.037$ M $_{\odot}$的尘埃质量最适合光谱能量分布。本文指出了光度分析和光谱能量分布构造在蟹状星云尘埃质量推断中的重要性。
2019-03-08 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.space-ph
A Dust-Scattering Model for M1-92: A Revised Estimate of the Mass Distribution and Inclination
本文通过构建含双重散射修正的单次散射辐射转移模型，利用HST的V波段图像重建双极型前行星状星云M1-92的尘埃密度分布与倾角，发现其赤道环面存在外部径向截断，提示双星伴星对星云形成有影响。
2024-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
$η$ Carinae's Dusty Homunculus Nebula from Near-Infrared to Submillimeter Wavelengths: Mass, Composition, and Evidence for Fading Opacity
红外线观测明亮的蓝色变星船底座$η$周围的尘埃，巨大的侏儒星云对于描述质量损失历史至关重要，并有助于限制导致大爆发的机制。我们提出了2.4 - 670 $μ$ m光谱能量分布，从传统的ISO观测和新的光谱获得的{ \em{Herschel Space Observatory} }。使用辐射传输模型，我们发现，这两个最适合的灰尘模型产生的成分是一致的，与hoc处理的材料，铁，辉石和其他富含金属的硅酸盐，硅酸盐，镁，铁硫化物的共同点。球形晶粒由与窄的20.2 $μ$ m特征的良好匹配支持。我们的首选模型包含氮化物AlN和Si $_3$ N $_4$在低丰度。粉尘质量范围从0.25到0.44 $M_\odot$，但在两种情况下，由于预期的高Fe气尘比，$M_{\rm{tot}} \ge$ 45 $M_\odot$。大部分尘埃位于5 $"$ $\times$ 7 $"$中心区域内。在390 $μ$ m处检测到额外的紧凑特征。我们得到$L_{\rm{IR}}$ = 2.96 $\times$ 10 $^6$ $L_\odot$，从1971-1977年观察到的中红外光度水平的平均值下降了25%。这表明星周消光的减少与视觉亮度的增加相结合，允许25- 40%的光学和紫外线辐射从中心源逃逸。我们还通过$9-8$系对$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J = 5-4$进行了分析，结果表明丰…
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center
三颗亮蓝变星（LBV）位于银河系中心的五重星系团内和附近：手枪星，G0.120-0.048和qF 362。我们在19，25，31，和37 μm的区域包含这三个LBV，使用FORCAST与SOFIA获得成像。我们认为，手枪和G0.120-0.048是完全相同的“双胞胎”，由于不同环境的外部影响，它们表现出截然不同的星云。我们的图像揭示了围绕手枪星的热尘埃的不对称压缩壳，并首次探测到围绕G0.120-0.048的对称热尘埃包层的热辐射。组成手枪星云的尘埃和气体主要被附近的五重星团恒星加热和电离。手枪星云的北部区域由于与邻近沃尔夫-拉叶碳（WC）恒星的高速（2000 km/s）风的相互作用而减速。用DustEM代码我们确定手枪星云是由一系列非常小的、瞬时加热的颗粒（10-~35 μ m）组成的，并且由于WC星的风的不同溅射作用，它呈现出从南到北颗粒尺寸逐渐减小的梯度。G0.120-0.048星云中的尘埃主要由中央恒星加热;然而，星云气体在外部被拱门星团电离。与手枪星云不同的是，G0.120-0.048星云是自由膨胀到周围的介质中。给出独立的尘埃和气体质量估计，我们发现手枪星云和G0.120-0.048星云表现出相似的气体-尘埃质量比，分别为~310和~290。这两个星云有着相同的大小尺度（~ 0.7 pc），这表明它们有着相似的动力学时间尺度（~10^5年），假设壳层膨胀速度为v_exp…
2014-03-20 astro-ph.GA
Gas absorption and dust extinction towards the Orion Nebula Cluster
本文讨论了猎户座星云团中星际介质的气体和尘埃含量与年轻恒星的关系。X射线观测提供了基于光谱拟合的吸收等效氢柱密度N_H的估计。近红外消光值是根据VISTA猎户座A巡天给出的固有色星等（J-H）和观测色星等（H-K_s）计算的。柱密度和消光值A_V之间的相关性的线性拟合产生N_H/A_V比的估计。我们通过描述和（如果可能的话）量化星周物质和所采用的消光定律、X射线模型和元素丰度对NH/AV比的影响来研究结果的系统不确定性。假设银河系的消光定律R_V=3.1，Anders和Grevesse（1989）给出了太阳的丰度，我们推导出猎户座星云团III类源的N_H/A_V比值为（1.39 +- 0.14）x 10^21 cm^-2 mag^-1，其中给出的误差不包括系统不确定性。这个比例与其他恒星形成区域的类似研究一致，比银河系的值低约31%。N_H/A_V的空间分布没有明显的趋势。假设的消光定律和元素丰度的变化被证明有相应的影响推断的A_V和N_H值，分别。猎户座星云团中金属丰度的大系统不确定性是推导确定的N_H/A_V比值和对这些结果进行物理解释的主要限制。
2016-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dusty Nebula surrounding HR Car: a Spitzer view
我们目前的中红外观测的银河系亮蓝变星（LBV）HR车及其相关的星云进行与斯皮策太空望远镜使用IRAC和IRS，作为GTO计划的一部分，旨在研究恒星喷出物从演化的恒星。我们的观测揭示了内部星云丰富的中红外光谱，显示了固态和原子气体的特征。强低激发原子精细结构线，如$ 26.0 μ$ m [ \ion{Fe}{2} ]和$ 34.8 μ$ m [ \ion{Si}{2} ]，表明，第一次，在这个对象类的PDR的存在。虽然低激发气体的物理和化学似乎是由光解为主，可能的贡献，由于冲击可以推断出的证据，气相铁丰度增强。无定形硅酸盐的存在，推断从观测到的特征广泛的功能在$10 μ$ m位于内部星云，表明尘埃已经形成在LBV爆发。这与在其他可能更进化的银河系LBV中检测到的晶体尘埃形成对比，这与在红超巨星中观察到的晶体尘埃相似。这被认为是爆发前进化阶段产生尘埃的证据。
2009-01-16 astro-ph.GA
Smoke in the Pipe Nebula: dust emission and grain growth in the starless core FeSt 1-457
方法：我们得出的亚毫米尘埃光学厚度和有效尘埃温度的赫歇尔数据，对普朗克校准的地图。在校准之后，我们使用普朗克导出的尘埃不透明度光谱指数β（在30'（或约1 pc）的尺度上导出），将修改后的黑体与长波赫歇尔数据拟合。我们使用这个模型来预测在850微米的亚毫米通量密度，我们将这些反过来与APEX-Laboca观测进行比较。结果如下：亚毫米尘埃光学厚度和近红外消光数据的比较揭示了在高柱密度下亚毫米尘埃不透明度增加的证据，解释为内核内部晶粒生长的指示。此外，赫歇尔尘埃模型和Laboca数据的比较表明，频率依赖的亚毫米不透明度，描述的光谱指数β，不改变。一个与普朗克导出的值仅略有不同的β就足以描述数据，β =1.53+/-0.07。我们应用类似的分析巴纳德68，一个核心与显着较低的列密度比FeSt 1-457，我们没有发现证据的晶粒生长，但也有一个单一的β。结论：虽然我们从FeSt 1-457的尘埃不透明度中发现了颗粒生长的证据，但我们没有发现尘埃不透明度光谱指数β在0.02<x<1 pc（或36”<x<30“）尺度上的显著变化的证据。我们在这两种情况下发现的对普朗克导出的尘埃β的修正是测量误差的量级，不包括任何系统误差，因此直接应用普朗克全天尘埃模型的尘埃β是合理的。作为一个推论，可以导出可靠的有效温度图，否则会受到β变化的影响。
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties and Spatial Distribution of Dust Emission in the Crab Nebula
最近对超新星遗迹（SNRs）中新形成的尘埃的红外（IR）观测发现，尘埃质量比理论模型预测的和从高红移观测中测量的要低得多。蟹状星云的脉冲星风被认为是席卷了新形成的超新星（SN）尘埃以及喷出的气体。这一尘埃的证据是在蟹状星云的积分光谱中发现的红外过量，以及在同步加速器星云的消光中发现的，后者揭示了灯丝核心中尘埃的存在。我们提出了第一个空间分辨的尘埃发射光谱的蟹状星云获得的红外光谱仪搭载斯皮策太空望远镜。红外光谱以同步辐射为主，并显示来自S，Si，Ne，Ar，O，Fe和Ni的禁带线发射。我们从3.6和4.5微米的图像中得到了同步辐射光谱图，并从我们的数据中减去了这一贡献，以产生尘埃残留连续辐射的地图。尘埃排放似乎是集中在沿喷出物长丝，是很好地描述了无定形碳或硅酸盐颗粒成分。我们发现硅酸盐的尘埃温度为55+/- 4 K，碳颗粒的尘埃温度为60 +/- 7 K。估计的尘埃总质量为0.0012-0.012太阳质量，远低于核心坍缩超新星的理论尘埃产量。我们的颗粒加热模型意味着尘埃颗粒半径相对较小，不像IIP型SN中形成的尘埃颗粒所预期的那样。
2012-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula
烟斗星云是一个巨大的，附近的黑暗分子云，恒星形成效率低，这使得它成为研究恒星形成过程非常早期阶段的良好实验室。烟斗星云的大部分是环形的，看起来被一个均匀的磁场穿过，磁场的尺度为几个秒差距，垂直于它的主轴。该场仅在少数区域中局部扰动，例如唯一的活性团簇形成核心B59。本研究的目的是调查低质量前星核的原始条件，以及它们与云中局部磁场的关系。我们使用IRAM 30米望远镜对烟斗星云内四个选定的无星核心进行了3毫米和1毫米的早期和晚期分子的连续和分子调查。我们发现，尘埃连续辐射图跟踪更好的dennial地区比以前的2 MASS消光图，而2 MASS消光图跟踪更好的扩散气体。由尘埃释放得到的地核的性质表明，平均半径约为0.09 pc，密度约为1.3 × 10^5 cm^-3，地核质量约为2.5 M太阳。我们的研究结果证实，所研究的烟斗星云无星核心处于非常早期的进化阶段，并呈现出非常年轻的化学性质，使我们能够提出一个进化序列。所有的核心目前的早期分子发射，与CS检测对所有的样品。其中两个，核心40和109，提出了强烈的晚期分子发射。核心的化学演化阶段和局部磁性之间似乎存在相关性，这表明核心的演化受磁能和其他机制（如湍流）之间的局部竞争所支配。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction and dust-to-gas structure of the planetary nebula NGC 7009 observed with MUSE
MUSE的大视场和波长范围非常适合绘制银河系行星状星云（PN）。明亮的PN NGC 7009是在仪器的科学验证期间在VLT上用MUSE观察到的，视宁度为0.6”。通过对MUSE立方体的分析，形成了氢巴耳末和帕邢线的发射线图。从MUSE立方体测得的电子温度和密度被用来预测理论上的氢线比率，并绘制整个星云的消光分布。在对NGC 7009的星际消光进行校正后，首次在PN中绘制了内部尘埃气体比（A_V/N_H）。NGC 7009的消光图具有相当大的结构，大致对应于星云的形态特征。灭绝图中的一个大尺度特征，由波峰和波谷组成，出现在内壳的边缘。这一特点的性质进行了调查和仪器和物理原因考虑;没有令人信服的机制被确定产生此功能，除了质量损失的变化，在早期的渐近巨分支阶段。尘埃与气体的比值A_V/N_H从电离星云中心到边缘从0.7倍星际值增加到>5倍。积分A_V/N_H约为ISM平均值的2倍。结果表明，MUSE消光成像为研究PN内部尘埃的分布和尘气比提供了一个强有力的工具。（节录）
2016-02-22 astro-ph.GA
The JWST/AURORA Survey: Multiple Balmer and Paschen Emission Lines for Individual Star-forming Galaxies at z=1.5-4.4. I. A Diversity of Nebular Attenuation Curves and Evidence for Non-Unity Dust Covering Fractions
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Kentucky（肯塔基大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University College London（伦敦大学学院）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究利用JWST/AURORA调查的多条巴尔末和巴森线数据，分析24个红移z=1.5-4.4的恒星形成星系的尘埃覆盖分数和尘埃消光曲线，发现尘埃覆盖分数低于1，揭示高红移星系中尘埃和气体覆盖分数对星系演化的影响。
2026-05-14 astro-ph.GA
A Question of Mass: Accounting for all the Dust in the Crab Nebula with the Deepest Far Infrared Maps
超新星是星际介质中重要的尘埃来源。在这项工作中，深远红外（FIR）观测的蟹状星云进行了研究，提供了一个新的和可靠的约束量的尘埃存在于这个超新星遗迹。赫歇尔空间望远镜上的PACS和SPIRE仪器拍摄的70至500 $μ$ m之间的深度曝光，汇编了星云的所有观测结果，包括PACS观测模式校准，使用先进的处理技术进行了改进，从而提供了赫歇尔有史以来生成的关于该物体的最准确的数据。我们仔细地找到每个图像的内在通量通过掩蔽源和创建一个2D多项式拟合来推断背景发射。在减去估计的非热同步加速器分量之后，发现两个修改的黑体最适合剩余的红外连续谱，冷组分T $_c$ = 8.3 $\pm$ 3.0 K和M $_d$ = 0.27 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$，暖组分T $_w$ = 27.2 $\pm$ 1.3 K和M $_d$ =（1.3 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$ .
2017-10-20 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
The AURORA Survey: Multiple Balmer and Paschen Emission Lines for Individual Star-forming Galaxies at z=1.5-4.4. II. Implications for Nebular Dust Corrections, Nebular SFRs, and Differential Reddening
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University College London（伦敦大学学院）
利用JWST/AURORA巡天中24个z=1.5-4.4星系的HI巴耳末和帕邢复合发射线多线探测，推导星云尘埃消光曲线，发现Hα总消光平均比常用巴耳末减缩与银河消光曲线组合值大约0.20 dex，并探讨了星云与恒星红化差异及其对尘埃分布和金属混合时间尺度的启示。
2026-05-28 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: The First Direct Measurements of the Nebular Dust Attenuation Curve at High Redshift
我们使用一个样本的532恒星形成星系的红移$z\sim 1.4-2.6$深静止帧光谱的MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查放置在高红移的星云衰减曲线的第一个约束。基于在这些星系的合成光谱中检测到的前五条低阶Balmer发射线（${\rm Hα}$到${\rm Hε}$），我们得到了一条形状与银河系消光曲线相似的星云衰减曲线，这表明在高红移的大质量恒星的视线上，尘埃覆盖率和吸收/散射特性与银河系的平均视线相似。这里推导出的曲线意味着星云红化值平均系统地大于恒星连续体推导出的值。在包含恒星多样性效应的恒星星族合成模型中，星云线和恒星连续体红化的差异可能意味着分子云穿越时间尺度比局部分子云长$\gtrsim 3\times$倍，恒星形成速率恒定或随时间增加，使得新形成的和更尘埃的OB协会总是主导电离通量，和/或使星云发射变红的尘埃可能与非分子（即，电离和中性）阶段。我们的分析指出，各种调查的星云衰减曲线，将启用下一代的地面和空间为基础的设施。
2020-09-21 astro-ph.GA
Detailed Interstellar Polarimetric Properties of the Pipe Nebula at Core Scales
我们使用R波段CCD线性偏振仪收集了约12000背景场恒星在46个领域的看法对烟斗星云的整个黑暗的云的偏振特性进行调查。根据2MASS的存档数据，我们估计调查区域的总视觉反射率在0.6 < Av < 4.6的范围内。虽然观察到的偏振显示出一个有序的大尺度模式，偏振矢量几乎垂直对准云的长轴，在核心尺度上，人们看到的细节是每个核心的特征。虽然许多观测到的恒星呈现出对普通星际介质来说不寻常的偏振度，但我们的分析表明，构成烟斗星云弥漫部分的尘埃颗粒似乎与正常的银河系星际介质具有相同的性质。偏振角的二阶结构函数的估计表明，大部分的烟斗星云是磁占主导地位，湍流是次Alvenic。烟斗星云当然是一个有趣的区域，在那里可以研究低质量恒星形成的初始阶段的主要过程。
2010-09-03 astro-ph.GA
The chemical composition of the Orion star-forming region: II. Stars, gas, and dust: the abundance discrepancy conundrum
我们重新审视重组/碰撞发射线（RL/CEL）星云的丰度差异问题，根据最近的高质量的丰度测定在猎户座恒星形成区域的年轻恒星。我们重新评估了猎户座星云中几种元素的CEL和RL丰度，并估计了相关的不确定性，同时考虑到不可见离子电离校正因子的不确定性。我们估计了几种尘埃形成情况下尘埃颗粒中捕获的氧气量。我们将由此产生的气体+尘埃星云丰度与本系列论文I和III中分析的猎户座恒星形成区（Ori\OB1）的13颗B型恒星样本的恒星丰度进行了比较。我们发现，基于复合线的氧星云丰度与恒星丰度的一致性要比基于碰撞激发线的氧星云丰度好得多。这一结果需要进一步调查。如果CEL/RL丰度差异是由星云中的温度波动引起的，正如一些作者所认为的那样，那么其他元素，如C，N和Ne，也应该看到同样的差异，这不是我们在本研究中发现的。另一个问题是，对于RL丰度，猎户座星云的能量平衡还没有得到很好的理解。我们就解决这一问题的下一步措施提出了一些建议。
2010-10-28 astro-ph.GA
The AURORA Survey: Ionizing Photon Production Efficiency with Minimal Nebular Dust Attenuation Systematics
本研究利用JWST/AURORA巡天的精确星云尘埃衰减校正，测量了63个红移在1.5-6.9的恒星形成星系的电离光子产生效率，发现其与红移、等效宽度、O32等呈正相关，与恒星衰减、L_UV、恒星质量和金属丰度呈负相关，并揭示了替代尘埃处方对相关关系斜率的影响。
2025-10-14 astro-ph.GA
Dust evolution across the Horsehead Nebula
星际尘埃表面的微物理过程与尘埃的性质（即尘埃的成分、大小和形状）密切相关，并在星际介质（ISM）的许多现象中发挥关键作用。ISM中物理条件（即密度、气体温度）的巨大差异引发了粉尘性质的演变。分析尘埃随物理条件的演化是深入了解星际尘埃的基础。本文的目的是突出马头星云PDR地区的尘埃演化。我们使用Spitzer/IRAC（3.6，4.5，5.8和8 μm），Spitzer/MIPS（24 μm），Herschel/PACS（70和160 μm）和Herschel/SPIRE（250，350和500 μm）来绘制马头星云尘埃在整个发射光谱范围内的空间分布图。我们使用THEMIS星际尘埃模型与三维辐射转移代码SOC一起模拟尘埃的排放和散射。我们发现，在马头的照射外部的纳米颗粒尘埃气体比是6至10倍，低于在扩散ISM。它们的最小尺寸比扩散ISM大2至2.25倍，其尺寸分布的幂律指数比扩散ISM低1.1至1.4倍。关于马头的密度较高的部分，有必要使用演化的颗粒（即聚集体，有或没有冰幔）。用来自弥散介质的颗粒来解释观测结果是不可能的。因此，我们提出以下方案来解释我们的结果。在马头的外部，所有的纳米颗粒还没有时间通过聚集体的光碎裂完全重新形成，并且对辐射场敏感的最小的纳米颗粒被光破坏。在马头的内部，颗粒很可能由多成分的地幔聚集体组成。
2020-03-12 astro-ph.GA
The Critical Role of Dust On The [O III] Planetary Nebula Luminosity Function's Bright-End Cutoff
本文通过研究LMC与M31明亮PNe的核心质量和星云周消光关系，解释PNLF亮端截止对种群年龄不敏感的尘埃机制。
2025-03-15 astro-ph.GA
The dust content of the Crab Nebula
我们用贝叶斯SED模型模拟了蟹状星云的近红外到射电图像，同时拟合了它的同步加速器、星际和超新星尘埃发射。我们推断星际尘埃消光图的平均$A_{\text{V}}$ =1.08 $\pm$ 0.38等，与螃蟹的整体红外辐射的小贡献（<22%）一致。蟹状星云的超新星尘埃质量估计在0.032到0.049 M $_{\odot}$之间（对于无定形碳颗粒），尘埃的平均温度为$T_{\text{dust}}$ =41 $\pm$ 3 K，相当于尘埃的凝结效率为8- 12%。这个修正后的尘埃质量比以前的一些估计低了一个数量级，这可以归因于我们不同的星际尘埃修正，较低的SPIRE通量密度和较高的尘埃温度。蟹状星云内的尘埃主要存在于脉冲星南部的致密丝状体中，平均V波段尘埃消光为$A_{\text{V}}$ =0.20-0.39等，与最近的光学尘埃消光研究一致。模拟的同步加速器幂律谱与射电光谱指数$α_{\text{radio}}$ =0.297 $\pm$ 0.009和红外光谱指数$α_{\text{IR}}$ =0.429 $\pm$ 0.021一致。我们已经确定了一毫米的额外排放在螃蟹的中心地区，并认为它最有可能的结果从两个不同的人口同步辐射粒子。我们的结论是，蟹状星云的有效尘埃凝结（8-12%）提供了进一步的证据，证明超新星可以为星系中的星际尘埃预算提供实质性的贡献。
2019-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the Energetics and Evolution of Dust with Spitzer: a Chapter in the History of the Eagle Nebula
斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL巡天揭示了银河系平面的大量细节。我们用它们来研究M16的能量学和尘埃性质，M16是最著名的SFR之一。我们提出MIPSGAL观测M16在24和70 $μ$ m，并结合他们与以前的IR数据。MIR图像显示了星云分子边界内的壳层。24和70 $μ$ m处的形态不同，其色比异常偏暖。远红外图像类似于8 $μ$ m处的图像，该图像增强了分子云。我们测量壳体和PDR内的IR SED。我们使用DUSTEM模型来拟合SED，并将尘埃温度、尘埃尺寸分布和ISRF强度相对于星团NGC6611提供的强度进行约束。在PDR中，尘埃温度，尘埃粒度分布，和ISRF强度与预期一致。在外壳内，灰尘更热，需要比NGC6611提供的ISRF更大的ISRF。我们量化了两种解决方案。(1)壳层中尘埃的粒度分布与星际尘埃的粒度分布不同。(2)尘埃排放来自热等离子体，其中紫外线和与电子的碰撞有助于加热。我们建议两种解释的外壳。(1)壳物质由暴露于电离辐射的致密气体产生的光蒸发流提供。当壳层物质被恒星风推动时，这些流动使壳层物质更新。在这种情况下，我们的结论是，大规模的SFR，如M16有一个重大的影响，碳尘的大小分布。碳尘的研磨可能是由风和外壳之间的相互作用驱动的冲击中的碰撞造成的。(2)我们考虑的情况下，外壳是一个SNR。我们将见证SNR演化的特定时间，在该时间，等离子体压力和温度将使得…
2011-03-13 astro-ph.GA
The Carina Nebula and Gum 31 molecular complex: I. Molecular gas distribution, column densities and dust temperatures
我们报告的高分辨率观测$^{12}$ CO $(1\rightarrow0)$和$^{13}$ CO $(1\rightarrow0)$分子线的船底座星云和胶31地区获得的22米Mopra望远镜的Mopra南银河平面CO调查的一部分。我们涵盖了从$l = 285^{\circ}$到290 $^{\circ}$，以及从$b = -1.5^{\circ}$到+0.5 $^{\circ}$的8度$^2$。来自两种示踪剂的分子气柱密度分布具有相似的值范围。通过拟合一个灰体函数的观测红外光谱能量分布从赫歇尔地图，我们得到的气体柱密度和尘埃温度。气柱密度的值在$6.3\times\ 10^{20}$至$1.4\times 10^{23}$ cm $^{-2}$的范围内，而尘埃温度的值在17至43 K的范围内。在有限的气柱密度范围内，由粉尘排放得到的气柱密度近似为对数正态函数。气柱密度分布中的高密度尾部非常明显，这似乎是活跃恒星形成区域的共同特征。有区域变化的一氧化碳排放线回收的质量的分数相对于由粉尘排放跟踪的总质量。这些变化可能与辐射场强度的变化、整个观测区域的原子-分子气体比例的变化、CO分子丰度相对于H $_{2}$的差异以及组成船底座星云-Gum 31复合体的分子云的演化阶段差异有关。
2015-11-24 astro-ph.GA
Deep Near-Infrared Survey of the Pipe Nebula II: Data, Methods, and Dust Extinction Maps
我们提出了一套新的高分辨率的尘埃消光附近的基本上无星的烟斗星云分子云的地图。这些地图是由ESO-VLT、ESO-NTT、CAHA 3.5米望远镜和2 MASS数据协同进行的深度近红外成像调查绘制的。新地图的分辨率比Lombardi等人（2006年）之前的灭绝图高出三倍，并且能够解析2600 AU的结构。我们在整个云层中检测到244个显著的消光峰。这些峰的质量在0.1和18.4 M太阳之间，直径在1.2和5.7 e4 AU（0.06和0.28 pc）之间，平均密度约为1 e4 cm ${^-3}$，与以前的结果吻合得很好。从伴星平均表面密度的分析中，我们发现了一个在1.4e4 AU附近的明确尺度，低于这个尺度，我们发现云的结构显着减少。该比例小于根据峰的平均密度计算的“牛仔裤长度”。峰的表面密度不是均匀的，而是显示成簇。烟斗星云中的消光峰似乎具有类似于金牛座恒星的空间分布，这表明恒星的空间分布直接从高密度物质的原始空间分布演变而来。
2010-11-05 astro-ph.GA
On the photo-evaporation, dust polarization, and kinematics of two nebulae in Sh2-236
本文研究了磁场对Sh 2 -236 H Ⅱ区彗星球状体Sim 129和Sim 130的动力学演化及其表面电离气体流出的影响。在与这些小球相关的区域的磁场形态推断使用光学偏振测量与Sampurnanand望远镜在ARIES。利用美国国家射电天文台（NRAO）的甚大阵巡天（VLA）资料，通过1.4~GHz射电连续谱成像探测星云辐射。这些测量结果的相关性表明，来自Sim 129和Sim 130表面的光蒸发气体积聚在云中，并开始沿着磁场线流动。利用14米单碟射电望远镜对NGC 1893进行了$\rm ^{12}CO$（J=1-0）分子谱线观测。利用$\rm ^{12}CO$（J=1-0）分子线上的速度色散和偏振角色散，在Davis-Krasekhar-Fermi公式中估计了两个sim星云的磁场强度。场强的平均值被发现是$\sim$ 60 $μ$ G的不确定性的0.5倍的估计值。
2020-11-18 astro-ph.GA
A high dust emissivity index beta for a CO-faint galaxy in a filamentary Lyman-alpha nebula at z=3.1
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）对100 kpc尺度的Lyα星云（SSA 22 LAB 18）进行了CO J=4-3谱线和3 mm尘埃连续谱观测。我们从与Lyα丝有关的ALMA连续谱源中，在11 σ处检测到系统z（CO）=3.093 { \pm } 0.001的CO J=4-3谱线。我们估算了该CO源的CO J=4-3光度L 'CO（4-3）=（2.3 \pm 0.2）× 10^9 K km s^{-1} pc ^2，比具有类似远红外光度L（IR）~10^{12} Lsun的典型z>1尘埃恒星形成星系（DSFG）的光度小一个数量级。我们推导出气体分子质量为Mgas=（4.4^{+0.9}_{-0.6}）x10^9 Msun，恒星形成速率为SFR=270 \pm 160 Msun yr^{-1}。我们还估计了天然气耗尽时间τ（dep）=17 \pm 10 Myr，比典型的DSFG短。这表明，这个源是在一个过渡阶段，从DSFG的气体贫乏，早型星系。从ALMA到Herschel的多波段尘埃连续谱观测中，我们测得尘埃辐射率指数β=2.3 \pm 0.2，这与本地贫气早型星系的辐射率指数相似。如此高的β可以通过最近的实验室实验中亚毫米波长的星际尘埃的特定化学成分来重现。ALMA CO和多波段尘埃连续谱观测可以通过τ（dep）和β约束高红移星系的演化阶段，从而可以研究早期宇宙中的尘…
2018-07-23 astro-ph.GA
A Variant Stellar-to-nebular Dust Attenuation Ratio on Subgalactic and Galactic Scales
最新的恒星/尘埃几何模型表明，尘埃对星云区的衰减（$A_{V,gas}$）总是大于恒星区的衰减（$A_{V,star}$）。利用新发布的积分场光谱数据的MANGA调查，我们调查是否以及如何的$A_{V,star}/A_{V,gas}$比从亚星系到星系尺度的变化。在亚星系尺度上，我们报告了更活跃的HII区域的$A_{V,star}$和$A_{V,gas}$之间的更强的相关性。当地的$A_{V,star}/A_{V,gas}$被发现有适度的非线性相关性与三个示踪剂的扩散电离气体（DIG），以及气相金属丰度和电离的指标。与年轻OB星激发的经典HII区域相比，DIG区域往往具有更大的$A_{V,star}/A_{V,gas}$。具有较高电离水平的贫金属区域遭受的星云衰减要小得多，因此具有较大的$A_{V,star}/A_{V,gas}$比。在这三个BPT图上发现了一个低$A_{V,gas}$和高$A_{V,star}/A_{V,gas}$的序列，并将其分解为DIG主导区和金属贫乏区.基于这些观测结果，我们认为除了恒星/尘埃的几何结构外，诸如金属丰度和电离水平等局部物理条件也对决定$A_{V,star}/A_{V,gas}$起着重要作用.在星系尺度上，全球$A_{V,star}/A_{V,gas}$比值与恒星质量（$M_*$）有较强的相关性，与SFR和金属丰度有中等的相关性，与倾角和比SFR…
2020-01-14 astro-ph.GA
Graphene Molecule Compared With Fullerene C60 As Circumstellar Carbon Dust Of Planetary Nebula
天文观测到的富碳行星状星云（如Tc 1和Lin 49）的红外光谱来源于富勒烯（C60）。此外，众所周知，石墨烯是用于合成富勒烯的原料。本研究基于量子化学密度泛函理论计算，探索石墨烯的某些性能。结果表明，石墨烯而不是富勒烯起主要作用。我们应用了两个天体物理条件，即高速质子产生的空洞和中心恒星的光电离。模型分子是具有一个碳五边形与六边形组合的电离空隙石墨烯（C23）。通过分子振动分析，我们可以重现6 - 9微米的六个主要带，大峰在12.8，最大峰在19.0。此外，从6到38微米可以复制许多次要条带。此外，深空诱导分子（C22）和（C21）可以支持观察到的带。
2019-04-23 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall physics.chem-ph
Gravitational Collapse and Filament Formation: Comparison with the Pipe Nebula
最近的分子云形成和演化模型表明，这种云是动态的，通常表现出引力坍缩。我们提出了一个简单的分析模型的全球崩溃到一个灯丝，并与我们的数值模拟的流动驱动的形成一个孤立的分子云来说明超音速运动和入流冲压压力的重力驱动的云演化模型中预期。我们将我们的结果应用于观测的烟斗星云，一个特别适合我们的目的，因为它的低恒星形成活动意味着微不足道的恒星反馈扰动对象。我们表明，我们的坍缩云模型可以解释的速度分散的大小在$^{13}$ CO的结构由Onishi等人。和所需的冲压压力由拉达等人。限制在管星云的低质量的核心。我们进一步推测，更高分辨率的模拟将显示小的速度分散在dendrock核心气体，如观察到的，但这是下落运动，不支持湍流。我们的研究结果指出了冲压压力作为分子云细丝的边界条件的必然性，以及特别是低质量核心仍然可以以显着的速率吸积质量的可能性，正如观测所表明的那样。
2009-09-10 astro-ph.GA
A Cool Dust Factory in the Crab Nebula: A Herschel Study of the Filaments
超新星是否是星系中尘埃的主要来源是一个长期的争论。我们目前的红外和亚毫米测光和光谱从赫歇尔空间天文台的蟹状星云之间的51和670微米的质量损失从进化的恒星计划的一部分。我们比较了与赫歇尔探测到的发射与多波长数据，包括毫米，无线电，中红外和存档光学图像。我们仔细地删除同步分量使用赫歇尔和普朗克通量在同一时期测量。使用赫歇尔光谱结合红外空间天文台档案数据删除线发射的贡献。碳，氧和氮的几个禁止线被检测到多个速度分量被解决，推断是从贫氮，富碳喷出物。在SPIRE波段中未检测到谱线;在PACS波段中，70和100微米处的谱线贡献为5%和10%，160微米处的谱线贡献可忽略不计。在减去同步辐射和线辐射后，剩余的远红外连续谱可以用两个尘埃成分来拟合。假设是标准的星际硅酸盐，温度较低的组分的质量是0.24（+0.32）（-0.08）Msolar，T = 28.1（+5.5）（-3.2）K。无定形碳颗粒需要0.11 +/- 0.01 Msolar的尘埃，T = 33.8（+2.3）（-1.8）K。对于硅酸盐和碳尘分别具有0.14Msolar和0.08Msolar的单一温度修改黑体提供了对光谱能量分布的远红外区域的充分拟合，但是在24-500微米处拟合较差。蟹状星云已经将大部分相关的难熔元素凝聚成尘埃，这表明在核心坍缩的超新星喷出物中形成尘埃是有效的。
2012-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent grain depletions and abundances I: The Orion Nebula as a test case
星际介质中的原子物种主要通过耗尽而从气相过渡到尘埃。在这项研究中，我们检查是否有任何变化的谱线比预测的猎户座H II区域的光电离模型时，根据最近发表的模型的尘埃贫化程度改变。我们使用的方程和参数发表在以前的作品，为了简化云内耗尽丰度的计算。我们的目标是让CLOUDY用户能够使用输入文件中的单个参数来改变消耗水平。这使得有可能更有效地探索对大范围消耗的预测。最后，我们讨论了猎户座星云的模型时，以这种方式操纵的程度的耗尽所获得的结果。我们发现，线比的强度显着影响到尘埃颗粒的消耗。此外，我们发现调整尘埃丰度以及耗尽会影响整个H II区域H $^+$层的结构和总体温度。
2022-03-30 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): IV. Grain alignment mechanisms in Cocoon Nebula (IC 5146) using polarization observations from JCMT/POL-2
利用JCMT/POL-2偏振观测研究茧状星云丝状区域颗粒排列机制，发现偏振空洞主要源于RAT排列效率降低，并找到磁增强RAT机制的证据。
2025-07-09 astro-ph.GA
