Constraining the Porosities of Interstellar Dust Grains
我们目前的理论计算的X射线散射性质的多孔颗粒聚集体与橄榄石单体。这些聚集体的小角度和大角度散射特性分别由颗粒的全局结构和子结构决定。我们根据聚集体的光学和X射线性质构造了两种诊断方法R_X和T_X，并将它们应用于银河系双星GX 13 +1周围尘埃晕的Chandra测量。排除孔隙率高于约0.55的颗粒聚集体。未来的高精度观测的X射线尘埃晕连同详细的模拟的X射线散射特性的多孔颗粒混合物将进一步限制多孔颗粒聚集体的存在下，在一个给定的尘埃人口。
2009-06-04 astro-ph.GA
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
From small dust to micron-sized aggregates: the influence of structure and composition on the dust optical properties
本研究以微米级尘埃颗粒为试点样本，用离散偶极子近似计算其光学性质，发现结构和孔隙率会显著影响红外与毫米波段性质，无法用球体近似，强调尘埃生长模型对构建致密星际介质尘埃模型的重要性。
2025-04-29 astro-ph.GA
Simulating galactic dust grain evolution on a moving mesh
星际尘埃是银河系生态系统的重要组成部分，在多个星系形成过程中起着关键作用。我们提出了一个新的数值框架的动力学和尺寸演化的尘埃颗粒实现的动网格流体动力学代码AREPO适合宇宙学星系形成模拟。我们采用了基于粒子的方法，灰尘受到动力，包括阻力和重力。拖曳力的实现使用二阶半隐式积分器和验证使用几个灰尘流体动力学测试问题。每个尘埃粒子都有一个粒度分布，描述了不同大小的颗粒的局部丰度。的粒度分布是离散的二阶分段线性方法和演变的时间根据各种粉尘的物理过程，包括吸积，溅射，粉碎，和凝聚。提出了一种新的恒星演化过程中随机形成尘埃的方案和尘埃物理时间步的亚循环新方法。利用这个模型，我们模拟了一个孤立的盘状星系，研究尘埃物理过程的影响，塑造星际粒度分布。例如，我们演示了如何粉碎灰尘的粒度分布转移到较小的尺寸，导致从光学到近紫外波长的辐射消光显着上升。我们的模拟尘埃和气体混合物的框架可以很容易地扩展到其他动力学过程相关的星系形成，如磁流体动力学，辐射压力和热化学过程。
2018-05-11 astro-ph.GA
Mechanical Torque Disruption of Dust Grains Induced by Supernova Shock Waves
本文通过三维流体动力学模拟后处理，研究超新星激波在星风泡内对既有及新凝结尘埃颗粒的机械力矩破坏效应，发现其时标长于动力学溅射、与颗粒碎裂相当，主要由高颗粒漂移速度驱动。
2025-03-10 astro-ph.GA
Chemical Kinetics Simulations of Ice Chemistry on Porous Versus Non-Porous Dust Grains
星际尘埃颗粒物质的孔隙度很难定义，尽管最近的研究表明这些颗粒可能是高度多孔的。除了影响尘埃的光学性质外，孔隙度还可能影响尘埃颗粒表面的化学反应，通过增加表面积，增强局部结合能，以及在颗粒上形成冰帽时将分子捕获在孔隙内的可能性。通过计算动力学模拟，我们研究星际颗粒表面化学和冰的成分是如何受到底层尘埃颗粒材料的孔隙度的影响。使用一个简单的程序，理想化的三维尘埃颗粒的构造，原子由原子，不同程度的孔隙度。扩散化学，然后在这些表面上模拟使用非晶格微观蒙特卡罗化学动力学模型，MIMICK，假设物理条件适合暗星际云。在多孔的颗粒表面上，主要由水组成的冰帽的积聚导致孔隙被覆盖，留下空的口袋。一旦孔隙被完全覆盖，化学和结构行为与相同尺寸的无孔颗粒相似。颗粒孔隙存在的最突出的化学效应是捕获在颗粒表面上形成的分子氢，在颗粒孔隙内的冰和空隙内。以这种方式捕获H2可能表明，当冰开始形成时，其他挥发性物质，如不包括在这些模型中的惰性气体，可能被捕获在尘埃颗粒多孔结构中。
2021-04-27 astro-ph.GA
Quantitative Polarimetry: A Unified Model of Dust Grain Alignment by Magnetic Radiative Torques
由于星际颗粒排列而产生的光学星光和远红外热尘埃辐射的偏振，为研究从弥漫的星际介质到年轻恒星周围的吸积盘等各种天体物理环境中的磁场提供了一个强有力的窗口。精确的宇宙学研究需要精确的星系尘埃偏振模型，以便首次探测到宇宙微波背景（CMB）B模信号。只有当开发和测试了将颗粒排列效率与局部物理条件和灰尘性质联系起来的颗粒排列定量理论时，才能实现这样准确的模型。在本文中，我们回顾了成功的发展，这样一个定量的对齐理论，专注于一个统一的模型的晶粒排列的基础上的辐射扭矩和磁弛豫的尘埃颗粒与铁夹杂物。本文讨论了用统一排列模型解释普朗克和ALMA的最新观测结果的意义。
2017-04-06 astro-ph.GA
Evolution of grain size distribution in high-redshift dusty quasars: Integrating large amounts of dust and unusual extinction curves
大量的尘埃和高红移类星体（z > 4）中不寻常的消光曲线的发现给早期宇宙尘埃的起源和性质带来了挑战性的问题。本文基于考虑颗粒尺寸分布的尘埃演化模型，研究了高Z类星体中尘埃含量和消光曲线的演化。首先，我们表明，牛奶路消光曲线是复制通过引入一个中等分数（~0.2）的致密的分子云相的星际介质的石墨-硅酸盐尘埃模型。然后，我们表明，在高z类星体中的消光曲线可以通过采取更高的分子云分数（>0.5）来解释，这导致更有效的晶粒生长和凝聚，并通过假设无定形碳而不是石墨。高Z类星体宿主中的大量尘埃含量也被发现是尘埃增长增强的自然结果。这些结果表明，分子云中的颗粒生长和凝聚是增加尘埃质量和改变星系中尘埃尺寸分布的关键过程，并且与不同的尘埃成分一起，可以有助于形成消光曲线。
2014-10-29 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
Evolution of grain size distribution with enhanced abundance of small carbonaceous grains in galactic environments
我们提出了一个更新的尘埃演化模型，专注于在星系中的粒度分布。我们把银河系作为一个单一的区域对象，包括五个主要的过程（恒星尘埃的生产，超新星冲击中的尘埃破坏，通过吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破裂）。在本文中，我们提高了预测相关的小碳颗粒，这是负责2175年的消光曲线和多环芳烃（PAH）的尘埃发射光谱能量分布（SED），这两个都是在我们以前的模型预测不足的排放功能的颠簸。在新模型中，我们假设小的碳质颗粒不参与星际过程。这避免了小的碳质颗粒因凝结而损失。我们发现，这个假设的模型显示了一个更好的匹配银河系（MW）的消光曲线和尘埃排放SED比以前的。以下两个额外的修改进一步使适合MW尘埃排放SED更好：（i）化学富集模型进行调整，以给出一个接近太阳的金属丰度在本时代，和金属的比例可用于尘埃增长被限制在一半。(ii)对于小的碳质颗粒，芳构化是有效的，使得芳族部分在颗粒半径$\lesssim 20$ <$m处是统一的。由于我们的建模，我们成功地获得了一个尘埃演化模型，解释MW消光曲线和尘埃排放SED在同一时间。
2022-11-18 astro-ph.GA
Dynamics of dust grains in turbulent molecular clouds. Conditions for decoupling and limits of different numerical implementations
分子云中的尘埃颗粒动力学受其与超音速湍流气体运动的相互作用的调节。尘埃颗粒从气体动力学中分离出来的条件仍然没有得到很好的限制。我们的第一个目标是调查的临界尘埃颗粒大小的动力学解耦，使用分析预测和数值实验。其次，我们的目标是设置两个根本不同的数值实现的湍流分子云中的尘埃和气体混合物的演变的有效性范围。我们进行了一套数值实验，使用两种不同的计划。首先，我们在欧拉网格上的终极速度近似（TVA）中使用了单流体形式。其次，我们使用了一个双流体的计划，其中尘埃动力学处理的拉格朗日超粒子，和气体动力学的欧拉网格。单流体的结果与理论上的临界尺寸解耦。我们报告的尘埃动力学解耦斯托克斯数St>0.1，即，灰尘颗粒的$s>4~μ$米的大小。我们发现，TVA是非常适合的晶粒尺寸为10 $μ$ m的分子云，特别是在致密的地区。然而，在St>1的低密度材料中测得的最大粉尘富集度值得怀疑。在拉格朗日尘埃实验中，我们表明，结果的影响，对所有的尘埃粒径的数值。当St<<1时，高密度区的沙尘动力学主要受人为捕获的影响，导致沙尘浓度的虚假变化。当St>1时，最大尘埃富集度由用于气体动力学的网格分辨率调节。因此，以前类似的数值计算工作的结果应该重新考虑我们在这项研究中强调的局限性。亚微米尘埃颗粒的尘埃富集不太可能发生在分子云的致密部分。
2023-01-12 astro-ph.GA
Understanding polarized dust emission from $ρ$ Ophiuchi A in light of grain alignment and disruption by radiative torques
尘埃颗粒与环境磁场的排列产生了星光的偏振以及热尘埃发射。利用SOFIA/HAWC+偏振观测资料，发现在89 $μ$ m和154 $μ$ m处，由一颗B星协恒星所承载的蛇夫座$ρ$（Oph）A云的热尘埃辐射的部分偏振度随颗粒温度的升高而增加，当颗粒温度超过$\simeq$ 25-32 K时，部分偏振度降低。后者的趋势不同于流行的径向转矩（RAT）的取向理论，这意味着一个单调增加的极化分数与晶粒温度的预测。我们进行数值模拟的偏振尘埃排放的$ρ$ Oph-A云和计算的尘埃偏振度，同时考虑尘埃颗粒的排列和旋转中断的RAT。我们的模拟结果可以成功地再现观测数据的上升和下降趋势。此外，我们表明，只有硅酸盐颗粒或硅酸盐-碳颗粒的混合物在复合结构中的排列可以重现观测趋势，假设所有的尘埃颗粒遵循幂律尺寸分布。虽然我们的模型有一些简化和局限性，我们的研究结果表明，在$ρ$ Oph-A云的颗粒具有复合结构，和粒度分布比星际介质的标准尺寸分布有更陡的斜率。SOFIA/HAWC+数据与JCMT观测450 $μ$ m和850 $μ$ m相结合，将有助于测试基于颗粒排列和RAT破坏的拟议方案。
2021-01-22 astro-ph.GA
Properties of shocked dust grains in supernova remnants
由超新星驱动的冲击波既破坏尘埃，又重新加工幸存的颗粒，极大地影响了星际介质（ISM）的尘埃性质。虽然这些过程已被广泛的理论研究，观测的限制是有限的。我们使用物理动机的尘埃排放模型，以适应七个银河系超新星遗迹的红外（IR）光谱能量分布，使我们能够确定弥漫和致密的气相之间的尘埃质量的分布，以及大颗粒和小颗粒之间。我们发现，致密（$\sim 10^3 \,{\rm cm}^{-3}$），相对较冷（$\sim 10^3 \, {\rm K}$）的气相包含$>90\%$的尘埃质量，使位于X射线发射等离子体（$\sim 1 \,{\rm cm}^{-3}$ / $10^6 \, {\rm K}$）的温暖的尘埃的一个可忽略的部分，尽管占主导地位的中红外发射。冷组分中小（$\lesssim 10 \, {\rm nm}$）与大（$\gtrsim 0.1 \, {\rm μm}$）晶粒的比例与ISM中的比例一致，甚至可能更高，而热相几乎完全没有小晶粒。这表明，将大颗粒加工成较小颗粒的颗粒破碎在低密度气体中是无效的，与模型预测相反。ISM中尘埃破坏的单相模型没有考虑到包含大部分尘埃质量的冷扫物质的存在，可能会大大高估超新星对尘埃破坏的速率。
2022-08-23 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
Dust masses and grain size distributions of a sample of Galactic pulsar wind nebulae
我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的粒度和成分的范围内，使用适当的物理特性为5脉冲星风星云（PWNe），尘埃排放与喷出物已被检测到。通过拟合观测到的沙尘SED与我们的模型，与不同尺寸的颗粒的数量作为自由参数，我们能够确定在每个PWN的粒度分布和总的尘埃质量。我们发现，所有五个PWNe需要大（$\ge 0.1 \, {\rm μm}$）颗粒，以弥补大部分的尘埃质量，与微米级或更大的颗粒存在的强有力的证据。只有两个PWNe含有不可忽略的小（$<0.01 \, {\rm μm}$）颗粒。尺寸分布通常很好地表示为破幂律，尽管我们的不确定性太大，无法排除其他形状。我们发现蟹状星云的总尘埃质量为$0.02-0.28 \, {\rm M}_\odot$，这取决于其成分和与同步辐射源的距离，与最近的估计一致。对于我们样本中的三个物体，PWN同步加速器光度不足以为观测到的尘埃发射提供动力，并且需要额外的碰撞加热，无论是来自蟹状星云中发现的温暖，致密的气体，还是更高温度的冲击材料。对于G $54.1$ + $0.3$，尘埃被附近的OB星加热，而不是PWN。推断的尘埃质量变化显着取决于假设的加热机制的细节，但在所有情况下，大质量分数的微米级颗粒是必需的。
2019-12-04 astro-ph.GA
The Widespread Presence of Nanometer-size Dust Grains in the Interstellar Medium of Galaxies
星际尘埃的大小分布范围很广，从几埃的超小颗粒到微米级的颗粒。虽然在银河系星际介质中存在纳米尺寸的尘埃颗粒是在60年前推测的，并且之前是基于早期的红外观测提出的，但一直缺乏对其在广泛环境中的特性的系统和直接分析。在这里，我们报告了纳米大小的尘埃颗粒的检测，这些尘埃颗粒似乎普遍存在于各种各样的天文环境中，从银河系的高纬度云到附近的恒星形成星系和核活动水平较低的星系。在斯皮策/IRS的数据中，这种颗粒群的普遍性最终被揭示为波长短于10μm的突出的中红外连续辐射，其特征是温度为~300- 400 K，明显高于典型银河系环境中常见的亚微米尺寸颗粒的平衡温度。我们提出，这种普遍存在的、无特征的热尘成分的最佳载体是非常小的碳质（例如，石墨）通过单光子吸收瞬时加热的纳米尺寸的颗粒。这些颗粒占5-3000μm红外辐射总量的1.4%，占星际尘埃总量的0.4%。
2018-09-18 astro-ph.GA
Supernova Remnants as a Probe of Dust Grains in the Interstellar Medium
星际尘埃颗粒在银河系星际介质（ISM）的演化过程中起着至关重要的作用。然而，尽管它很重要，但对尘埃的起源、组成和整个宇宙的丰度仍然知之甚少。超新星遗迹（SNRs）提供了一个研究尘埃颗粒演化的实验室，因为它们是宇宙中唯一可以观察到颗粒被创造和毁灭的环境之一。SNR表现出碰撞加热的灰尘，允许灰尘作为一个诊断的粮食物理和等离子体条件的SNR。我目前的理论模型碰撞加热尘埃计算颗粒排放以及破坏率。在这些模型中，我将物理，如非热溅射所造成的颗粒运动通过气体，一个更现实的方法溅射小颗粒，和任意的颗粒成分多孔和复合颗粒。我将这些模型应用于开普勒超新星和天鹅座圈的红外和X射线观测，以及LMC中的SNR 0509-67.5，0519-69.0和0540-69.3。X射线观测表征的热等离子体，而红外观测约束颗粒的性能和破坏率。这种多波长的方法对于全面了解气体和尘埃的相互作用和演化至关重要。X射线和红外光谱的建模允许解开的参数，如前和后冲击气体密度，以及扫起的气体和灰尘的质量，并可以提供对冲击压缩比的约束。观测还表明，ISM中的尘埃与气体的质量比星光消光研究所推断的要低几倍。未来的天文台，如詹姆斯·韦伯太空望远镜和国际X射线天文台，将允许测试远远超出现在可能的模型。
2010-05-07 astro-ph.GA
Small-scale clustering of nano-dust grains in turbulent interstellar molecular clouds [Extended version]
利用高分辨率（$1024^3$）可压缩等温流体动力学湍流模拟方法研究了纳米尺度颗粒（纳米尘埃）的成簇和动力学，模拟了星际介质中冷分子云内部的条件。纳米尺寸的颗粒可以在湍流中聚集（小尺度聚集），这显著增加了局部颗粒密度。再加上湍流运动导致的相互作用速率增加，星际纳米尘埃的聚集可能是合理的。
2018-11-23 astro-ph.GA
Interstellar Dust Close to the Sun
太阳附近和日光层内部的低密度星际介质（ISM）为研究星际尘埃颗粒提供了一个独特的实验室。在附近的ISM的颗粒特性获得的星际气体和尘埃的日光层内的观测和星际气体对附近的恒星。气体成分和太阳丰度之间的比较表明，颗粒主要由橄榄石和可能的某种形式的氧化铁。星际边界探测器对星际Ne/O比率的测量表明，ISM中的星际氧的很大一部分必须被耗尽到尘埃颗粒上。本地星际丰度是一致的颗粒破坏~150公里/秒的星际冲击，提供的碳质成分是氢化的无定形碳和碳丰度是正确的。气体中耐火材料相对丰度的变化表明附近ISM中晶粒破坏历史的变化。观察到的大于1微米的大颗粒可能表明附近存在较致密的ISM储层。星际尘埃颗粒和太阳风之间相互作用的理论三维模型预测，大约0.18微米尘埃颗粒的羽状物在日光层周围形成。
2012-05-17 astro-ph.GA
Galaxy Simulation with Dust Formation and Destruction
我们进行平滑粒子流体动力学（SPH）模拟一个孤立的星系与新的治疗尘埃的形成和破坏。为此，我们将尘埃和金属的产生与恒星的形成和超新星的反馈相一致。对于灰尘，我们认为一个简化的模型的粒度分布，代表整个范围内的粒度与大颗粒和小颗粒。我们包括恒星喷出物中的尘埃产生，超新星（SN）冲击造成的尘埃破坏，吸积和凝聚造成的颗粒生长，以及破碎造成的颗粒破坏。我们发现，当星系年龄超过0.2 Gyr时，固定的尘埃-金属质量比的假设不再有效，此时吸积颗粒的生长开始有助于尘埃-气体比的非线性上升。正如我们之前的单区模型所预期的那样，破碎通过吸积触发晶粒生长，因为它增加了晶粒的总表面积。当星系的年龄大于$\sim$ 1 Gyr时，凝结作用就变得很明显：在这个时期，小颗粒的丰度变得足够高，从而提高了小颗粒的凝结速度。我们进一步比较了粉尘-气体比$(\mathcal{D})$和粉尘-金属比$(\mathcal{D}/Z)$的径向分布（即，在不同的年龄段与观察数据。我们发现，我们的模拟广泛地再现了径向梯度的尘气比和耗尽。在早期阶段（$\lesssim 0.3$ Gyr），$\mathcal{D}$的径向梯度遵循金属丰度梯度，$\mathcal{D}/Z$由恒星喷出物中尘埃的凝聚效率决定，而在后期阶段，由于吸积作用导致的颗粒生长，$\mathcal{D}$的径向梯度比$Z$的径向梯度更陡。本文提出的框架适用于任何基于…
2017-01-18 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): VI. Grain alignment mechanisms in the massive quiescent filament G16.96+0.27 using dust polarization observations from JCMT/POL-2
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea（韩国科学技术院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Center for Astrophysics and Science Exploration, Vietnam National Space Cen（越南国家空间中心天体物理学与科学探索中心）
本研究利用JCMT/POL-2观测G16.96+0.27丝状体的尘埃极化，发现尘埃对齐机制主要受RAT影响，并揭示了磁增强RAT机制对高极化分数的解释。
2026-03-02 astro-ph.GA
Ashes of FIRE: Modeling Dust Grain Size Evolution in the Local Group with FIRE
Indiana University（印第安纳大学）；University of California at San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文提出了一种新的离散尘埃颗粒大小演化模型，用于研究本地群中尘埃丰度、化学组成和颗粒大小的变化，发现尘埃颗粒大小分布呈现双峰特征，揭示了尘埃生长和破坏对尘埃丰度的影响。
2026-03-09 astro-ph.GA
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
Recent progress in theory and observational study of dust grain alignment and rotational disruption in star-forming regions
尘埃天体物理学的现代认识揭示了辐射-尘埃相互作用产生的辐射力矩（RATs）可以引起两种基本效应，包括颗粒排列和旋转破坏。在这里，我们回顾了最近的进展，在理论发展和观测测试这些影响使用尘埃偏振观测到的恒星形成区（SFR）。我们首先回顾了RAT对齐和RAT中断的基本理论，分别称为RAT-A和RAT-D效应。然后，我们简要地描述了我们用来模拟偏振热尘埃排放的数值方法，占RAT-A和RAT-D和理论预测的尘埃偏振观测。接下来，我们回顾了我们的观测工作，以寻找观测证据的RAT-A和RAT-D的影响，使用热尘埃极化对SFR。最后，我们讨论了磁场推断尘埃极化观察到对这些SFR和影响的RAT范式不同的天体物理条件下，包括原恒星环境，尘埃演化和时域天体物理。
2022-09-14 astro-ph.GA
Evolution of dust grain size distribution and grain porosity in galaxies
星际尘埃的辐射特性不仅与尘埃颗粒的粒度分布有关，还与尘埃颗粒的孔隙率有关。我们开发了一个模型的大小依赖的晶粒孔隙度和晶粒尺寸分布的星系演化的整个历史的演变。我们包括恒星尘埃的产生，超新星尘埃的破坏，粉碎，凝聚和吸积。凝并作用被认为是颗粒孔隙度的来源。我们使用一个恒定的致密气体分数（$η_\mathrm{dense}$），调节破碎和凝聚之间的平衡的单区模型。我们发现，孔隙度的发展后，小颗粒充分创造了粉碎和吸积之间的相互作用（在年龄$t\sim 1$ Gyr的恒星形成时间尺度$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr）和凝聚。对于$η_\mathrm{dense}=0.5$，在晶粒半径$\sim 0.03~μ$ m处填充因子下降到0.3。对于较小的$η_\mathrm{dense}$，颗粒更多孔，因为形成多孔凝结颗粒的小颗粒更丰富。并根据上述结果计算了消光曲线。孔隙率使硅酸盐的消光曲线明显变陡，但对无定形碳没有太大影响。孔隙度也增加了碰撞截面，并通过增强的凝聚产生稍微更大的颗粒;然而，消光曲线不一定变得更平坦，因为孔隙度的陡峭效应。我们还讨论了银河系消光曲线的影响，我们的结果。
2021-11-25 astro-ph.GA
A three-phase approach to grain surface chemistry in protoplanetary disks: Gas, ice surfaces and ice mantles of dust grains
我们研究了颗粒表面反应对原行星盘化学的影响，其中气体，冰表面层和尘埃颗粒的冰地幔被认为是三个不同的阶段。气相和粮食表面化学被发现主要是由光反应和尘埃温度梯度驱动。冰盘内部有三个不同的化学区域：（i）具有低FUV通量和温暖尘埃的内部中平面（$\gtrsim 15$ K），导致形成复杂的有机分子，（ii）具有较高的FUV从ISM和冷尘埃，其中氢化反应占主导地位，（iii）在中平面上方但在水凝结前沿下方的分子层，其中冰的光解影响气相组成。一些常见的基团，例如，CN和C $_2$ H，表现出两层垂直结构，并在CO光解锋和水凝结锋附近丰富。对于许多气相分子，由于减少的解吸，三相近似通常导致比两相模型更低的垂直柱密度，例如，H $_2$ O、CO $_2$、HCN和HCOOH减少$\sim$两个数量级。最后，我们发现，许多观察到的气相物种起源于附近的水凝结锋;光过程确定其列密度不显着变化的关键磁盘属性，如质量和灰尘/气体比。
2019-10-02 astro-ph.GA
Systematic variations of interstellar linear polarization and growth of dust grains
给出了星际线性偏振曲线参数$K$和$λ_{\max}$之间观测关系的定量解释，它们分别表征了偏振极大值的宽度和波长。本文讨论了金牛座、变色龙、$ρ$ Oph和R CrA附近的57颗恒星的观测资料。星际尘埃颗粒的球状粒子模型早期应用于同时解释星际消光和偏振曲线在一个广泛的光谱范围内被利用。观察到的趋势$K \approx 1.7 λ_{\max}$被证明是最有可能的尘埃颗粒的增长，由于凝聚，而不是地幔吸积。本文讨论了硅酸盐粉尘颗粒平均尺寸与$K$和$λ_{\max}$参数的关系。
2013-03-10 astro-ph.GA
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
Evidence of surface catalytic effect on cosmic dust grain analogues: the ammonia and carbon dioxide surface reaction
宇宙尘埃颗粒的表面化学在星际和星周环境中低温下分子的形成中起着重要作用。这是第一次，我们通过实验证明了灰尘表面的催化作用，使用热反应CO2 + 2NH 3 = NH 4 + NH 2COO-，这也是自由基-自由基反应的代理。纳米尺寸的无定形硅酸盐和碳颗粒在我们的实验室被用作颗粒模拟物。在晶粒上的表面催化加速了在80 K的温度下研究的反应的动力学，与分子固体中发生的反应相比，该反应的动力学最多可达3倍。颗粒表面催化效应的证据为星际和星周分子在尘埃表面形成的实验和计算打开了一扇大门。颗粒表面的氨基甲酸铵或完整地释放到原恒星或原行星盘阶段，可以启动一个生物前反应网络。因此，在星际云、原恒星包层和原行星盘中寻找氨基甲酸铵和它的子分子氨基甲酸，应该是一个很大的兴趣。
2019-05-31 astro-ph.GA
Incorporation of stochastic chemistry on dust grains in the PDR code using moment equations
与气相反应不同，发生在星际尘埃颗粒表面的化学反应不能总是用速率方程来模拟。由于小晶粒尺寸和低通量，这些反应可能会表现出大的波动，因此需要随机方法，如矩方程。我们评估的形成率的H2，HD和D2分子的尘埃颗粒表面和它们的丰度在气相中在星际条件下。我们将矩方程的Meudon PDR代码和比较的结果与从速率方程。我们发现，在实验的限制范围内的扩散和解吸的能量障碍和颗粒表面上的吸附位点的密度，H2，HD和D2分子可以有效地形成尘埃颗粒。在广泛的条件下，力矩方程的结果与从速率方程得到的结果一致。然而，在相对高的晶粒温度范围内，存在显著的偏差。在此范围内，速率方程失效，而力矩方程提供准确的结果。将矩方程纳入PDR代码中可以扩展到发生在晶粒表面上的其他反应。
2009-07-02 astro-ph.GA
Nano-grain depletion in photon-dominated regions
上下文碳纳米颗粒在星际介质（ISM），特别是光子主导区（PDR）的物理化学中起着重要作用。它们的性质随当地的物理条件而变化，并影响当地的化学和动力学。目的。我们的目标是突出碳纳米颗粒在三个不同的PDR的演变，并提出了一个方案的灰尘演变的物理条件的响应。方法.我们使用Spitzer/IRAC（3.6、4.5、5.8和8 $μ$ m）和Spitzer/MIPS（24 $μ$ m）以及Herschel/PACS（70 $μ$ m）来绘制IC 63和猎户座棒的尘埃排放图。为了评估灰尘的属性，我们模拟了灰尘排放在这些地区使用的辐射转移代码SOC与THEMIS灰尘模型。结果无论PDR，我们发现，纳米晶粒耗尽，它们的最小尺寸是大于在扩散ISM（DISM），这表明，导致纳米晶粒被光破坏的机制是非常有效的低于一个给定的临界尺寸限制。纳米颗粒尘埃与气体的质量比与G 0和照明恒星的有效温度的演变表明通过较大颗粒的碎片和纳米颗粒光破坏的纳米颗粒形成之间的竞争。我们模拟尘埃碰撞驱动的辐射压力与经典的一维方法，这是一个可行的方案，通过碎片解释纳米颗粒的形成，因此，观察到的变化纳米颗粒尘埃气体质量比从一个PDR到另一个。结论.我们发现一个广泛的变化，从一个PDR到另一个纳米颗粒粉尘的性质，随着在这些地区的纳米颗粒耗尽的一般趋势。我们提出了一个可行的方案，纳米晶粒的形成，通过破碎的大颗粒由于辐射压力引起的碰撞。
2022-09-09 astro-ph.GA
What determines the grain size distribution in galaxies?
我们构建了一个考虑颗粒大小分布的尘埃演化模型，并研究了在星系演化的每个阶段，是什么样的尘埃过程决定了颗粒大小分布。除了II型超新星（SNeII）和渐近巨星分支（AGB）恒星的尘埃生产，我们认为在ISM中的三个过程：（i）由SN冲击尘埃破坏，（ii）金属吸积到表面上的冷中性介质（CNM）（称为晶粒生长），（iii）在温暖的中性介质（WNM）和CNM的颗粒-颗粒碰撞（粉碎和凝聚）。我们发现，在星系演化的早期阶段，星系中的粒度分布是由恒星源控制的，之后，控制粒度分布的主要过程改变到ISM中的那些。由于粉碎产生大量的小颗粒（因此，颗粒的表面积与体积比增加），它提高了颗粒生长的效率，有助于显着增加总尘埃质量。晶粒生长在约0.01 μm的晶粒尺寸分布中产生大的隆起。破碎后小颗粒数量增加，混凝效果明显，在t ~ 10 Gyr时，颗粒尺寸分布发生变形，在a ~ 0.03 ~ 0.05 μm处出现凸起。我们的结论是：星系中尘埃总质量的演化与星系的粒度分布密切相关，并且由于控制星系粒度分布的主要尘埃过程发生了变化，因此在星系演化过程中，星系的粒度分布也发生了显著的变化。
2013-03-22 astro-ph.GA
The Ubiquity of Micrometer-Sized Dust Grains in the Dense Interstellar Medium
冷分子云是恒星和行星的诞生地，在那里，致密的气体核心坍塌形成原恒星。混合在这些云中的尘埃被认为是由平均尺寸为0.1微米的颗粒组成的。我们报告了广泛检测到的coreshine效应作为一个直接的迹象，存在的成长，微米大小的尘埃颗粒。这种效应在我们调查中分析的一半核心中可以看到，跨越所有银河系，并且由核心内部属性和局部环境的变化主导，这意味着核心效应可以用来限制核心的基本属性，如三维密度结构和年龄以及颗粒特性本身。
2011-10-19 astro-ph.GA
Alignment and Rotational Disruption of Dust Grains in the Galactic Centre Revealed by Polarized Dust Emission
本研究利用多波段偏振热尘埃发射观测，分析银河系中心尘埃颗粒的排列与旋转瓦解，验证相关理论机制，发现温度影响颗粒族群构成，为星际尘埃研究提供观测依据。
2023-04-25 astro-ph.GA
Clustering and dynamic decoupling of dust grains in turbulent molecular clouds
我们提出了高分辨率（$1024^3$）模拟超/超音速等温流体动力学湍流内的星际分子云（分辨率尺度通常为20 - 100 AU），包括多分散人口的尘埃颗粒，即，考虑一定范围的晶粒尺寸。由于惯性，大颗粒（典型半径$a \gtrsim 1.0\,μ$ m）将与气流分离，而小颗粒（$a\lesssim 0.1\,μ$ m）将倾向于更好地跟踪气体的运动。我们注意到，模拟与纯粹的螺线管强迫表现出更明显的解耦和更少的集群相比，模拟与纯粹的压缩强迫。总的来说，小颗粒和大颗粒倾向于聚集，而中等尺寸的颗粒基本上显示出随机的各向同性分布。由于增加聚类，颗粒-颗粒相互作用率局部升高，但由于小颗粒和大颗粒往往没有空间相关性，目前还不清楚这种聚类会对凝固速率产生什么影响。由于灰尘和气体的空间分离，通过冷凝生长获得的晶粒尺寸的扩散上限也是预期的，因为大的（解耦的）晶粒不一定位于分子气体中的生长物质所在的位置。
2018-11-02 astro-ph.GA
Quantum Suppression of Alignment in Ultrasmall Grains: Microwave Emission from Spinning Dust will be Negligibly Polarized
量子化的能级，在非常纳米粒子抑制耗散过程，转换晶粒旋转动能转化为热量。对于足够小以具有GHz旋转速率的晶粒，耗散的抑制可以是极端的。结果，抑制了这种晶粒的排列。这既适用于晶粒体与其角动量J的对准，也适用于J与局部磁场B_0的对准。如果反常微波辐射是来自自旋颗粒的旋转辐射，则在GHz频率下它将被忽略不计地极化，在10 GHz以上的频率下P < 10^{-6}。
2016-05-21 astro-ph.GA
Shiva: the dust destruction model
我们提出了一个数值工具湿婆设计来模拟尘埃破坏在温暖的中性，温暖的电离，热电离介质的影响下的光处理，溅射，粉碎。该工具主要用于研究氢化无定形碳（HACs）的演变，但也可以模拟多环芳烃（PAH），硅酸盐和石墨颗粒。HAC颗粒光处理包括脱氢和碳原子损失。脱氢导致物质从脂肪族结构转化为芳香族结构。同时，一些其他物理性质（带隙能量，光学性质等），材料的变化。Shiva工具允许计算尘埃尺寸分布随时间的演变，这取决于氢、氦和碳的数量密度和电离状态、气体温度、辐射通量、相对气尘和颗粒-颗粒速度。对于HAC晶粒，还计算了带隙能量分布的演化。我们描述了一个尘埃演化模型，该工具依赖，并根据外部条件不同大小的尘埃颗粒目前的进化时间尺度。这允许用户在相关条件下快速估计特定灰尘颗粒的寿命。作为工具使用的一个例子，我们演示了颗粒的性质和相应的红外光谱的演变在光解离区域，H II区域，和超新星遗迹冲击。
2019-06-26 astro-ph.GA
Dust Grain Growth & Dusty Supernovae in Low-Metallicity Molecular Clouds
我们提出了3-D流体动力学模型的超级气泡的演变提供动力的恒星风和超新星从年轻的同时代的大质量星团内的低金属（$Z = 0.02$ Z $_{\odot}$），cluerous分子云。我们探讨了超泡演化的初始阶段，包括对不稳定性和核心坍缩超新星的发生。我们的目的是研究尘埃颗粒生长的发生在轨道尘埃团，并在超级气泡的扫超壳。我们还致力于解决连续超新星产生的尘埃颗粒的生存问题。该模型考虑了星团的引力势和母云的自引力。它还考虑了辐射冷却（包括由尘埃引起的）和最先进的人口合成模型的同时代集群。如前所示，嵌入到clusional介质中的超级气泡变得高度扭曲，主要由于热气体流过低密度通道而膨胀。我们的研究结果表明，在大规模的情况下，（$\sim10^7$ M $_{\odot}$）分子云，承载着超级星团（$\sim5.6\times10^5$ M $_{\odot}$），在超级气泡演化的第一个$2.5$ Myr期间，颗粒生长以速率$\sim4.8\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加尘埃质量，虽然对不稳定性和核心坍缩超新星对超级气泡尘埃预算的净贡献是$\sim1200$ M $_{\odot} (M_{SC}/5.6\times10^{5}$ M $_{\odot})$，其中$M_{SC}$是星暴的恒星质量。因此，尘埃颗粒的生长和超新星的尘埃注入导致在低金…
2022-06-13 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
Spinning Dust Emission from Wobbling Grains: Important Physical Effects and Implications
本文综述了包括多环芳烃（PAHs）在内的快速旋转微小尘埃粒子电偶极辐射模拟的主要进展。我们首先总结了Draine和Lazarian提出的旋转尘埃的原始模型以及最近改进Draine和Lazarian模型的理论结果。该评论的重点是重要的物理效应，被忽略在早期的研究中，为了简单起见，最近占我们，包括晶粒摆动由于内部弛豫，单离子碰撞的脉冲激发，三轴晶粒形状，电荷波动，和天体物理环境的湍流性质。讨论了旋转粉尘排放对微小粉尘物理性质和环境条件的约束意义。我们讨论了微小尘埃颗粒的排列和偏振旋转尘埃发射的可能性。本文还讨论了对微小颗粒取向和旋转尘埃发射极化的限制。
2012-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of grain size distribution on the interstellar dust mass growth
星际云中金属吸积造成的颗粒增长（称为“颗粒增长”）可能是决定星系中尘埃含量的主要过程之一。本文论证了晶粒尺寸分布对晶粒长大的重要性。首先，我们推导出一个分析公式，给出了在任何初始粒度分布的单个云的晶粒生长后的粒度分布。晶粒生长的时间尺度对晶粒尺寸分布非常敏感，因为晶粒生长主要受晶粒的表面积与体积比的调节。接下来，我们实施的结果，随着星际介质中的颗粒形成和破坏的整个星系系统的尘埃富集模型的颗粒生长，发现在云的颗粒生长在附近的星系中的尘埃含量，除非颗粒大小是强烈的偏见的大小大于$\sim 0.1 \micron$或功率指数的颗粒大小分布是浅于$\sim -2.5$。在一定的金属丰度水平下（Asano et al. 2011和Inoue 2011中称为临界金属丰度），云中的颗粒生长有助于尘气比的快速增加，我们发现这对颗粒尺寸分布很敏感。因此，颗粒生长不仅有效地增加了附近星系的尘埃质量，而且还增加了金属丰度大于临界值的高红移类星体的尘埃质量。我们的晶粒生长配方适用于任何粒度分布，并很容易实现到任何框架的尘埃富集星系。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Composite Circumstellar Dust Grains
本文计算了含石墨和碳化硅的复合硅酸盐颗粒在5- 25 $\rm μm$光谱范围内的吸收效率。我们研究了吸收曲线随夹杂物体积分数的变化。特别是，我们研究了在10和18 $\rm μm$的峰值吸收波长的变化。我们还研究了多孔硅酸盐颗粒的吸收的变化。利用吸收效率计算了不同尘埃温度下的红外辐射通量，并与IRAS和Spitzer卫星观测到的一些M型AGB星周围星周尘埃的红外辐射通量进行了比较。我们解释观测数据的拱星尘埃颗粒大小，形状，成分和尘埃温度。
2016-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical conditions for dust grain alignment in Class 0 protostellar cores I. Observations of dust polarization and molecular irradiation tracers
对0级原恒星的高角分辨率观测已经产生了这些年轻的嵌入物体的包络中的偏振尘埃发射的详细地图。有趣的是，ALMA带来的灵敏度提高揭示了偏振分数的广泛动态范围，特定位置隐藏着大量的偏振尘埃排放。我们的目的是表征的晶粒排列条件和尘埃的性质负责观察到的偏振尘埃发射的内信封（~1000金）的0类原恒星。我们分析了与ALMA获得的偏振尘埃发射图，并将其与特定分子示踪剂的分子线发射图进行比较，主要是CCH，这使我们能够探测尘埃颗粒排列理论中的关键组成部分之一：照射场。我们发现，CCH峰值朝向外流腔壁，在那里的偏振尘埃排放也得到加强。我们的分析提供了一个试探性的极化强度和CCH发射的形态之间的相关性，这表明照射在腔壁上的辐射场有利于在这些地区的晶粒排列和温暖的碳链化学。我们认为，沿外流腔壁发生的冲击可能是一个额外的光子源，有助于尘埃颗粒排列。然而，核心的某些部分，例如赤道平面，表现出增强的偏振通量，尽管没有观察到辐射驱动的化学反应，例如在辐射扭矩理论上不够有效的情况下。这表明，额外的物理条件，如源的几何形状和尘埃颗粒的演变，可能发挥作用的颗粒排列。
2022-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova induced processing of interstellar dust: impact of ISM gas density and gas turbulence
量化超新星对星际介质中尘埃的破坏效率对于理解星系尘埃演化至关重要。我们提出了三维流体动力学模拟的SN冲击波传播通过ISM。残骸的前向激波与周围ISM的相互作用导致ISM尘埃被激波加热的气体破坏。我们考虑了由于离子溅射、原子/分子吸积和颗粒-颗粒碰撞引起的尘埃加工。使用来自模拟时间序列的2D切片，我们使用Paperboats代码应用后处理计算。我们发现，粉尘破坏的效率强烈地依赖于由于颗粒颗粒碰撞的颗粒破碎率。当忽略颗粒之间的碰撞时，有效的粉尘破坏与以前的理论估计相似，但包括颗粒破碎在内，净破坏效率大约高出一个数量级。这一结果表明，ISM中的尘埃破坏率可能在以前的工作中被严重低估，这只会加剧在高红移星系中看到的尘埃预算危机。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mechanical Alignment of Dust (MAD) I: On the spin-up process of fractal grains by a gas-dust drift
本研究探讨了气尘漂移引发的尘埃机械排列（MAD）机制，通过MC模拟分析分形颗粒的自旋加速效率，发现亚声速漂移足以使颗粒稳定排列并产生高偏振效率，在标准RAT理论失效时可作为替代机制解释尘埃偏振观测。
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows -- II. Effect of the dust-grain size distribution
AGB星和超新星是构成星际介质的主要物质。AGB星形成的尘埃颗粒被认为很大。然而，由于尘埃在其流出物中的成核和生长仍然不清楚，尘埃粒度分布（GSD）是未知的。这是一个重要的不确定性，我们的知识的化学和物理历史的星际尘埃，作为AGB尘埃形式的$\sim$ 70%的起点，其演变。我们扩展了我们的化学动力学模型，其中包括一个全面的粉尘-气体化学。现在允许GSD偏离通常假设的标准Mathis et al.（1977）分布。我们发现，特定的GSD可以显着影响内流出的粉尘-气体化学。我们的研究结果表明，耗尽的气相物种的水平取决于平均晶粒表面积的GSD。当使用一系列跃迁时，可以从分子发射线的观测中检索气相丰度分布及其可能的耗尽。由于GSD处方内的简并性，无法检索特定参数，仅检索平均晶粒表面积（下限）。尽管如此，这可以区分主要由大颗粒或小颗粒组成的灰尘。我们表明，当结合其他可观测的，如光谱能量分布和偏振光，耗尽水平从分子气相丰度分布可以限制难以捉摸的GSD的尘埃AGB流出到ISM。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamics, Destruction, and Survival of Supernova-Formed Dust Grains
观测表明，超新星可以有效地产生尘埃。这与超新星和渐近巨星分支星是宇宙中尘埃的主要生产者的假设是一致的。然而，有一个长期存在的问题是，在年轻超新星遗迹内部检测到的尘埃中有多少可以逃逸到星际介质中。我们提出了新的流体动力学计算的尘埃颗粒，形成在致密的喷出物团块内的一个Cas A-样的残余物的演变。我们跟随颗粒的动力学，因为它们在它们的团块被反向冲击击中后与气体分离。它们随后在穿越残骸时受到热溅射和动力溅射的破坏。足够大的颗粒（硅酸盐颗粒为$\sim 0.25\,μ$ m，碳质颗粒为$\sim 0.1\,μ$ m）逃逸到星际介质中，而较小的颗粒则被捕获和破坏。然而，到达星际介质的粒子仍然具有很高的速度，并且随着它们的减速而受到进一步的破坏。我们发现，对于初始粒度分布，包括大（$\sim 0.25 - 0.5\,μ$ m）颗粒，10- 20\ %的硅酸盐颗粒可以生存，而30- 50\ %的碳质颗粒生存，即使当初始粒度分布截止在较小的（$0.25\,μ$ m）尺寸。对于一颗19 M的$_{\odot}$恒星来说，如果形成的尘埃颗粒很大，那么与Cas A的祖先相似，高达0.1 M的$_{\odot}$尘埃可以存活下来。因此，我们表明，在适当的条件下，超新星可以是星际尘埃的重要来源。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining dust properties in Circumstellar Envelopes of C-stars in the Small Magellanic Cloud: optical constants and grain size of Carbon dust
我们提出了一种新的方法，旨在限制典型的大小和光学性质的碳尘埃颗粒在拱星信封（CSE）的富碳恒星（C星）在小麦哲伦云（SMC）。为了实现这一目标，我们应用我们最近的尘埃生长的描述，再加上辐射转移代码的CSE的C-恒星沿TP-AGB的演变，我们计算光谱和颜色。然后，我们比较我们的建模颜色在近红外和中红外（NIR和MIR）波段与观察到的，测试不同的假设，在我们的尘埃计划，并采用几个数据集的光学常数的碳尘埃在文献中。在我们的尘埃方案中采用的不同假设改变了产生的碳颗粒的典型尺寸。我们通过选择粒度和光学常数的组合来约束碳粉的性质，该组合最好同时在NIR和MIR中再现几种颜色。在某些情况下，光学性质和粒度的不同选择导致NIR和MIR颜色的差异大于两个数量级。我们的结论是，所观察到的NIR和MIR颜色的完整集合最好由尺寸在$\sim$ 0.035和$\sim$ 0.12~ $μ$ m之间的小颗粒再现，而不是由尺寸在$\sim0.2$和$0.7$ ~ $μ$ m之间的大颗粒再现。大颗粒不能再现近红外和中红外颜色似乎与所采用的光学数据集无关。我们还发现了一个可能的趋势，这些恒星的CSE的质量损失和/或碳过剩的晶粒尺寸。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
High circular polarization of near infrared light induced by micron-size dust grains
利用三维辐射转移计算方法研究了恒星形成区近红外线的圆偏振诱导。模拟跟踪在每个散射/吸收过程中的含尘气体板组成的定向颗粒的斯托克斯参数的变化。我们发现，CP度显着扩大，根据灰尘颗粒的尺寸增加和超过$\sim 20$ %的微米级颗粒。因此，如果微米尺寸的颗粒占主导地位的尘埃气体板，高CP周围观察到的发光的年轻恒星物体可以解释。CP的分布呈现不对称的四极图案，与晶粒尺寸无关。此外，我们发现CP度依赖于尘埃气体板片的相对位置。如果一个尘埃气体板位于恒星形成区的后面，那么在$1.0~{\rm μm}$尘埃颗粒的情况下，CP达到$\sim 60$ %。因此，我们认为，所观察到的CP地图的品种可以解释由不同的尘埃颗粒的尺寸分布和配置的排列颗粒。
2020-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Simulations of Supernova Dust Destruction. I. Cloud-crushing and Post-processed Grain Sputtering
我们调查通过流体动力学模拟的破坏新形成的尘埃颗粒溅射在超新星遗迹的反向冲击。使用一个理想化的设置的平面冲击致密的，球形的团块，我们植入人口的拉格朗日粒子的团块代表的尘埃颗粒的大小和成分的分布。然后，我们对模拟输出进行后处理，以计算各种物种和尺寸分布的晶粒溅射。我们探索适合这个问题的参数空间，通过改变喷出物团块的过密度和反向冲击的速度。由于辐射冷却可以降低尘埃嵌入的介质的温度，并通过减缓或停止晶粒溅射来保护尘埃，因此我们研究了不同冷却方法在模拟时间尺度上的影响。在一般情况下，我们的研究结果表明，晶粒半径小于0.1微米溅射到更小的半径，往往完全摧毁，而较大的晶粒生存与反向冲击波的相互作用。我们还发现，对于高喷出物密度，存活的尘埃的百分比是强烈依赖于团块和反向冲击之间的相对速度，造成高达50%以上的破坏最高速度的冲击。不同谷物种类的粉尘破坏比例差异很大，从Al 2 O3颗粒的完全破坏到Fe颗粒的最小破坏（在最极端的情况下仅破坏20%）。C和SiO2晶粒也表现出中等到较强的溅射，质量损失分别为38%和80%。早期超新星形成的颗粒的存活率对于决定它们是否可以作为解释高红移尘埃所需的“尘埃工厂”至关重要。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Experimental phase functions of mm-sized cosmic dust grains
我们提出了实验相函数的三种类型的毫米级尘埃颗粒组成顽火辉石，石英和火山物质从埃特纳火山，分别。这三种晶粒尺寸相似，但吸收性能不同。测量在527 nm处进行，覆盖3至170度的散射角范围。测得的相位函数示出两个定义良好的区域i）软前向峰和ii）在侧散射区域和后向散射区域处随着散射角的连续增加。这种行为在侧面和背散射区域与观测到的相函数北落师门和HR 4796A尘埃环。对毫米级尘埃颗粒的进一步计算和测量（包括偏振）需要得出一些关于尘埃颗粒蓬松或紧凑结构的结论。
2017-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA
An exploration of dust grain growth within WCd systems using an advected scalar dust model
尘埃的产生是在具有相互作用的风的大质量双星系统中观察到的更奇怪的现象之一。高温、紫外线光子通量和猛烈的冲击应该会摧毁任何凝结的尘埃颗粒。然而，在一些极端的情况下，观测到的尘埃产生量约占恒星风总质量损失率的30%。为了更好地理解这一现象的参数空间探索进行了一系列的粉尘产生碳相沃尔夫-拉叶（WCd）系统的数值模型。这些模型包括一个被动标量尘埃模型模拟尘埃的增长，破坏和辐射冷却。我们发现，合理的灰尘产量产生这些模拟。尘埃产量的显着变化是由改变恒星的质量损失率引起的，更大的质量损失率有助于增加尘埃产量。同样，恒星之间的近轨道也导致了更高的尘埃产量。最后，高速风切变，诱导开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性和风混合，大大增加了粉尘产量。
2022-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical enrichment of the pre-solar cloud by supernova dust grains
在太阳系陨石中存在短寿命放射性同位素（SLR）被解释为太阳系在其形成前不久或形成期间暴露于超新星的证据。然而，SLR注入到原太阳云或盘的流体动力学模型的结果表明，气相混合可能不足以有效地再现所观察到的丰度。作为一种替代方案，我们探索通过尘埃颗粒的SLR注入作为克服混合障碍的一种方式。我们数值模拟的超新星遗迹包含SLR丰富的尘埃颗粒与附近的分子云的相互作用。尘埃颗粒受到拖曳力以及热和非热溅射。我们确认，不断扩大的气体壳层失速后，与致密的云和气相SLR注射发生缓慢，由于在云表面的流体动力学不稳定性的影响。相比之下，足够大的尘埃颗粒（> 1微米）与气体分离，并在0.1百万年内渗透到云中。一旦进入云内，尘埃颗粒就会被溅射破坏，释放出SLR并迅速丰富致密（潜在的恒星形成）区域。我们的研究结果表明，尘埃颗粒上的SLR传输是一个可行的机制来解释SLR富集。
2016-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Properties of Dust Grains, Effect of Precession and Radiative Torque Alignment
尘埃颗粒在天体物理环境中的排列导致星光的偏振以及尘埃辐射的偏振。我们证明了在晶粒排列理论的进步，允许使用的线性和圆偏振探测不仅磁场，而且灰尘成分，灰尘环境等，我们重新审视的过程中的晶粒排列的辐射扭矩（RAT），并专注于通过观察约束磁化率的晶粒。我们讨论的可能性，观测测试的磁性颗粒的排列变化，从相对于磁场的辐射方向。这为限制RATs理论的不确定参数提供了可能性，也为测量星际介质和星周区域的磁场提供了一种新的方法。我们提供了一个详细的讨论由磁场和各向异性辐射引起的进动，并重新访问了一些关键过程相关的磁响应的晶粒。我们认为，在硅酸盐和碳质颗粒的磁弛豫速率增加的各种影响。特别是，我们发现了一个新的松弛过程中的内部磁化的振幅的变化在一个摆动的三轴晶粒，并确定一个范围内的晶粒尺寸，这种效果可以占主导地位的内部对齐的角动量内晶粒轴。我们发现，这些松弛过程显着改变了动态的RAT的存在下，晶粒。我们应用我们的分析观察到的颗粒排列在特殊的环境中，把约束的增强磁性的尘埃颗粒在云附近的超新星，彗星彗发，和原行星盘。
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
