Dust entrainment in galactic winds
恒星反馈驱动的风是银河系生态系统的重要组成部分，也是低质量星系调节恒星形成的主要机制。这些风通常被观察到是多相的，并检测到夹带的中性和分子气体。它们也被认为用金属和尘埃丰富了星系周围的环星系介质。这些喷射出的尘埃编码了关于星系的恒星形成和外流历史的信息。因此，重要的是要了解有多少尘埃被银河风夹带和驱逐出光盘。在这里，我们证明了恒星反馈是有效的驱动富含尘埃的风和喷射足够的材料来解释在附近星系中观察到的面外尘埃的数量。风中尘埃的数量取决于它们发射的地点，尘埃越多的星系发射出更多富含尘埃的外流。此外，流出的冷密度气体比填充热稀薄物质的体积更富含尘埃，自然再现了在附近星系中观察到的流出风的复杂多相结构。这些结果提供了一个重要的新见解的动力学，结构和组成的星系风和它们的作用，在确定星系中的河外气体的尘埃含量。
2020-02-05 astro-ph.GA
A systematic study of Galactic infrared bubbles along the Galactic plane with AKARI and Herschel. II. Spatial distributions of dust components around the bubbles
银河系红外（IR）气泡，在中红外波长下可以被视为壳状结构，已知在其壳边界内拥有大质量恒星。在我们之前的研究中，Hanaoka等人（2019）将研究区域扩展到整个银河系平面（$0^{\circ} \leq l \leq 360^{\circ}$，$|b| \leq 5^{\circ}$），并研究了银河系内外区域之间红外气泡的外壳形态和红外光度的系统差异。利用AKARI和WISE的中红外和Herschel的远红外高空间分辨率数据，研究了红外气泡周围尘埃成分的空间分布，探讨了恒星形成活动与红外气泡尘埃性质之间的关系。对于Hanaoka等人（2019）研究的247个红外气泡，本研究中研究了165个红外气泡，这些气泡具有Herschel数据（$|b| \leq 1^{\circ}$）和已知距离。我们在每个红外气泡周围逐个像素地创建了它们的光谱能量分布，并使用由多环芳烃（PAH），热尘埃，暖尘埃和冷尘埃组成的尘埃模型对其进行了分解。结果发现，在银河系内部区域，尘埃热源相对于壳层中心的偏移量系统地大于银河系外部区域。在银河系内部区域的许多破裂的气泡显示出偏离中心和破裂壳方向之间的大角度。此外，银河系内部红外气泡周围PAH强度和冷尘发射率的空间变化比银河系外部的大。我们根据星际环境和与红外泡相关的大质量恒星的形成机制讨论了这些结果。
2019-11-30 astro-ph.GA
On the role of dust in the microwave emission of galactic halos
利用普朗克卫星的微波观测资料，探讨了热尘成分在星系晕旋转中的贡献。多普勒性质的温度不对称性揭示了几个边缘星系在几个微波频率的热尘埃排放的贡献进行了分析。利用两个邻近星系M81和M82的353 GHz、545 GHz和857 GHz三个波段的观测数据，导出了尘埃对星系晕旋转的贡献。然后讨论的背景下，修改后的重力理论提出来描述的暗物质配置上的晕旋转的相关性所揭示的属性。
2019-07-02 astro-ph.GA
Dust polarization modeling at large-scale over the Northern Galactic cap using EBHIS and Planck data
在探索由原始引力波引入的宇宙微波背景（CMB）的B模偏振过程中，系统不确定性的主要来源是来自银河尘埃的偏振热辐射。因此，在区分这样一个微弱的CMB B模式信号的偏振热尘埃发射的准确表征和分离是一个必不可少的步骤。我们提供了一个建模框架来模拟基于Ghosh等人（2017）中描述的模型的极化热尘埃排放，利用普朗克尘埃和Effelsberg-Bonn HI对北银河系帽的调查。我们的七参数尘埃模型，将HI气体在三个不同的柱密度模板作为空间可变的尘埃强度和银河系磁场的现象学模型的代理，是能够再现1-和2-点的统计数据所观察到的尘埃极化图普朗克在353 GHz的选定的低柱密度区域在北银河系帽。这项工作具有重要的应用，在评估组件分离方法的准确性和量化的置信度分离偏振银河系发射和CMB B模式信号，因为需要为正在进行的和未来的CMB任务。
2020-06-17 astro-ph.GA
Galactic dust evolution with rapid dust formation in the interstellar medium due to hypersonic turbulence
湍流可以通过分子的吸积来显著加速尘埃颗粒的生长。对于与气体动态耦合的尘埃，增长率与马赫数的平方成比例，这意味着增长时间尺度可以很容易地减少一个数量级以上。因此，限制时间尺度是分子云形成的速率，这意味着ISM中的尘埃产生可以迅速达到解释在高红移下观测到的尘埃质量所需的水平。因此，湍流可能是解决高红移星系尘埃演化模型中的补充问题的方法，并解释了在$z = 7 - 8$看到的尘埃质量。一个简单的分析银河尘埃演化模型，其中晶粒生长很好地补偿了预期的更高速率的尘埃破坏超新星冲击。与以前的同类模型相比，该模型更简单，依赖的假设更少，似乎更适合从观测中获得的数据。
2019-11-28 astro-ph.GA
An Imprint of the Galactic Magnetic Field in the Diffuse Unpolarized Dust Emission
众所周知，排列整齐的非球面尘埃颗粒会发出偏振辐射，而偏振程度取决于星际磁场与视线之间的夹角$ψ$。然而，尘埃吸收截面的各向异性也随着观察几何形状的改变而调制辐射的$total\ intensity$。我们报告检测到这种影响的高银河纬度$Planck$数据，发现353 GHz的尘埃强度，每$N_{\rm HI}$是较小的银河磁场时，主要是在天空的平面和较大的场时，主要是沿视线。如预测的那样，这些变化与每个$N_{\rm HI}$和$ψ$的偏振强度的变化具有相反的符号和大致相等的幅度。原则上，强度的变化可以与尘埃的极化角结合使用，以限制银河系磁场的完整3D方向。
2019-09-16 astro-ph.GA
Data-driven dust inference at mid-to-high Galactic latitudes using probabilistic machine learning
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Statistical Laboratory, DPMMS, University of Cambridge（剑桥大学DPMMS统计实验室）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Institute of Astrophysics, FORTH（希腊克里特岛基础与研究基金会天体物理研究所）
本文提出利用归一化流建模中高银河纬度恒星的颜色-光度分布，以准确推断尘埃消光，通过Gaia等数据验证方法有效性。
2025-12-12 astro-ph.GA
Using cm Observations to Constrain the Abundance of Very Small Dust Grains in Galactic Cold Cores
在这个分析中，我们说明了如何相对较新的发射机制称为旋转尘埃可以用来表征尘埃颗粒在星际介质。我们证明了这一点，通过使用旋转的尘埃排放观测，以限制非常小的尘埃颗粒（$\lesssim$ 10 nm）在银河系冷核样本的丰度。使用的物理性质的核心在我们的样品作为输入到旋转的尘埃模型，我们预测的预期水平的发射波长为1厘米的四个不同的非常小的尘埃颗粒丰度，我们通过比较1厘米CARMA观测约束。对于我们所有的核心，我们发现一个非常小的颗粒耗尽，我们认为这是由于晶粒生长的过程。这项工作代表了第一次旋转的尘埃排放已被用来限制星际尘埃颗粒的物理性质。
2015-11-20 astro-ph.GA
Dust extinction map of the Galactic plane based on the VVV survey data
尘埃消光是银河系气体分布最可靠的示踪剂之一。在Via Lactea（VVV）巡天中的近红外（NIR）Vista变星可以在银河平面的大面积上基于恒星测光进行消光映射。我们设计了一种新的消光映射方法，XPNICER，汇集VVV光度计目录，恒星参数数据从StarHorse目录，和以前出版的Xpercentile和PNICER消光映射技术。我们将这种方法应用于VVV调查区域，得到了一张灭绝图，覆盖了经度295至350度之间的银河系圆盘和纬度-2至2度之间的银河系凸起，纬度-10至5度之间的银河系凸起。该地图有30弧秒的空间分辨率，它的痕迹通常可达约10-20马格的视觉消光，最大可达Av~30马格。我们比较我们的地图与以前的尘埃为基础的地图，得出的结论是，它提供了一个高保真度的消光为基础的地图，特别是在它的能力，以恢复弥漫的尘埃成分的银河系和适度膨胀的巨型分子云地区。该地图是特别有用的，作为独立的，基于观测数据的银河系尘埃分布和适用于广泛的研究，从个别分子云的银河系恒星星族的研究。
2022-10-18 astro-ph.GA
On the Optical-to-Silicate Extinction Ratio as a Probe of the Dust Size in Active Galactic Nuclei
尘埃在活动星系核统一理论中起着核心作用。无论围绕活动星系核形成环形的尘埃是像星际颗粒那样的10- $μ$ m大小，还是更大，对校正尘埃环形的遮蔽以恢复活动星系核的本征光谱和光度有着深远的影响。在这里，我们表明，在可见光波段（$A_V$）的光学消光比的9.7 $μ$米硅酸盐吸收功能（$Δτ_{9.7}$）的光学深度可能是一个有效的探针的尘埃大小。活动星系核的$A_V/Δτ_{9.7} \approx 5.5$与银河系弥漫星际介质$A_V/Δτ_{9.7} \approx 18$的比值非常低，这表明活动星系核环面中的尘埃可能比银河系和小麦哲伦云的星际颗粒大得多，因此，人们可以预期活动星系核的消光曲线是平坦的。
2017-04-04 astro-ph.GA
A Catalogue of Galactic Supernova Remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae
我们在银河系平面（10度）寻找已知超新星遗迹（SNRs）的远红外（FIR）对应物。|L| < 60度）在70-500微米使用赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）。在研究的71个来源中，我们发现29个（41%）SNR具有与SNR相关的粉尘排放的清晰FIR检测。其中8个的尘埃位于中心区域，4个表明脉冲星风星云（PWNe）加热的喷出物尘埃。另外23个在外壳结构中有粉尘排放，这可能与清扫材料有关。许多银河系超新星都有尘埃的特征，但我们倾向于在年轻的遗迹和那些有热源（冲击波或PWN）的遗迹中探测喷出物尘埃。我们估计的尘埃温度和质量包含在三个PWNe，G11.2-0.3，G21.5-0.9，和G29.7-0.3使用修改后的黑体拟合。为了更严格地分析不同温度下的尘埃特性和尘埃发射率指数β，我们使用点过程映射（PPMAP）。我们发现了大量的冷尘埃（在20-40 K），尘埃质量Md = 0.34 +/- 0.14太阳质量，Md = 0.29 +/- 0.08太阳质量，Md = 0.51 +/- 0.13太阳质量分别为G11.2-0.3，G21.5-0.9和G29.7-0.3。我们推导出G21.5-0.3中PWN喷出物尘埃的尘埃发射率指数为β = 1.4 +/- 0.5，而周围介质中的尘埃为β = 1.8 +/- 0.1。
2018-10-31 astro-ph.GA
Dusty plasma in active galactic nuclei
本文综述活动星系核中尘埃-分子环面的遮蔽作用、区域几何及其在外流与失败风动力学中的角色，并介绍基于尘埃的FRADO模型对Balmer线形成的解释。
2023-03-07 astro-ph.GA
A Face-on View of Interstellar Dust in the Galactic Plane
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Aix-Marseille University, CNRS/IN2P3, CPPM（艾克斯-马赛大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范学院物理与电子工程学院天文学系）
该研究利用红团簇恒星和恒星目录构建银盘尘埃密度图，通过U-Net卷积神经网络反演消光分布，获得不同分辨率尘埃图，揭示其详细结构，给出尘埃盘指数尺度长度，为相关研究提供了新基准。
2026-07-08 astro-ph.GA
Survival is not Enough: Dust Sputtering, Growth, and H$_2$ Formation in Galactic Winds
National Taiwan University（国立台湾大学）；Heidelberg University（海德堡大学）
研究星系晕尘埃起源及星系风中分子气体探测难题，通过云团破碎模拟发现，尘埃生长与否影响其在风中存活及分子氢形成，“原位”尘埃生长对解释星系晕尘埃丰度和分子气体至关重要。
2026-07-08 astro-ph.GA
A Dusty Locale: Evolution of Galactic Dust Populations from Milky Way to Dwarf-Mass Galaxies
本研究利用FIRE宇宙学模拟，揭示星系尘埃种群演化受临界金属丰度阈值控制，气体-尘埃吸积为主导机制，并发现平衡时标差异可解释观测离散性。
2024-03-19 astro-ph.GA
Dust Destruction by Charging: A Possible Origin of Grey Extinction Curves of Active Galactic Nuclei
观测到的活动星系核（AGN）的消光曲线与在银河系中观测到的有很大的不同。这些观测需要优先移除活动星系核环境中的小颗粒;然而，其物理机制仍不清楚。在本文中，我们提出，尘埃破坏充电，或库仑爆炸，可能是负责活动星系核消光曲线。强烈的活动星系核辐射通过光电发射使尘埃颗粒高度带电，当带电颗粒的静电张应力超过其拉伸强度时，通过库仑爆炸发生颗粒裂变。我们发现库仑爆炸可以优先去除小的硅酸盐和石墨颗粒，并成功地再现了平坦的消光曲线和2175 Ω ~凸点的情况。
2020-02-19 astro-ph.GA
Dust extinction map of the Galactic plane based on the UKIDSS survey data
本研究提出XPNICER方法，基于近红外巡天数据生成高分辨率银道面尘埃消光图，有效探测高消光区域，为星际介质研究提供独立测量。
2025-10-16 astro-ph.GA
Dust Properties in the Galactic Bulge
有人认为，在银河系核球中，星际介质中尘埃的全消光与选择性消光的比值RV不同于其在局部邻域中的值。我们试图测试这个建议。利用斯皮策空间望远镜观测到的16条银河系核球PNe中红外氢谱线，确定了消光校正后的Hβ通量。将其与观测到的Hβ通量进行比较，以获得Hβ处的总消光。选择性消光是从观测到的这些星云的巴耳末衰减中获得的。这样就可以求出RV的值，在银河系球核中，总消光与选择性消光的比值与RV =3.1的值一致，这与在局部邻域中发现的值相同。我们的结论是，建议RV是不同的银河系的隆起是不正确的。对此原因进行了讨论。
2013-01-16 astro-ph.GA
The mineralogy of newly formed dust in active galactic nuclei
活动星系核（AGN）周围的环面是大量尘埃的潜在形成场所，它们可能有助于解决高红移下所谓的尘埃预算危机。我们调查了87个Palomar Green（PG）类星体中的53个的尘埃成分，这些类星体在发射中显示出9.7微米的硅酸盐特征。通过同时拟合中红外光谱特征和基本的连续谱，我们估计了各种非晶和结晶尘埃物种的质量分数。我们发现，尘埃主要由氧化铝和无定形硅酸盐，与一小部分的结晶形式。平均结晶度为8 +/-6%，超过一半的堆叠度大于5%，远高于Galaxy确定的上限。较高的结晶度值被发现为较高的氧化物分数和更多的发光源。
2017-09-07 astro-ph.GA
The Covering Factor of Warm Dust in Weak Emission-Line Active Galactic Nuclei
弱发射线活动星系核（WLAGNs）是射电宁静的活动星系核（AGN），具有几乎没有特征的光谱。我们研究了73个WLAGN（0.4<z<3）的紫外-中红外光谱能量分布，发现它们大多与正常活动星系核相似。计算了这73颗WLAGN的暖尘覆盖因子。KS检验表明，在相同的辐射光度范围内，WLAGN和正常活动星系核的覆盖因子没有显著差异。讨论了WLAGN的几种模型的含义。超爱丁顿吸积不太可能是WLAGN无特征光谱的主要原因。目前的结果有利于进化的情况下，即，WLAGN处于活动星系核的一个特殊阶段。
2016-09-19 astro-ph.GA
90GHz and 150GHz observations of the Orion M42 region. A sub-millimeter to radio analysis
我们已经在Robert C上使用了新的90 GHz Mustang相机。伯德绿岸望远镜（GBT），以9”的分辨率和2.8mJy/光束的灵敏度绘制恒星形成区M42的明亮惠更斯区。90 GHz是一个有趣的过渡频率，因为MUSTANG探测到了由梯形星产生的HII区域的自由发射特征，通常在较低频率下看到，以及来自背景OMC 1分子云的热尘埃发射，通常在较高频率下映射。我们还提出了类似的数据，从150 GHz的GISMO相机上的IRAM望远镜。这张地图有15”分辨率。通过结合MUSTANG数据与1.4，8，和21 GHz的无线电数据从VLA和GBT，我们得到一个新的估计的发射测量（EM）平均电子温度Te = 11376 K的原始方法有关的自由自由发射强度在光学薄和光学厚的频率。结合ISO-LWS数据和我们的数据，我们得到了一个新的估计尘埃温度和光谱发射率指数在80”ISO-LWS光束朝向猎户座KL/BN，Td = 42 K和β =1.3。我们发现，当从HII区域和激发OMC 1界面到OMC 1的密集紫外屏蔽部分（OrionKL/BN，Orion S）时，Td和Beta都降低。通过仅由自由和热尘埃排放组成的模型，我们能够拟合在1.5GHz至854 GHz频率下采集的数据。
2009-11-16 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
A new galactic chemical evolution model with dust: results for dwarf irregular galaxies and DLA systems
我们提出了一个银河系的化学演化模型，采用更新的处方的所有主要过程的尘埃循环。详细研究了一个典型的矮不规则星系的气体和尘埃中几种化学物种（C、O、S、Si、Fe和Zn）丰度的演化。矮不规则星系被认为是以低但连续的恒星形成水平演化的，并经历由超新星爆炸引发的星系风。我们预测在这样一个星系的气体尘埃比的演变，并讨论关键的主要过程涉及尘埃，如尘埃生产AGB星和II型SNe，破坏和吸积（气体凝结在云）。然后，我们将我们的模型应用于阻尼莱曼-阿尔法系统，这被认为是矮不规则星，因为它们的丰度模式。我们的主要结论是：（1）我们可以重现观测到的矮星系中的气尘比。ii）我们发现尘埃吸积过程在尘埃的演化中起着基础性的作用，在某些情况下，它成为尘埃循环中的主导过程。另一方面，尘埃的破坏似乎是一个可以忽略的过程。iii）关于阻尼莱曼-阿尔法系统，我们表明，所观察到的气相丰度的硅，归一化到挥发性元素（锌和硫），是在我们的模型。iv）DLA系统中铁和硅的丰度表明这两种元素经历了不同的尘埃形成和演化历史。我们的工作揭示了富铁尘埃的性质：只有当考虑到铁尘埃的额外来源时，才能很好地再现所观察到的铁的消耗模式。在这里，我们探讨的可能性，从Ia型SNe的贡献，以及一个有效的吸积铁纳米粒子。
2016-09-13 astro-ph.GA
The Galactic distribution of planetary nebulae with different types of dust
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子学研究所）
研究不同尘埃类型行星状星云在银河中的分布特征，发现混合尘和氧丰富尘星云更靠近银河中心，而碳丰富尘和仅含PAH星云直径更大，推测其演化关系。
2026-05-06 astro-ph.GA
Assessment of Models of Galactic Thermal Dust Emission Using COBE/FIRAS and COBE/DIRBE Observations
在毫米波长的热尘埃发射光谱的精确建模是重要的，以提高准确性的CMB测量的前景减法，提高精度，可以确定不同的前景发射成分的贡献，并提高我们的理解尘埃成分和尘埃物理。我们适合四个模型的尘埃排放到高银河系纬度COBE/FIRAS和COBE/DIRBE观测从3毫米到100微米，并比较适合的质量。我们认为，两个层次的系统模型，因为它提供了一个物理动机的解释所观察到的长波长平坦的尘埃光谱和辐射率指数和尘埃温度之间的关系。我们考虑Finkbeiner，戴维斯和Schlegel的模型，因为它已被广泛用于CMB研究，和这个模型的推广版本最近应用到普朗克数据迈斯纳和Finkbeiner。为了比较，我们还拟合了由两个灰体分量之和组成的唯象模型。我们发现，两个灰体模型给出了最好的拟合和FDS模型给出了一个显着较差的拟合比其他模型。Meisner和Finkbeiner模型和两级系统模型仍然适用于银河系前景减法，但FIRAS数据没有足够的信噪比，以提供一个强大的测试在毫米波长的预测光谱。
2016-06-28 astro-ph.GA
Dissecting the active galactic nucleus in Circinus -- II. A thin dusty disc and a polar outflow on parsec scales
最近的观测，解决了附近的活动星系核（AGN）的中红外（MIR）发射，令人惊讶地发现，他们的尘埃排放似乎显着延伸到极地方向，与规范的尘埃环面的预期。这极地尘埃，暂时与尘埃风驱动的辐射压力，被发现有一个主要的贡献，从几个到几百秒差距的尺度和平号通量。当面临潜在的范式变化时，具有最佳内在分辨率的对象的案例研究是必不可少的。一个这样的来源与一个明确的检测极地尘埃是附近的，众所周知的活动星系核在Circinus星系。在第一篇论文中，我们成功地解释了独特的MIR形态观察到的大，几十秒差距尺度的模型组成的一个紧凑的尘埃盘和一个扩展的空心尘埃锥。在这项工作中，我们进一步完善了更小的，秒差距尺度的模型，以测试它是否也可以解释和平号干涉数据。我们发现，一个模型组成的薄尘埃盘看到几乎边缘和极外流的形式，双曲面壳可以重现VLTI/VLTI观测在所有波长，基线和位置角。相比之下，虽然提供了一个很好的拟合的综合MIR光谱，尘埃环模型未能再现空间分辨干涉数据。我们提出了圆规活动星系核的圆盘$+$双曲面风模型，作为含极尘活动星系核中尘埃结构的原型。
2019-01-16 astro-ph.GA
Properties of dust in the Galactic center region probed by AKARI far-infrared spectral mapping - detection of a dust feature
我们研究了银河系中心区域朝向拱门和五重星系团的星际尘埃的性质。利用AKARI/远红外探测器的傅里叶变换光谱仪，我们对包括这两个星系团在内的约10“x 10”的区域进行了远红外（60 - 140 cm^-1）光谱测绘，以获得每个30”x 30”空间单元的低分辨率（R = 1.2 cm^-1）光谱。我们推导出了不同波数下尘埃连续谱发射的空间变化，并与[O III] 88微米（113 cm^-1）发射和OH 119微米（84 cm^-1）吸收的空间变化进行了比较。光谱拟合结果表明，温度为~20 K和~50 K的两个尘埃修正黑体分量可以再现大部分连续谱。然而，对于某些光谱，我们发现在80 ~ 90 cm^-1（110 ~ 130 μ m）附近的修正黑体连续谱上存在着明显的过剩。较温暖的尘埃成分与[O III]发射在空间上相关性很好，因此可能与两个星团的强辐射局部加热的高度电离气体有关。过量的排放可能代表的灰尘功能，这是发现空间相关的OH吸收和CO云。我们发现，一个尘埃模型，包括微米级的石墨颗粒可以再现观测到的光谱与尘埃功能相当好。
2012-05-18 astro-ph.GA
The equilibrium view on dust and metals in galaxies: Galactic outflows drive low dust-to-metal ratios in dwarf galaxies
大多数星系演化模拟以及各种观测方法都假设星际介质（ISM）的（星系平均）尘埃-气体比D和金属丰度Z之间存在线性标度。事实上，附近的星系与太阳或中度亚太阳金属丰度明显遵循这一趋势，尽管有显着的散射。然而，越来越多的观测结果表明，线性标度在贫金属星系（Z<0.2 Z_sun）中被打破，这突出表明需要对星系的尘埃-金属比进行更复杂的建模。在这里，我们研究的尘埃和金属丰度在星系中的动态，一个区域模型的帮助下，结合尘埃的形成和破坏过程，除了气体流入，流出，和金属富集的共同演变。动力学模型是一致的各种观测约束，包括恒星质量-金属丰度关系，恒星质量-晕质量关系，和所观察到的Z - D关系的金属贫和富金属星系。Z-D关系的函数形式来自于一个基本的平衡模型，类似于以前用来模拟恒星质量-金属丰度关系的思想。对于给定恒星形成速率的星系，星系外流调节着来自宇宙网的气体流入速率。因此，流出物的质量负荷系数决定了ISM的粉尘和金属含量被稀释的速率。质量负载因子的恒星质量依赖性驱动着星系中金属丰度、尘埃-气体比和尘埃-金属比的演化。
2015-03-25 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
The first spectroscopic dust reverberation programme on active galactic nuclei: the torus in NGC 5548
我们最近发起了第一个光谱尘埃混响方案的活动星系核（AGN）在近红外。光谱法能够测量粉尘特性，如通量、温度和覆盖系数，其精度高于光度法。特别是，它可以测量基于亮度的尘埃半径和尘埃响应时间。在这里，我们报告了对NGC 5548进行为期一年的活动的结果。热尘埃对辐射通量变化的反应滞后时间约为70光日，类似于以前在光度混响活动中发现的情况。的平均值和均方根光谱是相似的，这意味着相同的灰尘成分占主导地位的排放和变化。只有当我们假设一个与波长无关的尘埃发射率定律，即一个黑体，它适用于大尺寸（几微米）的颗粒时，尘埃滞后时间才与基于亮度的尘埃半径一致。对于这样的颗粒，尘埃温度约为1450 K。因此，硅酸盐颗粒很可能已经蒸发，碳是主要的化学成分。但与普遍的看法相反，热尘并不接近其升华温度。这进一步得到了我们对与加热/冷却过程基本一致的温度变化的观察的支持。因此，内部的无尘区被扩大，尘埃环面更像是一个“尘埃壁”，其内径被期望是光度不变的。扩大无尘区的粉尘破坏机制似乎也部分影响了有尘区。我们观察到一个周期性减少的尘埃质量与隐含的灰尘改造时间约5-6个月。
2019-08-05 astro-ph.GA
Dust Emission from Unobscured Active Galactic Nuclei
我们使用中红外光谱的清晰的活动星系核（AGN），以揭示其原生的尘埃环境。我们集中在塞弗特1星系，观察样品的31与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，并比较它们与21个更高光度的类星体同行。硅酸盐尘埃后处理占主导地位的中红外光谱，我们通常测量10和18微米的光谱特征弱的发射在这些星系。两种硅酸盐特征的强度一起对粉尘分布敏感。我们提出的数值辐射转移计算，区分clusional和光滑的几何形状，这是适用于任何中央热源，包括恒星以及活动星系核。在观测中，我们发现了统一活动星系核方案的模糊“环面”，将其建模为紧凑和clusified。我们还确定，恒星的形成与活动星系核光度增加，虽然星系的热光度的比例归因于恒星活动星系核光度减少。
2009-03-13 astro-ph.GA
Comparing Polarised Synchrotron and Thermal Dust Emission in the Galactic Plane
作为改进的大尺度银河系磁场模型的下一步，我们提出了一个简单的比较偏振同步辐射和热尘埃辐射的银河平面。我们发现，在我们以前的模型，再现极化同步加速器的场配置是不兼容的WMAP 94 GHz的极化发射数据。特别是，外星系尘埃的高度极化（90度< l <270度）意味着尘埃发射区的场比同步辐射区的平均场更有序。这些新的尘埃信息使我们能够限制外部星系中相干和随机磁场分量的空间混合。内部星系的极化程度不同，显然需要一个比我们目前的模型更复杂的场景。在每个星际分量（包括场和现在的尘埃）都遵循螺旋臂调制的情况下，正如在外部星系中观察到的那样，尘埃发射区域中场的有序程度的变化可能意味着尘埃臂和场分量臂发生了移动作为银河系中心半径的变化函数。我们讨论的影响如何螺旋臂压缩影响的磁化星际介质的各个组成部分，但得出的结论是，改进的数据，如预期从普朗克卫星将需要进行彻底的分析。
2018-02-20 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
Three-dimensional interstellar dust reddening maps of the Galactic plane
我们提出了新的三维（3D）星际尘埃红化地图的银河平面在三种颜色，E（G-Ks），E（Bp-Rp）和E（H-Ks）。这些地图的空间角分辨率为6弧分，覆盖银河平面的7000度$^2$，银河经度为0度$<$ $l$ $<$ 360度，纬度为$|b|$ $<$ $10$度。这些地图是根据盖亚数据发布2（盖亚DR 2）的强大视差估计，结合盖亚DR 2的高质量光学光度测量和2 MASS和WISE调查的红外光度测量构建的。我们使用机器学习算法随机森林回归估计了超过5600万颗恒星的颜色过剩，E（G-Ks），E（Bp-Rp）和E（H-Ks），使用了从大规模光谱调查LAMOST，SEGUE和APOGEE构建的训练数据集。结果揭示了银河系盘中的大规模尘埃分布，显示出与早期研究一致的一些特征。银河系尘埃盘明显弯曲，显示出复杂的结构，可能与人马座，本地和英仙座臂空间相关。我们还提供了经验消光系数的盖亚测光，可用于转换的颜色过剩在这里提出的视线消光值的盖亚测光带。
2018-12-05 astro-ph.GA
On the morphology of dust lanes in galactic bars
我们的研究的目的是使用动力学模拟，探讨两个重要的动力学酒吧参数，酒吧的强度和酒吧模式的速度，对酒吧尘埃带的形状的影响。为了量化尘埃带的形状，我们开发了一种新的系统方法来测量尘埃带的曲率。以前的数值模拟比较了酒吧尘埃带的曲率与酒吧的强度，预测两个参数之间的关系，这已被观测研究所支持，但与一个大的蔓延。我们考虑到酒吧模式的速度，探索，同时，这两个参数的尘埃带形状的效果。为此，我们分开我们的银河酒吧快酒吧$\left(1 < \mathcal{R} < 1.4 \right)$和慢酒吧$\left(\mathcal{R} > 1.4 \right)$，获得，如以前的模拟，尘埃带曲率和酒吧的快速酒吧的强度之间的反比关系。第一次，我们将研究扩展到慢酒吧，找到一个恒定的曲率作为酒吧强度的函数。因此，我们得出结论，弱酒吧直尘埃带的候选人慢酒吧。最后，我们分析了一个试点样本的10个S $^4$ G星系，得到的尘埃带曲率范围内的模拟。
2015-04-09 astro-ph.GA
Silicate Dust in Active Galactic Nuclei
活动星系核统一理论假设所有的活动星系核都被各向异性的尘埃环所包围，并且从不同的角度观察，它们本质上是相同的物体。然而，人们对在统一理论中起核心作用的尘埃知之甚少。有迹象表明活动星系核尘埃的消光规律与银河系的有明显的不同。此外，在1型活动星系核中观察到的硅酸盐发射特征似乎是异常的（即，它们的峰值波长和宽度与银河系有很大的不同）。在这项工作中，我们探讨了147个不同类型的活动星系核在红移z<0.5的尘埃性质，特别注意到93个活动星系核，表现出9.7和18 $μ$ m硅酸盐发射功能。我们用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪模拟了它们的硅酸盐发射光谱。我们发现，60/93的观测光谱可以很好地解释与“天文硅酸盐”，而其余的来源有利于无定形橄榄石或辉石。最值得注意的是，所有的来源都要求尘埃是$μ$ m大小的（典型的大小为~1.5 $\pm$ 0.1 $μ$ m），比亚$μ$ m大小的银河系星际颗粒大得多，这意味着AGN的消光定律是平坦的或“灰色的”。我们还发现，虽然9.7 $μ$ m发射特征主要来自温度T~270 K的温暖硅酸盐尘埃，但~5- 8 $μ$ m连续谱发射主要来自温度T~640 K的碳尘埃。最后，灰尘性质之间的相关性（例如，质量，温度）和活动星系核的性质（例如，光度、黑洞质量）。
2016-12-13 astro-ph.GA
Extragalactic Imprints in Galactic Dust Maps
河外天文学依赖于对源测光的精确估计，该测光已对银河系尘埃消光进行了校正。这激发了许多“银河系”尘埃图的创作。我们调查这些地图是否被污染的河外信号使用集群红移技术，即，通过测量一组与光谱物体的角度互相关作为红移的函数。我们的层析分析揭示了银河系外大尺度结构模式的印记，在10个银河系尘埃图中有9个，包括所有基于红外线的地图以及“恒星”变红的地图。当这样的地图被用于消光校正时，这种河外污染会在毫米级的光度估计中引入红移和尺度依赖的偏差。它可以影响基于对象的分析，如估计哈勃图与超新星，以及空间统计。当测量具有低振幅的角关联函数时，例如透镜诱导的关联或分布在宽红移范围内的源的角关联，偏差可以是明显的。正如预期的那样，我们没有检测到任何河外污染的尘埃图推断21厘米HI观测。这种地图提供了广泛使用的红外地图的替代方法，但依赖于恒定的灰尘与气体比率的假设。我们注意到，使用WISE 12微米地图敏感的多环芳烃（PAH），间接尘埃示踪剂，我们检测到弥漫的河外PAH背景高达$z\sim2$。最后，我们提供了一个程序，以尽量减少有偏见的震级校正与河外印记的地图的水平。
2018-12-26 astro-ph.GA
Can the observed E/B ratio for dust galactic foreground be explained by sub-Alfvenic turbulence?
最近的普朗克观测表明，$E$模式的能量是$B$模式的两倍。Caldwell et.等人已经在磁流体动力学（MHD）湍流的背景下制定了理论模型，并且发现解释该结果是有问题的。特别是，他们得出的结论是，有一个非常狭窄的范围内的理论参数，可以解释观察。这就提出了一个问题，即人们所接受的对MHD湍流的描述是否适用于星际介质。我们重新讨论了这个问题，并证明了对应于阿尔文马赫数的高银河纬度范围的MHD湍流，即$M_A\lesssim 0.5$，可以成功地解释$E$到$B$模式比的现有结果。
2017-08-26 astro-ph.GA
Exploring the Dust Content of Galactic Winds With Herschel. II. Nearby Dwarf Galaxies
我们提出的结果，从分析深赫歇尔空间天文台观测附近的六个矮星系已知的主机银河尺度的风。优越的远红外灵敏度和角分辨率的赫歇尔允许检测冷环星系尘埃功能以外的恒星组件跟踪斯皮策4.5 $μ$ m图像的主机星系。这些冷尘埃功能与辅助数据的比较揭示了一个不完善的空间相关性与电离气体和温暖的尘埃风成分。我们发现，通常$\sim$ 10- 20%的总尘埃质量在这些星系居住在其恒星盘外，但这一比例达到$\sim$ 60%的情况下，NGC 1569。这个星系也有最大的金属丰度（O/H）赤字在我们的样本中，其恒星质量。总的来说，我们样本中的物体数量很少，无法对环星系尘埃的起源得出强有力的结论。我们没有检测到统计上显着的趋势与恒星形成属性的宿主星系，可以预期，如果尘埃被解除以上磁盘的能量输入正在进行的恒星形成活动。虽然在NGC 1569中看到了一个星系风中夹带尘埃的案例，但在所有情况下，我们都不能排除某些环星系尘埃可能与最近星系相互作用事件从盘中吸积或移除的气体有关的可能性，或者它是位于斯皮策4.5 $μ$ m数据灵敏度极限以下的盘的外部富含气体部分的一部分。
2018-04-04 astro-ph.GA
A multi-wavelength view of the Galactic center dust ridge reveals little star formation
银河系中心的尘埃脊由一串狭窄的大规模凝聚物组成，这些凝聚物是在亚毫米尘埃连续辐射中发现的。为了确定是否有新的大质量恒星在这一地区形成，我们进行了新的观测在870 $μ$米与阿塔卡马探路者实验望远镜和8.4 GHz的超大型阵列。我们补充我们的数据与最近的微波激射和中红外结果。海脊的云层在中红外波长处是黑色的，表明存在着冷的、高密度的柱状物质。结合尘埃脊中现有的温度测量，我们确定了最大云的质量。结果表明，尘埃脊包含一个非常庞大的分子物质库。我们发现五个无线电源在8.4 GHz的一般尘埃脊附近，但外面的尘埃脊云，这可能都是由大质量的年轻恒星，其属性，我们约束激发。我们的观测排除了尘埃脊云中光谱类型早于B0.5的零年龄主序星的存在。唯一表明星云内正在形成大质量恒星的迹象是在其中两个星云中发现的II类甲醇脉泽。除了在先前的观测中发现的微弱的水脉泽外，在大质量星云M0.25+0.012中没有发现恒星形成的迹象。
2012-11-02 astro-ph.GA
The Galactic Dust-Up: Modeling Dust Evolution in FIRE
最近已经取得了长足的进步，发展尘埃演化模型的星系形成模拟，但这些方法在他们的假设和复杂程度不同。在这里，我们介绍和比较两个独立的尘埃演化模型（标记为“元素”和“物种”），最近的方法的基础上，纳入GIZMO代码，再加上消防2恒星反馈和ISM物理。这两种模型都解释了湍流尘埃扩散、恒星产生的尘埃、通过气尘吸积产生的尘埃、时间分辨的超新星造成的尘埃破坏、热气中的热溅射和星暴。“元素”模型跟踪广义灰尘物种的演变，并利用一个简单的，“可调”的灰尘增长例程，而“物种”模型跟踪特定的灰尘物种与设置的化学成分的演变，并结合了物理动机，两个阶段的灰尘增长例程。我们测试和比较这些模型在一个理想化的银河系质量的星系，发现，虽然都产生合理的星系集成的尘埃金属（D/Z）的比率和预测气体尘埃吸积作为主要的尘埃生长机制，需要一个化学激发的模型来重现所观察到的比例关系之间的个别元素耗尽和D/Z与柱密度和局部气体密度。我们还发现，包括理论上的金属铁和含O的尘埃物种的情况下，需要特定的尘埃物种，以配合观察O和Fe的耗尽，和一个亚分辨率致密分子气体/CO计划的整合是必要的，既匹配观察到的C耗尽，并确保碳质尘埃不会在密集的环境中过度生产。
2022-06-07 astro-ph.GA
The location of the dust causing internal reddening of active galactic nuclei
我们使用的Balmer递减的宽线区（BLR）和窄线区（NLR）的活动星系核（AGN）的红化指标，调查的尘埃的位置为4个样本的AGN与可靠的估计的NLR贡献的Balmer线。NLR和BLR巴耳末减量的相互比较表明，NLR的红化为BLR的红化设置了下限。几乎没有天体具有高NLR红化而低BLR红化。BLR的红化通常远大于NLR的红化。BLR红化与[O III]线的等效宽度和[O III]线相对于宽Hβ的强度有关。我们发现这些关系是一致的一个简单的模型，其中额外的灰尘变红的BLR是内部的NLR的预测。因此，我们得出结论，尘埃造成的吸积盘和BLR的额外红化主要是位于一个比NLR小的半径。
2016-06-28 astro-ph.GA
C/O Abundance Ratios and Dust Features in Galactic Planetary Nebulae
在银河系行星状星云（PNe）中发现的铁损耗因子跨越两个数量级，表明不同天体的颗粒形成和破坏过程存在差异。在这里，我们探讨铁的亏损，红外尘埃的功能，和C/O丰度比在银河系PNE样本之间的关系。我们发现，那些对象与C/O < 1显示出的趋势，增加的C/O值的消耗，而PNe与C/O > 1打破了这一趋势，并涵盖所有的消耗范围。大多数具有C/O < 1的PNe显示硅酸盐特征，但一些具有富C特征的PNe具有C/O < 1，这可能反映了与C/O推导相关的不确定性。多环芳烃分布在整个范围内的铁消耗和C/O值。
2011-09-09 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
Dust Survival in Galactic Winds
本文通过高分辨率风洞模拟和解析框架研究热溅射下星系风中的尘埃存活，发现约60%的0.1微米尘埃可存活，并解释CGM尘埃来源。
2024-10-25 astro-ph.GA
Unusual Galactic HII Regions at the Intersection of the Central Molecular Zone and the Far Dust Lane
Sgr E是一个巨大的恒星形成复合体，位于银河系中心，由许多离散的紧凑的HII区域组成。它位于中央分子带（CMZ）和银河棒远尘埃带之间的交叉点，类似于外部星系中的“热点”。与其他银河系恒星形成复合体相比，Sgr E复合体是不寻常的，因为它的HII区域都有相似的射电光度和角范围，并且它们缺乏来自其光解离区域（PDR）的~ 10微米发射。我们的绿岸望远镜（GBT）的射电复合线观测增加了已知的成员Sgr E到19个HII区域。在Sgr E方向有43个额外的HII区域候选者，其中26个是首次使用MeerKAT 1.28GHz数据检测到的。因此，Sgr E的真实HII区群体可能超过60。利用APEX SEDIGISM 13 CO 2-1数据，我们发现了一个与Sgr E相关的3.0x10^5太阳质量的分子云，但在Sgr E HII区域的位置上几乎没有发现分子或远红外浓度。与模拟结果的比较以及对它的射电连续性的分析表明，Sgr E在几百万年前形成于银河系棒的远尘埃带的上游，并将超过CMZ，撞向近尘埃带。我们认为，Sgr E HII区域的不寻常的红外特性是由它们围绕银河系中心的轨道引起的，这可能剥夺了它们的PDR。
2020-08-10 astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) V. The dust/metallicity-anisotropy of the Circum-Galactic Medium
我们研究环银河系介质（CGM）的尘埃含量是否取决于类星体视线相对于星系主轴的位置，使用13个星系-MgII吸收体对（9 - 81 kpc距离）从MusE GAs流动和风（MEGAFLOW）调查在0.4 < z < 1.4。CGM的粉尘含量是使用紫外线和可见中阶梯光谱仪（UVES）数据从[Zn/Fe]获得的。当[Zn/Fe]的直接测量不可用时，我们从一种方法来估计灰尘的消耗，该方法包括解决多个单离子化离子（例如MnII，CrII，ZnII）的消耗，因为每个离子以不同的速率消耗灰尘颗粒。我们发现方位角和[Zn/Fe]之间呈正相关，Pearson r = 0.70 +/- 0.14。沿长轴的视线显示[Zn/Fe] < 0.5，而沿短轴的[Zn/Fe]> 0.8。这些结果表明，CGM沿短轴平均更丰富的金属（由~ 1德克斯）比气体位于沿星系的主轴提供的尘埃耗尽是金属丰度的代理。这种各向异性的分布是一致的流出和吸积流体动力学模拟的最新结果。
2021-01-06 astro-ph.GA
The influence of a top-heavy integrated galactic IMF and dust on the chemical evolution of high-redshift starbursts
本文研究了星系初始质量积分函数（IGIMF）和尘埃演化对高红移星暴星系丰度分布的影响。在我们的化学模型中，气体云的快速坍缩引发了一个激烈而快速的恒星形成过程，这一过程一直持续到星系风的爆发，由恒星风和超新星爆炸注入的热能提供动力。我们的模型遵循几个化学元素（C，N，$α$ -元素和Fe）在气体和尘埃阶段的演变。%采用了最新的恒星产额和尘埃公式。我们测试了不同的$β$值，即IGIMF的嵌入式集群质量函数的斜率，其中较低的$β$值意味着更头重脚轻的初始质量函数（IMF）。计算出的丰度进行比较，高品质的丰度测量获得透镜星系和复合光谱中的大样本的恒星形成星系的红移范围$2 \lesssim z \lesssim 3$。IGIMF的采用导致了相对于标准Salpeter IMF的恒星形成速率的明显增加，对化学演化产生了强烈的影响。我们发现，为了重现在这些星系中观察到的丰度模式，我们需要一个非常头重脚轻的IGIMF（$β< 2$）或大量的尘埃。特别是，如果灰尘很重要，IGIMF应该有$β\ge 2$，这意味着IMF比Salpeter稍微重一些。还计算了不同质量和IMF的星系的尘埃质量随时间的演化，突出了尘埃量随着顶部较重的IGIMF而增加。
2020-03-24 astro-ph.GA
The Galactic habitable zone around M and FGK stars with chemical evolution models with dust
银河系宜居带被定义为具有足够高的金属丰度以形成行星系统的区域，在该区域中，类地行星可以诞生，并且可能能够维持生命，使其在附近的超新星爆炸事件的破坏性影响下幸存下来。银河系化学演化模型是研究不同星系中银河系宜居带的有用工具。我们在这里的目标是找到银河系宜居带使用化学演化模型的银河系盘，采用最新的处方的尘埃的演变和周围的M和FGK恒星发现行星系统的概率。此外，第一次，我们将表达这些概率的ISM在太阳附近的尘埃-气体比计算详细的化学演化模型。在一个固定的银河系时间和银心距离下，我们使用我们的论文I的形式，确定了有地球（但没有气体巨行星）的M和FGK恒星在超新星爆炸中幸存下来的数量。发现类地行星而不是气体巨行星围绕M恒星的概率偏离FGK恒星周围的[Fe/H]的超太阳值的大幅度。对于FGK和M星来说，如果考虑到超新星爆炸的破坏性影响，拥有可居住行星的恒星的最大数量是在距离银河系中心8 kpc处。目前，拥有宜居行星的M型恒星的总数是FGK型恒星的$\simeq$ 10倍。此外，我们提供了一个六阶多项式拟合（和一个线性的，但更近似）的关系，发现与太阳附近的[Fe/H]丰度和尘埃气体比之间的化学演化模型。
2017-05-09 astro-ph.GA
Multiphase Gas Nature in the Sub-parsec Region of the Active Galactic Nuclei. III. Eddington Ratio Dependence on the Structures of Dusty and Dust-free Outflows
通过二维辐射流体动力学模拟，研究了爱丁顿比对活动星系核亚秒差距尺度外流的影响，发现其决定外流速度且解析解有助于理解视线方向的动力学与辐射结构。
2024-11-12 astro-ph.GA
A Dusty Dawn: Galactic Dust Buildup at $z\gtrsim5$
利用FIRE项目高分辨率宇宙学模拟，研究$z\gtrsim5$大质量星系尘埃演化，发现吸积主导尘埃增长但模型预测低于观测，可能因低金属丰度和爆发性恒星形成降低吸积效率，或观测尘埃质量被高估。
2025-01-21 astro-ph.GA
Where does galactic dust come from?
在这里，我们调查的尘埃质量（Mdust）在银河系（MW）中观察到的尘埃标度关系的DGS和KINGFISH调查的本地星系的样本中发现的起源。为了这个目的，我们模拟尘埃生产的渐近巨星分支（AGB）恒星和超新星（SNe）在模拟星系形成沿组装的银河系般的晕在一个良好的解决宇宙体积的4cMpc使用GAMESH管道。我们探讨了不同的金属丰度和质量依赖的AGB和SN尘埃产量的影响上预测的Mdust。我们的研究结果表明，考虑到SN反向激波造成的颗粒破坏的模型预测MW中的总尘埃质量比观测值低4倍，并且不能再现观测到的尘埃和恒星质量之间的星系尺度关系，以及尘埃与气体的比率和金属丰度，在低金属丰度（12 + log（O/H）< 7.5）和低恒星质量（Mstar < 10^7 Msun）的星系中，差异较小。与以前的研究一致，我们认为星际介质中的竞争过程必须在解释观察到的趋势。我们的结果加强了这一结论，表明它持有独立的AGB和SN尘埃产量。
2017-10-01 astro-ph.GA
Dust Scattered Radiation in the Galactic Poles
本研究通过单次散射尘埃模型拟合银河极区远紫外和近紫外弥漫背景，测得不同银极的尘埃反照率差异，并给出零红移处的背景偏移量，揭示了尘埃分布或尘埃气体比的变化。
2023-09-04 astro-ph.GA
Dissecting the active galactic nucleus in Circinus -- III. VLT/FORS2 polarimetry confirms dusty cone illuminated by a tilted accretion disc
我们目前的旋星系核的偏振图的$BVRI$带，获得VLT/FORS 2。Circinus是离我们最近的Seyfert 2星系，并且拥有一个典型的模糊的活动星系核（AGN）。最近的高角分辨率成像显示，它的中红外（MIR）发射的主要部分来自极地地区。以前，我们证明了这些意见是一致的一个紧凑的尘埃盘和双曲面壳的模型，类似于一个中空的圆锥体在更大的尺度上。在这里，我们专注于活动星系核，从中央引擎高达40 pc，并比较观测的辐射转移模型。极化图显示了一个圆锥形的结构，符合电离锥。偏振度的波长依赖性表明尘埃颗粒上的散射产生偏振。观测到的偏振度（$\approx1-3\%$）比模型预测的要低;然而，这只是一个下限，因为恒星辐射在光学中占主导地位。所观察到的偏振角（$\approx30$度）再现的模型的尘埃盘与空心锥，由倾斜的各向异性中心源照明。与电离锥轴对齐的吸积盘，以及其他尘埃几何形状，如抛物面壳或被周围尘埃包裹的环面，与数据不一致。我们的结论是，光学偏振成像支持早期的证据，在极地地区的尘埃的存在，暂时与尘埃外流。
2022-12-20 astro-ph.GA
