Torus and polar dust dependence on AGN properties
本文对活动星系核（AGN）周围遮蔽物质的性质进行了统计分析。本研究首次利用高角分辨率红外数据和各种环面模型（光滑环面模型、星团环面模型、两相环面模型和星团盘+风模型）对24个Seyfert（Sy）星系的超硬X射线（14- 195 keV; Swift/BAT）体积受限（DL<40 Mpc）样本（BCS 40样本）进行了研究。我们发现，光滑，clusional和两相环面模型（即不包括极地尘埃风分量）和盘+风模型提供了最好的适合的星系数量相当，8/24（33.3%）和9/24（37.5%），分别。我们发现，最佳拟合模型取决于氢柱密度（NH），这是相关的X射线（未遮挡/遮挡）和/或光学（Sy 1/Sy 2）分类。特别是，光滑、团簇和双相环面模型最好地再现了具有相对高氢柱密度（log（NH）的中值=23.5+-0.8;即Sy 2）的活动星系核的红外辐射。然而，cloud-disc+风模式提供了最好的拟合核红外光谱能量分布（SED）的Sy 1/1.8/1.9（对数（NH）的中值=21.0+-1.0），特别是在近红外（NIR）范围。盘+风模型在拟合Sy 1星系的近红外辐射方面的成功是由于在尘埃成分中加入大的石墨颗粒和中间倾角的风引起的自遮蔽效应的结合。在一般情况下，我们发现，塞弗特星系有不利（有利）的条件，即核氢柱密度和爱丁顿比，发射红外尘埃极外流是最好的拟合与光滑，clusional和两相环…
2022-10-07 astro-ph.GA
A multiwavelength analysis of the clumpy FIR-bright sources in M33
我们提出了一个多波长的研究样本的远红外（FIR）源上检测到的赫歇尔宽波段地图附近的星系M33。我们进行源测光的FIR地图以及中红外（MIR），H $α$，远紫外和综合HI和CO线发射地图。通过拟合中红外/远红外尘埃发射光谱，推断了源尘埃质量、温度和光度。根据其H $α$形态（亚结构化与非亚结构化）和是否具有显著CO检测（$S/N>$ 3 $σ$）对源进行分类。我们发现，这些来源的尘埃质量在10 $^2$-10 $^4$ ~M $_\odot$的范围内，并且根据它们的H $α$形态和CO检测分类，它们在推断的尘埃/恒星形成/气体参数方面存在显着差异。结果表明，子样本之间的进化状态或嵌入的HII区域的数量的差异。源背景减去尘埃排放似乎主要是由本地恒星形成，所示的尘埃光度和尘埃校正的H $α$光度和外推的年轻恒星光度足够高，以占观测到的尘埃排放的事实之间的强相关性。最后，我们没有发现一个强的相关性之间的尘埃校正H $α$光度和尘埃质量的来源，与以前的结果在次千秒差距尺度的简单标度关系的故障。然而，通过根据恒星形成区年轻恒星星族的年龄校正H $α$光度，关系式中的散射显著减小。
2014-04-08 astro-ph.GA
Dust destruction by the reverse shock in the clumpy supernova remnant Cassiopeia A based on hydrodynamic simulations
对核心坍缩超新星喷出物的观测表明，尘埃颗粒在膨胀的喷出物中形成过密的气体团。这些团块随后经受反向激波的通过，并且由于激波后气体中的高温和高速，大量新形成的粉尘材料可能被破坏。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟与气体和尘埃的团块相互作用的冲击波。之后，尘埃运动和尘埃破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体和等离子体阻力，颗粒充电，运动学和热溅射以及颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A的尘埃存活率作为初始颗粒大小，尘埃材料和气体密度的函数。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lyman-alpha line and continuum radiative transfer in a clumpy interstellar medium
目的：我们的目标是研究非均匀星际介质（ISM）对星暴星系中莱曼α（Lya）线的强度和形状的影响。研究方法：利用我们的三维Monte Carlo Lya辐射传输程序，研究了Lya、紫外和光学连续谱光子在中性氢和尘埃的均匀壳层和团壳层中围绕中心源的辐射转移。我们的模拟预测的Lya和连续逃逸分数，Lya等效宽度EW（Lya），Lya线的轮廓和它们的依赖于气体的几何形状和主要的输入物理参数。结果如下：ISM的块状被发现有强烈的影响Lya线辐射转移，需要一个强烈的依赖性Lya线的紧急功能（逃逸分数，EW（Lya））的ISM形态。虽然cloudies和灰尘ISM出现更透明的辐射（线和连续）相比，一个相等的均匀ISM的相等的灰尘光学深度，我们发现，Lya光子，在一般情况下，仍然比紫外线连续辐射衰减。因此，观察到的Lya等效宽度（EWobs（Lya））是低于本征的（EWint（Lya）），几乎所有的clusionism配置考虑。然而，在特殊条件下，Lya光子比连续体更容易逃逸，从而导致增强的EWobs（Lya）。要实现这一点，需要ISM几乎是静止的（星系外流速度小于200 km/s），极其稠密（在HI中，星系团和星系团间介质的密度差大于10^7），并且尘埃非常多（E（B-V）> 0.30）。当满足这些条件时，出现的Lya线轮廓显示没有速度移动和小的不对称性。考虑到不对称性和速度的变化，通常观察到的…
2013-05-15 astro-ph.GA
The AGN dusty torus as a clumpy two-phase medium: radiative transfer modeling with SKIRT
本研究使用 SKIRT 对团块状两相 AGN 尘埃环进行三维蒙特卡洛辐射转移建模，并与仅含团块和平滑尘埃模型比较，解释近红外辐射过剩问题。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN Dusty Tori as a Clumpy Two-Phase Medium: The 10 Micron Silicate Feature
我们研究了活动星系核尘埃环面在红外域的发射，重点是10微米的硅酸盐功能。我们模拟的尘埃环面作为一个clusterous两相介质与高密度团块和低密度介质填充之间的空间团块。我们采用三维辐射转移代码，以获得光谱能量分布和图像的环面在不同的波长。我们计算了不同参数的网格模型，并分析了这些参数对中红外发射形状的影响。一组相应的集块只有模型和模型与平滑的灰尘分布计算比较。我们发现，尘埃分布，光学深度和随机排列的团块在最里面的区域，都有影响的形状和强度的硅酸盐功能。10微米的硅酸盐特征可以被某些参数抑制，但是具有平滑灰尘分布的模型也能够产生宽范围的硅酸盐特征强度。
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Gas Content and Kinematics in Clumpy, Turbulent Star-forming Disks
我们目前的分子气体质量估计的样本13个本地星系的运动学和恒星形成的性质非常类似于观察到的$z\approx 1.5$主序星星系。Plateau de Bure观测到的CO[1-0]发射线和赫歇尔空间天文台观测到的尘埃发射都表明分子气体的质量分数约为20%。此外，尘埃排放模型发现$T_{dust}<$ 30 K，这表明与其高红外光度相比，尘埃分布较冷。气体质量的估计认为，$z\sim$ 0.1的星系不仅共享类似的运动学特性与高z磁盘，但他们也同样丰富的分子材料。将气体质量分数与现有的运动学配对，揭示了$f_{gas}$和$σ$ / $v_{c}$之间的线性关系，与自引力盘稳定性理论的预测一致。因此，高气体速度分散是大气体分数的自然结果。我们还发现，具有最低耗尽时间（$\sim$ 0.5 Gyr）的系统具有最高的$σ$ / $v_{c}$的比率和更明显的团块，即使在相同的高分子气体分数。
2017-07-21 astro-ph.GA
Dust Attenuation in Clumpy, Star-Forming Galaxies at 0.07 < z < 0.14
星系中的尘埃衰减已经被广泛研究，然而，关于遥远星系中的衰减仍然有许多未知数。我们的贡献，这一努力使用的恒星形成星系的观测红移范围z = 0.05-0.15从OOO调查。高度恒星形成的BSO星系与星团有许多相似的属性，恒星形成的星系在高红移。考虑到综合斯隆数字巡天观测，衰减和其他星系属性之间的趋势，C13 O星系是很好地匹配的恒星形成星系在高红移。在V波段，星系的气体衰减为0.2-2.0 mags，恒星E（B-V）与气体E（B-V）的比值为0.78-0.08（在低红移时为0.44）。四个高度恒星形成的H4 O星系在H-alpha用哈勃太空望远镜观测，在Pa-alpha用凯克的积分场光谱观测。后者实现类似的分辨率（~0.8-1千秒差距），我们的HST成像使用自适应光学，提供解决这些星系的气体衰减观测亚千秒差距尺度。我们发现在不同的星系团中，衰减的变化小于1.0等（在H α处），没有高度衰减的恒星形成的证据。V波段的衰减范围为0.3-2.2 mags，与低红移恒星形成星系的衰减一致。衰减的小空间变化表明，这四个星系中的大部分恒星形成活动发生在相对不模糊的区域，因此，恒星形成的特点是我们的H-α观测。
2016-11-17 astro-ph.GA
"Dust Giant": Extended and Clumpy Star-Formation in a Massive Dusty Galaxy at $z=1.38$
通过 NOEMA 与 ALMA 观测一个 z=1.38 星系，修正其气体质量并揭示延展尘埃和团块恒星形成，为 HST 暗星系提供低红移类似物。
2023-05-16 astro-ph.GA
The Dusty Heart of NGC 4151 Revealed by $λ\sim$1-40 $μ$m Reverberation Mapping and Variability: A Challenge to Current Clumpy Torus Models
我们用几十年来J（$\sim1.22μ$ m），H（$\sim1.63μ$ m），K（$\sim2.19μ$ m），L（$\sim3.45μ$ m）和N波段（$\sim10.6μm$）的综合红外反射测绘，加上20- 40 $μ$ m的多次测量，探测了NGC 4151原型1型活动星系核的尘埃环境。在1- 4 $μ$ m处，热尘埃混响信号来自两个不同半径处的不同尘埃群（$\sim$ 0.033 pc和$\sim$ 0.076 pc），温度为$\sim$ 1500- 2500 K和$\sim$ 900- 1000 K，与升华石墨和硅酸盐尘埃颗粒的预期特性一致。碳和硅酸盐颗粒在其升华温度和半径附近的环面红外输出占主导地位，可以解释活动星系核近红外光谱能量分布的一般相似性。在$\sim$ 25年的时间里，由最热尘埃定义的环形内边缘保持在大致相同的半径上，与活动星系核的光学光度无关。由光学/UV活动星系核输出直接加热的热尘埃的辐射以每年$\sim$ 4%的速度逐渐增加，表明可能存在一个正在生长的环面。在$\sim$ 700 K的第三个尘埃成分似乎并不直接参与IR混响行为，其发射可能起源于环核环面深处。我们发现在$\sim10μ$ m处有一个混响信号，推测温暖尘埃的半径为$\sim$ 2.2- 3.1 pc。在20- 40 $μ$ m处缺乏变化性表明远红外辐射来自更广泛的区域。尘埃混响分析揭示的…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. II. Spatial distribution and growth of dust in a clumpy disk
利用FEOSAD程序，以亚au分辨率数值研究了在剧烈引力不稳定和碎裂作用下，星团原行星盘中尘埃的空间分布和增长。对描述薄盘极限中自引力和粘性原行星盘演化的流体动力学方程进行了修改，以包括由两部分组成的尘埃成分：亚微米大小的尘埃和具有可变最大半径的生长尘埃。还考虑了小尘埃向大尘埃的转化、尘埃的生长、尘埃与气体的摩擦以及尘埃的自重。我们发现，磁盘的外观是显着的时间变化与螺旋臂，尘埃环，和团块，不断形成，发展和衰减。因此，总的尘埃-气体质量比是高度不均匀的整个磁盘的范围内，从典型的1：100的值显示出数量级的局部偏差。通过引力破碎形成的引力束缚团块具有明显偏离开普勒自转的速度模式。小的尘埃在团块内部被有效地转化为大的尘埃，最大半径达到几分米。与此同时，长大的尘埃向团块中心漂移，形成一个巨大的致密中心凝聚体（70-100 $M_\oplus$）。我们认为，原行星可能会形成在内部的向内迁移块之前，他们通过潮汐扭矩的作用分散。我们预测在几十个au的轨道距离的原行星的形成与初始质量的气体和尘埃在原行星种子在（0.25-1.6）$M_{\rm Jup}$和（1.0-5.5）$M_\oplus$的限制，分别。然而，原行星中气体和尘埃的最终质量可能要高得多，这是由于周围大量富含金属的盘/包层的吸积。
2019-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A mid-infrared statistical investigation of clumpy torus model predictions
我们提出了新的计算的CAT 3D clujettorus模型，现在包括一个更物理的尘埃升华模型以及AGN各向异性发射。这些新模型允许石墨颗粒在高于硅酸盐粉尘升华温度的温度下持续存在。这会产生更强的近红外发射和更蓝的中红外（MIR）光谱斜率。我们做了一个统计比较的CAT 3D模型MIR预测与汇编的52个附近的塞弗特星系（中位数距离为36 Mpc）和10个类星体的亚弧秒分辨率地面MIR光谱。我们专注于活动星系核MIR光谱指数$α_{MIR}$和强度的9.7 $μ$ m硅酸盐功能$S_{Sil}$。与其他星团模型一样，新的CAT 3D模型不能再现具有深硅酸盐吸收（$S_{Sil}<-1$）的塞弗特星系。排除这些因素后，我们得出结论：新的CAT 3D模型与观测到的Seyfert星系和类星体的$α_{MIR}$和$S_{Sil}$符合得更好。我们发现，Seyfert 2的再生模型具有低的光子逃逸概率，而类星体和Seyfert 1-1.5一般需要模型具有较高的光子逃逸概率。类星体和塞弗特1-1.5倾向于显示出比塞弗特2更陡峭的径向云分布和更少的沿赤道视线的云。除了更多的物理尘埃升华模型之外，引入活动星系核各向异性发射简化了需要反演径向云分布的问题（即，更多的云朝向环面的外部）来解释2型塞弗茨的MIR光谱指数。
2017-06-23 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
Clumpy tori illuminated by the anisotropic radiation of accretion discs in active galactic nuclei
在本文中，我们试图解释观测到的热尘埃覆盖因子（CF）与活动星系核（AGN）性质之间的相关性，例如，热光度（$L_{\rm{bol}}$）和黑洞质量（$M_{\rm{BH}}$）。结合尘埃在环面中的可能分布、吸积盘辐射的角度依赖性以及环面的临界角与爱丁顿比之间的关系，我们研究了八种可能的模型。我们用这些模型来拟合观测到的CF，以确定它们的参数。因此，cluptocorus模型通常可以解释观察到的相关性的环面，而光滑的模型不能产生所需的CF。然而，即使对于最佳拟合模型，即由活动星系核中吸积盘的各向异性辐射照射的团簇环的组合，仍然存在显著的散射。虽然观察到的一些散射是由于测量$L_{\rm{bol}}$和$M_{\rm{BH}}$的不确定性，但在更现实的模型中需要其他因素。本文所研究的模型不一定是圆环面的物理模型。然而，在这个过程中，合理的假设选择应该有助于建立物理模型的环面。
2015-11-23 astro-ph.GA
On the nature of diffuse ionized gas in galaxies -- I The contribution of dust scattering to diffuse line emission
在这项工作中，我们调查的贡献，尘埃散射的弥漫H-α发射在附近的星系中观察到的。作为初始条件的HII区域，气体和尘埃的空间分布，我们采取三个银河系一样的星系从国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，实现不同的处方恒星形成，反馈和化学富集。辐射转移已经解决了后验，使用公开可用的蒙特卡罗代码日出，考虑灰尘的吸收和散射的H-α光子，专门来自HII地区。在我们的模型中，没有明确或隐含地包括来自扩散电离气体（DIG）组分中的重组的贡献。我们的主要结果是，由散射光产生的通量是直接来自HII区域的H-α通量的1- 2%。根据以前的研究，我们得出结论，DIG贡献不到50%的总H-α发射。
2016-02-26 astro-ph.GA
On the origins of the diffuse H-alpha emission: Ionized gas or dust-scattered H-alpha halos?
已知在明亮的H II区之外的漫射H-α发射不仅非常扩展，而且可以出现在远离H II区的不同的斑块或细丝中，并且在远离明亮的H II区的地方观察到的[S II] 6716/H-α和[N II] 6583/H-α的线比率通常高于H II区中的线比率。这些观测结果被认为是对弥漫性H-α发射（包括其他光学线）的尘埃散射起源的证据，并且在对弥漫性H-α发射的研究中忽略了尘埃散射的影响。在本文中，我们重新审视反对尘埃散射的论点，并发现尘埃散射起源的弥漫H-α发射不能排除。与先前的争论相反，预期的尘埃散射H-α晕围绕H II区域，事实上，与观察到的H-α形态非常一致。通过改变元素丰度、电离恒星类型和星际介质的聚集度，我们计算了一组广泛的光电离模型，发现在弥漫的星际介质中观测到的[S II]/H-α、[N II]/H-α和He I 5876/H-α的谱线比值与H II区域周围的尘埃散射晕一致，H II区域是由O型和/或B型恒星光电离的。我们还表明，H-α吸收功能的基础连续从尘埃散射星光（“弥漫银河光”）和未解决的恒星是能够大大增加的[S II]/H-α和[N II]/H-α线的比率在弥漫ISM。
2012-08-28 astro-ph.GA
Modelling the diffuse dust emission around Orion
利用AKARI空间望远镜的银河演化探测器（GALEX）的远紫外（FUV）和红外观测数据，研究了M42周围的散射辐射。FUV漫射辐射的主要来源是四边形恒星的星光被星云前面的尘埃散射。我们最初比较漫FUV与远红外（FIR）的意见在相同的位置。的FUV-IR相关性使我们能够确定这种排放的灰尘的类型。然后，我们使用现有的模型来研究猎户座中的FUV尘埃散射，以检查它是否可以扩展到远离中心10度半径的区域。我们得到了一个α = 0.7的散射相函数不对称因子，g = 0.6作为我们的尘埃位置在中央猎户座区域的不同侧面的中值。我们发现一个统一的值的光学参数在我们的样本的位置与灰尘的属性显着不同的中心的星云。
2018-02-28 astro-ph.GA
Compact dusty clouds and efficient H$_2$ formation in diffuse ISM
Tsytovich等人（2014年）最近提出并研究了弥散星际介质（ISM）中致密尘埃云的形成。在本文中，云的H $\to$ H $_2$转变的速度在ISM的影响进行了检查。我们讨论的机制，导致云的形成和周围的气体团块的创建，分析的主要过程确定的效率的重组原子氢尘埃颗粒，并估计预期的增强全球H $_2$形成由于云的存在。总之，我们认为，致密的尘埃云提供了最佳的条件，在弥漫ISM的原子复合，并指出了一些天体物理的影响所产生的H $_2$形成增强。
2018-05-25 astro-ph.GA
Dust models post-Planck: constraining the far-infrared opacity of dust in the diffuse interstellar medium
我们比较了几种尘埃模型在再现弥散星际介质（ISM）中每单位消光的尘埃光谱能量分布（SED）方面的性能。我们使用我们的研究结果来约束扩散ISM中的大晶粒的光学性质的变化，如普朗克合作出版的。我们使用两种不同的技术来比较预测的尘埃模型的数据从普朗克HFI，IRAS和SDSS调查。首先，我们拟合远红外发射光谱，恢复尘埃消光和星际辐射场（ISRF）的强度。其次，我们从尘埃每单位消光的总发射功率推断ISRF强度，进而预测发射光谱。在这两种情况下，我们测试的模型，再现尘埃排放和灭绝的能力在同一时间。我们确定了两个问题。并不是所有的模型都能再现每单位消光的平均尘埃排放量：模型之间的差异高达一个因子$\sim2$，模型和观测之间的最佳一致性是通过最近的硅酸盐和无定形碳的实验室数据获得的更多的发射颗粒获得的。所有的模型都无法再现的变化，每单位消光的排放量，如果唯一的可变参数是ISRF强度：这证实了灰尘的光学性质确实是可变的扩散ISM。漫ISM观测结果与ISRF强度和尘埃光学特性变化的情况一致。远红外不透明度与$V$带消光截面的比率呈现$\sim20\%$数量级的变化（在极端情况下为$40-50\%$），而ISRF强度变化为$\sim30\%$（在极端情况下为$\sim60\%$）。这一点必须在今后的建模中加以考虑。
2015-06-23 astro-ph.GA
Dusting off the diffuse interstellar bands: DIBs and dust in extragalactic SDSS spectra
利用超过150万的河外光谱，我们研究了银河系中神秘的弥漫星际带（DIBs）的性质。这些数据为我们提供了一个前所未有的高银河系纬度和低尘埃柱密度的天空样本。我们提出了我们的方法，研究8个DIBs的等效宽度与尘埃消光和一些原子种类的相关性，以及四个DIBs - 5780.6A，5797.1A，6204.3A和6613.6A -在近15000平方度的分布。如前所述，DIBs的强度与灭绝相关，因此不可避免地相互关联。然而，我们表明，DIBs甚至可以存在于无尘区域。此外，我们发现，DIBs与灰尘的相关性在天空中变化显着。相对于灰尘的预期，DIB密度不足或过高，通常分布在数百平方度。这些补丁是不同的四个DIB，表明他们不太可能来自同一个载体，如前所述。
2014-12-01 astro-ph.GA
Formation, distribution, and IR emission of dust in the clumpy ejecta of Type II-P core-collapse supernovae, in isotropic and anisotropic scenarios
在探索核心坍缩超新星喷出物中形成的尘埃的特征时，发现观测估计和理论预测之间存在很大差异。我们重新审视了在爆炸后的第一个3000天，在典型的超新星喷出物的尘埃生产的情况下，与不断变化的物理条件和团块的分布有了更好的了解。确定了喷出物中尘埃的一般不均匀分布，并据此计算了相关的不透明度和通量。新兴的流量对视角的依赖性估计为各向异性，椭球体的几何形状的喷出物，模仿SN 1987 A。我们模型的He-核心从中心到其外缘为450分层，cloudly，环形壳，唯一确定其独特的速度，其特征在于其丰度，密度，气体和尘埃温度的变化。我们发现，尘埃的形成开始于爆炸后的第450天至第550天，并持续到大约2800天，尽管前1600天是最多产的。尘埃总质量从500天的10^-5兆太阳质量发展到800天的10^-3兆太阳质量，最后在0.06兆太阳质量时达到饱和。富氧尘埃（硅酸盐、氧化铝）的质量在任何时候都占主导地位，富碳尘埃（无定形碳、碳化硅）的质量在爆炸后2000天之后才形成碳尘埃。我们发现，不透明度是最大的800和1600天之间，和富O尘埃物种的特征光谱特征被抑制在那些时候。沿着椭球体喷出物最小轴出现的通量被发现是最模糊的，而与该轴成16至21度的视角似乎与SN 1987 A在第615天和第775天的通量最一致。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The galaxies' energy balance problem solved
Jeremiah Horrocks Institute, University of Lancashire（兰开斯特大学杰里米·霍罗克斯研究所）；Max Planck Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）
本研究通过将星际介质的团块状结构纳入辐射转移模型，构建伪尘埃颗粒的亚网格方法，首次使侧视星系NGC 891实现良好能量平衡，且7个不同倾角星系的尘埃不透明度降低，B波段最大面光学深度下降1.3至2.8倍。
2026-08-17 astro-ph.GA
Formation of dust filaments in the diffuse envelopes of molecular clouds
理解恒星形成过程的途径始于对分子云形成的研究。这些云的外围的特点是低柱密度，允许紫外线辐射穿透，导致不可忽略的电离分数和与气体混合的小尘埃颗粒的充电;这种扩散阶段然后耦合到环境磁场。尽管一般假设尘埃和气体是紧密相关的，但一些观测和理论研究报告了弥漫和冷云的尘埃与气体比率的变化。在这项工作中，我们提出了一个新的带电粒子模块分析分子云信封中的尘埃动力学的实施。我们研究了一个单一的人口的小带电颗粒（0.05 $μ$ m）的湍流，磁化分子云信封使用这个模块的演变。我们发现，在尘埃与气体的比例的变化出现由于耦合的晶粒与磁场，形成细长的尘埃结构从气体解耦。这强调了在模拟星际介质的不同阶段时考虑带电尘埃动力学的重要性，特别是对于恒星形成的研究。
2020-11-24 astro-ph.GA
Models of Diffuse Hα in the Interstellar Medium: The Relative Contributions from In Situ Ionisation and Dust Scattering
利用光电离和尘埃散射的三维蒙特卡罗辐射传输模型，我们探讨了在银河系和其他星系的星际介质中观察到的广泛扩散的H $α$发射的不同组成部分。我们调查的相对贡献的H $α$从电离气体和H $α$，起源于H{ \sc ii}地区附近的银河系中平面和散射的弥漫星际介质的高海拔尘埃的复合发射。对于辐射传输模拟，我们考虑两种几何形状的星际介质：一个三维分形几何，再现了银河系中的氢推断的平均密度结构，和密度结构从磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质。虽然一些视线接近H{ \sc ii}区域可以由散射光占主导地位，但总体而言，我们发现在我们的模拟中，总H $α$强度的不到$\sim 20\%$可以归因于尘埃散射。我们的研究结果的散射H $α$的相对贡献是一致的，与以前的观测和理论分析。我们还调查了尘埃散射和原位电离的高密度尘埃云的扩散气体的相对贡献。在这些部分电离云中的尘埃散射对H $α$的总强度贡献了$\sim 40\%$。
2014-11-21 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 3. Changes in Dust Properties
我们研究了17个孤立的，弥漫的云与质量的顺序太阳质量的红外发射，以测试的假设，粮食性质的变化导致明显低的气体尘埃比，已被测量在这些云。云的地图是由WISE数据构建的，并直接与普朗克的尘埃光学厚度地图进行比较。中红外辐射每单位尘埃光学厚度有一个显着的趋势，在较高的光学深度值较低。这种趋势可以用云中星光的消光来定量解释。与普朗克追踪的大颗粒相比，WISE追踪的PAH和非常小的颗粒的相对量是恒定的。对于具有较大尘埃光学厚度的云，大颗粒的温度显着降低;这种趋势部分是由于尘埃性质的变化，但主要是由于星光的消光。我们更新了对分子氢柱密度的预测，考虑到尘埃性质的变化，并发现它可以解释观测到的尘埃光学厚度每单位气体柱密度。因此，云层中气体与尘埃的比率很可能是由于“暗气体”即分子氢造成的。
2018-08-09 astro-ph.GA
NIHAO XIII: Clumpy discs or clumpy light in high redshift galaxies?
许多在红移范围3到0.5的大质量恒星形成盘星系被观测到具有星团形态，显示出大小为$\sim$ 1 kpc的巨大团块，质量约为$10^7M_{\odot}$到$10^{10} M_{\odot}$。这些巨大团块的性质和命运仍在争论中。在这项工作中，我们使用了19个高分辨率的模拟从NIHAO样本的盘星系的高红移星系研究的形成和发展的磁盘中的团块。我们利用辐射转移程序GRASIL-3D模拟HST-CANDELS观测数据，首次对观测到的星团比例及其随红移的演化进行了定量的模拟比较。我们发现一个很好的协议之间观察到的clusifraction和NIHAO星系之一。我们发现，尘埃衰减可以抑制本质上明亮的团块，并提高不发光的。在我们的星系样本中，我们只在年轻恒星的光（u波段）中发现了团块，但在恒星质量表面密度图中没有发现。这意味着NIHAO样本并没有显示出clusified恒星盘，而是来自clusified恒星形成事件的clusified光分布。在NIHAO样本中发现的团块与观测到的年龄/颜色梯度相匹配，作为距离星系中心的函数，但它们没有向内迁移的迹象。在我们的模拟中，团块在大约一百万年的时间尺度上分散，它们对凸起生长的贡献可以忽略不计。
2017-04-04 astro-ph.GA
Dust in the diffuse emission of the galactic plane - The Herschel/Spitzer SED fitting
银河平面的第一张Herschel Hi-Gal图像以前所未有的角分辨率和灵敏度揭示了星际介质的远红外漫发射。本文结合Spitzer Glimpse & Mipsgal的数据对这些数据进行了初步分析。我们选择了1 ~59 μ l，μ { \circ } Hi-Gal科学演示阶段场的相对漫射和低激发区域，以使用DustEM灰尘排放模型对8至500微米SED进行逐像素拟合。我们从模型中推导出了非常小颗粒（VSG）和PAH丰度的地图。我们的分析使我们能够说明，芳香族红外波段（AIB）的强度不一定跟踪PAH丰度，而是产品的“丰度x柱密度x强度的激发辐射场”。我们发现，PACS 70微米图的空间结构类似于较短波长（例如IRAC 8微米）图，因为它们跟踪激发辐射场的强度和柱密度。我们还表明，模拟的VSG贡献PACS 70微米（PACS 160微米）带强度可以高达50%（7%）。在这些波长的漫发射光谱的解释必须考虑到随机加热的粒子。最后，这项初步研究强调了分析的潜力，充分的灰尘SED采样的赫歇尔和斯皮策数据，与物理灰尘模型（DustEM），以达到同时在大，小尺度的灰尘的属性。
2010-10-13 astro-ph.GA
Modeling optical and UV polarization of AGNs III. From uniform-density to clumpy regions
越来越多的证据表明，活动星系核（AGN）的部分（如果不是全部的话）散射区是星团。因此。本文对具有不同分布的云团散射介质的活动星系核后处理区，在光学/紫外波段上进行了辐射转移模型计算。我们使用本系列的前两篇论文中提出的蒙特卡罗程序STOKES的最新版本来模拟AGN后处理区域的形态复杂性。我们用多达数千个恒定密度的团块取代了以前密度均匀的介质。我们耦合一个连续源破碎的赤道散射区，极外流，和环形，模糊的尘埃区域，并调查了广泛的几何形状。我们还考虑了不同程度的碎片在每个散射区域的活动星系核的净极化的碎片的重要性进行评估。我们发现，与均匀密度模型相比，赤道分布的气体和尘埃云的结果在灰色的光谱，并显示在所有视线的净偏振百分比的减少。所得到的偏振位置角取决于cloudical结构的形态，扩展环面有利于平行偏振，而紧凑环面产生正交偏振位置角。在极散射区的情况下，碎裂增加了净极化，除非云填充因子很小。一套完整的活动星系核模型，从个人，破碎的地区进行了调查。我们的模拟表明，碎片尘埃环面的引入显着改变了AGN的净极化。我们的模型的极化观测大AGN样本的比较，大大有利于几何紧凑cluerectori扩展的。
2015-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The GALEX Ultraviolet Virgo Cluster Survey (GUViCS) VIII. Diffuse dust in the Virgo intra-cluster space
我们提出了第一次检测扩散尘埃的室女星系团内的团内介质的$\sim$ 0.4维里半径，并研究其性质的径向变化的径向尺度上的维里半径。分析近紫外$i$颜色的样本$\sim12000$背景星系的红移$0.02 < z < 0.8$，我们发现显着的颜色变红，并将其与$E(B-V)$值的变化。$E(B-V)$平均剖面显示了一个尘埃成分，其特征是平均变红的$E(B-V)\sim0.042 \pm 0.004$ mag在距星团中心1.5度（$\sim0.3\, r_{vir}$）以内。假设一个大麦哲伦云消光定律，我们推导出一个平均的视觉消光$A_{V} = 0.14\pm 0.01$的总尘埃质量，$M_{d} = 2.5\pm0.2\times10^{9}M_{\odot}$，因此尘埃与气体的质量比$M_{d}/M_{g} = 3.0\pm 0.3 \times 10^{-4}$。根据$Herschel$数据得到的通量密度$\mathrm{I_{250μm} = 0.1\, MJy sr^{-1}} $的上限值，我们估计了$T_{d} \sim 10\, K$尘埃温度的上限值。然而，类似的密度可以在更高的温度和更低的发射率下获得。室女星系团在其内部介质中有弥漫的尘埃，其特征是与银河系尘埃不同的物理性质。室女座的弥散尘埃通过类似的现象（剥离）被输送到星团空间，就像那些建立光学星团内光一样，它构成了…
2020-01-15 astro-ph.GA
Dust evolution in the transition towards the denser ISM: impact on dust temperature, opacity, and spectral index
观察到的尘埃发射和灭绝的变化表明，在从弥漫的星际介质（ISM）到更致密的分子云的过渡过程中，颗粒性质发生了系统的演变。在尘埃光谱能量分布（SED）的差异，观察到从弥漫ISM到密集的地区，即在长波长的光谱指数增加，在FIR不透明度的增加，和温度的降低，通常被认为是在尘埃性质的变化的结果。我们调查，如果进化过程，如凝聚和吸积，能够改变尘埃颗粒的性质的方式是一致的观察。我们使用的核心地幔颗粒模型来描述弥漫ISM型晶粒，并使用DDA，我们计算如何吸积地幔和凝聚成聚集体改变晶粒的光学性质。我们用DustEM和辐射转移程序CRT计算了沙尘的SED和消光。我们发现，脂肪族碳地幔扩散ISM型尘埃的吸积导致FIR不透明度增加约2倍，FIR/submm光谱指数从1.5增加到1.8，温度降低约2 K。我们还表明，这些颗粒凝聚成聚集体进一步降低温度由3 K，并增加光谱指数的值为$\sim$ 2。与弥漫的ISM尘埃相比，这些聚集体（具有额外的冰幔）的FIR不透明度增加了3（7）倍。尘埃演化的ISM导致凝聚和吸积，导致显着的变化，在光学性质的颗粒，可以解释所观察到的变化，在尘埃SED的过渡，从弥漫的ISM到密集的地区。
2015-06-04 astro-ph.GA
Diffuse UV Background: GALEX Results
一个明亮的紫外线GALEX图像在一个密集的高银河纬度星际尘埃云的方向进行检查，以测试（和拒绝）的想法，一个明亮的河外紫外线背景辐射场的存在。GALEX“深度成像巡天”拍摄的第二个高纬度地区（几乎完全没有尘埃的地区）的图像显示了类似的明亮背景，显然，这不可能是由于星际尘埃散射的星光造成的。我推测，背景是由于暗物质粒子与星际气体/尘埃核子相互作用。
2009-06-16 astro-ph.GA
Extended ionised and clumpy gas in a normal galaxy at z=7.1 revealed by ALMA
我们提出了新的ALMA观测的[OIII]88 $μ$ m线和高角分辨率观测的[CII]158 $μ$ m线在一个正常的恒星形成星系在z $=$ 7.1。先前对这个星系的[CII]观测已经检测到[CII]发射与Ly $α$红移一致，但相对于光学（UV静止帧）发射在空间上略有偏移。新的[CII]观测结果表明，[CII]发射在大于1 kpc的尺度上部分是聚集的，部分是弥散的。[OIII]发射也以高显著性被检测到，相对于光学对应物在与[CII]团块相同的方向上偏移，但大多不与[CII]发射的主体重叠。不同的发射成分（光学/紫外和不同的远红外示踪剂）之间的偏移量类似于在高红移下更强大的恒星爆发中观察到的情况。我们发现，[OIII]发射团不能解释的扩散气体激发的紫外线辐射发射的光学星系，但它需要激发原位（轻微的尘埃遮蔽）恒星形成，在约7 M $_{\odot}$ /年的速度。在距离光学星系20千秒差距的范围内，ALMA的数据揭示了另外两个[OIII]发射系统，它们必须是恒星形成的同伴。我们讨论了ALMA在z $\sim$ 7.1星系中揭示的复杂性质与最近的模型和宇宙学模拟的预期是一致的，其中差异尘埃消光，差异激发和不同的金属富集水平，与不同的子系统组装一个星系，负责不同的外观时，观察到不同的示踪剂的系统。
2017-05-05 astro-ph.GA
Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium
在寒冷的宇宙环境中，冰是从硅酸盐尘埃中物理分离出来的，还是与单独的硅酸盐部分混合在一起，这一点还不得而知。然而，不同的晶粒模型给出了非常不同的晶粒组成和温度。本研究的目的是比较实验室硅酸盐颗粒/水冰混合物的中红外光谱与天文观测，以评估星际和星周环境中存在的尘埃/冰混合物。实验室的数据可以解释观测假设合理的质量平均温度的原恒星信封和原行星盘表明，相当大一部分的水冰可能与硅酸盐颗粒混合。基于实验室数据和红外观测的结合，我们提供了在弥漫的星际介质中存在固态水的证据。我们的研究结果对未来试图调查宇宙尘埃颗粒类似物的实验室研究以及未来试图确定不同天体物理环境中颗粒的结构，成分和温度的观测具有影响。
2020-08-25 astro-ph.GA
Dark dust II: Properties in the general field of the diffuse ISM
通过考虑大颗粒的消光效应，从光谱学或视差得到的距离估计已经统一起来。在弥漫的星际介质模型中加入这样一种被称为暗尘的物质，是对当代一组观测约束条件进行测试的。暗尘埃模型解释，尊重代表性的固相元素丰度，同时典型的波长依赖性变红，消光，和远紫外线和毫米波长之间的星际尘埃粒子的偏振光和非偏振光的发射。导出了暗尘的物理性质。暗尘由微米大小的颗粒组成，最近在现场检测到。它提供了从远紫外到近红外的显著的波长无关的变红。被暗尘埃吸收的光在尘埃温度为8- 12 K时被尘埃颗粒在亚毫米区域重新发射。这种非常冷的尘埃经常在外部星系中观察到。深色尘埃对偏振的贡献大于约1 mm至约35%，并在较短的波长边缘。研究了硅酸盐类尘的光学常数。通过将3质量%的Mg $_{0.8}$ Fe $^{2+}_{0.2}$ SiO $_3$与MgO $-$ 0.5 SiO $_2$混合，得到与数据的良好拟合，其仍然可以容纳高达5 - 10%的黑色尘埃质量。在讨论SN~Ia的光变曲线和其他研究中，暗尘埃对光的额外调暗是未被探索的。以前的模型忽略了暗尘埃，没有考虑到距离尺度的统一。
2022-11-18 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 2. Search for Cold Gas
星际云的内容，特别是弥漫分子气体的存量，仍然不确定。我们确定了一个孤立的云样本，大小约为100个太阳质量，并使用尘埃含量来估计气体的总量。在论文1中，总的推断气体含量被发现显着大于原子氢的21厘米发射测量中看到的。在本文中，我们测试的假设，即明显过剩的“暗”气体是冷原子氢，这将是明显的吸收，但不是在发射线饱和。结果表明，没有足够的21厘米吸收到云来解释“暗”气体的总量。
2017-07-24 astro-ph.GA
Clumpy dust rings around non-accreting young stars
我们调查四个年轻的，但非吸积，非常低的质量恒星在猎户座，这表明不规则的日食的星周尘埃。日食不是周期性的，深度可变，缺乏平坦的底部，它们的持续时间与日食之间的典型时间尺度相当。变暗与变红有关，这与尘埃消光一致。综合起来，这意味着这四颗恒星周围存在着环，半径从0.01到40 AU不等，由光学上薄的尘埃云组成。恒星还显示出红外过剩，表明存在着演化的星周盘，其数量级比日食所需的物质多。然而，光环需要覆盖大约20度的张开角，才能解释这些变星在同一地区的同时代人口中有多普遍，这比典型的圆盘更延伸。因此，我们认为环可能不是盘的一部分，而是具有更大尺度高度的独立结构。为了维持多年，环需要补充来自圆盘的尘埃或引力束缚到物体上（例如，行星或微行星）。这四颗恒星属于后金牛座T型恒星中不断增长和多样化的一类，它们的光变曲线会出现凹陷或日食。尘埃环的尺度高度超过了盘的尺度高度，这可能是恒星年龄在500万年到1000万年之间，从吸积盘过渡到碎片盘的一种常见现象。这些结构可能是由迁移的行星造成的，也可能是年轻行星系统存在的标志。
2019-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Dust Population in Cold Diffuse Clouds
冷扩散云（CDCs）是致密分子云的母体，其形成和演化不仅影响恒星形成过程，而且影响大尺度星系演化。我们已经开始了一个CDC的灰尘含量的试点研究，量化不同类型的灰尘的丰度和这些分子气体的相对丰度，云的物理性质，其一般发展阶段的目标。使用测光从AKARI和其他调查，我们已经提取了一个样本的光谱能量分布（SED）的CDC尘埃热辐射在近红外到亚毫米范围。提取的SED与文献中的其他SED非常相似，证实了我们沿着视线将云排放与其他来源隔离开来。我们计划在云中的每个位置用尘埃模型拟合这个SED，自动化我们的程序来绘制这个CDC和其他人的结构。
2017-12-05 astro-ph.GA
The Processing of the Clumpy Molecular Gas in the Galactic Center and the Star-Formation
本文介绍了在银心中心~20 pc区域用绿岸100米望远镜（GBT）对CS 1-0进行的测绘观测，以及用亚毫米波阵列（SMA）对0.86mm尘埃连续辐射和几种温暖致密气体示踪物进行的157点镶嵌观测。前所未有的大视野和高角分辨率的SMA尘埃图像允许识别丰富的0.1-0.2 pc规模的致密气体团。我们发现，在银河系中心，I类甲醇脉泽与致密气体团有很好的关联。然而，在~0.1 pc尺度下，这些致密气体团簇仍然具有极大的线宽（FWHM~10-20 km/s）。简单的计算表明，已识别的团块可能是加压气体库，为1-10颗太阳质量的恒星的形成提供了燃料。这些气体团可能是ALMA解决银河系中心大质量恒星形成的最有希望的候选者。
2014-02-07 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
Dust variations in the diffuse interstellar medium: constraints on Milky Way dust from Planck-HFI observations
Planck-HFI全天巡天（353 ~ 857 GHz）和100 μ m红外天文台（IRAS）的观测结果表明，在银河系高纬（1 e19 <NH<2.5e20 H/cm ~ 2）的弥漫ISM中，尘埃的性质是变化的。我们的目的是解释这些变化与ISM属性和晶粒演化的变化。我们的出发点是最新的核幔尘埃模型。它由小的富芳烃碳颗粒、具有富芳烃核和富芳烃地幔的较大的无定形碳颗粒以及具有富芳烃碳地幔覆盖的Fe/FeS纳米包裹体的无定形硅酸盐组成。我们探讨是否在辐射场的变化或在扩散ISM中的气体密度分布可以解释的意见。尘埃的性质也各不相同的地幔厚度，Fe/FeS包裹体，碳丰度和粒度分布。辐射场强度和气体密度分布的变化不能解释所观察到的变化，但比标准ISRF更硬的辐射场可能参与产生其中的一部分。我们进一步表明，在晶粒地幔厚度的变化，再加上粒度分布的变化，可以重现大部分的意见。我们对硅酸盐的地幔厚度提出了限制（~10- 15 nm），发现碳颗粒需要富芳烃的地幔（至少5-7.5nm厚）。我们还发现，颗粒中碳丰度的变化可以解释部分观察到的变化。最后，我们表明，不同的组合物的Fe/FeS夹杂物中的硅酸盐不能解释的变化。在尘埃性质的小的变化，我们能够解释普朗克-HFI在弥漫ISM中观察到的尘埃排放的变化。我们还发现，我们认为几乎完美匹配的反相关和散射在所观察到的β-T关系的尘埃属性的小的现实的变化。
2015-03-30 astro-ph.GA
A first taste of MEAD (Measuring Extinction and Abundances of Dust) -- I. Diffuse Milky Way interstellar dust extinction features in JWST infrared spectra
本文基于JWST光谱首次发现9条弥漫银河系视线中10 μm硅酸盐特征与尘埃中Mg、Fe、O柱密度强相关，测定了硅酸盐化学计量比，并初步探测到碳氢化合物与水冰特征。
2024-12-18 astro-ph.GA
RIOJA. A Clumpy Galaxy Assembly at Redshift 6.81 Revealed by JWST
Waseda University（早稻田大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Kyoto University（京都大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), UT Institute for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学宇宙起源研究核心（WPI）/ 基础宇宙物理学宇宙论前沿中心）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Chiba University（千叶大学）；Space Telescope Science Institute (STScI)（太空望远镜科学研究所）；Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）
RIOJA研究通过JWST揭示红移6.81处的星系组装，发现多个团块可能由合并事件引发恒星形成
2025-12-17 astro-ph.GA
Using machine learning to classify the diffuse interstellar bands
利用超过150万条河外光谱，我们研究了银河系中弥散星际带（DIBs）的相关性。我们测量了142个DIB的DIB强度和尘埃消光之间的相关性，使用24个叠加光谱，在红化范围E（B-V）< 0.2，比以前研究的更多的线。大多数DIB与尘埃灭绝无关。然而，我们发现10弱，几乎没有研究的DIBs的相关性高于0.7与尘埃灭绝，并确认额外的5强DIBs的高相关性。此外，我们还发现了一对DIB，5925.9A和5927.5A，它们与尘埃消光呈显著的负相关，表明它们的载流子可能在尘埃上耗尽。我们使用机器学习算法将DIB划分为基于250个堆叠光谱的光谱族。通过消除灰尘的依赖性，我们研究了DIBs如何遵循当地的环境。我们得到了6组弱DIBs，其中4组与C2或CN吸收线紧密相关。
2015-05-02 astro-ph.GA
Radiative equilibrium estimates of dust temperature and mass in high-redshift galaxies
估计高PDMATHAMM星系中尘埃的温度和质量对于讨论早期宇宙中尘埃的起源至关重要。然而，这受到红外光谱能量分布的有限采样的影响。在这里，我们提出了一个算法推导出的温度和质量的尘埃在星系中，假设尘埃是在辐射平衡。我们制定了三种几何形状的算法：薄球壳，均匀的球，和cluquitous球。我们还讨论了尘埃在紫外和红外波段的质量吸收系数的影响，分别为$κ_{\rm UV}$和$κ_{\rm IR}$。作为一个例子，我们应用该算法的一个正常的，尘埃恒星形成星系在$z=7.5$，A1689 zD 1，其中三个数据点的尘埃连续。用$κ_{\rm UV}=5.0\times10^4$ cm $^2$ g $^{-1}$和$κ_{\rm IR}=30(λ/100μm)^{-β}$ cm $^2$ g $^{-1}$ with $β=2.0$，我们得到了所考虑的三种几何结构的尘埃温度为38- 70 K和质量为$10^{6.5-7.3}$ M $_\odot$.我们得到类似的温度和质量，从一个单一的数据点在尘埃连续，这表明有用的算法的高$z$星系有限的红外观测。在团块球的情况下，温度变得等于通常的修改黑体拟合的温度，因为描述团块的附加参数起调节器的作用。最佳拟合的团块参数是$ξ_{\rm cl}=0.1$，如果团块大小为$\sim10$ pc，则对应于这个高$z$星系中团块体积填充因子的$\sim10…
2020-04-27 astro-ph.GA
Dust masses, compositions, and luminosities in the nuclear disks and the diffuse circumnuclear medium of Arp220
我们提出了一个分析的4-2600 $μ$ m的光谱能量分布（SED）的西部和东部的核和漫红外（IR）区域的合并驱动的星暴Arp 220。我们研究了几种可能的来源形态和尘埃温度分布使用硅酸盐和碳质颗粒的混合物。从适合的SED，我们得到尘埃质量，温度，光度和尘埃推断的气体质量。我们发现，西部和东部的核是由中央源深深笼罩在$\sim 10^{26}$厘米$^{-2}$柱密度的氢指数密度分布，并在西部和东部的核光学厚出波长的$\sim 1900$和$\sim 770$ $μ$米，分别。从我们的分析中无法确定中心来源的性质。我们推导出恒星形成率或黑洞质量需要电源的红外发射，并表明，[C II] 158 $μ$ m线不能被用作示踪剂的恒星形成率在严重遮蔽的系统。尘埃推断的气体质量大于从CO观测中推断的气体质量，这表明尘埃与H的质量比更大，或者存在无法从CO观测中推断的隐藏原子H。每单位质量的核光度是$\sim 450$，以太阳为单位，小于光学厚的恒星形成区的$\sim 1000 - 3000$的爱丁顿极限，这表明观测到的气体外流主要是由恒星风和超新星冲击波驱动的，而不是尘埃上的辐射压力。
2020-08-10 astro-ph.GA
Investigating the sensitivity of observed spectral energy distributions to clumpy torus properties in Seyfert galaxies
我们目前的核光谱能量分布（SED）从1到18微米的一个小样本附近，几乎面对和未受干扰的塞弗特星系没有突出的核尘埃带。这些核SED探测星系的平均中心约35 pc，包括光度和光谱红外（IR）数据。我们使用这些SED，cluaptorus模型Nenkova等人。和贝叶斯方法来研究不同的红外波长的环面参数的敏感性。我们发现，高角分辨率8-13微米的光谱学单独可靠地约束的团块的数量和它们的光学深度（N 0和τ_V）。另一方面，我们需要结合中红外和近红外亚弧秒分辨率测光来约束环面宽度和倾斜度，以及云的径向分布（sigma，i和q）。对于平坦的径向轮廓（q= 0，1），除了近红外测光外，当N波段光谱可用时，可以将中红外辐射尘埃的范围限制在环面（Y）内。最后，通过拟合不同的组合的平均和个人的Seyfert 1和Seyfert 2的数据，我们发现，在一般情况下，未受干扰的，几乎面对没有突出的核尘埃带的Seyfert，可靠地约束所有的环面参数所需的最小数据组合是J+K+ M-波段测光+N-波段光谱。
2014-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated vs. observed UV emission at high redshift: a hint for a clumpy ISM?
我们讨论了来自MareNostrum High-z宇宙的5< z < 7之间的静止帧UV发射，这是一个用超过20亿个粒子完成的SPH模拟。星系形成的宇宙学模拟通常高估了在高红移的紫外重构框架光度函数，无论是在亮端还是暗端。在这封信中，我们探讨了一个尘埃衰减模型，其中一个更大的消光适用于恒星人口年轻于给定的年龄，模仿的效果，clusified星际介质。我们表明，这种情况下，适合合理的紫外线光度函数和紫外线连续斜率来自观测。该模型假设一个大的遮蔽的恒星年龄小于25万年的气体云，他们应该嵌入在他们的形成时间。我们发现，在这些云的光学深度应该是30和100倍之间大于均匀的星际介质的部分的平均光学深度。这些值比在本地星系中估计的大一个数量级。因此，我们的结论是，如果我们考虑一个尘埃消光模型的基础上的cloudite环境在高红移的假设，LambdaCDM预测的高Z紫外线发射可以容纳目前的观测。
2009-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chaotic and Clumpy Galaxy Formation in an Extremely Massive Reionization-Era Halo
z=6.900的SPT 0311 -58系统是再电离时期内的一个极其巨大的结构，并提供了一个了解原始密度场极端峰值中星系形成的机会。我们提出了70 mas阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测的尘埃连续体和CII 158 μ m发射的中央对星系，并达到物理分辨率~100- 350 pc，其中最详细的意见，任何再电离时代的系统日期。观测结果将源解析为至少12个千秒差距大小的团块。星系内的整体运动学和高湍流速度色散与最近声称的在z~4处仅8亿年后的一些尘埃星系中动态冷薄盘运动学形成了鲜明的对比。我们推测，引力相互作用和来自大质量母盘的碎片可能在系统的整体动力学和团块形成中发挥了作用。每个星系团的质量与其他在静止紫外/光学深场巡天中发现的6<z<8星系相当，但恒星形成率提高了3- 5倍。在内部，团块本身与在低红移星系中发现的维里化云尺度结构的放大版本非常相似。我们的观察是定性相似的大规模晕内看到的模拟高红移星系的混乱和clupholic大会。
2022-03-28 astro-ph.GA
The Astrodust+PAH Model: A Unified Description of the Extinction, Emission, and Polarization from Dust in the Diffuse Interstellar Medium
本文提出 Astrodust+PAH 星际尘埃模型，用单一复合大颗粒材料与 PAH 纳米颗粒统一解释弥漫星际介质的消光、发射及偏振观测。
2023-06-06 astro-ph.GA
Large Interstellar Polarisation Survey II. UV/optical study of cloud-to-cloud variations of dust in the diffuse ISM
众所周知，弥漫性星际介质的尘埃性质在大尺度上表现出对不同视线的变化。我们研究了小尺度和云与云之间沙尘特征的变化。我们使用低分辨率光谱偏振数据的背景下获得的大型星际偏振调查（LIPS）对59视线在南半球，我们适合这些数据使用的尘埃模型组成的硅酸盐和碳颗粒的大小从分子到亚微米域。大（> 6 nm）的长球形硅酸盐解释了观察到的偏振。对于32条视线，我们用UVES存档的高分辨率光谱补充了我们的数据集，这使我们能够建立单个云或多个云对单个视线的存在。我们发现这35条视线中的大多数与两个或更多的云相交，而其中8条视线由一个单一的吸收云主导。我们确认了几个消光和参数的Serkowski定律与尘埃参数之间的相关性，但我们也发现以前未检测到这些参数之间的相关性，这些参数仅在单云视线有效。我们发现，星际偏振从多云小于从单云视线，表明存在第二个或更多的云去极化传入的辐射。我们发现云与云之间的尘埃特征变化很大。然而，当我们在单云或多云视线中平均足够大数量的云时，我们总是得到相似的平均尘埃参数。典型的单云沙尘丰度为[C]/[H] = 92 ppm和[Si]/[H] = 20 ppm。
2017-11-23 astro-ph.GA
Dust in the diffuse interstellar medium: Extinction, emission, linear and circular polarisation
我们提出了一个模型的弥漫星际尘埃，解释了所观察到的波长依赖性的消光，发射，线性和圆偏振的光。该模型是用少量参数建立的。它由无定形碳和硅酸盐颗粒的混合物组成，其尺寸从0.5到约500 nm的分子域。半径大于6nm的尘埃颗粒是球状体。球形尘埃颗粒在远红外线中的吸收截面比相同体积的球形颗粒大1.5 - 3倍。从亚毫米波观测中得出的质量估计，忽略了这一影响，也被高估了同样的数量。在存在磁场的情况下，球状体可以部分地对准并且使光偏振。我们发现，偏振光谱有助于确定否则，而不受约束的尘埃粒径分布的颗粒半径上限。包括随机加热的小颗粒石墨、硅酸盐和多环芳烃（PAH）。我们列出了各种环境中PAH发射带的参数。它们显示出与辐射场的硬度的趋势，这可以通过分子的电离状态或氢化覆盖来解释。对于每一个尘埃成分，其相对重量是指定的，因此绝对元素丰度不是直接输入参数。该模型面临着银河系的平均属性，这似乎代表了太阳附近的尘埃。然后将其应用于四个特定的视线，包括反射星云NGC2023。对于这些视线，我们提出了线性和圆形光谱偏振观测与FORS/VLT。使用扁长而不是扁圆的晶粒给出了一个更好的拟合所观察到的光谱，球状体的轴比通常是两个和对齐的硅酸盐是主要的贡献者的偏振。
2013-08-22 astro-ph.GA
Smallest scale clumpy star formation in Stephan's Quintet revealed from UV and IR imaging
在最小尺度上，恒星形成团的空间分布和物理尺寸为恒星形成的等级（SF）提供了有价值的信息。在这种情况下，我们报告的网站正在进行的SF在约120 pc沿相互作用的星系在斯蒂芬的五重奏（SQ）紧凑组使用AstroSat-UVIT和JWST数据。由于紫外线辐射是最近SF的直接示踪剂，我们确定了在这个紧凑的组中的FUV成像，我们用来指导我们检测JWST红外图像上的恒星形成区域的恒星形成团块。FUV成像揭示了恒星形成区域，在该区域内，我们从JWST的高空间分辨率图像中检测到较小的团块，可能是由年轻大质量恒星的FUV发射电离的PAH分子和尘埃产生的。这一分析揭示了FUV成像数据在识别现有最高空间分辨率红外成像中的恒星形成区域方面的重要性。
2022-09-09 astro-ph.GA
The Relationship Between the Dense Neutral and Diffuse Ionized Gas in the Thick Disks of Two Edge-On Spiral Galaxies
我们目前的高分辨率，光学图像（BVI + H α）的多相星际介质（ISM）的厚盘的边缘上的螺旋星系NGC 4013和NGC 4302。我们从哈勃太空望远镜、大双筒望远镜和WIYN 3.5米望远镜获得的图像显示，在z~2 - 2.5 kpc范围内有大量的尘埃吸收。这些尘埃厚盘结构中的许多都具有让人想起银河系盘中分子云的特征。我们的Halpha图像显示，这些星系中的面外弥漫电离气体（DIG）主要是由一个光滑的，弥漫的成分。尘埃吸收的强衍射形态在光滑分布的H α发射中没有对应物。我们认为，厚盘DIG和含尘细丝跟踪物理上不同的阶段的厚盘ISM，后者跟踪一个密集的，温暖或寒冷的中性介质。螺旋星系厚盘中的致密尘埃物质主要是通过大质量恒星的能量反馈从薄盘中喷射出来的物质。气体的高密度可能是会聚气流的结果。这种致密的物质为厚盘恒星的形成提供了燃料，厚盘H II区的存在就是证明。
2013-01-02 astro-ph.GA
