Astro2020 Science White Paper: Probing the Structure of Interstellar Dust from Micron to Kpc Scales with X-ray Imaging
X射线机制在很大程度上是一种未充分利用的资源，用于限制星际尘埃颗粒模型，并提高我们对决定颗粒在其生命周期中如何演变的物理过程的理解。这主要是由于目前的探测器相对较低的灵敏度和高背景，限制了目标最明亮的来源。下一代X射线探测器灵敏度的提高将使我们能够以更高的角分辨率研究更微弱的源，从而在质量和数量上扩大我们的采样视线。
2019-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Grain Alignment in OMC1 as Deduced from Observed Large Circular Polarization
利用Fredholm积分方程法和T矩阵法研究了椭球面排列颗粒散射光的偏振特性，并将结果应用于OMC 1中观测到的圆偏振。我们假设，颗粒组成的硅酸盐和椭圆形（扁球形，长形，或三轴椭球）的形状与一个典型的轴比为2：1。本文用球谐函数和勒让德多项式研究了圆偏振度p_c与入射光和散射光方向的关系。圆偏振度p_c还取决于瑞利衰减因子R，其是不完美对准的度量。我们发现，对于|m| x_{eq} < 3 - 5的晶粒，p_c近似与R成正比，其中x_{eq}是无量纲尺寸参数，m是晶粒的折射率。如果光的入射和光的散射方向是最佳的，并且如果晶粒排列是强的，即R > 0.5，则包括这些晶粒的模型可以解释在OMC 1中BN物体（SEBN）的东南区域中在近红外中观察到的~ 15%的大圆偏振。这种强的排列不能用戴维斯-格林斯坦机制来解释;我们更倾向于用辐射力矩驱动的另一种机制。如果颗粒与硅酸盐和冰混合，则在3微米冰特征中圆偏振度p_c减小，而线偏振度p_c增大。这种波长依赖性不同于二向色性消光过程中预测的波长依赖性。
2009-05-15 astro-ph.GA
The relationship between polycyclic aromatic hydrocarbon emission and far-infrared dust emission from NGC 2403 and M83
利用斯皮策空间望远镜和赫歇尔空间天文台的观测数据，研究了附近螺旋星系NGC 2403和M83中8微米处的多环芳烃（PAH）发射与24微米处的热尘埃颗粒以及160和250微米处的大尘埃颗粒的远红外发射之间的关系。我们发现，在NGC 2403中的PAH排放是更好地与排放在250微米的尘埃加热的弥漫星际辐射场（ISRF）和8/250微米的表面亮度比是相关的恒星表面亮度测量在3.6微米。这意味着NGC 2403中的多环芳烃与弥漫性星际介质（ISM）中的冷大尘埃颗粒混合，并且多环芳烃被弥漫性ISRF激发。在M83中，多环芳烃的排放似乎与160微米的排放有更强的相关性，这些排放来自于被恒星形成区加热的大尘埃颗粒。然而，M83中的PAH发射是低的，其中24微米的发射峰值在恒星形成区域内，并且8/160微米表面亮度比的增强相对于尘埃和螺旋臂内的恒星形成区域出现偏移。这表明，在8微米波段观察到的多环芳烃不是在恒星形成区域内局部激发的，而是由恒星形成区域非轴对称逃逸的光激发的，或者由从螺旋密度波向下游迁移的年轻的非光电离恒星激发的。仅这两个星系的结果表明，在不同的旋涡星系中，不同的恒星星族可能会激发多环芳烃。
2014-12-23 astro-ph.GA
Grain Growth During Protostellar Disk Formation
最近的观测表明，毫米/厘米大小的颗粒可能存在于嵌入的原恒星盘。在恒星形成的最早阶段，这些大颗粒是如何从微米大小（或更小）成长起来的，目前还没有被探索。在这项研究中，我们采取的第一步，在原恒星环境中的晶粒生长模型，使用二维（2D轴对称）辐射流体动力学和晶粒生长模拟。我们表明，晶粒生长的计算可以大大简化的“终极速度近似”，其中粉尘漂移速度相对于气体是成比例的停止时间，这是成比例的晶粒尺寸。我们发现，从尺寸依赖的终极速度单独的颗粒-颗粒碰撞是太慢，转换成毫米/厘米的尺寸在深嵌入的0类阶段的初始微米级的晶粒的显着部分。当颗粒-颗粒碰撞速度提高4倍时，实现了实质性的颗粒生长。尘埃在圆盘中平面上方和下方的生长使颗粒能够更快地向中平面沉降，这增加了局部的尘埃与气体的比率，这反过来又加速了那里的进一步生长。如何实现这种所需的增强尚不清楚，尽管湍流是一种值得进一步探索的强烈可能性。
2022-07-28 astro-ph.EP 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
On Far-Infrared and Submm Circular Polarization
本文研究了星际尘埃排列导致的远红外和亚毫米波圆偏振现象，指出其在红外暗云和原行星盘中可达可探测水平，有助于约束磁场结构和揭示颗粒排列机制。
2021-11-15 astro-ph.GA
Exclusion of Tiny Interstellar Dust Grains from the Heliosphere
在太阳系中观测到的星际尘埃颗粒的分布取决于星际介质-太阳风相互作用的性质。颗粒的电荷将它们耦合到星际磁场（ISMF），导致一些颗粒被排除在日球层之外，而颗粒的尺寸分布的较大端，具有与日球层的尺寸相当的回转半径，穿透终端激波。这导致了在太阳系中探测到的尺寸分布的倾斜。我们提出了新的计算颗粒轨迹和由此产生的颗粒密度分布的小ISDG传播通过日光层。我们利用详细的日光层模型的结果，使用三维（3-D）磁流体动力学/动力学模型，旨在匹配数据的形状的终止冲击和相对偏转的星际中性H和他流入日光层。我们发现，必要的倾斜的ISMF相对于流入方向的结果在分布的不对称性较大的颗粒（0.1微米），穿透日球顶。较小的颗粒（0.01微米）在日球顶完全被排除在太阳系之外。
2009-11-09 astro-ph.EP 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
Probing Interstellar Silicate Dust Grain Properties in Quasar Absorption Systems at Redshifts z<1.4
视线穿过前景星系的遥远类星体光谱中的吸收线为探测星系中星际介质（ISM）的尘埃和气体成分提供了一个有价值的工具。硅酸盐尘埃在类星体吸收系统（QAS）中的第一个证据是通过我们在z=0.52的吸收体中对类星体AO 0235+164的10微米硅酸盐特征的检测提供的。我们介绍了两个后续计划的结果，使用斯皮策太空望远镜的红外光谱档案，研究星际硅酸盐尘埃颗粒的性质，在总共13个类星体在0.1<z<1.4。我们发现在研究的QAS中清楚地检测到10微米的硅酸盐特征。我们还在具有足够光谱覆盖范围的光源中检测到18微米的硅酸盐特征。我们发现的宽度，峰值波长，和子结构的10微米星际硅酸盐吸收功能之间的吸收剂的变化。这表明，这些遥远星系中的硅酸盐尘埃颗粒性质可能彼此不同，并且相对于银河系中的硅酸盐尘埃颗粒。我们还发现，在几个来源的建议，与实验室衍生的配置文件从文献中的比较的基础上，硅酸盐尘埃颗粒可能显着更多的结晶比那些在无定形银河系ISM。这在朝向类星体PKS 1830-211的z=0.89吸收体中特别明显，其中接近10微米的子结构与结晶橄榄石成分一致。如果得到证实，这些颗粒性质的变化可能对过去9个Gyrs的尘埃和星系演化都有影响，并且通常假设高红移尘埃类似于本地尘埃。我们还讨论了硅酸盐粉尘的吸收强度和含碳粉尘的性能和气相金属的性能，如气体速度扩散，从UV/光学光谱确定的趋势之间的迹象。
2014-05-02 astro-ph.GA
On the importance of scattering at 8 microns: Brighter than you think
上下文灭绝和排放的尘埃模型需要观测的约束进行验证。芯层现象已经表明了3至5微米范围内散射的重要性及其验证致密芯层粉尘特性的能力。目的。我们想研究散射是否也可以在更长的波长下发挥作用，并对尘埃性质进行更严格的限制。方法.我们分析了斯皮策8微米的密集分子云L183的地图的反演，检查散射的重要性作为一个潜在的贡献者的视线灭绝。结果当我们忽略散射时，从8微米图的反演推导出的柱密度与同一区域的所有其他柱密度测量结果不一致。建模证实，在8微米的散射是不可忽略的强度为几百千焦每sr。这表明需要有效地散射尘埃颗粒在MIR波长高达8微米。凝结的聚集体是很好的候选者，也可以解释E（J-K）et tau（9.7）与致密分子云在高消光时的差异。进一步的研究需要考虑有效地散射尘埃颗粒，包括冰作为现实的灰尘模型。
2015-12-16 astro-ph.GA
Properties of dust in the detached shells around U Ant, DR Ser, and V644 Sco
了解恒星演化渐近巨分支阶段产生的尘埃的性质对于理解恒星和星系的演化具有重要意义。最近对碳AGB星R Scl的观测表明，远红外和亚毫米波长的观测可以有效地限制壳层中的颗粒大小，而总质量取决于颗粒的结构（固体与中空或蓬松）。我们的目标是约束的尘埃在三个碳AGB星U Ant，DR Ser和V644 Sco周围的分离壳中观察到的亚毫米级的属性，并调查由远红外和亚毫米观测提供的尘埃质量和粒度的约束。我们使用APEX上的LABOCA在870微米处观测了碳AGB星U Ant、DR Ser和V644 Sco。结合从光学到远红外的观测，我们建立了尘埃辐射转移模型的光谱能量分布（SED）的贡献，从恒星，现在的质量损失和分离壳。我们测试了不同的总粉尘质量和粒度的SED的效果，并试图一致地再现SED从光学submm。我们推导出尘埃质量的外壳中的几个10 e-5 Msun，假设球形，固体颗粒。最佳拟合晶粒半径相对较大，并且表明存在0.1微米-2微米之间的晶粒。LABOCA观测受到12 CO（3-2）的污染，因此在亚毫米波长处给出的通量高于预测的尘埃排放。我们调查的最佳拟合模型的影响，通过假设不同程度的污染，并表明，远红外和亚毫米观测是重要的，以约束壳中的尘埃质量和粒度。
2018-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature Spectra of Interstellar Dust Grains Heated by Cosmic Rays. III. Mixed Composition Grains
在星际介质和恒星形成区的冰状颗粒由各种物质组成。与简单的单一材料颗粒相比，这种复合颗粒与宇宙射线（CR）粒子的相互作用不同。我们的目标是计算的能量和温度的光谱的混合组成的谷物进行全谷物加热的CR。这些颗粒被认为是由碳和橄榄石的混合物组成，被由碳氧化物和水组成的冰覆盖。能量和温度谱的颗粒半径为0.05，0.1，和0.2微米的影响CRs计算的8个值的柱密度，相关的分子云和恒星形成的核心。该方法考虑到冰的厚度和组成的变化，随着柱密度的增加。这些关于CR与星际颗粒相互作用的详细数据旨在用于天体化学模型。主要的发现是，对颗粒热容和其他因素的更准确的方法可以防止0.1微米或更大的冰粒频繁加热到高温。
2022-09-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Infrared Spectroscopic Survey of the Quiescent Medium of Nearby Clouds: II. Ice Formation and Grain Growth in Perseus and Serpens
由于冰的形成和尘埃的凝结，尘埃的性质在从弥漫云到稠密云的转变过程中发生了变化，但对这种转变仍有许多不清楚的地方。我们提出了2-20微米光谱的49场恒星背后的英仙座和巨蛇座分子云和近红外连续消光（AK）和9.7微米的硅酸盐（τ 97）和3.0微米的水冰（τ 30）吸收带的深度之间的关系。τ 97/AK的比值从大的、弥漫的星际介质样值（~0.55）到低得多的比值（~0.26）不等。在AK~1.2（AV~10;英仙座，狼疮，致密核心）和~2.0（AV~17;巨蛇座）的比值以上，tau 97/AK比值最低。tau 97/AK从弥漫云到密集云的减少与中等程度的颗粒生长（尺寸高达~0.5微米）一致，增加了近红外颜色过剩（以及AK），但不影响冰和硅酸盐带轮廓。这一颗粒生长过程似乎与冰柱密度和致密核形成阈值有关，突出了密度的重要性。在对巨蛇座星云前景消光进行修正后，所有云层的水成冰阈值在AK=0.31-0.40（AV=2.6-3.4）的范围内，因此在冰形成后发生了颗粒生长。最后，2 MASSJ 18285266 +0028242（Serpens）报告了大量的CH 3OH冰（相对于H2O约为21%），比其他目标大4倍。
2022-10-23 astro-ph.GA
Trajectories and Distribution of Interstellar Dust Grains in the Heliosphere
太阳风在周围的星际介质（ISM）中雕刻出一个气泡，称为日光层。带电的星际尘埃颗粒（ISDG）遇到日光层可能会转向周围的太阳风顶或穿透它取决于他们的荷质比。我们提出了新的计算轨迹的ISDG在日光层，尘埃密度分布的结果。我们包括最新的粮食收费计算使用一个现实的紫外线辐射场和完整的3-D磁流体动力学流体+动力学模型的日光层。模型中使用了两个不同的（恒定的）极性的太阳风磁场（SWMF），与颗粒轨迹计算分别为每个极性。a_gr ~ 0.01微米的小颗粒完全被排除在内日球层之外。大颗粒，a_gr ~ 1.0微米进入内太阳系，并在太阳引力的作用下集中在太阳附近。中等大小的颗粒的轨迹强烈依赖于SWMF极性。当磁场的磁北指向黄道北时，磁场会使颗粒散焦，导致日光层内部的密度较低，而相反极性的尘埃则集中在太阳附近。ISDG密度外的日光层推断，从应用模型的结果，在现场尘埃测量是不一致的本地ISM消耗数据的两个SWMF极性，但括号中。这一结果表明，需要包括在晶粒传播过程中的SWMF极性的时间变化。我们的研究结果提供了有价值的见解，解释现场尘埃观测从地球物理学。
2012-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Shattering by turbulence as a production source of very small grains
星际介质中颗粒尺寸分布的起源是星际物理学中最基本的问题之一。在银河系中，较小的颗粒在数量上更丰富，但它们的起源不一定被指定和量化。小颗粒产生的最有效驱动力之一是星际湍流，其中尘埃颗粒可以获得足够大的相对速度以粉碎。应用在以前的文件中开发的粉碎框架，我们表明，小（$a\la 0.01~\micron$）颗粒达到观测到的银河系中的丰度水平在$\sim 10^8$年（即在颗粒寿命）在温暖的中性介质中粉碎。我们还表明，如果部分颗粒在温暖的电离介质中经历额外的粉碎，含$a\sim 0.01~\micron$的碳质颗粒被重新分配成更小的尺寸。这可以解释$a\sim 3$ -100 μ m时非常小的碳质颗粒的相对增强。我们的理论还解释了大颗粒和非常小的颗粒之间普遍存在的自然联系。我们的理论提出了一些测试的金属丰度的依赖。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polymer amide as a source of the cosmic 6.2 micron emission and absorption
本文提出宇宙6.2微米发射与吸收可能源于含铁甘氨酸聚合物hemoglycin形成的微小颗粒，其酰胺I吸收峰及紫外消光特征与天文观测吻合。
2023-09-26 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
Two-size approximation: a simple way of treating the evolution of grain size distribution in galaxies
全面计算星系中的颗粒尺寸分布的演化通常是计算量很大的。在本文中，我们提出了一个星系中尘埃富集的简单模型，通过采用“两尺寸近似”来简化粒度分布的处理;也就是说，所有颗粒群都由小颗粒（颗粒半径a < 0.03微米）和大颗粒（a > 0.03微米）代表。我们包括在模型中的尘埃供应恒星喷出物，破坏超新星冲击，尘埃增长的吸积，颗粒生长的凝聚和颗粒破碎，考虑这些过程如何工作的小和大颗粒。我们表明，这个简单的框架再现的主要功能，发现在完整的计算粒度分布如下。尘埃的富集始于恒星提供的大颗粒。在被称为吸积临界金属量的金属量水平上，由破碎形成的小颗粒的丰度变得足够大，以通过吸积迅速增加颗粒丰度。在这一时期，小颗粒与大颗粒的质量比达到最大值。此后，该比值收敛到由破碎和凝聚之间的平衡所决定的值，并且粉尘与金属的比值由吸积和冲击破坏之间的平衡所决定。通过蒙特卡罗模拟，我们证明了我们模型的简单性在预测统计特性方面具有优势。我们还展示了一些应用程序，预测观测尘埃的性能，如消光曲线。
2014-12-12 astro-ph.GA
Direct evidence of dust growth in L183 from MIR light scattering
理论论证表明，尘埃颗粒应该生长在分子云的密集寒冷部分。到目前为止，在近/中红外消光和毫米观测中收集到了更大颗粒的证据。然而，由于密度和尘埃特性（以及热辐射温度）之间复杂的相互作用，数据的解释变得更加困难。我们提出了新的斯皮策数据L183的波段，是敏感和不敏感的多环芳烃。本文用一系列三维高斯分布拟合了前人导出的消光AV图。对于不同的尘埃模型，我们计算的散射MIR辐射图像的结构，同意同意的AV地图，并比较它们的斯皮策数据。L183的Spitzer数据显示在3.6和4.5微米波段发射，而5.8微米波段显示轻微吸收。随机加热粒子的发射层应该与星际光学辐射最强散射层相一致，这在I波段图像上被视为与斯皮策图像中看到的发射区域不同的外表面。此外，预计PAH排放量将从4.5微米大幅增加至5.8微米，这是没有看到的。因此，我们将这种发射解释为MIR云辉。假设星际介质尘埃颗粒没有增长时，散射光模型不能再现斯皮策可测量的通量。相比之下，与密度增长的颗粒模型产生的图像与流量和图案相媲美的斯皮策图像在带3.6，4.5，和8.0微米。
2009-12-26 astro-ph.GA
Do cement nanoparticles exist in space ?
水化硅酸钙被用来模拟地球上水泥的性能。我们研究水泥纳米粒子，并提出这些结构作为宇宙尘埃颗粒的组成部分。用量子密度泛函理论计算了Ca_4Si_4O_（14）H_4、Ca_6Si_3O_（13）H_2和Ca_（12）Si_6O_（26）H_4团簇的红外光谱。我们发现波段分布在近，中，远红外区域。在14微米处的一个特定的硅酸钙水合物光谱特征，以及在10和18微米处的其他硅酸盐的谱带，可以用于探测宇宙水泥。我们将计算的谱带与红外空间天文台观测到的HD 45677、HD 44179和IRC+10420光谱中的14微米特征进行了比较，并将其归类为剩余谱带。高丰度的氧原子在水泥纳米粒子可以部分解释观察到的耗尽这种元素从星际介质到尘埃颗粒。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
Spitzer and Herschel multiwavelength characterization of the dust content of evolved HII regions
我们已经分析了一个统一的样本，16个进化的HII区域位于2度X 2度的银河场，中心在（l，b）=（30度，0度），并观察到作为赫歇尔Hi-GAL调查的一部分。这些HII区域的演化阶段是使用辅助无线电连续数据建立的。通过将Hi-GAL PACS（70微米，160微米）和SPIRE（250微米，350微米和500微米）测量与MIPSGAL 24微米数据相结合，我们建立了源的光谱能量分布（SED），并表明2分量灰体模型是数据的良好表示。特别是，波长> 70微米似乎跟踪冷尘埃成分，我们估计大颗粒（BG）的平衡温度在20 - 30 K的范围内，而对于λ < 70微米，数据表明存在温度为50 - 90 K的暖尘埃成分。这项分析还表明，尘埃存在于HII区域的内部，尽管数量可能不多。此外，这些数据似乎证实了一种假设，即造成HII区域尘埃（部分）耗尽的主要机制是辐射压力驱动的漂移。在这个框架内，我们推测，24微米的发射空间相关的电离气体可能与非常小的颗粒（VSG）或BG补充，最近提出的情况下，风吹气泡（WBB）。最后，我们发现，演化的HII区域的特点是独特的远红外和亚毫米的颜色，这可以用来作为诊断，他们在未解决的银河系和河外地区的识别。
2012-10-12 astro-ph.GA
GOALS-JWST: Small neutral grains and enhanced 3.3 micron PAH emission in the Seyfert galaxy NGC 7469
利用JWST/NIRSpec研究NGC 7469中3.3微米PAH发射，发现AGN附近小颗粒优先被破坏且总PAH发射受抑制，导致高红移下积分SFR被低估两倍。
2023-07-27 astro-ph.GA
The Composition of Interstellar Grains Toward Zeta Ophiuchi: Constraining the Elemental Budget Near the Diffuse-Dense Cloud Transition
我们研究了沿蛇夫座ζ视线方向的星际颗粒的组成，蛇夫座ζ是一个被充分研究的扩散-密集云过渡附近的环境。使用斯皮策太空望远镜和红外空间天文台的档案光谱观测进行固态吸收剂的光谱分解分析。我们发现了强有力的证据，亚微米级的无定形硅酸盐颗粒的存在，主要由橄榄石样的组合物，没有令人信服的证据H2O冰地幔。然而，厚H2O冰地幔大（2.8微米）颗粒的初步证据。固态元素镁，硅，铁，和O的丰度推断从我们的分析和标准参考丰度相比。我们发现，几乎所有的元素镁和硅沿视线是存在于无定形硅酸盐颗粒，而元素铁的相当大的一部分驻留在化合物以外的硅酸盐。此外，我们发现元素O的总丰度与所采用的参考丰度在很大程度上不一致，这表明沿视线方向丢失了多达156 ppm的星际O。在考虑到其他含O固体中O元素丰度的额外限制后，我们得出结论，任何缺失的O元素库必须位于对红外辐射几乎不透明的大颗粒上。
2015-01-12 astro-ph.GA
Milky Way Mid-Infrared Spitzer Spectroscopic Extinction Curves: Continuum and Silicate Features
我们测量了中红外（MIR）消光使用斯皮策测光和光谱学（3.6- 37微米）的银河系的视线样本（大部分）测量紫外消光曲线。我们使用对的方法来确定的MIR消光，然后我们适合与连续和修改Drude配置文件的硅酸盐功能的幂律。我们得到了16条消光曲线，其A（V）值范围为1.8-5.5，R（V）值范围为2.4-4.3。我们的样本包括两个密集的视线，具有3微米的冰特征检测和弱2175 A凸起。我们计算的平均A（λ）/A（V）漫射视线消光曲线低于大多数以前的文献测量。这与文献中的扩散尘埃颗粒模型相吻合，虽然它有点高。10微米的硅酸盐特征与2175 A撞击没有关联，这是第一次提供直接的观测确认，这两个特征来自不同的颗粒群。10微米硅酸盐特征的强度变化为$\sim$ 2.5，与A（V）或R（V）无关。它是很好的拟合由一个修改的Drude配置文件与中心波长，宽度和不对称性之间的强相关性。我们不检测以A（lambda）/A（V）为单位的限值为0.0026（5- 10微米）、0.004（10- 20微米）和0.008（20-40微米）的其它特征。我们发现由C乘以E（K_s-V）/E（B-V）估计R（V）的标准公式C = -1.14，离散度为$\sim$ 7%.使用IRAC 5.6微米带代替K_s得到C = -1.03和$\sim$ 3%的最小散射。
2021-05-12 astro-ph.GA
Nonresonant Grain Acceleration in MHD Turbulence
我们讨论了一种新型的尘埃加速机制，在湍流磁化介质中的行为。磁流体动力学（MHD）湍流可以通过共振和非共振相互作用加速颗粒。我们发现，磁压缩提供了更高的速度超阿尔文湍流，并可以加速扩大范围内的晶粒在温暖的介质相比，回转共振。虽然快模式主导大晶粒的加速度，但慢模式对于亚微米晶粒可能是重要的。我们提供了全面的讨论所有可能的颗粒加速机制在星际介质。我们表明，超音速是可以达到的银河系尘埃颗粒。我们讨论了加速度的结果。对消光曲线、颗粒排列、化学丰度等方面的研究提供了启示。
2009-05-07 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
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
Correlation between Interstellar Polarization and Dust Temperature: Alignment of Grains by Radiative Torques is Ubiquitous?
我们研究了星际偏振效率$p_λ/A_λ$，其中$p_λ$是分数线偏振，$A_λ$是消光，在16条视线作为波长$λ$的函数。我们已经使用的低色散分光偏振仪HBS以及文献中获得的数据。发现偏振效率$p_λ/A_λ$与波长$λ\approx 0.4-0.8 \micron$中的$\exp(-β/λ)$成正比，其中$β$是在0.5到1.2 $\micron$之间变化的参数。我们发现$β$与Schlegel等人根据红外数据推断的尘埃温度呈负相关，这表明对于较高的温度，短波长的偏振效率较高。根据辐射力矩（RATs）取向理论，当辐射强度越大、波长越蓝时，RATs会使小晶粒更好地取向，从而提高短波长下的偏振效率。我们发现的$β$和温度之间的相关性与预期的对齐机制的RAT是一致的。
2011-08-19 astro-ph.GA
Infrared Emission and the Destruction of Dust in HII regions
研究了年轻大质量恒星周围电离氢区红外辐射的产生和观测到的波长为8、24和100 μ m的红外强度分布。HII区域的演变处理使用自洽的化学动力学模型，其中包括三个尘埃种群-大硅酸盐颗粒，小石墨颗粒，多环芳烃（PAHs）。红外光谱能量分布采用了一个考虑小颗粒和大分子随机加热的辐射转移模型。计算结果与Spitzer和Herschel对RCW 120星云的观测结果进行了比较。研究了与气体粒子碰撞和恒星辐射场对小颗粒随机加热的贡献。结果表明，具有均匀PAH含量的模型不能再现8微米处的环状IR强度分布。多环芳烃在电离区被破坏的模型提供了一种手段来解释这种强度分布。这个模型是在现实的特征破坏时间的多环芳烃的意见。
2013-07-24 astro-ph.GA
Quantifying the Heating Sources for Mid-infrared Dust Emissions in Galaxies: The Case of M 81
利用赫歇尔空间天文台新获得的250和500微米SPIRE图像，研究了邻近旋涡星系M81的星际介质中三种不同发射成分在亚千秒差距尺度上的定量相关（NGC 3031）：（a）$I_{8}$或$I_{24}$，在Spitzer IRAC 8或MIPS 24微米波段中观察到的中红外发射的表面亮度，其中$I_8$和$I_{24}$分别由多环芳烃（PAH）和粉尘微粒（VSG）的排放所主导;（b）$I_{500}$，赫歇尔螺旋500微米波段的冷尘埃连续辐射，主要是由演化恒星加热的大尘埃颗粒的辐射，以及（c）$I_{{\rm H}α}$，H $α$谱线发射的标称表面亮度，来自新形成的大质量恒星电离的气体。从我们的相关性研究的结果，从任何假设或建模的尘埃发射率法或尘埃温度，提出了坚实的证据，显着加热的多环芳烃和VSG的演化恒星。在M 81的例子中，大约67%（48%）的8微米（24微米）辐射来自演化的恒星，其余的来自电离恒星的辐射加热。
2014-10-14 astro-ph.GA
The Dynamics of Charged Dust in Magnetized Molecular Clouds
我们研究了湍流巨分子云（GMC）中大的带电尘埃颗粒的动力学。在主要为中性的稠密气体中，大量的尘埃颗粒表现为空气动力学颗粒，因此能够在尘气比中产生剧烈的小尺度波动。Hopkins & Lee（2016）直接模拟了超声波MHD湍流中中性尘埃颗粒的动力学，这是GMC的典型特征，并表明尘埃到气体的波动在小尺度上可以超过1000倍，对恒星形成，恒星丰度以及尘埃行为和生长具有重要意义。然而，即使在GMC中的主要中性气体中，尘埃颗粒也是带负电荷的，并且洛伦兹力是不可忽略的。因此，我们扩展了我们以前的研究，包括洛伦兹力对带电颗粒的影响（除了阻力）。对于小的带电颗粒（尺寸<0.1微米），洛伦兹力抑制尘埃与气体的比值波动，而对于大颗粒（尺寸>1微米），洛伦兹力基本上没有影响，这种趋势可以用尘埃磁化的简单理论很好地解释。在某些特殊的中间情况下，洛伦兹力可以增强尘气分离。无论如何，对于物理预期的缩放的尘埃电荷与粒度，我们发现最重要的影响取决于粒度（通过阻力方程）与洛伦兹力/电荷作为二阶校正。我们表明，我们考虑的动力学是由三个无量纲的数字在弱背景磁场的限制：湍流的马赫数，尘埃阻力参数（正比于晶粒尺寸）和尘埃洛伦兹参数（正比于晶粒电荷），这些使我们能够推广我们的模拟到广泛的条件。
2017-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Submillimeter Polarization of Galactic Clouds: A Comparison of 350 micron and 850 micron Data
Hertz和SCUBA旋光仪分别工作在350微米和850微米，测量了数十个银河系云中的偏振发射。在每个数据集中的云中，有17个是由两种仪器以良好的偏振信噪比绘制的。我们提出的地图，这17个云比较双波长偏振振幅和位置角在相同的空间位置。在云的总数相比，这是一个四倍的增长比以前的工作。在整个数据集中，可以看到波长之间的实际位置角度差。当λ（850）-λ（350）的分布以零为中心（接近相等的角度）时，64%的具有高偏振信噪比（P >= 3σ_p）的数据点具有|（850）-（350）|> 10度。在位置角变化小（<= 10度）的那些数据中，偏振振幅的中值比为P（850）/P（350）= 1.7 +/-0.6。该值与先前在较小样品和模型上进行的工作一致，这些样品和模型需要不同颗粒特性和偏振效率的混合物。随着偏振数据，我们也编制了在这两个波长的强度数据，我们发现一个趋势，减少偏振增加850至350微米的强度比。这里提供的所有偏振和强度数据（总共1699个点）都有电子格式。
2012-04-05 astro-ph.GA
