Interstellar dust modelling: Interfacing laboratory, theoretical and observational studies (The THEMIS model)
只有在有意义的理论框架内尊重和使用实验室数据对星际尘埃模拟材料施加的约束，才有可能构建可行的和物理上现实的星际尘埃模型。然后，这些物理尘埃模型可以直接与观测结果进行比较，而不需要进行任何调整来拟合观测结果。这样的模型通常无法实现经验模型所能实现的与观察结果的良好拟合。然而，物理现实的方法必然会导致更深入的洞察力和更全面的理解星际尘埃的性质和演变。基于（氢化）无定形碳和具有金属Fe和/或FeS纳米夹杂物的无定形硅酸盐的THEMIS建模方法似乎是朝着这个方向迈出的一步。
2015-11-25 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
Dust evolution, a global view: IV. Tying up a few loose ends
这项工作是试图把本系列前面的论文中一些看似不同的松散的结果联系起来，形成星际介质中尘埃演化的全局观点。特别是，性质的碳氢化合物，红外吸收和发射带的载体进行了讨论的背景下，一个简单的聚六环分子的观点。探讨了星际尘埃地幔吸积和颗粒-颗粒凝聚成聚集体的顺序，以及它们对星际尘埃粒度分布、消光和尘埃热发射的影响。估计了吸积和凝聚对银河系和遥远星系中星际气尘比的影响。星际颗粒表面的环氧化物物种的重要性被重新访问和可能的和随之而来的连接之间的致密星际云尘和彗星尘埃探索。一个可能的连接和星际OCN含分子的套件的起源，和他们有趣的化学，进行了讨论。最后，推测氨基酸形成的途径及其作为宇宙中任何地方生命的普遍基础的可能性。
2018-04-27 astro-ph.GA
The interstellar medium in Andromeda's dwarf spheroidal galaxies: I. Content and origin of the interstellar dust
矮椭球星系是宇宙中数量最多的星系群之一，但其主要的形成和演化通道仍然没有得到很好的理解。仙女座星系的三颗矮球状卫星（NGC 147、NGC 185和NGC 205）具有非常不同的星际介质（ISM）特性，这可能表明它们处于不同的星系演化阶段。虽然De Looze等人（2012年）已经详细研究了NGC 205的尘埃含量，但我们提出了NGC 147和NGC 185的新赫歇尔尘埃连续体观测结果。NGC 147在赫歇尔SPIRE地图上的未探测到，对其尘埃质量（< 128 Msun）提出了强烈的限制。对于NGC 185，我们得到了总尘埃质量M_d = 5.1 × 10^3 Msun，这比ISO和斯皮策的观测结果高出2-3倍，证实了需要更长的波长观测来追踪更大质量的冷尘埃库。此外，我们还估算了渐近巨星分支（AGB）星和超新星（SNe）的尘埃产生量。对于NGC 147，尘埃质量的上限与演化的恒星星族注入的物质的预期一致。在NGC 185和NGC 205中，观测到的尘埃含量比AGB和SNe估计的尘埃产生量高一个数量级。有效的晶粒生长，并可能更长的尘埃生存时间（3-6 Gyr），以考虑到他们目前的尘埃含量。我们的研究证实了气相中晶粒生长的重要性，以解释目前星系中的尘埃库。
2016-04-22 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
Interstellar dust revealed by light from cosmic dawn
该研究通过遥远星系光线遮蔽现象，发现宇宙最早时期可能存在碳尘埃，挑战了“当时恒星未演化至能产生此类物质”的传统观点。
2025-02-12 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances
星际介质中的元素以气体或尘埃的形式存在。星际灭绝和元素丰度对星际尘埃的组成、大小和数量提供了至关重要的限制。大多数灭绝模型的工作都假设尘埃形成元素的总丰度（包括气体和尘埃）--被称为“星际丰度”，“星际参考丰度”或“宇宙丰度”--是太阳和气相丰度独立于星际环境。然而，目前还不清楚太阳丰度是否是星际丰度的适当代表。与此同时，已知气相丰度随当地星际环境而呈现出明显的变化。在这项工作中，我们探讨了B星丰度的可行性，太阳和原太阳丰度，和原太阳丰度增加银河化学富集（GCE）作为星际丰度的适当代表，通过定量研究消光和元素丰度的十个星际视线，消光曲线和气相丰度的所有主要尘埃形成元素（也就是说，C、O、Mg、Si和Fe）。而不是假设一个特定的尘埃模型，然后拟合所观察到的消光曲线，对于每个视线，我们应用模型独立的Kramers-Kronig关系，它涉及到总的尘埃体积的波长积分消光，把一个下限的尘埃耗尽。这一点，加上观测得到的气相丰度，使我们能够排除B星，太阳和原太阳丰度作为星际参考标准。我们的结论是，GCE增强的原太阳丰度是一个可行的星际丰度的代表。
2020-11-18 astro-ph.GA
The Herschel exploitation of local galaxy Andromeda (HELGA) V: Strengthening the case for substantial interstellar grain growth
在本文中，我们考虑的尘埃和金属的分布在M31盘的影响。我们推导出平均径向尘埃分布使用的尘埃地图从赫歇尔图像的M31采样整个远红外（FIR）峰。修改后的黑体适合约4000像素的变化，以及一个固定的，灰尘发射率指数（β）。还使用从文献中收集的数据推导出总体金属分布。我们使用一个简单的分析模型的尘埃在一个星系中的恒星源和星际颗粒生长贡献的尘埃的演变，并适合这个模型的径向尘埃到金属分布在整个星系。我们的分析表明，M31中的尘埃-气体梯度比金属丰度梯度更陡，这表明星际尘埃的生长在M31中非常重要。我们认为，M31有助于建立一个宇宙尘埃的情况下，星系是大量的星际颗粒生长的结果，而从恒星的净尘埃生产可能是有限的。然而，我们注意到，恒星中尘埃产生的效率，例如，在我们的简单模型中，超新星（SNe）喷出物和/或恒星大气中的颗粒破坏和星际介质（ISM）中的颗粒破坏可能是简并的。我们可以得出这样的结论：在M31中，由吸积作用导致的星际颗粒生长可能至少与恒星尘埃产生通道一样重要。
2014-09-15 astro-ph.GA
Mechanochemical synthesis of Aromatic Infrared Band carriers. The top-down chemistry of interstellar carbonaceous dust grain analogues
星际空间有纳米到微米大小的尘埃颗粒。这些谷物中富含碳的成分发出红外波段的光，几十年来一直被望远镜和卫星远程观测。它们是天体化学尘埃演化的关键成分。大多数这些条带的精确载体仍然是未知的，并且在实验室中不能很好地再现。在这项工作中，我们展示了无序芳香族和脂肪族类似物的高能机械化学合成提供了星际相关的尘埃颗粒。碳基固体在氢气氛下的机械化学研磨产生的粒子与芳香族红外波段（AIB）发射的天体物理观测的光谱匹配。最能再现这些天文红外观测的类似物的H/C比在5 $\pm$ 2%的范围内。这个值远低于弥漫星际氢化无定形碳，另一个银河尘埃颗粒组分中观察到的吸收，它最有可能提供了一个约束的氢化程度最芳香碳尘埃颗粒载体。在AIB中观察到的7.4-8.3 $μ$ m范围内的宽带与氢含量相关，因此与所产生的类似物的结构演变相关。机械化学过程可以被看作是一个实验反应器，以刺激局部高能化学反应。它引入了键无序和氢化学附着在所产生的缺陷上，其效果类似于星际空间与固体的非常局部化的化学反应。从天体物理学的角度来看，这些实验室星际尘埃类似物将用于预测模拟星际条件下的尘埃颗粒演化，包括恶劣的辐射环境。这样的星际类似物提供了一个机会，以获得对其他恒星形成系统中物质循环的全球观点。
2020-04-06 astro-ph.GA
Interstellar Dust and Gas in the Heliosphere
进入日光层的星际尘埃和气体为我们提供了关于日光层和本地星际介质（LISM）的重要线索。我们从\emph{in situ}探测和吸收线数据得到的局部星际云（LIC）的图像提出了对云的起源和演化具有重要意义的问题。在地球上深海地壳和南极雪芯中发现的$^{60}$ Fe的新发现为超新星在形成LISM中的作用提供了证据。我们讨论了我们的模型的本地气泡内的LIC的演变和可能的解释超新星产生的尘埃的来源。
2020-07-14 astro-ph.GA
A nearby galaxy perspective on interstellar dust properties and their evolution
星际尘埃是星系的关键物理成分，它使恒星的形成变得模糊，调节气体的加热和冷却，并积累化学复杂性。在这篇手稿中，我对星际尘埃的性质和用于研究它的一些现代技术进行了广泛的回顾。我首先介绍了分子和固态物理学中的主要概念，这些概念是理解当代文献所必需的。然后，我回顾了我们目前使用的经验证据，以约束国家的最先进的尘埃模型。接下来是关于我们目前对邻近星系颗粒特性的理解的长时间讨论，重点是光谱能量分布建模的结果。下一章介绍了尘埃在所有尺度上的演化。我回顾了不同的微物理演化过程，以及它们在宇宙尘埃演化模型中的解释方式。我给出了我对不同金属丰度星系中星际尘埃起源的看法。最后一章是方法论。我介绍了贝叶斯方法，并将其与频率论技术进行了比较。我讨论了这两种方法的认识论后果，并说明为什么星际尘埃领域需要一个概率的观点。我总结了过去十年中取得的重大突破，并描绘了未来十年的一些前景。
2022-02-03 astro-ph.GA
Iron: A Key Element for Understanding the Origin and Evolution of Interstellar Dust
铁的起源和消耗不同于构成星际尘埃的所有其他丰富的难熔元素。铁主要在Ia型超新星（SNe Ia）和核心坍缩超新星（CCSN）中合成，并存在于AGB恒星的流出物中。只有后两者被观测到是星际尘埃的来源，因为对超新星Ia中尘埃的搜索提供了强有力的证据，证明它们的喷出物中没有任何明显的尘埃质量。因此，超过65%的铁以气态形式注入ISM中。然而，在ISM中沿着许多视线进行的紫外线和X射线观测表明，与预期的太阳丰度相比，铁在气相中严重耗尽。丢失的铁，占总量的90%左右，被认为被锁定在星际尘埃中。这表明，大部分缺失的铁必须通过冷吸积从ISM气体中沉淀到预先存在的硅酸盐，碳或复合颗粒上。因此，铁是唯一一种需要大部分生长发生在传统恒星凝聚源之外的元素。这是一个强有力的声明，不依赖于我们对ISM中粉尘破坏效率的不断发展的理解。将这些复合颗粒的物理、光学和化学性质与它们的许多观测表现结合起来，是理解星际尘埃的性质和起源的一个重大挑战。
2016-05-06 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
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
The physical and compositional properties of dust: what do we really know?
目前星际尘埃研究中的许多东西都被许多社区所理解。例如，人们普遍认为星际尘埃只由三种成分组成，即，天文硅酸盐，石墨和多环芳烃，我们对这些的理解现在是完整的，足以解释星系中尘埃的天文观测。对于零阶，这是合理的近似。然而，虽然这三个支柱的尘埃模型在过去几十年中对推进我们的理解是有用的，但现在很明显，它们不足以解释从一个区域到另一个区域观察到的尘埃性质的演变。因此，现在是时候放弃三大支柱的方法，并寻求物理上更现实的星际尘埃类似物。对从陨石、行星际尘埃颗粒和星尘任务中提取的太阳前颗粒的分析，以及对X射线散射和吸收观测结果的解释，都支持这样一种观点，即我们目前对星际尘埃成分的看法确实过于天真。这项检讨的目的，是指出我们现时的意见在哪些地方较为稳妥，而更重要的，是指出我们现时的意见在哪些地方并不稳妥，因此我们必须重新考虑我们的意见。为此目的，星际尘埃的10个方面将在当前的观测、实验、建模和理论约束条件下，根据其有效性进行仔细检查和重新评估。从这个分析中可以得出结论，我们确实需要重新评估许多与我们认为我们真正了解的星际尘埃有关的基本假设。特别是，很明显，解开自然尘埃在星际介质中的演化可能是显着推进我们目前对星际尘埃的理解的关键。...
2014-11-24 astro-ph.GA
Spatial distribution of interstellar dust in the Sun vicinity, comparison with neutral sodium-bearing gas
星际尘埃和气体的3D断层扫描在许多方面都很有用，从ISM本身的物理和化学演变到CMB的前景净化，或者对特定物体环境的各种研究。我们的目标是在250秒差距内提供更精确的星际尘埃和气体云距离信息。我们采用最好的校准方法，仔细筛选一组恒星Stromgren测光数据具有依巴谷视差和光谱类型分类的目标。我们结合了大约6,000颗恒星的星际距离和视差距离，建立了当地尘埃的3D断层扫描。我们使用的反演方法的基础上正则化贝叶斯方法和最小二乘准则。我们获得了3D地图的不透明度和距离的主要含尘云与250 pc。我们计算了太阳和立方体边界之间的综合消光，并与来自红外2D地图的总星系消光进行了比较。我们还比较了不透明度分布与星际中性钠的3D分布，这是由钠柱向大约1,700颗目标星的反转产生的。我们的地图显示，与南方相比，北方的高纬度尘埃不透明度更大，而气体地图没有显示出相同的不对称性，这表明在小距离处尘埃与气体比率的极性不对称性。
2010-02-24 astro-ph.GA
Interstellar Dust Grains: Ultraviolet and Mid-IR Extinction Curves
星际尘埃在塑造星际介质的详细结构方面起着核心作用，因此强烈影响恒星的形成和星系的演化。尘埃消光是我们理解星际尘埃的主要支柱之一，同时也是解释遥远天体（包括已解析和未解析星系）观测结果的限制因素之一。紫外（UV）和中红外（MIR）波长区域显示了尘埃、碳质和硅酸盐物质的主要成分的特征，因此为详细的消光曲线研究提供了最富有成效的途径。我们目前的灭绝曲线图强烈偏向于银河系附近的区域。在本星系群（主要是麦哲伦云）中测量到的少量紫外线消光曲线清楚地表明，尘埃性质的范围比从银河系局部区域的紫外线消光特征推断的范围要广得多。获得所有尘埃本星系群的UV和MIR消光测量的统计学显著样本将首次为了解各种环境中的尘埃颗粒提供基础。获得这样的观测结果需要敏感的中波紫外线、蓝光和中红外成像，以及后续的数千个源的R ~ 1000光谱。这样的普查将彻底改变我们对尘埃性质对当地环境的依赖性的理解，提供尘埃对观测的影响的经验描述以及对尘埃颗粒和演化模型的强约束。
2019-03-24 astro-ph.GA
Interstellar extinction and polarization -- A spheroidal dust grain approach perspective
我们扩展和调查的球状模型的星际尘埃颗粒用于同时解释所观察到的星际消光和偏振曲线。我们比较了我们的模型与其他作者最近提出的类似模型，研究它的性质，并应用它来拟合归一化消光$A(λ)/A_{\rm V}$和偏振效率$P(λ)/A(λ)$在近红外到远紫外区域的几个恒星看到通过一个大的云。我们的结论是，模型参数$Ω$是视线和磁场方向之间的角度可以或多或少可靠地确定从理论和观测的比较。这为利用多波长光度和偏振观测研究星际磁场的空间结构开辟了一条道路。
2010-01-10 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances: Individual Sight Lines
虽然银河系星际消光曲线和尘埃形成元素的气相丰度在不同的视线之间表现出相当大的变化，但大多数尘埃消光建模工作都是针对银河系平均消光曲线，这是通过对许多不同气体和尘埃性质的云进行平均而获得的。因此，关于尘埃性质和星际环境之间关系的任何细节都丢失了。在这里，我们利用空间望远镜获得的大量灭绝和元素丰度数据，探索大量个体视线的尘埃特性。我们对每个视线的观测消光曲线进行建模，并推导出主要尘埃形成元素的丰度（即，C、O、Si、Mg和Fe）需要捆绑在灰尘中（即，粉尘损耗）。然后，我们面对的衍生粉尘损耗与所观察到的气相丰度的这些元素，并调查环境对粉尘的属性和元素损耗的影响。研究发现，对于大多数的视线，星际氧原子完全被气体和尘埃所容纳，因此似乎不存在“丢失氧气”的问题。对于那些视缐上氢柱密度为$A_V/N_H$ $>$ 4.8 $\times$ 10 $^{-22}$ mag cm $^2$ /H的恒星，即使星际C/H、Si/H、Mg/H和Fe/H丰度被假设为银河系化学演化增加的原太阳丰度，也缺乏制造尘埃的C、Si、Mg和Fe元素来解释观测到的消光。
2021-11-06 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
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
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
Modelling the spinning dust emission from dense interstellar clouds
多环芳烃的电偶极辐射常被用来解释反常的微波辐射现象。这种分配是基于所观察到的中红外发射的多环芳烃和AME之间的紧密相关性，以及旋转灰尘和宽带AME光谱模型之间的良好协议。到目前为止，AME经常在弥漫的星际介质中被大规模探测到，最近在普朗克数据的帮助下，在众所周知的稠密分子云中对AME进行了详细的研究。虽然人们对旋转尘埃排放的物理特性给予了很大的关注，但尚未详细考虑不同局部物理条件的影响。我们的目标是研究具有真实物理条件和辐射转移的星际云中出现的旋转尘埃辐射。我们使用Compiegne等人的DustEM代码来描述所有尘埃种群的灭绝和红外发射。如Silsbee等人所述，旋转粉尘排放是用SpDust获得的，我们将其与DustEM结合。我们进行了充分的辐射转移模拟，并仔细估计当地的气体状态作为星际云内的位置的函数。我们发现，旋转尘埃排放的主要离子的丰度是敏感的，我们提出了一个简单的计划来估计这些丰度。我们还研究了改变宇宙射线速率的影响。在稠密的介质中，辐射转移是强制性的，我们表明，旋转和中红外发射率的多环芳烃之间的关系不再是线性的，旋转的灰尘排放实际上可能是强大的云中心的中红外多环芳烃排放是弱的。这些结果提供了新的方法来跟踪从弥漫到稠密介质的晶粒生长，并将有助于在星际云尺度上的AME的分析。
2011-09-01 astro-ph.GA
Molecule-specific diffusion and desorption of interstellar ices on carbonaceous dust
National Central University（中央大学）；Max Planck Institute für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）；Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
通过实验室研究发现，星际冰在碳质尘埃上的扩散与脱附具有分子特异性，尘埃-冰界面会影响冰的结构和脱附动力学，为天文观测和星际冰化学模型提供了新约束。
2026-08-13 astro-ph.GA
Interstellar absorption and dust scattering
本文介绍了如何利用XMM-Newton和Chandra等天文台的X射线观测，通过光谱特征和散射晕成像研究星际介质的气体与尘埃性质，揭示元素丰度、耗损及尘埃分布。
2022-09-12 astro-ph.GA
Interstellar X-ray Absorption and Scattering
School of Mathematics and Physics, Anhui Jianzhu University（安徽建筑大学数学与物理学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Missouri（密苏里大学物理与天文学系）；Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理重点实验室）
本文改进了星际X射线吸收和散射数据，通过更新原子截面、星际丰度和尘埃物理模型，提高了数据准确性。
2026-05-09 astro-ph.GA
The interstellar dust reservoir: SPICA's view on dust production and the interstellar medium in galaxies
典型的星系大约三分之一的能量是在红外线上发出的。这种发射的起源重新处理了被星际尘埃颗粒吸收的星光，并以红外线的热发射形式重新辐射。在特别多尘的星系中，例如星暴星系，红外辐射的能量比例可以高达90%。尘埃排放被认为是恒星生命开始和结束阶段的一个很好的示踪剂，在那里尘埃是由后主序星产生的，随后加入星际尘埃库，并最终被恒星和行星形成消耗。这项工作回顾了目前的理解，这个星际尘埃水库的大小和属性，通过使用大麦云云作为一个例子，什么可以学到的尘埃属性和恒星形成的星系从这个尘埃水库，使用SPICA，建立在以前的工作与赫歇尔和斯皮策太空望远镜，以及红外空间天文台。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal and nonthermal dust sputtering in hydrodynamical simulations of the multiphase interstellar medium
我们使用三维流体动力学模拟研究了超新星（SN）冲击中星际尘埃通过溅射的破坏。一个新的数值框架，我们遵循溅射和尘埃动力学直接碰撞，等离子体阻力和电子感应加速器加速。不包括颗粒之间的碰撞，并且假设粒度分布是固定的。每个SN销毁的粉尘量是量化的环境密度和拟合公式的范围很广。集成的晶粒尺寸分布，非热（惯性）溅射占主导地位的热溅射典型的环境密度。我们提出的第一个模拟，明确遵循尘埃溅射在湍流多相星际介质。我们发现，尘埃破坏的时间尺度$τ$是0.35 Gyr的硅酸盐尘埃和0.44 Gyr的碳尘埃在太阳附近的条件。SN环境对$τ$有重要影响。在预先存在的气泡中发生的SNe破坏较少的灰尘，因为破坏受到冲击气体中灰尘数量的限制。这使得$τ$比基于单个SN爆炸结果的估计长约2.5倍。我们研究了尘气质量比（DGR）的演变，发现当尺度小于10 pc时，空间不均匀性为$\sim$ 14\%。它局部正相关的气体密度，但负相关的气体温度，即使在外部的气泡，由于不完全的气体混合。这导致填充暖气体的体积中的DGR比稠密云中的DGR低$\sim$ 30\%。
2019-05-29 astro-ph.GA
Vertical Structure of Interstellar Dust in the Milky Way
本研究利用约2300万颗恒星的高精度消光测量数据，分析了银河系星际尘埃的垂直分布与子结构，发现双指数盘模型比单指数盘能更好地拟合尘埃轮廓，并识别出与已知旋臂等结构吻合的尘埃子结构。
2025-09-18 astro-ph.GA
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
Iron and silicate dust growth in the Galactic interstellar medium: clues from element depletions
难熔元素的星际丰度表明了气相的大量消耗，随着气体密度的增加而增加。我们最近的尘埃演化模型，基于巨分子云（GMC）生命周期的流体动力学模拟，证明观察到的[Si $_{gas}$ /H]趋势是由冷扩散星际介质（ISM）中吸积的尘埃生长和超新星（SN）冲击的有效破坏的组合驱动的（Zhukovska等人。2016）。尘埃演化的分析模型，我们表明，即使与乐观的假设，从恒星输入的尘埃和没有破坏的颗粒由SNe它是不可能匹配的[Si $_{gas}$ /H] $-n_H$关系没有增长的ISM。我们扩展了在我们以前的硅酸盐工作中开发的框架，包括铁颗粒的演变，并解决了一个长期存在的难题：“星际铁在哪里？”'.在温暖的中性介质中的Fe比Si更高的损耗是由模型再现的，其中大部分星际铁（70%）被锁定为硅酸盐颗粒中的夹杂物，在那里它被保护免受SN冲击的溅射。如果剩余的贫化铁存在于尺寸在1- 10 nm范围内的金属铁纳米颗粒群中，则再现所观察到的[Fe $_{gas}$ /H] $-n_H$关系的斜率。增强碰撞率由于库仑聚焦是重要的硅酸盐和铁尘模型，以匹配所观察到的斜率之间的关系，耗尽和密度和在高密度的耗尽的幅度。
2018-03-12 astro-ph.GA
The long-wavelength emission of interstellar PAHs: characterizing the spinning dust contribution
普朗克和赫歇尔卫星不久将观测到冷尘埃颗粒在长波长下的发射，并对星际尘埃的性质提出新的限制。微波异常发射，提出是由于旋转的多环芳烃，应该有助于更好地定义这些物种。此外，了解天空异常发射的波动对于CMB研究至关重要。我们重点研究了星际多环芳烃在振转跃迁和转动跃迁中的长波长辐射。PAH的发射光谱从红外到微波范围内，并比较异常发射观测。为了模拟它们的长波长发射，我们把多环芳烃作为孤立系，并始终遵循其红外和旋转发射。我们考虑几个星际阶段，并讨论如何异常发射可能会限制他们的大小分布。我们的PAH排放模型占中红外光谱的弥漫星际介质和猎户座酒吧。对于λ <3 mm，PAH IR发射不再与辐射场强度（Go）成比例，这与光谱的中IR部分不同。在100 GHz处，这种排放占总粉尘排放量的不到10%。我们发现当Go<100和nH<100cm-3时，每个碳原子的自旋多环芳烃的宽带发射率是相当恒定的。观测到的异常发射英仙座分子云解释了我们的模型旋转PAH排放与标准丰度，支持多环芳烃的起源异常发射。带有Go的旋转尘埃发射率的行为提供了一个明确的测试，可以针对异常和尘埃中红外发射的观测进行测试。这些排放量的比较将提供星际多环芳烃的大小和/或电偶极矩的限制。
2009-11-09 astro-ph.GA
Modeling the Infrared Interstellar Extinction
尘埃在星际介质（ISM）中如何散射和吸收星光，包含着关于星际尘埃大小和成分的重要线索。虽然紫外线（UV）和可见光星际消光已经得到了很好的研究，并且可以用各种尘埃混合物（例如，硅酸盐-石墨混合物），红外（IR）消光不是很好理解，特别是，在3-8微米波长范围内的中红外消光相当平坦（或“灰色”），并且与标准Mathis，Rumpl，& Nordsieck（MRN）硅酸盐-石墨粉尘模型不一致。我们试图通过探索各种尘埃的大小和种类，包括无定形硅酸盐，石墨，无定形碳和铁再现平坦的红外消光。我们发现，平坦的IR消光最好用微米级的无定形碳尘埃来解释，每百万个氢原子消耗约60个碳原子（即，C/H ~ 60 ppm）。为了解释观察到的UV/可见光和近IR消光，硅酸盐-石墨模型需要Si/H ~ 34 ppm和C/H ~ 292 ppm。我们得出结论，从UV到中IR的消光可以通过亚微米尺寸的无定形硅酸盐粉尘、亚微米尺寸的石墨粉尘和微米尺寸的无定形碳粉尘的混合物来近似地再现，代价是ISM中可用的过量C（即，该模型需要C/H ~ 352 ppm的固相C丰度，大大超过ISM中可获得的丰度）。
2014-03-28 astro-ph.GA
The essential elements of dust evolution: A viable solution to the interstellar oxygen depletion problem?
还有许多与元素耗尽成尘埃有关的未决问题，例如，碳和氧究竟是如何结合到稠密云层中的尘埃中的，特别是，是什么驱使氧气在密度更大的星际介质中消失？这项工作的部分目的是试图解释稠密云层中氧原子与尘埃的明显异常结合。我们重新审视了星际尘埃碳质成分中元素的消耗问题，即，C、H、O、N和S，根据最近对彗星、陨石和行星际尘埃颗粒中有机物的分析。我们发现，在密集区域，氧气可以与尘埃中约10 - 20%的碳以难以观察的有机碳酸盐的形式结合，这可以解释170-255 ppm的氧气消耗。我们的结论是，虽然C，O和N原子被耗尽成无定形a-C：H：O：N相，但我们认为，相当大部分的C和O原子可以被螯合到有机碳酸酯中，这为氧耗尽问题提供了可行的解决方案。此外，这种碳酸盐的热分解或光解可能与ISM中CO_2的形成有关。
2019-06-04 astro-ph.GA
Absorption and scattering by interstellar dust in the silicon K-edge of GX 5-1
我们研究星际尘埃粒子对X射线辐射的吸收和散射，这使我们能够获得尘埃的物理和化学性质。星际尘埃的组成还不太清楚，特别是在银河平面的密集视线上。X射线在这项研究中提供了强有力的工具。我们提出了新获得的实验室测量硅酸盐化合物在巴黎的太阳同步加速器设施使用露西亚光束线。这次活动产生的尘埃吸收剖面被用于这项试点研究，以模拟沿低质量X射线双星（LMXB）GX 5-1视线的星际尘埃吸收。测量的实验室截面适用于天体物理数据分析，并在DAC光谱拟合程序中实现了Si K边缘的消光轮廓。我们通过拟合GX 5-1光谱中的Si K边，推导出星际尘埃沿视线的性质。我们测得GX 5-1的氢柱密度为$3.40\pm0.1\times10^{22} \rm cm^{-2}$。在GX 5-1的光谱中，硅边的最佳拟合是通过橄榄石和辉石的混合物获得的。在这项研究中，我们的建模是有限的硅吸收不同的镁：铁比的硅酸盐。我们得到了硅在尘埃中的丰度为$4.0\pm0.3\times10^{-5}$/H原子，考虑到气体和尘埃，总丰度的下限为$>4.4\times10^{-5}$/H原子，这导致气尘比>0.22。此外，Si K边缘中的增强的散射特征可能表明沿着视线存在大颗粒。
2016-12-23 astro-ph.GA
Electric dipole moments and disalignment of interstellar dust grains
星际颗粒相对于星际磁场排列的程度取决于排列机制和排列机制。几十年来，人们一直认为，排列不齐主要是由于颗粒与气相原子碰撞时受到的随机角脉冲造成的。最近，一种新的失准机制被认为是非常有效的晶粒，具有随时间变化的电偶极矩和漂移横跨磁场。我们提供了尺寸>约0.1微米的硅酸盐颗粒的失准时间的定量估计。这些似乎是短于由辐射扭矩对齐的时间尺度，除非晶粒包含超顺磁性夹杂物。
2009-11-19 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
H$_2$ formation on interstellar dust grains: the viewpoints of theory, experiments, models and observations
氢分子是宇宙中最丰富的分子。它是第一个在稀薄环境中形成并存活下来的光解离分子。它的形成涉及星际颗粒表面的催化反应。在过去的20年里，在新的天体物理观测和模拟进展的同时，对形成过程的微观物理进行了深入的研究。从未来卫星JWST可能带来的革命的角度出发，本文介绍了我们对各种星际环境中H $_2$形成的认识。
2017-11-28 astro-ph.GA
The Interstellar dust properties of nearby galaxies
本文综述了邻近星系星际介质中尘埃的组成、物理条件和可观测性。我们首先回顾了这些物体中尘埃的宏观空间分布，以及它对我们研究颗粒物理的能力的影响。我们还讨论了使用尘埃示踪剂作为诊断工具的可能性。然后，我们调查我们目前的理解，在不同的环境中的尘埃的微观，内在的属性，来自不同的观测：发射，消光，偏振，耗尽，在整个电磁波谱。最后，我们总结了颗粒演化的线索，无论是在局部尺度上或在宇宙时间。我们对不同的进化情景进行了透视。我们试图全面介绍的主要观测约束，分析方法和建模框架的不同过程。我们不包括银河系和遥远星系的尘埃特性，也不包括拱星或活动星系核环面尘埃。
2022-08-09 astro-ph.GA
New Ultraviolet Extinction Curves for Interstellar Dust in M31
利用HST/STIS获得了M31中一颗变红OB星的新的低分辨率紫外光谱，以研究星际消光的波长依赖性和底层尘埃颗粒种群的性质。消光曲线是为M31中的四条红化视线与紧密匹配的恒星大气模型配对而构建的。新曲线的S/N比以前的研究高得多。使用Ly $α$吸收线进行N（H I）的直接测量，从而能够计算气尘比。这些视线的银河中心距离范围为5至14千秒差距，代表了来自不同金属丰度和气尘比区域的尘埃。采样的金属丰度范围从太阳能到1.5太阳能。测得的曲线与在银河系和大麦云云中看到的曲线相似。最大熵方法被用来调查尘埃的组成和尺寸分布的视线在这个程序中观察到的发现，消光曲线可以产生与可用的碳和硅的丰度，如果金属丰度是超太阳。
2015-10-23 astro-ph.GA
Probing the Interstellar Dust in Galaxies over > 10 Gyr of Cosmic History
本文基于V. P. Kulkarni在第八届宇宙尘埃会议上的邀请演讲。尘埃对星系中星际气体的物理和化学以及星系的外观有着深远的影响。因此，了解尘埃随时间的宇宙演化对于了解星系的演化至关重要。尽管星际尘埃很重要，但人们对它在遥远星系中的性质和成分知之甚少。我们总结了我们正在进行的计划的结果，使用遥远的类星体的观测，以获得更好的约束尘埃颗粒在前景星系，恰好位于沿类星体的视线。这些观测包括斯皮策空间望远镜获得的中红外数据和地面望远镜和/或哈勃空间望远镜获得的光学/紫外数据的组合。中红外数据的目标10 $μ$米和18 $μ$米硅酸盐吸收功能，而光学/紫外线数据允许确定的元素消耗，消光曲线，2175年的颠簸等测量的吸收选定的星系的红移范围从$z\sim0$到$z>2$的星际尘埃的演变在过去的$> 10$陀螺仪提供的限制。在这些星系中的10 $μ$米硅酸盐吸收功能（$τ_{10}$）的光学深度与沿视线的红化量。但有迹象表明[例如，根据$τ_{10}$ / $E(B-V)$比率和可能的晶粒结晶度]，这些遥远星系中的尘埃在结构和成分上与银河系和麦哲伦星云中的尘埃不同。我们简要地讨论了这些结果的星系的演化和恒星形成的历史的影响。
2016-03-21 astro-ph.GA
Thermodynamics and Charging of Interstellar Iron Nanoparticles
以金属铁纳米颗粒形式存在的星际铁可能构成星际尘埃的一种成分。我们计算了铁纳米粒子在星际辐射场中升华的稳定性，发现铁团簇可以持续到$\simeq 4.5\,$的半径，也许更小。我们采用实验室数据的小铁团簇计算的光电产额作为一个功能的晶粒尺寸和由此产生的颗粒在各种星际环境中的电荷分布，发现铁纳米粒子可以获得负电荷，特别是在高气体温度和电离分数的区域。如果星际铁的$\gtrsim 10\%$是以超小铁团的形式存在，那么尘埃的光电加热率可能会比只有碳质和硅酸盐颗粒的尘埃模型增加几十个百分点。
2016-11-25 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
Carbon 'fluffy' aggregates produced by helium - hydrocarbon high pressure plasmas as analogs to interstellar dust
本研究提供了一个高功率介质阻挡放电与氦和饱和烃气体供给在不同的基板上的碳相关的产品的沉积的调查。放电的特征在于通过电压-电流测量，而中性物种和解离化合物积累在等离子体反应器中进行了分析，通过傅立叶变换红外（FTIR）光谱。用FTIR和X射线光电子能谱学分析了沉积在不同衬底上的非芳香氢化非晶碳（a-C：H）薄膜和“蓬松”碳尘的性质。a-C：H膜的sp2杂交分数可以忽略不计，而对于“蓬松”灰尘，不超过10%。微观外观，层次组织和CH 2/CH 3比约2的“蓬松”尘埃模拟的结果，支持目前的理解宇宙碳尘的物理化学性质。
2018-09-11 astro-ph.GA
Interstellar Dust Models and Evolutionary Implications
星际消光和偏振的波长依赖性，补充观测到的元素丰度和星光加热的尘埃红外发射光谱，强烈约束尘埃模型。一个尘埃模型，似乎是与观测相一致。为了重现观测到的灭绝，该模型消耗了大量的星际Mg，Si和Fe（在无定形硅酸盐中），以及相当大一部分的C（在碳质材料中），并调整了尺寸分布和排列以匹配观测结果。星际颗粒的组成、结构和尺寸分布是恒星流出物中的尘埃注入星际介质（ISM）的结果，随后是星际颗粒的破坏、生长、凝聚和光处理。这些不太清楚的过程之间的平衡是ISM中固体物质混合的原因。大多数存在于弥漫ISM中的星际颗粒物质必须在ISM中生长。因此，构成星际尘埃主体的无定形硅酸盐和碳质物质一定是在紫外线辐射存在下颗粒生长的结果。在高z系统中的尘埃，如J1148+5251，也主要是在ISM中产生的，超新星产生的尘埃只占总尘埃质量的一小部分。
2009-03-09 astro-ph.CO 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
Constraints on interstellar dust models from extinction and spectro-polarimetry
我们目前的偏振光谱的七颗恒星的视线对斯科OB 1协会。我们的光谱是在ESO VLT的FORS仪器进行的大型星际偏振调查的框架内获得的。我们已经模拟了消光和线性偏振的波长依赖性与尘埃模型的扩散星际介质，其中包括一个混合物的颗粒大小范围从0.5 nm到350 nm的分子域。我们已经包括了由石墨和硅酸盐组成的半径在0.5和6 nm之间的随机加热的小尘埃颗粒，以及多环芳烃分子（PAH），我们假设较大的颗粒是由无定形碳和硅酸盐组成的长球体。总的来说，一个有八个自由参数的尘埃模型最好地再现了观测结果。减少自由参数的数量会导致与宇宙丰度约束不一致的结果。我们发现，对齐的硅酸盐是所观察到的偏振的主要贡献者，并且偏振光谱是最好的拟合由70 - 200 nm的对齐晶粒的等体积球半径的下限。
2017-05-22 astro-ph.GA
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays II: dark cloud cores
宇宙射线对星际颗粒的加热是星际分子云中颗粒表面分子脱附的重要机制。本研究的目的是提供一个详细的温度谱，这种CR诱导加热。为此，橄榄石晶粒半径为0.05，0.1和0.2微米的星际气体屏蔽与各向同性柱密度特性的黑暗核心被认为是。考虑到厚度不断增加的冰幔的积累。CR能谱得到这些列密度的32个宇宙线成分。我们计算了具有已知能量的CR核撞击颗粒的频率，沉积了一定量的能量。作为结果，我们得到的能量和温度谱受CR击中的晶粒。这使得改善现有的方法CR诱导的全谷物加热天体化学建模。
2018-10-01 astro-ph.GA
Properties of interstellar dust responsible for extinction laws with unusually low total-to-selective extinction ratios of Rv=1-2
众所周知，Ia型超新星的消光特性可以用陡峭的消光曲线来描述，其总消光与选择性消光之比非常低，Rv = 1.0-2.0。为了揭示导致这种特殊消光规律的星际尘埃的性质，我们应用由石墨和硅酸盐组成的双组分尘埃模型对实测消光曲线进行了拟合计算。对于粒度分布，我们考虑了幂律分布和对数正态分布两种函数形式。我们发现，由Cardelli等人（1989）的单参数公式（Rv = 2.0、1.5和1.0）导出的陡峭消光曲线，即使用简单的幂律尘埃模型（其固定幂指数为-3.5，最大截止半径分别为a_{max} = 0.13 μ m、0.094 μ m和0.057 μ m）也能合理地解释。这些最大截止半径小于a_{max} ~ 0.24 μ m，这在银河系中被认为是有效的，清楚地表明，造成陡峭消光曲线的星际尘埃高度偏向于较小的尺寸。我们表明，对数正态尺寸分布也可以导致良好的拟合与Rv = 1.0-3.1的消光曲线，通过采取适当的组合的相关参数。我们讨论了在紫外波长的消光数据是必不可少的约束星际尘埃的成分和尺寸分布。
2016-08-24 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
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium
利用普朗克远红外和阿雷西博GALFA 21厘米线调查，我们确定了一组孤立的星际云（天空中大约度大小，包括100个太阳质量），并评估了气体质量与尘埃质量的比例。云与云之间和单个云的区域内的气体与尘埃的比率都存在显着变化;与标准气体与尘埃的比率相比，在云内，每单位尘埃的原子气体减少了3倍以上。三个假设被认为是。首先，明显较低的气尘比可能是由于分子气体。与普朗克CO地图相比，最明亮的云的H2/CO比与银道面云相当，但其他云的H2/CO比有很大的下限，因此所需的分子气体量远远高于基于CO上限的预期。其次，我们考虑自吸收的21厘米线，并发现光学深度必须约为3，显着高于发现从调查的无线电源。第三，颗粒的性质可能会在云层中发生变化：当它们变冷时，它们会变得更容易发射，而不会利用已经将宇宙丰度完全锁定在颗粒中的重元素。这三个过程都可能是活跃的，需要进行后续研究来解开它们，并测量星际云的真实气体和尘埃总含量。
2015-09-09 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
Probing the variations of interstellar dust abundance and properties within and between galaxies with HWO UV spectroscopy in the Local Volume
本文提出利用HWO紫外光谱观测本地星系内大质量恒星，测量关键元素丰度与尘埃耗损，以探究星际尘埃丰度随环境的变化，并强调高分辨率与高信噪比设计对测量碳氧含量的必要性。
2025-09-09 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
