Major Merger Galaxy Pairs at z=0: Dust Properties and Companion Morphology
本文分析了一组由K_s星等和红移选择的近距离主合并星系对的尘埃性质。这两对代表了螺旋-螺旋（S+S）和混合形态螺旋-椭圆（S+E）两个种群。CIGALE（Code Investigating Galvanic Emission）被用来拟合尘埃模型到2 MASS、WISE和Herschel通量密度测量，并导出描述PAH贡献、星际辐射场（ISRF）和光解离区域（PDR）的参数。模型拟合验证了我们之前的斯皮策太空望远镜分析，S+S和S+E对恒星形成的增强程度不同，尘埃成分也不同。混合形态星系对的螺旋并没有表现出星际辐射场的增强，因此S+S对中螺旋的尘埃温度与根据气体再分布的标准模型所预期的相反。这表明，在确定一个螺旋星系的尘埃性质在一个密切的主要合并对的同伴环境/形态的重要性。
2016-08-10 astro-ph.GA
Dust enrichment in the circum-galactic medium
本研究开发了星系周介质尘埃增丰模型，发现尘埃破坏与外流供应主导其丰度，且模型结果与SDSS观测一致。
2024-02-03 astro-ph.GA
Evolution of dust extinction curves in galaxy simulation
为了理解消光曲线的演化，我们计算了尘埃演化的星系使用平滑粒子流体动力学模拟纳入恒星尘埃生产，超新星冲击中的尘埃破坏，吸积和凝聚的颗粒生长，和粉碎颗粒破坏。粉尘种类被分离成含碳粉尘和硅酸盐。通过将颗粒群分为大增益和小增益来考虑粒度分布的演变，这使我们能够估计灭绝曲线。我们研究了消光曲线的位置，气体密度和星系中的金属丰度的依赖性，并发现消光曲线是平坦的$t \lesssim 0.3$陀螺仪，因为恒星尘埃生产占主导地位的总尘埃丰度。2175年的彗星撞击和远紫外线（FUV）的上升在尘埃通过吸积增长后变得突出。在$t \gtrsim 3$ Gyr，破碎在外盘和低密度区域有效地发挥作用，因此灭绝曲线显示出非常强烈的2175 Å凸起和陡峭的FUV上升。$t\gtrsim 3$ Gyr的消光曲线与银河系的消光曲线一致，这意味着我们成功地将必要的尘埃过程包括在模型中。由恒星反馈引起的外盘分量的消光曲线具有较弱的2175 μ m凸起和较平坦的FUV斜率。碳质尘埃的强烈贡献往往会使小麦哲伦云消光曲线中的FUV上升不足，这支持了星系中小碳质尘埃的选择性损失。年轻时的快照也解释了高红移类星体的消光曲线。
2017-04-06 astro-ph.GA
Exploring the relation between dust mass and galaxy properties using Dusty SAGE
我们探索尘埃和模拟星系的几个基本性质之间的关系，使用Dusty SAGE半解析模型。除了追踪标准的星系属性，Dusty SAGE还追踪星际介质（ISM）中的冷尘埃质量，晕中的热尘埃质量和反馈活动喷射的尘埃质量。根据它们的ISM尘埃含量，我们将我们的星系分为两类：ISM尘埃贫和ISM尘埃富。我们将ISM贫尘组分为两个亚组：晕富尘和贫尘（后者包含在ISM和晕中都缺乏尘埃的星系）。富含光环尘埃的星系具有很高的加热气体和尘埃流出率，并且质量更大。我们划分ISM尘埃丰富的星系的基础上，其特定的恒星形成率（sSFR）成恒星形成和淬火亚组。在红移z=0时，我们发现ISM富尘星系具有相对较高的sSFR、较低的膨胀质量比和较高的气体金属丰度。ISM富含尘埃的星系的高sSFR允许它们在恒星喷出物中产生尘埃。它们富含金属的ISM使尘埃通过颗粒堆积而生长。在ISM粉尘贫乏组中情况正好相反。此外，ISM尘埃丰富的星系是典型的晚型，而ISM尘埃贫星系类似的早期型人口，我们展示了他们的ISM内容是如何从尘埃丰富的尘埃贫演变。最后，我们调查粉尘生产从z=3到z=0，发现所有群体的演变相似，除了淬火ISM粉尘丰富的集团。
2021-02-26 astro-ph.GA
DustKING - the story continues: dust attenuation in NGC628
尘埃衰减是一个关键但高度不确定的参数，它阻碍了星系内在性质的确定，如恒星质量，恒星形成速率和恒星形成历史。尘埃衰减定律的形状在星系之间和星系内部都不是统一的。我们的DustKING项目于2016年在第一次BINA研讨会上推出，旨在研究附近星系中尘埃衰减曲线的变化。在2018年的第二次BINA研讨会上，我介绍了我们对螺旋星系NGC 628的试点研究结果。我们发现，该星系的平均衰减规律的特点是由一个MW样的颠簸和陡峭的紫外线斜率。此外，我们观察到有趣的变化，与高$A_V$的区域表现出较浅的衰减曲线。最后，我们讨论了我们的工作可能会受益于印度AstroSat任务的UVIT数据。
2019-04-12 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
The relations between dust properties and galaxy global / integrated quantities in the nearby Universe
Institute of Space Science-INFLPR Subsidiary（空间科学研究所-INFLPR附属机构）
本文通过分析低红移星系样本，研究尘埃温度与发射指数与星系全局性质的关系，并提出新的关联关系。
2025-11-26 astro-ph.GA
Powderday: Dust Radiative Transfer for Galaxy Simulations
我们目前Powderday，一个灵活的，快速的，开源的尘埃辐射转移包设计接口与星系形成模拟。Powderday建立在FSPS人口合成模型，尘埃辐射转移，并采用yt不同的软件包之间的接口。我们包括我们的恒星星族合成模型的飞行，这使得显着的运行时的灵活性，在假设的恒星物理。我们包括一个模型的星云线发射，可以采用预先计算的多云查找表（效率），或直接光电离计算的所有年轻恒星（灵活性）。尘埃含量遵循观测动机的处方，直接建模从星系形成模拟，或一种新的方法，包括尘埃含量通过学习为基础的算法从SIMBA宇宙学星系形成模拟。AGN还可以通过一系列处方包括在内。这些模型的输出是宽带SED以及滤波卷积图像。Powderday旨在消除研究人员采用不同流体动力学星系形成模型的最后一英里努力，并与GIZMO，AREPO，GASOLINE，CHANGA和ENZO无缝接口。我们通过三个应用程序展示了代码的能力：一个模型的恒星形成率（SFR），在星系（包括AGN的影响）的红外光度关系; AGB恒星周围的拱星尘埃对星系SED的中红外发射的影响;和星系倾角对尘埃衰减规律的影响。
2020-06-18 astro-ph.GA
Dust-depletion sequences in damped Ly-α absorbers II. The composition of cosmic dust, from low-metallicity systems to the Galaxy
我们的目标是评估什么是最占主导地位的尘埃物种或类型，包括硅酸盐和氧化铁颗粒存在于ISM中，通过使用最近的观测尘埃耗尽的星系在不同的演化阶段。我们使用在不同环境中观测到的几种金属（O，S，Si，Mg和Fe）尘埃中的元素丰度，考虑具有不同金属丰度和尘埃含量的系统，即阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）朝向类星体和银河系。我们推导出一个可能的尘埃成分，通过计算发现在尘埃中的统计预期元素丰度假设一组关键的尘埃物种与铁含量作为一个自由参数。本研究未考虑碳质粉尘。金属铁（可能以硅酸盐颗粒中夹杂物的形式存在）和氧化铁是无碳粉尘质量组成的重要组成部分。氧化铁占含氧粉尘的重要质量分数（在某些情况下约为1/4），并且有充分的理由相信金属铁占粉尘的类似质量分数。铁铁矿（FeO）可以简单地解释铁和氧的消耗，因为它很容易形成。似乎没有硅酸盐物种明显占主导地位的硅酸盐质量，而是铁贫以及富铁橄榄石和辉石的混合物。硫化物在多大程度上导致硫的消耗仍不清楚。一般来说，尘埃成分（不考虑含碳尘埃）从低金属量系统到银河系似乎没有什么演变。
2019-02-02 astro-ph.GA
A dusty, normal galaxy in the epoch of reionization
在红移为$z > 7$的早期宇宙中形成大多数恒星的中等星系的候选者，已经被发现了大量极深的重构框架紫外成像。但事实证明，现有的光谱仪很难在紫外线下对它们进行分析。这些星系的详细性质可以从尘埃和冷气体发射的远红外波长测量，如果星系已经成为足够丰富的尘埃和金属。然而，到目前为止，在尘埃辐射中检测到的最远的紫外选择星系只有$z = 3.25$，最近的结果对在这个早期时期的典型星系中是否能发现尘埃和分子产生了怀疑。在这里，我们报告的热尘埃排放的原型早期宇宙恒星形成星系，A1689-zD 1。我们在光谱学上探测到它的恒星连续谱，并通过对Lyα断裂的光谱探测确定它的红移为$z = 7.5\pm0.2$。A1689-zD 1代表了再电离过程中的恒星形成群体，总恒星形成速率约为12 M $_\odot$/年$^{-1}$。这个星系是高度演化的：它有一个巨大的恒星质量，并且富含大量的尘埃，尘埃与气体的比例接近银河系。因此，尘埃、演化的星系出现在$z > 7$较暗的恒星形成群体中，尽管它们首次出现的时间很短。
2015-02-27 astro-ph.GA
The frequency of dust lanes in edge-on spiral galaxies identified by Galaxy Zoo in KiDS imaging of GAMA targets
尘埃带平分了一个典型的边缘螺旋星系的平面，这是一个暗的光学吸收特征。它们的出现与螺旋盘的引力稳定性有关;边缘星系中显示出尘埃带的部分是引力和湍流之间典型垂直平衡的直接指标;恒星形成的能量输入和进入盘平面的引力之间的平衡。基于星系和质量组装（GAMA）领域中的星系~动物园项目对千度巡天（KiDS）成像数据的形态分类，我们探索了尘埃带与星系特征的关系，其中大部分是使用{ \sc magphys}光谱能量分布拟合工具确定的：恒星质量，总的和特定的恒星形成率，以及描述冷尘埃成分的几个参数。我们发现尘埃带的比例确实取决于星系的恒星质量;它们开始出现在$M^* \sim 10^9 M_\odot$。尘埃带也强烈暗示尘埃质量至少为$10^5 M_\odot$，但除此之外与{ \sc magphys}光谱能量分布分析的冷尘埃质量参数无关，也与恒星形成率（具体或总体）无关。尘埃带的识别不依赖于磁盘椭圆度（磁盘厚度）或Sersic配置文件，但与凸起形态相关;一个圆形的凸起有利于尘埃带投票。沿视线的中心分量产生的尘埃带与{ \sc magphys}拟合的分量、冷扩散分量或HII区域的局部加热分量中的任何一个都不相关，而是这两个的混合。
2019-09-16 astro-ph.GA
Astro2020: Unleashing the Potential of Dust Emission as a Window onto Galaxy Evolution
我们提出了严重的，系统的不确定性，目前面临着我们的理解尘埃排放，这阻碍了我们的能力，真正利用尘埃作为研究星系演化的工具。我们提出了一个研究计划，以解决这些不确定性，描述必要的设施，并讨论潜在的科学收益，将导致。该白皮书已提交给美国国家科学院天文学和天体物理学2020年十年调查。
2019-03-15 astro-ph.GA
Galaxy Simulation with Dust Formation and Destruction
我们进行平滑粒子流体动力学（SPH）模拟一个孤立的星系与新的治疗尘埃的形成和破坏。为此，我们将尘埃和金属的产生与恒星的形成和超新星的反馈相一致。对于灰尘，我们认为一个简化的模型的粒度分布，代表整个范围内的粒度与大颗粒和小颗粒。我们包括恒星喷出物中的尘埃产生，超新星（SN）冲击造成的尘埃破坏，吸积和凝聚造成的颗粒生长，以及破碎造成的颗粒破坏。我们发现，当星系年龄超过0.2 Gyr时，固定的尘埃-金属质量比的假设不再有效，此时吸积颗粒的生长开始有助于尘埃-气体比的非线性上升。正如我们之前的单区模型所预期的那样，破碎通过吸积触发晶粒生长，因为它增加了晶粒的总表面积。当星系的年龄大于$\sim$ 1 Gyr时，凝结作用就变得很明显：在这个时期，小颗粒的丰度变得足够高，从而提高了小颗粒的凝结速度。我们进一步比较了粉尘-气体比$(\mathcal{D})$和粉尘-金属比$(\mathcal{D}/Z)$的径向分布（即，在不同的年龄段与观察数据。我们发现，我们的模拟广泛地再现了径向梯度的尘气比和耗尽。在早期阶段（$\lesssim 0.3$ Gyr），$\mathcal{D}$的径向梯度遵循金属丰度梯度，$\mathcal{D}/Z$由恒星喷出物中尘埃的凝聚效率决定，而在后期阶段，由于吸积作用导致的颗粒生长，$\mathcal{D}$的径向梯度比$Z$的径向梯度更陡。本文提出的框架适用于任何基于…
2017-01-18 astro-ph.GA
Observed cosmic evolution of galaxy dust properties with metallicity and tensions with models
星际介质中的尘埃丰度在星系物理、物质的化学演化以及恒星光的吸收和再发射中起着重要的作用。在过去的几年里，观测和理论研究激增，将星系的尘埃丰度限制在$z\sim5$以内。在这项工作中，我们收集了最新的观测测量（重点是吸收研究，涵盖金属丰度范围$6.8 < 12 + \log{(O/H)}<9$）和理论预测（从六个不同的星系形成模型）的尘埃气体（DTG）和尘埃金属（DTM）比的星系。DTG和DTM与气相金属丰度之间的观测趋势可以用线性关系来描述，并且没有显示出从$0<z<5$的演化。重要的是，DTG金属丰度关系的拟合为从毫米尘埃连续观测推断的基于尘埃的气体质量估计提供了一个精确的工具。在观测到的关系中缺乏演化表明，尘埃的形成和破坏之间迅速达到了平衡（当宇宙年龄为1.2 Gyr时），并且在宇宙时间内，恒星形成的时间尺度是恒定的。没有一个模型能够重现在金属丰度和红移探测的整个范围内观察到的趋势。模型和模拟之间的比较，进一步排除了一些目前的实现星系形成模型中的尘埃的生长和破坏，并对恒星形成的预测时间尺度进行了严格的限制。
2022-03-17 astro-ph.GA
Repainting the colour-mass diagrams by unearthing the green mountain: dust-rich S0 galaxies in the colour-(galaxy stellar mass) diagram, and the colour-(black hole mass) relations for dust-poor versus dust-rich galaxies
本文通过施加与盘面倾角相关的尘埃改正，揭示了隐藏在颜色-恒星质量图“红序”中的富尘大质量透镜星系“绿色山脉”，并据此重绘颜色-质量图及颜色-黑洞质量关系，区分贫尘与富尘星系的不同演化序列。
2024-05-02 astro-ph.GA
Dust evolution in zoom-in cosmological simulations of galaxy formation
我们提出了宇宙学放大流体动力学模拟盘星系的形成，实现尘埃演化和尘埃促进冷却的热气体。我们夫妇的改进版本，我们以前的治疗尘埃演化，采用两个尺寸近似估计的粒度分布，与MUPPI恒星形成和反馈亚分辨率模型。我们的尘埃演化模型分别遵循碳和硅酸盐尘埃。为了区分由模拟的混沌行为引起的差异与真正由于不同的模拟设置引起的差异，在初始条件中引入微小扰动后，我们将每个模型运行六次。用这种方法，我们讨论了各种尘埃相关的物理过程的作用和文献中采用的一些可能的近似的效果。金属耗尽和尘埃冷却影响系统的演化，导致其恒星，气体和尘埃含量的重大变化。我们讨论的光谱能量分布的颗粒的大小分布和化学成分的显着变化，我们的模拟预测在星系的演化过程中可能产生的影响。我们比较尘埃表面密度，尘埃气体比和小到大的颗粒质量比作为星系半径和气体金属丰度的函数，我们的基准运行预测与最近的观测估计为三个不同质量的盘星系。总的协议是好的，特别是考虑到我们没有为此目的调整我们的模式。
2021-02-07 astro-ph.GA
Detailed dust modelling in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
我们实现了一个详细的尘埃模型到L-Galerkin半分析模型，其中包括：II型和Ia型超新星（SNe）和AGB星的尘埃注入;在分子云中的晶粒生长;和破坏由于超新星引起的冲击，恒星形成，和再加热。我们的颗粒生长模型分别遵循分子云和云间介质中的尘埃含量，并且只允许在预先存在的尘埃颗粒上生长。在早期，这可能会对灰尘的增长速度产生显着影响。在$z\sim8$之上，II型超新星是尘埃的主要来源，而在$z\sim8$之下，分子云中的颗粒生长占主导地位，总尘埃含量在$z\sim6$之下由后者主导。然而，星系形成的详细历史对于确定任何单个星系的尘埃含量都很重要。我们引入了一个适合的尘埃金属（DTM）比作为金属丰度和年龄的函数，它可以用来推断在任何红移星系的DTM比。在$z\lesssim3$，我们发现金属丰度和DTM之间的平均关系相当平坦，金属丰度和尘气（DTG）比之间呈正相关，与观察到的关系的形状和归一化很好地吻合。我们还匹配观测到的恒星质量-尘埃质量关系的红移范围内的$0-4$，并在$z=0$的尘埃质量函数的归一化。我们的研究结果是重要的，在解释观测的尘埃含量的星系在整个宇宙的时间，特别是在高红移。
2019-07-05 astro-ph.GA
How Dust Models Shape High-z Galaxy Morphology: Insights from the NewCluster Simulation
本研究利用NewCluster模拟的实时（OTF）尘埃模型，对比固定尘埃-金属（DTM）模型，发现OTF模型能更准确捕捉高红移星系形态特征（如更亮中心和核球），揭示尘埃演化建模对星系形态研究的重要性。
2025-08-25 astro-ph.GA
Submillimeter Observations of CLASH 2882 and the Evolution of Dust in this Galaxy
对MACS J1149.6+2223星系团的两毫米观测发现了一个与z=9.6的透镜MACS 1149-JD星系的位置一致的源。一个积极的识别将使这个星系成为宇宙中最年轻的尘埃形成星系。使用AzTEC 1.1 mm相机和IRAM NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）在1.3 mm处进行的后续观察未证实这种关联。在本文中，我们表明NOEMA观测将2 mm源与[PCB 2012] 2882相关联（[PCB 2012] 2882是该源的NED搜索名称）。哈勃空间望远镜（HST）星团透镜和超新星（CLASH）目录MACS J1149.6+2223中的源编号2882。这个源，以下简称为CLASH 2882，是一个z=0.99的引力透镜螺旋星系。我们结合GISMO 2毫米和NOEMA 1.3毫米通量与其他（休息帧）紫外远红外观测，构建完整的光谱能量分布（SED）的这个星系，并推导出其恒星形成的历史，恒星和星际尘埃含量。目前该星系的恒星形成率为54/mu Msun yr-1，其尘埃质量约为5 × 10^7/mu Msun，其中mu是该源的透镜放大因子，平均值为2.7。推断的尘埃质量高于核心坍缩超新星（CCSN）和演化的AGB星所能产生的最大尘埃质量。与许多其他恒星形成星系一样，CLASH 2882中的大部分尘埃质量一定是在ISM的致密阶段吸积的。
2015-09-30 astro-ph.GA
Inferring the three-dimensional distribution of dust in the Galaxy with a non-parametric method: Preparing for Gaia
我们提出了一个非参数模型来推断银河系中尘埃密度的三维（3D）分布。我们的方法使用了在银河系不同位置的恒星在大约已知的距离上测量的消光。每个消光测量值与沿其视线的积分尘埃密度成比例。对尘埃密度的空间相关性进行简单的假设，我们可以推断出整个观测区域最可能的尘埃三维分布，包括未观测到的视线。这是可能的，因为我们的模型采用高斯过程来连接所有视线。我们证明了我们的模型捕捉详细的尘埃密度变化的能力，使用模拟数据以及模拟数据从盖亚宇宙模型快照。然后，我们将我们的方法应用于APOGEE和开普勒观测到的巨星样本，在银河系的一个小区域内构建3D尘埃图。由于我们的平滑约束和它的各向同性，我们提供了第一个地图，不显示“上帝的手指”的效果。
2016-10-25 astro-ph.GA
Multiband imaging observations of a prominent dust lane galaxy NGC 4370
本文利用Hanle的Himalaya Chandra望远镜（HCT）的光学宽带（BVRI）成像观测和2MASS的近红外（J，H，K $_s$）图像，研究了一个著名的尘埃带星系NGC 4370中星际尘埃的消光特性。NGC 4370属于室女座星系团（VCC 0758），与NGC 4365在10 $\arcmin$处形成非交互作用的一对。NGC 4370拥有一条平行于其光学主轴的突出尘埃带，几乎延伸到1 \arcmin。NGC 4370的消光曲线与银河系的消光曲线平行，这意味着NGC 4370中尘埃的性质与银河系中典型粒子的性质相同。发现$R_V$值等于2.85 $\pm$ 0.05，与尘埃带星系的观测值一致。用消光系数和IRAS通量密度估算的NGC 4370尘埃总量分别等于$4.4\times 10^4$ \msol和$2.0\times 10^5$ \msol。至于这个星系中尘埃和ISM的起源，这个星系在其生命周期中积累的尘埃不足以解释光学方法检测到的质量，这反过来意味着ISM可能是由NGC 4370通过合并事件获得的。还试图研究ISM的多个阶段之间的明显空间对应关系，即，热气体，温暖的气体和尘埃在这个星系通过获得光学发射地图从窄带成像和扩散X射线发射地图从分析\emph{Chandra}档案数据。这种分析意味着尘埃和温暖的气体之间的物理联系，就它们的物理共存和共同起源而言。
2009-01-13 astro-ph.GA
Dust in the Radio Galaxy and Merger Remnant NGC 1316 (Fornax A)
我们目前的尘埃地图NGC 1316（天炉座A），一个研究充分的早期型星系位于天炉座星系团的郊区。我们使用的大型APEX测辐射计CAmera（LABOCA），在870微米的角分辨率为19.5角秒的阿塔卡马探路者实验（APEX）12米亚毫米望远镜在智利和广域红外巡天探测器（WISE）。WISE在中心为3.4、4.6、12和22微米的四个中红外波段进行观测，角分辨率范围为6至12角秒。WISE和LABOCA地图揭示了NGC 1316中央2角分的尘埃辐射。星系中具有许多壳和环的扰动光学形态、分子气体的复杂分布以及我们的尘埃图都是过去星系中合并活动或气体吸积的证据。结合现有的中红外和远红外测量的LABOCA通量测量，我们估计的温度的冷（~20 K）和温暖（~55 K）的尘埃成分在星系中。这项研究将扩展到其他南部射电星系和合并遗迹。这些星系是今后利用ALMA进行更高角分辨率和灵敏度观测的良好目标，以探测射电喷流与活动星系核附近尘埃分子气体的相互作用。
2014-09-08 astro-ph.GA
Astro2020: How does dust escape from galaxies?
每当气体被吹出星系时，它很可能包含一些宇宙尘埃。这些尘埃是环星系和星系际介质金属收支的重要组成部分，并追踪了星系的外流和剥离历史。尘埃本身也很有趣，因为尘埃在许多天体物理过程中起着重要作用。我们对环星系尘埃的了解才刚刚开始，特别是我们不知道它是如何（以及何时）逃离其宿主星系的。在这里，我们描述了测量许多单个星系周围的尘埃质量和性质的前景，这将成为理解尘埃如何到达那里的基础。
2019-03-22 astro-ph.GA
Spectropolarimetry of the superwind filaments of the starburst galaxy M82 II: kinematics of the dust surrounding the nuclear starburst
我们进行了深光谱偏振观测的原型星暴星系M82与斯巴鲁望远镜，以研究尘埃外流的运动学。在锥形外流风（超风）中，沿三个位置角获得了距星系核$\sim$ 4~kpc的光学偏振发射线谱。超风中的H $α$发射线具有强的偏振性，偏振图样显示了中心光源的尘埃散射，与前人的工作一致。H-$α$谱线的强度加权偏振度最大可达$\sim$ 30%.在星系的中心区域至少有两个光源;其中一个位于近红外核心，另一个位于3毫米射电和分子气体发射的峰值之一。外层（> 1 kpc）的尘埃被前者照亮，而内层的尘埃则散射后者发出的光。我们还从偏振H $α$发射线的速度场研究了尘埃的运动。尘埃在核的西北侧加速向外移动。一个简单的双锥尘埃外流模型表明，在距核$\sim 4$ kpc处，尘埃的外流速度达到$\gtrsim 300-450$ km/s，这表明部分尘埃逃离了M82的引力势，进入星系际空间。在东南侧的某些区域，特别是沿着138 $^\circ$的位置角，尘埃的径向速度比星系的系统速度慢，显然表明向核的流入运动。这些成分在空间上与分子气流的一部分一致，分子气流在运动学上与流出气体无关，因此尘埃的表观流入运动反映了与分子气流相关的流动运动。
2019-05-28 astro-ph.GA
Unravelling multi-temperature dust populations in the dwarf galaxy Holmberg II
本研究分析矮星系Holmberg II中27个位置的远红外数据，发现多温度尘埃群体，并揭示冷尘埃温度与FUV强度在特定位置的相关性，为邻近星系尘埃研究提供新工具。
2023-08-31 astro-ph.GA
CALIMA: On-the-fly dust and PAH evolution for radiation-hydrodynamics galaxy formation simulations
University of Chicago（芝加哥大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；University of Oxford（牛津大学）
CALIMA通过实时尘埃和PAH演化，改进辐射-水动力学模拟，以更准确地解释尘埃和PAH的观测数据及尘埃反馈在星系形成中的作用。
2026-02-25 astro-ph.GA
Accurate dust temperature determination in a $z = 7.13$ galaxy
我们报告ALMA波段9连续观测的正常，尘埃恒星形成星系A1689-zD 1在$z = 7.13$，导致在$702$ GHz的$\sim$ 4.6 $σ$检测。这些观测第一次探测了再电离时期（EoR）星系发射峰的远红外（FIR）光谱。再加上辅助数据从早期的作品，我们得到的尘埃温度，$T_{\rm d}$，和质量，$M_{\rm d}$，A1689-zD 1使用传统的修改黑体光谱能量密度拟合，和一种新的方法，只依赖于[CII] $158\ \mathrm{μm}$线和基础的连续数据。这两种方法给出了$T_{\rm d} = (42^{+13}_{-7}, 40^{+13}_{-7}$）K和$M_{\rm d} = (1.7^{+1.3}_{-0.7}, 2.0^{+1.8}_{-1.0})\,\times{}\,10^{7} \,M_{\odot}$。波段9观测使尘埃温度（质量）估计的准确度提高了$\sim 50$ %（6倍）。导出的温度证实了报告中增加的$T_{\rm d}$-$z=0$和$8$之间的红移趋势;尘埃质量与超新星起源一致。虽然A1689-zD 1是一个正常的紫外选择星系，我们的研究结果，这意味着$\sim$ 85%的恒星形成率是模糊的，强调了尘埃在EoR星系中不可忽略的影响。
2021-09-27 astro-ph.GA
Theoretical clues about dust accumulation and galaxy obscuration at high and low redshift
由于宇宙恒星形成的高峰期在$z \sim 2$，大部分在高质量星系中是模糊的，而在低质量星系中，辐射可以畅通无阻地逃逸。在再电离时期，尘埃遮蔽的演化星系的存在对星系形成和演化模型是一个挑战。利用化学动力学演化模型，研究了初始重子质量从$7.5 \times 10^{7}$ ~M $_\odot$到$2.0 \times 10^{12}$ ~M $_\odot$的星系中形成大量尘埃所需的恒星形成和尘埃产生过程.恒星形成效率也被用来代表从不规则矮星系到巨椭圆星系的恒星形成率。我们采用了来自\citep [][案例A]{dwek 1998 evolution}的粉尘凝聚效率以及较低效率的粉尘凝聚效率（案例B），约为案例A的五分之一。计算了这些参数的所有可能组合，总结了40种不同的情况。我们发现，在高恒星形成系统的尘埃吸积在ISM规则恒星生产之前，恒星形成的高峰，使这些系统几乎不敏感的尘埃凝聚效率。在低恒星形成系统中，情况A和B之间的差异持续时间更长，主要是在小星系中。因此，小的不规则星系应该是区分不同尘埃源的最佳场所。在我们的观测样本中，从文献中，尘埃与气体的比例往往比尘埃质量更分散，无论是恒星质量还是恒星形成率。由于气体、恒星、尘埃和恒星形成率之间的联系，尘埃-气体与尘埃-恒星图是星系和尘埃演化的良好示踪剂。然而，该模型不同时约束所有这些量。新一代设施（如JWST，ELT，VLT和SP…
2020-08-28 astro-ph.GA
Asymmetry Revisited: The Effect of Dust Attenuation and Galaxy Inclination
倾斜星系的尘埃衰减可能会导致观测中的额外不对称性，即使该星系具有完美对称的结构。{利用SDSS-IV MaNGA巡天观测到的积分场光谱数据，我们研究了恒星形成盘星系的发射线和连续谱图的不对称性。}我们定义了新的参数，$A_a$和$A_b$，估计星系的不对称性，其长轴和短轴，分别。通过比较不同倾角仓中的$A_a$和$A_b$，我们试图检测由灰尘引起的不对称性。对于连续图像，我们发现$A_a$随倾角的增加而增加，而$A_b$随倾角的变化而保持常数。对于$g-r$、$g-i$和$r-i$彩色图像，发现了类似的趋势。这种不对称性与倾角的关系暗示了一个薄的尘埃层，其尺度高度小于恒星星族。对于H $α$和H $β$图像，$A_a$和$A_b$均未显示与倾斜度的显著相关性。此外，我们没有发现任何显着的依赖性的不对称性的$E(B-V)_g$的倾斜，这意味着厚盘组件中的灰尘是不显着的。与SKIRT模拟结果相比，结果表明薄尘埃盘具有光学深度$τ_V\sim0.2$。这是第一次用大样本的方法对尘埃衰减和倾斜引起的不对称性进行了统计学探讨。我们的研究结果表明，尘埃衰减和倾斜效应的组合是一个潜在的三维磁盘方向的指标。
2021-03-10 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
Galaxy And Mass Assembly: A new approach to quantifying dust in galaxies
本文提出结合巴耳末递减与尘埃质量的新参数，以量化星系尘埃几何，并验证了星暴星系中的最大前景屏模型。
2025-05-20 astro-ph.GA
How Well Can We Measure Galaxy Dust Attenuation Curves? The Impact of the Assumed Star-Dust Geometry Model in SED Fitting
推断星系衰减曲线的最常见方法之一是通过光谱能量分布（SED）建模，其中尘埃衰减特性与其他星系物理特性同时建模。在本文中，我们评估的能力SED建模推断这些尘埃衰减曲线的宽带测光，并提出了一个新的灵活的模型，大大提高了衰减曲线推导的准确性。为了做到这一点，我们适合模拟SED从辛巴宇宙学模拟与勘探者SED拟合代码。我们考虑了通常假设的均匀屏模型的影响，并引入了一个新的非均匀屏模型参数化的未遮挡恒星光的分数。这种非均匀屏幕模型允许非零部分的恒星光保持未衰减，通过将UV衰减曲线的形状与光学衰减曲线解耦，导致更灵活的衰减曲线形状。通过使用非均匀屏模型，约束灰尘衰减曲线的能力显著提高，其中UV衰减的中值偏移从均匀屏模型的$-0.30$ dex减小到非均匀屏模型的$-0.17$ dex。随着尘埃衰减建模精度的提高，我们还提高了用非均匀屏幕模型推断的恒星形成率（SFR），平均降低了SFR偏移量$0.12$ dex。我们讨论了这种新模型的有效性，重点是与建模星尘几何形状和约束力的可用SED观测的警告。
2022-02-28 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: dust mix and gas properties in the center of early-type galaxy FCC 167
星系不断地重新处理它们的星际物质。因此，人们可以预期，在遵循不同演化路径的星系中，尘埃颗粒的性质会发生变化。确定星系的内在尘埃颗粒混合有助于重建其演化历史。早期型星系偶尔会在其中心区域显示出规则的尘埃带。由于相对简单的几何形状和恒星体的组成，这些星系是理想的从几何效应中解开尘埃混合变化。因此，我们模拟了这样一个星系（FCC 167）的各种组成部分。我们重建了它最近的历史，并调查了尘埃带的可能命运。MUSE和ALMA观测揭示了一个嵌套的ISM结构。一个电离气体盘弥漫在FCC 167的中心区域，包括那些被主尘埃带占据的区域。在尘埃带的内部，我们还发现了一个冷分子气体的盘/环，恒星正在形成，HII区域有助于电离气体的排放。再往里，气体电离指向一个活动星系核，并从周围的电离和分子库中为中心的超大质量黑洞提供燃料。观测约束和辐射转移模型表明，尘埃和气体分布在一个环状的几何形状和尘埃混合缺乏小颗粒。得出的尘埃破坏的时间尺度从溅射在热气体中是短的，我们的结论是，尘埃必须是强烈的自屏蔽和clusteries，或将很快被侵蚀和消失。我们的研究结果表明，对单个系统的详细分析可以补充尘道ETG的统计研究。
2018-12-18 astro-ph.GA
What can the Occult do for you? STarlight Attenuation & Reddening Survey of Multiple Occulting Galaxies (STARSMOG)
星际尘埃仍然是天文学中的主要不确定性，限制了例如，宇宙学距离估计和光如何在星系内重新处理的模型。当一个前景星系偶然地与一个更远的星系重叠时，后者会照亮更近的前景星系中的尘埃结构。这样的重叠或掩星星系对可以用来测量最近星系中尘埃的分布，精度很高。STARSMOG计划利用HST对掩星星系对的观测，以精细（$<$ 100 pc）的细节精确地绘制前景星系中尘埃的分布。此外，对这些对的积分场单位观测将绘制这些掩星星系中的有效消光曲线，解开精细尺度几何形状和颗粒组成对光穿过星系的路径的作用。重叠星系技术有望提供一个清晰的了解星系中的尘埃：尘埃几何形状，作为星系类型的函数，其对波长的依赖性，以及所有这些属性与宇宙时间的演化，使用遥远的高红移对的变暗量的概率函数。
2015-09-25 astro-ph.GA
Dust diffusion in SPH simulations of an isolated galaxy
利用$N$ -体/光滑粒子流体动力学程序{ \sc Gadget-4}对一个孤立的银河系进行了数值模拟，计算了该星系的粒度分布演化.完整的GSD是采样的几何间隔网格与30箱，其演变计算自洽与流体动力学和化学演化的星系使用国家的最先进的恒星形成和反馈模型。在这个模型的先前版本中，GSD倾向于稍微偏向于较大的颗粒，消光曲线倾向于比观测结果更平坦。这项工作解决了这些问题，考虑通过湍流在亚网格尺度上的灰尘和金属的扩散，并引入多相亚网格模型，使一个更平滑的过渡，从扩散到致密的气体。我们发现，扩散可以显着提高生产的小颗粒，并提高与观测到的银河系尘埃消光曲线的一致性。
2022-05-17 astro-ph.GA
What can the occult do for you?
星际尘埃仍然是天文学中的主要不确定性，限制了例如，宇宙学距离估计和光如何在星系内重新处理的模型。当一个前景星系偶然地与一个更远的星系重叠时，后者会照亮更近的前景星系中的尘埃结构。这样的重叠或掩星星系对可以用来测量最近星系中尘埃的分布，具有很高的精度。STARSMOG计划使用哈勃望远镜绘制前景星系中尘埃的分布，细节<100 pc。积分场单元（IFU）观测将绘制有效消光曲线，解开精细尺度几何形状和颗粒组成对光穿过星系的路径的作用。重叠星系技术有望提供对星系中尘埃的清晰理解：几何形状，作为星系质量和半径函数的变暗概率函数，以及其对波长的依赖性。
2016-05-09 astro-ph.GA
Dust Evolution in Galaxy Cluster Simulations
我们实现了一个国家的最先进的处理影响生产和星际介质（ISM）的碳质和硅酸盐尘埃颗粒内SPH模拟演变的过程。我们跟踪尘埃粒度分布的两个尺寸近似的装置。我们在四个大质量（$M_{200} \geq 3 \times 10^{14} M_{\odot}$）星系团的放大模拟中测试了我们的方法。我们预测，在组装的早期阶段的集群在$z \gtrsim 3$，在那里的恒星形成活动是在我们的模拟最大的，原集群区域是丰富的尘埃气体。与只有恒星喷出物中的尘埃产生是活跃的情况相比，如果我们包括在冷ISM中发生的过程，尘埃含量增加了一个因子$2-3$。然而，在这一阶段的尘埃属性是显着不同的观测得出的{ \it平均}银河系尘埃，并普遍采用的尘埃后处理的计算。我们表明，这些差异可能有很大的影响，预测的光谱能量分布。在恒星形成区的低红移，我们的模型再现合理以及在本地星系中观察到的尘埃丰度的趋势。然而，我们生产的2至3倍的总尘埃含量的集群估计观测在低红移，$z \lesssim 0.5$使用IRAS，普朗克和赫歇尔卫星数据。这种差异可以通过降低溅射的效率来解决，溅射侵蚀了热的团内介质（ICM）中的尘埃颗粒。
2018-06-12 astro-ph.GA
ALMA reveals a dust-obscured galaxy merger at Cosmic Noon
本研究利用ALMA观测偶然发现并表征了z=1.17处一个此前被误分类的尘埃遮蔽星系并合，揭示了其高恒星形成率等重子性质，强调了毫米波观测在识别此类并合中的关键作用。
2024-06-03 astro-ph.GA
Assessing differences between local galaxy dust attenuation and point source extinction within the same environments
本文利用SKIRT辐射传输模拟研究星系尘埃衰减与点源消光的差异，发现有效衰减斜率Rv_e受尘埃密度、形态和倾角显著影响，并解释了恒星形成星系中Rv_e随质量增加的现象，但无法解释恒星形成与宁静星系间的差异。
2025-07-15 astro-ph.GA
ALMA uncovers the [CII] emission and warm dust continuum in a z = 8.31 Lyman break galaxy
本文报道了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）观测到莱曼break星系（LBG）MACS 0416_Y1在z = 8.3113处的[CII] 157.7 $μ$ m辐射。[OIII] 88 $μ$ m（来自以前的活动）与[CII]的光度比为9.31 $\pm$ 2.6，表明星际辐射场很硬和/或光解离区域的覆盖率很低。[CII]的发射与850 $μ$ m的尘埃发射（90 $μ$ m的静止坐标系，来自以前的活动）是同空间的，但是峰值[CII]发射与峰值[OIII]发射并不一致，这表明谱线起源于星际介质中的不同条件。在1.5 mm（160 $μ$ m静止帧）至18 $μ$ Jy（3 $σ$）处，我们未能检测到连续发射。考虑到137 $\pm$ 26 $μ$ Jy在850 $μ$ m处的连续发射，这种未探测到对尘埃光谱施加了很大的限制。这意味着一个异常温暖的尘埃成分（T $>$ 80 K，90%的置信限），和/或陡峭的尘埃发射率指数（$β_{\rm dust}$ $>$ 2），相比之下，在较低的红移（通常T $\sim$ 30 - 50 K，$β_{\rm dust}$ $\sim$ $\sim$ 1 - 2）发现星系范围内的尘埃排放。如果这样的温度是常见的，这将减少所需的尘埃质量，并放松在最高红移的尘埃生产问题。因此，我们警告不要只使用单波长信息来推导物理性质，建议对早期宇宙中…
2020-02-19 astro-ph.GA
Cosmic Sands II: Challenges in Predicting and Measuring High-z Dust Temperatures
本文结合Simba与Powderday分析高红移星系尘埃温度的正向与反向建模，指出自由参数、分辨率及简化FIR SED假设会带来显著不确定性。
2024-03-04 astro-ph.GA
Metals and dust in the neutral ISM: the Galaxy, Magellanic Clouds, and damped Lyman-α absorbers
上下文中性星际介质（ISM）中尘埃的存在极大地改变了我们测量的金属丰度。了解中性ISM中的金属含量，以及不同环境之间的直接比较，迄今为止一直受到阻碍，因为所观察到的ISM丰度的金属丰度，尘埃的存在和核合成的影响所造成的简并性。目标。我们研究了中性ISM中的金属和灰尘含量在不同环境中的一致性，并评估最近发现的相对丰度序列的普遍性。我们还打算评估[Zn/Fe]作为ISM中粉尘示踪剂的有效性。最近，基于对恒星丰度的观测，这一点受到了质疑，在我们能够安全地使用它来研究ISM之前，需要解决这个问题。方法.在这封信中，我们提出了一个简单的比较，在银河系中的中性ISM，麦哲伦云，阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）中观察到的相对丰度。这种比较的主要新颖之处在于包含了麦哲伦云。结果同样的相对丰度序列也适用于银河系、麦哲伦云和DLAs。这些序列是由ISM中存在的灰尘驱动的，似乎是“普遍的”。结论.中性ISM中的金属和粉尘性质似乎在不同环境中遵循类似的行为。这表明尘埃预算的主要部分是建立在ISM中的晶粒生长取决于物理条件，而不管系统的恒星形成历史。此外，DLA气体的行为类似于中性ISM，至少从化学角度来看。最后，尽管在恒星丰度中观察到的[Zn/Fe]存在偏差，但[Zn/Fe]在从银河系到DLAs的不同环境的ISM中是一种强有力的尘埃示踪剂。
2018-05-14 astro-ph.GA
High dust content of a quiescent galaxy at z~2 revealed by deep ALMA observation
本文通过深度ALMA观测在z~2发现一个富尘宁静星系G4，结合多波段测光分析其低恒星形成率、尘埃质量与年龄，提出形态学淬灭和低效反馈机制可解释其尘埃留存与演化状态。
2023-10-31 astro-ph.GA
The Dust-to-Gas and Dust-to-Metals Ratio in Galaxies from z=0-6
我们提出的星系尘埃气体（DGR）和尘埃金属（DTM）的比例从z=0到6的演变预测，使用模型的生产，生长和破坏的尘埃颗粒实施到\simba \宇宙流体动力学星系形成模拟。在我们的模型中，尘埃在恒星喷出物中形成，通过金属的吸积而生长，并被热溅射和超新星摧毁。我们的模拟再现了z=0时观测到的尘埃质量函数，但在z ~ 1-2时适度低估了质量函数x3。z=0的DGR与金属丰度的关系显示出紧密的正相关的恒星形成的星系，而它是不相关的淬火系统。在z=0-6之间，DGR-金属丰度关系几乎没有演变。我们使用机器学习技术来搜索与DGR和DTM最相关的星系物理特性。我们发现，DGR主要与气相金属丰度相关，但与耗尽时间尺度，恒星质量和气体分数的相关性是不可忽略的。我们提供了DGR和DTM与气相金属丰度的粗略拟合关系，以及一个公共代码包，该代码包估计DGR和DTM给定一组星系的物理特性。
2019-09-20 astro-ph.GA
JWST interferometric imaging reveals the dusty disk obscuring the supermassive black hole of the Circinus galaxy
研究利用JWST新型孔径掩蔽干涉成像，以两倍分辨率揭示圆规星系SMBH周围尘埃盘是物质从星系尺度输入AGN的关键界面。
2025-06-09 astro-ph.GA
Dust abundance and grain size in galaxy halos
我们调查的丰度和属性（特别是，颗粒大小）的尘埃在星系晕中使用现有的观测数据在文献中。主要有两组数据。一个是（i）在红移$z\sim 1$和2处导出的Mg II吸收体的红化曲线，假设它们在星系晕中跟踪介质。二是（ii）直到$z\sim 2$的宇宙绝灭，主要由遥远的背景类星体追踪。对于（i），观察到的红化曲线有利于硅酸盐的颗粒半径为$a\sim 0.03~μ$ m，而石墨由于其强的2175 μ m凸起而不被支持。如果晶粒半径为$a\lesssim 0.03~μ$ m，则与石墨相比，使用无定形碳改善了对红化曲线的拟合。对于（ii），宇宙消光需要硅酸盐的$η\gtrsim 10^{-2}$（$η$是晕尘质量与恒星质量之比;观测建议值为$η\sim 10^{-3}$），如果$a\sim 0.03~μ$ m由红化曲线约束建议。因此，对于硅酸盐，我们找不到任何同时满足（i）和（ii）的颗粒半径，除非晕尘丰度比观测所建议的要大得多。相反，对于无定形碳，宇宙消光接受宽范围的颗粒半径（$a\sim 0.01$ -0.3 ~ $μ$ m）;因此，我们发现结合（i）和（ii）支持$a\sim 0.01$ -0.03 $μ$ m的颗粒半径范围。我们还讨论了星系晕中尘埃的起源，着重讨论了颗粒大小在尘埃供应星系晕的物理机制中的重要性。
2018-04-03 astro-ph.GA
Probing the spectral shape of dust emission with the DustPedia galaxy sample
本文的目的是了解DustPedia星系的远红外（FIR）光谱能量分布（SED）的变化，以及它与恒星和尘埃属性的联系。尘埃排放的一个有趣的方面是推断的FIR颜色，它可以告诉我们星系的尘埃含量，以及它如何随星系内的物理条件而变化。然而，尘埃颗粒固有的复杂性以及取决于尘埃的各种物理性质，阻碍了我们利用其最大潜力的能力。我们使用主成分分析（PCA），探索新的隐藏的相关性与许多相关的物理性质，如尘埃光度，尘埃温度，尘埃质量，热光度，恒星形成率（SFR），恒星质量，比SFR，尘埃-恒星质量比，尘埃吸收恒星光度的分数（f_abs），和金属丰度。我们发现，我们的样本中95%的方差可以用两个主成分（PC）来描述。第一个分量控制SED峰值的波长，而第二个分量表征宽度。与前两个PC的系数相关性更好，从而控制FIR SED形状的物理量是：尘埃温度，尘埃光度，SFR和f_abs。最后，我们发现一个弱的倾向，低金属丰度星系有温暖和更广泛的SED，而另一方面，高金属丰度星系的FIR SED是冷和窄。
2021-07-09 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
Apparent effect of dust extinction on the observed outflow velocity of ionized gas in galaxy mergers
本研究通过ASURA模拟星系并合晚期发现，尘埃消光的观测效应会显著增加埋藏AGN中电离气体的观测外流速度和速度弥散，导致速度图蓝移倾斜，揭示了超高速OIII外流可能与富气并合晚期的尘埃消光有关。
2023-11-19 astro-ph.GA
Copious Amounts of Dust and Gas in a z=7.5 Quasar Host Galaxy
本文介绍了类星体J1342+0928在z=7.54时的IRAM/NOEMA和JVLA观测结果，并报告了在其宿主星系的星际介质（ISM）中探测到的大量尘埃和[CII]发射。在这个红移，宇宙的年龄是6.9亿年，比之前的类星体记录保持者的红移年轻10%。然而，这个新的类星体宿主星系的ISM被金属显着富集，这一点可以通过探测到[CII] 158微米的冷却线和潜在的远红外（FIR）尘埃连续辐射来证明。在一阶，这个类星体宿主的FIR特性与在稍微低的红移（z~6）处发现的相似，使这个源成为迄今为止已知的z>7.5的FIR最亮的星系。[CII]发射是空间分辨的，直径上限为7 kpc。结合测得的[CII]线的半高宽，这得到了主机的动力学质量<1.5x10^11 M_sun。使用关于尘埃温度和发射率的标准假设，NOEMA测量给出的尘埃质量为（0.6-4.3）x10^8 M_sun。[CII]光度的亮度，以及高尘埃质量，意味着类星体宿主中正在进行活跃的恒星形成。利用[CII]-SFR标度关系，我们得到恒星形成率为85-545 M_sun/yr，与来自尘埃连续体的值一致。事实上，要解释观测结果所暗示的约10^8太阳质量的尘埃的存在，需要一段过去如此高的恒星形成时期。
2017-12-05 astro-ph.GA
Effects of dust grain size distribution on the abundances of CO and H$_2$ in galaxy evolution
本研究模拟星系中尘埃粒径分布对CO和H$_2$丰度演化的影响，发现碎裂增加H$_2$而尘埃生长驱动CO丰度及$X_\text{CO}$的金属依赖性，粒径分布差异显著影响$X_\text{CO}$，并提出基于尘埃的$X_\text{CO}$公式。
2023-04-26 astro-ph.GA
GAMA/H-ATLAS: The Local Dust Mass Function and Cosmic Density as a Function of Galaxy Type - A Benchmark for Models of Galaxy Evolution
我们提出了15,750个星系的尘埃质量函数（DMF）与红移$z< 0.1$，从GAMA和{ \it H-}ATLAS调查的重叠区域绘制。DMF是使用密度校正的$V_{\rm max}$方法导出的，其中我们使用：（i）正常光度选择极限（$pV_{\rm max}$）和（ii）双变量亮度分布（BBD）技术来估计$V_{\rm max}$，该技术考虑了两种选择效应。我们用Schechter函数拟合数据，并找到$M^{*}=(4.65\pm0.18)\times 10^{7}\,h^2_{70}\, M_{\odot}$，$α=(1.22\pm 0.01)$，$ϕ^{*}=(6.26\pm 0.28)\times 10^{-3}\,h^3_{70}\,\rm Mpc^{-3}\,dex^{-1}$。由此得到的尘埃质量密度参数积分到$10^4\,M_{\odot}$是$Ω_{\rm d}=(1.11 \pm0.02)\times 10^{-6}$，这意味着尘埃中重子的质量分数是$f_{m_b}=(2.40\pm0.04)\times 10^{-5}$ ;宇宙方差给引用的统计误差增加了额外的7- 17%的不确定性。我们的测量有更少的星系与高尘埃质量比半解析模型预测。这是因为这些模型包含了太多高恒星质量星系中的尘埃。相反，我们的测量发现更多的星系与高尘埃质量比流体动力学宇宙学模拟预测。这很可能是…
2018-06-01 astro-ph.GA
Gathering dust: A galaxy-wide study of dust emission from cloud complexes in NGC 300
我们使用赫歇尔空间天文台的多波段观测来研究附近螺旋星系NGC 300的尘埃排放特性。我们编制了NGC 300中巨型尘埃云（GDC）人口的第一个目录，并估计了星系的总尘埃质量。我们进行了源检测与多波长源提取算法getsources和计算的GDC的物理特性，包括质量和温度，从五波段赫歇尔PACS和SPIRE观测从100-500 $μ$米;最终的大小和质量估计是基于在250 $μ$米，具有有效的空间分辨率为$\sim$ 170 pc的观测。我们将我们最终的GDC目录与预先存在的HII区域目录相关联，以推断与高质量恒星形成相关的GDC数量，并确定GDC的H $α$发射。我们最终的GDC目录包括146个源，其中90个与已知的HII区域有关。我们发现GDC的尘埃质量完全由冷尘埃成分控制，范围从$\sim$ 1.1 $\cdot$ 10 $^{3}$ - 1.4 $\cdot$ 10 $^{4}$ M $_{\odot}$。GDC的有效温度为$\sim$ 13-23 K，并显示出明显的冷尘埃有效温度梯度从中心到外部的恒星盘。我们发现，在我们的目录中的GDC的人口构成的总尘埃质量的NGC 300的$\sim$ 16%，我们估计约为5.4 $\cdot$ 10 $^{6}$ M $_{\odot}$。至少约87%的GDC具有足够高的平均尘埃质量表面密度，以提供足够的屏蔽来庇护分子云。我们将我们的结果…
2017-11-28 astro-ph.GA
Investigating variations in the dust emissivity index in the Andromeda galaxy
在过去的十年中，对仙女座星系（M31）尘埃的研究表明，尘埃发射率指数（$β$）存在径向变化。了解这些径向变化背后的天体物理原因可能会提供有关尘埃颗粒化学成分，物理结构和尘埃演化的线索。我们使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）的$^{12}$ CO（J=1-0）观测数据和从\textit{Herschel}图像中获得的尘埃图，两者的角分辨率为8”，空间分辨率为30 pc，研究M31中$\approx$ 18.6 kpc $^2$区域内$β$的变化。我们提取的来源，我们确定为分子云，通过应用astrodendero算法的$^{12}$ CO和灰尘的地图，这作为一个副产品，使我们能够比较连续排放的灰尘和CO排放的替代方式找到分子云。然后，我们使用这些目录调查是否有证据表明，$β$是不同的内部和外部的分子云。我们的结果证实了以前研究中所见的$β$的径向变化。然而，我们发现分子云内的平均$β$与分子云外的平均之间的差异很小，与预测在稠密环境中$β$增加的模型不一致。最后，我们发现一些云的尘埃微量CO，这可能是云占主导地位的原子气体或云的分子气体，含有少量的CO。
2021-10-27 astro-ph.GA
