Physics and Chemistry on the Surface of Cosmic Dust Grains: A Laboratory View
尘埃颗粒在宇宙环境的物理和化学中起着核心作用。由于它们与恒星辐射的相互作用，它们影响介质的光学和热性质;为化学反应提供表面，这些化学反应负责合成重要部分的关键天文分子;它们是鹅卵石，彗星，小行星，星子和行星的基石。在本文中，我们回顾了物理和化学过程的实验研究，如吸附，解吸，扩散，形成分子的反应，在可靠的宇宙尘埃颗粒类似物的表面上的扩散，半透明，致密的星际云，原恒星信封，行星形成盘，和行星大气的过程。这些实验所揭示的信息应该足够灵活，可以在许多不同的环境中使用。此外，我们提供了一个前瞻性的讨论新的想法，实验方法和研究方向。
2021-05-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
Nautilus multi-grain model: Importance of cosmic-ray-induced desorption in determining the chemical abundances in the ISM
星际介质（ISM）中的物种丰度强烈依赖于尘埃颗粒表面发生的化学反应。为了描述化学反应的复杂性，人们建立了各种数值模型。在大多数这些模型中，晶粒被描述为0.1 $μ$ m的单一尺寸。我们研究的影响，通过考虑几个粒径的鹦鹉螺多颗粒模型中观察到的冷芯中的许多物种的丰度。我们使用半径在$0.005μ$ m至$0.25μ$ m范围内的晶粒尺寸。我们在这个范围内的许多箱子里取样。我们使用以前发表的，MRN和WD粒度分布计算在每个bin中的颗粒的数量密度。其他参数，如晶粒表面温度或宇宙射线诱导的解吸率也随晶粒尺寸而变化。我们目前的各种分子在气相中的丰度，也在模拟过程中的不同时间间隔的灰尘表面。我们提出了一个使用单颗粒和多颗粒模型所获得的结果的比较研究。我们还比较了我们的结果与观测到的丰度在TMC-1和L134 N云。我们表明，晶粒尺寸，晶粒尺寸依赖的表面温度和宇宙射线碰撞引起的峰值表面温度，起着关键作用，在确定冰和气相丰度的各种分子。我们还表明，MRN和WD模型之间的差异是至关重要的，更好地拟合观测到的丰度在不同地区的ISM。我们表明，小晶粒起着非常重要的作用，在气相中的富集与主要形成在晶粒表面上的物种，作为非热解吸引起的宇宙射线粒子的碰撞是非常有效的小晶粒。
2018-02-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dependence of Hall Coefficient on Grain Size and Cosmic Ray Rate and Implication for Circumstellar Disk Formation
霍尔效应在恒星形成中起着重要的作用，因为它会引起下落包层的旋转，从而影响星周盘的形成和演化。霍尔效应的重要性随霍尔系数而变化，并且该系数由带电物质的丰度分数决定。这些丰度值主要基于尘埃颗粒的大小和数量以及宇宙射线强度，它们分别吸收和产生带电物质。因此，霍尔系数随尘埃颗粒的性质和宇宙射线速率（或电离源）而变化。在这项研究中，我们探讨了霍尔系数的依赖于晶粒尺寸和宇宙线电离率使用一个简化的化学网络模型。在此之后，使用一个分析模型，我们估计的典型大小的拱星盘引起的霍尔效应。结果表明，在主吸积阶段，盘的尺寸为${\sim}$ 3 - 100 au，与实际尺寸取决于参数。这些发现表明，霍尔效应极大地影响了星周盘的形成，特别是在尘埃颗粒具有${\sim}$ 0.025 $μ$ m - 0.075 $μ$ m的典型尺寸的情况下。
2018-12-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Experimental phase functions of mm-sized cosmic dust grains
我们提出了实验相函数的三种类型的毫米级尘埃颗粒组成顽火辉石，石英和火山物质从埃特纳火山，分别。这三种晶粒尺寸相似，但吸收性能不同。测量在527 nm处进行，覆盖3至170度的散射角范围。测得的相位函数示出两个定义良好的区域i）软前向峰和ii）在侧散射区域和后向散射区域处随着散射角的连续增加。这种行为在侧面和背散射区域与观测到的相函数北落师门和HR 4796A尘埃环。对毫米级尘埃颗粒的进一步计算和测量（包括偏振）需要得出一些关于尘埃颗粒蓬松或紧凑结构的结论。
2017-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA
Cosmic very small dust grains as a natural laboratory of mesoscopic physics: Modeling thermal and optical properties of graphite grains
本研究以含自由电子的石墨宇宙极小微尘粒为对象，引入久保能级统计方法结合蒙特卡罗模拟，揭示其形状不规则性与表面效应带来的特殊热光性质，解释了星际尘埃的多波段超额发射现象。
2024-05-21 astro-ph.GA
On Cosmic Ray-Driven Grain Chemistry in Cold Core Models
在本文中，我们提出了初步的结果，说明宇宙射线对固体相化学的TMC-1和几个源的物理条件相同的TMC-1模型，除了假设增强电离率的影响。使用最近的理论，宇宙射线诱导的反应，天体化学模型，我们计算了放射化学产额，称为$G$值，为主要的尘埃颗粒冰地幔成分。我们表明，这种非热化学的列入可以导致复杂的有机分子从简单的冰地幔成分的形成，即使在冷芯条件下。除了丰富冰幔，我们发现，这些新的辐射化学过程可以导致增加的气相丰度，以及，特别是HOCO，NO $_2$，HC $_2$ O，甲酸甲酯（HCOOCH $_3$），和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）。这些模型结果意味着HOCO -和可能NO $_2$ -可能在TMC-1中可观察到。未来在寒冷的星际环境中探测到这两种物质中的任何一种都可以为宇宙射线驱动的辐射化学的重要性提供强有力的支持。甲酸甲酯的增加的气相丰度可以与通过其他形成机制（例如纯气相化学和三体表面反应）实现的丰度进行比较。
2018-05-15 astro-ph.GA
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays I: translucent clouds
宇宙射线（CR）粒子对整个星际尘埃颗粒的加热通过促进颗粒表面的分子解吸、扩散和化学反应来影响分子云中的气体-颗粒化学。这种加热的频率$f_T$，s $^{-1}$，决定了对于被CR颗粒撞击的颗粒，达到一定温度$T_{\rm CR}$，K的频率。这项研究旨在为天体化学家提供全面和更新的数据集的CR诱导的全谷物加热。我们提出了计算的$f_T$和$T_{\rm CR}$光谱的裸橄榄石颗粒半径$a$为0.05; 0.1; 0.2 $μ$ m，并覆盖有厚度为0.1 $a$和0.3 $a$的冰幔这样的颗粒。晶粒形状和结构的影响被认为是，以及30 CR元素成分与更新的能谱对应的半透明云与$A_V=2$镁。能量沉积由CRs在晶粒材料计算与SRIM程序。我们报告了所有9种晶粒类型的完整$T_{\rm CR}$谱，并考虑了10 K和20 K的初始晶粒温度。我们还提供了一系列最小$T_{\rm CR}$值的频率。计算的数据集可以简单而灵活地在天体化学模型中实现。结果表明，在半透明云的情况下，目前采用的速率加热整个谷物的温度超过70 K被低估了约两个数量级的天体化学数值模拟。此外，谷物被CRs加热到适度的温度（20- 30 K），间隔几年，这降低了冰化学爆炸的可能性。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
What causes the ultraviolet extinction bump at the cosmic dawn?
针对JWST在宇宙黎明时期（红移z=6.71）星系中探测到的2175埃紫外消光峰，本研究证明小石墨颗粒并非其成因，因后者产生的消光峰过宽且峰值波长过短，与观测不符。
2025-02-12 astro-ph.GA
On origin and destruction of relativistic dust and its implication for ultrahigh energy cosmic rays
尘埃颗粒可以通过辐射压力、扩散激波和其他加速机制被加速到相对论速度。这种相对论性颗粒被认为是高能宇宙射线（UHECR）的初级粒子。在本文中，我们首先重新审视的问题，加速辐射压力和计算最大晶粒速度实现。我们发现，晶粒可以加速到相对论速度与洛伦兹因子$γ< 2$由强大的辐射源，这是低于早期的估计表明$γ$可以达到$\sim 10$。然后，我们调查不同的破坏机制相对论颗粒穿越各种环境。在太阳辐射中，我们发现热升华和库仑爆炸的破坏是重要的。我们还量化了由于离子和颗粒-颗粒碰撞的电子溅射造成的颗粒破坏。电子溅射被认为是相当低效的，而蒸发以下的颗粒-颗粒碰撞被证明是一个重要的机制，其中的$a \sim 0.01- 1μ$ m晶粒将被破坏后，清扫气柱$N_{Coul}\sim 5\times 10^{19}-5\times 10^{20}cm^{-2}$。星际介质和星系际介质中的相对论尘埃在穿过气柱$N_{Coul} \sim 10^{17}cm^{-2}$后会由于碰撞充电而发生库仑爆炸，除非颗粒物质很强。我们表明，光电发射的光学和紫外背景辐射也是重要的相对论尘埃的IGM的破坏。所获得的结果表明，来自星系的相对论尘埃在到达地球大气层之前就会被破坏，不太可能解释UHECR。
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Towards a better understanding of ice mantle desorption by cosmic rays
宇宙射线加热引起的星际冰解吸的标准模型是基于经典（0.1微米）尘埃颗粒的冰幔成分的零星解吸的连续表示。这已被重新评估和开发，包括跟踪解吸通过（扩展）晶粒冷却配置文件，考虑晶粒尺寸的依赖性和限制的效率。然后构建了一个模型来研究真实的，零星的，过程的性质与可能的津贴从物种共同解吸和整个地幔解吸非常小的颗粒。这项研究的关键结果是，解吸率是高度不确定的，但几乎可以肯定的是，明显大于先前确定的。对于典型的星际晶粒尺寸分布，它被发现，解吸占主导地位的最小的颗粒的贡献。零星解吸模型表明，如果宇宙射线撞击之间的间隔与冻结时间尺度相当或小于冻结时间尺度，则连续表示不适用;化学变化可能发生在非常长的时间尺度上，导致强烈的气相化学富集，对宇宙射线通量具有非常非线性的依赖性。包括甚至有限水平的物质共解吸和/或来自非常小的颗粒的贡献进一步提高了速率，特别是对于诸如H2O的物质。在一般情况下，我们发现宇宙射线加热是在黑暗环境中的主要解吸机制。这些结果可能对原恒星和原行星环境具有重要的化学意义。
2022-07-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic-ray-induced dissociation and reactions in warm interstellar ices
上下文宇宙射线粒子击中暗分子核心中的星际颗粒可能会引起整个颗粒加热。CR加热的晶粒的高温允许克服体扩散和反应的能量障碍。此外，冰分子被直接宇宙射线诱导解离破坏。目的。我们提供了一个合理的估计宇宙射线引起的表面-地幔扩散的意义，冰中的化学反应，并在恒星形成的星际云核冰物种的解离。方法.我们考虑了在坍缩的低质量星前核和在初始阶段的原恒星的包层加热与三相化学动力学模型的气体团。该模型包括一个适当的处理随机方面的全谷物加热和新的实验数据的解离。结果我们发现宇宙射线引起的效应主要限于碳链物种丰度的增加。对主要物种丰度的影响最多只有几个百分点。冰中HNC与HCN冰丰度比增加。结论.在模型中考虑的过程中，解离可能是最重要的，而扩散和反应的温暖的谷物是不太重要的。所有这三个过程都促进了复杂分子的合成，包括有机物质。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.chem-ph
Cosmic-ray induced diffusion in interstellar ices
宇宙射线能够加热星际尘埃颗粒。这可能会增强聚集在暗云核心颗粒上的冰质地幔中的分子流动性。采用三相天体化学模型研究了星际冰中的分子运动。具体而言，扩散通过冰之间的地下地幔和外表面的孔隙，由全谷物加热的帮助下，被认为是。结果发现，孔可以作为一个有效的传输路径轻物种。化学自由基从地幔向外表面的扩散是最有效的。这些物质在地幔中的积累是由于宇宙射线诱导的光子的光解作用。氢在暖冰内的更快扩散增强了孔隙表面上的自由基的氢化。整个晶粒加热引起的径向扩散在冰的总体结果是较高丰度的冰物种，其合成涉及光自由基。以这种方式合成的稳定物质的例子包括复杂的有机分子、OCS、H2O2和氰基丙炔。
2014-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Mystery of the Cosmic Diffuse Ultraviolet Background Radiation
GALEX远紫外线（FUV，1300 <$- 1700 <$）中弥漫的宇宙背景辐射被推断为仅部分起源于FUV发射恒星的尘埃散射辐射：大部分FUV背景辐射的来源仍然是一个谜。在银河系的远北和远南纬度，辐射是非常均匀的，而且在所有的银河系中，辐射都朝着银河系的低纬度增加。我们研究推测，这可能是由于相互作用的暗物质与核的星际介质，但我们无法指出一个合理的机制，有效的相互作用。我们还探讨了这样一种可能性，即我们看到的辐射来自明亮的FUV发射恒星，这些恒星从星际颗粒的“第二种群”中散射出来--这些颗粒与FUV波长相比很小。已知存在这样的颗粒（Draine 2011），并且它们以非常高的散射度散射，具有各向同性散射图案。然而，与观测到的分布（从它们的$100\ μ$ m发射推断）的颗粒在银河系高纬度地区的比较表明，颗粒的位置和观测到的FUV发射之间没有相关性。我们对小颗粒的远紫外散射的模拟还表明，在银河系的高纬度地区，无论是北半球还是南半球，这样的“小”颗粒肯定非常少;这可能仅仅意味着在银河系的两极，任何类型的星际尘埃都非常少，这与Perry和Johnston（1982）的观点一致。我们还回顾了我们对莱曼$α$紫外波长短距离处宇宙漫射背景的有限了解--可能是我们的漫射远紫外背景的“第二成分”持续存在于莱曼极限的短距离处，并且是宇宙再电离的原因（Kollmeier et al. 2014）。
2014-10-18 astro-ph.GA
Efficiency of non-thermal desorptions in cold-core conditions. Testing the sputtering of grain mantles induced by cosmic rays
在致密核心的寒冷条件下，气相分子和原子从气相耗尽到星际颗粒的表面。考虑到这些核心内的时间尺度和物理条件，这些分子的一部分必须被带回气相，以解释毫米望远镜对它们的观测。我们测试了模型中通常包含的不同机制的各自效率。我们还测试了在电子阻止本领范围内，通过与宇宙射线碰撞溅射冰粒地幔。当其他过程已经存在时，宇宙射线引起的冰溅射已经被添加到鹦鹉螺气体颗粒模型中。这些过程中的每一个都在由TMC 1冷芯观测确定的1D物理结构上进行了测试。由此产生的1D化学结构进行了比较，在这些核心中观察到的甲醇气相丰度。我们发现所有物种对非热脱附机制的敏感性并不相同，并且敏感性还取决于物理条件。因此，必须包括所有这些。对于H密度小于$4\times 10^4$ ~cm $^{-3}$的观测，化学解吸似乎是必不可少的，而溅射则是必不可少的。然而，这些模型系统地低于所观察到的甲醇丰度。更有效的化学解吸和更有效的溅射可以更好地再现观察结果。总之，宇宙射线碰撞造成的冰的溅射可能是冷核中高密度（在这里研究的条件下只有几个$10^4$ ~cm $^{-3}$）下最有效的解吸机制，而在较小的密度下仍然需要化学解吸。需要对这两种机制进行更多的工作，以评估它们对主要冰成分的效率。
2021-06-16 astro-ph.GA
A Revised Description of the Cosmic Ray-Induced Desorption of Interstellar Ices
冰在星际颗粒上的非热脱附需要解释在冷密云中的气相中不能有效合成的分子的观测结果。也许最重要的非热脱附机制是由宇宙射线（CR）引起的，当宇宙射线穿过颗粒时，将其瞬时加热到高温-颗粒通过冰的（部分）升华冷却回到其原始平衡温度。目前的宇宙射线诱导解吸（CRD）模型假设一个固定的晶粒冷却时间。在这项工作中，我们提出了一个修订的描述CRD中的解吸效率动态地依赖于冰含量。我们适用于修订后的解吸方案，两相和三相化学模型的物理条件下，对应于无星和星前的核心，和分子云信封。我们发现，在星核和星前核，引入动态CRD可以减少气相丰度的数量级在两相化学模型。在三相化学模型中，我们的模型产生了与静态冷却方案非常相似的结果-当只有一个单层的冰被认为是活跃的。冰的丰度通常对颗粒冷却时间的变化不敏感。进一步改进的CRD模型需要考虑到额外的影响，在瞬态加热的晶粒，引入例如通过光谱的CR能量。
2021-09-03 astro-ph.GA
The Photolysis of Aromatic Hydrocarbons Adsorbed on the Surfaces of Cosmic Dust Grains
这项工作致力于适应的实验室研究结果的激光诱导解离的分子吸附在石英基板上的星际介质的条件。吸附在低温和深真空条件下进行。确定了吸附分子和气相分子的光解之间的差异。分析了星际条件下光解脱附过程的意义，特别是在光解离区的条件下。结果表明，吸附态和气相苯的光解效率和解离通道有很大的不同。结果表明，吸附在星际尘埃颗粒上的芳烃的光解对星际介质中小分子碳氢化合物丰度的贡献可以忽略不计。
2019-08-12 astro-ph.GA physics.chem-ph
Is cosmic dust porous?
本文探讨宇宙尘埃颗粒的孔隙度定义、宇宙化学效应及观测证据，论证多孔模型对理解尘埃表面过程至关重要，并倡导未来研究采用此类模型。
2025-09-12 astro-ph.GA
Time-Domain Dust Astrophysics. II. TransRAT: Time-Dependent Grain Alignment and Disruption by Cosmic Transients and Their Observational Signatures
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）
本文提出时域框架TransRAT，模拟尘埃对暂现辐照的响应，预测排列与破碎的观测特征，揭示暂现源的化石印记。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spin-Polarized Electrons from Magnetically Aligned Grains and Chiral Symmetry Breaking: Effects of Cosmic Rays in Protostellar Environments
本研究探讨原恒星环境中宇宙射线对磁排列颗粒发射自旋极化电子的影响，发现其可导致生命前分子手性不对称，类似于紫外圆偏振光的作用。
2025-04-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Impulsive Spot Heating and Thermal Explosion of Interstellar Grains Revisited
本文从理论上重新讨论了在寒冷、稠密的星际云中尘埃颗粒的脉冲加热问题，目的是更好地理解冰地幔爆炸解吸的主要机制。严格地表明，如果反应介质的加热发生在充分局部化的点（例如，宇宙射线对地幔的加热），那么随后的热演化就可以用一个无量纲数$λ$来表征。这个数字标识了两个不同区域之间的分歧：当$λ$超过临界值（阈值）时，热方程呈现爆炸解，即，热（化学）爆炸被触发。否则，热扩散会导致沉积的热量扩散到整个谷物上-这种情况通常称为全谷物加热。该理论使我们能够找到物理参数的临界组合，这些参数决定了由于脉冲点加热而导致的冰地幔爆炸。特别是，计算表明，重宇宙射线种类（例如，铁离子）与尘埃碰撞能够引发爆炸。根据最近计算的局部宇宙射线谱，估计了爆炸脱附的预期速率。解吸的效率，影响所有的固体物种独立于它们的结合能，被证明是与其他宇宙射线解吸机制通常认为在文献中。此外，该理论使我们能够估计可能储存在地幔中的活性物质的最大丰度，这对现有的天体化学模型提供了重要的限制。
2015-03-17 astro-ph.GA
Laboratory experiments on the low temperature formation of carbonaceous grains in the ISM
宇宙尘埃颗粒的生命周期还远未被理解，星际介质（ISM）颗粒的起源和演化仍在争论中。在ISM中，宇宙尘埃的破坏速度比恒星源的产生速度要快。然而，对ISM难熔物质的观测表明，为了保持宇宙粒子的稳定数量，需要一些补充的生产机制。在这种情况下，我们的目的是研究可能的宇宙粒子直接在ISM中低温下发生的再形成机制。在模拟ISM条件的实验中研究了含碳材料的低温冷凝。通过激光烧蚀石墨产生的气相碳质前体被迫在代表幸存尘埃颗粒的冷衬底（T约10 K）上附积。冷凝碳质前体的生长和演变已被监测的MIR和UV光谱下的一些实验方案。这是第一次证明，在“原位”形成ISM碳质颗粒的可能性。冷凝过程由碳链控制，碳链首先冷凝成小的碳簇，最后冷凝成更稳定的含碳材料，其结构特征与在非常高的温度下气相冷凝实验中形成的材料相当。我们还表明，这样形成的富勒烯样的碳质材料被转化为一个更有序的材料下真空紫外处理。本文讨论的冷凝结机制可以为充分理解ISM中尘埃注入、破坏和再形成的时间尺度之间的平衡提供基本线索。
2017-10-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Ice coverage of dust grains in cold astrophysical environments
在寒冷的天体物理环境中，宇宙固体的表面过程导致气相耗尽和分子复杂性。大多数天体物理模型假设分子冰形成了一个厚的多层基底，不与尘埃表面相互作用。相反，我们提出的实验结果表明多孔颗粒的表面的重要性。我们表明，宇宙尘埃颗粒可能只被几个单层的冰覆盖。这意味着，尘埃表面结构，成分和反应性的模型描述在寒冷的星际，原恒星和原行星环境中的表面过程的作用必须重新评估。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fingerprints of Galactic Loop I on the Cosmic Microwave Background
我们调查可能的银河系前景结构的印记，如"无线电回路"在派生的宇宙微波背景的地图。令人惊讶的是，这些证据不仅在无线电频率通过他们的同步辐射，而且在微波频率的尘埃辐射占主导地位。这表明其机制是来自富含金属铁或亚铁磁性物质的尘埃颗粒的磁偶极辐射。我们已经确定的这个新前景存在于银河系的高纬度地区，并且由于暴胀产生的原始引力波，可能主导了预期的$B$模式偏振信号。
2014-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calculation of Stochastic Heating and Emissivity of Cosmic Dust Grains with Optimization for the Intel Many Integrated Core Architecture
宇宙尘埃粒子有效地减弱了星光。它们对星光的吸收产生了从近红外到远红外的发射光谱，这取决于尘埃颗粒的大小和性质，以及加热辐射场的光谱。近红外到中红外由非常小的颗粒的发射主导。然而，模拟这些粒子对星光的吸收在计算上是昂贵的，并且是处理恒星对尘埃加热的自洽辐射输运代码的一个重要瓶颈。在本文中，我们总结了计算宇宙尘埃的随机发射率的形式主义，这是在早期的作品中开发的，并提出了一个新的库HEATCODE实现这种形式主义的计算任意颗粒的性质和加热辐射场。我们的库是高度优化的通用处理器与多个核心和向量指令，分层内存缓存结构。HEATCODE库还可以在实现英特尔多集成核心（英特尔MIC）架构的协处理器卡上高效运行。我们将详细讨论我们为优化英特尔MIC架构而采取的优化步骤，这些步骤也显著提高了通用处理器上代码的性能，并为每个步骤提供代码示例和性能基准测试。单个英特尔至强融核协处理器（英特尔MIC架构）上的HEATCODE库性能大约是通用双路多核处理器系统的2倍，而标称功耗大致相同。该库支持异构计算采用主处理器同时与多个协处理器，可以很容易地纳入现有的辐射传输代码。
2013-11-19 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.DC
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
The Effect of Weak Cosmic Ray Heating Events on the Desorption of $\rm H_2$
本文通过数值解吸模型研究弱宇宙射线加热事件对星际冰中$\ m H_2$解吸的影响，发现即使考虑高频弱加热，仍不足以导致显著$\ m H_2$解吸，且其对其他弱结合物种的影响仅限于低柱密度区域。
2025-07-02 astro-ph.GA
Interstellar dust charging in dense molecular clouds: cosmic ray effects
计算了冷密分子云典型特征区域的局域宇宙射线谱，研究了尘埃粒子带电的两种机制：粒子对超热宇宙射线电子和质子的收集，以及粒子在宇宙射线紫外辐射下的光电发射.这两种机制增加了传统的充电环境等离子体，在云中产生的CR。我们发现，CR诱导的光电发射可以显着修改亚微米颗粒的电荷分布函数。我们证明了所获得的结果的尘埃凝聚的重要性：虽然由周围的等离子体单独充电导致颗粒之间的库仑斥力，并抑制其进一步凝聚，与光电发射的组合提供了最佳的条件，在一定区域的云，对应于$\sim10^4$厘米$^{-3}$和$\sim10^6$厘米$^{-3}$之间的密度$n(\mathrm{H_2})$的大尘埃聚集体的生长。CR的充电效应是一般性质的，因此预计不仅在致密的分子云中，而且在原行星盘的上层和外部也会起作用。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas and dust temperature in pre-stellar cores revisited: New limits on cosmic-ray ionization rate
我们开发了一个自洽模型的平衡气体温度和大小依赖的尘埃温度在寒冷，致密的前星核，假设一个任意的幂律粒度分布的尘埃颗粒。适用于广泛的物理参数的紧凑的解析表达式推导和比较常用的标准模型的预测。建议将理论结果与观测结果相结合，使我们能够限制致密核中尘埃演化和宇宙射线电离率的程度，并有助于区分分子云中宇宙射线传输的不同制度。特别是，假设一个典型的MRN分布的颗粒大小，我们的理论表明，气体温度测量在前恒星核心L1544是一致的电离率高达$\sim 10^{-16}$ s $^{-1}$，一个数量级高于以前认为。
2019-09-09 astro-ph.GA
Cosmic dust as a prerequisite for the formation of complex organic molecules in space?
Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Heriot-Watt University（赫瑞-瓦特大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文研究了CO2和NH3在多孔硅酸盐尘埃层隔开下的固态反应，发现宇宙尘埃对生成复杂有机分子氨基甲酸铵至关重要，揭示了其在天体化学中的表面催化作用。
2025-09-16 astro-ph.GA physics.chem-ph
Thinking outside the halo: Tracing the large-scale distribution of diffuse cosmic metals with semi-analytic models
随着宇宙起源摄谱仪安装在哈勃太空望远镜上，现在可以测量低红移星系际介质（IGM）的金属含量。使用一个新的基于网格的扩散气体模型耦合到SAGE半解析模型的星系形成，我们研究的影响，超新星反馈的污染的IGM。我们考虑了不同的假设的再加热和喷射气体的超新星和它们的依赖于星系的圆周速度和气体表面密度。在存在金属的情况下，我们发现最有可能的金属丰度是$-1.5 < $ log $_{10}$（Z/Z $_{\odot}$）$< -1.0$，在$z = 0$，与观测和更复杂的流体动力学模拟一致。我们的模型预测，具有最高金属丰度的IGM区域将是具有M $_{\star} \sim 10^{10.5}h^{-1}$ M $_{\odot}$的星系附近，并且在密度为$\sim 10 \times$的环境中是平均值。我们还发现，90%的IGM金属在$z = 0$喷射的星系与恒星质量小于$10^{10.33}h^{-1}$ M $_{\odot}$。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
He and Ne ages of large presolar silicon carbide grains: Solving the recoil problem
关于太阳前颗粒年龄的知识，为我们了解银河系的化学演化和颗粒形成与破坏过程的动力学提供了重要的见解。从宇宙射线相互作用产物的丰度确定是简单的，但在过去遭受了不确定性校正反冲损失的spectrometric产品。这个问题在一类大颗粒（几十微米）中不太严重。我们描述的校正程序和总结结果的He和Ne年龄的前太阳SiC的“巨无霸”颗粒，范围从接近零到~850百万年，与大多数小于200百万年。我们还讨论了将我们的方法扩展到大多数较小的SiC晶粒的可能性，并探讨了捕获宇宙射线的可能贡献。
2009-09-30 astro-ph.EP 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
Acceleration and clustering of cosmic dust in a gravoturbulent gas -- I. Numerical simulation of the nearly Jeans-unstable case
我们研究了星际尘埃粒子的动力学在中等高分辨率（$512^3$网格点）模拟强迫可压缩跨音速湍流，包括气体的自重。湍流是由随机压缩力引起的，它在时间上是δ相关的。通过考虑近Jeans不稳定的情况下，模拟的缩放是这样的，统计稳定状态没有任何不可逆的崩溃是获得，我们得到一个随机变化的潜力，作为第二个随机强迫。我们表明，在这种设置中，低惯性颗粒遵循气流和集群在统计稳态湍流的情况下，没有自重力的方式大致相同。然而，大的、高惯性的颗粒在自重存在的情况下被加速到高得多的平均速度。中等大小的颗粒也显示出聚集程度的增加。我们的结论是，自重力效应可以发挥重要的作用，聚集/凝聚的灰尘，即使在湍流系统，这是不是琼斯不稳定。特别是，大颗粒在星际介质中的碰撞率可能比以前的工作预测的要高得多。
2021-12-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Carbonaceous dust grains seen in the first billion years of cosmic time
本研究在宇宙最初十亿年（红移z~7）的星系近红外光谱中探测到2175埃尘埃消光特征，表明碳质尘埃快速形成，可能源于沃尔夫-拉耶星或超新星抛射物。
2023-07-26 astro-ph.GA
Silicate cosmic dust grain collisions in the interstellar medium: A molecular dynamics study
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Gothenburg（哥德堡大学）；SINTEF（辛特夫）
通过分子动力学模拟，研究硅酸盐尘埃颗粒碰撞的破碎阈值、汽化阈值及产物尺寸分布，发现破碎速度阈值约为6 km/s，高于传统值2.7 km/s，且破碎产物尺寸分布不符合幂律模型。
2026-10-21 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
The cosmic journey of dust grains -- from nucleation to planetary system
Lund University（隆德大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
本研究在类银河系流体动力学模拟中用示踪粒子追踪尘埃演化，揭示超新星与AGB恒星尘埃的存活、并入恒星及短寿命放射性同位素来源。
2025-09-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Laboratory-based sticking coefficients for ices on a variety of small grains analogs
由气体-颗粒化学产生的冰和气体的丰度和分配受颗粒上的吸附和解吸的支配。了解天体物理观测依赖于实验室测量的吸附和解吸率的尘埃颗粒类似物。在平坦表面上，已发现大多数气体的气体吸附概率（或粘附系数）接近于1。在这里，我们报告了H2O和CO2在更类似于宇宙尘埃的基质上的粘附系数的强烈下降，例如碳和橄榄石的亚微米级颗粒，裸露或覆盖着冰。这种效应是由颗粒的局部曲率引起的，然后扩展到由聚集的小颗粒组成的较大颗粒，例如在更演化的介质（例如拱星盘）中的蓬松或多孔尘埃。主要的天体物理学意义是，气体的吸积速率相应地降低，减缓了宇宙冰的生长。此外，在其冻结温度下未吸附在颗粒上的挥发性物质将属于气相，这将影响气冰分区。我们还发现，热脱附的H2O是不修改的晶粒尺寸，因此雪线温度应该是独立的粉尘粒度分布。
2021-02-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Flexible Analytic Model of Cosmic Variance in the First Billion Years
宇宙方差是由于大尺度暗物质密度场的涨落而引起的星系数密度的内在散射。在这项工作中，我们提出了一个简单的分析模型的宇宙方差在高红移宇宙（$z\sim5-15$）。我们假设，星系的生长根据晕质量函数的演变，我们允许随大尺度环境而变化。我们的模型产生了一个合理的匹配，在这个时代观察到的紫外光度函数调节恒星形成通过恒星反馈，并假设紫外光度函数是由最近的恒星形成。我们发现，宇宙中的UVLF的方差是主导的差异在底层的暗物质晕人口，而不是晕吸积的差异或我们的恒星反馈模型的细节。我们还发现宇宙方差在未来的高$z$调查中占主导地位，除了最亮的源或在非常高的红移（$z \gtrsim 12$）。我们通过公共Python包galcv提供了各种红移、星等和测量区域的宇宙方差的线性近似。最后，我们介绍了一种新的方法，将先验宇宙方差的星系光度函数的估计，并证明它显着提高了重要的可观察到的约束。
2020-10-20 astro-ph.GA
Analytic formulas for frequency and size dependence of absorption and scattering efficiencies of astronomical polycyclic aromatic hydrocarbons
在最近的两篇系列论文中，我们在MRN型星际尘埃模型的背景下分析了天文硅酸盐和石墨颗粒消光光谱的频率和尺寸分布依赖性。这些颗粒被认为是均匀的球体，遵循非常常用的幂律$(a^{-3.5})$尺寸分布。在1000 ~ 22500 nm波长范围内，得到了石墨和硅酸盐颗粒的解析公式，并证明了它们的实用性。在本文中，我们提出了星际尘埃模型的另一个重要组成部分，即多环芳烃（PAHs）的散射和吸收光谱的解析公式。多环芳烃的相对贡献消光{ \it vis}碳经典颗粒已被检查。
2012-02-23 astro-ph.GA
Cosmic-rays, gas, and dust in nearby anti-centre clouds : III -- Dust extinction, emission, and grain properties
我们已经探索了尘埃消光和$γ$射线探测附近反中心区域星际介质特性的能力。我们共同模拟的$γ$射线强度和恒星红化，E（B-V）作为H $_{\rm I}$亮，CO亮，电离气体成分的组合。来自尘埃红化和$γ$射线的补充信息被用来揭示H $_{\rm I}$、free-free和$^{12}$ CO排放所看不到或追踪不良的暗气体。我们比较了总气柱密度$N_{\rm{H}}$，从$γ$射线和恒星红化中推导出的总气柱密度与从$γ$射线和热尘埃发射的光学深度的类似分析（Remy等人，2017）中推断出的总气柱密度，$τ_{353}$，在353 GHz。因此，我们可以比较特定尘埃红化E（B-V）/ $N_{\rm H}$和尘埃发射不透明度（尘埃光学深度/气体核子）$τ_{353}/N_{\rm{H}}$的环境变化。在整个反中心区域，我们发现平均E（B-V）/ $N_{\rm H}$比为$(2.02\pm0.48)\times$ $10^{-22}$ ~mag~cm $^2$，最大局部变化约为$\pm30\%$，随着气柱密度的增加，发射不透明度增加2 ~ 6倍。在扩散介质中，比红化E（B-V）/ $N_{\rm H}$的微小变化意味着在反中心云的扩散部分，尘埃与气体的质量比相当均匀。随着$N_{\rm{H}}$柱密度的增加，E（B-V）/ $N_{\rm H}$的变化幅度很小，这证实了向密集CO云…
2018-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffusion of Cosmic Antiprotons Generated throughout the Dark Matter Halo -- A Semi-Analytical Solution for a Linear Galactic Wind Model
公共GALPROP代码给出了一个完全数值解的频谱宇宙射线传播通过一个线性的银河风直接向外从银河平面的框架内的圆柱形扩散模型。另外，对于线性银河风的情况下，我们提出了一个半解析解的两区圆柱模型，它描述了宇宙射线反质子的光谱产生的主要来源，整个暗物质晕。虽然次级反质子可以通过，例如，GALPROP WebRun，始终使用这种半分析解决方案的主要将有助于建立一个合适的暗物质（DM）模型，这可能是复杂的，然后执行统计分析时，面对的数据。作为一个例子，使用所得到的公式，我们研究了可能的DM信号，通过通道$\text{DM DM} \to {\bar b}b$，和它的约束从AMS-02的反质子比的测量。讨论了DM信号的指示。半解析方法的优点，并与GALPROP模型的比较。
2021-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 astro-ph.GA
Effect of Grain Size on Differential Desorption of Volatile Species and on Non-ideal MHD Diffusivity
我们建立了一个化学网络，用于模拟从坍缩的致密分子云到原恒星盘的化学和非理想MHD效应。首先，我们重新制定了宇宙射线解吸率考虑解吸率的变化在粒度分布。我们发现，挥发性物质的微分解吸放大的晶粒大于0.1 $μ$ m，因为较大的晶粒被加热到较低的温度由宇宙射线，因此更敏感的结合能的变化。结果，原子氮N比CO多$\sim$ 2个数量级;由于气相N $_2$的增加，N $_2$ H $^+$也变得比HCO $^+$多几倍。然而，电离分数的变化，由于冻结和解吸只有轻微的影响，非理想的MHD扩散系数。我们的化学网络证实，非常小的晶粒（VSG：低于几个100 $Å$）削弱了双极扩散和霍尔效应的效率。在坍缩致密芯时，当在0.1 $μ$ m处截断MRN尺寸分布时实现最大双极扩散，并且对于最大霍尔效应，在0.04 $μ$ m处发生截断。我们的结论是，晶粒尺寸分布是至关重要的CO和N $_2$相关分子之间的差分耗尽，以及在致密的核心的非理想的MHD扩散系数。
2018-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice mantles on dust grains: dramatic variation of thickness with grain size
我们计算了尘埃颗粒上的冰质地幔的解吸率作为颗粒和地幔的大小和成分的函数。我们结合现有的模型的宇宙射线（CR）相关的解吸现象与CR运输模型，以准确地计算在黑暗地区的分子云的解吸率。我们表明，不同的解吸机制占主导地位的颗粒不同大小，并在不同地区的云。然后，我们使用这些计算来研究一个简单的模型的地幔的生长，给定的粒度分布。我们发现，适度的变化的解吸速率与粒度导致地幔厚度的强烈依赖于粒度。此外，我们表明，冻结几乎是完全的情况下，外部的UV场，即使当考虑到从CR产生的UV光解吸。即使在$10^4$ ${\rm cm^{-3}}$的气体密度下，对于CR电离率的标准值，在$3\times 10^5$年之后，小于30%的CO保留在气相中。
2021-09-09 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
Efficient Interstellar Grain Growth from High Sticking Coefficients on Amorphous Carbon Dust
研究宇宙尘埃颗粒生长效率，通过分子动力学模拟非晶碳颗粒表面受气相原子撞击情况，发现高附着系数，实验结果也支持该结论，证实气相吸积是星际尘埃质量增长的有效机制及星际颗粒演化核心。
2026-07-17 astro-ph.GA
The origin of dust in galaxies across cosmic time
我们研究了星系中的尘埃演化，通过实施一个详细的尘埃处方的SAGE半解析模型的星系形成。这个新的模型被称为Dusty SAGE，遵循II型超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星喷出物中的尘埃凝结，致密分子云中的颗粒生长，超新星冲击的破坏，以及通过恒星形成，再加热，流入和流出从ISM中去除尘埃。我们的模型成功地再现了观测到的尘埃质量函数在红移z = 0和观测到的尺度关系的尘埃在很宽的红移范围。我们发现，目前宇宙中的尘埃质量含量主要是通过星际介质（ISM）中的晶粒生长产生的。相比之下，在早期宇宙中，尘埃的主要产生机制是恒星喷出物的凝结。粉尘主要产生通道的变化是粉尘-气体（DTG）和粉尘-金属（DTM）比值标度关系的特征。在星系中的晶粒生长占主导地位，我们发现DTG和DTM比率与金属丰度和恒星质量呈正相关。另一方面，在星系的尘埃主要是通过冷凝，我们发现负或没有相关性DTM和DTG比率与金属丰度或恒星质量。与环星系介质（CGM）比ISM包含更多尘埃的观测结果一致，我们的模型在z < 4时也显示出相同的趋势。我们的半分析模型可在https：//github.com/dptriani/dusty-sage上公开获得。
2020-02-13 astro-ph.GA
Numerical Study of Cosmic Ray Confinement through Dust Resonant Drag Instabilities
我们通过共振拖曳不稳定性（RDIs）研究了带电尘埃粒子约束宇宙线（CR）的可能性。我们进行磁流体动力学粒子在细胞模拟的磁化气体混合带电尘埃和宇宙射线，与陀螺半径的尘埃和GeV CR的$\sim\mathrm{AU}$尺度完全解决。作为第一项研究，我们专注于一种类型的RDI，其中带电颗粒漂移超Alfv {é}nically，与洛伦兹力强烈主导阻力。尘埃颗粒是不稳定的RDI，并形成集中的柱和片，其规模增长，直到饱和的模拟盒的大小。初始完全流动的CR强烈地被RDI激发的Alfv{é}n波散射，CR垂直速度分量的增长率等于磁场扰动的增长率。这些比率是很好的预测分析线性理论。CR最终变得各向同性，并且通过由RDI激发的单向阿尔文波至少在$\sim v_\mathrm{A}$处漂移，其中俯仰角余弦$μ$均匀分布，并且CR俯仰角扩散系数$D_{μμ}$在$μ= 0$周围具有平坦轮廓，而没有“$90$度俯仰角问题。“包括气体上的CR反馈，$D_{μμ}$减少了几个因子，表明CR散射率较低，因为CR压力对RDI的反作用增加了额外的波阻尼，导致准稳态散射率较低。我们的研究表明，在某些条件下，灰尘引起的CR约束可能非常重要，例如，围绕类星体或超亮星系的尘埃环绕星系的介质。
2022-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantitative Polarimetry: A Unified Model of Dust Grain Alignment by Magnetic Radiative Torques
由于星际颗粒排列而产生的光学星光和远红外热尘埃辐射的偏振，为研究从弥漫的星际介质到年轻恒星周围的吸积盘等各种天体物理环境中的磁场提供了一个强有力的窗口。精确的宇宙学研究需要精确的星系尘埃偏振模型，以便首次探测到宇宙微波背景（CMB）B模信号。只有当开发和测试了将颗粒排列效率与局部物理条件和灰尘性质联系起来的颗粒排列定量理论时，才能实现这样准确的模型。在本文中，我们回顾了成功的发展，这样一个定量的对齐理论，专注于一个统一的模型的晶粒排列的基础上的辐射扭矩和磁弛豫的尘埃颗粒与铁夹杂物。本文讨论了用统一排列模型解释普朗克和ALMA的最新观测结果的意义。
2017-04-06 astro-ph.GA
Dust charge distribution in the interstellar medium
研究了星际介质中尘埃粒子的平衡电荷分布。我们的治疗占碰撞充电的电子和离子，光电充电由于背景星际辐射场，收集超热宇宙射线电子和光电发射由于宇宙射线诱导的密集分子云内的紫外辐射场。我们发现，电荷平衡假设是有效的，在整个多相ISM条件下，这里调查，并应保持有效的模拟分辨率下降到AU尺度。尘埃颗粒的电荷分布取决于大小、成分和ISM环境：局部辐射场强$G$、温度$T$和电子数密度$n_{\mathrm{e}}$。电荷分布与“充电参数”$G\sqrt{T}/n_{\mathrm{e}}$密切相关。在分子介质中，碳质颗粒和硅酸盐颗粒都具有主要的负电荷或中性电荷，且分布较窄。在冷中性介质中，碳质和硅酸盐颗粒从负的和窄的分布，主要是积极的和广泛的分布取决于充电参数的大小。在温暖的中性介质中，各种大小的颗粒都带正电荷，而且分布很广。我们推导出修订后的参数表达式，可用于恢复的电荷分布函数的碳质和硅酸盐颗粒从3.5 $μ$ m的大小，组成和环境ISM参数的函数。最后，我们发现，参数方程可以用于其他环境比太阳附近的条件，恢复尘埃粒子的电荷分布函数在光子占主导地位的地区。
2018-12-19 astro-ph.GA
The evolution of galaxy dust scaling relations in the COLIBRE simulations
University of Sussex（萨塞克斯大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Universiteit Gent（根特大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Durham（杜伦大学）
研究COLIBRE模拟中星系尘埃标度关系在宇宙时间（\(0 \le z \le 15\)）的演化，通过自洽追踪尘埃过程，利用不同质量分辨率预测相关关系，发现其受分辨率和气相选择影响，凸显模型能力与限制，为完善星际介质物理提供见解。
2026-07-29 astro-ph.GA
Time-Dependent Cosmic Ray Halos from Bursty Star Formation and Active Galactic Nuclei: Semi-Analytic Formalism and Galaxy Formation Implications
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究宇宙射线反馈在星系演化中的作用，通过半解析近似和数值解描述其在简化假设下随时间的演化，能快速评估参数空间，证明时间依赖注入可改变宇宙射线压力分布，还与模拟对比验证方法。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. I. Analytic derivation
尘埃颗粒在许多天体物理学背景中起着重要作用。它们影响其环境的化学、磁性、动力学和光学特性，从星系到星际介质、恒星形成区域和原行星盘。它们的凝结导致其大小分布的变化，并最终形成行星。然而，虽然混凝过程本身是相当简单的数值实现，它是很难耦合到多维流体力学数值模拟，因为它的高计算成本。我们在这里提出了一个简单的方法，用于跟踪的凝聚颗粒在低得多的成本。给定初始粒度分布，在时间t处的分布状态仅由沿轨迹积分的单个变量的值确定，而与颗粒所采取的具体路径无关。虽然这种方法不能解释凝结以外的过程，但它在数学上是精确的，快速的，廉价的，并且可以用来评估大多数天体物理学背景下的颗粒凝结的影响。它适用于所有局部物理条件和颗粒特性可以分离的混凝核心。我们还描述了另一种方法来计算颗粒的平均电荷和屏蔽辐射场的环境中的离子和电子的密度，给定的密度和温度的气体，宇宙射线电离率，和离子的平均质量。我们提供的方程是快速集成的数值，并可用于在多维数值模拟中自洽地计算飞行中的非理想磁流体动力学模型所需的本地磁电阻率。
2021-05-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Impact of dust size distribution including large dust grains on magnetic resistivity: an analytical approach
本文研究了粉尘粒度分布对磁阻率的影响。特别是，我们专注于它的影响时，最大粉尘尺寸显着增加，从亚微米。本文的前半部分介绍了我们的计算方法的基础上的模型\citet{1987ApJ...320..803D}的磁阻，并表明，该方法再现了一个更现实的化学反应网络计算的结果合理。然后，我们描述了大的最大尘埃颗粒的尘埃分布的电阻率计算的结果。结果表明，电阻率随尘埃的增长而减小，当尘埃粒径幂指数$q$为$q=2.5$时，这种趋势尤为明显。另一方面，当灰尘尺寸幂指数$q$为$q=3.5$时，即，当小灰尘也负责灰尘横截面时。我们的研究结果表明，详细的尘埃凝聚和碎裂过程中发挥了至关重要的作用，在原恒星形成的磁性。
2022-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
