Dust in the first galaxies
利用宇宙学体积模拟和一个定制的亚格子模型研究了在宇宙历史的第一个10亿年中由于Pop~III金属富集而导致的第一个星系中的基线尘埃消光。我们发现，虽然最丰富的，高密度的原始星系的视线可以经历一个可测量的量从Pop~III尘埃（$E(B-V)_{\rm max}=0.07,\ A_{\rm V,max}\approx0.28$）的消光，平均消光是非常低的$\left< E(B-V) \right> \lesssim 10^{-3}$。我们推导出暗物质晕质量与$E(B-V)\propto M_{\rm halo}^{0.80}$消光之间的幂律关系。通过MonteCarlo参数研究，我们建立了矮星系在高红移处的紫外光谱的基线红化。用这种方法，我们找到了$\left<β_{\rm UV}\right>-2.51\pm0.07$，它几乎是晕质量和红移无关的。
2018-01-18 astro-ph.GA
IQ Collaboratory III: The Empirical Dust Attenuation Framework -- Taking Hydrodynamical Simulations with a Grain of Dust
我们提出了经验尘埃衰减（EDA）框架-一个灵活的处方分配现实的尘埃衰减模拟星系的物理特性的基础上。我们使用EDA的三个国家的最先进的大规模宇宙流体动力学模拟：SIMBA，IllustrisTNG，和EAGLE的前向模型合成观测。然后，我们使用无可能性推理将模拟的光学和紫外色星等关系$(g-r) - M_r$和$(FUV-NUV)-M_r$与$M_r < -20$和紫外完整SDSS星系样本进行比较。没有灰尘，没有一个模拟与观测结果相匹配，正如预期的那样。然而，使用EDA，我们可以用所有三种模拟再现观察到的色星等。此外，我们的尘埃处方预测的衰减曲线与观测到的衰减-斜率关系和恒星形成星系的衰减曲线吻合得很好。然而，EDA并没有预测低$A_V$的恒星形成星系，因为模拟的恒星形成星系本质上比观测到的要亮得多。此外，EDA首次提供了对静止星系衰减曲线的预测，这对观测测量是一个挑战。模拟的静止星系需要比恒星形成星系更浅的衰减曲线和更低的振幅。EDA与正演模拟相结合，为揭示星系中的尘埃和探测流体动力学模拟提供了一种有效的方法。这项工作还说明了比较星系形成模型的一个主要局限性：通过调整尘埃衰减，预测显着不同的星系群的模拟可以重现相同的紫外线和光学观测。
2021-06-17 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
SERENADE III: Insight into the Origin of the High Dust Temperature and High [O III]/[C II] Ratio at $z\gtrsim6$
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；The University of Tokyo（东京大学）；Academia Sinica（中央研究院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Waseda University（早稻田大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
该研究对9个z~5.8-8.3的莱曼断裂星系开展ALMA观测，揭示z≳6星系尘埃温度与金属丰度负相关，其高[O III]/[C II]比值源于更高的电离参数和气体密度。
2026-08-28 astro-ph.GA
Multiphase Gas Nature in the Sub-parsec Region of the Active Galactic Nuclei. III. Eddington Ratio Dependence on the Structures of Dusty and Dust-free Outflows
通过二维辐射流体动力学模拟，研究了爱丁顿比对活动星系核亚秒差距尺度外流的影响，发现其决定外流速度且解析解有助于理解视线方向的动力学与辐射结构。
2024-11-12 astro-ph.GA
Dissecting the active galactic nucleus in Circinus -- III. VLT/FORS2 polarimetry confirms dusty cone illuminated by a tilted accretion disc
我们目前的旋星系核的偏振图的$BVRI$带，获得VLT/FORS 2。Circinus是离我们最近的Seyfert 2星系，并且拥有一个典型的模糊的活动星系核（AGN）。最近的高角分辨率成像显示，它的中红外（MIR）发射的主要部分来自极地地区。以前，我们证明了这些意见是一致的一个紧凑的尘埃盘和双曲面壳的模型，类似于一个中空的圆锥体在更大的尺度上。在这里，我们专注于活动星系核，从中央引擎高达40 pc，并比较观测的辐射转移模型。极化图显示了一个圆锥形的结构，符合电离锥。偏振度的波长依赖性表明尘埃颗粒上的散射产生偏振。观测到的偏振度（$\approx1-3\%$）比模型预测的要低;然而，这只是一个下限，因为恒星辐射在光学中占主导地位。所观察到的偏振角（$\approx30$度）再现的模型的尘埃盘与空心锥，由倾斜的各向异性中心源照明。与电离锥轴对齐的吸积盘，以及其他尘埃几何形状，如抛物面壳或被周围尘埃包裹的环面，与数据不一致。我们的结论是，光学偏振成像支持早期的证据，在极地地区的尘埃的存在，暂时与尘埃外流。
2022-12-20 astro-ph.GA
HERschel Observations of Edge-on Spirals (HEROES). III. Dust energy balance study of IC 2531
我们调查的尘埃能量平衡的边缘星系IC 2531，在HEROES样本的七个星系之一。我们执行一个国家的最先进的辐射转移建模的基础上，第一次，一组光学和近红外星系图像。我们表明，考虑到近红外成像的建模显着提高了对检索参数的尘埃含量的约束。我们证实了以前的研究结果，包括一个年轻的恒星星族的建模是很重要的解释所观察到的恒星能量分布。然而，在远红外波长的观测和模拟的热辐射之间的差异，所谓的尘埃能量平衡问题，仍然存在：该模型低估了观测到的通量约2倍。我们比较了两种不同的尘埃模型，发现尘埃参数，从而在红外域的光谱能量分布是敏感的尘埃模型。在一般情况下，THEMIS模型再现观测到的发射在红外波长域比流行的Zubko等人的BARE-GR-S模型。我们对IC 2531的研究是对整个HEROES样本进行详细和统一的辐射转移建模的试点案例，这将更多地揭示尘埃能量平衡问题的强度和起源。
2016-05-20 astro-ph.GA
Updated extraction of the APOGEE 1.5273 μm diffuse interstellar band: a Planck view on the carrier depletion in dense cores
最新的SDSS/APOGEE数据发布DR 14提供了更多的H波段恒星光谱和相关的恒星模型，使用了一种称为大炮的创新算法。我们利用这些新技术提取了15 273 nm的近红外DIB，并研究了它与尘埃消光和发射的联系。我们修改了我们的自动拟合方法，专门用于热恒星，并在早期的研究中使用了一些调整，其动机是从早期或中间型恒星到红巨星的变化。还开发了一种新方法来量化DIB强度的上限。我们将我们的DIB测量结果与Starhorse数据库中的恒星距离Av进行了比较。然后，我们比较了由此产生的DIB消光比与来自普朗克数据的尘埃光学厚度，全球范围内，也分别为附近的离面云复合体。我们的分析导致了一个目录的生产，其中包含124 064个新的测量的15 273个DIB，使我们能够重新审视DIB强度和尘埃红化之间的相关性。新的数据清楚地表明，天空平均15 273 DIB强度与Av在两个数量级上线性相关，正如早期研究所报道的那样，但在稠密云层后面高度发红的视线中，Av与消光之间的关系趋于平稳。与普朗克单个光学深度的比较以一种明显的方式揭示了致密核心中的DIB损耗，并表明它适用于所有离面致密云。APOGEE测量证实了15 273 DIB载体的普遍存在，相对于密集的云核中的尘埃颗粒减少，在某种程度上，可以经验相关的尘埃光学厚度达到云。
2019-03-27 astro-ph.GA
Breathless BEARS: [O$_{\rm \,III}$] 88$μ$m Emission of Dusty Star-Forming Galaxies at $z = 3-4$
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Academia Sinica（中央研究院）；Universität zu Köln（科隆大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米波射电天文学研究所）；Universidad de Oviedo（奥维耶多大学）；Instituto Universitario de Ciencias y Tecnologas Espaciales de Asturias (ICTEA)（阿斯图里亚斯空间科学与技术大学研究所）；Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）
研究通过观测z=3-4时尘埃恒星形成星系的[OIII] 88μm发射，揭示其尘埃储备、恒星演化和星际介质特征，为理解星系演化提供新视角。
2026-01-14 astro-ph.GA
Numerical modeling of thermal dust polarization from aligned grains in the envelope of evolved stars with updated POLARIS
该研究用更新版 POLARIS 与 MRAT 机制模拟 IK Tau 包层热尘埃偏振，量化颗粒漂移、磁场、颗粒成分及 RAT-D 对偏振度的影响。
2024-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution, a global view: III. Core/mantle grains, organic nano-globules, comets and surface chemistry
在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型的框架内，这项工作详细研究了与核心/地幔星际和彗星颗粒结构及其对这些迷人颗粒性质的影响有关的表面过程和化学。看来，对星际颗粒表面的性质和化学反应性的现实考虑可以自洽地并在一个连贯的框架内解释：氧的异常消耗，CO暗气体的性质，“极地冰”地幔的形成，3 μ m水冰带上的红翼，在热核中观察到的富氧化学的基础，有机纳米球的起源和在彗星反射光谱中观察到的\sim 3.2 μ m“羰基”吸收带。提出了气相物种与星际介质中碳质a-C（：H）颗粒表面的反应，特别是原子氧以环氧官能团的形式掺入颗粒表面，是解释这些观测结果的关键。因此，宇宙尘埃的化学性质与星际气体的化学性质的关系比以前所认为的要密切得多。因此，目前的星际气体和尘埃化学模型很可能需要进行根本性的修改，以包括这些新的颗粒表面过程。
2021-11-08 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
High-resolution, 3D radiative transfer modelling III. The DustPedia barred galaxies
背景：本机宇宙中晚型星系中的尘埃负责吸收恒星发射的大约三分之一的能量。通常认为，尘埃加热主要是由于吸收了最年轻（<= 1亿年）恒星发射的紫外线和可见光子。因此，尘埃在远红外波段的热再发射通常与星系的恒星形成活动有关。然而，一些研究认为，年龄更大的恒星对尘埃加热的贡献可能更重要。辐射传输（RT）模拟的进展终于使我们能够实际量化恒星辐射场对弥漫尘埃的加热机制。目标：作为DustPedia项目的主要目标之一，我们已经为附近的星系构建了详细的3D恒星和尘埃RT模型。我们分析了四个正面棒星系：NGC 1365，M83，M95和M100中不同恒星星族对尘埃加热的贡献。我们的目标是量化的分数直接相关的年轻恒星，在全球范围内和局部尺度上，并评估酒吧的加热分数的影响。结果如下：我们推导出每个星系的全球衰减规律，并确认高sSFR的星系有较浅的衰减曲线和较弱的UV颠簸。平均而言，36.5%的辐射热光度被尘埃吸收。我们报告了一个明确的效果的酒吧结构上的尘埃加热部分的径向配置文件的年轻恒星，和尘埃温度。我们发现，年轻的恒星是尘埃加热的主要贡献者，在整个星系中，平均约59%的光度用于此目的。尘埃加热的比例在棒区下降到~53%，在鼓包区下降到~38%，在鼓包区，老恒星是尘埃加热的主要贡献者。我们还发现了一个很强的联系之间的加热分数的年轻恒星和sSFR。
2020-04-07 astro-ph.GA
Exploring the Dust Content of Galactic Halos with Herschel III. NGC 891
我们目前的深远红外观测附近的边缘星系NGC 891获得的赫歇尔空间天文台和斯皮策太空望远镜。这些地图证实了检测到来自内环星系介质（晕）的热发射，并在空间上解析了尘埃超级气泡和尘埃刺（暗条）。尘埃的晕成分的温度低于盘的温度，但在直径约8.0 kpc的区域内增加，从盘的一侧垂直延伸至少7.7 kpc，我们称之为超级气泡，因为它与热X射线发射和同步加速器尺度高度的最小值有关。这种外流正在突破厚盘并发展成星系风，这是特别令人感兴趣的，因为NGC 891不被认为是星暴星系;恒星形成率表面密度为0.03 Msun/年每平方千秒差距，气体分数仅为10%，表明风形成的阈值低于以前的工作。我们的结论是，恒星形成的表面密度是足够的超级气泡井喷到晕，但宇宙射线电子可能发挥关键作用，在确定这种流出发展成一个喷泉或逃离引力势。尘埃突中的高尘埃-气体比表明，这些物质是通过微晕与NGC 891的盘碰撞而被拉出NGC 891的。我们的结论是，NGC 891提供了一个例子，反馈和卫星相互作用的尘埃运输到一个典型的星系晕。
2020-12-16 astro-ph.GA
The subarcsecond mid-infrared view of local active galactic nuclei: III. Polar dust emission
最近的中红外（MIR）干涉观测表明，在少数活动星系核（AGN）中，大部分红外辐射来自假定的环面上方的极地区域，那里只有很少的尘埃。在这里，我们调查是否这样强的极性尘埃排放是普遍的活动星系核。在本地活动星系核的MIR图集中的149个Seyferts中，图21示出了单盘图像上的扩展MIR发射。在18个物体中，扩展的MIR发射与系统轴位置角对齐，由[OIII]，无线电，偏振和微波激射器基于位置角测量建立。解决和平号发射的相对量至少为40%，并与[OIV]通量的规模，这意味着扩展的连续和[OIV]发射器之间的强有力的连接。这些结果与无线电安静的性质的塞弗茨支持的情况下，大部分的和平号辐射发射的尘埃在极地地区，而不是由环面，这将需要一个新的范式的活动星系核的红外发射结构。目前在和平号卫星的活动星系核中极尘探测率较低的原因是缺乏足够的高质量和平号卫星数据以及对活动星系核的方位、NLR强度和距离的要求。詹姆斯-韦伯太空望远镜将使更深入的核MIR研究具有可比的角分辨率，使我们能够解决极性发射和周围的大部分附近AGN。
2016-03-08 astro-ph.GA
Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters - III. A lack of gas and dust in massive stellar clusters in the LMC and SMC
在年轻的球状星团（GC）中调用多个恒星形成事件来解释在GC中观察到的化学和光度异常的情景，需要星团可以保留恒星的恒星喷出物，并从周围吸积大量气体。因此，应该有可能在本地宇宙中找到年轻的大质量星团，其中包含大量（$>10$ \%）的气体和/或尘埃的星团质量。最近的理论研究表明，大麦哲伦星云（LMC）中质量超过$10^4$ \msun \，年龄在$30$和$\sim300$ ~Myr之间的星系团应该含有这样的气藏。我们用{ \em Spitzer} 70 \micron \和160 \micron \图像搜索了12个LMC（和1个SMC）星团中的\hi \气体和尘埃。没有发现含有气体和/或尘埃的团簇。虽然其中两个星团的\hi \处于相同的（投影）位置和速度，但气体似乎并不以星团为中心，而是附近云或细丝的一部分，这表明气体和星团没有直接关系。这种气体的缺乏（恒星质量的$<1$）与模型的预测有很大的矛盾，可能是由于比以前假设的更高的恒星反馈，或者是由于以前的计算中使用的假设。
2014-07-10 astro-ph.GA
The Critical Role of Dust On The [O III] Planetary Nebula Luminosity Function's Bright-End Cutoff
本文通过研究LMC与M31明亮PNe的核心质量和星云周消光关系，解释PNLF亮端截止对种群年龄不敏感的尘埃机制。
2025-03-15 astro-ph.GA
Dust-UV offsets in high-redshift galaxies in the Cosmic Dawn III simulation
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS UMR 7550（法国国家科学研究中心 7550联合研究实验室）；Institut d'Astrophysique de Paris（巴黎天体物理学研究所）；UPMC Univ. Paris VI（巴黎第六大学）；The University of Nottingham（诺丁汉大学）；Univ. Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）；Universit\'e Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Institut d'Astrophysique Spatiale（空间天体物理学研究所）；Leibniz-Institut f\"{u}r Astrophysik（莱布尼茨天体物理研究所）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Sussex（萨塞克斯大学）；Chosun University（朝鲜大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Berkeley Center for Cosmological Physics, UC Berkeley（加州大学伯克利分校宇宙学物理中心）；University of Tsukuba（筑波大学）
针对z=5-7星系观测到的尘埃-紫外空间偏移问题，基于重新校准尘埃含量的CoDa III模拟开展研究，发现偏移源于星系中心尘埃消光，预测尘埃连续谱与恒星静止帧近红外成分对齐。
2025-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova dust synthesis --- Carbonaceous dust in the very early universe
National Institute of Technology (KOSEN), Kochi College（高知工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（日本综合研究大学院大学）；Konan University（神户学院大学）
本文通过自洽求解超新星抛射物中分子和尘埃形成，发现暗弱超新星能有效减少硅酸盐抛射，成为早期宇宙碳质尘埃的重要来源。
2026-10-20 astro-ph.GA
First Light And Reionisation Epoch Simulations (FLARES) III: The properties of massive dusty galaxies at cosmic dawn
利用第一光和再电离时期模拟（\textsc{Flares}），我们探讨了在$z\in[5,10]$的大质量高红移星系的尘埃驱动的性质。利用辐射传输程序\textsc{skirt}对星系样品进行后处理，得到了全谱能量分布。我们探讨由此产生的光度函数，IRX- $β$关系，以及光度加权尘埃温度的再电离时代（EoR）。我们发现，我们的大部分结果与目前的观测结果一致，但低估了明亮的红外星系的数量密度，这是非常偏向于最密集的区域。我们看到，\textsc{Flares} IRX- $β$关系（对于$5\le z\le8$）主要遵循局部星爆关系。IRX随恒星质量的增加而增加，在高质量端（$\sim10^{10}$ M $_{\odot}$）处趋于稳定，并且在红移的中值归一化中没有显示出任何演化。我们还看的依赖性的峰值尘埃温度（$T_{\mathrm{peak}}$）的各种星系的属性，包括恒星质量，红外光度和sSFR，找到的相关性是最强的sSFR。亮度加权的尘埃温度增加向更高的红移，与斜率的$T_{\mathrm{peak}}$红移关系显示出更高的斜率比较低的红移关系从以前的观测和理论工作。与其他模拟相比，\textsc{Flares}的结果能够提供更好的高红移星系的统计样本，为高红移宇宙提供了一个独特的有利位置。
2022-03-10 astro-ph.GA
A Corona Australis cloud filament seen in NIR scattered light. III. Modelling and comparison with Herschel sub-millimetre data
通过最近的赫歇尔观测，南冕云的北条现在已经被绘制成从1.2微米到870微米的多个波段。该数据集提供了一个很好的起点，研究云的密度超过几个数量级。我们希望检查来自尘埃消光，散射和排放的柱密度分布的差异，并确定在何种程度上的意见是一致的标准尘埃模型。从赫歇尔的数据，我们计算的列密度分布相比，相应的数据来自近红外区的背景恒星的变红，并从表面亮度归因于光散射。我们建立了三维辐射转移模型来描述辐射和散射。散射光跟踪A_V~ 1等的低柱密度比尘埃辐射更好，对A_V ~ 10-15等仍然有用。基于模型，消光和尘埃辐射水平与典型的漫射介质亚毫米尘埃辐射率惊人地一致。然而，散射光的强度是非常低的中心处的致密团块，这不能解释没有一个非常低的晶粒致密性。散射光和尘埃辐射都表明辐射场是各向异性的。尘埃辐射的模拟表明，辐射场强度至少是正常星际辐射场的三倍。消光、光散射和尘埃发射之间的相互比较对云结构、照明辐射场和颗粒特性提供了非常严格的约束。
2012-06-23 astro-ph.GA
A solar metallicity galaxy at $z >$ 7? Possible detection of the [N II] 122 $μ$m and [O III] 52 $μ$m lines
我们提出了第一次检测的[N II] 122 $μ$ m和[O III] 52 $μ$ m线的再电离时代的星系。基于这些线和以前的[C II] 158 $μ$ m和[O III] 88 $μ$ m测量，使用两种不同的星际介质辐射传输模型，我们估计的电子密度的上限$\lesssim$ 500厘米$^{-3}$和气相金属丰度$Z/Z_\odot \sim 1.1 \pm 0.2$为A1689-zD 1，引力透镜，尘埃星系在$z$ = 7.133。到目前为止，在$z \gtrsim$ 6的星系星际介质中，其他金属丰度的测量或指标通常比这低一个数量级。异常高的金属丰度使得A1689-zD 1与基本的金属丰度关系不一致，尽管可能有显著的尘埃遮蔽恒星质量，这可能部分解决不一致的问题。考虑到太阳的金属丰度，尘埃与金属的比率比预期的要低几个因子，暗示$z \sim$ 7以外的星系可能有较低的尘埃形成效率。最后，与氧相比，推断出的氮富集，金属丰度测量所依赖的，表明该系统中的恒星形成年龄超过2.5亿年，将该星系的起源推到了$z >$ 10。
2023-03-08 astro-ph.GA
Large Interstellar Polarisation Survey. III. Observational constraints on the structure of grains
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；National Chung Hsing University（中兴大学）；Tamkang University（淡江大学）；Institut d’Astrophysique Spatiale, CNRS, Univ. Paris-Sud, Université Paris-Saclay（法国国家科学研究中心巴黎第十一大学巴黎萨克雷大学天体物理研究所）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, Université de Montpellier, CNRS/IN2P2（蒙彼利埃大学宇宙与粒子实验室）
利用96条视线上的红化曲线、星光偏振光谱和偏振尘埃发射数据，结合三组分尘埃模型，约束了弥漫星际介质中尘埃颗粒的结构、组成、尺寸分布和排列特性。
2026-04-08 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): III. Grain alignment and disruption mechanisms in G34.43+0.24 using polarization observations from JCMT/POL-2
利用JCMT/POL-2偏振观测研究红外暗云G34.43+0.24中颗粒排列与破碎机制，发现RAT排列可解释多数退偏振，核区存在RAT-D迹象，外围高偏振由磁增强RAT解释。
2025-01-20 astro-ph.GA
JWST observations of photodissociation regions III. Dust modelling at the illuminated edge of the Horsehead PDR
Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS), Université Paris Saclay（太空天体物理研究所，巴黎萨克雷大学）；Space Telescope Science Institute (STScI)（空间望远镜科学研究所）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)（天体物理学与行星学研究所以）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Institut d'Astrophysique de Paris (IAP)（巴黎天体物理研究所）；University of Toledo（托莱多大学）；Universiteit Gent（根特大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Leiden University（莱顿大学）；Royal Observatory Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学（西安大略大学））
JWST研究马头PDR亮边尘埃，发现纳米颗粒未被耗尽，且尺寸分布更不陡峭，表明中等UV环境下尘埃破坏机制效率较低。
2025-10-28 astro-ph.GA
Probing star formation and ISM properties using galaxy disk inclination III: Evolution in dust opacity and clumpiness between redshift 0.0 < z < 0.7 constrained from UV to NIR
本文利用Tuffs等提出的紫外、光学和近红外波段的衰减-倾斜模型，研究了星系中尘埃的平均性质与恒星质量$M_{*}$、恒星质量表面密度$μ_{*}$、恒星形成速率$SFR$、比恒星形成速率$sSFR$、恒星形成主序星偏移量$dMS$的关系。和恒星形成率表面密度$Σ_{SFR}$在红移$z \sim 0$和$z \sim 0.7$。我们使用来自SDSS（$\sim$ 20000）和GAMA（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.04 < z < 0.1$形成我们的低z样品，并使用来自COSMOS（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.6 <z < 0.8$形成样品。我们发现在$z \sim 0.7$处的星系比在$z \sim 0$处的星系具有更高的光学厚度$τ_{B}^{f}$和块状度$F$。$F$的增加暗示着$z \sim 0.7$星系的恒星不太可能逃离它们的诞生云，这可能表明诞生云更大。我们还发现，$τ_{B}^{f}$增加与$M_{*}$和$μ_{*}$独立的样品，因此红移。我们没有发现$τ_{B}^{f}$或$F$与$SFR$的明显趋势，这可能意味着尘埃质量分布与$SFR$无关。反过来，这意味着尘埃形成和破坏的平衡是独立于PDMATHAMO的。基于对巴耳末衰减的倾角依赖性的分析，我们发现，再现巴耳末线辐射不仅需要与恒星形成区相关的完全光学厚的尘埃成分，如在标准…
2022-06-13 astro-ph.GA
VALES: III. The calibration between the dust continuum and interstellar gas content of star-forming galaxies
本文给出了在0.02< $z$ <0.35时，由瓦尔帕莱索ALMA谱线发射巡天（VALES）获得的67个主序星形成星系的尘埃连续体光度和星际气体含量之间的定标关系。我们使用CO（1-0）的观测从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）跟踪分子气体质量，$M_{\mathrm{H}_{2}}$，并估计在850 $μ$米，$L_{ν_{850}}$，通过外推的尘埃连续性从MAGPHYS模型的远紫外线到亚毫米光谱能量分布采样的星系和质量大会（GAMA）调查。采用$α_{\rm CO}$ = 6.5（K km s $^{-1}$ pc $^{2}$）$^{-1}$，计算出平均比值$L_{ν_{850}}/M_{\mathrm{H}_{2}}$ =（6.4 $\pm$ 1.4）$\times10^{19}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$ $\mathrm{M}_{\odot}^{-1}$，与文献值吻合较好。我们获得了$\log_{10}$（$M_{\mathrm{H}_{2}}/\mathrm{M}_{\odot}$）=（0.92 $\pm$ 0.02）$\log_{10}$（$L_{ν_{850}}$ /erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$）-（17.31 $\pm$ 0.59）的线性拟合。当结合VALES和文献样本并采用银河$α_{\rm CO}$值时，我…
2017-02-23 astro-ph.GA
Dense Ionized Outflow with Five Narrow Components in a Dust-obscured Galaxy
Ehime University（爱媛大学）；Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Kagoshima University（鹿儿大学银河天文学研究中心）；Ritsumeikan University（立命馆大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Kobe University（神户大学）
研究发现尘埃遮蔽星系J1010+3725中存在复杂的离子化喷流，通过光谱分析揭示了五个窄成分和一个宽成分，表明高氢密度的喷流特征。
2026-04-18 astro-ph.GA
Modelling galaxy spectra in presence of interstellar dust-III. From nearby galaxies to the distant Universe
本文提出考虑星际尘埃的星系分光光度模型，结合气体、分子云和恒星成分，从邻近星系到高红移宇宙重现星系光谱能量分布。
2014-12-11 astro-ph.GA
ATLAS. III. Dust Around Little Red Dots: Hydrogen Line Ratios beyond Dust-free Non-Case B Models
SOKENDAI（日本综合研究大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙线研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理与数学研究所（WPI））；Department of Physics, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科物理学系）
该研究基于JWST观测的高、低红移小红点，发现其宽氢线比值远高于B型复合值，部分需高气体密度或尘埃消光解释，表明LRD中普遍存在与宽线区空间相关的尘埃，或为AGN尘埃环的低柱密度对应体。
2026-10-16 astro-ph.GA
A puzzling non-detection of [O III] and [C II] from a $z \approx 7.7$ galaxy observed with ALMA
描述早期宇宙中星系群的特征是理解这些天体演化及其在宇宙再电离中所起作用的关键。然而，在最高红移的观测数量是迄今为止，很少。为了揭示高红移宇宙中星系及其星际介质的性质，我们在阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的$z=7.664$观测了Lyman-$α$发射星系z7\_GSD\_3811.利用ALMA对恒星形成星系z7\_GSD\_3811的远红外[O III] 88 $μm$、[C II] 158 $μm$发射谱线和尘埃连续谱进行了观测。我们结合这些测量与早期的观测在休息帧紫外线（UV），以表征对象，并比较结果的早期研究观察[O III]和[C II]发射高红移星系。在z7\_GSD\_3811位置未检测到[O III] 88 $μm$和[C II] 158 $μm$发射线，$3σ$上限分别为$1.6 \ \times \ 10^{8} \ L_{\odot}$和$4.0 \ \times \ 10^{7} \ L_{\odot}$。我们没有检测到任何尘埃连续带6或带8。在频带8和频带6连续谱中测量的均方根分别为26和9.9 $μJy \ beam^{-1}$。与其他几个高红移星系类似，z7_GSD_3811的[C II]辐射相对于本星系而言，其恒星形成率较低。此外，我们的[O III]线光度的上限是低于所有以前观察到的[O III]线在高红移星系具有类似的紫外光度。我们的AL…
2020-11-26 astro-ph.GA
Bow shocks, bow waves, and dust waves. III. Diagnostics
恒星弓形激波、头波和尘埃波都是恒星的风和辐射压力作用于流过它的尘埃等离子体流的结果。这些弓形中的尘埃在8到60微米的中红外波长范围内发射出显著的光。我们提出了一种新的诊断方法，τ-eta图，用于分析这些弓，这是基于比较恒星辐射能量和恒星辐射动量的分数被捕获的弓壳。这个图可以区分风支持的弓形激波、辐射支持的头波和尘埃波，在尘埃波中，颗粒与气体分离。对于风支持的弓形激波，它允许恒星风质量损失率被确定。我们批判性地比较我们的方法与以前的方法，已经提出了确定风的质量损失率从弓激波观测。这一比较指出了两种方法都可以改进的方法，并建议将以前报告的质量损失率向下修正2倍。从23个中红外弓形源的样本中，我们确定了至少4个辐射支持的头波的强候选者，这需要通过更详细的研究来证实，但没有强候选者的尘埃波。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metal and dust yields of the first massive stars
我们量化的作用人口（流行）III核心坍缩超新星（SNe）作为第一个宇宙尘埃污染。从一组质量在[13 - 80] Msun范围内的恒星祖先开始，我们发现新形成的尘埃的质量和成分取决于喷出物的混合效率和爆炸过程中经历的回落程度。对于标准的Pop III SNe，其爆炸被校准以重现[Fe/H] <-2.5的星系晕恒星的平均元素丰度，在均匀混合（未混合）的喷出物中可以形成0.18 - 3.1 Msun（0.39 - 1.76 Msun）的尘埃，主要的颗粒物质是硅酸盐。我们还调查了尘埃形成的喷出物微弱的流行III SN，喷出物经历了一个强大的回落。通过检查一组模型，定制，以尽量减少分散与碳增强星系晕恒星的丰度与[Fe/H ] <-4，我们发现，无定形碳是唯一的颗粒物种的形式，与质量范围为2.7 × 10^{-3} - 0.27 Msun（7.5 × 10^{-4} - 0.11 Msun）的均匀混合（未混合）喷出物模型。最后，对于所有的模型，我们估计的数量和组成的尘埃，幸存下来的反向冲击的通道，并发现，根据拱星介质密度，3%和50%（10 - 80%）之间的尘埃产生的标准（微弱）流行III SNe可以有助于早期的尘埃富集。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of dust in the Galactic center region probed by AKARI far-infrared spectral mapping - detection of a dust feature
我们研究了银河系中心区域朝向拱门和五重星系团的星际尘埃的性质。利用AKARI/远红外探测器的傅里叶变换光谱仪，我们对包括这两个星系团在内的约10“x 10”的区域进行了远红外（60 - 140 cm^-1）光谱测绘，以获得每个30”x 30”空间单元的低分辨率（R = 1.2 cm^-1）光谱。我们推导出了不同波数下尘埃连续谱发射的空间变化，并与[O III] 88微米（113 cm^-1）发射和OH 119微米（84 cm^-1）吸收的空间变化进行了比较。光谱拟合结果表明，温度为~20 K和~50 K的两个尘埃修正黑体分量可以再现大部分连续谱。然而，对于某些光谱，我们发现在80 ~ 90 cm^-1（110 ~ 130 μ m）附近的修正黑体连续谱上存在着明显的过剩。较温暖的尘埃成分与[O III]发射在空间上相关性很好，因此可能与两个星团的强辐射局部加热的高度电离气体有关。过量的排放可能代表的灰尘功能，这是发现空间相关的OH吸收和CO云。我们发现，一个尘埃模型，包括微米级的石墨颗粒可以再现观测到的光谱与尘埃功能相当好。
2012-05-18 astro-ph.GA
Dark Dust III: The high-quality single-cloud reddening curve sample. Scrutinizing extinction curves in the Milky Way
本研究通过多步质量筛选构建了目前最高质量的银河系单云消光曲线样本，测得平均R_V为3.1±0.4，为后续暗尘埃性质研究提供基础。
2023-07-01 astro-ph.GA
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows III. Photoprocessing of the ice and return to the ISM
为了解释尘埃在星际介质（ISM）中的性质，一个难熔的有机地幔的存在是必要的。AGB星的外流是ISM中恒星尘埃的主要贡献者之一。我们提出了第一个研究的难熔有机贡献的AGB星的ISM。在实验室实验的基础上，我们在扩展的化学动力学模型中加入了一个新的反应：将挥发性复杂冰光处理成惰性难熔有机材料。难治性有机反馈的AGB流出到ISM估计使用观测动机的父物种和网格的富C和富O流出的模型。难熔的有机物质主要是通过在尘埃上的堆积和随后的光处理从气相中继承的。颗粒表面化学，引发的冰的光解，产生只有一小部分，发生在一个亚单层制度，在几乎所有的流出。难熔有机材料的形成随着流出密度的增加而增加，并且取决于初始气相组成。富O粉尘被难熔有机物覆盖的程度可以忽略不计，而富C粉尘的平均覆盖率为$3-9\%$，但可能高达$8-22\%$。虽然富碳尘埃不会裸露进入ISM，但其平均覆盖率太低，不会影响其在ISM中的演化或显著影响星际尘埃的覆盖率。这项研究开辟了其他产尘环境的覆盖问题。它强调了需要更好地了解粉尘的形成和特定的外流内的密度结构的模型。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and Evolution of Molecular Clouds. III: The Effect of Dust and Gas Energetics
尘埃和气体能量学被纳入恒星形成的星团尺度模拟，以研究加热和冷却对恒星形成过程的影响。我们建立在我们以前的工作，分别计算尘埃和气体的温度。尘埃的温度是由嵌入恒星的加热和尘埃辐射之间的辐射平衡决定的。气体温度是使用能量率平衡算法，其中包括分子冷却，尘埃气体碰撞能量转移，和宇宙射线电离。碎片化的过程与气体温度被设置为尘埃温度的模拟大致相似，但存在差异。下沉粒子周围区域的结构具有与0类天体相似的性质，但平均而言，下沉速度和质量吸积率高于仅形成低质量恒星的区域。气体和尘埃的温度有复杂的分布，不能很好地模拟近似，忽略了详细的热物理。密度和动力学温度之间没有简单的关系。特别地，高密度区域具有大范围的温度，这由它们相对于加热源的位置确定。总光度低估了这些早期阶段的恒星形成率，在电离源被包括在内之前，一个数量级。正如我们以前的工作所预测的那样，当包括改进的热物理学时，会形成更多的中等质量天体，但由此产生的IMF仍然有太少的低质量恒星。然而，如果我们考虑最近关于核心到恒星效率的证据，与IMF的匹配得到了改善。
2012-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Chemical evolution of galaxies: emerging dust and the different gas phases in a new multiphase code
尘埃在星系的演化中扮演着重要的角色，因为它是有效恒星形成的主要成分之一。尘埃颗粒也是一个汇/源的金属时，他们被创建/销毁，因此，一个自洽的处理是关键，以正确地模拟化学演变。在这项工作中，我们讨论了尘埃物理到我们目前的多相模型，它也遵循原子，电离和分子气体的演变。我们的目标是尽可能地根据物理原理而不是现象学方法来模拟星际介质不同阶段之间的转换率，包括尘埃的产生、生长和破坏。我们首先提出了更新的微分方程组，然后讨论结果。我们校准我们的模型对银河系的观测，并将其预测与现存的数据进行比较。我们的研究结果是广泛的中间和高金属丰度的观测数据相一致，但模型往往会产生更多的灰尘比在低金属丰度制度。
2020-03-05 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy III. Dust Continuum Characterization of an Evolutionary Sample
ATLASGAL巡天为详细研究涵盖整个演化阶段的大量大质量恒星形成团块提供了理想的基础。ATLASGAL Top100是从其红外和无线电特性中选出的团块样本，代表了整个进化阶段。ATLASGAL Top100来源是许多详细后续研究的重点，这些研究将在一系列论文中介绍。在目前的工作中，我们使用的尘埃连续排放来约束这个样本的物理性质，并确定作为源演化的函数的趋势。我们从中红外到亚毫米波长（8-870微米）的图像中确定通量密度，并使用这些值来拟合它们的光谱能量分布（SED），并确定它们的尘埃温度和通量。结合这些与最近的距离从文献中，包括微波激射器视差测量，我们确定团块质量，光度和柱密度。我们发现温度，光度和柱密度增加的趋势与建议的演化序列，确认该样本是大质量恒星形成的不同演化阶段的代表。我们发现，大多数样本都有能力形成大质量恒星（包括质量最大的O型恒星），而且大多数都是引力不稳定的，因此很可能正在坍缩。最高的柱密度ATLASGAL源涵盖了从最年轻到最演化的大质量恒星形成团块的整个演化阶段。他们的研究为更深入地研究大质量恒星形成的四个不同的演化阶段提供了一个独特的起点，这些阶段定义明确的物理参数提供了更详细的研究。由于大多数样本的距离小于5千秒差距，这些源也是高空间分辨率后续观测的理想选择。
2016-10-28 astro-ph.GA
High redshift JWST predictions from IllustrisTNG: III. Infrared luminosity functions, obscured star formation and dust temperature of high-redshift galaxies
我们后处理的星系在IllustrisTNG模拟与SKIRT辐射传输计算作出预测的静止帧近红外（NIR）和远红外（FIR）的星系在$z\geq 4$的属性。TNG的静止框架$K$ -和$z$ -波段星系光度函数总体上与观测结果一致，尽管在$z=4$对$M_{\rm K}\lesssim -25$和$M_{\rm z}\lesssim -24$的$\sim 0.5\,\mathrm{dex}$预测不足。对JWST MIRI观测到的星系光度函数和计数给出了预测。基于理论估计，我们表明，下一代调查的JWST可以检测500（30）个星系在F1000 W的调查区域的$500\,{\rm arcmin}^{2}$在$z=6$（$z=8$）。与紫外线、光学和近红外线的一致性相反，我们发现TNG结合我们的尘埃建模选择，大大低估了大多数尘埃遮蔽的、因此最明亮的FIR星系的丰度。因此，被遮蔽的宇宙恒星形成率密度（SFRD）和光学/近红外暗天体贡献的SFRD被低估。这里发现的差异可以为模拟的子网格反馈模型或灰尘含量提供新的约束。同时，虽然TNG预测的尘埃温度及其与红外光度和红移的关系与观测结果定性一致，但对$z\geq 6$星系的峰值尘埃温度估计偏高约$20\,{\rm K}$ .这可能与我们的模拟有限的质量分辨率有关，以完全解决这些红移下星际介质（或特别是其尘埃含量）的孔隙度。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation and Evolution of the Dust in Galaxies. III. The Disk of the Milky Way
现在需要包括尘埃在内的星系化学演化模型来解读高z宇宙。在一系列的三篇论文中，我们解决了这个问题，并建立了一个现代化学演化模型。在第一篇论文（Piovan等人，2011年a），我们修改了通常存在于尘埃中的元素的冷凝系数。在第二篇论文（Piovan等人，2011年b），我们已经将尘埃应用到帕多瓦化学模型中，并根据太阳邻居的观测数据对其进行了测试。在本文中，我们推广到整个银河系盘（MW）。磁盘被用作一个实验室来分析的空间和时间的行为（i）几个尘埃颗粒家庭的帮助下，我们可以描述ISM，（ii）在气体，尘埃，和总ISM的元素存在于尘埃和（iii）耗尽相同的元素。在径向流和中心棒的作用下，计算了尘埃和气体在圆盘上的时间演化。整个圆盘中气体和尘埃中C、N、O、Mg、Si、S、Ca和Fe的丰度梯度是时间的函数。理论上的梯度很好地再现了造父变星、OB星、红巨星和HII区的梯度。这为尘埃的形成和整个盘的演化提供了伴随过程的主干。我们详细研究了在不同的银河系为中心的距离在ISM的AGB星，SNAE和颗粒吸积尘埃的贡献。此外，我们还研究了硅酸盐/碳质颗粒的比例随时间和在磁盘中的位置的变化。最后，给出了有关高和低SFR（内、外盘）区元素贫化的一些提示。所获得的结果使得有可能将该模型扩展到其他天体物理情况或不同的理论模型，如化学动力学N体模拟。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the host galaxy of a quasar 2175 Å$ $ dust absorber at z = 2.12
本文报道了利用HST/WFC 3红外F140 W直接成像和G141棱镜光谱首次探测到一个强的2175 <$$ $尘埃吸收体（z = 2.12）对背景类星体SDSS J121143.42+083349.7的宿主星系。光谱确认的宿主星系位于一个小的影响参数~ 5.5 kpc（~ 0.65 $''$）。F140 W的图像显示了盘状形态，有效半径为2.24 $\pm$ 0.08 kpc。提取的1D光谱由具有弱发射线（[O \III ]和[O \II ]）的连续谱支配。假设[O \III ]/H $α$比率为1，基于[O \III ]的无遮蔽恒星形成率（SFR）为9.4 $\pm$ 2.6 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。中等的4000 <$$ $破裂（Dn（4000）指数$\sim$ 1.3）和巴耳末吸收线表明主星系包含一个演化的恒星群体，估计恒星质量M $_*$为（3 - 7）$\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。主星系的SFR和M $_*$与$z$ $\sim$ 2的典型发射选择星系相当，但略低。从Ma等人（2015，2017，2018）的吸收分析中推断，宿主星系被证实是一个化学富集的，进化的，巨大的，恒星形成的盘状星系，可能处于从蓝色恒星形成星系到红色静止星系的过渡中。
2018-04-06 astro-ph.GA
A Pop III generated dust screen at z~16
本文探讨R_h=ct宇宙模型中CMB各向异性在z~16产生的可能性，提出通过Pop III尘埃幕散射的CMB尚不能被现有数据排除，并指出未来观测可区分该机制与标准复合区模型。
2022-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Estimating Dust Attenuation From Galactic Spectra. III. Radial variations of dust attenuation scaling relations in MaNGA galaxies
利用MaNGA积分场光谱，研究近邻星系中尘埃消光标度关系的径向变化，发现气体和恒星消光的相关性质随半径及Hα亮度显著改变，并讨论了其对高红移星系研究的意义。
2024-09-20 astro-ph.GA
Decoding the stellar fossils of the dusty Milky Way progenitors
我们研究了星系晕中的金属丰度分布函数（δ）以及正常碳星和富碳星的相对比例。为了这个目的，我们使用改进版本的半分析代码GALAXY MErger树和进化（GAMETE），重建的层次合并树的MW，以下恒星形成的历史和金属和尘埃的演变在个人的祖先。在0.1 < z < 6.3时，预测的尘埃、金属和气体质量之间的标度关系与本星系和伽马射线暴（GRB）宿主星系的观测数据吻合得很好。我们发现，为了重现观测到的[Fe/H] <-4的超新星尾，微弱的SN爆炸必须主导Pop III恒星产生的金属产额，不利于Pop III IMF延伸到恒星质量> 140 M_{sun}，进入对不稳定SN祖质量范围。C正常星和C增强星对超新星的相对贡献及其对[Fe/H]的依赖性表明，Pop III/II跃迁是由尘埃冷却驱动的，当母云中的尘埃与气体之比超过临界值D_crit = 4.4 x 10^{-9}时，第一颗低质量恒星形成。
2014-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Component Ionized Gas Outflows in a Hot Dust-Obscured Galaxy W2026+0716 with Keck/OSIRIS
本文利用 Keck/OSIRIS IFU 观测揭示了热尘埃遮挡星系 W2026+0716 中具有双锥结构的多组分电离气体外流，发现其异常光学/紫外超出源于AGN光子散射，证实了AGN反馈在Blue Hot DOG演化阶段的持续作用。
2025-04-29 astro-ph.GA
Planck's Dusty GEMS. III. A massive lensing galaxy with a bottom-heavy stellar initial mass function at z=1.5
我们研究前景星系的红宝石，最明亮的引力透镜高红移星系的亚毫米天空探测的普朗克卫星，和我们的普朗克的尘埃GEMS样本的一部分。红宝石由一个直径为1.4”、z = 3.005的爱因斯坦环组成，用ALMA以0.1”分辨率观测，中心是一个微弱的红色大质量透镜星系，用HST/WFC 3观测，它本身有一个非常高的红移，z = 1.525 $\pm$ 0.001，用VLT/X-Shooter光谱学证实。在这里，我们专注于透镜和透镜模型与LENSTOOL获得的属性。该系统的静止帧光学形态主要由镜头控制，而红宝石本身是高度模糊的，对K波段的测光贡献不到10%。前景星系的透镜质量为（3.70 $\pm$ 0.35）$\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$。沿着爱因斯坦环形成两个图像家族的单个团块的放大因子在7和38之间。我们提出了一个分解的前景和背景来源的WFC 3图像，和恒星星族合成建模与一系列的恒星形成历史的夏布里耶和萨尔彼得初始质量函数（IMF）。只有用后者得到的恒星质量范围与透镜质量吻合得很好。这是一致的底部重IMF的大规模高红移星系预期从详细研究的恒星质量和质量配置文件的低红移的后代，并从湍流气体碎片模型。这可能是在z = 1.5的透镜中对IMF的第一个直接约束，这不是一个星团中心星系。
2017-03-08 astro-ph.GA
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
Understanding star formation in molecular clouds III. Probability distribution functions of molecular lines in Cygnus X
柱密度（N）PDF是表征影响分子云结构的物理过程的有力工具。恒星形成云的最佳特征是对数正态分布的低N范围和幂律尾部的高N，通常归因于湍流和自重力和/或压力，分别。我们在这里报告的PDF获得的12 CO，13 CO，C18 O，CS和N2 H+在天鹅座X北地区的观测和比较PDF来自尘埃观测与赫歇尔卫星。对于Av~1-30，12 CO的PDF呈对数正态分布，但由于光学深度效应，Av越高，PDF越小。C18 O和13 CO的PDF对于Av~1-15大部分是对数正态的，其次是过量的，直到Av~40。高于该值，所有CO PDF都会下降，很可能是由于耗尽。高密度示踪剂CS和N_2H ~+仅分别在Av~15和400之间呈现幂律分布。来自灰尘的PDF对于Av~3-15是对数正态的，并且具有高达Av~500的幂律尾部。然而，分子线柱密度的绝对值是相当不确定的，由于丰度和激发温度的变化。根据尘埃的PDF值，我们将CS的分子谱线PDF值与尘埃的PDF值进行“校准”，并确定[CS]/[H2]的丰度为10^-9。CS，N2 H+和尘埃PDF的幂律尾部的斜率与细丝和团块的自由落体坍塌是一致的。一个准静态配置的细丝和团块也可能占所观察到的N-PDF，只要他们有一个充分凝聚的密度结构和外部冲压压力的气体吸积提供。N2 H+和CS的某种程度上更平坦的斜率可以反映在低柱密度下的丰度变化和/或亚热激发。
2016-01-15 astro-ph.GA
Modeling the Extragalactic Background Light and the Cosmic Star Formation History
我们提出了一个更新模型的河外背景光（EBL）从恒星和尘埃，在波长约0.1至1000 $μ$米。这个模型使用精确的恒星光谱理论，并跟踪恒星形成的演化，恒星质量密度，金属丰度，和星际尘埃消光和发射在宇宙中的红移。尘埃辐射分量被自洽地处理，被尘埃吸收的恒星光在红外线中再辐射为三个黑体分量。我们适合我们的模型，与自由参数与恒星形成率和尘埃消光和排放，各种各样的数据：光度密度，恒星质量密度，和尘埃消光数据从星系调查和$γ$-射线吸收光学深度数据从$γ$ -射线望远镜。我们的结果强烈地限制了宇宙的恒星形成率密度和尘埃光子逃逸分数的红移$z=10$，约90%的宇宙历史。我们发现，在某些情况下，我们的模型结果低于$z=0$ EBL强度的下限，也低于某些低$z$ $γ$ -射线吸收测量。
2022-10-03 astro-ph.GA
Tree-based solvers for adaptive mesh refinement code FLASH -- III: a novel scheme for radiation pressure on dust and gas and radiative transfer from diffuse sources
辐射是星际介质能量学的重要贡献者，然而其输运难以数值求解。本文提出了一种新的通过后向射线追踪求解漫射源辐射转移的方法。本文着重研究了红外辐射的辐射转移和尘埃的辐射压力。新的模块\textsc{TreeRay/RadPressure}是在基于网格的MHD代码{ \sc Flash}中实现的新型辐射转移方法\textsc{TreeRay}的扩展。在\textsc{TreeRay/RadPressure}中，每一个细胞和每一个恒星粒子都是红外辐射源。我们还描述了气体，尘埃和辐射是如何通过化学网络耦合的。这使我们能够计算当地的尘埃温度在热平衡，导致显着改善了经典的灰色近似。在几个测试中，我们表明，该计划产生正确的辐射强度以及正确的动量输入的辐射压力。随后，我们应用我们的新方案来模拟大质量恒星的形成，从一个崩溃的，动荡的核心150 ${\rm M}_\odot$。我们包括电离辐射和红外辐射对核心动力学的影响。我们发现，新生的大质量恒星防止其附近的碎片由于辐射加热。随着时间的推移，灰尘和辐射温度相等，而气体温度可能由于冲击加热而更热，或者由于灰尘-气体耦合不足而更冷。与引力相比，辐射压对模拟时间尺度上恒星质量的影响并不显著。
2023-02-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dust Polarization Toward Embedded Protostars in Ophiuchus with ALMA. III. Survey Overview
我们提出了0.25角秒分辨率（35金）ALMA 1.3毫米尘埃偏振观测37年轻恒星物体（YSO）的蛇夫座云。这些数据包括所有嵌入在云和几个平面和II类对象的原恒星，以产生最大的，均匀的研究磁盘尺度上的尘埃极化。本研究的目的是研究尘埃偏振下降到磁盘规模。我们发现，14/37（38%）的YSO中检测到偏振。这些源中的九个具有均匀偏振角，并且四个源具有方位角偏振。具有均匀偏振的源倾向于具有比具有方位角偏振（<60度）的源更陡的倾斜（> 60度）。大多数（9/14）的检测源的偏振形态和磁盘属性一致的尘埃自散射光学厚磁盘。其余的源可以替代地追踪磁场。它们通过将偏振矢量旋转90度推断出的场方向主要为极向或沙漏形。我们没有发现任何证据表明，有一个强大的环向场分量对我们的任何磁盘。对于偏振未检测到的23个YSO，其中大约一半的3-sigma上限<2%。这些震源也倾向于具有< 60度的倾角，并且它们通常是紧凑的。由于较低倾斜源倾向于具有方位角偏振，这些YSO可能由于我们的光束内的未分辨偏振结构而在偏振中未被检测到。我们建议，磁盘与倾角> 60度是未来的尘埃自散射的偏振研究的最佳候选人，因为这些系统通常会显示出均匀的偏振矢量，不需要非常高的分辨率来解决。我们发布的连续和偏振图像的所有来源与此出版物。整个调查的数据可以从Dataverse获得。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Galactic Foreground Emission
[摘要]我们使用7年的WMAP数据对银河系前景排放进行了更新估计。使用多频率模板清洁图之间的差异的功率谱，我们没有发现更新的（KQ 85 y 7）前景掩模之外的前景污染的证据。我们将15微开尔文上限均方根前景污染的清洁用于宇宙学分析的地图。我们没有发现一个额外的“阴霾”的硬同步辐射的银河系中心附近的高能电子的偏振数据的迹象。我们提供了一个更新的宇宙微波背景（CMB）的内部线性组合（ILC）的方法，更新的前景掩模，并更新点源目录与62个新检测到的源。也是新的测试马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）前景拟合程序对系统的时间流数据，并对所观察到的光束不对称性的测试。在银河平面的几度范围内，WMAP的总强度数据显示了一个从20-40 GHz迅速变陡的光谱，这可能是由于旋转尘埃颗粒的辐射，变陡的同步加速器或其他效应。与1度408 MHz地图（Haslam等人）进行比较。和11度ARCADE 2数据（Singal等人）。我们发现，旋转尘埃或陡峭的同步加速器模型适合WMAP和408 MHz的数据同样很好的组合。ARCADE的数据似乎与陡峭的同步加速器模型不一致，与旋转尘埃模型一致，但在旋转尘埃排放的相对强度方面仍存在一些差异。10-40 GHz范围内更多的高分辨率数据将为这些问题提供更多线索。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
