Dust survival rates in clumps passing through the Cas A reverse shock I: results for a range of clump densities
核心坍缩超新星喷出物中的反向冲击有可能摧毁新形成的尘埃物质。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟冲击波与超新星喷出物的相互作用。尘埃运动和破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体阻力，颗粒充电，溅射和颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A作为初始颗粒大小和气体密度的函数的尘埃破坏率。我们发现，如果初始颗粒尺寸分布较窄，对于高气体密度，半径约为10 - 50 nm，对于低和中等气体密度，半径约为0.5 - 1.5 $μ$ m，则高达30%的碳尘质量能够在反向激波的通道中幸存下来。初始半径约为10 - 30 nm的硅酸盐颗粒在中等和高密度对比下显示出高达40%的存活率，而具有微米尺寸分布的硅酸盐材料大多被破坏。对于这两种材料，幸存的尘埃质量被重新排列成一个新的尺寸分布，可以近似为两个组成部分：一个幂律分布的小颗粒和对数正态分布的颗粒具有相同的尺寸范围作为初始分布。我们的研究结果表明，颗粒-颗粒碰撞和溅射是协同的，颗粒-颗粒碰撞可以发挥至关重要的作用，在确定幸存的尘埃预算超新星遗迹。
2019-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling timescale of dust tori in dying active galactic nuclei
我们估计了一旦活动星系核（AGN）淬灭，尘埃环冷却的时间尺度。在尘埃环系统中，一旦入射光子被抑制，一个尘埃团从$T_{\rm dust}=1000$ K到几个$10$ K的冷却时间尺度小于$10$年，这表明尘埃环的冷却时间主要取决于来自中心引擎的光穿过环的时间。在考虑了光穿过环面的时间后，活动星系核的环面发射在猝灭后的$100$年内，在$12~μ$ m处减弱了两个数量级以上。我们还提出了用不同物理尺度的活动星系核指示剂$R$ m波段光度示踪活动星系核环（$R \sim 10$ pc）和光学[OIII] $\lambda5007$发射线窄线区（$R=10^{2-4}$ pc）来寻找“垂死”活动星系核。
2017-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
N-body simulation of a clumpy torus: application to active galactic nuclei
研究了环面的引力性质。结果表明，在中心质量的引力场中运行的试验粒子可以形成环面。在这种情况下，由于轨道的倾角和偏心率的显著扩展，实现了环形分布。为了研究环面的自引力，我们考虑了位于中心质量的引力场中的环面的$N$ -体问题。结果表明，在平衡态下，圆环截面为椭圆形，密度分布为高斯分布。发现了遮蔽效率与环面倾角的关系。
2012-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.class-ph
Dust destruction by the reverse shock in the clumpy supernova remnant Cassiopeia A based on hydrodynamic simulations
对核心坍缩超新星喷出物的观测表明，尘埃颗粒在膨胀的喷出物中形成过密的气体团。这些团块随后经受反向激波的通过，并且由于激波后气体中的高温和高速，大量新形成的粉尘材料可能被破坏。为了确定尘埃的存活率，我们已经进行了一组流体动力学模拟，使用基于网格的代码AstroBEAR，以模拟与气体和尘埃的团块相互作用的冲击波。之后，尘埃运动和尘埃破坏率计算使用我们新开发的外部，后处理代码纸船，其中包括气体和等离子体阻力，颗粒充电，运动学和热溅射以及颗粒颗粒碰撞。我们已经确定了富含氧气的超新星遗迹仙后座A的尘埃存活率作为初始颗粒大小，尘埃材料和气体密度的函数。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The AGN dusty torus as a clumpy two-phase medium: radiative transfer modeling with SKIRT
本研究使用 SKIRT 对团块状两相 AGN 尘埃环进行三维蒙特卡洛辐射转移建模，并与仅含团块和平滑尘埃模型比较，解释近红外辐射过剩问题。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Far-Infrared Dust Temperatures and Column Densities of the MALT90 Molecular Clump Sample
我们目前的尘埃柱密度和尘埃温度为$\sim3000$年轻的高质量分子团毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）的调查，来自调整单一温度尘埃排放模型的远红外强度图之间测量160和870 \micron \从赫歇尔/Hi-Gal和APEX/ATLASGAL调查。我们讨论了在分析数据，计算物理参数，并估计其不确定性的方法。群体平均尘埃温度的团块是：$16.8\pm0.2$ K的团块，不表现出恒星形成的中红外特征（静止团块），$18.6\pm0.2$ K的团块，显示正在进行的恒星形成的中红外特征，但尚未开发的HII区域（原恒星团块），和$23.7\pm0.2$和$28.1\pm0.3$ K的团块与HII和光解离区域，分别。这四个组在它们的温度分布中表现出很大的重叠，分散度在4和6 K之间。原恒星团的峰值柱密度的中位数是$0.20\pm0.02$ gr cm $^{-2}$，这是约50%的峰值柱密度的中位数相比，与其他演化阶段的团。我们比较了尘埃温度和柱密度测量对每个团块的平均值的团块的中心。我们发现，在安静的团块的尘埃温度增加的外部区域，他们与最浅的柱密度分布。相比之下，原恒星或HII区域相的分子团簇具有与内部加热更一致的尘埃温度梯度，并且与静态团簇相比，与更陡的柱密度分布相关。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
On massive dust clumps in the envelope of the red supergiant VY Canis Majoris
红超巨星VY CMa的包层长期以来一直被认为是一个极端的例子，可能发生在其他冷而大质量的演化恒星中。最近对包层的亚毫米观测显示，在距离恒星800质量的范围内有大量的尘埃团，这加强了VY CMa中剧烈质量损失现象的图像。我们以0.1”的角分辨率和前所未有的灵敏度提出了新的ALMA观测结果，揭示了有关尘埃团块的进一步细节。我们解决更多的离散功能，并确定一个submm对应的一个更遥远的丛西南已知的视觉观察。最亮的一团，命名为C，在观测中被解析。气体与团簇C的分辨连续发射相对，产生吸收的分子光谱。除了SW团块，没有发现分子发射与尘埃团块，我们建议，尘埃结构有一个低的气体含量。我们试图通过三维辐射传输模型再现尘埃团的属性。虽然一个丛配置解释的意见被发现，它不是唯一的。所有团块到恒星辐射的光学深度非常高，这使得建模非常具有挑战性，并且需要不切实际的高尘埃质量。有人建议，尘埃功能的子结构，例如孔隙度，允许更深的穿透恒星光子内的团块比在一个均匀的配置。一个多世纪以来，估计的团块年龄与恒星视觉通量的变化之间的比较表明，它们形成的机制并不是通过增强或强烈减弱的可见光来唯一表现的。这项研究表明，VY CMa的尘埃质量损失事件在所有已知的非爆炸性恒星中确实是无与伦比的。这些事件的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the properties of 1.2-mm dust clumps that contain luminous water masers
我们已经进行了一个敏感的水脉泽搜索与ATCA对267 1.2毫米的尘埃团在文献中提出的。我们结合我们的新的观测与以前的水脉泽观测，我们的样本扩展到294个1.2毫米的尘埃团块，我们检测到165个不同的水脉泽网站对128个1.2毫米的尘埃团块。在我们的观测领域，我们还发现四个水脉泽没有明显的相关1.2毫米尘埃连续发射。我们的总探测率为44%，似乎随银河经度的变化而变化。我们发现，有一个很好的对应关系之间的位置检测到的水脉泽与目标1.2毫米尘埃团源的峰值。与先前类似研究所预期的一样，水脉泽主要是朝向更大、更亮、质量更大的1.2毫米尘埃团探测到的。我们发现进一步的证据表明，水脉泽往往增加通量密度（因此光度），以及速度范围，作为源的演变。我们还表明，目前的水脉泽源的样本遭受进化偏见比以前有针对性的搜索。在我们的样本中，更高比例的尘埃团源只与水脉泽（41）相关联，而不是只与甲醇脉泽（13）相关联。这表明，水脉泽可以存在于一个甚至更早的进化阶段比6.7-GHz甲醇脉泽。水脉泽探测率与甲醇脉泽和无线电连续谱的不同组合，以及那些既没有示踪剂的比较表明，最高的探测率是对那些来源，也表现出甲醇脉泽发射。我们已经测试了以前假设的模型水脉泽存在对1.2毫米的尘埃团块。我们建议的改进和未来的工作，这将进一步限制与水脉泽驱动源的性质。
2011-05-06 astro-ph.GA
Thermal balance and comparison of gas and dust properties of dense clumps in the Hi-GAL survey
我们提出了一个比较研究的物理性质来自气体和尘埃排放的样本中的1068密集的星系团。这些源是从Hi-GAL调查的交叉匹配中选择的，该调查具有16个NH $_3$线发射目录，处于其最低反演（1，1）和（2，2）跃迁。该样品涵盖了大范围的质量和辐射热光度，表面密度高于$Σ=0.1$ g cm $^{-2}$和低维里参数$α<1$。尘埃和气体性质之间的比较表明，在体积密度$n\gtrsim1.2\times10^{4}$ cm $^{-3}$和中值分数丰度$χ$（NH $_3$）$=1.46\times10^{-8}$下，$T_{\textit{kin}}$和$T_{\textit{dust}}$之间总体一致。虽然样品中的原恒星团块在$T_{\textit{kin}}$和$T_{\textit{dust}}$之间有很小的差异，但星前团块具有中值比率$T_{\textit{kin}}/T_{\textit{dust}}=1.24$，这表明这些源是热解耦的。用$L/M<1$ L $_\odot$ M $_\odot^{-1}$发现了星前源和原恒星团中演化示踪剂$L/M$与参数$T_{\textit{kin}}/T_{\textit{dust}}$和$χ$（NH $_3$）之间的相关性。此外，一个弱的相关性之间的非热速度色散和$L/M$参数，可能表明增加的湍流与原恒星演化的内部团块。最后，不同的…
2018-12-14 astro-ph.GA
Dust survival rates in clumps passing through the Cas A reverse shock -- II. The impact of magnetic fields
尘埃颗粒形成于核心坍缩超新星的凝块喷出物中，在那里它们受到反向冲击，这能够破坏凝块并摧毁颗粒。重要的粉尘销毁过程包括热溅射和动力溅射以及碎裂和颗粒蒸发。在本研究中，我们专注于磁场对破坏过程的影响。我们已经进行了磁流体动力学模拟，使用AstroBEAR模型与喷出物块相互作用的冲击波。尘埃运输和破坏分数计算使用我们的后处理代码纸船中的加速晶粒由于磁场和程序，允许部分晶粒汽化已新实施。对于富氧超新星遗迹仙后座A，我们发现一个显着较低的尘埃存活率时，磁场是垂直于冲击方向对齐相比，非磁性的情况。对于平行场对准，破坏也被增强，但处于较低水平。存活分数敏感地依赖于团块和周围介质之间的气体密度对比以及颗粒大小。对于$100$的低密度对比度，例如，$5\,$纳米硅酸盐颗粒被完全破坏，而$1\,μ$ m颗粒的存活分数为$86\,$ %。对于$1000$的高密度对比度，$95\,$ %的$5\,$ nm颗粒存活，而$1\,μ$ m颗粒的存活分数为$26\,$ %。对存活率的影响可忽略不计，但与密度对比度、磁场强度和晶粒尺寸相比具有较低的影响。
2023-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatially associated clump populations in Rosette from CO and dust maps
来自不同示踪剂的团簇的空间关联被证明是确定分子云的物理性质的有价值的工具。它提供了一个可靠的估计的$X$ -因素，用于跟踪密度的团块中看到的列密度，并允许测量的速度分散的团块中确定的粉尘排放。本文研究了用GAUSSCLUMPS技术从恒星形成区Rosette的$^{12}$ CO（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）线图和Herschel尘埃辐射图中提取的团簇星群之间的空间关联，并分析了它们的物理性质。所有与另一个CO或尘埃对应物重叠的CO团块被发现是引力束缚的，并位于分子云的大质量恒星形成细丝中。它们服从一个单一的质量-尺寸关系$M_{\rm cl}\propto R_{\rm cl}^γ$与$γ\simeq3$（意味着恒定的平均密度），并显示几乎没有速度-尺寸关系。我们将它们的种群解释为通过会聚流压缩形成的低密度结构，并且在自引力的影响下仍然没有进化。其团块质量函数的高质量部分由幂律${\rm d}N_{\rm cl}/{\rm d}\,\log M_{\rm cl}\propto M_{\rm cl}^Γ$拟合，并显示接近Salpeter斜率$Γ\sim-1.3$。另一方面，从粉尘排放图中提取的团块表现出较浅的质量大小的关系与$γ=2.5$和质量函数非常陡峭的斜率$Γ\sim-2.3$，即使与CO团块。他们跟踪密度峰值的相关的CO团块在规模的PC的十分之几，没有单一的密度标…
2017-12-14 astro-ph.GA
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. II. Spatial distribution and growth of dust in a clumpy disk
利用FEOSAD程序，以亚au分辨率数值研究了在剧烈引力不稳定和碎裂作用下，星团原行星盘中尘埃的空间分布和增长。对描述薄盘极限中自引力和粘性原行星盘演化的流体动力学方程进行了修改，以包括由两部分组成的尘埃成分：亚微米大小的尘埃和具有可变最大半径的生长尘埃。还考虑了小尘埃向大尘埃的转化、尘埃的生长、尘埃与气体的摩擦以及尘埃的自重。我们发现，磁盘的外观是显着的时间变化与螺旋臂，尘埃环，和团块，不断形成，发展和衰减。因此，总的尘埃-气体质量比是高度不均匀的整个磁盘的范围内，从典型的1：100的值显示出数量级的局部偏差。通过引力破碎形成的引力束缚团块具有明显偏离开普勒自转的速度模式。小的尘埃在团块内部被有效地转化为大的尘埃，最大半径达到几分米。与此同时，长大的尘埃向团块中心漂移，形成一个巨大的致密中心凝聚体（70-100 $M_\oplus$）。我们认为，原行星可能会形成在内部的向内迁移块之前，他们通过潮汐扭矩的作用分散。我们预测在几十个au的轨道距离的原行星的形成与初始质量的气体和尘埃在原行星种子在（0.25-1.6）$M_{\rm Jup}$和（1.0-5.5）$M_\oplus$的限制，分别。然而，原行星中气体和尘埃的最终质量可能要高得多，这是由于周围大量富含金属的盘/包层的吸积。
2019-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the sensitivity of observed spectral energy distributions to clumpy torus properties in Seyfert galaxies
我们目前的核光谱能量分布（SED）从1到18微米的一个小样本附近，几乎面对和未受干扰的塞弗特星系没有突出的核尘埃带。这些核SED探测星系的平均中心约35 pc，包括光度和光谱红外（IR）数据。我们使用这些SED，cluaptorus模型Nenkova等人。和贝叶斯方法来研究不同的红外波长的环面参数的敏感性。我们发现，高角分辨率8-13微米的光谱学单独可靠地约束的团块的数量和它们的光学深度（N 0和τ_V）。另一方面，我们需要结合中红外和近红外亚弧秒分辨率测光来约束环面宽度和倾斜度，以及云的径向分布（sigma，i和q）。对于平坦的径向轮廓（q= 0，1），除了近红外测光外，当N波段光谱可用时，可以将中红外辐射尘埃的范围限制在环面（Y）内。最后，通过拟合不同的组合的平均和个人的Seyfert 1和Seyfert 2的数据，我们发现，在一般情况下，未受干扰的，几乎面对没有突出的核尘埃带的Seyfert，可靠地约束所有的环面参数所需的最小数据组合是J+K+ M-波段测光+N-波段光谱。
2014-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN Dusty Tori as a Clumpy Two-Phase Medium: The 10 Micron Silicate Feature
我们研究了活动星系核尘埃环面在红外域的发射，重点是10微米的硅酸盐功能。我们模拟的尘埃环面作为一个clusterous两相介质与高密度团块和低密度介质填充之间的空间团块。我们采用三维辐射转移代码，以获得光谱能量分布和图像的环面在不同的波长。我们计算了不同参数的网格模型，并分析了这些参数对中红外发射形状的影响。一组相应的集块只有模型和模型与平滑的灰尘分布计算比较。我们发现，尘埃分布，光学深度和随机排列的团块在最里面的区域，都有影响的形状和强度的硅酸盐功能。10微米的硅酸盐特征可以被某些参数抑制，但是具有平滑灰尘分布的模型也能够产生宽范围的硅酸盐特征强度。
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Possible formation of ring galaxies by torus-shaped magnetic wormholes
我们提出了一种假说，即某些环形星系是由残留的磁环面形虫洞形成的.在虫洞重组前的原始等离子体中，磁场捕获了能量小于阈值能量的重子。它们就像麦克斯韦恶魔一样，从最近的（视界大小）区域收集重子，从而形成重子物质的团块，这些团块具有与虫洞喉部相同的环面状形状。这样的团块可能是形成环状星系和具有环状形状的较小物体的种子。在重组时，环面状团块可能会衰变和合并。与星系不同的是，这样的物体在晕中可能含有更少甚至不含暗物质。然而，这类天体最严格的特征是存在大规模的环形磁场。我们发现，存在着磁场的阈值，它给出了这种原星系中重子团的上、下界值。
2020-09-27 astro-ph.GA gr-qc
Tidally disrupted dusty clumps as the origin of broad emission lines in active galactic nuclei
1型活动星系核显示出宽的发射谱线，被认为是由在超大质量黑洞引力势中运动的光电离气体引起的。然而，到目前为止，这种宽线区域气体的起源还没有得到解决。另一个组成部分是宽线区域之外的尘埃环面，可能是离散团块的集合，可以从某些视角隐藏该区域，并使它们在观测上看起来像2型物体。在这里，我们报告说，这些团块在尘埃升华半径内移动，就像在银河系中心发现的分子云G2一样，将被黑洞潮汐破坏，导致一些气体被束缚在较小的半径，而其他气体则被喷射并返回到环面。团簇满足被光电离的必要条件。潮汐扰动团块的特定动力学成分包括作为流入的螺旋气体、作为流出的循环气体和作为流出的喷出物。我们计算了这些云的各种发射线轮廓，发现它们与Palomar-Green类星体的H $β$轮廓基本一致。我们发现，不对称，形状和转移的配置文件强烈依赖于[O III]，光度，我们解释为代理的尘埃环面角。来自环面的潮汐破裂团块可能代表宽线区气体的来源。
2017-10-10 astro-ph.GA
Synthetic observations of dust emission and polarisation of Galactic cold clumps
银河系冷团块的普朗克目录（PGCC）包含了超过13000个根据冷尘埃特征探测到的来源。它们被认为是由静止的、恒星形成前的和已经形成恒星的物体组成。我们从云模拟中提取了PGCC型物体，并研究了它们的物理和偏振特性。通过与PGCC星表的比较，可以进一步验证PGCC星表的性质，为星际介质的数值模拟提供有价值的检验。我们使用了几个MHD快照来定义我们模型的密度场。通过辐射转移计算获得了表面亮度和偏振的亚毫米图像。我们研究了合成冷团目录的统计数据，并研究了团极化分数p的变化。合成目录中的团大小，纵横比和温度与PGCC相似。通量和柱密度小了几倍。这不是因为尘埃不透明度增加，而是因为模型的平均气柱密度增加了2 ~ 3倍，接近N（H2）= 10^22 cm-2。当视线平行于平均磁场时，极化分数倾向于向团块中心增加，与观测相反。当场垂直时，极化分数倾向于朝向团块减小，但是$p$的下降很小（例如，从p~8%到p~7%）。磁场几何形状使模拟团块中的极化分数平均仅降低Δp~1%。朝向实际PGCC团块看到的较大下降表明致密介质中的晶粒排列的一些损失，例如由辐射扭矩机制预测的。统计研究无法量化PGCC团块尺度上的粉尘不透明度变化。
2019-08-09 astro-ph.GA
The mass of dusty clumps with temperature and density structure
我们考虑了尘埃团在球对称和圆柱对称两种情况下的观测通量密度的温度和密度梯度的影响。相反，我们评估这种梯度的存在如何影响从所观察到的通量的团块质量的计算。我们为读者提供的近似表达式有关通量密度和质量的光学厚和薄的限制，在瑞利-金斯制度，并讨论这些表达式的可靠性，通过比较它们的结果的数值代码。最后，我们提出了一个应用程序，我们的计算三个例子取自文献，这表明如何引入校正后，考虑到温度和密度梯度可能会影响我们的结论的稳定性的团块。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust in the Torus of the AGN Unified Model
这些会议记录是基于第七次宇宙尘埃会议上的特邀评论演讲。会议的范围很广，涵盖了从彗星到碎片盘和高红移星系等领域与尘埃有关的专题。因此，本文旨在对活动星系核统一模型的尘埃环进行易于理解的介绍性概述，旨在总结我们目前对环的理解，并重点关注观察到的固态光谱特征。
2014-12-19 astro-ph.GA
Inhibited destruction of dust by supernova in a clumpy medium
本文研究团块介质中超新星激波对尘埃的破坏动力学，发现介质不均匀性越强，尘埃存留越多，并揭示了辐射冷却与尘埃溅射的相互关系对尘埃存留的主导作用。
2024-09-03 astro-ph.GA
Formation, distribution, and IR emission of dust in the clumpy ejecta of Type II-P core-collapse supernovae, in isotropic and anisotropic scenarios
在探索核心坍缩超新星喷出物中形成的尘埃的特征时，发现观测估计和理论预测之间存在很大差异。我们重新审视了在爆炸后的第一个3000天，在典型的超新星喷出物的尘埃生产的情况下，与不断变化的物理条件和团块的分布有了更好的了解。确定了喷出物中尘埃的一般不均匀分布，并据此计算了相关的不透明度和通量。新兴的流量对视角的依赖性估计为各向异性，椭球体的几何形状的喷出物，模仿SN 1987 A。我们模型的He-核心从中心到其外缘为450分层，cloudly，环形壳，唯一确定其独特的速度，其特征在于其丰度，密度，气体和尘埃温度的变化。我们发现，尘埃的形成开始于爆炸后的第450天至第550天，并持续到大约2800天，尽管前1600天是最多产的。尘埃总质量从500天的10^-5兆太阳质量发展到800天的10^-3兆太阳质量，最后在0.06兆太阳质量时达到饱和。富氧尘埃（硅酸盐、氧化铝）的质量在任何时候都占主导地位，富碳尘埃（无定形碳、碳化硅）的质量在爆炸后2000天之后才形成碳尘埃。我们发现，不透明度是最大的800和1600天之间，和富O尘埃物种的特征光谱特征被抑制在那些时候。沿着椭球体喷出物最小轴出现的通量被发现是最模糊的，而与该轴成16至21度的视角似乎与SN 1987 A在第615天和第775天的通量最一致。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A mid-infrared statistical investigation of clumpy torus model predictions
我们提出了新的计算的CAT 3D clujettorus模型，现在包括一个更物理的尘埃升华模型以及AGN各向异性发射。这些新模型允许石墨颗粒在高于硅酸盐粉尘升华温度的温度下持续存在。这会产生更强的近红外发射和更蓝的中红外（MIR）光谱斜率。我们做了一个统计比较的CAT 3D模型MIR预测与汇编的52个附近的塞弗特星系（中位数距离为36 Mpc）和10个类星体的亚弧秒分辨率地面MIR光谱。我们专注于活动星系核MIR光谱指数$α_{MIR}$和强度的9.7 $μ$ m硅酸盐功能$S_{Sil}$。与其他星团模型一样，新的CAT 3D模型不能再现具有深硅酸盐吸收（$S_{Sil}<-1$）的塞弗特星系。排除这些因素后，我们得出结论：新的CAT 3D模型与观测到的Seyfert星系和类星体的$α_{MIR}$和$S_{Sil}$符合得更好。我们发现，Seyfert 2的再生模型具有低的光子逃逸概率，而类星体和Seyfert 1-1.5一般需要模型具有较高的光子逃逸概率。类星体和塞弗特1-1.5倾向于显示出比塞弗特2更陡峭的径向云分布和更少的沿赤道视线的云。除了更多的物理尘埃升华模型之外，引入活动星系核各向异性发射简化了需要反演径向云分布的问题（即，更多的云朝向环面的外部）来解释2型塞弗茨的MIR光谱指数。
2017-06-23 astro-ph.GA
On the Formation of Molecular Clumps in QSO Outflows
我们研究了最近在CO和HCN排放中发现的类星体流出物中冷分子团的起源。我们首先描述了这种辐射驱动的外流的物理性质，并表明，从动量到能量驱动的流的过渡必须发生在R ~ 0.25千秒差距的径向距离。在这种转变过程中，由于瑞利-泰勒不稳定性，被扫起的物质碎片的外壳，但这些团块几乎没有质量，并且很可能被浸入其中的热气快速烧蚀。然后，我们探索了另一种情况，其中团块形成的热不稳定性在R >~ 1千秒差距，可能含有足够的灰尘，催化分子的形成。我们用三维双流体（气体+尘埃）数值模拟了kpc ^3的外流斑块，包括原子和尘埃冷却、热传导、尘埃溅射和来自类星体辐射场的光电离，研究了这一过程。在所有情况下，尘埃颗粒在大约10，000年内迅速被破坏;虽然一些冷团块在稍后形成，但它们只是作为短暂的特征存在，随着冷却变得更加广泛而消失。事实上，如果我们人为地将类星体辐射场增强100倍，我们只能找到一个稳定的具有致密团块的两相介质。这一结果，再加上尘埃颗粒的完全破坏，使分子外流的解释成为一个非常具有挑战性的问题。
2016-09-08 astro-ph.GA
Hot graphite dust in the inner regime of NGC 4151
用三维辐射传输SKIRT程序模拟了NGC 4151的近红外辐射，并研究了环和环的情况。在RAT模型中，在环面和吸积盘之间加入了石墨环状结构（块状或光滑）。我们改变倾斜角$(i)$，内半径（分别为圆环和环的$R_{\rm in, t}$和$R_{\rm in, r}$），圆环半开角（$σ$），光学深度（圆环的$τ_{9.7, \rm t} $和环的$τ_{9.7, \rm r} $）和尘埃团大小（$R_{\rm clump}$）。我们进行了统计分析的参数空间，发现所有的模型都能够解释平坦的NGC 4151近红外SED的派生参数的微小差异。对于TO模型，我们得到，$R_{\rm in, t}=0.1$ pc，$σ= 30^\circ $，$i = 53^\circ $，$τ_{9.7, \rm t}=10$和簇大小，$R_{\rm clump}$ =0.4 pc。对于光滑大鼠模型，$R_{\rm in, \rm r}=0.04$ pc，$τ_{9.7, \rm total}$ = 11，对于clusivity大鼠模型，$R_{\rm in, r} = 0.04$ pc/0.06 pc和$τ_{9.7, \rm total}=20$。来自TO模型的$R_{\rm in, t}$与近红外观测值（$\sim 0.04$ pc）不一致。因此，最有可能的情况是，一个热石墨环位于距离中心0.04 …
2021-02-09 astro-ph.GA
Regularly Spaced Infrared Peaks in the Dusty Spirals of Messier 100
斯皮策太空望远镜拍摄的M100的IRAC图像显示了许多长的细丝和规则间隔的团块，这表明相关的云复合体是由冲击和积累的气体中的大规模引力不稳定性形成的。光学图像没有暗示这种潜在的规律性。近红外（NIR）团块之间的典型间距为~410 pc，这是团块直径的~3倍，与临界线密度细丝中的最快生长模式一致。在最明显的27个灯丝和其他地方测量了数百个团块的IRAC大小和颜色。团块的颜色表明，尘埃与弥漫的气体，PAH排放和恒星形成的局部加热有关。在同一个灯丝上相邻的簇有相似的大小。沿纤维长度方向存在许多团块，表明纤维的年龄是一致的。这些观测结果支持了一个模型，即星际气体系统地积累了超过几千秒差距的长度，形成螺旋状的细丝，自发地坍缩成巨大的云和恒星复合体。光学波长主要显示不规则的尘埃碎片，HII区域，以及这些原始形成地点下游的恒星形成。
2018-06-23 astro-ph.GA
Dust Destruction by the Reverse Shock in the Cassiopeia A Supernova Remnant
核心坍缩超新星（CCSNe）是星际尘埃的重要来源，其爆炸喷出物可能产生一个太阳质量的尘埃。然而，与其他尘埃源不同的是，这些尘埃必须在超新星爆炸波与周围介质相互作用产生的反向冲击波中幸存下来。CCSNe产生的尘埃净数量的知识对于理解本地和高红移宇宙中尘埃的起源和演化至关重要。我们的目的是确定尘埃的喷出物的破坏机制，并得出的净尘埃量，幸存下来的反向冲击的通道。我们使用分析模型的超新星爆炸波和反向冲击波的演变，特别适用于仙后座A的残余的clusifenejecta。我们假设，尘埃驻留在凉爽的富氧团块，均匀分布在残留物和周围的热X射线发射等离子体，和尘埃组成的硅酸盐（MgSiO3）和无定形碳颗粒。反向激波通过团块时引起气粒相对运动，也破坏团块。在喷出物云内部，尘埃通过动力学溅射进行处理，当颗粒逃离团块时，或者当团块被反向冲击摧毁时，动力学溅射终止。在任一种情况下，此后通过在热环境气体中的热溅射进行晶粒破坏。我们发现，分别有11.8%和15.9%的硅酸盐和碳尘在冲击波到达遗迹中心时幸存下来。这些分数取决于喷出物的形态和残余物膨胀的介质，以及喷出物中形成的颗粒的成分和大小分布。因此，对于不同类型的超新星，结果会有所不同。
2016-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the mid-infrared SEDs of six AGN dusty torus models II: the data
这是一系列论文中的第二篇，这些论文致力于探索一组六个具有可用光谱能量分布（SED）的活动星系核（AGN）尘埃模型。这些模型是Fritz等人（2006年）的光滑环面，Nenkova等人（2008 B）的cloudsporus，Hoenig & Kishimoto（2010）的cloudsporus，Siebenmorgen等人（2015）的两相环面，Stalevski等人（2016）的两相环面，以及Hoenig & Kishimoto（2017）的风模型。第一篇论文探索了模型之间的区分和使用合成光谱的参数限制（Gonzalez-Martin等人，2019 A）。在这里，我们进行光谱拟合的样本110 AGN从斯威夫特/BAT的调查与斯皮策/IRS光谱数据。目的是探索哪种模型更好地描述了数据和所得参数。Hoenig & Kishimoto（2017）的clupertus风盘模型为约50%的样本提供了良好的拟合，Nenkova等人的clupertus模型。（2008 B）擅长描述约30%的对象。Hoenig & Kishimoto（2017）的风盘模型更适合再现1型Seyferts的中红外光谱，而2型Seyferts同样适用于这两种模型。大残差被发现，无论使用的模型，表明活动星系核尘埃连续排放比预测的模型或参数空间没有很好地采样更复杂。我们发现，我们的活动星系核样本的所有结果参数大致限制在…
2019-08-29 astro-ph.GA
Modeling and predicting the shape of the far-infrared to submillimeter emission in ultra-compact HII regions and cold clumps
尘埃的性质很可能受到尘埃颗粒演化环境的影响。例如，对冷团簇（7 K- 17 K）的一些分析表明，聚集过程在稠密环境中是有利的。然而，在长波长（$λ$ $>$ 300 $μ$ m）下研究暖（30 K-40 K）尘埃辐射一直受到限制，因为很难将远红外到毫米（FIR-mm）光谱覆盖范围和高角分辨率结合起来观测暖尘埃颗粒。使用Herschel数据从70到500 $μ$ m，这是Herschel红外银河系（Hi-GAL）调查的一部分，结合1.1毫米的数据从Bolocam银河系平面调查（BGPS），我们比较了两种类型的环境中的排放：超紧凑HII（UCHII）地区，和冷分子团（表示为冷团）。通过这种比较，我们测试了粉尘排放模型在FIR到毫米域，再现在扩散介质中的排放，在这两个环境（UCHII地区和冷团块）。我们还研究了它们预测银河系尘埃排放的能力。我们确定了12个UCHII区域和12个冷团的发射光谱，并使用最近的两能级系统（TLS）模型和三组参数和所谓的T- $β$（温度-尘埃发射率指数）唯象模型（$β$设置为1.5，2和2.5）推导出尘埃温度（T）。我们首次在温暖地区测试了TLS模型的适用性。这一分析表明，在寒冷和温暖的环境之间的粉尘排放的不同趋势是可见的，通过粉尘发射率指数的变化。然而，使用标准参数，TLS模型能够再现在寒冷和温暖地区观察到的光谱行为，从单独的尘埃温度的变化，而T- $β$模…
2014-10-03 astro-ph.GA
High-resolution ALMA Observations of SDP.81. II. Molecular Clump Properties of a Lensed Submillimeter Galaxy at z=3.042
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在$z=3.042$上发现的引力透镜亚毫米星系H-ATLAS J090311.6+003906（SDP.81）中分子气体和尘埃的空间分辨特性。我们在CO（5-4）线数据中鉴定了14个分子团，所有分子团在源平面的空间尺度为$\sim$ 50-300 pc。团簇的分子气体面密度（$Σ_{\rm H_2}$）和恒星形成率（$Σ_{\rm SFR}$）比本星系的高出三个数量级以上。团块被放置在“突发”序列中的$Σ_{\rm H_2}$ - $Σ_{\rm SFR}$平面，这表明$z \sim 3$分子团块遵循恒星形成法律派生本地星暴星系。我们的引力透镜模型，在源平面的位置推导出的分子团，尘埃团，和恒星组件中确定的{ \sl哈勃太空望远镜}图像。分子团和尘埃团共存于$\sim$ 2千秒差距的相似区域，而恒星成分最多偏移$\sim$ 5千秒差距。分子团在南北方向上具有系统的速度梯度，这可能表明旋转的气体盘。一种可能的情况是，分子气体、尘埃和恒星的成分分布在一个数kpc尺度的旋转盘中，恒星的辐射被中心恒星形成区域的尘埃严重遮蔽。另外，SDP.81可以用合并系统来解释，在合并系统中，尘埃星暴发生在两个星系碰撞的区域，被恒星成分中的潮汐特征所包围。
2015-06-10 astro-ph.GA
The Small Magellanic Cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE): The Dust Extinction Curve from Red Clump Stars
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的红团星的观测作为小麦哲伦云尘埃和气体演化调查（SMIDGE）计划的一部分，以测量小麦哲伦云（SMC）西南酒吧的~ 200 pc x 100 pc区域的平均尘埃消光曲线。我们的8波段紫外线通过近红外测光提供的丰富信息，使我们能够模拟的颜色星等图的红色团块占消光曲线的形状，对数正态分布的$A_{V}$，以及沿视线的恒星分布的深度。我们测量消光曲线，其中$R_{475} = A_{475}/(A_{475}-A_{814})$ = 2.65 $\pm$ 0.11。这个测量值明显大于已发表的银河系$R_{V}$ = 3.1（$R_{475} = 1.83$）和SMC Bar $R_{V}$ = 2.74（$R_{475} = 1.86$）消光曲线的等效值。大麦云云（LMC）中类似的消光曲线偏移被解释为大尘埃颗粒的影响。我们证明了SMC（和LMC）的视线深度引入了一个明显的“灰色”贡献的消光曲线推断的红色团块的形态。我们表明，没有灰色的尘埃成分是需要解释消光曲线测量时，全宽半最大深度为10 $\pm$ 2千秒差距的SMC（5 $\pm$ 1千秒差距的大麦哲伦星云）的恒星分布被认为是同意与最近的研究麦哲伦云恒星结构。我们的工作结果证明了宽带HST成像的力量，同时约束银河系外的尘埃和星系结构。
2017-09-04 astro-ph.GA
Torus and polar dust dependence on AGN properties
本文对活动星系核（AGN）周围遮蔽物质的性质进行了统计分析。本研究首次利用高角分辨率红外数据和各种环面模型（光滑环面模型、星团环面模型、两相环面模型和星团盘+风模型）对24个Seyfert（Sy）星系的超硬X射线（14- 195 keV; Swift/BAT）体积受限（DL<40 Mpc）样本（BCS 40样本）进行了研究。我们发现，光滑，clusional和两相环面模型（即不包括极地尘埃风分量）和盘+风模型提供了最好的适合的星系数量相当，8/24（33.3%）和9/24（37.5%），分别。我们发现，最佳拟合模型取决于氢柱密度（NH），这是相关的X射线（未遮挡/遮挡）和/或光学（Sy 1/Sy 2）分类。特别是，光滑、团簇和双相环面模型最好地再现了具有相对高氢柱密度（log（NH）的中值=23.5+-0.8;即Sy 2）的活动星系核的红外辐射。然而，cloud-disc+风模式提供了最好的拟合核红外光谱能量分布（SED）的Sy 1/1.8/1.9（对数（NH）的中值=21.0+-1.0），特别是在近红外（NIR）范围。盘+风模型在拟合Sy 1星系的近红外辐射方面的成功是由于在尘埃成分中加入大的石墨颗粒和中间倾角的风引起的自遮蔽效应的结合。在一般情况下，我们发现，塞弗特星系有不利（有利）的条件，即核氢柱密度和爱丁顿比，发射红外尘埃极外流是最好的拟合与光滑，clusional和两相环…
2022-10-07 astro-ph.GA
The physical state of selected cold clumps
上下文星前核的研究对于理解恒星形成的初始阶段至关重要。使用$Herschel$检测到的冷凝块比以往任何时候都多。在本研究中，我们从20个$Herschel$视野中选择了21个冷团块，作为原始$Planck$检测的后续观察。我们已经在$^{13}$ CO（1-0）、C $^{18}$ O（1-0）和N $_2$ H $^+$（1-0）系中观察到这些团块。目的。我们的目标是找出这些冷团块是否是星前的。我们已经考察了对尘埃和分子谱线的独立分析在多大程度上导致了关于这些物体质量的类似结论。方法.我们计算的团块质量和密度的尘埃连续体和分子线观测，并比较这些彼此和维里和Bonnor-Ebert质量计算每个团块。最后，我们研究了两个领域的辐射传输模型来估计CO丰度。结果当激发温度可以估计，来自分子线观测的柱密度可比的尘埃连续数据。线和粉尘排放数据的中位柱密度估计值分别为4.2 $\times 10^{21}$ cm $^{-2}$和5.5 $\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。计算的丰度、柱密度、体积密度和质量都有很大的不确定性，在得出结论时必须小心。在对字段G131.65 $+$ 9.75中的两个团块进行建模时发现，$^{13}$ CO的衰减接近通常值10 $^{-6}$。$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的丰度比为$\sim$ 10。分子丰度只能通过建模来估计，依…
2015-03-20 astro-ph.GA
Extinction and dust properties in a clumpy medium
宇宙的尘埃含量主要通过与恒星光子的相互作用来探索，产生星际灭绝。然而，由于观测光束的物理延伸，观测可能会探测到散射的光子，导致观测到的（或有效的）消光的变化，这取决于尘埃的空间分布和仪器的分辨率。我们调查的有效消光对嵌入式源和那些在弥漫ISM的cloudspot分布的影响。我们使用蒙特卡罗辐射转移，以检查各种几何形状的有效消光。通过改变球壳模型和漫射ISM模型中团块的数量、光学深度和体积填充因子，我们探讨了消光的演化。根据光束中散射事件的数量，消光曲线在均匀介质中变陡，在非均匀介质中变陡。结果表明，尘埃分布可以再现具有任意总消光与选择性消光有效比值R_v的消光曲线。平坦化“洗掉”了2175 nm的凸起，并将峰值移到较短的波长。贝壳的平均R_v与单个团块的光学厚度和团块变得光学厚的波长相关。对于边缘上的圆盘或圆环也可以看到类似的行为。然而，在掠倾角的消光和强大的前向散射的结果在混沌行为的组合。因此，在测量活动星系核环面或超新星或伽玛暴余辉的消光时，应谨慎。在面对光盘，散射的连续体的形状与团块的变化，但是，不同的吸收功能，在散射截面的个别功能被保留。最后，我们表明，漫星际消光不修改散射尺度上的几个千秒差距。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumpy tori illuminated by the anisotropic radiation of accretion discs in active galactic nuclei
在本文中，我们试图解释观测到的热尘埃覆盖因子（CF）与活动星系核（AGN）性质之间的相关性，例如，热光度（$L_{\rm{bol}}$）和黑洞质量（$M_{\rm{BH}}$）。结合尘埃在环面中的可能分布、吸积盘辐射的角度依赖性以及环面的临界角与爱丁顿比之间的关系，我们研究了八种可能的模型。我们用这些模型来拟合观测到的CF，以确定它们的参数。因此，cluptocorus模型通常可以解释观察到的相关性的环面，而光滑的模型不能产生所需的CF。然而，即使对于最佳拟合模型，即由活动星系核中吸积盘的各向异性辐射照射的团簇环的组合，仍然存在显著的散射。虽然观察到的一些散射是由于测量$L_{\rm{bol}}$和$M_{\rm{BH}}$的不确定性，但在更现实的模型中需要其他因素。本文所研究的模型不一定是圆环面的物理模型。然而，在这个过程中，合理的假设选择应该有助于建立物理模型的环面。
2015-11-23 astro-ph.GA
The dust-gas AGN torus as constrained from X-ray and mid-infrared observations
在过去的几十年里，一些多波长的研究一直致力于探索活动星系核（AGN）中的遮蔽物质的性质。已经开发了各种模型来描述这种材料的结构和分布，并通过光谱拟合技术来约束其物理和几何参数。然而，包括环面中红外（中IR）和X射线发射如何相关的问题仍然没有答案。在这项工作中，我们研究是否在中红外尘埃连续谱和气体的X射线反射有相同的分布在一个样本的活动星系核。我们仔细地选择了一个样本的36个附近的活动星系核与NuSTAR和斯皮策光谱可在这两个档案。我们推导出的核尘埃和气体的性质，通过光谱拟合，使用模型开发的中红外和X射线波长假设光滑和cluquinous分布的这种结构。我们发现，根据赤池标准，对于~80%的具有良好光谱拟合的源，气体和尘埃的平滑和clusterian分布的组合分别是优选的。然而，考虑到每个单独的源的额外信息，如吸收的变化，我们发现，我们的源的~50%是最好的描述由尘埃和气体的clusterian分布。其余的~50%的来源仍然可以用气体的平滑分布和尘埃的聚集分布来解释。结果表明，活动星系核中气体和尘埃的分布是复杂的。我们发现至少有六种情况可以解释我们样本的观测特性。在这些情况下，三种气尘分布组合是可能的：团块状，光滑，光滑团块状。他们中的大多数人都同意的概念，气体也可以位于无尘区，这是一致的灰尘与气体的比例发现。
2021-04-22 astro-ph.GA
Thermal Emission in the Southwest Clump of VY CMa
我们提供VY CMa的高空间分辨率LBTI/NOMIC $9-12$ $μm$图像及其大量外流特征，西南（SW）团块。结合来自HST（$0.4-1$ $μm$）和LBT/LMIRCam（$1-5$ $μm$）的高分辨率成像，我们从恒星本身中分离出了团块的光谱能量分布（SED）。使用辐射传输代码DUSTY，我们模型的散射光从VY CMa和热发射的尘埃在丛估计的光学深度，质量和温度的SW丛。SW团的光学厚度为8.9 $μm$，亮度温度为$\sim$ 200 K。与相等的部分硅酸盐和金属铁的尘埃化学，以及对粒度分布的假设，我们估计的尘埃质量$5.4\times10^{-5}\,M_\odot$。当气体与尘埃的比值为100时，这意味着总质量为$5.4\times10^{-3}\,M_\odot$。与VY CMa的典型质量损失率相比，SW团块代表了$\lesssim300$多年前的极端局部质量损失事件。
2020-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dusty Heart of NGC 4151 Revealed by $λ\sim$1-40 $μ$m Reverberation Mapping and Variability: A Challenge to Current Clumpy Torus Models
我们用几十年来J（$\sim1.22μ$ m），H（$\sim1.63μ$ m），K（$\sim2.19μ$ m），L（$\sim3.45μ$ m）和N波段（$\sim10.6μm$）的综合红外反射测绘，加上20- 40 $μ$ m的多次测量，探测了NGC 4151原型1型活动星系核的尘埃环境。在1- 4 $μ$ m处，热尘埃混响信号来自两个不同半径处的不同尘埃群（$\sim$ 0.033 pc和$\sim$ 0.076 pc），温度为$\sim$ 1500- 2500 K和$\sim$ 900- 1000 K，与升华石墨和硅酸盐尘埃颗粒的预期特性一致。碳和硅酸盐颗粒在其升华温度和半径附近的环面红外输出占主导地位，可以解释活动星系核近红外光谱能量分布的一般相似性。在$\sim$ 25年的时间里，由最热尘埃定义的环形内边缘保持在大致相同的半径上，与活动星系核的光学光度无关。由光学/UV活动星系核输出直接加热的热尘埃的辐射以每年$\sim$ 4%的速度逐渐增加，表明可能存在一个正在生长的环面。在$\sim$ 700 K的第三个尘埃成分似乎并不直接参与IR混响行为，其发射可能起源于环核环面深处。我们发现在$\sim10μ$ m处有一个混响信号，推测温暖尘埃的半径为$\sim$ 2.2- 3.1 pc。在20- 40 $μ$ m处缺乏变化性表明远红外辐射来自更广泛的区域。尘埃混响分析揭示的…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative Transfer Model of Dust Attenuation Curves in Clumpy, Galactic Environments
本文通过球状星团中的辐射转移模型研究了银河系环境中尘埃对星光的衰减。被认为是MW，LMC和SMC粉尘类型的消光性能。它示出的衰减曲线主要是由吸收的波长依赖性，而不是由基本的消光（吸收+散射）曲线。衰减曲线与“Calzetti衰减曲线”一致，发现通过假设的硅酸盐-碳质粉尘模型的MW，但与2175 A的吸收隆起抑制或缺席。我们的研究结果和以前的工作，声称SMC型尘埃是最有可能的Calzetti曲线的起源之间的差异是归因于采用的反射率的差异，这项研究使用的理论计算的反射率，而以前的采用经验推导的反射率从观测星云。它还发现，与MW尘埃计算的模型衰减曲线很好地表示了一个修改后的Calzetti曲线与不同的斜率和UV颠簸强度。斜率和紫外线碰撞强度之间的强相关性，与陡峭的曲线具有更强的碰撞，在恒星形成星系中发现在0.5<z<2.0，很好地再现了我们的模型，如果紫外线碰撞载体或多环芳烃的丰度被假定为30%或40%的MW尘埃。这一趋势可以用辐射转移效应来解释，这种效应导致了较浅的衰减曲线和较弱的紫外线凸起，因为ISM更密集和更多尘。我们还认为，至少有一些IUE的本地星暴星系可能有一个紫外线凸点功能在其衰减曲线，虽然比MW消光曲线弱得多。
2016-06-07 astro-ph.GA
Herschel and SCUBA-2 observations of dust emission in a sample of Planck cold clumps
对全天普朗克亚毫米观测和IRAS 100微米数据的分析导致了对银河系冷团块群的探测。这些团块可用于研究银河系广泛环境中的恒星形成和尘埃特性。我们的目标是测量尘埃光谱能量分布（SED）随空间尺度和波长的变化。我们在大尺度上使用IRAS，普朗克和赫歇尔数据检查SED。在较小的尺度下，我们与JCMT/SCUBA-2 850 um地图进行比较，Herschel数据使用SCUBA-2管道进行过滤。使用Fellwalker方法提取团块，并将其光谱建模为修改后的黑体函数。根据IRAS和Planck资料，大部分地区的尘埃色温T_C在14- 18 K之间，不透明度光谱指数β =1.5-1.9。在SCUBA-2图中识别的团块/核具有T~ 13 K和相似的β值。有一些迹象表明，尘埃的发射光谱在波长超过500微米时变得平坦。在涉及普朗克数据的拟合中，CO线污染修正的不确定性限制了其意义。对SPIRE数据的拟合给出了略高于1.8的中位β值。在联合SPIRE和SCUBA-2 850 um拟合中，该值降低到β ~1.6。大多数观测到的T-β-τ关系可以用噪声来解释。典型的亚毫米不透明度光谱指数β冷团块被发现约为1.7。这高于漫射云的数值，但低于以前对密集云团的一些研究。只有初步的证据表明，T-β的关系和β在毫米波长下降。
2017-12-27 astro-ph.GA
{\it Gaia} DR2 giants in the Galactic dust -- I. Reddening across the whole dust layer and some properties of the giant clump
我们考虑一个完整的样本101810巨人与盖亚DR 2 laxes $\varpi$内的红丛域的赫兹-罗素图在空间圆柱半径为700 pc的太阳周围和高度的$|Z|=1800$ pc。我们使用Gaia DR 2 $G_\mathrm{BP}$、$G_\mathrm{RP}$和WISE $W3$测光。我们描述的模式的观测$G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}$，$G_\mathrm{RP}-W3$，$G_\mathrm{BP}+5+5\,\log_{10}\varpi$，$G_\mathrm{RP}+5+5\,\log_{10}\varpi$，和$W3+5+5\,\log_{10}\varpi$的消光和变红结合线性垂直梯度的本征色和绝对星等的红巨星团块的空间变化。在$W3$中导出的团块中位绝对星等与其最近的文献估计一致。在$G_\mathrm{BP}$和$G_\mathrm{RP}$的块中值固有色和绝对星等的推导首次在0.01马格的精度水平。我们确认导出的块绝对星等，固有色，和它们的垂直梯度的可靠性，通过比较它们与PARSEC，MIST和BaSTI等时线的理论预测。这使我们得出了距离银河系中平面为kpc的$|Z|<1.7$内的团块的中位年龄和[Fe/H]分别为$(2.3\pm0.5)+(3.2\pm1.6)\,|Z|$ Gyr和$(-0.08\pm0.08)-(0.16…
2020-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic clumping of charged dust in the dense interstellar medium
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理学和星际介质实验室）
研究通过非理想磁流体力学模型揭示了磁性团聚机制，表明冲击波区域的压缩磁效应可促进尘埃密度显著增强，从而促进尘埃生长。
2025-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nuclear dust lane of Circinus: collimation without a torus
在某些活动星系核中，连接到kpc尺度尘埃结构的核尘埃带提供了掩盖核所需的所有消光，挑战了统一模型提出的尘埃环的作用。在这封信中，我们显示了pc规模的尘埃和电离气体的Circinus地图，使用亚弧秒精度注册的红外VLT AO图像与光学\textit{Hubble Space Telescope}图像。我们发现电离气体的准直不需要环面，而是由宿主星系的尘埃带在$\sim$ 10 pc尺度上的分布引起的。这一发现质疑了假定的环面形态及其在秒差距尺度上的作用，因为它的主要属性之一是准直核辐射，并且与干涉观测结果一致，干涉观测结果表明大多数pc尺度的尘埃都在极向。我们估计，圆规座的核尘埃带提供了掩盖原子核所需的消光的$1/3$。这构成了中央秒差距处的遮蔽度的保守下限，如果尘埃丝是将物质从$\sim$ 100 pc尺度输送到中央的通道，那么尘埃丝在光学上可能会变得更厚。
2016-01-11 astro-ph.GA
Clues for the accretion regulated dust torus in the changing-look AGN SDSS J101152.98+544206.4
Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, GuangXi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理重点实验室）
研究通过分析SDSS J1011+5442的宽Hα辐射与连续辐射的关系，验证了吸积调控尘埃环的模型，发现不同状态下的尘埃环特性差异可由该模型解释，揭示了尘埃环对变源AGN性质的影响。
2026-04-08 astro-ph.GA
12.2-GHz methanol masers associated with 1.2-mm dust clumps: Quantifying high-mass star formation evolutionary schemes
我们报告的搜索结果为12.2 GHz的甲醇脉泽发射，针对113个已知的6.7 GHz的甲醇脉泽与1.2毫米尘埃连续辐射。2008年6月20日至25日期间，澳大利亚国家望远镜设施（ATNF）帕克斯64米射电望远镜进行了观测。我们检测到68 12.2 GHz的甲醇脉泽的通量密度超过我们的5西格玛检测限0.55焦耳，其中30个是新发现。这相当于60%的检出率，与以前灵敏度相当的搜索相似。本文对1.2mm尘埃团在有和没有6.7GHz甲醇脉泽的情况下的性质进行了统计研究，发现6.7GHz甲醇脉泽与1.2mm尘埃团有着高通量密度、高质量和高半径的联系。我们还发现，6.7 GHz的甲醇脉泽具有较高的峰值亮度与密度较低的1.2毫米的尘埃团块比那些6.7 GHz的甲醇脉泽具有较低的亮度。我们认为，这表明，更明亮的6.7-GHz甲醇脉泽一般与大质量恒星形成的后期演化阶段比不太明亮的6.7-GHz甲醇脉泽源。分析6.7-GHz相关的1.2毫米尘埃团块与和没有相关的12.2-GHz甲醇脉泽发射表明，与两个II类甲醇脉泽转换的团块密度小于那些没有相关的12.2-GHz甲醇脉泽发射，这表明12.2-GHz的甲醇脉泽与大质量恒星形成的后期演化阶段。我们提出了一个进化序列的脉泽在大质量恒星形成区，把定量估计的相对寿命的第一次。
2009-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy Activity, Torus and Outflow Survey (GATOS) X: Molecular gas clumpiness under the influence of AGN
GATOS X研究AGN反馈如何通过分散分子气体结构影响星系中心的气体分布。
2025-10-21 astro-ph.GA
Modeling the Infrared Reverberation Response of the Circumnuclear Dusty Torus in AGN: The Effects of Cloud Orientation and Anisotropic Illumination
由尘埃分子气体组成的模糊环核环是活动星系核的主要组成部分之一。通过分析活动星系核连续光谱光度变化对红外尘埃辐射的时间响应，可以研究这个圆环，这是一种被称为混响映射的技术。红外响应是活动星系核紫外/可见光曲线与传递函数的卷积，传递函数包含有关环面的大小、几何形状和结构的信息。在这里，我们描述了一个新的计算机模型，模拟的混响响应的cluppertorus。给定一个输入的光学光变曲线，该代码计算出在选定的红外波长下作为时间函数的3D尘埃云集合的发射，同时考虑到光的传播延迟。我们提出了在3.6，4.5，和30 $μ$米，探索各种几何和结构特性，尘埃云的方向和各向异性的照明辐射场的影响模拟尘埃排放响应。我们还简要探讨了云遮蔽的影响（云屏蔽AGN连续源）。使用观测到的塞弗特1星系NGC 6418的光学光变曲线作为输入，也生成了合成光变曲线的例子。环面响应是强烈的波长依赖性，由于在环面内的云表面温度的梯度，因为云的发射是强烈的各向异性在较短的波长。环面的各向异性照明也显著地修改环面响应，减少IR和光学变化之间的滞后。
2017-09-20 astro-ph.GA
Star forming regions linked to RCW78 and the discovery of a new IR bubble
为了研究与恒星风气泡RCW 78的膨胀分子包层中确定的两个恒星形成区域有关的分子和尘埃团的存在，我们分析了分子气体和冷尘埃的分布。为了完成这项研究，我们分别使用LABOCA和SHeFI-1仪器在APEX望远镜上进行了870 μm和13 CO（2-1）线观测，并分析了70，160，250，350和500 μm的Herschel图像。这些观测使我们能够识别出与B区（命名为南部团块）和C区（团块1和2）以及细长的丝状体有关的冷尘埃团块。分子气体被清楚地探测到与南丛和暗条有关。分子气体的速度与RCW 78膨胀包层中稠密气体的位置是一致的。我们估计尘埃的温度和总质量的尘埃凝结在不同波长的远红外线和从分子线使用LTE和维里定理的排放。通过不同方法获得的质量在2-6的因子内一致。年轻恒星的CC图和SED分析证实了尘埃区中存在中低质量的YSO，表明存在中等恒星形成。特别是，一个集群的红外线源被确定内的南部集群。8 μm的IRAC图像显示存在一个半径为16角秒的红外尘埃泡，可能与位于4kpc的O型星HD 117797有关。近红外和中红外辐射的分布表明，暖尘与气泡有关。
2013-10-31 astro-ph.GA
Star formation laws in both Galactic massive clumps and external galaxies: An extensive study with dust continuum, HCN (4-3), and CS (7-6)
我们用阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）10米望远镜观测了HCN（4-3）和CS（7-6）中的146个星系团。星系团和高红移（z>1）恒星形成星系（SFG）的恒星形成速率和尘埃连续辐射追踪的气体质量之间存在紧密的线性关系，表明星系团和高红移SFG中分子气体的恒定耗尽时间约为1亿年。然而，低z星系不遵循这种关系，似乎有一个更长的全球气体耗尽时间。HCN（4-3）和CS（7-6）的红外总光度（L_TIR）与分子线光度（L '_mol）之间的相关性较好，且呈亚线性关系，其相关系数约为10^{3} L_sun。当扩展到外部星系时，这些相关性变成线性的。双峰行为LTIR-L 'mol的相关性被发现与不同的尘埃温度，亮度质量比，和sigmavir/sigmavir的团块。这种双峰行为可能是由于进化的影响。LTIR-L 'mol相关性的斜率随着团块的发展而变得更浅。我们将我们的结果与wu等人（2010）中的低J跃迁线进行了比较。对于低有效激发密度示踪剂，团簇质量和线光度之间的相关性接近线性，但对于LTIR大于约10^4.5 Lsun的团簇，对于高有效激发密度示踪剂，团簇质量和线光度之间的相关性变为次线性。高有效激发密度示踪剂不能线性跟踪总的团块质量，导致Mclump-L 'mol和LTIR-L' mol关系的次线性相关性。
2016-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the properties of cluster precursors in the MALT90 survey
在银河系中，有成千上万的星团，每个星团中有一百到一百万颗恒星。虽然团簇是常见的，但团簇形成的初始条件仍然没有得到很好的理解。为了确定在集群的形成和演化过程中所涉及的关键是确定集群形成的团块在其演化的最早阶段的全球性质。在这里，我们介绍了从MALT 90调查中确定的1，244个团块的物理特性。使用尘埃温度的团块作为一个代理的演变，我们确定了如何在不同的进化阶段的团块属性的变化。我们发现，较少进化的团块表现出尘埃温度低于20 K有更高的密度，更引力约束比更进化的团块具有更高的尘埃温度。我们还在演化的早期阶段确定了一个团块样本，因此是高质量恒星形成团块的潜在候选者。在我们的样本中，只有一个星团的物理性质与年轻的大质量星团祖先一致，这加强了大质量原星团在银河系中非常罕见的事实。
2016-11-29 astro-ph.GA
ArTéMiS imaging of the filamentary infrared dark clouds G1.75-0.08 and G11.36+0.80: Dust-based physical properties of the clouds and their clumps
我们用ArTéMiS测辐射热计在350 $μ$ m和450 $μ$ m处拍摄了红外暗云（IRDC）G1.75-0.08和G11.36+0.80。这些数据与我们以前的870 $μ$ m观测与大型APEX BOlometer CAmera（LABOCA）。用IRAM 30米望远镜在N-$_2$ H $^+(1-0)$跃迁中也观测到了G11.36+0.80的团块。发现G1.75-0.08由两个冷的（$\sim14.5$ K）块状（几个$\sim10^3$ M $_{\odot}$）团块组成，它们被$\sim3.7$ pc投影分离。这两个团块都是70 $μ$ m暗，但它们似乎不受自引力的约束。G1.75-0.08灯丝被认为是亚临界的PDMATHAMT的一个因素，相对于其临界线质量。发现G11.36+0.80是中度（以$\sim2$的因子）超临界的，并且由四个团块组成。这些团块的尘埃温度为$\sim13-15$ K，质量在$\sim 232-633$ M $_{\odot}$范围内。所有的团块都被引力束缚着。团块的预计平均分离为$\sim1$ pc。在G1.75-0.08中观察到的一种配置，即在细丝末端的两个团块，可能是沿着云作用的引力聚焦的结果。这两个团块满足了高质量恒星形成的质量半径阈值。由于G1.75-0.08的位置靠近银河系中心（$\sim270$ pc），环境效应，如高水平的湍流，…
2022-09-09 astro-ph.GA
Modeling the Infrared Reverberation Response of the Circumnuclear Dusty Torus in AGNs: An Investigation of Torus Response Functions
活动星系核（AGN）的尘埃环核环面的大小和结构，可以通过分析环面的红外（IR）尘埃辐射的时间响应的AGN紫外/光学光度的变化进行研究。这种方法，混响映射，是适用于广泛的红移范围内，但红外响应是敏感的几个约束条件较差的变量有关的灰尘分布和照明，复杂的解释测量混响滞后。我们已经使用了我们的环面混响映射代码（TORMAC）的增强版本进行了全面的探索，在选定的波长的环面响应函数，标准的星际介质颗粒组成。响应函数的形状在我们的模型所涵盖的参数范围内变化很大，最大的变化发生在较短的波长（$\leq 4.5\,μ$ m）。混响滞后，量化为响应加权延迟（RWD），是最受影响的径向深度的环面，径向云分布的陡峭度，AGN辐射场的各向异性程度，和体积填充因子。然而，我们发现，RWD提供了一个合理的鲁棒估计，在$\sim 3$的因素，亮度加权环面半径，确认混响映射的基本假设。然而，总体上，模型预测$2.2\,μ$ m处的半径，其是比从K波段混响映射导出的半径大的$\sim 2$的典型因子。这很可能是一个迹象，表明环的最里面的区域是由大石墨颗粒为主的云。
2020-02-28 astro-ph.GA
ALMA polarimetry measures magnetically aligned dust grains in the torus of NGC 1068
围绕活动星系核（AGN）的模糊结构可以解释为一个尘埃和气体流动循环，它从根本上连接了AGN和它们的宿主星系。这种结构被认为与由辐射压力驱动的尘埃风有关。然而，磁场的作用，这是调用几乎所有的模型吸积到一个超大质量黑洞和流出，没有彻底研究。在这里，我们报告的偏振热辐射的第一个检测装置的磁性排列的尘埃颗粒在尘埃环面的NGC 1068使用ALMA周期4偏振尘埃连续观测（$0.07"$，$4.2$ pc; 348.5 GHz，$860$ $μ$ m）。极化环面在赤道轴上有一个不对称的变化，峰值极化为$3.7\pm0.5$，位置角为$109\pm2^{\circ}$（B矢量），位于核心以东的$\sim8$ pc处。我们计算合成极化观测磁性排列尘埃颗粒假设一个环形磁场和均匀的颗粒排列。我们的结论是，所测得的860 $μ$米连续偏振产生的磁对准尘埃颗粒在光学薄区域的环面。环赤道轴上的非对称极化是由于1）光学厚度的不均匀性，以及2）速度色散的变化，即从环的东部到西部区域的亚pc尺度的磁场湍流的变化。这些观测和建模约束了频谱能量分布结果之外的环面属性。这项研究强烈支持，磁场高达几个pc有助于吸积流到活跃的核。
2020-03-16 astro-ph.GA
Clump-Scale Dust Attenuation in Epoch of Reionization Galaxies: Spatially Resolved Properties from FirstLight Simulations
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Department of Physics, The University of Tokyo（东京大学物理学系）；Sterrenkundig Observatorium Department of Physics and Astronomy Universiteit Gent（根特大学物理与天文系天文观测台）；Waseda Research Institute for Science and Engineering, Faculty of Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学理工学学术院理工学研究科）；Department of Physics, School of Advanced Science and Engineering, Faculty of Science and Engineering, Waseda University（早稻田大学理工学学术院先进理工学部物理学系）；Departamento de Fisica Teorica and CIAFF, Facultad de Ciencias, Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学理学院理论物理系及CIAFF）；CIAFF, Facultad de Ciencias, Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学理学院CIAFF）；Department of Physics, Graduate School of Science, Kyoto University（京都大学理学研究科物理学系）；Theoretical Astrophysics, Department of Earth and Space Science, The University of Osaka（大阪大学地球空间科学系理论天体物理学）
利用FirstLight模拟和辐射传输计算，研究z=6-9星系中系统、团块和弥散区域的尘埃消光曲线，发现团块消光更灰且尘埃柱密度更高，系统积分消光受弥散区主导。
2026-07-28 astro-ph.GA
ATLASGAL -- physical parameters of dust clumps associated with 6.7 GHz methanol masers
我们已经建造了最大的样本尘埃相关的II类6.7 GHz甲醇脉泽尚未获得。甲醇多光束巡天（MMB）的新测量结果与870 $μ$ m APEX望远镜大面积星系巡天（ATLASGAL）和850 $μ$ m JCMT平面巡天（JPS）相结合。加上以前的两项研究，我们现在已经确定了958个甲醇脉泽在银河平面的主机团块，覆盖了大约99%的MMB目录，并增加了30%以上的尘埃相关的脉泽已知样本。我们调查之间的相关性的物理性质的团块和脉泽使用的距离和光度从文献中得出。甲醇脉泽所在的团块比一般团块明显更紧凑，并且具有更高的体积密度。我们确定了中、高质量恒星有效形成的最小体积密度阈值$n$（H $_2$）$\geq 10^4$ cm $^{-3}$。我们发现6.7 GHz的甲醇脉泽与一个独特的部分的演变过程（$L_{\rm bol}$ / $M_{\rm fwhm}$之间的比率为10 $^{0.6}$和10 $^{2.2}$），并有明确的开启和终止点。我们估计了嵌入天体的质量下限为$\geq$ 6 M $_{\odot}$，甲醇脉泽阶段的统计寿命为$\sim$ 3.3 $\times$ 10 $^{4}$ yrs，这表明甲醇脉泽确实是高质量恒星形成的可靠示踪剂，并表明该标记所追踪的演化周期相对较快。
2019-09-23 astro-ph.GA
