Translational Velocities and Rotational Rates of Interstellar Dust Grains
星际尘埃颗粒表现出复杂的动力学，这对于理解涉及尘埃的许多关键星际过程至关重要，包括颗粒排列，颗粒生长，颗粒破碎等。颗粒的旋转和平移运动不仅受到气体碰撞的影响，而且还受到与离子，光子，磁场等的相互作用的影响。例如离子与尘埃颗粒的偶极电矩的相互作用，需要考虑该过程的量子性质。类似地，由于弛豫过程，颗粒中的转动自由度和振动自由度发生耦合，其中与核自旋相关的过程通常是主导过程。这种耦合通过诱导晶粒翻转来基本上修改旋转和平移运动的动力学。翻转平均了作用在颗粒上的某些系统扭矩和力。由于较小颗粒的翻转速率较大，这些颗粒可能是“热捕获的”，即尽管存在系统扭矩，但仍以热速率旋转。此外，由于微波频率范围内的晶粒发射产生的高阻尼，具有高偶极矩的小晶粒的子集可以以亚热速率旋转。颗粒的平移动力学主要由颗粒与磁流体动力学湍流的相互作用所控制。尘埃颗粒的有效湍流混合限制了不同尺寸的颗粒在空间中分离的程度。
2003-11-17 astro-ph
Astrophysics of Dust in Cold Clouds
九个讲座回顾星际云中尘埃的天体物理学。主题包括：（1）关于星际尘埃的观测证据摘要：宽带消光、星光散射、星光偏振、尘埃光谱、红外和远红外辐射以及颗粒形成元素的损耗。(2)星际尘埃颗粒的光学：非导电和导电材料的介电函数，计算技术，在瑞利极限有效的公式，Kramers-Kronig关系，微波发射机制和X射线散射。(3)红外和远红外发射：星际尘埃的加热，包括单光子加热，以及由此产生的红外发射光谱。(4)尘埃粒子的充电：碰撞充电，光电发射，以及由此产生的电荷分布函数。(5)动力学：气体阻力、洛伦兹力、各向异性辐射力以及由此产生的漂移速度。(6)转动动力学：布朗转动、超热转动和星光力矩的影响。(7)星际尘埃的排列：观测与理论。(8)颗粒群的演化：外流中的尘埃形成，ISM中的颗粒生长，光解吸，以及冲击波中的颗粒破坏。(9)尘埃颗粒的影响：光电加热、H2形成、离子复合、气体与磁场的耦合以及作为磁场方向指示器的尘埃颗粒。
2003-04-28 astro-ph
Diffuse Galactic Emission from Spinning Dust Grains
旋转的星际尘埃颗粒在10-100 GHz频率范围内产生可检测的旋转发射。我们计算的发射光谱，并表明，这种发射可以解释的“邪恶的”银河系背景成分，这与100微米的热辐射尘埃。宇宙背景研究的影响进行了讨论。
1997-12-10 astro-ph
Magnetic Dipole Microwave Emission from Dust Grains
星际颗粒磁化强度的热涨落将产生频率低于100 GHz的磁偶极子辐射。我们展示了如何计算磁性材料组成的小粒子的吸收和发射。本文将尘埃介质的Kramers-Kronig关系推广到包含磁性颗粒的可能性。讨论了候选颗粒材料（包括铁和磁铁矿）的频率依赖性磁导率。我们计算了各种星际颗粒候选者的发射光谱。虽然顺磁性颗粒或磁铁矿颗粒不能解释观测到的尘埃在14-90 GHz范围内的“异常”发射，但如果一部分颗粒材料是铁磁性的，就会产生更强的磁偶极子发射，就像星际尘埃中含有高Fe含量的情况一样。观察到的90 GHz附近尘埃的发射意味着不超过5%的星际Fe以金属铁颗粒或夹杂物的形式存在（例如，在“GEMS”中）。然而，我们表明，如果大多数星际铁是在一个适度的铁磁材料，它可以贡献相当大的一部分，观察到的14-90 GHz的发射，也许来自旋转超小尘埃颗粒的贡献。这两种发射机制可以通过测量乌云的发射来区分。讨论了磁偶极子发射的预期极化
1998-07-01 astro-ph
The residence time of dust grains in turbulent molecular clouds
计算了尘埃粒子在湍流分子云中的停留时间。Boland和de Jong（1982）对这一时间的早期估计受到了Prasad等人（1987）的批评，因为他们没有适当考虑分子云中速度场的湍流特性，这意味着尘埃颗粒的轨迹应该被视为随机行走。采取一些最小的假设，关于湍流速度场的时间尺度推导出依赖于雷诺数的流动。这个时间尺度与雷诺数的近似比例性导致尘埃颗粒将留在分子云中的时间尺度要长得多。
1997-03-14 astro-ph
Optical and Magnetic Properties of Dust Grains
尘埃颗粒的光学和磁性的评论，因为它们涉及到星际颗粒排列的问题。颗粒的几何形状在确定光学性质方面起着重要的作用，星光的散射和吸收将产生辐射力矩，这可能会驱动星际云中的颗粒以超热速率旋转;这些辐射力矩似乎可能在对齐过程中起着积极的作用。可能的磁性颗粒进行了讨论，特别注意的磁化率的虚部。
1996-03-13 astro-ph
Attenuation of Millimeter Emission from Circumstellar Disks Induced by the Rapid Dust Accretion
从经典金牛座T星的毫米观测，它表明，在拱星盘尘埃颗粒已经增长到毫米大小或更大。然而，如此大的颗粒上的气体阻力引起尘埃的快速吸积。我们研究了由毫米级颗粒组成的尘埃盘的演化，并表明尘埃盘的快速吸积导致毫米级连续辐射的衰减。如果一个尘埃盘主要由1厘米到1米的颗粒组成，它的毫米辐射在10^6年内消失。因此，在这个尺寸范围内的颗粒不可能是尘埃的主要群体。考虑到我们的结果以及毫米波连续谱观测所提出的晶粒生长，我们预计圆盘的毫米波连续谱发射主要来自[1 mm-1 cm]的窄尺寸范围内的晶粒。这表明，毫米大小的颗粒生长到厘米大小需要10^6年以上的时间，或者毫米大小的颗粒不断得到补充。在前一种情况下，行星形成可能是困难的，特别是在外盘。在后一种情况下，毫米级颗粒的储集层可能是大的（> 10 m）天体，它们可以在盘中存在超过10^6年。对上述两种情况下的晶粒生长时间尺度的约束进行了讨论。
2005-03-22 astro-ph
Detectability of dirty dust grains in brown dwarf atmospheres
尘埃云影响棕矮星的大气结构，影响热传递，改变气相化学。然而，它们的形成和演变的物理学还没有得到很好的理解。在这封信中，我们预测尘埃签名，并提出了一个潜在的观测测试的尘埃形成的物理在棕矮星大气中的尘埃形成理论预测的不同固体成分的光谱特征的基础上。用动量法计算尘埃颗粒的形成过程（成核、生长、蒸发、漂移），并应用于静止的棕矮星大气结构，计算尘埃颗粒的性质，特别是非均匀颗粒组成和颗粒大小。利用有效介质和Mie理论计算了这些球形颗粒的消光系数。尘埃的形成导致颗粒的组成与平衡时形成的颗粒的组成不同。我们的动力学模型预测，固体无定形SiO2[s]（二氧化硅）是最丰富的固体组分之一，其次是无定形MgSiO 4 [s]和MgSiO 3 [s]，而SiO2[s]在平衡模型中不存在，因为它是一种亚稳固体。固体非晶SiO2[s]具有以8.7 μ m为中心的较强的宽吸收特性，而非晶Mg 2SiO 4 [s]/MgSiO 3 [s]在9.7 μ m处吸收，除了在较长波长处的其他吸收特性之外。如果颗粒在高层大气中很小（半径<0.2 μ m），则在λ <15 μ m处的这些特征可以在吸收中检测到，正如我们的模型所建议的那样。我们认为，在8.7微米的深红外光谱检测功能可以提供证据的非平衡尘埃形成，产生颗粒组成的亚稳固体在褐矮星大气中。如果硅酸盐（例如镁橄榄石）更丰富，则该特征将向10 μ m偏移并变宽。
2006-03-14 astro-ph
Annealing of Silicate Dust by Nebular Shocks at 10 AU
星际介质中的硅酸盐尘埃颗粒大多是无定形的，然而在许多长周期彗星和原行星盘中也观察到了结晶硅酸盐颗粒。将无定形硅酸盐颗粒退火成结晶颗粒需要超过1000 K的温度，但彗星中的尘埃颗粒暴露在如此高的温度下与彗星通常经历的低温不相容。这导致了一种模型的提出，在这种模型中，尘埃颗粒在原太阳附近被热处理，然后经历相当大的径向运输，直到它们到达长周期彗星起源的气体巨行星区域。相反，我们假设硅酸盐尘埃颗粒在原位退火，由引力不稳定性引发的冲击波。我们假设激波速度为5 km/s，这对于引力不稳定性驱动的激波来说是一个合理的值。我们计算了典型的原行星盘条件下，在5 - 10天文单位的微米和亚微米无定形辉石颗粒的峰值温度。我们的研究结果也适用于无定形橄榄石颗粒。我们表明，{ \it原位}热退火的亚微米和微米尺寸的硅酸盐尘埃颗粒可以发生，避免了大规模的径向运输的需要。
2001-12-20 astro-ph
Spectroscopic diagnostic for the mineralogy of large dust grains
我们研究了不同化学成分和矿物学的大尘埃颗粒的热红外光谱。光学性质中的强共振导致可检测的光谱结构，即使当颗粒比其辐射的波长大得多时。我们将其应用于紧凑的无定形和结晶硅酸盐的热红外光谱。对于大于约10微米的晶粒，9.7和18微米的无定形硅酸盐的弱共振几乎消失。相比之下，结晶硅酸盐的强共振在大颗粒的红外光谱中产生发射下降;与小结晶硅酸盐颗粒中常见的发射峰相比，这些发射下降在波长上发生了偏移。我们讨论了蓬松或紧凑的颗粒结构对大颗粒的红外发射光谱的影响，并将我们的理论应用于织女星周围的尘埃壳。
2003-10-30 astro-ph
Can Dust Segregation Mimic a Cosmological Constant?
最近对Ia型超新星的测量表明，遥远的超新星比标准的扁平冷暗物质模型所预期的要暗得多。一种可能的解释是，我们宇宙中的能量密度实际上是由一个宇宙学常数决定的。另一种可能的解释是，在星系际介质中存在大量的灰色尘埃。尘埃颗粒可以是灰色的，因为它们不是球形的，或者非常大。我们已经数值研究了灰色尘埃是否可以从高红移星系中发射出来，而不发射标准的红化尘埃，这在高红移天体的光谱中是可见的。我们的发现是，颗粒速度几乎与椭圆率无关，因此，如果灰色是由于颗粒被拉长，将不可能从普通尘埃中分离出灰色尘埃。我们还发现，速度是相当独立的颗粒大小，但我们不能排除可能的溅射小颗粒，使大，灰色的尘埃颗粒可以优先发射。因此，我们的结论是，灰色尘埃是一个不太可能的解释数据，但我们不能排除它，如果灰色尘埃组成的大，球形颗粒。
1999-09-14 astro-ph
Electric Dipole Radiation from Spinning Dust Grains
我们讨论了小的星际颗粒的旋转激发和由此产生的电偶极子辐射从旋转尘埃。注意的激励和阻尼的旋转：与中性粒子的碰撞，与离子的碰撞，等离子体的阻力，红外辐射的发射，微波辐射的发射，光电发射和形成的H_2在粮食表面。我们引入无量纲函数F和G，它允许直接比较不同机制的旋转阻力和激励的贡献。尘埃的发射率估计在不同阶段的星际介质，包括弥漫HI，温暖HI，低密度光电离气体，和冷分子气体。旋转的尘埃颗粒可以解释最近在CBR研究中观察到的14-50 GHz背景成分的大部分甚至全部。通过对分子云的地面观测，应该有可能探测到小颗粒的旋转发射。
1998-02-18 astro-ph
Modeling of C stars with core/mantle grains: Amorphous carbon + SiC
一组45个碳星的尘埃包层已经被模拟出来。其中，34颗是根据尘埃包层分类（如Sloan，Little-Marenin & Price，1998）选出的，11颗是极端碳星。该模型使用描述尘埃包层中的辐射转移的代码来执行，该代码考虑由α-SiC核心和无定形碳（A.C.）地幔此外，我们还计算了模型的代码，考虑两种晶粒-α-SiC和AC。- 同步核幔颗粒似乎适合演化碳星的尘埃封套，而两个均匀的颗粒更能够复制更薄的尘埃封套。我们的结果表明，在碳星序列中存在着尘埃颗粒的演化。在沉积初期，颗粒主要由SiC和无定形碳组成，随着尘壳的演化，碳颗粒被SiC包裹。这种现象也许可以解释在星际介质中观察到的少量SiC颗粒。然而，在这项工作中，我们只考虑α-SiC颗粒，β-SiC颗粒的加入可能会改变一些结果。
2000-12-08 astro-ph
Dust in Protoplanetary Disks
我们严格审查的最佳证据线晶粒生长的原行星盘，观测到的光谱能量分布和图像的金牛座T和赫比格Ae星的建模的基础上。这些数据是一致的毫米级晶粒附近的磁盘中面，和微米级晶粒附近的磁盘表面。我们回顾了三个渠道，其中晶粒可以生长，包括直接冷凝从气相，晶粒晶粒碰撞粘附，和重力不稳定性。尘埃在识别尚未发现的太阳系外行星中的效用得到了强调。
2003-09-08 astro-ph
Dust from AGB stars
尘埃是在恒星演化的后期阶段在膨胀的大气中形成的。尘埃通过其不透明度影响恒星大气的动力学和热力学。粉尘不透明度取决于颗粒材料的光学性质以及存在的粉尘量。AGB星尘埃矿物相的丰富信息来源来自于对陨石前太阳颗粒的研究。本文介绍了一个简短的概述太阳前颗粒的研究，并介绍了如何在实验室中获得的尘埃颗粒的光学特性。
2007-02-22 astro-ph
SPITZER survey of dust grain processing in stable discs around binary post-AGB stars
目的：利用高分辨率TIMMI 2和SPITZER红外光谱研究了后AGB双星环双星盘的矿物学和尘埃过程。方法：我们进行了全光谱拟合的红外光谱使用最近的不透明度的无定形和结晶尘埃物种。这允许识别不同发射带的载流子。我们的配合也限制了不同的尘埃种类和颗粒大小的物理性质负责观察到的排放功能。结果如下：在所有恒星的尘埃是富氧的：无定形和结晶硅酸盐尘埃物种占主导地位，没有富碳成分的功能可以找到，例外的是EPLyr，在那里的氧和富碳物种的混合化学被发现。我们的样本恒星的矿物学表明，尘埃是由不规则形状和相对较大的颗粒组成的，典型的颗粒尺寸大于2微米。几乎所有恒星的光谱都显示出高度的结晶度，其中富含镁的橄榄石和辉石硅酸盐占主导地位。其他粉尘特征，例如二氧化硅或氧化铝，不存在可检测水平。从我们的拟合程序的温度估计表明，一个显着的部分晶粒必须是冷的，显着低于玻璃温度。这表明径向混合在这些盘中是非常有效的和/或表明在晶粒形成时的不同热条件。我们的研究结果表明，强颗粒加工并不局限于年轻的恒星物体和发生在光盘的物理过程是非常相似的原行星盘。
2008-09-15 astro-ph
Scattering properties and composition of cometary dust
哈雷探测器上的尘埃撞击分析仪获得的彗星尘埃成分表明，彗星尘埃是硅酸盐和碳质物质的混合物。收集到的行星际尘埃颗粒（IDP）是蓬松的，由几种不同类型的颗粒粘在一起组成。利用离散偶极子近似（DDA）方法研究了复合颗粒的散射特性。特别地，我们研究了复合颗粒的散射强度和线偏振的角分布。我们假设复合颗粒是由主硅酸盐球/球状体与石墨的夹杂物。对复合晶粒的计算结果表明，最大极化角发生偏移，极化度随夹杂物体积分数的变化而变化。我们使用这些结果的复合颗粒来解释所观察到的散射彗星尘埃。
2005-04-12 astro-ph
Molecular hydrogen formation on dust grains in the high redshift universe
我们研究了尘埃颗粒表面氢分子的形成，并将我们的结果应用到高红移宇宙。我们发现，一系列的物理参数，特别是粉尘温度和气体温度，但没有这么多的灰尘表面成分，影响H $_2$的形成率。发现H $_2$的形成速率在几百K的气体动力学温度以上以及在200-300 K以上和10 K以下的粉尘温度下被抑制。我们强调我们的治疗H $_2$形成过程和文献中的其他描述之间的差异。我们还研究了H $_2$形成尘埃颗粒相对于分子氢形成在气相中，通过H $^-$路线的相对重要性。这两条路线的形成率之比在很大程度上取决于尘埃丰度、电子丰度以及FUV（银河系外）辐射场的相对强度。我们发现，恒星形成率和尘埃密度的宇宙学演化与马道图一致，由于尘埃颗粒的存在下，H $_2$丰度的正反馈效应可以发生在红移$z\ge 3$。当尘埃与气体的质量比小到星系值的10 $^{-3}$时，就会出现这种效应。
2004-04-19 astro-ph
Early dust evolution in protostellar accretion disks
我们通过二维数值模拟研究了中等质量恒星周围原恒星吸积盘形成过程中尘埃的动力学和演化。使用三种不同的详细的尘埃模型，紧凑的球形颗粒，分形BPCA颗粒，BCCA颗粒，我们发现，即使在早期的崩溃和第一个10,000年的动态磁盘演变，初始尘埃的大小分布强烈修改。接近磁盘的中平面凝聚产生的尘埃颗粒的大小为几个10微米（紧凑的球形颗粒）到几个毫米（蓬松BCCA颗粒），而在附近的吸积激波前（位于几个密度标度的高度以上的磁盘），大的速度差抑制凝聚。大于1微米的尘埃颗粒在吸积激波后与较小的颗粒分离。由于凝聚和颗粒偏析的综合作用，红外粉尘发射被修改。在整个吸积盘的MRN尘埃分布提供了一个一般的尘埃属性的穷人的描述。对原恒星盘中分子“冻结”的后果的估计应该考虑强烈改性的颗粒。物理模型参数，如极限粘附强度和颗粒的抗破碎性是决定达到的凝聚程度的关键因素。在密集区域（例如在圆盘的中间平面），很快达到稳定状态。在赤道面以上的高处，由于密度低得多，没有达到凝结平衡。在这里，粉尘粒度分布主要受差分平流的影响，而不是凝结。
2000-12-20 astro-ph
Scattering by Interstellar Dust Grains. II. X-Rays
计算了星际尘埃对X射线的散射和吸收，模型由碳质颗粒和无定形硅酸盐颗粒组成。计算采用现实的介电函数与结构附近的X射线吸收边，从而在吸收，散射和消光功能。差分散射截面计算的能量在0.3和10千电子伏之间。中值散射角作为能量的函数给出，并找到简单但准确的近似的尘埃混合物的X射线散射特性，以及简单的空间分布的尘埃的散射X射线晕的角分布。观测估计的X射线散射光学深度进行比较模型预测。为了检验星际尘埃颗粒模型而观测X射线晕，最好使用河外点源。
2003-08-14 astro-ph
The Inner Rim of YSO Disks: Effects of dust grain evolution
尘埃颗粒的生长和沉降是行星形成的第一步。因此，对尘埃物理学的理解是完整的行星形成过程理论的组成部分。在本文中，我们探讨了使用尘埃蒸发前在YSO磁盘（“内边缘”）作为探测器的尘埃物理操作在拱星盘的可能性。边缘的几何形状敏感地取决于尘埃的成分和空间分布。使用辐射转移和流体静力平衡计算，我们证明了尘埃的生长和沉降可以显着弯曲的蒸发前（从一个圆柱半径约0.5 AU的磁盘中面1.2 AU的磁盘上层的A0星）。我们计算合成图像和干涉vibrations为我们的代表性的边缘模型，并表明，目前一代的近红外长基线干涉仪（VLTI，CHARA）可以强烈地约束尘埃性能的拱星盘，揭示相对知之甚少的过程中的晶粒生长，沉降和湍流混合。
2007-02-01 astro-ph
Polarized Foreground Emission from Dust: Grain Alignment and MHD Turbulence
定向晶粒为宇宙微波辐射研究提供了前景。我们回顾了晶粒取向的基本物理过程，并讨论了不同取向机制的小生境。我们发现，几十年来一直受到青睐的机制现在看起来并不那么有希望，而被忽视了20多年的辐射扭矩机制看起来相当有吸引力。我们讨论的小旋转晶粒，被认为是负责10-90 GHz的异常前景和极化所产生的磁性颗粒的排列。
2002-11-02 astro-ph
Tentative Detection of Electric Dipole Emission from Rapidly Rotating Dust Grains
我们提出了第一次试探性的检测旋转尘埃排放从特定的天文来源。目前文献中的所有其他检测都是统计学的。绿岸140英尺望远镜被用来观察10个尘埃云在5，8和10千兆赫。在某些情况下，观测到的发射与自由-自由发射（热韧致辐射）预期的负光谱斜率一致，但在两种情况下并非如此。一个HII区域产生一个上升的光谱，不符合自由或同步辐射在10西格玛水平。一个暗云（L1622）有相似的光谱，但重要性较低。这两个光谱都与Draine和Lazarian预测的快速旋转尘埃颗粒（“旋转尘埃”）的电偶极发射一致。
2001-09-27 astro-ph
Paramagnetic alignment of thermally rotating dust
本文研究了在有限的颗粒与气体温度比下热旋转扁圆尘埃颗粒的顺磁排列。对于这样的比率，角动量J相对于最大惯性的晶粒轴的排列只是部分的。我们用微扰方法处理J的排列，并将J在晶粒轴上的排列问题与J在磁场中的排列问题分开。这使我们能够找到晶粒轴与磁场的排列，从而将我们的理论与极化观测联系起来。我们目前的结果适用于顺磁和超顺磁晶粒的排列。
1997-02-16 astro-ph
Radio Emitting Dust in the Free-Electron Layer of Spiral Galaxies: Testing the Disk/Halo Interface
我们提出了一个无线电发射的研究，从旋转，带电尘埃颗粒沉浸在电离气体构成厚，H $α$发射盘的许多螺旋星系。利用最新的光学常数，计算了暴露于漫射银河紫外线通量的颗粒上的电荷。推导出了晶粒电荷的解析近似，并利用该近似得到了晶粒的旋转频率。发现晶粒具有在10-100~GHz范围内的截止频率处达到峰值的大量无线电发射，这取决于晶粒尺寸分布和晶粒旋转的辐射阻尼效率。尘埃无线电发射相比，从电离气体成分的自由-自由发射的磁场强度在所观察到的尘埃丝的一些限制也进行了讨论。该模型可用于检验旋涡星系盘晕界面环境，确定其电离成分中尘埃的数量和尺寸分布，以及研究尘埃的旋转机制。数值估计实验的目的。
1994-01-10 astro-ph
Aspects of the Mass Distribution of Interstellar Dust Grains in the Solar System from In-Situ Measurements
100.利用伽利略号和伽利略号航天器上的尘埃仪器对太阳系中的星际尘埃颗粒进行的现场探测以及最近对双曲线雷达流星的测量提供了关于太阳附近星际固体粒子群特性的信息。特别是颗粒质量的分布是指示的生长和破坏机制，在星际介质的晶粒演化。撞击尘埃颗粒的质量来自其撞击速度和撞击产生的等离子体的量。由于太阳系中星际粒子的初始速度和动力学是众所周知的，我们使用近似的理论而不是测量的碰撞速度来从伽利略和伽利略的原位数据中推导出星际粒子的质量。修正后的质量分布更陡，因此比使用测量的撞击速度的质量分布包含更少的大颗粒，但大颗粒仍然对检测到的颗粒的总质量有显著贡献。质量为$> 10^{-14} {\rm kg}$的星际颗粒的通量被确定为$1\cdot 10^{-6} {\rm m}^{-2} {\rm s}^{-1}$。将雷达数据与外推法得到的伽利略和伽利略质量分布进行比较后发现，雷达探测到的超大型（$m > 10^{-10} {\rm kg}$）双曲流星体与航天器探测到的星际尘埃群在运动学上没有关系。
1999-08-10 astro-ph
Photoelectric effect on dust grains across the L1721 cloud in the rho Ophiuchi molecular complex
我们提出的ISO-LWS测量的主要气体冷却线，C+ 158妈妈和O 63妈妈对一个中等不透明的分子云（Av=3），L1721，照亮的B2星努斯科（X = 5-10）。这些数据相结合的消光图和IRAS尘埃排放图像，以测试我们的理解气体加热和冷却的光解离区域（PDR）。这附近的PDR在IRAS图像中是空间分辨的;整个云的IRAS颜色的变化表明PDR内小尘埃颗粒的丰度增加。气体冷却线和小尘埃颗粒的红外发射之间的空间相关性说明了小尘埃颗粒通过光电效应在气体加热中的主导作用。通过对气体和小尘埃颗粒辐射的功率进行比例计算，从观测结果中确定的光电效率在2%至3%的范围内，与最近的理论估计非常一致。整个PDR中的C+ 158妈妈和O 63妈妈线的亮度分布进行了比较与模型计算的密度分布的消光数据的约束和气体的化学和热平衡，解决在每个位置。我们表明，整个PDR的小尘埃颗粒的丰度变化必须考虑到LWS的观测。
2001-04-09 astro-ph
