“尘埃”的版本间差异

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:高红移:气体分布比尘埃更延展 [https://arxiv.org/abs/1804.06852]
:高红移:气体分布比尘埃更延展 [https://arxiv.org/abs/1804.06852]


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==尘埃总量==
*尘埃的总量可以通过基于能量平衡的SED拟合方法得到(如MAGPHYS),需要远红外数据如Herschel,如果考虑冷尘埃还需要亚毫米数据(如JCMT)
===气尘比 ===
*一般说的气尘比是总气体,就是总的冷(温)气体
*一般说的气尘比是总气体,就是总的冷(温)气体
:Planck 的结果说在Tau(353G)比较高(表征尘埃)的地方,气尘比略有下降
:Planck 的结果说在Tau(353G)比较高(表征尘埃)的地方,气尘比略有下降

2019年10月16日 (三) 15:26的版本

  • 发射线的消光可能和连续谱的消光不同
  • Halpha/Hbeta 线比
内禀数值:2.86(恒星形成),3.1(AGN) 参见Osterbrock & Ferland 2006
  • 尘埃在8000A左右有一个Extended Red Emission(ERE)的连续谱发射
  • 尘埃的红外发射: dustEM
  • 尘埃与气体有关,气体的光深可以从low-ionization interstellar (IS) absorption lines(e.g., Si II, O I, Fe II)获得 (Shapley et al. 2003)
e.g. If the two Si II transitions at 1260 and 1527A are optically thin, then the ratio of their equivalent widths will be W1260/W1527 > 6. The observed ratio is W1260/W1527 ~ 1, implying that the lines are saturated and hence their depths are sensitive to the covering fraction of Si II-enriched material.
对于比912A更短的波长来说,气体的吸收消光是最主要的而不是dust,但是气体和尘埃是相关的,参见[1]
  • 模型THEMIS The Heterogeneous dust Evolution Model for Interstellar Solids) [2]

多波段

875个近距离星系 v<3000km/s
42 个波段 (UV - micro-wave)
孔径匹配 Comprehensive & Adaptable Aperture Photometry Routine (CAAPR)
这些星系的气体金属丰度(发射线),HI mass 等数据[4]
  • M31 1908.03458
  • 利用Herschel在300u的数据来估算M31中尘埃的辐射(PPMAP软件)
  • 同事利用近红外1.1mu的消光来估算尘埃的吸收
  • 这两个系数的比,发现M31中吸收/发射的数据比通常的模型小很多,说明很多尘埃只发射不吸收,(说明非常颗粒致密的尘埃源,行星?)

红外波段的吸收

  • 1902.08326
  • 3.0um,有水吸收,3.4mu有芳香烃的吸收,都是要在Av很大的时候才有
  • 比如水在Av>3.2 的时候 才有Whittet 2001,芳香烃的吸收在Av小点地方就有
  • Si在9.7mu的吸收,这个Si吸收正比于Av
  • UV强的环境,水和芳香烃可能都更容易被破坏

尘埃成份

  • PAH ,比例与金属丰度相关,金属丰度越高,PAH比例越高,银河系中大概5%,Remy-Ruyer 2015
  • 大颗粒粒子,是小颗粒粒子的两倍左右 Draine & Li 2001
  • 小颗粒粒子
  • C尘埃,石墨,无定型碳,AGB星的星风;硅酸盐尘埃,O尘埃,SN贡献(主要是II型超新星)Dwek 1996

消光曲线

  • 分子云中的turblence导致尘埃粒子按照颗粒大小分层分布,可以解释分子云中的消光曲线和其它地方不同[5]

盘星系的尘埃分布

可以延展到2R25,[6]:
密度轮廓比较follow恒星,而不是恒星形成(气体?)
有温度梯度,从中心25K到边缘15K
盘上的尘埃可以解释类星体的受到的intergalactic的红化现象?
多波段结果进行对比[7]
高红移:气体分布比尘埃更延展 [8]

尘埃总量

  • 尘埃的总量可以通过基于能量平衡的SED拟合方法得到(如MAGPHYS),需要远红外数据如Herschel,如果考虑冷尘埃还需要亚毫米数据(如JCMT)

气尘比

  • 一般说的气尘比是总气体,就是总的冷(温)气体
Planck 的结果说在Tau(353G)比较高(表征尘埃)的地方,气尘比略有下降
  • dust-to-gas (DGR) found in our Galaxy (NH/AV = 1.79 − 2.69 × 10^21 cm−2mag^-1)
MW中HI的体密度平均大概是1个H原子每cm^-3,对应的消光是E(B-V)/l= 0.61 mag/kpc [9]
在E(B-V)<0.04的时候,气体中的温气体开始贡献吸收;在E(B-V)>0.07的时候,H2开始出现,在中间的很窄范围内可能是HI主导
  • 银河系盘外围区域的气尘比可能会偏大 [10]
We find a weak trend of decreasing infrared to ~20 cm flux density ratios with increasing Rgal, in agreement with previous extragalactic results, possibly indicating a decreased dust abundance in the outer Galaxy.
  • DGR与金属丰度有关,而且是线性相关,这可能说明DTM是常数
  • Remy-Ruyer et al. 2014, Sandstrom et al. 2013
  • ALMA探测到尘埃的热辐射的RJ波段(光学薄)可以装换为其它 ·902.08216


尘埃金属比

  • dust-to-metals(DTM) ratio: 相比于DGR,DTM更可能是常数(MW)
  • M101中的DTM有变化 与f(H2)相:arXiv1808.07164
M(dust)/M(H)~0.0091Z/Zsun (Draine 2011, 2014)

尘埃的质量吸收系数

  • 这个系数与金属丰度相关(比较直观)
  • 就是单位质量的尘埃能贡献多少红外辐射,和上面讨论的M31的近红外/远红外光深比类似
  • 尘埃的质量怎么算?从气象金属丰度加上沉积模型算(1908.04318)
  • 对M74和M83的估算,发现这个系数与local ISM的密度反相关(简单模型应该正相关,更高密度ISM的地方,尘埃粒子更容易生长,所以有更强的发射系数)(1908.04318)

模型

化学演化模型

De Vis, P. MNRAS 2017

dust formation and destruction

  • formation: type II SNe,AGB, accretion of metals onto existing grains
  • destruction: SNe shocks, thermal evaporation, cosmic rays, incorporated into newly formed stars
  • dust depletion [Zn/Fe] 和 [X/Zn]之间很好的相关性 (1805.05365),前者表征尘埃,后者是不同元素结晶能力的不同,尘埃是慢慢生长出来的