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*[[消光曲线]]
*发射线的消光可能和连续谱的消光不同
*发射线的消光可能和连续谱的消光不同
*Halpha/Hbeta 线比
*Halpha/Hbeta 线比
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*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)
*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.
: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[http://arxiv.org/abs/1606.00434]
: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[http://arxiv.org/abs/1606.00434]
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*模型THEMIS The Heterogeneous dust Evolution Model for Interstellar Solids) [http://www.ias.u-psud.fr/themis/]
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*盘星系的尘埃分布,Herschel的结果

==多波段==
*DustPedia [https://arxiv.org/abs/1708.05335]
: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[https://arxiv.org/abs/1901.09040]

*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
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===[[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[https://arxiv.org/abs/1706.05055]

===尘埃散射===
*arXiv:2201.01378 银河系中的尘埃散射可以造成银河系的背景光（Diffuse Galactic light），该文用天光光纤中光谱的涨落和同样位置的100mu的发射线强度进行相关，然后得到DGL，这个DGL基本可以用尘埃对星光的散射来解释

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==盘星系的尘埃分布==
:可以延展到2R25，[http://arxiv.org/abs/1607.01020]:
:可以延展到2R25，[http://arxiv.org/abs/1607.01020]:
:密度轮廓比较follow恒星，而不是恒星形成（气体？）
: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
: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？
: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[https://arxiv.org/abs/1706.05351]
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*模型THEMIS The Heterogeneous dust Evolution Model for Interstellar Solids) [http://www.ias.u-psud.fr/themis/]
:高红移：气体分布比尘埃更延展 [https://arxiv.org/abs/1804.06852]
*分子云中的turblence导致尘埃粒子按照颗粒大小分层分布[https://arxiv.org/abs/1706.05055] however we find evidence for 'size-sorting' of grains, where turbulence preferentially concentrates larger grains into dense regions. Size-sorting may help to explain observations of 'coreshine' from dark clouds, and why extinction laws differ along lines of sight through molecular clouds in the Milky Way compared to the diffuse interstellar medium.
==dust torus==
* arXiv:2310.09093 the inner icy structure in local AGN

==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）
*arXiv1910.06327 发现早型星系（SFR很低）中尘埃和恒星质量的比与星族年龄反相关，星族越老，尘埃越少，反映的尘埃的destruction time scale？（2Gyr）
*[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...766..121M/abstract]大概一半的，活动的椭圆星系中有大概10^5-6太阳质量的尘埃，这些尘埃是怎么来的？一般认为尘埃在早型星系中的存活时标较短（最多几万年）内部产生的，那不可能生成这么多次尘埃；如果外面吸积并合来的，要求较高的并合率，另外，为什么只在中心区域？
* cosmic dust abundance,在z<1之后有所下降，认为椭圆星系的形成是主要原因 [https://arxiv.org/pdf/2302.03058.pdf]
* 通过各种元素的丰度，加上depletion比例，及气体密度可以计算尘埃面密度（arXiv:2305.07743）
===尘埃的来源===
*AGB星（1.5-8个太阳质量）：貌似不可能是最主要机制，（AGB星占总恒星质量的大概10%，尘埃的产额最高0.01）Michalowsski et al. 2010
*超新星 （同时可打散尘埃）
*自己增长
* [https://arxiv.org/pdf/2410.23959] 高红移的一些星系dust/star比例特别低，似乎没有进入自己增长的阶段（ISM dust）

===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 [https://arxiv.org/abs/1906.10629]
: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 [https://arxiv.org/abs/1708.05359]
: 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
*尘埃的演化模型:2402.18515

2024年11月3日 (日) 13:27的最新版本

  • 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]

尘埃散射

  • arXiv:2201.01378 银河系中的尘埃散射可以造成银河系的背景光（Diffuse Galactic light），该文用天光光纤中光谱的涨落和同样位置的100mu的发射线强度进行相关，然后得到DGL，这个DGL基本可以用尘埃对星光的散射来解释

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]

dust torus

  • arXiv:2310.09093 the inner icy structure in local AGN

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）
  • arXiv1910.06327 发现早型星系（SFR很低）中尘埃和恒星质量的比与星族年龄反相关，星族越老，尘埃越少，反映的尘埃的destruction time scale？（2Gyr）
  • [9]大概一半的，活动的椭圆星系中有大概10^5-6太阳质量的尘埃，这些尘埃是怎么来的？一般认为尘埃在早型星系中的存活时标较短（最多几万年）内部产生的，那不可能生成这么多次尘埃；如果外面吸积并合来的，要求较高的并合率，另外，为什么只在中心区域？
  • cosmic dust abundance,在z<1之后有所下降，认为椭圆星系的形成是主要原因 [10]
  • 通过各种元素的丰度，加上depletion比例，及气体密度可以计算尘埃面密度（arXiv:2305.07743）

尘埃的来源

  • AGB星（1.5-8个太阳质量）：貌似不可能是最主要机制，（AGB星占总恒星质量的大概10%，尘埃的产额最高0.01）Michalowsski et al. 2010
  • 超新星 （同时可打散尘埃）
  • 自己增长
  • [11] 高红移的一些星系dust/star比例特别低，似乎没有进入自己增长的阶段（ISM dust）

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 [12]
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 [13]
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
  • 尘埃的演化模型:2402.18515
取自“http://202.127.29.3/~shen/wiki/index.php?title=尘埃&oldid=4159”