尘埃

来自Shiyin's note
Shen讨论 | 贡献2018年8月23日 (四) 12:45的版本 →‎尘埃金属比
跳到导航 跳到搜索
  • 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)

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[4]

盘星系的尘埃分布

可以延展到2R25,[5]:
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[6]
高红移:气体分布比尘埃更延展 [7]

气尘比

  • dust-to-gas (DGR) found in our Galaxy (NH/AV = 1.79 − 2.69 × 10^21 cm−2)
  • 银河系盘外围区域的气尘比可能会偏大 [8]
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

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)

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