尘埃

• 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

• DustPedia [3]

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]

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

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]

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 [9]

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