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]

• 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]

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？

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

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 [10]

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 [11]

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