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<strong>星际尘埃的性质和观测研究</strong><br />
星际介质物理<br />
2009年5月18日
尘埃的种类<br />
• Silicate(硅酸盐):MgSiO 3、FeSiO 3、<br />
Mg 2SiO 4以及Fe 2SiO 4等<br />
• 碳:包括金刚石、石墨、含氢的无定型碳<br />
以及PAH<br />
•SiC<br />
• 碳酸盐
尘埃的光学波段连续消光随着波长的变化<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
光学波段的<br />
一些线吸收<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
•0.9微米到5微米,<br />
红外消光<br />
•5到8微米,相对比较复杂和有争议<br />
• 更长的波长,会有硅酸盐的2个吸收带<br />
•9.7微米附近,主要是由于Si-O键的拉伸,<br />
而且在星际空间的硅酸盐大部分是非结晶<br />
的(amorphous)<br />
•18微米附近,主要是O-Si-O的弯曲导致
Rieke & Lebofsky<br />
1985 ApJ
红外波段的消光曲线<br />
硅酸盐<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
Draine 2003<br />
ARA&A
Draine 2003 ARA&A
Vaidya et al. 2007 MN<br />
尘埃模型
尘埃的尺寸<br />
Draine 2003 ARA&A
尘埃颗粒大小的分布<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
短波的消光<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
红外的消光<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
弥漫星际<br />
尘埃的发射<br />
Draine 2003<br />
ARA&A
消光的测量<br />
• 利用消光随着波长的变化,由E(B-V)得到Av<br />
• 光学波段的色余E(B-V)的获得,一般是通过测量2<br />
个波段的星等,以及测量恒星的光谱,获得其光<br />
谱型并获得理论的消光前的颜色差,来得到<br />
• 在消光很大的区域,一般会到红外波段,进行多<br />
色测光(J HKs),在双色图上标出位置,获得消光<br />
以及尘埃的柱密度,在一定的气尘比假定下,可<br />
以获得较高空间分辨率的气体柱密度空间分布
近红外测量消光<br />
但是,近红外波段,背景恒星消光前的颜色变化范围很小<br />
Lada et al. 1999 ApJ
近红外的消光测量<br />
恒星形成区的尘埃<br />
柱密度,以获得气<br />
柱密度分布<br />
Chapman &Mundy 2009
L1014的消光分布<br />
Tracy et al. 2006 ApJ
尘埃的发射<br />
• 尘埃吸收光学紫外的辐射后,会在红外以<br />
及(亚)毫米波再发射<br />
• 主要是通过连续谱热发射的形式,峰值一<br />
般在100微米左右(和尘埃温度有关),在长<br />
波一般是光学薄的,光学厚度随着波长的<br />
变化关系可以写成<br />
• 硅酸盐在某些条件下也会有宽的线发射<br />
•PAH的也有类似线的发射
ULIRGs的红外光谱<br />
Farrah et al. 2007 ApJ
ULIRGs的红外光谱(续)<br />
Farrah et al. 2007 ApJ
尘埃温度的测量:红外谱<br />
M82 的ISO LWS<br />
观测及拟合<br />
Colbert et al.<br />
1999 ApJ
远红外流量作为恒星形成率的示踪物<br />
• 由于在恒星形成区,绝大部分的恒星都被<br />
尘埃所包围,年轻恒星的辐射(光学紫外)都<br />
被尘埃所吸收,然后通过远红外波段辐射<br />
出来,所以经常利用远红外流量来示踪恒<br />
星形成产率<br />
• 但是,由于远红外流量很依赖于尘埃的温<br />
度,并不是很好的尘埃质量的探针<br />
•IRAS卫星在20世纪80年代发现了大量的红<br />
外辐射源:河内的恒星形成区、主序后恒<br />
星以及有剧烈恒星形成的星系
Bolometer Arrays<br />
• 一般在3mm以及以上,用Bolometer Array<br />
来作为连续谱终端的比较多,这个波段主<br />
要是尘埃热辐射<br />
• 目前国际上主要的大型毫米波以及亚毫米<br />
波望远镜都配备有类似设备<br />
• 在这个波段,发现了大量有重大科学意义<br />
的天体:恒星形成区、近邻星系以及高红<br />
移的亚毫米波星系
目前较重要的几个Bolometer Array<br />
•JCMT上的SCUBA-2 (850微米以及450微米)<br />
•CSO上的SHARCII (384 pixels,<br />
350/450/850 微米)<br />
•APEX上的LABOCA (295-pixel, 870 微米)<br />
•IRAM 30米上的MAMBO1 (37 pixels)和<br />
MAMBO2 (117 pixels),1.2mm<br />
•LMT上的AzTEC (144-pixel,1.1mm以及<br />
2.2mm)
小质量恒星形成区的尘埃辐射<br />
IRAM 30米上的MAMBO观测<br />
(Kauffmann et al. 2008 A&A)
大质量恒星周围的PDR区域(灰度图<br />
),1.2mm尘埃辐射<br />
Goicoechea et al. 2008 ApJ
850微米<br />
SCUBA image of Orion<br />
850微米对数<br />
Johnstone & Bally<br />
(1999 ApJ)<br />
450/850微米谱指数
850 Microns mapping toward ρ Ophiuchi Molecular Cloud<br />
研究尘埃团<br />
质量分布,<br />
以得到IMF<br />
Johnstone et al.<br />
2000 ApJ
天线星系中<br />
去除掉CO 3-2<br />
的辐射贡献后<br />
的850微米辐射<br />
Zhu et al. 2003<br />
ApJ
1.2mm map of<br />
Lockman Hole<br />
Greve et al.<br />
2004
The SCUBA HAlf Degree Extragalactic Survey<br />
Ivison et al. 2007 MNRAS
350微米的流量<br />
(SHARCII)<br />
Coppin et al.<br />
2008 MNRAS
1mm magic
高红移星系的尘埃辐射<br />
z~4的类星体,在1.2mm<br />
通过IRAM 30米测得的<br />
流量,在rest frequency<br />
其波长大约在250微米,<br />
靠近尘埃热发射的峰值<br />
(Omont et al. 2001 A&A)
Mustang in GBT<br />
• http://www.gb.nrao.edu/mustang<br />
• Mustang is a 64 pixel bolometer array<br />
working at 80-100GHz<br />
• The angular resolution of Mustang on the<br />
GBT is typically 9" (FWHM) and the<br />
instantaneous field of view is 40"x40"<br />
• Proposal deadline: June 2, 2009<br />
• Detecting cold dust in ISM
Mustang 可供选择的课题<br />
• 银河系内恒星形成区的冷尘埃的大尺度高<br />
分辨率分布的观测研究<br />
• 近邻星系的冷尘埃分布<br />
• 高红移星系的远红外发射测量<br />
• 其它?
Dome A THz望远镜<br />
• 装备了 THz Bolometer Array的南极望远<br />
镜,将使我们能够很好的测量测尘埃的热<br />
辐射<br />
•DomeA可能是地球上唯一的能够有效工作<br />
在这个波段的台址<br />
• 和ALMA以及Herschel是有益的互补关系<br />
•DomeA 将是中国十二五天文系大科学工程<br />
计划的首选
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