星际尘埃研究现状与进展

由于星际尘埃的广泛存在和其在恒星与行星系统的形成、星系以及整个宇宙演化中的重要作用,星际尘埃的研究成为当今天体物理领域的热点前沿课题。该文从尘埃与电磁场相互作用的观测证据出发,系统地介绍了星际消光(包括吸收和散射)、星际红外辐射、星际偏振等的研究现状,讨论了星际元素减损,以及行星际尘埃和陨石中的前太阳尘埃等问题。从相应的观测证据中,可以得到关于星际尘埃的丰度、化学组成、尺寸和形状的信息。该文还对当前比较流行的三种尘埃模型(硅酸盐-石墨-PAHs模型、硅酸盐核-碳有机耐熔质壳层模型和多孔尘埃模型)进行了讨论与比较,对该研究领域中待解决的问题也作了简要的概括。     

天体物理环境中的硅酸盐尘粒

硅酸盐尘粒是宇宙尘埃的主要成分之一,它广泛存在于许多天体物理环境中,其特性随环境而变化。由于近年来观测数据的不断增加和红外光谱质量的逐步提高,宇宙空间中的硅酸盐尘粒正受到越来越多的关注．该文详细地介绍了在各种天体环境(星际空间、演化晚期恒星的星周尘埃包层、绕年轻恒星和主序星的星周尘埃盘、彗星的彗发和行星际空间)中的硅酸盐尘粒的观测特征,并分别对其物理和化学性质进行了综合比较．观测已经证实在星际尘埃演化的前身(演化晚期恒星的星周尘埃包层)和其遗迹(彗星)均有可观数量的结晶硅酸盐存在。但是至今还没有在其中间态(弥散星际介质)找到结晶硅酸盐存在的证据。这一尚未解决的难题突出了结晶态硅酸盐在天体物理研究中的重要意义。     

河外星际尘埃辐射对微波背景辐射的影响

本文借助于观测到的大、小麦哲伦云的星际尘埃辐射，估计总星系内的“冷”星际尘埃热再辐射对宇宙微波背景辐射的影响．结果表明：总星系内的星际“冷”尘埃的热辐射所形成的背景辐射对微波背景辐射的扰动强烈地依赖于宇宙减速因子和“冷”尘埃量，在宇宙背景探测者（ＣＯＢＥ）的观测结果的限制下，无论宇宙减速因子取何种值，“冷”尘埃所占的比例都是非常少的，如果Ｏｓｔｒｉｋｅｒ所作的平均每个星系内由尘埃产生的蓝光光深τＢ＝０．５的假定是合理的，那么星际尘埃量随温度的分布是非常不均匀的。     

解密星际尘埃

在之前的文章中,我们介绍了星际气体（2009年第5期）,这一期将讲到星际介质的另一大类——星际尘埃。星际尘埃尽管所占比重非常非常小（只有星际气体质量的1％）,但所起的作用却是很大的。它们可以影响星系的演化过程,同时也是星系光谱的塑造者之一：尘埃吸收的高频光子会在红外到毫米波段再辐射出来。     

为什么恒星形成的研究仍处于唯象阶段？

天文学家经过长期的研究发现,恒星形成与星系的重要组成成分——星际介质有着密切关系。星际介质（interstellar medium）,顾名思义,是指恒星问弥漫的各种物质,主要是由大量的气体和尘埃组成。它们一般都非常稀薄,弥散在星际空间中。     

尘埃消光对伽玛射线暴余辉的影响

为了研究尘埃消光对伽玛射线暴余辉的影响,基于严格的Mie理论和最新的星际尘埃光学性质,进行了高精度的数值计算,并分析具有不同物理参数的尘埃所产生的消光曲线.结果表明,介质密度和金属丰度是决定消光总量的主要物理参数,而尘埃颗粒大小的分布则是产生不同消光曲线轮廓的重要物理参数.如果尘埃颗粒相互聚集形成导致尺度增大,将产生较平或者较灰的消光曲线,同时绝对总量将减少;相反,如果尘埃颗粒由于某种原因发生离解导致尺度变小,将产生较陡的消光曲线,同时消光总量将增加.这些结果将对理解光学暗暴的形成机制提供重要的启示.     

太阳系尘埃等离子体研究

综述了太阳系尘埃等离子体中的充电机制和波动过程以及与之有关的若干空间物理现象,内容包括太阳系等离子体中尘埃表面的平衡电势,带电尘埃在空间环境中的受力与运动,行星环内沿的弥漫扩散,轮辐结构的成困,彗星环境中尘埃的静电爆裂,尘埃彗尾的形态演化,天王星窄环的稳定性等问题．     

恒星尘埃的实验室研究--实验天体物理学

原始球粒陨石含有来自恒星的微小固体颗粒(微米级),这些尘埃的同位素组成与太阳系物质截然不同,它们是目前唯一能直接获得的恒星固体样品．已发现的恒星尘埃有金刚石、石墨、碳化硅、刚玉、尖晶石、氮化物、和硅酸盐等,它们的母体恒星包括红巨星,AGB恒星、新星和超新星．对恒星尘埃的研究,使得更深入地了解星系的化学演化历史、恒星内部的核反应和湍流机制、恒星大气中尘埃的形成、星际介质物理现象等．恒星尘埃把天体物理领域延伸到了微观世界,它有机地结合了地球化学实验技术和天体物理理论,开辟了一门崭新的天文学分支实验天体物理学．     

尘埃辐射转移模型

尘埃辐射转移模型对解释和探索宇宙中众多的多尘埃天体的观测现象可发挥重要的作用。目前所见的四种球对称系统中的尘埃辐射转移方法可被总结为：二流Ｅｄｄｉｎｇｔｏｎ近似模型方法,Ｅｄｄｉｎｇｔｏｎ因子迭代模型方法、射线跟踪法和Ｍｏｎｔｅ－Ｃａｒｌｏ模型方法,除了第一种方法外,其余方法在原理上都没有近似性。现在使用最多的是后两种方法。Ｍｏｎｔｅ－Ｃａｒｌｏ方法是其中最灵活的一种,它可被用于对非球对称系统的辐     

尘埃三维蒙特卡洛辐射转移模型述评

通过观测和模拟星际空间的辐射转移过程,探索天体的物理化学性质和分布演化过程,是天体物理学研究的一种重要手段。星际尘埃在星际辐射的产生和加工方面都扮演了重要角色。星际尘埃的分布为三维不均匀分布,需采用尘埃三维辐射转移模型以更真实地模拟尘埃的辐射转移过程。在研究分析尘埃三维辐射转移模型有关文献的基础上,重点介绍了用蒙特卡洛方法模拟尘埃三维辐射转移的基本图景和对模拟结果的一般处理步骤。详细梳理了适用于不同物理环境的6种模拟尘埃三维辐射转移的开源代码,比较分析了它们的模拟对象、辐射源类型、尘埃分布和组成等要素,总结评析了各个代码的特点和优势,便于需要利用数值模拟来进行科学研究的相关人员根据科学目标进行鉴别和采用。     

星际气体之谜

星系中除了恒星,还有一个重要的组成部分就是恒星间的星际介质。星际介质又叫星际物质,包括气体、尘埃、磁场、宇宙线等。天文学家们最先关注的就是无处不在的星际气体。     

星系探秘：恒星从何而来（2）

纷乱的气流和庞杂的星际尘埃,以及恒星形成时的猛烈星风,宇宙中所有最纷繁的元素仿佛都被凝聚于大质量恒星的“育婴室”,所以我们才能欣赏到像猎户座大星云和船底星云那样极尽奢华而又震撼人心的宇宙风景。但同时,混乱而繁杂的环境对天文学家们研究这些大个子恒星的身世之谜平添了诸多障碍。     

空间尘埃动力学的研究动向

讨论了空间尘埃动力学的特性，特别是空间尘埃等离子体的充电，波动和不稳定性现象以及它们在太阳系中的一系列表现。     

银河系和河外星系的消光规律及尘埃性质

对星际消光的研究,有利于人们还原天体本来的光度与颜色,也有利于人们了解星际尘埃的性质。小麦哲伦云紫外波段的消光曲线比银河系紫外波段的消光曲线更加陡峭,大麦哲伦云的平均消光曲线介于银河系的平均消光曲线与小麦哲伦云的消光曲线之间。M31的消光曲线与银河系的消光曲线类似,都存在2 175?A的驼峰和紫外波段增强的特征。此外,对高红移河外星系尘埃的星光衰减曲线以及M33,M101,NGC 2207,M82,Ia型超新星、星暴星系、类星体和活动星系核消光规律的研究结果表明,它们所处的星际环境不同,消光规律及尘埃特征也不同。     

保卫地球:NASA的首个行星防御测试任务达特

付么是行星防御?星际尘埃和碎石撞击地球的事件时刻都在发生,其中大部分是无害的并在通过大气层时分裂烧毁。偶尔有一些较大的天体通过大气层时未完全烧毁,落到地面造成人员财产损失甚至是大面积的毁灭。2013年2月15日,一颗未被监测到的直径18米的小行星在俄罗斯车里雅宾斯克上空进入大气层时发生解体,空爆产生的冲击波传遍周围六个城市,导致一千六百余人受伤,造成经济损失超三千万美元。     

彗星等离子体某些特征的讨论

本文讨论了彗星中尘埃粒子的充电机制 ,带电特性和平衡电势的变化规律 ,分析了彗星尘埃的破碎特性和临界半径 ,得出了很有意义的结果     

内太阳系的尘埃环

何为尘埃环太阳系平面——黄道面——上存在大量尘埃早已不是什么秘密。在秋季黎明之前或春季日落之后,寻一暗处就不难看到阳光散射这些尘埃的产物一一黄道光。在理想的暗夜之下,甚至还可以看到沿整个黄道分布的暗弱光带,它也是夜空背景光的重要组成部分。     

怎样做好流星雨目视观测

一线光辉横天而过———流星,是行星际空间的尘埃撞入地球大气层燃烧所产生的现象。流星的出现通常是单个、零星、彼此无关的,出现的时间、方向也没有规律———这是常见的“偶现流星”。一个目视观测者在漆黑的夜晚,每小时可能看到１０颗左右的偶现流星。而且,下半夜...     

“凤凰”拍摄的火星尘埃

8月14日,美宇航局“凤凰”号火星探测器日前向地面发回一张前所未见的火星红色尘埃颗粒的照片,照片是用原子显微镜拍摄的,放大倍数是“凤凰”号光学显微镜的100倍。火星尘埃颗粒的直径约为1微米（即百万分之一米）,是罩在火星表面尘埃物质的代表,给火星灰蒙蒙的表面披上了一层粉红色。     

3个典型恒星形成区的气尘比

"气尘比"(Gas to Dust Ratio,GDR)是星际气体与星际尘埃的质量之比.广泛认同的银河系气尘比值是100-150.气尘比值的大小不仅取决于星际环境,也与所考虑的尘埃成分相关.恒星形成区是恒星形成的致密分子云区域,不同的分子云,其GDR也可能不同于普遍采用的数值.此工作选择3个典型的恒星形成区进行气尘比的研究,它们分别是:大质量恒星形成活跃的猎户座(Orion)分子云,小质量恒星形成区的代表金牛座(Taurus)分子云,极少或者无恒星形成活动的Polaris分子云,对这3个天区的研究有利于了解不同辐射环境恒星形成区的气尘比变化.在此对CO谱线积分强度与氢分子柱密度之间的转换系数X_(CO)取常数,以统计的方法计算了3个分子云的气尘比N(H)/A_V,其值在Orion天区、Taurus天区和Polaris天区分别为25、38和55(单位:10~(20)cm~(-2).mag~(-1)),明显高于之前人们给出的银河系平均值.根据星际尘埃模型,将N(H)/A_v转换成气体尘埃的质量比.采用被广泛接受的WD01尘埃模型(V波段的选择性消光比R_v=3.1的情况),得到3个恒星形成区的气尘比分别为:160(Orion分子云)、243(Taurus分子云)、354(Polaris分子云),显著高于普遍采用的弥漫星际介质中100-150的取值范围.恒星形成区的N(H)/A_v值高于平均值的另外一个可能的原因是,恒星形成区的尘埃由于吸积或者碰撞增长变大,降低了V波段的单位质量消光效率,而不是气尘质量比本身的增加.