利用伽马射线暴余辉探测星系中尘埃含量的演化

由于其高亮度，伽马射线暴 (GRB) 余辉是研究其宿主星系尘埃含量的可行目标。GRB 余辉简单的本征光谱形状使我们能够推导尘埃消光。最近，GRB 余辉的消光数据已汇编至红移 $z=6.3$，并结合了氢柱密度和金属丰度。该数据集使我们能够在大范围金属丰度下研究高红移处的尘气比与金属丰度之间的关系。通过应用我们的星系尘埃含量演化模型，我们发现从 GRB 余辉消光数据推导出的尘气比过高，以至于可以用凝结成尘埃的气相金属分数 ($f_\mathrm{in}$) $\sim 1$ 来解释，而关于渐近巨星支恒星风和 II 型超新星抛射物中尘埃形成的理论计算表明凝结效率要温和得多 ($f_\mathrm{in}\sim 0.1$)。在金属丰度 $Z/\mathrm{Z}_\odot <\epsilon$ 时，致密云中的高效尘埃增长难以解释过高的尘气比，其中 $\epsilon$ 是致密云的恒星形成效率。然而，如果 $\epsilon$ 小至 0.01，则在 $Z\sim 10^{-2}$ Z$_\odot$ 处的尘气比可以用 $n_\mathrm{H}\gtrsim 10^6$ cm$^{-3}$ 来解释。因此，需要容纳尘埃增长的致密环境来解释大部分金属凝结成尘埃的现象，但此类云应具有较低的恒星形成效率，以避免恒星导致的快速金属增丰。