星系中尘埃颗粒尺寸分布与颗粒孔隙度的演化

星际尘埃的辐射性质不仅受颗粒尺寸分布的影响，还受颗粒孔隙度的影响。我们建立了一个模型，用于描述在整个星系演化历史中，尺寸依赖的颗粒孔隙度和颗粒尺寸分布的演化。我们包括了恒星尘埃产生、超新星尘埃破坏、粉碎、凝结和吸积过程。凝结被认为是颗粒孔隙度的来源。我们使用一个具有恒定致密气体分数($\eta_\mathrm{dense}$)的单区模型，该分数调节粉碎和凝结之间的平衡。我们发现，孔隙度是在小颗粒通过粉碎和吸积的相互作用充分产生后（对于恒星形成时标 $\tau_\mathrm{SF}=5$ Gyr，年龄 $t\sim 1$ Gyr）并发生凝结后形成的。对于 $\eta_\mathrm{dense}=0.5$，在颗粒半径 $\sim 0.03~\mu$m 处，填充因子降至 0.3。对于较小的 $\eta_\mathrm{dense}$，颗粒孔隙度更高，因为形成多孔凝结颗粒的小颗粒更为丰富。我们还基于上述结果计算了消光曲线。孔隙度显著使硅酸盐的消光曲线变陡，但对无定形碳的影响不大。孔隙度还增加了碰撞截面，并通过增强的凝结产生了稍多的大颗粒；然而，由于孔隙度的陡化效应，消光曲线不一定变得更平坦。我们还讨论了我们的结果对银河系消光曲线的启示。