Abstract We model the interstellar dust content of the reionization era with a suite of cosmological, fluid-dynamical simulations of galaxies with stellar masses ranging from ∼10 5 to 10 9 M ⊙ in the first 1.2 Gyr of the Universe. We use a post-processing method that accounts for dust creation and destruction processes, allowing us to systematically vary the parameters of these processes to test whether dust-dependent observable quantities of galaxies at these epochs could be useful for placing constraints on dust physics. We then forward model observable properties of these galaxies to compare to existing data. We find that we are unable to simultaneously match existing observational constraints with any one set of model parameters. Specifically, the models that predict the largest dust masses D / Z ≳ 0.1 at z = 5—because of high assumed production yields and/or efficient growth via accretion in the interstellar medium—are preferred by constraints on total dust mass and infrared (IR) luminosities, but these models produce far too much attenuation in the ultraviolet (UV), preventing them from matching observations of β UV . To investigate this discrepancy, we analyze the relative spatial distribution of stars and dust as probed by IR and UV emission, which appear to exhibit overly symmetric morphologies compared to existing data, likely due to the limitations of the stellar feedback model used in the simulations. Our results indicate that the observable properties of the dust distribution in high redshift galaxies are a particularly strong test of stellar feedback.

Context . Cosmic dust is ubiquitous in astrophysical environments, where it significantly influences the chemistry and the spectra. Dust grains are likely to grow through the accretion of atoms and molecules from the gas-phase onto them. Despite their importance, only a few studies have computed the sticking coefficients for relevant temperatures and species, along with their direct impact on grain growth. Overall, the formation of dust and its growth are not well understood. Aims . This study is aimed at calculating the sticking coefficients, binding energies, and grain growth rates over a broad range of temperatures, for various gas species interacting with carbonaceous dust grains. Methods . We performed molecular dynamics simulations with a reactive force field algorithm to compute accurate sticking coefficients and obtain the binding energies. These results were used to build an astrophysical model of nucleation regions to study dust growth. Results . We present, for the first time, the sticking coefficients of H, H 2 , C, O, and CO on amorphous carbon structures for temperatures ranging from 50 K to 2250 K. In addition, we estimated the binding energies of H, C, and O in carbonaceous dust to calculate the thermal desorption rates. Combining accretion and desorption allows us to determine an effective accretion rate and sublimation temperature for carbonaceous dust. Conclusions . We find that sticking coefficients can differ substantially from what is commonly used in astrophysical models. This offers us new insights into carbonaceous dust grain growth via accretion in dust-forming regions.