Radio polarization and sub-mm observations of the Sombrero galaxy (NGC 4594) - Large-scale magnetic field configuration and dust emission
我们用4.86 GHz甚大天线阵、8.35 GHz Effelsberg 100-m望远镜和345 GHz Heinrich Hertz望远镜对邻近的早型旋涡星系NGC 4594（M 104，草帽星系）进行了连续射电观测。4.86和8.35千兆赫的数据包含极化信息，因此有关磁场的信息：我们检测到一个大规模的磁场，这是我们所知的第一个大规模的磁场检测在一个Sa星系的无线电范围。M104中的磁场方向主要平行于磁盘，但在距磁盘较大的z距离处也有垂直分量。这种场的配置是正常的边缘螺旋星系的典型配置。345 GHz的数据与星系的冷尘埃含量有关。尽管该天体的光学外观具有巨大的尘埃带，但它的尘埃含量比更晚类型的螺旋小。
2005-10-28 astro-ph
Formation of X-Ray Cavities by the Magnetically Dominated Jet-Lobe System in a Galaxy Cluster
利用宇宙学磁流体动力学方法模拟了活动星系核（AGN）的磁能反馈作用下星系团的形成过程。我们证明，X射线腔可以产生的磁主导的射流瓣系统，是由一个中心轴向电流。空腔的磁性占主导地位，它们的形态是由共同决定的磁场和背景集群的压力分布。空腔的膨胀和运动最初是由磁场的洛伦兹力驱动的，并且空腔仅在后期阶段（$> 500$ Myr）才变得有浮力。我们发现，高达$80%-90%$的注入磁能进入对热集群介质做功，加热它，并提升它在集群潜力。
2008-07-24 astro-ph
Magnetic fields and gas in the cluster-influenced spiral galaxy NGC 4254 - II. Structures of magnetic fields
本文利用磁图研究了室女星系团螺旋星系NGC 4254中不对称射电偏振辐射的起源和磁场的性质。磁图显示了整个星系中不同磁场分量的分布，不考虑法拉第旋转和投影效应。我们表明，整个星系的磁场矢量（从0度到40度以上）的方向的戏剧性变化不能单独从发电机过程中产生，但必须由密度波和当地的气体流动的影响，如占主导地位。我们在星系内确定了总磁场强度与局部恒星形成率（SFR）之间的关系，其指数为+0.18+-0.01。我们发现磁场规则性与SFR（-0.32+-0.03）的关系是相反的，并认为这是由于在活跃的恒星形成区，随着湍流的增加，随机场的有效产生。NGC 4254中法拉第旋转测量的分布表明扰动轴对称平均场发电机模式或轴对称和双对称模式的混合物，其规则场指向盘外，这与大多数观测到的星系相反。两个外磁臂（向密度波下游移动）内的磁场很强，在常规磁场中高达13 μ G，在总磁场中高达20 μ G。我们的集群对不同的磁场分量的影响的建模表明，在外部磁臂的电机感应磁场修改的拉伸和剪切力，而不是集群冲压压力。这些力可能是由星系的引力相互作用触发的，它们产生了规则场的各向异性分量，并增强了偏振发射。（节略）
2008-02-28 astro-ph
Magnetic fields in barred galaxies III: The southern peculiar galaxy NGC 2442
本文介绍了用澳大利亚望远镜紧凑阵对南奇特星系NGC 2442在6厘米波段的全极化和线极化射电连续谱的观测结果，并与以前获得的H $α$资料进行了比较。偏振辐射的分布是规则磁场的特征，它揭示了螺旋星系中一些不寻常的物理现象。我们发现证据的潮汐相互作用和/或冲压压力从星系际介质压缩的磁场在星系的北部和西部边缘。北臂规则磁场的径向分量远离星系中心，这一发现与迄今为止研究的大多数星系形成对比。相互作用引起的椭圆形扭曲产生了北旋臂上游磁场图案的突然跳跃，类似于长棒星系。在该星系东面有一个不寻常的规则强磁场“岛”，它可能是螺旋星系中常见的磁臂中最亮的部分，这似乎是前一个光学臂的相移图像。"岛“的强磁场表明，前一个光学臂暴露在冲压压力下时，过去是活跃的恒星形成阶段。
2004-04-08 astro-ph
Magnetic fields in our Galaxy: How much do we know?
银河系的大尺度磁场主要是通过银河系恒星和河外射电源的自转测量（$RM$ s）来揭示的。在我们银河系的圆盘中，几千秒差距尺度上的平均场强约为1.8 $μ$ G，而总的场，包括较小尺度上的随机场，约为5 $μ$ G。局部规则场，如果它是双对称形式的大尺度场的一部分，则具有约为$-8\degr$的俯仰角。从诺玛臂到我们银河系的外缘，至少有三次，也可能是五次磁场反转。
2000-10-26 astro-ph
Large Scale Magnetic Fields: Galaxy Two-Point correlation function
在红移空间中研究了大尺度纠缠磁场对星系两点关联函数的影响。结果表明：（a）对于当前的磁场强度$B_0 \simeq 5 \times 10^{-8}$ G，磁场效应可以与引力诱导的成团效应相媲美;（b）当前数据中没有这种信号，给出了一个$B_0 \la 3 \times 10^{-8}$ G的上界;（c）未来的数据可以探测$\simeq 10^{-8}$ G的磁场.与其它对当前磁场的约束比较表明，它们是勉强相容的，但如果对应于$B_0 \simeq 10^{-8}$ G的磁场存在于最后一个散射面上，它们将引起不可接受的大的CMBR各向异性。
2003-03-24 astro-ph
Cluster magnetic fields from large-scale-structure and galaxy-cluster shocks
星系团中微高斯磁场的起源问题是现代宇宙学的突出问题之一。我们已经进行了三维粒子模拟的非相对论性的韦伯不稳定性的电子-质子等离子体中，在典型的宇宙学冲击的条件。这些模拟表明，星系团场可能是由在大尺度结构形成过程中通过星系际介质传播的激波或星系团内的激波产生的。冲击波产生的磁场强度范围从星系团间介质中的几十纳高斯到星系团内的几微高斯。
2005-12-04 astro-ph
Correlation of the magnetic field and the intra-cluster gas density in galaxy clusters
我们提出了一个X射线表面亮度和法拉第旋转测量之间的相关性，在星系团，无论是从无线电和X射线观测，以及从集群内介质的建模。观测到的相关性排除了在整个星系团中存在强度恒定的磁场的可能性。宇宙学，磁流体动力学模拟的星系团被用来表明，对于一个磁场的宇宙起源，这种相关性是预期的，并很好地再现了观测结果表明，均方根散射的法拉第旋转线性增加与X射线表面亮度。从观测量、旋转测度和X射线表面亮度之间的相关性出发，推导出磁场和气体密度之间的关系。对于A119的最佳观测值，我们发现$B \propto n_e^{0.9}$。
2001-08-30 astro-ph
The Magnetic Field in Galaxies, Galaxy Clusters, and the InterGalactic Space
起源有争议的磁场似乎在所有大尺度上都渗透着宇宙。越来越多的证据表明，超新星不仅产生大致球形的喷出物和风，而且还产生普通物质的高度相对论性喷流。这些喷流长距离飞行，通过加速在其宇宙射线能量路径上遇到的物质而减速。我们表明，如果由风和宇宙射线引起的湍流运动产生的磁场在粗糙的能量均分，预测的磁场强度与观察到的不仅在星系（5 $μ$ G在银河系），而且在星系团（6 $μ$ G在后发座）。星系间（或星系团间）磁场的预测值为50 nG。
2005-04-21 astro-ph
The divergence of neighboring magnetic field lines and fast-particle diffusion in strong magnetohydrodynamic turbulence, with application to thermal conduction in galaxy clusters
本文采用直接数值模拟方法研究了强磁流体湍流中的场线分离现象。我们发现，在静磁场近似下，星系团的热导率相对于非磁化等离子体的斯皮策热导率降低了约50倍。这个值太小，无法进行热传导来平衡团簇中的辐射冷却。
2003-11-06 astro-ph
Magnetism in the spiral galaxy NGC 6946: magnetic arms, depolarization rings, dynamo modes and helical fields
我们在3 - 21厘米的五个射电波段上观测了旋涡星系NGC 6946的总强度和线偏振。在内部气体旋臂的内边缘，有序的磁场只受到轻微的压缩，并沿着气体旋臂平稳地旋转，因此磁场不会受到冲击，很可能与温暖的扩散气体相连。在较大的半径，两个明亮的磁臂之间的光学臂是可见的偏振强度。北磁臂的磁场几乎完全对齐。法拉第旋转措施（RM）在这些武器是一致的叠加两个低方位角发电机模式。在外星系中发现了另外三个磁臂，位于HI臂之间。由于强烈的法拉第去极化，该星系对18厘米和20厘米的偏振波不透明。退极化相对于主轴的大尺度不对称性可能是大尺度螺旋场的另一个指示。在20 cm处观察到的三个几乎为零偏振的退偏振环可能是由NGC 6946中300-500 pc大小的HII复合体的微分法拉第旋转产生的。- 在气体/光学螺旋臂中，总（主要是湍流）磁场被放大到\simeq 20 \muG。它的能量密度比电离气体的能量密度大\simeq 10倍，并且与内星系中湍流气体运动的能量密度相似。磁场能量超过了外星系的湍流能量。
2007-06-05 astro-ph
Regular magnetic fields in the dwarf irregular galaxy NGC 4449
我们提出了一个高分辨率的VLA研究的总功率和偏振射电连续辐射在8.46和4.86 GHz的不规则星系NGC 4449，其弱旋转和非系统的气体运动而闻名。我们发现了强大的星系尺度的规则磁场，这是令人惊讶的，因为缺乏发电机行动所需的有序旋转。规则场的强度达到8 $μ$ G，总场的强度达到14 $μ$ G，与射电亮螺旋中的总磁场强度相当。NGC 4449中的磁矢量在中心区域形成放射状的“扇形”，在星系的外围形成螺旋图案的碎片。这些结构与系统法拉第旋转的大区域有关，这意味着真正的星系尺度磁场，而不是由气体流压缩和拉伸的随机磁场。观察到的极化B矢量的模式是类似于正常的螺旋发电机型领域。非标准的，快速发电机的概念需要解释所观察到的磁场强度，虽然它是未知的什么样的磁场几何可以产生在缓慢和混乱的旋转对象。迄今为止被忽视的磁场在矮不规则星的动力学和恒星形成中的作用也需要修正。
2000-01-12 astro-ph
The Large-Scale Magnetic Field Structure of Our Galaxy: Efficiently Deduced from Pulsar Rotation Measures
在这篇综述中，我将首先介绍探测银河系大尺度磁场的可能方法，并讨论它们的局限性。银河系外射电源自转测度的天空分布主要揭示了星系晕中的磁场可能具有一个扭转偶极场的全球结构。银河系盘的大尺度场结构是由脉冲星自转测量（RM）最有效地推导出来的。自20世纪80年代以来，已经取得了很大的进展，当时我们银河系局部区域的磁场首次被一个非常小的局部恒星样本追踪。现在，我们有大约三分之一的银河系圆盘的星际介质分布的恒星，这表明，大-在银河系内部新发现的旋臂的RM被用来显示诺玛臂中的相干磁场。银河系盘中的磁场很可能具有一个与旋臂中的磁场相一致的磁场。双对称螺旋构造
2004-02-08 astro-ph
The Evolution of Magnetic Fields in Galaxy Clusters
对星系团中磁场的宇宙学模拟表明，假设在红移15 ~ 20处存在10^{-9} G的种子场，法拉第旋转和射电晕的模拟与观测之间可以达到惊人的一致。种子场的结构与最终的簇内场无关。平均而言，磁场随星系团红移的减小呈指数增长，但合并事件会导致磁场强度的急剧瞬态增加。典型的场反转尺度为50 kpc/h。在大多数情况下，群集内字段在动态上并不重要。在次级电子模型下，可以自然地再现星系团射电晕的平均结构。
2001-09-28 astro-ph
Magnetic fields of active galaxy nuclei and cosmological models
本文综述了活动星系核（AGN）高能机器最近区域磁场强度的各种探测方法。普尔科沃天文台开发的原始分光偏振方法使我们能够确定光学和更硬的电磁辐射区域中磁场的大小和几何形状。理论计算结果与活动星系核的偏振光谱观测结果进行了比较。我们采用了在同步辐射自吸收区通过同步辐射光谱测定磁场的方法。由于河外源的磁场大小强烈地依赖于河外源的角度大小，因此也依赖于测光距离，因此计算的磁场大小强烈地依赖于确定的宇宙学模型。这一结果为确定包括暗物质和暗能量在内的重要宇宙学参数提供了新的方法。
2005-09-15 astro-ph
Evolution and structure of magnetic fields in simulated galaxy clusters
我们利用宇宙学磁流体动力学模拟方法研究了标准CDM和$Λ$ -CDM两种不同宇宙学模型下星系团中磁场的演化。我们发现，磁场强度分布密切遵循半径$\sim200\kpc$的核心区域外的集群密度分布。磁场的相关长度为$50\kpc$级，并沿典型的视线以$\sim100\kpc$的尺度反转。磁场的功率谱可以很好地近似为指数为$\sim-2.7$的陡峭幂律。星系团核心的平均磁场随红移$B\sim10^{-2.5z} \muG$的减小大致呈指数增长。合并事件对磁场演化有显著的影响，这强烈地反映在可测量的量上，如法拉第旋转。两种不同宇宙学中的场演化过程几乎完全相同。我们所有的集群模型很好地再现观察到的法拉第旋转测量时，开始与nG种子场。
2002-02-14 astro-ph
Magnetic field near the central region of the Galaxy: Rotation measure of extragalactic sources
为了确定银河系中心区域附近的法拉第屏和磁场的性质，我们利用ATCA和VLA的4.8和8.5GHz波段测量了银河系中心区域内60个背景河外源分量穿过银河系中心区域的法拉第旋转测度（RM）。在这里，我们使用测量的RM来估计磁场的系统和随机分量。测得的RM被认为是大多是积极的样本源在该地区。这与银河系中的大尺度双对称螺旋磁场或沿银河系中心棒定向的磁场是一致的。RM波动的外部尺度被发现是约40 pc，这是远远大于所观察到的RM大小尺度对非热灯丝（NTFs）。RM结构函数在0.3到100 pc的长度尺度上与0.7 +/-0.1的幂律指数拟合良好。如果ISM中的高斯随机过程是有效的，则幂律指数与二维Kolmogorov湍流是一致的。如果在距GC 1度（半径150 pc）内确实存在强磁场，则该区域中的随机场的强度估计为20微高斯。由于该区域的磁离子ISM高度湍流，磁场的系统分量的强度很可能接近随机分量的强度。这表明，早期估计的毫高斯磁场附近的NTF是局部的，并没有弥漫在中央300 pc的银河系。
2007-12-03 astro-ph
Magnetic Sunyaev-Zel'dovich effect in galaxy clusters
本文探讨了浸没在热电子气体中的团内磁场（$\gsim 1μ$ G）对经典的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）和X射线热韧致辐射的影响。由于Larmor频率远高于所有碰撞频率，磁场的存在可能导致超热电子的速度分布各向异性。对于两个温度的相对论麦克斯韦-玻尔兹曼分布，我们计算修改的经典热SZE。团内磁场倾向于增强SZE与陡峭的径向变化，这对基于团的宇宙学参数的估计产生重要影响。通过对Abell 2163星系团SZ和Chandra X射线辐射的光谱观测，应用磁SZE理论，预测了一个$\sim 30-40μ$ G中心核磁场$B_0$。对于后发座星系团的SZ和Chandra X射线光谱观测，我们的理论分析也与观测推断的$B_0\lsim 10μ$ G.由于磁SZE是红移$z$独立的，这种机制可能提供一个潜在的重要和独特的方式来探测膨胀宇宙中的团内磁场。
2004-02-27 astro-ph
Probing ISM Magnetic Fields With SNRs
当超新星遗迹膨胀时，它们的冲击波冻结并压缩它们遇到的磁场线;因此，我们可以将超新星遗迹用作其周围磁场的放大镜。我们将描述一个简单的模型，以确定发射，偏振和旋转测量特性的膨胀超新星遗迹，以及我们如何利用这个模型来获得信息的大尺度磁场在我们的银河系。我们将举两个例子：SNR DA 530位于银河平面上方，揭示了银河系晕中磁场的信息。SNR G182.4+4.3位于我们银河系的反中心附近，揭示了大规模磁场垂直于视线的最可能方向。这可能有助于决定我们银河系的大规模磁场配置。
2008-12-17 astro-ph
Magnetic-field fluctuations around the radio galaxy 3C 31
我们提出了一个分析的磁场波动的磁离子介质在前面的射电星系3C 31来自旋转测量（RM）适合于高分辨率的偏振图像。我们首先表明，法拉第旋转必须主要是由于前景介质。我们确定的RM结构函数的源的不同部分，并推断，最简单的形式的功率谱是一个高频率截止的幂律。我们还提出了三维模拟的RM产生的纠缠磁场在周围的热等离子体3C 31，并表明，所观察到的RM分布是一致的球形等离子体分布中的射电源产生了一个腔。
2007-10-04 astro-ph
Magnetic turbulence in cool cores of galaxy clusters
我们认为，最近报道的Kolmogorov一样的磁湍流谱的冷核心的长蛇座A星系团可以理解的动能注入的活动星系，驱动一个动荡的非螺旋磁发电机进入饱和状态。虽然小规模的发电机的情况下存在显着的差异，预计其饱和状态是相似的，因为我们显示的三种情况：磁通绳发电机，波动发电机，爆炸发电机。基于这些情况，我们开发了一个分析模型的流体动力学和磁湍流在冷的核心。该模型意味着磁场强度，适合与法拉第旋转测量和最低能量估计的样本冷核心集群有这样的数据可用。预测的磁场在集群中的适当的观测信息仍然缺失，尚未观测到的数量，如流体动力学湍流速度和特征长度尺度。潜在的发电机模型表明磁不稳定性和可能的大规模流体动力学粘度。我们的结论是，成功的模型来解释冷核心集群中的磁场强度表明，在一般集群磁场直接反映流体动力学湍流，也在集群没有冷核心。
2006-03-29 astro-ph
Magnetic Field Geometry of the Broad Line Radio Galaxy 3C111
1996年7月和9月在8和43 GHz对宽线射电星系3C111进行的甚长基线偏振观测显示，在一次大的毫米级爆发后，射电结构迅速演变。B场的几何形状并不简单。我们提出了第一个分析可能的法拉第和光学深度效应的基础上比较两个频率的偏振图像。
2003-01-06 astro-ph
The temperature-mass relation in magnetized galaxy clusters
我们使用宇宙学，磁流体动力学模拟的星系团量化的动力学重要性，磁场在这些集群。在高红移处的初始磁场强度的设置被选择为使得在低红移星系团中观察到的法拉第旋转测量在模拟中被很好地再现。我们计算的径向配置文件的集群内的气体温度和热压力和磁压力在一组集群模拟的框架下的Einstein-de Sitter和低密度，空间平坦的CDM宇宙学模型。我们发现，对于一个现实的范围内的初始磁场强度，温度的簇内气体的变化小于$\approx5%$。
2001-01-17 astro-ph
SPH simulations of magnetic fields in galaxy clusters
我们进行宇宙学，流体动力学模拟的磁场在星系团。计算代码结合了用于计算引力相互作用的专用硬件葡萄，以及用于气体成分的光滑粒子流体动力学。我们采用通常的MHD方程来描述理想导电等离子体中磁场的演化。作为第一个应用程序，我们专注于什么样的初始磁场产生最终的磁场配置与法拉第旋转测量集群内的问题。我们的主要结果可以总结如下：（i）团簇核心中的初始磁场强度被放大了大约三个数量级，比球形坍缩的预期高出一个数量级。(ii)极大不同的初始场配置（均匀或混沌）产生的结果，不能显着区分。(iii)从初始强度为10^-9 G、红移为15的磁场开始，我们的模拟很好地再现了微高斯场和法拉第旋转观测。我们的研究结果表明：（i）星系团中的剪切流对于放大磁场而不仅仅是简单的压缩是至关重要的;（ii）星系团中的最终场形是由星系团坍缩而不是初始场形决定的;（iii）需要10^-9 G量级的初始磁场才能与真实星系团中的法拉第旋转观测结果相匹配。
1999-06-21 astro-ph
Magnetic fields in our Galaxy: How much do we know? (II) Halo fields and the global field structure
我回顾了我们银河系的大尺度全球磁场结构，利用所有可用的信息盘场，晕场和银河系中心（GC）附近的磁场。在我们银河系的局部盘中，附近恒星的RM和色散测量（DM）数据产生的规则场强度为1.8 $μ$ G，螺距角约为$8\degr$，和一个双对称的螺旋结构。从诺玛旋臂到我们银河系的外围，至少有四次，也许是五次磁场反转。在厚盘或星系晕中，南、北星系中具有相反磁场方向的大尺度环形磁场，已被反对称的RM天空向内星系揭示。A0发电机模式场结构的特征被偶极形式的极向场的指示所加强，即RM符号的转变可能从$l\sim0\degr$转移到$l\sim+10\degr$。局部垂直场可能是偶极场的一部分。A0发电机模式的场结构惊人地继续向GC附近的区域。简而言之，银盘中的磁场具有原始性质的双对称螺旋结构，而在晕和GC附近，A0发电机似乎占主导地位，因此磁场由银盘上下方向相反的环形场和偶极形式的极向场组成。
2001-10-14 astro-ph
A Bayesian view on Faraday rotation maps - Seeing the magnetic power spectra in galaxy clusters
我们提出了一个贝叶斯极大似然分析的法拉第旋转测量（RM）的扩展射电源的地图，以确定星系团的磁场功率谱。使用这种方法，可以确定测量中的不确定性。我们将这种方法应用到Hydra A的RM图中，并推导出该星系团磁场的功率谱。对于Hydra A，我们测量到至少一个数量级的光谱指数为-5/3，这意味着Kolmogorov型湍流。我们发现一个占主导地位的规模约3千秒差距的磁功率集中，因为磁自相关长度λ_B = 3 +/-0.5千秒差距。此外，我们调查的假设有关的采样体积（由一个窗口函数描述）上的磁功率谱的影响。对于最可能的几何形状，中心磁场强度被确定为约7 +/-2 μ G。
2005-01-12 astro-ph
Galaxy Formation by Galactic Magnetic Fields
Galerkin表现出一系列不同的形态类型，即，哈勃序列，它们基本上由球状组成部分（椭圆星系和螺旋星系中的凸起）和盘组成。已知球状组分只在M=10^{10-12} M_sun的相对大质量星系中发现，而且其中所有的恒星星族都很古老，但对这些事实还没有明确的解释。在这里，我们提出了一个猜测的情况下，哈勃序列的起源，其中磁场无处不在的星系中发挥了至关重要的作用。我们首先从一个奇怪的观测事实开始，在旋涡星系中观测到的磁场强度急剧集中在几个微高斯，对于广泛的星系光度和类型。然后，我们认为，这一事实和所观察到的螺旋星系中的恒星形成活动和磁场强度之间的相关性表明，球状星系已形成由强磁场引起的星爆。然后，我们表明，这一想法自然导致的球状系统的形成，只有在大质量和高红移天体的层次集群宇宙，给出了一个简单的解释，各种观测。
1999-04-03 astro-ph
Interstellar Hydroxyl Masers in the Galaxy. II. Zeeman Pairs and the Galactic Magnetic Field
我们在Argon，Reid，& Menten对18 cm（2 Pi 3/2，J = 3/2）OH脉泽辐射的大质量恒星形成区的观测中，对塞曼对进行了识别和分类。我们已经在50多个大质量恒星形成区中发现了100多个塞曼对。从塞曼分裂中推导出的磁场使我们能够为许多大质量恒星形成区域分配一个整体的视线磁场方向。结合这些数据与其他数据集从OH塞曼分裂，我们已经寻找相关的磁场方向之间的恒星形成区域分散在整个银河系。我们的数据不支持一个统一的，银河系尺度的磁场方向，我们也没有发现任何有力的证据，磁场相关的螺旋臂。然而，我们的数据表明，在太阳附近，太阳圈外的磁场从北银河极看是顺时针方向的，而在太阳圈内是逆时针方向的。这种模式，包括太阳附近的磁场反转，与脉冲星自转测量结果一致。
2003-07-08 astro-ph
Pulsar rotation measures and the magnetic structure of our Galaxy
我们从南冕星的偏振观测中获得了63个旋转测量值，其中54个是新的测量值，3个与以前的值不同。新的脉冲星RM数据在银河系高纬度地区的大部分是一致的反对称RM分布以前发现的。对于银河系的光盘，在英仙座臂附近的磁场反转的证据，并可能超越它的另一个，提出。在太阳圈内，除了在船底座-射手座臂和十字座-盾牌座臂或附近的两个已知的磁场逆转外，还初步确定了在诺玛臂的进一步逆转。这些逆转，连同来自脉冲星RM和恒星的偏振分布的俯仰角，是一致的双对称螺旋（BSS）模型的大规模磁场结构在光盘中的银河系。然而，由于磁场中存在较小尺度的不规则性以及理论建模中的不确定性，模型之间的区分变得复杂。
1999-03-06 astro-ph
Magnetic fields in our Galaxy: How much do we know? III. Progress in the last decade
十年前，我们对银河系的磁场的了解非常有限。太阳附近的局部磁场被认为是指向银河经度$l\sim~90^{\circ}$，而在较小的银河半径处方向相反。测得的规则场强约为2~ $μ$ G。银河系中心附近的暗条显示了那里可能存在的极向场。没有关于星系晕中磁场的信息。在过去的十年里，银河系磁场的测量取得了重大进展。在银盘中，从大量新观测到的旋臂星的RM中，沿着旋臂的大尺度磁场被描绘在比以往任何时候都大得多的区域中，在臂和臂间区域交替方向。在星系晕中的环形场被揭示为在银道面之上和之下具有相反的方向，这表明A0发电机在晕中运行。从脉冲星RM数据中也发现，大尺度场的强度在较小的银河半径处呈指数增长。与小尺度下陡峭的磁能科尔莫戈洛夫谱相比，大尺度磁场显示出浅破碎的空间磁能谱。
2006-03-30 astro-ph
SPH simulations of magnetic fields in galaxy clusters (proceedings)
我们进行宇宙学，流体动力学模拟的磁场在星系团。计算代码结合了用于计算引力相互作用的专用硬件葡萄，以及用于气体成分的光滑粒子流体动力学。我们采用通常的MHD方程来描述理想导电等离子体中磁场的演化。作为第一个应用程序，我们专注于什么样的初始磁场产生最终的磁场配置与法拉第旋转测量集群内的问题。我们的主要结果可以总结如下：（i）团簇核心中的初始磁场强度被放大了大约三个数量级，比球形坍缩的预期高出一个数量级。(ii)极大不同的初始场配置（均匀或混沌）产生的结果，不能显着区分。(iii)从初始磁场强度为10^-9 G开始，我们的模拟很好地再现了微高斯场和法拉第旋转观测。我们的研究结果表明：（i）星系团中的剪切流对于放大磁场而不仅仅是简单的压缩是至关重要的;（ii）星系团中的最终场形是由星系团坍缩而不是初始场形决定的;（iii）需要10^-9 G量级的初始磁场才能与真实星系团中的法拉第旋转观测结果相匹配。
1999-07-15 astro-ph
Properties of Simulated Magnetized Galaxy Clusters
我们利用磁流体动力学模拟研究了宇宙学环境中磁化团簇的演化。大规模的流动和子块的合并产生剪切流，导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这除了压缩磁场被冻结的气体之外，还在团簇的演化过程中进一步放大了磁场。因此，激发良好的初始磁场$<B^2>^{1/2}=10^{-9} {\rm G}$达到观察到的$\simμ{\rm G}$磁场强度的集群核心在$z=0$。这些磁化的星系团可以用来研究最终的磁场结构，磁场对解释观测到的X射线特性的动力学重要性，并有助于约束星系团中的进一步过程，如引起观测到的射电晕或磁化冷却流行为的相对论粒子的数量。
2000-10-07 astro-ph
Faraday rotation variations along radio jets: the magnetic field in galaxy and group halos
我们的模型FR我无线电射流减速，相对论性的流动，使我们能够准确地推导出它们的方向。我们目前的图像法拉第旋转的这些对象（3C 31和NGC 315），并显示旋转测量（RM）的波动较大的较暗（后退）的射流，如预期的那样，如果旋转发生在热星系/组晕。NGC 315中的气体密度要低得多，RM波动仅能检测到。
2006-03-23 astro-ph
Cluster Magnetic Fields from Galactic Outflows
我们进行了宇宙学，磁流体动力学模拟，以遵循星系团的磁场的演变，探索的可能性，即起源的磁性种子场的星系外流在恒星爆发阶段的星系演化。为此，我们将\citet{2006MNRAS.370..319B}建议的磁化星系风半解析模型与我们的宇宙学模拟相结合。我们发现，在星系团中观察到的磁场的强度和结构是很好地再现了广泛的模型参数的磁化，星系风，并只弱依赖于确切的磁场结构内假设的星系流出。虽然原始磁种子场的演化与以往研究中的星系团场演化没有显著差异，但我们发现暗条内弥散介质中的磁场污染程度低于纯原始磁种子场情景所预测的水平。因此，我们的结论是磁化星系外流和它们随后的演化内的集群介质可以完全解释所观察到的星系团的磁场。我们的发现还表明，在低密度环境（如细丝）中测量宇宙磁场比观察星系团磁场更有用，可以推断它们可能的起源。
2008-10-24 astro-ph
Two-Dimensional MHD Numerical Simulations of Magnetic Reconnection Triggered by A Supernova Shock in Interstellar Medium, Generation of X-Ray Gas in Galaxy
通过高空间分辨率的二维电阻磁流体动力学（MHD）数值模拟，研究了星际介质中超新星（或点爆炸）引发的磁重联.我们发现磁重联在超新星激波（快模MHD激波）通过电流片后很久就开始了。电流片的演化过程如下：（i）超新星激波激发撕裂模不稳定性，电流片在非线性阶段变薄。(ii)当电流片厚度变得与Sweet-Parker电流片厚度相当时，电流片减薄饱和。之后，Sweet-Parker型重联开始，电流片长度增加。(iii)“二次撕裂模不稳定性”发生在薄的斯威特-帕克电流片中。(iv)结果，由于电流片中的气体密度降低，电流片进一步变薄并出现异常电阻率。Petschek型重联开始并加热星际气体。在Petschek型重联过程中，磁岛在电流片中移动时，磁能迅速释放。释放的磁能取决于星际磁场强度，而不是初始爆炸的能量或距离爆炸。我们认为磁重联是银河系产生X射线气体的一种可能机制。
2000-09-07 astro-ph
On the Magnetic Field in the Kiloparsec-Scale Jet of Radio Galaxy M 87
在附近的射电星系中有几个低功率千秒差距尺度的喷流，它们的同步辐射可以达到光学和X射线光子的能量。在这里，我们评论的高能γ射线发射的一个特殊的对象，即千秒差距尺度的喷流的M 87射电星系，由于康普顿化的星光光子场的宿主星系的同步辐射喷射电子。在分析中，我们包括相对论的整体速度的射流，以及克莱因-西科效应。我们表明，HESS和HEGRA切伦科夫望远镜施加的千秒差距尺度喷流逆康普顿辐射的上限-在M 87中心区域的0.1度（~30千秒差距）内检测到VHE伽马射线发射的可变源-给我们提供了对该物体磁场强度的重要约束，也就是说，磁场不可能小于喷流最亮结中的均分值（仅指辐射电子），并且很可能甚至更强。在这种情况下，我们指出需要放大的磁能通量沿M 87喷气从次秒差距到千秒差距尺度，这表明湍流发电机作为一个合理的过程负责上述放大。
2005-03-04 astro-ph
Fast growth of magnetic fields in galaxy clusters: a self-accelerating dynamo
我们提出了一个星系团中磁场增长的模型，在宇宙学意义上的短时间（~10^8年）内，磁场被放大了约10^8倍。我们的模型是基于这样一种想法，即在场放大时期的团内介质的粘度不是由粒子碰撞，而是由等离子体微不稳定性决定的：这些引起小尺度的波动，散射粒子，增加它们的有效碰撞率，因此，有效的雷诺数。这引起了自举效应，因为场的增长触发了增加雷诺数的不稳定性，这反过来又加速了场的增长。增长是爆炸性的，结果是在簇寿命的一小部分上达到观察到的场强，而与种子场的确切强度无关（其仅需要高于~10^{-15} G以触发爆炸性增长）。
2005-08-25 astro-ph
Evolving turbulence and magnetic fields in galaxy clusters
本文用简单的解析模型和MHD模拟讨论了星系团中湍流和磁场的起源和参数。在团簇湍流和磁场的演化中可以识别出三种物理上不同的区域。首先，涨落发电机在团簇形成和主要合并过程中会产生微高斯强的随机磁场。在100-200 kpc尺度下，湍流速度可保持在300 km/s左右。磁场是间歇性的，具有20-30千秒差距的较小尺度和2微高斯的平均强度。其次，当主要合并结束时，湍流速度和磁场经历幂律衰减，强度减小，但规模增加约2倍。第三，较小质量的子星系团和星系团产生湍流尾流，湍流速度和磁场强度强度与上面引用的相似。速度尺度分别约为200 kpc和10 kpc，磁场尺度约小6倍。虽然这些尾流可能只占集群体积的一小部分，但它们的面积覆盖因子可以接近1。因此，人们可以潜在地调和观测结果，这些观测结果表明湍流与有序的非线性气体结构共存，就像英仙座星系团一样。随机法拉第旋转测量值估计为100-200 rad/m^2，与观测结果一致。我们预测可检测到的同步辐射偏振从集群无线电晕在波长3-6厘米，如果观察到足够高的分辨率（删节）。
2005-11-30 astro-ph
A New Radio - X-Ray Probe of Galaxy Cluster Magnetic Fields
本文介绍了一项新的甚小行星天文台卫星研究的结果，该研究探测了16个"正常“低红移（z < 0.1）星系团样本上的磁场强度和分布。这些星团的X射线光度跨越两个数量级，并且被选择为没有（不寻常的）强射电星团晕和广泛的冷却流。与这些标准相一致，大多数集群显示出宽松的X射线形态和很少或没有证据表明最近的合并活动。旋转测量（RM）数据的分析表明，集群产生的法拉第RM过剩到约0.5 Mpc的集群中心。结合星系团嵌入源的RM成像和ROSAT X射线剖面图，结果表明，这些“正常”星系团内的热星系际气体被磁场以高填充因子渗透，其水平为< |B| >= 5-10（l/10 kpc）^{-1/2}微高斯，其中l是场相关长度。这些结果导致了对星系团中总磁能的全球估计，并对最终的能量来源提供了新的见解，这可能是引力。这些结果也揭示了一些集群的演变条件，存在于冷却流的开始。
2000-11-14 astro-ph
Magnetic fields in barred galaxies. V. Modelling NGC 1365
我们提出了一个全球磁场在棒星系NGC 1365的基础上共同适合于该星系的HI和CO观测的星际气体的大尺度速度场和平均场发电机理论。本文的目的是提出一个详细的定量比较银河发电机模型与独立的无线电观测。我们考虑几个气体动力学和非线性发电机模型，包括似是而非的参数变化是鲜为人知的。宇宙线在银河系中的分布模型的引入，以产生合成的无线电偏振图，允许直接与在3.5厘米和6.2厘米观察到的比较。我们表明，发电机模型是强大的，最重要的磁功能控制的相对完善的属性的密度分布和气体速度场。当采用均匀宇宙线分布时，得到的合成偏振图与观测值之间的最佳一致性。我们发现一些间接的证据，增强湍流的区域中的强速度剪切和1- 2千秒差距内的银河系中心。我们证实，磁应力可以驱动流入的气体进入内部1 kpc的星系在几个太阳质量每年的速度。发电机模型在模拟该星系大尺度规则磁场方面取得了一定的成功。我们的研究结果表明，发电机模型和合成极化地图可以提供有关气体动力学模型和条件的信息在星际介质。我们证明了磁场的动力学效应在星系建模中是不可忽略的。
2007-01-10 astro-ph
The spatial energy spectrum of magnetic fields in our Galaxy
星际磁场存在于很宽的空间尺度上，从大的银河尺度（$\sim 10$ kpc）一直延伸到非常小的耗散尺度（$\ll 1$ pc）。在本文中，我们使用了一组490个分布在大约三分之一的银河系盘的半径$R \simeq 10$ kpc（假设$R_\odot = 8.5$ kpc），并结合他们的观测到的旋转和色散措施与他们的估计距离，推导出银河系星际磁场的空间能谱的尺度范围$0.5 - 15$ kpc。我们得到一个几乎平坦的频谱，与一维幂律指数$α=-0.37\pm0.10$的$E_{\rm B}(k)=C k^α$和均方根场强度约$6 μ$ G在相关的尺度。我们的研究补充了推导的磁能谱的尺度范围$0.03 - 100$ pc的\citet{ms96b}，表明磁谱变得更平坦，在更大的尺度。目前的理论和数值模型的框架中讨论了这一观测结果。
2004-04-11 astro-ph
RXTE and ASCA Constraints on Non-thermal Emission from the A2256 Galaxy Cluster
使用Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列对Abell 2256星系团进行了8.3小时的观测，产生了2 - 30 keV范围内的高质量光谱。与天体物理学和宇宙学高级卫星气体成像光谱仪获得的0.7 ~ 11 keV光谱进行联合拟合，得到30 keV非热辐射的上限为2.3 × 10 ^-7光子/平方厘米/秒/keV。由此得出宇宙射线电子能量密度的平均磁场下限为0.36微高斯（uG），上限为1.8 × 10 ^-13尔格/cm ^3。由此产生的中心磁场的下限为~1 - 3 μ G。虽然星系尾流可以产生~0.1 - 0.2 μ G的磁场，但几μ G的磁场通常与冷却流或子星系团合并有关，如后发座星系团。然而，对于A2256，合并的证据很弱，主星团没有显示出冷却流的证据。因此，目前还没有令人满意的假设起源的平均集群磁场高达>0.36 μ G的A2256集群。
1999-03-20 astro-ph
Long Term Evolution of Magnetized Bubbles in Galaxy Clusters
我们对层状星系团介质中射电星系形成的磁化低密度“气泡”等离子体的长期演化进行了非线性理想磁流体动力学模拟。结果表明，经过$\sim 8 \times 10^{9}$年后，磁泡中仍保留有约3.5%的初始磁能，磁泡的初始膨胀是绝热的。由于气泡磁场对Rayleigh-Taylor和Kelvin-Holmholtz不稳定性的稳定作用，气泡可以存活至少$8 \times 10^9$年，这可能解释了在Perseus-A中观察到的“鬼腔”。沿气泡运动的路径形成了一个跨度约500 kpc的细丝结构。该结构内磁场的平均值为$\sim8\times10^9$年的$\sim 0.88$ $μ$ G。最后，初始气泡动量和旋转对气泡的长期演化影响有限。
2008-08-22 astro-ph
Estimating galaxy cluster magnetic fields by the classical and hadronic minimum energy criterion
我们希望通过最小化宇宙射线电子（CRe）、质子（CRp）和磁场中所含的非能量密度来估计射电发射星系团的磁场强度。经典的最小能量估计可以独立于射电同步辐射CRe的起源来构造，从而产生非能量密度的绝对最小值。假设所观测到的同步辐射是由CRp与团簇内介质的周围热气体的强子相互作用产生的CRe种群产生的，则经典场景的参数空间可以通过强子最小能量准则来收紧。对于这两种方法，我们推导出理论上预期的公差区域推断的最小能量密度。应用于后发座星系团的射电晕和英仙座星系团的射电迷你晕，在预期的公差范围内产生宇宙射线和磁场之间的均分。在强子的情况下，推断的中央磁场强度范围从2.4 μ G（后发座）到8.8 μ G（英仙座），而最佳的CRp能量密度被限制在热能密度（英仙座）的2% +/- 1%。我们讨论了强子起源的后发座射电晕的可能性，而目前的观测有利于英仙座射电迷你晕这样一个场景。结合未来预期的无线电同步加速器，硬X射线逆康普顿，强子诱导的伽马射线发射的检测应允许估计的体积平均集群磁场，并提供有关其动态状态的信息。
2004-05-18 astro-ph
Non-thermal phenomena in galaxy clusters
本文综述了星系团中磁场和相对论粒子存在的最新证据。在星系团大气中存在微G级磁场，这一点已从射电散射的探测和旋转测量的研究中得到证实。弥散射电辐射在星系团中并不常见，这一事实支持了这样一种假设，即活动星系核或恒星形成过程中产生的相对论性粒子在团簇形成过程中被最近的星系团合并过程重新加速。
2003-09-08 astro-ph
Magnetic Fields in Clusters of Galaxies
简要介绍了我们对星系团磁场的认识。强调了我们对星系团中相对论性粒子的认识与磁场强度的相互依赖性。此外，我们描述了努力测量磁场强度，特征长度尺度，和功率谱可靠的精度。这些结果的非螺旋发电机理论的解释。如果这种解释被证明是正确的，那么对星系团磁场的理解就直接关系到我们对星系团内部湍流的理解。
2005-01-17 astro-ph
X-ray Variability of the Magnetic Cataclysmic Variable V1432 Aql and the Seyfert Galaxy NGC 6814
天鹰座V1432（=RX J1940.2-1025）是一颗发出X射线的明亮、食磁激变变星，距离塞弗特星系NGC 6814约37'。由于轨道（12116.3 s）和自旋（12150 s）周期之间的0.3%差异，吸积几何形状在约50天的拍频周期内发生变化。在这里，我们报告了RXTE活动观测日食25次的结果，以及ASCA和BeppoSAX的档案观测结果。在确认了日食确实是由次要的，我们使用日食的时间和配置文件来映射吸积几何作为一个功能的拍相位。我们发现吸积区是紧凑的，并且在拍频周期上吸积区相对于白矮星中心有运动。这种运动的幅度表明这是一颗低质量的白矮星，与之前根据其X射线光谱估计的高质量形成对比。X射线发射区的大小似乎比其他食磁CV更大。我们还报告了RXTE数据以及NGC 6814的长期行为，表明通量的变化在年的时间尺度上至少有10倍。
2003-07-09 astro-ph
Numerical Propagation of Cosmic Rays in the Galaxy
我们提出了一个Monte-Carlo（MC）计算宇宙射线质子在银河系中的传播能量超过1 PeV。我们讨论了竞争效应的相对优势，如平行/垂直扩散和漂移的玩具模型的银河系。我们比较我们的估计与玩具模型的MC计算的结果，然后我们应用MC计算到一些更现实的银河系磁场模型。我们研究了不同磁场模型中的包容时间，以了解哪一个可能与低能数据一致。
2007-05-22 astro-ph
Astrophysical Polarimetric Signature Against TeV Fundamental Planck Scale
我提出的分析数据的天体物理偏振观测，给出了签名的基本额外维普朗克尺度的幅度基本上高于$~1TeV$。光子磁转换为基本粒子（标量，引力子）是可能的机制，可以产生显着量的偏振的光学辐射的天体，特别是遥远的河外源。本文给出了河外源可见光在几种情况下的磁转换过程的结果，包括：（a）星系际磁场，（b）星系团磁场，（c）典型星系磁场中的磁转换，（d）CMB辐射的磁转换。
2001-11-16 astro-ph
Testing the cosmological evolution of magnetic fields in galaxies with the SKA
我们研究高红移星系中大小尺度磁场的宇宙演化。层次结构形成宇宙学的模拟结果提供了一个工具，以发展一个定期磁场耦合到星系形成和演化的演化模型。原星系晕中由热维里化产生的湍流可以驱动一个有效的湍流发电机。利用平均场发电机理论导出了盘星系和矮星系中规则磁场的放大和有序化的时间尺度。对于未来的观测与SKA，我们预测在固定的红移之间的星系大小和有序尺度和星系大小之间的比率的关系。未受干扰的矮星系应该在z<1时拥有完全相干的场，螺旋星系在z<0.5时。
2008-12-16 astro-ph
N-Body Simulations of Small Galaxy Groups
介绍了一系列旨在研究小星系群动力学的N体模拟。小星系群的性质可以很好地再现，而希克森致密星系群的性质可以通过坍缩星系群的最高级阶段很好地再现。我们发现在我们的模拟没有过度合并的问题。最初处于维里平衡的一个重要部分（~40%）可以持续~10 Gyr而不完全合并。这些结果为Hicksons紧群中的过度合并问题提供了一种新的解决方案。
2002-08-17 astro-ph
Numerical propagation of high energy cosmic rays in the Galaxy I: technical issues
我们提出了一个数值模拟的结果，宇宙射线的传播与$10^{15}$ eV以上的能量在一个复杂的磁场，在一般的大尺度组件和湍流组件。几种配置进行了调查，可能代表一个现实的磁场的银河系的具体方面，虽然这项调查的主要目的是不实现一个现实的描述在银河系中的传播，而是要评估的作用，定义的复杂问题的传播。我们对银河系中宇宙射线的模拟将在论文II中提出。我们确定了几种难以用纯扩散方法解释的效应，这些效应在银河系复杂磁场中宇宙射线的传播中起着至关重要的作用。我们详细讨论了将我们的结果外推到更低能量的问题，在那里可以获得银河系中宇宙射线的约束时间数据。约束时间及其对粒子刚性的依赖性是以下方面的关键因素：1）将源光谱与观测到的宇宙射线光谱相关联; 2）量化由光谱产生的轻元素; 3）预测作为能量函数的各向异性。
2007-05-14 astro-ph
X-ray Constraints on Cluster Magnetic Fields
通过模拟6个具有射电晕的星系团（A401、A754、A1367、Coma（A1656）、A2256和A2319）的宽带X射线谱，得到了星系团内磁场的下限。所有星系团的0.7 - 10 keV光谱都是用宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）气体成像光谱仪（GIS）获得的。对于A401、A754、A1367和A1656，HEAO 1-A2高能探测器（HED）（2-60 keV）的数据被纳入联合拟合中，以进一步限制允许的非热分量。非热X射线发射的上限比以前的值提高了约10倍。从这些上限和无线电频谱参数的平均磁场的下限范围从0.08 - 0.30微高斯。一个种子星系团内磁场被星系运动产生的湍流放大，通过星系团内介质，其平均值应该在0.1-0.2的范围内（Goldman & Rephaeli，1991; De Young，1992），因此，缺乏任何检测使得磁场放大不太可能是由于星系尾流。此外，所有这些星系团都有不对称的表面亮度分布，而有几个星系团也有合并的X射线光谱证据。我们认为星系团合并而不是星系尾流是磁场放大的来源。
1998-07-05 astro-ph
Chandra Observations of Cygnus A: Magnetic Field Strengths in the Hot Spots of a Radio Galaxy
我们报告的X射线观测的强大的射电星系天鹅座A与钱德拉X射线天文台。这封信的重点是无线电热点，这四个热点都是在X射线中检测到的，它们的形态与它们的无线电结构非常相似。已经获得了两个较亮的热点（A和D）的X射线光谱。两者都可以很好地用幂律来描述，光子指数为Γ= 1.8 \pm 0.2，被天鹅座A方向的银河柱吸收。热X射线模型需要太高的气体密度，可能会被排除在外。图像和光谱强烈支持同步辐射自康普顿模型的X射线发射，提出了哈里斯，Carilli和Perley的ROSAT成像观测的基础上。这些模型表明，每个较亮热点的磁场强度为1.5 \times 10^-4高斯，不确定度为百分之几十。这个值接近于假设没有质子存在的均分场强。X射线是同步辐射的可能性进行了简要讨论，但不赞成。我们推测，当外部气体密度很高时，来自热点的X射线同步辐射所必需的γ \sim 10 ^7电子的产生会受到抑制，就像射电星系处于冷却流中的情况一样。
2000-09-19 astro-ph
