Interstellar Dust in the WIRE to Planck Era
星际尘埃在星际介质中扮演着许多角色。从历史上看，最熟悉的一个是作为一个源的消光在光学。吸收的光学和紫外光加热尘埃，从而红外（包括近红外到亚毫米）发射，这是特别的主题。在一些遥远的星系中，星系的大部分光度都被转换成红外线，尽管在银河系中，除了恒星形成的局部区域外，情况一般不会如此极端。我简要地回顾了尘埃在星际介质中发射的物理条件范围和探测到的各种大小的尘埃。天体物理学上感兴趣的是观测光谱和发射的空间分布，最好是结合起来。在过去的15年中，尘埃排放的探测有了显著的进展：通过IRAS，KAO，COBE实验，IRTS，ISO和MSX。卫星和平流层对尘埃排放的观测得到了地面研究的补充，例如用JCMT进行亚毫米成像和偏振测量，或用2MASS进行近红外尘埃反射光成像。展望未来，下一个十年将同样令人兴奋。我概述了近期（WIRE）、新千年早期（SOFIA、SIRTF）和更远一些的（IRIS、FIRST、普朗克）预期设施的一些独特特征。
1999-01-25 astro-ph
Polarized Emission from Interstellar Dust
利用远红外（FIR）和亚毫米波（SMM）偏振辐射观测研究了星际介质（ISM）致密区域的磁场和尘埃颗粒。这些观测结果对分子云、恒星形成、晶粒排列机制、晶粒大小、形状和成分的模型提出了限制。FIR/SMM偏振强烈依赖于波长。我们将这种波长依赖性归因于在不同温度下对不同的颗粒群进行采样。到目前为止，大多数偏振发射观测都是在ISM的密集区。将这些观测扩展到漫ISM区域和微波频率，将提供对晶粒和排列模型的额外测试。了解尘埃的偏振微波辐射是精确测量宇宙微波背景偏振的关键。微波偏振谱将限制自旋尘埃和振动磁性尘埃对偏振辐射的贡献。
2006-09-01 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds III. Submillimeter Polarimetry of Intermediate Mass Cores and Filaments in Orion B
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热阵列的成像偏振计，我们探测到了猎户座B分子云中三个恒星形成核心系统：NGC 2071，NGC 2024和LBS 23N（HH 24）的尘埃在850微米处的偏振热辐射。极化模式并不表示由单个场方向主导的磁场的预期极化模式，并且所有极化模式都表现出朝向最高强度峰值的极化百分比减小。NGC 2024具有最有组织的偏振模式，其中心始终沿着7个远红外源的链的长度。我们已经模拟了NGC 2024使用螺旋场的几何形状线程弯曲的灯丝，也作为一个磁场扫过的电离前沿的扩大HII区。在后一种情况下，场被密集脊弯曲，这解释了偏振模式和朝向北芯FIR 1至FIR 4的视线场强度的现有测量。NGC 2071内部的净磁场方向垂直于该区域的主导外流。尽管有证据表明，线污染存在于850微米的连续性，偏振水平的测量表明，偏振的排放占主导地位的灰尘。
2002-01-21 astro-ph
Irregular Magnetic Fields and the Far-Infrared Polarimetry of Dust Emission from Interstellar Clouds
模拟了不规则磁场作用下星际云中尘埃颗粒的远红外和亚毫米波段偏振热辐射。我们发现，静态云和恒星形成区域的偏振特性是一致的Kolmogorov样的湍流磁场的大小可比的均匀组成部分的磁场。如果光束尺寸远小于场的相关长度$L_{\rm corr}$，则当穿过云的相关长度$N_{\rm corr}$的数量超过几十个时，计算出的偏振百分比$p$减小到渐近值。对于$N_{\rm corr}$的这些值，位置角$σ_α$的分散仍然是可感知的-减小到仅约$20^{\circ}$。然而，当考虑到望远镜光束的有限尺寸时，由于对光束进行平均，所以在较小的相关长度（较小的$N_{\rm corr}$）下达到$p$的渐近值; $σ_α$变得小得多，并且与观测数据一致。由于云的厚度和光束的有限尺寸的组合效应的偏振特性的平滑可以描述为一个单一的变量，我们指定为广义相关长度的数量。此外，我们研究了各种因素，可能有助于减少线性偏振百分比与增加强度，观察到在亚毫米和远红外波长在许多，但不是所有的，乌云（“偏振孔”效应）。
2004-07-23 astro-ph
Interstellar Scintillation of the Polarized Flux Density in Quasar, PKS 0405-385
对1996年观测到的PKS 0405-385类星体的射电通量密度和偏振的显著快速变化进行了相关分析，并由此导出了特征时间尺度和振幅。这些变化被解释为星际的扰动。厘米波长的观测是在弱闪烁制度的各种自相关和交叉相关的斯托克斯参数的模型推导和拟合的观测。这些都很好地模拟了星际闪烁（ISS）的30 × 22微作为源，约180度旋转的偏振角沿其长尺寸。这一成功解释了显着的日内变化（IDV）的偏振证实，国际空间站引起的IDV在这个类星体。然而，根据电离星际介质的标准模型（IISM），这种拟合要求发生在离地球更近的地方。在3-30秒差距的距离范围内的散射需要解释的意见。相关的源模型有一个峰值亮度温度接近2.0 10^{13}K，这是约25倍小于以前推导出的这个源。这就降低了相对论性喷流中隐含的多普勒因子，推测其应负责10-20，高，但刚好与活动星系核（AGN）中多普勒因子的厘米波长VLBI估计相一致。
2002-08-15 astro-ph
Excitation of Interstellar Molecules by Near Infrared PAH Photons
我们已经开发了一个小分子的激发模型，包括辐射泵浦尘埃光子从近红外到亚毫米波长。这个模型适用于在银河系恒星形成区和星暴星系明亮的光解离区域内的分子。在这样的环境中，由多环芳烃分子（PAH）或小碳颗粒（5微米<λ < 20微米）发射的近红外光子能够穿透分子区域并以激发振动状态泵送分子。退激级联中的远红外和亚毫米波跃迁强烈地受到这个过程的影响。它们的强度可以提高几个数量级。我们已将此模型应用于H2O和NH3，邻位和对位物种。FIR旋转线的行为相对于气体密度和分子柱密度的强烈修改相比，纯碰撞模型。在中等密度（nH 2 < 10^5 cm-3）下，辐射泵浦主导了旋转梯的激发，FIR线是分子柱密度的良好探针。预测出现在H2O的6至7微米之间和NH3的10至12微米之间的近红外吸收和发射线也可用于此目的。关于ortho-H2O，nu 2 6.18微米跃迁的准共振泵浦由6.2微米PAH带的光子发生。预期在6.64微米处有强的去激发发射线。
1997-01-27 astro-ph
Submillimeter Array Observations of Disks in the SR 24 Multiple Star System
我们提出了高分辨率的孔径合成图像从亚毫米阵列的225 GHz（1.3毫米）的连续和CO J=2-1线发射从磁盘周围的组件的分层三重系统SR 24，位于蛇夫座恒星形成区域。其中距离最远的是SR 24 S（投影半长轴为832天文单位），它的星周盘具有金牛座T星周围的典型特征。SR 24 N（投影半长轴为32天文单位）在连续谱中未被探测到，但有很强的CO发射，可能起源于一个有中心间隙的环双星盘。这些数据将SR 24 N系统中的总盘质量限定为< 10^-3 M_sun，并表明CO在尘埃颗粒上的消耗不超过星际介质中平均值的100倍。SR 24 N盘的不寻常之处在于它只在线发射中被检测到。在单碟连续巡天中，双星和单星周围的其他低质量盘可能被遗漏了。
2004-11-05 astro-ph
The Infrared Spectral Energy Distribution of Normal Star-Forming Galaxies: Calibration at Far-Infrared and Submillimeter Wavelengths
新的远红外和亚毫米数据被用来固化和延长到长波长的正常恒星形成星系的红外光谱能量分布（SED）的经验校准。正如Dale等人（2001）所发现的那样，一个单一的参数族，以f_nu（60微米）/f_nu（100微米）为特征，足以描述IRAS和ISO观测到的正常星系光谱能量分布的范围，从3到100微米。然而，与较小的f_nu（60微米）/f_nu（100微米）或较弱的全球星际辐射场的数据相比，基于第一代模型在较长波长（122至850微米）下的预测越来越过于明亮。在对这些模型中的远红外/亚毫米尘埃发射率作为辐射场强度的函数进行稍微修改以更好地匹配长波长数据之后，提出了一套波长从3微米到20厘米的SED。相关应用的结果也进行了讨论，包括基于亚毫米的光度红移指标，红外能量预算和简单的公式，用于恢复热红外光度，和星系中的尘埃质量估计。关于后者，由于星系红外SED不能很好地用单一黑体曲线描述，通常估计尘埃质量的方法可能严重不足。本文提出的改进模型用于提供更准确的红外光度和尘埃质量之间的关系。
2002-05-06 astro-ph
On Predicting the Polarization of Low Frequency Emission by Diffuse Interstellar Dust
当前和下一代的几个宇宙微波背景（CMB）实验具有偏振测量能力，有望增加精确宇宙学的精细度。银河系的污染前景之一是尘埃的热辐射。由于光学星际偏振是常见的，从差异消光对齐的非球面尘埃颗粒，预计这些颗粒的热辐射将被偏振。事实上，在银河平面和黑暗的（分子）云中，红外和亚毫米波段的尘埃辐射已经被测量为偏振的。看起来，与CMB实验更相关的微弱弥散卷云发射也可能被极化。我们讨论如何以及该组件的偏振量可以预测，利用已知的光学（红外和紫外）星际偏振和消光。也可以对尘埃相关异常微波发射的载流子的取向进行一些约束。
2006-06-18 astro-ph
Near-Infrared Imaging Polarimetry of M42: Aperture Polarimetry of Point-like Sources
我们利用宽视场（~8' \times 8'）$JHKs$波段偏振仪对M42中猎户座星云团（ONC）的500颗恒星进行了孔径偏振测量。大多数近红外（NIR）偏振是二向色的，偏振的位置角在全局和局部上与以前的远红外（FIR）和亚毫米观测一致，考虑到二向色吸收和发射之间的角度差为90 $^\circ $。这与NIR二向色偏振和FIR/亚毫米热偏振都跟踪OMC-1区域中的磁场的想法一致。从这些观测结果推断的磁场表明，在小于0.5 pc的尺度上，质心在IRc 2附近，存在一个箍缩。沙漏形的磁场图案解释的模型中，磁场线与收缩的气体一起被拖动，然后通过在一个磁盘中的旋转缠绕。IRc 2西北部的高偏振区域和亮条附近的低偏振区域在NIR和FIR/亚毫米数据中也很常见，尽管存在一些差异。我们还发现了约50种可能的高度偏振源，其偏振更可能是固有的而不是二向色的。它们的偏振效率（$P(H)/A(H)$）太大，不能用星际偏振来解释。其中包括10颗年轻的棕矮星，它们具有更高的偏振效率，这可能为年轻棕矮星周围的（未解决的）拱星结构提供几何证据。
2008-07-09 astro-ph
350 Micron Observations of Local Luminous Infrared Galaxies and the Temperature Dependence of the Emissivity Index
利用加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）10.4米望远镜上的亚毫米波高角分辨率照相机II（SHARC-II），对18个邻近的亮红外星系（LIRGs）进行了350微米的观测。结合我们的350微米通量测量与现有的远红外（far-IR）和亚毫米（submm）数据，我们拟合一个单一的温度模型的光谱能量分布（SED），并找到尘埃温度，发射率指数和远红外光度具有样本中值Td = 39.4+-7.9K，beta = 1.6+-0.3和log（Lfir/Lsolar）= 11.2+-0.6。对于本地LIRG样品，建立了经验的逆Td-β相关性，最好描述为Td = 9.86E9^（1/（4.63 + β）），我们认为这可以通过尘埃温度和颗粒发射率指数作为物理参数之间的内在相互依赖性以及星际介质（ISM）中颗粒性质的变化来解释。
2007-02-18 astro-ph
Submillimeter observations of IC 10: the dust properties and neutral carbon content of a low metallicity starburst
我们提出了亚毫米观测本星系群，金属贫乏，不规则矮星系IC 10，直接相关的原始星系中的星际介质和恒星形成活动之间的相互作用。利用JCMT观测到该星系中质量最大的巨分子云复合体IC 10-SE在492 GHz处的精细结构中性碳跃迁和12 CO和13 CO的转动J=3-2跃迁。我们发现，虽然这个天体的I（[CII]）/I（CO）比典型的银河系大4倍，但它的[C~I]与CO的强度比I（[CI]）/I（CO）~18与银河系相似（仅大50%左右）。[CII]/CO和[CI]/CO强度比与金属丰度的模型表明，如果C+和C主要由UV光解产生，则这两个比率应随着金属丰度的降低而急剧增加（从而减少UV屏蔽; Bolatto，Jackson和Ingalls 1999）。然后，这些数据表明，这些云中的一个重要部分C的不同来源，与光解无关。我们还利用SCUBA绘制了该地区850 μ m连续谱。采用这些数据结合KAO和IRAM测量，我们发现一个极低的发射率指数，b~0.5。我们的结论是，这个低指数是最有可能的小尘埃颗粒的破坏，所带来的紫外线辐射的渗透率增加，在低金属ISM。如果亚毫米波的低b值是贫金属系统的一般特性，那么对高z星系的毫米波和亚毫米波观测的解释应该被修正。
1999-11-01 astro-ph
Mid-Infrared Spectropolarimetric Constraints on the Core-Mantle Interstellar Dust Model
在硅酸盐核碳质有机地幔星际尘埃模型的框架中，大部分的视觉/近红外消光和整个偏振来自非球形和对齐的核幔颗粒。3.4微米C-H和9.7微米Si-O吸收特征，分别来自烃地幔和无定形硅酸盐核心，预计将被极化到适度不同的程度。在3.4微米区域和9.7微米区域对同一视线的分光偏振观测对于检验核幔尘埃模型具有重要价值。事实上，3.4微米的特征并没有沿着朝向银河系中心源IRS 7的视线偏振，这还不足以拒绝核幔模型，因为在9.7微米区域缺乏对该区域的分光偏振观测。
2002-04-23 astro-ph
Submillimeter dust emission of the M17 complex measured with PRONAOS
我们用法国亚毫米球载望远镜PRONAOS绘制了M17分子复合体内部和周围50' x 30'的区域，以便更好地了解宇宙尘埃的热发射和星际介质的结构。PRONAOS-SPM仪器的角分辨率约为3“，相当于在该复合体的距离上的2 pc大小，并且具有高达0.8 MJ/sr的高灵敏度。观测在四个宽的亚毫米波段进行，对应于200、260、360和580 μ m的有效波长。使用PRONAOS数据的一种改进的制图方法，我们映射M17复杂和微弱的凝聚附近的致密温暖的核心。我们得到的尘埃温度和光谱指数，这在很宽的范围内变化，从约10 K至100 K的温度和从约1至2.5的光谱指数的地图。我们发现，这些参数是相关的，冷地区（10-20 K）的光谱指数约为2，而温暖的地区有一个光谱指数在1和1.5之间。我们讨论了这种效果的可能原因，我们提出了一个解释，涉及内在的变化的粮食性质。事实上，将观测到的光谱与光谱指数等于2的两个尘埃成分相匹配，会导致非常大且不太可能的冷尘埃。我们也给估计的列密度和质量的研究团块。三个冷团（14-17 K）可能是重力不稳定的。
2002-06-19 astro-ph
Polarized Microwave Radiation from Dust
对10-90 GHz宇宙微波背景辐射的观测表明，一个与星际尘埃12 \mum、60 \mum和100 \mum辐射有很好相关的异常前景分量。由于最近对WHAM Hα图与特内里费岛10和15 GHz图的互相关分析支持了早期的结论，即发射不是由自由-自由辐射产生的，因此它的星际尘埃起源是唯一的怀疑。这种排放存在两种相互竞争的模型。目前比较受欢迎的是旋转尘埃模型，另一个是使用具有强磁响应的颗粒的模型。在旋转尘埃模型中，辐射来自于具有偶极矩的超小颗粒的快速旋转，而在另一个模型中，磁性颗粒由于磁偶极子的热振动而发射。这两个模型预测的发射是部分偏振的，这种发射可以严重干扰CMB偏振测量。我们讨论的观测签名，可用于区分，并最终过滤出的微波尘埃辐射的偏振分量。
2000-12-30 astro-ph
The Submillimeter Array Polarimeter
我们描述了亚毫米阵列（SMA）偏振计，偏振转换器和饲料复用器安装在SMA。偏振计使用窄带四分之一波片从线偏振SMA馈源产生圆偏振灵敏度。波片安装在计算机控制下的旋转台中，使得每个天线的极化旋向性可以快速选择。波片的定位被发现是高度可重复的，优于0.2度。虽然在任何时候都只检测到单个极化，但是通过沃尔什函数模式中的天线极化的协调切换，在每个基线上对左圆极化和右圆极化的所有四个互相关进行有效采样。最初的一组抗反射涂层石英和蓝宝石波片允许在345 GHz附近进行偏振测量;这些波片已被用于325和350 GHz之间的观测。每个天线的频率相关的交叉极化，主要是由于单元件波片的延迟相位随频率的变化，可以通过观察亮点源精确地测量。这样的测量表明，每个天线的交叉极化是百分之几或更小的和稳定的，符合预期的频率依赖性和非常小的对准误差。旋光仪现在可作为SMA的设施仪器供一般使用。
2008-07-14 astro-ph
Measuring interstellar magnetic fields by radio synchrotron emission
射电同步辐射及其偏振和法拉第旋转是研究星际磁场强度和结构的有力工具。总强度跟踪总磁场的强度和分布。由于湍流场的放大，附近星系中富含气体的旋臂和旋条中的总场强度为20-30 $μ$高斯，并且在动力学上很重要。在银河系中，太阳附近的总场强约为6 $μ$ G，而银河系中心附近的细丝中的总场强则为100 $μ$ G。--偏振强度测量具有优选取向的有序场，其可以是规则场或各向异性场。具有螺旋结构的有序场存在于大星系、棒星系、絮状星系甚至不规则星系中。最强的有序场位于臂间区域，有时在光学臂之间形成“磁旋臂”。晕场是X形的，可能是由于外流。--偏振矢量的法拉第旋转跟踪具有优选方向的相干规则场。在某些星系中，法拉第旋转揭示了大尺度的模式，这是发电机场的标志。然而，在大多数星系中，场具有复杂的结构，并与局部气体流相互作用。在银河系中，来自于恒星和背景源的漫射偏振射电辐射和偏振辐射的法拉第旋转显示出许多小尺度和大尺度的磁特征，但银河系的整体场结构仍在争论之中。
2008-12-29 astro-ph
Far Infrared and Submillimeter Emission from Galactic and Extragalactic Photo-Dissociation Regions
光解离区（PDR）模型的计算范围很广的物理条件，从那些适当的巨大的分子云照亮星际辐射场的条件所经历的拱星盘非常接近热的大质量恒星。这些模型使用最新的原子和分子数据值，最新的化学速率系数，以及最新的粮食光电加热速率，其中包括小颗粒和大分子的处理。此外，我们还研究了金属丰度和云消光对预测线强度的影响。本文给出的PDR模型的密度范围为n=10^1-10^7 cm^-3，入射远紫外辐射场范围为G_0=10^-0.5-10^6.5，金属丰度Z=1且为银河系局部值的0.1倍，PDR云的大小范围也是如此。我们提出了各种有用的PDR诊断的线强度和/或线比率图：[C II] 158微米，[O I] 63和145微米，[C I] 370和609微米，CO J=1-0，J=2-1，J=3-2，J=6-5和J=15-14，以及远红外连续谱的强度。这些图将有助于解释ISO、SOFIA、SWAS、FIRST和其他轨道和亚轨道平台观测到的银河系和河外远红外和亚毫米光谱。作为例子，我们将我们的结果应用到ISO和地面观测的M82，NGC 278，和大麦哲伦云。
1999-07-19 astro-ph
The Submillimeter Polarization of Sgr A*
我们报告的人马座A* 来自亚毫米波阵列和偏振仪的观测亚毫米波属性。我们发现，光谱的Sgr A* 之间的230和690 GHz的同时测量时略有减少，表明过渡到光学薄发射约300-400 GHz。我们还提出了非常敏感和良好的校准测量的偏振的Sgr A* 在230和345 GHz。有了这些数据，我们能够第一次表明，Sgr A* 的偏振在小时的时间尺度上变化，就像已经观察到的总强度一样。有一天晚上，我们发现了可能来自绕着黑洞旋转的极化“斑点”的变化。最后，我们使用观测的集合来确定旋转测度。这代表了第一次统计上显著的旋转测量确定，并且是唯一一次在不诉诸于比较在单独时期测量的位置角的情况下进行的旋转测量确定。我们发现自转测量值为（-5.6+/-0.7 x10 ^5 rad/m^2），在测量误差的水平上，没有证据表明日间时间尺度的变化。这种稳定性将吸积率的日间波动限制在8%以内。平均固有偏振位置角为167+/-7度，我们检测到31+18/-9度的变化。由于我们的数据的频率覆盖范围和灵敏度，这种固有偏振变化和可能的旋转测量波动的分离现在是可能的。如果磁场接近均分且有序，则可观测的旋转测量将吸积速率限制在2 × 10 ^{-7} Msun/yr到2 × 10 ^{-9} Msun/yr的范围内。
2006-07-27 astro-ph
654 GHz Continuum and C18O (6-5) Observations of G240.31+0.07 with the Submillimeter Array
我们报告了在223和654 GHz（460微米）的双波段观测超紧凑（UC）HII区域，G240.31 + 0.07，与亚毫米阵列。在1~（-5）× 0~（-8）束宽下，尘埃连续辐射被分解为两个团，其中A团与H_2O脉泽和UC HII区很好地重合。新发现的星团B位于星团A西南方约1 "3（~8.3 × 10^3天文单位）处，也与H2O脉泽有关，可能是一个较新的恒星形成地点。连续通量密度意味着不透明度光谱指数β = 1.5 +-0.3，这表明该值低于在星际介质和冷的大质量核心中发现的规范值2.0。热（~100 K）分子气体的存在是由两个H2CO线在223 GHz频带的亮度比。在C_（18）O（6 - 5）辐射中，两团的径向速度差为2.5 ± 0.4km/s。中心区域的总质量（星云和恒星）约为58 Msun，接近但不会远大于两个团块被引力束缚而产生双星旋转所需的最小质量。我们的连续数据并没有表明大量的物质与以前提出的来自大质量盘或包层的H2结有关。
2006-11-12 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. II. The Diffuse Interstellar Medium
本文提出了一个弥散星际介质中尘埃红外辐射的定量模型。该模型由无定形硅酸盐颗粒和碳质颗粒的混合物组成，每个颗粒具有宽的尺寸分布，从包含数十个原子的分子到直径> 1 μ m的大颗粒。我们假设碳质颗粒在非常小的尺寸下具有多环芳烃（PAH）样性质，并且在半径a > 50 A时具有石墨性质。在最近实验室研究的基础上，以天文观测为指导，我们提出了用于模拟从远紫外到远红外的中性和电离多环芳烃的“天文”吸收截面。我们还提出了修改“天文硅酸盐”的远红外发射率。我们计算的能量分布函数的小颗粒经历“温度尖峰”由于随机吸收的星光光子，使用现实的热容和光学性质。使用与所观察到的星际消光一致的粒度分布，我们能够再现漫射星际介质的近红外到亚毫米发射光谱，包括3.3、6.2、7.7、8.6和11.3 μ m处的PAH发射特征。该模型与观测到的排放在银河系高纬度地区，以及在银河系平面，COBE和IRTS测量。我们计算了由一系列星光强度加热的尘埃模型的红外发射光谱，并提供了尘埃不透明度的表格（可在http：//www.astro.princeton.edu/dustdraine/dust/dustmix.html上获得扩展表格）
2001-07-09 astro-ph
Probing the Magnetized Interstellar Medium Surrounding the Planetary Nebula Sh 2-216
我们目前的1420兆赫偏振图像的2.5 × 2.5度的区域周围的行星状星云（PN）Sh 2-216。这些图像来自加拿大银河平面调查（CGPS）。在Sh 2-216可见光盘的东北部显著地出现了一个低偏振强度的弧，这与PN和星际介质（ISM）之间光学识别的相互作用区域相一致。电弧包含结构变化下降到1弧分的分辨率极限在两个偏振强度和偏振角。沿着弧出现了几个偏振角“结”。通过比较节点中心的偏振角和Sh 2-216外的平均偏振角，我们估计通过节点的旋转测度（RM）为-43 +/- 10 rad/m^2。利用对RM的估计和对Sh 2-216壳层中电子密度的估计，我们推导出在5.0 +/- 2.0 microG的相互作用区域中的视线磁场。我们相信观测到的磁场更可能是星际磁场而不是恒星磁场，尽管我们不能完全排除后一种可能性。我们通过一个简单的模型来解释我们的观测，该模型描述了Sh 2-216周围的ISM磁场，并评论了旧PNe作为磁化ISM探针的潜在用途。
2008-06-09 astro-ph
The Galactic dust as a foreground to Cosmic Microwave Background maps
我们目前获得的结果与PRONAOS球载实验星际尘埃。特别是，发现亚毫米/毫米光谱指数在小尺度（3.5'分辨率）上大致在1和2.5之间变化。这可能对宇宙微波背景图中的成分分离有影响。
2003-08-06 astro-ph
Modelling Faraday Screens in the Interstellar Medium
银河系极化连续发射在1408，1660和1713兆赫对当地金牛座分子云复杂的地图与Effelsberg 100米望远镜。在分子云的边界处探测到偏振发射的极小值。除了高旋转措施和不寻常的光谱指数的偏振强度，这些功能是与分子气体。在较高的频率下，最小值变得不那么明显。我们通过在分子云的距离处放置磁离子法拉第屏来模拟多频率观测。在该模型中，法拉第旋转的背景发射增加到朝向这些屏幕的前景发射。所观察到的特性的系统变化是假设球对称通过屏幕的不同视线长度的结果。对于距离金牛座云140 pc的法拉第屏幕的物理尺寸是2 pc的数量级。在本文中，我们描述了一个这样的对象的数据校准和建模过程。我们找到了一个约为-29 rad/m^{2}的内禀旋转测度来模拟观测结果。指出了观测到的自转测度不同于物理的自转测度。来自H-α观测的进一步观测约束将热电子密度限制在小于0.8 cm^{-3}，我们得出结论，平行于视线的规则磁场强度超过20微高斯，以解释内禀旋转测量。
2004-03-05 astro-ph
The Variability of Polarized Radiation from Sgr A*
Sgr A* 在无线电和亚毫米波长上每小时的时间尺度上是可变的，显示了耀斑发射峰值之间的时间延迟以及毫米和亚毫米波长的线性偏振发射。为了确定这个可变源在射频的偏振特性，我们提出了VLA观测的Sgr A* 和报告的偏振发射的检测水平为0.77 \pm 0.01%和0.2 \pm 0.01%，分别在43和22 GHz。在22和43 GHz之间的时间平均偏振角的变化对应于RM为-2.5 \pm 0.6 x10^3 rad m{-2}且无相位缠绕（或\sim 5 x10^4 rad m ^2且有2π相位缠绕）。我们还注意到总偏振强度的上升和下降时间尺度为1.5 - 2小时。线性偏振发射度的光变曲线表明，在43 GHz的总强度的变化的相关性。在无线电和亚毫米波长的可用偏振数据表明，旋转措施随着频率的降低而降低。这种频率依赖性，以及观测到的耀斑事件期间偏振角的变化，可能是由与同步辐射发射斑点的膨胀相关的旋转测量的减少引起的。
2007-08-26 astro-ph
Interstellar Scintillations of Polarization of Compact Sources
我们论证了测量银河系星际摄动引起的偏振涨落可以用来研究致密射电源的辐射场结构。我们开发了一个数学形式主义，并证明它在一个简单的分析模型，其中通过源的偏振变化的规模是可比的源的大小。偏振辐射通量的预测调制幅度为~20% x（pi_s）x（m_sc），其中（pi_s）是源处辐射的特征偏振度，并且（m_sc）是由于散射引起的典型调制指数，即，（m_sc）<1。
1999-10-18 astro-ph
Models of Polarized and Variable Radio Emission for IDV Source 0917+624
我们检查的功率谱的IDV和显示的信息，这是通过小波分析的光变曲线的类星体0917+624。给出了11 cm处的总通量和偏振通量的结果。星际散射和本征模型都难以解释1天周期的变化。提出了时均排放的理论模型，为分析可能的变化提供了依据。
2000-11-23 astro-ph
Optical polarimetric observations of the microquasar LS 5039
我们首次对逃逸微类星体LS 5039进行了光学偏振观测。我们的研究结果揭示了大量（~5%）的偏振发射对这个二元系统的存在。通过结合偏振和光谱观测的一些恒星在该领域与现有的统计信息的银河系星际偏振的区域，我们已经估计和减去在这个方向上的星际偏振的贡献。结果，我们获得了物体约3%的本征偏振，远高于光学域中喷流发射的预期。我们认为这种偏振光是由伴星包层中的电子汤姆逊散射产生的。这使我们能够限制极化发射起源的区域的大小，以及估计散射电子密度和风速在这样的距离。
2004-08-11 astro-ph
Galactic Center Extinction: Evidence for Metallic Needles in the General Interstellar Medium
来自ISO银河系中心（GC）的中红外（IR）观测的消光曲线在~ 3至8微米区域表现出令人惊讶的平坦行为，与标准星际尘埃模型（由裸露的硅酸盐和石墨尘埃颗粒组成）预期的深度最小值相反。我们表明，这种灭绝很可能是由于金属针的存在下，在星际介质（ISM）对银河系中心。如果针状物仅对3 - 8微米的消光有贡献，则它们必须具有约8微米的长波长截止，因此典型的长度与半径之比为约600，小于Cas A中针状物确定的3000纵横比。它们均匀地分布在整个ISM中，只占ISM的一小部分质量，针与H的质量比为1 ~ 5 × 10 ^{-6}，相当于硅酸盐粉尘质量的0.14%。它们的总ISM丰度可以很容易地解释为SNe和O丰富的恒星流出的组合生产。目前尚不清楚GC灭绝定律的普遍性。局部2 - 5微米消光测量似乎与标准消光定律一致，表明ISM中针状物的非均匀分布。GC观测结果表明，尽管金属针状物的丰度低或分布不均匀，但在3 - 8微米波长范围内，金属针状物可能是不透明度的主要来源。然而，被驱逐到星系际介质中，它们的丰度太低，不足以引起宇宙源的任何变暗，它们的长度太短，不足以使它们成为亚毫米波辐射的重要来源。
2004-06-30 astro-ph
The Spitzer Gould Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift
我们报告发现附近，嵌入集群的年轻恒星的对象，相关的红外暗云，和4.5微米的冲击发射节检测到的流出在斯皮策/IRAC中红外成像的蛇-天鹰座裂谷作为斯皮策古尔德带遗产调查的一部分。我们还提出了径向速度测量的区域从分子线观测获得的亚毫米阵列（SMA），这表明集群是共同移动的巨蛇座主嵌入集群3度以北。因此，我们给它指定相同的距离，260 pc。这个新星团的核心被我们称为巨蛇座星系团（Serpens South），它由一个异常大的比例（77%）的原恒星组成，这些原恒星的平均表面密度高（>430 pc^-2），最近邻恒星间距中值短（3700 AU）。我们进行基本的集群结构表征使用最近邻表面密度映射的YSO和比较我们的研究结果与其他已知的集群与文献中提供的等效分析。
2007-12-19 astro-ph
Cirrus models for local and high z SCUBA galaxies
我们提出了一个模型的紫外到亚毫米辐射的恒星嵌入在一般的星际尘埃在星系（“红外卷云”组件）。这种辐射的特点是尘埃的光学深度相对较低，尘埃温度较低（< 30 K）。该模型结合了Bruzual & Charlot的恒星星族合成模型和Siebenmorgen & Krugel的尘埃模型，其中包括小颗粒/多环芳烃的影响。我们应用该模型来拟合光学亚毫米光谱能量分布（SED）的附近星系占主导地位的卷云发射，并发现我们的简单模型是相当足够的解释所观察到的SED。我们也，更有争议的是，适用于这个卷云模型的高红移源的SED检测空白领域的亚毫米波调查与SCUBA。令人惊讶的是，一个很好的拟合，发现许多这些来源，与典型的值为光学深度A_V和表面亮度的恒星辐射场psi是只有一个因素2-3高于附近的星系。这种增加是不合理的，因为在目前受欢迎的恒星形成历史模型中，尘埃光学厚度的预期演变。我们的结论是，解释的高Z SCUBA星系非常高度模糊的星爆的趋势可能是过早的，这些星系可能更紧密地联系在一起的光学选择高红移星系比以前假设的。
2003-04-30 astro-ph
