Quantitative Polarimetry: A Unified Model of Dust Grain Alignment by Magnetic Radiative Torques
由于星际颗粒排列而产生的光学星光和远红外热尘埃辐射的偏振，为研究从弥漫的星际介质到年轻恒星周围的吸积盘等各种天体物理环境中的磁场提供了一个强有力的窗口。精确的宇宙学研究需要精确的星系尘埃偏振模型，以便首次探测到宇宙微波背景（CMB）B模信号。只有当开发和测试了将颗粒排列效率与局部物理条件和灰尘性质联系起来的颗粒排列定量理论时，才能实现这样准确的模型。在本文中，我们回顾了成功的发展，这样一个定量的对齐理论，专注于一个统一的模型的晶粒排列的基础上的辐射扭矩和磁弛豫的尘埃颗粒与铁夹杂物。本文讨论了用统一排列模型解释普朗克和ALMA的最新观测结果的意义。
2017-04-06 astro-ph.GA
The alignment of interstellar dust grains: thermal flipping and the Davis-Greenstein mechanism
星际尘埃颗粒是非球形的，在某些环境中，部分沿着星际磁场的方向排列。已经提出了许多排列理论，所有这些理论都研究了晶粒的旋转动力学。1999年，Lazarian和Draine提出了热翻转的重要概念，其中内部弛豫过程导致晶粒体翻转，而其角动量保持不变。通过详细的数值模拟，我们研究了热翻转的作用，在相对缓慢的旋转期间，被称为“交叉”的特殊情况下的非均匀质量分布的球状晶粒的晶粒动力学。Lazarian和Draine提出，在交叉期间的快速翻转将导致“热捕获”，其中相对于颗粒体固定的系统扭矩将时间平均为零，延迟旋转到更大的旋转速度。我们发现，时间平均的系统扭矩是不为零的交叉过程中，热陷阱是不普遍的。作为一个应用程序，我们研究是否经典的戴维斯-格林斯坦对齐机制是可行的，居住在冷中性介质中的晶粒，缺乏超顺磁性夹杂物。我们发现，戴维斯-格林斯坦对齐是不妨碍热陷阱，但认为，它是，然而，太低效，产生负责光学和红外星光偏振的大颗粒的对齐。小颗粒的Davis-Greenstein排列可能有助于观察到的紫外偏振。这里开发的理论和计算工具也可以应用于分析通过辐射扭矩和旋转颗粒的破坏对齐。
2021-03-11 astro-ph.GA
Understanding polarized dust emission from $ρ$ Ophiuchi A in light of grain alignment and disruption by radiative torques
尘埃颗粒与环境磁场的排列产生了星光的偏振以及热尘埃发射。利用SOFIA/HAWC+偏振观测资料，发现在89 $μ$ m和154 $μ$ m处，由一颗B星协恒星所承载的蛇夫座$ρ$（Oph）A云的热尘埃辐射的部分偏振度随颗粒温度的升高而增加，当颗粒温度超过$\simeq$ 25-32 K时，部分偏振度降低。后者的趋势不同于流行的径向转矩（RAT）的取向理论，这意味着一个单调增加的极化分数与晶粒温度的预测。我们进行数值模拟的偏振尘埃排放的$ρ$ Oph-A云和计算的尘埃偏振度，同时考虑尘埃颗粒的排列和旋转中断的RAT。我们的模拟结果可以成功地再现观测数据的上升和下降趋势。此外，我们表明，只有硅酸盐颗粒或硅酸盐-碳颗粒的混合物在复合结构中的排列可以重现观测趋势，假设所有的尘埃颗粒遵循幂律尺寸分布。虽然我们的模型有一些简化和局限性，我们的研究结果表明，在$ρ$ Oph-A云的颗粒具有复合结构，和粒度分布比星际介质的标准尺寸分布有更陡的斜率。SOFIA/HAWC+数据与JCMT观测450 $μ$ m和850 $μ$ m相结合，将有助于测试基于颗粒排列和RAT破坏的拟议方案。
2021-01-22 astro-ph.GA
Alignment of Dust by Radiative Torque: Recent Developments
尘埃的辐射矩排列（RAT）已被证明是最有前途的机制，以解释各种天体物理环境中的对齐，从彗星大气层到吸积盘，分子云，弥漫的星际气体。我们讨论了一些主要的进展，其中包括，首先，制定的分析模型的RAT。该模型被证明是重现以及扭矩作用于实际的不规则的尘埃颗粒，并允许研究的参数空间的对齐发生与长轴垂直和平行的磁场。这样的研究导致了一个重要的结论，即没有任何顺磁弛豫，RAT对齐总是发生在长轴垂直于磁场的星际颗粒。我们表明，在某些情况下，气体轰击增加了对齐的程度，敲出晶粒的位置不完美的对齐时，晶粒旋转缓慢，更稳定的位置完美的对齐，其中晶粒旋转快。在风车扭矩方面，对Lazarian和Draine的晶粒翻转和热捕获模型进行了重要修订。然而，这些并没有改变非常小的晶粒（即小于约0.03微米的晶粒尺寸）应该边缘对齐的主要结论。最近的工作使RAT对齐的预测理论，这是准备定量建模的天体物理偏振。我们预测，微波辐射从黄道尘埃提出了一个重要的污染物，这应该包括在前景偏振模板。
2008-12-31 astro-ph.GA
Connecting the interstellar magnetic field at the heliosphere to the Loop I superbubble
本地星际磁场影响日光层和周围的星际云团（CLIC）。线偏振星光的测量提供了唯一的测试磁场穿过CLIC。CLIC磁场的极化测量显示了多个局部磁结构，其中一个与星际边界探测器（IBEX）发现的高能中性原子“带”中心追踪的磁场对齐。CLIC的整体运动之间的比较，通过当地标准的休息，磁场方向，几何中心的Loop I，和极化的尘埃桥从日光层向北极支线方向延伸都表明，CLIC的边缘区域的Loop I超级气泡的一部分。
2014-09-18 astro-ph.GA
Electromagnetic forces on a relativistic spacecraft in the interstellar medium
突破摄星计划所设想的相对论航天器类型将不可避免地通过与星际粒子和紫外光子的碰撞而带电。因此，星际磁场会使航天器的轨道发生偏转。我们计算了典型星际条件下的预期偏转。我们还发现，航天器的电荷分布是不对称的，产生一个电偶极矩。运动电偶极子与星际磁场的相互作用会产生一个大的力矩，使航天器绕垂直于运动方向的轴快速振荡，振荡周期为$\sim$ 0.5 hr.最后，我们讨论了航天器旋转的影响，并提出了几种方法来减轻它。
2017-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Electric dipole moments and disalignment of interstellar dust grains
星际颗粒相对于星际磁场排列的程度取决于排列机制和排列机制。几十年来，人们一直认为，排列不齐主要是由于颗粒与气相原子碰撞时受到的随机角脉冲造成的。最近，一种新的失准机制被认为是非常有效的晶粒，具有随时间变化的电偶极矩和漂移横跨磁场。我们提供了尺寸>约0.1微米的硅酸盐颗粒的失准时间的定量估计。这些似乎是短于由辐射扭矩对齐的时间尺度，除非晶粒包含超顺磁性夹杂物。
2009-11-19 astro-ph.GA
Variation of dust properties with cosmic time implied by radiative torque disruption
已知星系内的尘埃性质会由于局部气体密度的增加而从弥漫介质转变为致密云。然而，尘埃的性质是否会随着红移而改变的问题仍然难以捉摸。在本文中，使用的事实，即平均辐射强度的星际介质（ISM）的恒星形成星系的红移增加，我们表明，尘埃的属性应该改变，由于辐射扭矩的旋转中断的效率增加，一种效果命名为辐射扭矩中断（RATD）。我们首先表明，由于RATD，星际尘埃的大小分布随红移而变化，如尘埃颗粒在较高的$z$变得更小。我们模拟了消光曲线，发现随着红移的增加，曲线变得更陡。总消光与选择性消光之比$R_{V}$随红移而减小，并且对于具有复合结构的晶粒实现低的$R_{V}\sim 1.5-2.5$值。我们还发现，由于RATD的尘埃性质的变化与当地的气体密度，但这种变化是由辐射场的弥漫ISM。星际尘埃的RATD所暗示的$R_{V}$的低值可以再现对Ia型超新星（SNe Ia）和小麦哲伦云（SMC）的消光曲线与陡峭的远紫外线上升到高z星系观察到的异常尘埃消光。由于星际湍流和辐射强度的变化而引起的$R_{V}$的波动可能会解决使用SNe Ia测量哈勃常数的紧张局势。最后，我们讨论了高Z天体物理学的演变尘埃性质的影响。
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Imprints of the Neutral Interstellar Medium on Polarized Synchrotron Emission and Faraday Rotation
Stanford University（斯坦福大学）；University of South Carolina（南卡罗来纳大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Laboratoire de Physique de l’École normale supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, Observatoire de Paris（巴黎高等师范学院物理实验室，ENS，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，巴黎天文台）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所 - 阿切特里天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普勒天文学与天体物理研究所）
通过多频偏振射电观测，发现中性气体结构复杂的区域同步辐射去极化增强，且法拉第深度谱矩与中性气体结构相关，表明中性气体主导区对弥漫同步辐射和法拉第旋转有重要贡献。
2026-06-11 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): II. Testing the Radiative Torque Paradigm in Musca and OMC-1
本研究利用Planck与SOFIA/HAWC+尘埃偏振观测及DustPOL模型，在Musca和OMC-1中检验RAT-A与RAT-D，证明须同时考虑颗粒排列、破坏及磁场缠结去偏振。
2024-09-09 astro-ph.GA
Unveiling polarized emission from interstellar dust of the Large Magellanic Cloud with Planck
星际尘埃辐射的偏振是探测尘埃性质和磁场结构的有力手段。然而，对外部星系的研究受到前景尘埃贡献的阻碍。本研究的目的是分离的极化信号从大麦云（LMC）的银河系（MW），以构建一个广泛的领域，空间完整的地图使用普朗克353 GHz的数据尘埃偏振。为了估计前景偏振方向，我们使用HI谱线数据中的速度梯度，并通过与星光消光偏振进行比较来评估输出的性能。我们估计的前景强度使用尘埃的性质来自以前的普朗克数据，我们假设前景偏振是均匀的，等于平均的MW周围的星系。在前景去除之后，LMC中的天空平面磁场的几何形状倾向于遵循LMC中的原子气体的结构。这是沿着剑鱼座30恒星形成复合体的南部和东南部延伸的分子脊，以及沿着向小麦哲伦云延伸的更弥散的南部臂的情况。在西部的磁场和外臂之间也有一条直线。LMC中的中值偏振分数略低于MW中观察到的值，而偏振角色散函数和偏振分数之间的反相关性略大。总体而言，极化分数分布与MW中观察到的相似。
2022-11-29 astro-ph.GA
Alignment of irregular grains by radiative torques: efficiency study
我们研究了不规则晶粒系综的辐射力矩（RAT）的晶粒排列效率。颗粒被建模为集合体的扁长椭球体，变形为高斯随机椭球体，和他们的散射相互作用，使用数值精确的方法来解决。我们定义的分数的晶粒，既快速旋转，并表现出完美的对齐与晶粒长轴垂直的磁场。我们表明，对于典型的星际条件下，从RAT机制所产生的对齐程度是显着大于所产生的戴维斯-格林斯坦（DG）机制的基础上顺磁弛豫。我们量化的对齐的功效相关的因素，并表明它是相关的$q_\mathrm{max}$ -因素的分析模型（AMO）的RAT理论。我们的研究结果表明，RAT对齐可能是足够强大的，即使晶粒没有磁性夹杂物解释观察。
2021-04-26 astro-ph.GA
Diffuse microwave emission of the interstellar medium : intensity and polarization
随着观测宇宙微波背景的实验越来越多，人们对前景银河辐射的详细性质的兴趣也越来越高。特别是，重点正在转向极化微波发射，目标是探测来自原始引力波和膨胀的信号。本文综述了银河系微波波段的偏振和非偏振辐射：自由-自由辐射、同步辐射、热尘埃辐射和反常辐射。
2009-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Survey of the Polarized Emission from the Galactic Plane at 1420 MHz with Arcminute Angular Resolution
内容：对偏振辐射的观测是关于弥漫在银河系星际介质中的磁场的重要信息来源。尽管磁场在星际过程中的重要性是公认的，但我们对所有尺度上的磁场结构的了解是非常有限的。目的：本文介绍了一个广泛的调查极化银河系的发射在1.4 GHz，提供的数据与弧分分辨率和完整的覆盖范围内的所有结构，从最广泛的角尺度的分辨率极限，提供信息的磁离子介质在广泛的星际环境。方法：从DRAO综合望远镜，Effelsberg 100米望远镜，和DRAO 26米望远镜的数据已合并。角分辨率为~1“，测量范围从l = 66度到l = 175度，沿北银道面的范围为-3度< b < 5度，高纬度范围从l = 101度到l = 116度，直到b = 17.5度。这是第一次广泛的极化调查，目前孔径合成数据与单天线的数据相结合，并开发实现这种组合的技术进行了说明。结果如下：在1.4 GHz的扩展偏振发射的外观是由法拉第旋转沿传播路径，和扩散偏振的天空承担的总强度的天空没有什么相似之处。有广泛的去极化，所产生的矢量平均长的视线，从HII地区，并从扩散电离气体中看到的H-α图像。初步解释选定的偏振特征的尺度从秒差距（行星状星云Sh 2-216）到数百秒差距（superbubble GSH 166-01-17）到千秒差距（天鹅座X方向的偏振发射）。
2010-04-15 astro-ph.GA
Synthetic Modelling of Polarized Dust Emission in Intermediate-Mass YSOs: II: Effects of Radiative Torque Disruption on Dust Grains in Protostellar Jets/Outflows
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所（ICE），西班牙高等科学研究委员会）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）；AIM, CEA, CNRS, Université Paris-Saclay, Université Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（天体物理与分子研究所（AIM），法国原子能与替代能源委员会（CEA），法国国家科学研究中心（CNRS），巴黎萨克雷大学，巴黎第七大学，索邦巴黎城市）
该研究通过数值模拟发现，辐射力矩瓦解能摧毁中等质量原恒星喷流/外流中的聚合颗粒，部分阻止大颗粒迁移，但无法阻止复合颗粒，且对偏振性质影响有限。
2025-01-21 astro-ph.GA
Interstellar Grain Alignment - Observational Status
星际极化在光学/红外线早已被认为是由于不对称的尘埃颗粒对齐的磁场，并可能提供一个资源有效的方式来探测的拓扑结构和强度的磁场。然而，为了有信心地这样做，必须定量地理解对准机制的物理和可变性。在过去的15年里，我们在对这个问题的理论和观测理解方面都取得了重大进展。我在这里回顾了当前状态的观测约束的晶粒排列物理。虽然没有提出的三类晶粒排列理论：机械，顺磁弛豫和辐射排列力矩，可以被视为已被经验证实，前两个失败了一些关键的观测测试，而后者最近得到了具体的观测支持，现在必须被视为领先的候选人。
2012-08-21 astro-ph.GA
Charting the Interstellar Magnetic Field causing the Interstellar Boundary Explorer (IBEX) Ribbon of Energetic Neutral Atoms
日球层附近的星际磁场（ISMF）是太阳邻域的一个基本组成部分，只能用偏振光来研究。正在进行的一项对偏振星光的调查结果进行了分析，目的是将塑造日光层的星际磁场与星际空间中的邻近场联系起来。附近的ISMF的方向的新结果，利用偏振位置角的价值函数的基础上，确定几个磁组件。主要的星际磁场B_pol与方向L对齐，B= 36.2，49.0（+/-16.0）度，并且在IBEX带状ISMF方向的8度以内。追踪B_pol的恒星与不追踪B_pol的恒星具有相同的平均距离，但显示出较弱的偏振，这与偏振颗粒的柱密度较低相一致。偏振位置角方向的变化表明低水平的磁湍流。B_pol是在排除了追踪一个单独的磁结构的极化之后发现的，这个磁结构显然是由于星际尘埃在日光层周围偏转造成的。相对于LSR的局部星际云速度随着LSR速度与ISMF之间的角度而增加，表明局部星际物质的运动学是由ISMF有序的。偏振和颜色过剩的数据是一致的循环I延伸到太阳附近。极化与以前的研究结果一致，即在低列密度视线中更有效的晶粒排列。光学偏振和色过剩数据表明，在BICEP 2领域附近的星际尘埃的存在。色过量E（B-V）表示在BICEP 2场中的光学消光A_V约为0.59 mag，而偏振数据表明A_V大于0.09 mag。IBEX带状ISMF延伸到BICEP 2区域的边界。
2015-10-15 astro-ph.GA
Advanced Diagnostics for the Study of Linearly Polarized Emission. II: Application to Diffuse Interstellar Radio Synchrotron Emission
偏振辐射的诊断为我们提供了关于银河磁场和星际介质中湍流状态的有价值的信息，这些信息不能单独从同步辐射强度中获得。在论文I（Herron等人，2017 b）中，我们推导出了在$Q$-$U$平面中旋转和旋转不变的偏振诊断，类似于偏振梯度。在本文中，我们应用这些诊断模拟的理想磁流体动力学湍流，有一个范围内的声波和Alfvénic马赫数。我们为这些模拟生成斯托克斯$Q$和$U$的合成图像，对于湍流被均匀偏振发射从后面照亮的情况，以及偏振发射源自湍流体积内的情况。从这些模拟图像中，我们计算的偏振诊断文件I中得出的，对于不同的视线相对于平均磁场，并为一系列的频率。对于我们所有的模拟，我们发现，极化梯度是非常相似的广义极化梯度，并且都跟踪空间变化的情况下，发射起源于湍流体积内的磁离子介质，只要介质不是超音速。我们提出了一种方法来区分的情况下，从后面或在一个湍流，法拉第旋转介质的发射，和一种方法来部分映射的旋转测量的观察区域。我们还推测这些诊断的统计数据，可以让我们约束所观察到的湍流区域的物理特性。
2018-02-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Alignment of Irregular Grains by Mechanical Torques
我们研究了不规则尘埃颗粒的排列，由于通过周围气体的颗粒漂移的机械扭矩。我们首先计算了七种不规则形状的气体原子的镜面反射产生的机械力矩（MAT）：一种镜像对称形状，三种高度不规则形状（HIS），和三种弱不规则形状（WIS）。我们发现，具有镜像对称性的颗粒由于其镜像对称的几何形状而经历可以忽略的MAT。三种高度不规则的形状可以产生强MAT，其表现出一些通用特性作为辐射扭矩，而三种弱不规则的形状产生效率较低的MAT。然后，我们研究晶粒排列的MAT之间的不同角度的漂移速度和环境磁场，顺磁和超顺磁晶粒假设有效的内部弛豫。我们发现，对于HIS颗粒，MAT可以以与辐射力矩相同的方式对齐亚音速漂移颗粒，具有低J和高J吸引子。对于超音速漂移，MAT可以使具有低J和高J吸引子的晶粒对准，类似于通过各向异性辐射的辐射对准。我们还表明，MAT和磁性扭矩的共同作用，在晶粒与铁夹杂物可以导致完美的MAT对齐。我们的研究结果指出了MAT排列对Lazarian \& Hoang（2007 b）的分析模型预测的HIS颗粒的潜在重要性，尽管由于星际颗粒形状的不确定性，需要更多的理论和观测研究。我们概述了天体物理环境MAT对齐是潜在的重要。
2017-12-01 astro-ph.GA
Faraday tomography of the local interstellar medium with LOFAR: Galactic foregrounds towards IC342
新一代的低频射电望远镜，如低频阵列（LOFAR：一个平方公里阵列-低探路者），提供了我们通过低频偏振探测银河系磁性的能力的进步。扩散极化无线电发射和法拉第旋转的地图可以用来推断ISM中磁场的性质和跟踪结构。然而，到目前为止，很少有天空已经探测到高角度和法拉第深度分辨率。我们使用LOFAR在115-178 MHz的频率范围内以4弧分分辨率观察了以附近星系IC 342为中心的5x 5度区域，并进行了法拉第层析成像以检测由法拉第深度（不同的法拉第旋转量）分离的前景银河系偏振同步辐射。我们的法拉第深度立方体显示出丰富的极化结构，在150 MHz的极化发射高达30 K。我们检测到两个重叠的扩散偏振功能，明确分离的法拉第深度。在如此低的频率下，法拉第厚的结构将被强烈地去极化，无法解释观测结果，因此被拒绝。只有法拉第薄结构不会被强烈地去极化;产生这样的结构需要同步辐射率与每单位距离法拉第深度的比率的局部变化，这可能由几种物理现象引起，例如电离和中性气体区域之间的过渡。我们得出的结论是，所观察到的偏振辐射是法拉第薄，并提出该辐射起源于本地ISM中的两个中性云。我们已经对该视线的法拉第旋转进行了建模，并估计该方向的局部ISM的磁场的视线分量在-0.86和+0.12 μ G之间变化。我们建议，这可能是一个有用的方法映射磁场内的本地ISM。
2016-12-02 astro-ph.GA
Mapping the Interstellar Magnetic Field Around the Heliosphere with Polarized Starlight
被磁性排列的尘埃颗粒线性极化的星光提供了一个可行的星际磁场（ISMF）诊断。目前正在进行一项调查，利用在两个半球的八个天文台收集的数据绘制当地的ISMF。两种方法被用来获得磁结构：统计评估跟踪多个极化位置角的磁场方向，和最小二乘拟合，提供的偶极分量的磁场。我们发现，磁场在环日球层星际介质（CHM），它驱动风的星际气体和尘埃通过日光层，披覆在日球顶和影响偏振测量。我们发现了一个偏振带，可以用一个穿过日光层鼻和黄道两极的大圆来描述。带中的间隙出现在与IBEX发现的最高日鞘压力和Loop I超级气泡中心相一致的区域。最小二乘分析发现了一个磁偶极子分量的偏振带的轴朝向黄道两极。日球层周围的尘埃丝和流过日球层的温暖的氦微风沿着相同的磁场方向运动。沿极化带靠近日光层鼻的区域具有在15度视线内的磁场取向。IBEX带状区域的磁场方向在天空平面的40度范围内。几个空间相干的磁丝在15 pc以内。两个旅行者号探测器探测到的大多数低频无线电发射都遵循极化波段。偏振带的几何形状进行比较，本地星际云，鲸鱼座涟漪，BICEP 2低不透明度区域，冰立方IC59银河宇宙射线数据，卡西尼号的结果。
2018-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grain Alignment by Radiative Torques in Special Conditions and Implications
由于观测、理论和数值研究的重大进展，辐射力矩（RAT）在各种环境条件下（包括星际介质、致密分子云和吸积盘）的晶粒排列得到了广泛的研究。在本文中，我们探讨了对齐的RAT，并提供定量预测的尘埃偏振的天体物理环境，可以测试观测。我们首先考虑在当地的星际介质的晶粒排列和比较预测的线性偏振排列晶粒与最近的观测数据附近的恒星。然后，我们重新考虑的问题，在吸积盘的晶粒对准考虑到RAT的对准效率的依赖关系的各向异性方向的辐射场相对于磁场。此外，我们还研究了行星际介质中的颗粒排列，包括弥散黄道云和彗星彗，并计算了由排列的颗粒单次散射产生的散射光的圆偏振度（CP）。我们还讨论了一种新型的晶粒取向，即相对于环境电场的取向，而不是与磁场的取向。我们表明，这种类型的对齐可以让我们重现整个彗星彗发观察到的CP的系统功能。我们的研究结果表明，偏振黄道尘埃辐射可能是一个重要的偏振前景成分，这在宇宙微波背景实验中应谨慎对待。
2014-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
The radiative torque spin-up efficiency of ballistic dust grain aggregates
本文研究了弹道粉尘颗粒聚集体的辐射转矩自旋效率，发现标准参数化高估了最大角速度，提出了一种能更准确预测角速度的新参数化方法，并指出强辐射源仍可导致颗粒旋转破坏。
2024-12-20 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dust-polarization maps for local interstellar turbulence
我们表明，在多相星际介质中的磁流体动力学湍流的模拟产生的$E/B$比率与最近的$Planck$测量广泛的协议，从银河系尘埃的偏振发射。此外，$B$模式的光谱显示的尺度依赖性，这是一致的尺度范围内解决的模拟观察。模拟提供了一个机会，以了解物理起源的$E/B$的比例，和一个起点，更精细的模型，银河系的排放使用的当前和未来的CMB实验。
2018-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Grain Alignment: Role of Radiative Torques and Paramagnetic Relaxation
由排列的尘埃颗粒引起的极化为研究弥漫的星际介质和分子云中的磁场提供了一个独特的机会。来自星周区域、吸积盘和彗星大气层的极化也可能与排列的尘埃有关。为了可靠地追踪磁场，需要颗粒排列的定量理论。建立与观测相对应的理论是天体物理学长期存在的问题之一。最近这个问题已经成功地解决了，在这篇评论中，我们总结了一些最重要的理论进展，在理论上的晶粒排列的辐射扭矩（RAT），作用于现实的不规则尘埃颗粒。我们讨论了分析模型的RAT和方法，使RAT对齐更有效，例如，通过顺磁弛豫时，晶粒具有强磁响应的夹杂物。对于非常小的晶粒，RAT对齐是低效的，我们还讨论了顺磁弛豫和共振弛豫过程。我们提供了一个广泛的分析，晶粒排列理论的观测测试。
2016-06-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Physical Model of Dust Polarization by Radiative Torque Alignment and Disruption and Implications for Grain Internal Structures
尘埃极化取决于尘埃的物理和机械性质，以及当地环境的性质。为了了解尘埃偏振如何随颗粒的力学性质和当地环境而变化，在本文中，我们通过同时考虑颗粒排列和旋转破坏辐射扭矩（RAT）来模拟星光的波长依赖性偏振和对齐颗粒的偏振尘埃发射。我们探索了广泛的局部辐射场和晶粒的力学性能，其特征在于抗拉强度。我们发现随着辐射强度$U$的增加，由于小晶粒的排列增强，最大偏振和峰值波长向短波长移动。RATs的晶粒旋转破坏倾向于降低光的近红外偏振，但增加了由于大颗粒转化为较小的星光的紫外偏振。特别地，我们发现在$850~μ\rm m$处的亚毫米（submm）极化度（$P_{850}$）并不随辐射强度或晶粒温度（$T_{d}$）单调增加，而是依赖于晶粒材料的抗拉强度。我们的尘埃偏振的物理模型可以通过对恒星形成区域或附近恒星照射的分子云的观测来测试，这些区域的辐射强度高于平均星际辐射场。最后，我们比较了我们的预测的$P_{850}-T_{d}$与{ \it普朗克}数据的关系，发现观察到的减少$P_{850}$与$T_{d}$可以解释时，由RAT颗粒中断占，这表明星际颗粒不太可能有一个紧凑的结构，但可能是一个复合的。亚毫米波偏振随U（或$T_{d}$）的变化可以对宇宙尘埃的内部结构提供有价值的约束。
2019-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low frequency observations of linearly polarized structures in the interstellar medium near the south Galactic pole
我们利用默奇森宽场阵列（MWA）在154 MHz进行了深度极化观测，覆盖范围为625 ° ^2，中心位置为RA=0 h，Dec=-27 deg。在我们的深层观测中，灵敏度允许在长波长处首次对偏振结构进行带内、频率相关的分析。我们的分析表明，偏振结构是由本征发射为主，但也可能有一个前景法拉第屏幕组件。在这些波长处，MWA基线分布的紧凑性为大尺度结构提供了优异的快照灵敏度。观测结果对散射偏振辐射的灵敏度为5.9 mJ光束^-1，分辨率约为54“;对紧凑偏振源的灵敏度为2.3 mJ光束^-1，分辨率约为2.4”。灵敏度允许电离层法拉第旋转的影响，直接从扩散极化背景的空间和时间测量。我们的观测揭示了线性偏振的大尺度结构（范围为~1度-8度），在~2分钟的快照中可以清楚地检测到，这将在154 MHz下由最小基线长度>110 m的干涉仪检测不到。这些结构的亮度温度平均为4K，偏振强度在11 K处达到峰值。旋转测度综合显示，这些结构的法拉第深度范围为-2 rad m^-2至10 rad m^-2，其中大部分在~+1 rad m^-2处达到峰值。我们估计的距离为51+/-20秒差距的偏振发射的基础上测量的现场脉冲星J2330-2005。在我们的致密源巡天观测中，我们观测到四个河外线性偏振点源。基于已知的极化源人口在1.4 GHz和在154 MHz的非检测，我们估计从1.4 GHz到154 MHz的…
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
Statistical description of dust polarized emission from the diffuse interstellar medium -- A RWST approach
扩散磁化ISM和银河系前景的统计特征对CMB构成了一个重大挑战。为了解释它们的非高斯统计，我们需要一种数据分析方法，能够有效地量化跨尺度的统计耦合。这些信息被编码在数据中，但当使用传统工具时，如单点统计和功率谱，大部分信息都会丢失。小波散射变换（WST）是数据科学中引入的非高斯过程的低方差统计描述符，为实现这一目标开辟了道路。我们将WST应用于MHD湍流数值模拟计算的尘埃偏振热发射的无噪声地图。我们分析了归一化复斯托克斯映射和偏振分数和偏振角映射。WST产生几千个系数;其中一些系数测量给定尺度下信号的幅度，另一些则表征尺度和方向之间的耦合。方向的依赖性可以与减少WST（RWST），在以前的作品中介绍的角度模型。RWST提供了偏振图的统计描述，量化了它们在各向同性和各向异性贡献方面的多尺度特性。它使我们能够展示地图结构对平均磁场方向的依赖性，并量化数据的非高斯性。我们还使用RWST系数，辅以额外的约束，以生成具有类似统计数据的随机合成地图。它们与原始地图的一致性证明了RWST提供的统计描述的全面性。这项工作是在分析观测数据和建立CMB前景模型方面向前迈出的一步。我们还在https://github.com/bregaldo/pywst上发布了PyWST，这是一个用于执行WST/RWST分析的Python包。
2020-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
