Astro2020 Science White Paper: Magnetic Fields and Polarization in the Diffuse Interstellar Medium
磁场是星际介质（ISM）上最重要的力量之一，各向异性地调节着驱动星系演化的结构和恒星形成。最近对扩散气体和分子云的高动态范围观测揭示了星际结构与周围磁场之间的新联系。ISM形态学编码了丰富的物理信息，但破译它需要高分辨率的磁场测量：星光和尘埃发射的线性偏振，以及塞曼分裂。这些测量磁场的不同分量，至关重要的是，塞曼分裂是直接测量ISM中场强的唯一方法。我们主张使用吸收中的21厘米线对磁场强度进行统计上有意义的调查，以及使用发射中的21厘米线对结构形成和磁场强度之间的联系进行观测测试。最后，我们报告的偶然发现的线性偏振的21厘米线，这需要理论和观测的后续行动。
2019-03-18 astro-ph.GA
The Astrodust+PAH Model: A Unified Description of the Extinction, Emission, and Polarization from Dust in the Diffuse Interstellar Medium
本文提出 Astrodust+PAH 星际尘埃模型，用单一复合大颗粒材料与 PAH 纳米颗粒统一解释弥漫星际介质的消光、发射及偏振观测。
2023-06-06 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey. IV. Characterizing the magnetic field strength and turbulent dispersion using optical starlight polarization in the diffuse interstellar medium
本文利用 IPS-GI 光学星光偏振与 GASS 的 HI 分解，评估角色散函数在近邻弥漫 ISM 中的适用性，并测绘天空平面磁场、密度及湍流速度弥散。
2024-05-12 astro-ph.GA
Ultraviolet Spectropolarimetry with Polstar: Interstellar Medium Science
在紫外线到微波范围内的连续偏振是由于不对称的排列尘埃颗粒的二向色消光（或发射）。由于晶粒排列和散射物理，偏振的波长依赖性通常跟踪排列晶粒的尺寸。因此，紫外线偏振测量法提供了一种独特的探测最小尘埃颗粒（直径$<0.09μ$ m）、其矿物学和与环境的相互作用的方法。然而，目前星际紫外偏振的观测状况很差，探测的视线不到30条。随着现代的，定量的和良好的测试，星际颗粒排列的理论，现在可用的，我们有机会通过执行一个系统的研究银河系和附近星系的ISM中的紫外偏振的星际介质的理解。Polstar任务将提供执行这样一个计划所需的灵敏度和观测时间，解决尘埃成分作为大小和位置的函数，辐射和磁场特性以及揭示2175年灭绝特征的载体的问题。此外，Polstar还将使用高分辨率紫外线光谱仪，搜索和探测排列原子和离子的排列和极化--所谓的“基态排列”，这是一种在弥漫ISM中探测磁场的潜在强大的新探测器。
2021-12-10 astro-ph.GA
A Comparative Study of Dust Grain Polarisation Efficiencies in the Interstellar and Intracluster Mediums towards Anti-Center Galaxy
本文利用AIMPOL偏振数据及GMM和DBSCAN聚类算法，比较六个星团中星际介质与星系团内介质的尘埃偏振效率，发现弥散星际介质中的尘埃偏振效率高于年轻星团内介质。
2024-04-01 astro-ph.GA
Is there a left-handed magnetic field in the solar neighborhood? Exploring helical magnetic fields in the interstellar medium through dust polarization power spectra
全天空普朗克偏振数据揭示了星际介质（ISM）中尘埃辐射的E和B模功率谱的意外性质。尘埃总强度T与B模式之间的正互相关提出了有关影响尘埃极化的物理机制的新问题，例如银河磁场结构。这对于更好地理解ISM动力学和准确地描述银河系前景到宇宙微波背景（CMB）的极化都是关键。在这篇理论论文中，我们调查的可能性，所观察到的互相关性的尘埃偏振功率谱，特别是T和B之间，可以涉及到一个宇称奇数量的ISM，如磁螺旋度。我们产生合成尘埃极化数据，来自密度结构和螺旋磁场的三维分析玩具模型，与E和B模式的观测比较。针对观测到的T-B关联，我们提出了一种新的解释普朗克观测的基础上的大尺度螺旋分量的银河系磁场在太阳附近。我们的分析表明：I）磁螺旋度的符号不影响各向同性磁场配置的E和B模式; II）穿过星际细丝的螺旋磁场不能重现普朗克的结果; III）太阳附近的弱螺旋左手磁场结构可以解释普朗克数据中看到的T-B相关性。这项工作提出了一个新的视角来解释尘埃偏振功率谱，这有力地支持了在太阳附近的银河系磁场的大尺度结构的印记。
2018-11-27 astro-ph.GA
On the Shapes of Interstellar Grains: Modeling Extinction and Polarization by Spheroids and Continuous Distributions of Ellipsoids
本研究评估了三种椭球形状连续分布对星际尘埃形状的适用性，推导了 Rayleigh 极限下的消光与偏振截面，并提出利用观测吸收截面合成介电函数以预测偏振波长依赖性，从而约束尘埃形状的方法。
2021-01-18 astro-ph.GA
Formation of complex organic molecules on interstellar CO ices? Insights from computational chemistry simulations
本研究通过量子化学与动力学计算，探究富CO冰上乙烯酮与氢、OH及NH₂的反应，发现氢加成生成乙酰基是最优路径，明确了星际复杂有机分子的可行合成途径，为相关天体物理观测提供理论参考。
2023-05-25 astro-ph.GA physics.chem-ph
Polarization Gradient Study of Interstellar Medium Turbulence Using The Canadian Galactic Plane Survey
我们利用加拿大银道面巡天（CGPS）的复射电极化矢量的空间梯度研究了星际介质中的磁离子湍流。CGPS数据覆盖1300平方度，在${53^{\circ}}\leq{\ell}\leq{192^{\circ}}$、${-3^{\circ}}\leq{b}\leq{5^{\circ}}$范围内，${b}={17.5^{\circ}}$的扩展在${101^{\circ}}\leq{\ell}\leq{116^{\circ}}$范围内，角分分辨率为1420 MHz。以前的研究发现偏振梯度的偏度和峰度与湍流的马赫数之间存在相关性，或者假设这种相关性来推断所观察到的湍流区域的马赫数。我们提出了整个CGPS数据集的极化梯度图像，并分析这些图像的依赖角分辨率。极化梯度是丝状的，这些细丝的长度在银河系反中心最大，在银河系内部最小。这可能意味着小尺度湍流在银河系内部更强，或者我们在低银河系中观察到更遥远的特征。对于每一个分辨率的研究，偏度的偏振梯度的影响，明亮的偏振梯度区域，这是不相关的湍流所揭示的偏振梯度的边缘。我们还发现，偏度的偏振梯度是敏感的盒子的大小来计算偏度，但不敏感的银河经度，这意味着偏度只探测盒子内的不均匀性的数量和幅度。我们的结论是偏度和峰度的极化梯度是不理想的统计探测自然磁离子湍流。
2016-12-13 astro-ph.GA
Herschel-SPIRE observations of the Polaris flare : structure of the diffuse interstellar medium at the sub-parsec scale
我们提出了一个功率谱分析的Herschel-SPIRE观测的北极星耀斑，高银河系纬度卷云中间的扩散和分子阶段。北极星耀斑的SPIRE图像第一次揭示了10平方度区域内弥漫的星际介质的结构，下降到0.01秒差距。这些特殊的观测突出了星际介质的高度分散和聚集结构，即使在地图的扩散区域也是如此。功率谱分析表明，星际介质的结构在30 ° ~ 8 °的所有尺度上都可用指数为-2.7 +-0.1的单一幂律来描述。尘埃发射的功率谱斜率在SPIRE角分辨率下是恒定的，这表明湍流的惯性范围延伸到0.01 pc尺度。功率谱分析还允许在亚弧分尺度上识别泊松分量，这与SPIRE波长下宇宙红外背景水平的预测一致。最后，比较SPIRE和IRAS 100微米数据的北极星耀斑清楚地评估了SPIRE的能力，在映射大面积的扩散发射。
2010-05-19 astro-ph.GA
Polarizing efficiency as a guide of grain growth and interstellar magnetic field properties
本文解释了17个天体（包括243颗恒星）的偏振效率$P_{\max}/E(B-V)$和最大偏振波长$λ_{\max}$之间的关系，这些天体被分为两组：“乌云”和“疏散星团“。根据参数$λ_{\max}$的分布，将对象分配给其中一个组。我们使用的模型的均匀硅酸盐和碳质球状颗粒的不完美的排列和随时间变化的尺寸分布。假设极化主要由尺寸为$r_{V} \ga r_{V,\rm cut}$的大硅酸盐颗粒产生。初始尺寸分布再现星际消光的平均曲线的模型不能解释观测到的几个暗云的$λ_{\max} \ga 0.65\,\mkm$值。根据Hirashita \& Voshchinnikov（2014）的模型，我们假设由于吸积和凝聚而改变了粒度分布。在包括了演化效应之后，$λ_{\max}$在时间尺度$\sim 20 (n_\mathrm{H}/10^3 \mathrm{cm}^{-3})^{-1}$ Myr上向更长的波长移动，其中$n_\mathrm{H}$是发生尘埃处理的分子云中的氢密度。当极化颗粒的尺寸增大时，比率$P_{\max}/E(B-V)$急剧下降。颗粒取向度和取向方向的变化对这一比值的影响不大。我们还发现，长形晶粒的纵横比并不影响显着的偏振效率。对于扁球形粒子，形状效应较强，但在大多数情况下，产生的极化曲线与观察到的极化曲线相比太窄。
2016-07-18 astro-ph.GA
Polarisation of submillimetre lines from interstellar medium
磁场在许多天体物理过程中起着重要的作用。然而，对于星际介质（ISM）中的磁场没有统一的诊断方法，每种磁示踪剂都有其局限性。任何新的检测方法都是有价值的。理论研究表明，亚毫米级精细结构谱线在紫外光激发下，由于原子的排列而发生偏振，这为探测星际磁场开辟了新的途径。我们将首次在模拟的三维ISM上进行合成观测，以证明亚毫米原子线偏振的可测量性。提供了不同来源（包括恒星形成区（SFR））预期的不同吸收和发射线的最大偏振。我们的结果表明，亚毫米原子线的极化是一个强大的磁示踪剂，并增加了亚毫米天文学的观测研究的重要价值。
2017-12-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Dust in the diffuse interstellar medium: Extinction, emission, linear and circular polarisation
我们提出了一个模型的弥漫星际尘埃，解释了所观察到的波长依赖性的消光，发射，线性和圆偏振的光。该模型是用少量参数建立的。它由无定形碳和硅酸盐颗粒的混合物组成，其尺寸从0.5到约500 nm的分子域。半径大于6nm的尘埃颗粒是球状体。球形尘埃颗粒在远红外线中的吸收截面比相同体积的球形颗粒大1.5 - 3倍。从亚毫米波观测中得出的质量估计，忽略了这一影响，也被高估了同样的数量。在存在磁场的情况下，球状体可以部分地对准并且使光偏振。我们发现，偏振光谱有助于确定否则，而不受约束的尘埃粒径分布的颗粒半径上限。包括随机加热的小颗粒石墨、硅酸盐和多环芳烃（PAH）。我们列出了各种环境中PAH发射带的参数。它们显示出与辐射场的硬度的趋势，这可以通过分子的电离状态或氢化覆盖来解释。对于每一个尘埃成分，其相对重量是指定的，因此绝对元素丰度不是直接输入参数。该模型面临着银河系的平均属性，这似乎代表了太阳附近的尘埃。然后将其应用于四个特定的视线，包括反射星云NGC2023。对于这些视线，我们提出了线性和圆形光谱偏振观测与FORS/VLT。使用扁长而不是扁圆的晶粒给出了一个更好的拟合所观察到的光谱，球状体的轴比通常是两个和对齐的硅酸盐是主要的贡献者的偏振。
2013-08-22 astro-ph.GA
High-accuracy estimation of magnetic field strength in the interstellar medium from dust polarization
尘埃极化是研究星际介质（ISM）磁场特性的有力工具。然而，它并没有提供对其强度的直接测量。不同的方法已经开发，采用偏振和光谱数据，以推断场强。最广泛应用的方法是由Davis（1951）、Mr.S. rasekhar & Fermi（1953）（DCF）、Hildebrand等人（2009）和Houde等人（2009）开发的。（2009）（HH 09）。它们依赖于各向同性湍流运动引发Alvfén波传播的假设。然而，观测表明，ISM中的湍流是各向异性的，非Alfvénic（可压缩）模式可能很重要。我们的目标是开发一种新的方法来估计ISM中的场强，其中包括可压缩模式，并且不与湍流的各向异性特性相矛盾。我们使用简单的能量参数，考虑到可压缩模式估计的磁场的强度。我们推导出以下方程：$B_{0}=\sqrt{2 πρ} δv /\sqrt{δθ}$，其中$ρ$是气体密度，$δv$是从发射线的扩展推导出的均方根速度，以及$δθ$是偏振角的色散。我们从3D MHD simulationsand合成观测我们评估我们的方法的准确性，通过比较真实的场强从我们的方程得到的估计。我们发现$17 \%$的平均相对偏差。我们的方法的精度不依赖于模拟模型的湍流特性。相比之下，DCF和HH 09系统地高估了场强。HH 09只对高音速马赫数的模拟产生精确的结果。
2021-02-04 astro-ph.GA
Turbulent Dynamo and Magnetic Fields in the Multiphase Interstellar Medium
针对星际介质多相结构中磁场差异未知的问题，研究通过数值模拟探究多相ISM对磁场的塑造作用，讨论其对星系偏振观测的启示，为理解星系演化中磁场的作用及利用下一代射电数据奠定基础。
2024-10-07 astro-ph.GA
Efficient Surface Formation Route of Interstellar Hydroxylamine through NO Hydrogenation II: the multilayer regime in interstellar relevant ices
羟胺（NH 2 OH）是太空复杂益生元物种的潜在前体之一。在这里，我们提出了一个详细的实验研究羟胺形成通过一氧化氮（NO）表面氢化天文相关条件。这项工作的目的是调查羟胺的形成效率在极性（富含水）和非极性（富含一氧化碳）星际冰类似物。研究了一个由最终产物（N2 O、NH 2 OH）和中间产物（HNO、NH 2 O等）组成的复杂反应网络。产品进行了讨论。主要结论是，羟胺的形成是通过一个快速和无障碍的机制发生，它被发现在一个富水的环境中，在较低的温度下，甚至更丰富地形成。在平行，我们实验验证了非形成羟胺UV光解NO冰在低温下，以及非检测NC-和NCO-键轴承物种UV处理后，NO在富含一氧化碳的冰。我们的结果被实施到一个天体化学反应模型，这表明，NH 2 OH是丰富的在暗分子云条件下的固相。一旦NH 2 OH从冰粒中解吸，它就可以形成更复杂的物质（例如，甘氨酸和β-丙氨酸）。
2017-05-25 astro-ph.GA
Magnetic Nanoparticles in the Interstellar Medium: Emission Spectrum and Polarization
在星际介质中存在铁磁或亚铁磁纳米粒子会引起微波和亚毫米波频率的磁偶极辐射。这些颗粒可以解释从一些低金属量星系（包括小麦哲伦星云）中观察到的强烈的毫米波长发射。我们将展示如何计算这种颗粒的吸收和散射截面，特别注意金属铁，磁铁矿Fe 3 O 4，和磁赤铁矿γ-Fe 2 O3，所有潜在的存在于星际介质。还估计了磁耗散的Davis-Greenstein对准率。我们确定的温度自由飞行的星光加热的磁性颗粒，我们计算的磁偶极子发射从自由飞行者和夹杂物的偏振。对于夹杂物，磁偶极辐射预计是正交极化相对于正常的电偶极辐射。最后，我们提出了自洽的金属铁，磁铁矿Fe 3 O 4和磁赤铁矿γ-Fe 2 O3的介电函数，使计算的吸收和散射截面从微波到X射线波长。
2012-06-09 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Studying the Intermittency of Magnetized Interstellar Medium by Synchrotron Polarization Intensity and its Gradient
School of Physics and Electronic Information, Guangxi Minzu University（广西民族大学物理与电子信息学院）；Department of Physics, Xiangtan University（湘潭大学物理系）；Key Laboratory of Stars and Interstellar Medium, Xiangtan University（湘潭大学恒星与星际介质重点实验室）
本文通过同步辐射偏振强度及其梯度研究磁化星际介质的间歇性，发现其受磁化与可压缩性调制，并依赖电子谱指数，SPG可识别精细三维分形结构，协同应用提高探测可靠性。
2026-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral Energy Distribution and Polarimetric Properties of Dust in the Interstellar Comet 3I/ATLAS
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
该研究结合新观测与多波段数据，构建星际彗星3I/ATLAS的SED，发现其尘埃反照率约0.04、粒径指数3.0-3.3，虽偏振异常但物理性质与太阳系彗星一致。
2026-10-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
Low-Mach-number turbulence in interstellar gas revealed by radio polarization gradients
银河系的星际介质是多相、磁化和湍流的。星际介质中的湍流产生了一个随机气体运动的全球级联，跨越的尺度从100秒差距到1000公里。星际湍流的基本参数，如音速马赫数（声速）一直难以确定，因为观测缺乏灵敏度和分辨率，无法直接对与湍流运动有关的小尺度结构进行成像。对银河系射电辐射中的线偏振和法拉第旋转的观测已经发现了不寻常的偏振结构，这些结构在总辐射强度或其他波长上通常没有对应物，其物理意义尚不清楚。在这里，我们报告的斯托克斯矢量（Q，U）的梯度，其中Q和U是描述辐射的偏振态的参数，提供了一个图像的磁化湍流在扩散电离气体，表现为一个复杂的连续网络的不连续性的气体密度和磁场。通过与模拟结果的比较，我们发现热电离介质中的湍流具有相对较低的音速马赫数，M_s <~ 2。极化梯度分析统计工具的发展将允许在广泛的条件下精确确定星际湍流中的马赫数、雷诺数和磁场强度。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
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
Automated Exploration of Radical-Molecule Chemistry: The Case of Oxirane + CH in the ISM
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）
研究通过自动化方法探索氧环烷与CH自由基反应的势能面，以确定主要产物及速率常数，揭示星际介质中产物丰度差异的动力学机制。
2025-10-27 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
Methanimine as a key precursor of imines in the interstellar medium: the case of propargylimine
针对最近检测到的炔丙亚胺分子提出了一种气相形成途径。类似于其他亚胺，例如氰基甲亚胺，将反应性自由基（在本例中为C $_2$ NH）加成至甲亚胺（CH $_2$ NH}）导致反应通道在星际介质的苛刻条件下也打开。在C $H_2$ NH + C $_2$ H反应中可形成三种可能的异构体：Z-和E-炔丙基亚胺（Z-，E-PGIM）以及N-乙炔基-甲亚胺（N-EMIM）。对于这两种PGIM物种，计算出的全局速率系数在20-300 K温度范围内几乎是恒定的，并且为2-3 $\times$ 10 $^{-10}$ cm $^3$分子$^{-1}$ s $^{-1}$的数量级，而对于N-EMIM的大约小两个数量级。假设两种异构体的破坏率相等，这些结果意味着PGIM的丰度比为[Z]/[E] $\sim$ 1.5，相对于观测数据，这只是略微低估了。
2020-10-22 astro-ph.GA physics.chem-ph physics.comp-ph
Detection of the cyanomidyl radical (HNCN): a new interstellar species with the NCN backbone
我们在这里报告的第一个检测在星际介质的氰尿基自由基（HNCN）。使用Yebes 40 m望远镜和IRAM 30 m望远镜，我们已经瞄准了HNCN向分子云G+0.693-0.027的$N$ =2 $-$ 1，4 $-$ 3，5 $-$ 4，6 $-$ 5和7 $-$ 6跃迁的双重峰。我们检测到HNCN的三条未混合谱线，它们是$N$ =6 $-$ 5的双峰和一条$N$ =4 $-$ 3跃迁谱线。此外，我们提出了一条线的$N$ =5 $-$ 4过渡部分混合从其他物种的排放。与数据最佳拟合的局部热力学平衡给出相对于H $_2$的（0.91 $\pm$ 0.05）$\times$ 10 $^{-10}$的分子丰度。在G+0.693-0.027的相对较低的丰度和它的高反应性表明HNCN可能是由气相化学产生的。我们的工作表明，这种高活性分子存在于星际空间中，因此它代表了具有NCN骨架的较大益生元分子的可能前体，如氰胺（NH $_2$ CN），碳二亚胺（HNCNH）和甲脒（NH $_2$ CHNH）。
2021-07-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
A new approach for the statistical denoising of Planck interstellar dust polarization data
尘埃辐射是宇宙微波背景（CMB）偏振的主要前景。它的统计特性必须从观测数据的分析中得出，因为可靠的成分分离所需的精度远远大于目前湍流磁化星际介质的物理模型所能达到的精度。这封信通过提出一种方法来实现这一目标，该方法从353 GHz的噪声普朗克偏振观测中检索尘埃发射的非高斯统计特性。提出了一种基于小波相位谐波（WPH）统计的统计去噪方法，该方法描述了非高斯随机场中的相干结构，并定义了数据的生成模型。该方法进行了验证模拟数据相结合的尘埃地图从磁流体动力学模拟和普朗克噪声地图。去噪图将真实功率谱向下再现到噪声功率比信号的功率大一个数量级的尺度。它仍然与真实发射高度相关，并恢复其一些非高斯特性。应用于普朗克数据，该方法提供了一种新的方法来建立一个生成模型的尘埃偏振，将其特征的尘埃排放的全部复杂性。我们还发布了PyWPH，一个公共Python包，用于对图像执行GPU加速的WPH分析。
2021-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Starlight-polarization-based tomography of the magnetized interstellar medium: PASIPHAE's line-of-sight inversion method
我们提出了第一个贝叶斯方法层析分解的平面的天空方向的磁场与使用恒星偏振和距离。这种独立的层析反演方法提出了一个重要的一步，在重建磁化星际介质（ISM）在3D尘埃区域。我们开发了一个模型，在该模型中，从磁化和尘埃ISM的偏振信号描述的薄层在不同的距离。我们的建模使得有可能推断的平均偏振（振幅和方向）引起的个别尘埃云和占的相干性引起的散射在一个通用的方式。我们提出了一个似然函数，明确占偏振和视差的不确定性。我们开发了一个框架，通过最大化的对数似然使用嵌套抽样方法重建磁化ISM。我们测试我们的贝叶斯反演方法的模拟数据考虑到现实的不确定性从盖亚和预期的光学偏振调查PASIPHAE根据目前计划的观测策略。我们表明，我们的方法是有效的恢复云的属性，只要云的背景恒星引起的偏振高于$\sim 0.1\%$的调查曝光时间和水平的系统不确定性。我们的方法不仅可以恢复平均偏振特性，而且还可以表征固有散射，从而创建新的方法来表征ISM湍流和磁场强度。最后，我们将我们的方法应用到现有的星光偏振数据集与已知的视线分解，证明与以前的结果和云属性的不确定性的改进量化协议。
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust as interstellar catalyst I. Quantifying the chemical desorption process
上下文星际介质中尘埃的存在对恒星形成区域的化学成分有着深远的影响。最近的观测表明，许多形成于尘埃上的物种正在填充气相，特别是在寒冷的环境中，紫外线和CR诱导的光子不占这样的过程。目的。本文的目的是了解和量化的过程中，释放固体物质到气相中，所谓的化学解吸过程，使一个明确的公式可以推导出，可以包括到天体化学模型。方法.我们收集了10多个反应体系的实验结果。对于每个反应，使用不同的基质，如氧化石墨和致密的无定形水冰。我们推导出一个公式来重现化学解吸过程的效率，它考虑了新形成的产品的能量均分，然后在表面上的经典反弹。在第二部分中，我们将这些结果扩展到天体物理条件。结果能量均分正确地描述了裸露表面上的化学脱附过程。在结冰的表面上，化学解吸过程的效率要低得多，仍然需要更好地描述与表面的相互作用。结论.我们表明，直接将固体物种转化为气相物种的机制是有效的许多反应。
2015-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of anionic C,N-bearing chains in the Interstellar medium via reactions of H$^{-}$ with HC$_x$N for odd-valued x from 1 to 7
我们研究了在星际介质（ISM）中H $^-$阴离子在气相中与氰基聚炔中性分子反应的相对效率，导致形成不同长度的阴离子C $_x$ N $^-$线性链和H $_2$。所有的反应都是没有障碍的，高度放热的反应，提供了一个化学路线，形成相同长度的阴离子链。对系列中所有奇数成员（x=1，3，5，7）相应的反应势能面（RPES）进行了量子计算.我们采用最小能量路径（MEP），以获得相关的过渡态（TS）的配置和使用变分过渡态（VTS）模型中的后者，以获得化学速率。结果表明，在100 K左右的典型温度下，x=3和x=5时存在一组明显较大的速率值，而CN $^-$和C $_7$ N $^-$的速率值较小.然而，在这些温度下，所有的速率都大于目前文献中对辐射电子附着（REA）速率的估计，从而表明在这些温度下，本化学路径相对于REA过程的重要性更大。我们的研究结果的物理原因进行了详细讨论，并与现有的观测结果。
2018-07-29 astro-ph.GA physics.chem-ph
Trajectories and Distribution of Interstellar Dust Grains in the Heliosphere
太阳风在周围的星际介质（ISM）中雕刻出一个气泡，称为日光层。带电的星际尘埃颗粒（ISDG）遇到日光层可能会转向周围的太阳风顶或穿透它取决于他们的荷质比。我们提出了新的计算轨迹的ISDG在日光层，尘埃密度分布的结果。我们包括最新的粮食收费计算使用一个现实的紫外线辐射场和完整的3-D磁流体动力学流体+动力学模型的日光层。模型中使用了两个不同的（恒定的）极性的太阳风磁场（SWMF），与颗粒轨迹计算分别为每个极性。a_gr ~ 0.01微米的小颗粒完全被排除在内日球层之外。大颗粒，a_gr ~ 1.0微米进入内太阳系，并在太阳引力的作用下集中在太阳附近。中等大小的颗粒的轨迹强烈依赖于SWMF极性。当磁场的磁北指向黄道北时，磁场会使颗粒散焦，导致日光层内部的密度较低，而相反极性的尘埃则集中在太阳附近。ISDG密度外的日光层推断，从应用模型的结果，在现场尘埃测量是不一致的本地ISM消耗数据的两个SWMF极性，但括号中。这一结果表明，需要包括在晶粒传播过程中的SWMF极性的时间变化。我们的研究结果提供了有价值的见解，解释现场尘埃观测从地球物理学。
2012-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A polarization census of bright pulsars using the Ultra-Wideband Receiver on the Parkes radio telescope
我们提出了高信噪比，全偏振脉冲轮廓40明亮，“慢”旋转（非回收）的卫星使用新的超宽带低频（UWL; 704-4032 MHz）接收器的帕克斯射电望远镜。我们获得了最新的和准确的星际介质参数对这些恒星（色散措施和法拉第旋转措施），并揭示了法拉第色散对PSR J 1721 -3532星际散射造成的。我们发现脉冲轮廓的一般趋势，包括降低分数线偏振和圆偏振度随频率的增加，与以前的研究一致，同时也揭示了新的功能和频率演变。这表明，可以得到的结果，使用UWL监测观测慢脉冲星，这是有价值的，以提高我们的理解脉冲星发射和干预星际介质。经校准的数据产品是公开的。
2021-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Tracing interstellar magnetic field using velocity gradient technique: Application to Atomic Hydrogen data
我们对MHD湍流理解的进步为开发探测磁场的新技术开辟了道路。在MHD湍流中，速度梯度被期望垂直于磁场，Gonsalvez-Casanova和Lazarian利用这一事实引入了一种利用速度质心梯度跟踪磁场的新技术。后者可以从光谱观测中获得。我们将该技术应用于GALFA HI测量数据，并将用我们的技术获得的磁场方向与用普朗克极化获得的磁场方向进行比较。我们发现这两种方式的磁场跟踪，这是显而易见的，通过视觉比较，并通过测量统计的磁场波动与极化数据和我们的技术。这表明，速度质心梯度可以提供一种可靠的方法来测量前景磁场波动，从而提供一种新的方法来分离前景和CMB极化信号。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
