First Observation of the Submillimeter Polarization Spectrum in a Translucent Molecular Cloud
来自排列尘埃的偏振辐射是ISM中研究磁性的重要工具，也是研究CMB偏振的麻烦污染物。在每一种情况下，要理解偏振信号的重要性，都需要对尘埃颗粒进行良好校准的物理模型。尽管在理论和观测方面取得了数十年的进展，但偏振尘埃模型在很大程度上仍然缺乏约束。在2012年的飞行中，球载望远镜BLASTPol同时获得了250、350和500微米的半透明分子云的宽带偏振图。将这些数据与普朗克850微米波段的偏振测量相结合，我们首次为这种类型的云产生了亚毫米偏振光谱。我们发现，偏振度在很大程度上是恒定的四个波段。这一结果引入了一个新的观察与潜在的ISM灰尘极化模型在以前无法访问的密度制度的经验约束。与Draine和Fraisse（2009）的模型相比，我们的结果不支持他们的两个模型，其中所有的极化都是由于对齐的硅酸盐颗粒引起的。通过创建一个简单的模型，在半透明的云偏振发射，我们验证了消光云内的偏振光谱形状相比，扩散ISM只有很小的影响。因此，我们期望测量的偏振光谱是一个有效的检查扩散ISM灰尘模型。所观察到的偏振光谱的一般平坦度提出了一个挑战的模型，其中温度和对准度是强烈相关的主要尘埃成分。
2017-07-10 astro-ph.GA
Comparing submillimeter polarized emission with near-infrared polarization of background stars for the Vela C molecular cloud
我们提出了一个大规模的组合近红外（近红外）星际偏振数据从背景星光偏振发射数据在亚毫米（亚毫米）波长的船帆座C分子云。近红外数据包括6700多个探测到的$2$和$20\,$ mag之间的可见光范围内和周围的云。亚毫米数据是由南极洲的大口径亚毫米偏振望远镜（BLASTPol）收集的。这是第一次直接结合近红外和亚毫米偏振数据的分子云，旨在测量“偏振效率比”（$R_{\mathrm{eff}}$），预计数量只取决于粮食固有的物理性质。它被定义为$p_{500}/(p_{I}/τ_{V})$，其中$p_{500}$和$p_{I}$分别是在$500\,μ$ m和$I$ -波段的偏振分数，并且$τ_{V}$是光学深度。为了确保相同的物质柱密度产生发射和消光的偏振，我们使用2 MASS，$Herschel$和$Planck$数据仔细选择了近背景恒星。此选择排除了被银河漫反射背景材质污染的对象以及位于前景中的对象。考虑到统计和系统的不确定性，我们估计了$2.4\pm0.8$的平均$R_{\mathrm{eff}}$值，当这种预测可用时，它可用于测试为分子云设计的尘埃颗粒模型的预测。$R_{\mathrm{eff}}$似乎是相对平坦的云深度的功能范围内的视觉探测。
2017-02-24 astro-ph.GA
A Submillimeter Polarization Analysis of Frosty Leo
我们提出了一个偏振调查的原行星状星云霜狮子座进行的亚毫米阵列。我们能够检测到，在低连续水平（峰值在14.4毫焦耳束$^{-1}$），边缘极化在$\sim2.6σ$。基于CO $J=3\rightarrow2$发射的分子谱线研究显示出68.1 Jy束$^{-1}$ km s $^{-1}$的峰值发射，并且在该CO谱线中的偏振检测也是边缘的，峰值在$\sim3.8σ$。因此，在这两种情况下，都无法使用电向量标测图（B场）准确追踪PPN内的磁场（B场）。实现不同的速度通道地图的空间运动学建模表明三个主要结构：一个扭曲的环面伴随着双极流出或射流与其轴和扁平的球形“帽”对齐。CO偏振段与我们的模型的比较表明，偏振发射可能出现在前两个组件。
2019-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Submillimeter polarization and variability of quasar PKS 1830-211
活动星系核的偏振被解释为磁场在发射和准直相对论射电喷流中的作用的路标。在这里，我们报告了一个清晰的偏振信号的ALMA观测引力透镜类星体PKS 1830-211在亚毫米波长（波段9，650 GHz）的检测。将差分偏振测量技术应用于类星体的两张紧凑透镜图像，我们估计一张透镜图像的分数偏振约为5%，而另一张图像几乎未偏振，这意味着偏振活动在几周的时间尺度上变化。随着额外的ALMA波段7和8（300-500 GHz之间）的伴随数据，我们约束几个$10^5$ rad m $^{-2}$的法拉第旋转。我们还观察到在波段9中一小时内通量密度变化约为10%。这项工作表明，差分分析可以提取高精度的信息（通量密度比和偏振）的校准问题，从解决来源在亚毫米域。
2018-10-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
First polarization study of the M87 jet and active galactic nuclei at submillimeter wavelengths with ALMA
本文利用ALMA在345 GHz对M87等射电强AGN进行首次亚毫米全偏振观测，发现高法拉第旋转量及M87喷流中的螺旋磁场结构，为EHT亚毫米VLBI成像提供关键校准约束。
2025-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Submillimeter Polarization Spectrum in the Vela C Molecular Cloud
船帆座C分子云的偏振图是在2012年气球载望远镜BLASTPol的飞行中在250、350和500微米处获得的。这些测量与普朗克850微米的数据结合使用，以研究该云的偏振分数的亚毫米光谱。光谱相对平坦，并没有像以前对其他分子云的测量所建议的那样在λ~ 350 μ m处表现出明显的最小值。光谱的形状并不强烈地依赖于尘埃的辐射环境，如由赫歇尔数据获得的柱密度或尘埃温度所量化的。在船帆座C观测到的偏振比与被星际辐射场均匀加热的多孔云团分子云模型一致。
2016-06-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
Submillimeter Polarization Spectrum of the Carina Nebula
船底座星云的线性偏振图是在2012年BLASTPol球载望远镜飞行期间在250、350和500 $μ$ m处获得的。这些测量与普朗克850 $μ$ m数据相结合，以产生一个亚毫米光谱的尘埃排放的偏振分数，平均超过云。该光谱平坦到$\pm$ 15%以内（相对于350 $μ$ m偏振分数）。特别是，没有证据表明在350 $μ$ m附近有一个明显的光谱最小值，这是以前对其他分子云的地面测量所提出的。船底座平坦偏振光谱的结果与最近发表的船帆座C分子云的BLASTPol测量结果一致，也与Bethell及其合作者发表的外部照明致密分子云模型一致。在船底座的光谱的形状并没有表现出任何依赖于尘埃的辐射环境，量化的普朗克导出的尘埃温度或尘埃光学厚度在353 GHz。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
Submillimeter polarization observation of the protoplanetary disk around HD 142527
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）在343 GHz频率上对HD 142527星周盘进行了偏振观测。光束尺寸为$0.51 " \times 0.44 "$，其对应于$\sim$ 71 $\times$ 62 AU的空间分辨率。偏振强度显示出一个环状结构，峰值位于东侧，偏振分数为$P= 3.26 \pm 0.02$ %，这与东北区域的连续发射峰值不同。偏振强度在连续峰处明显较弱，其中$P= 0.220 \pm 0.010$ %。在偏振强度主环内，偏振矢量主要沿径向分布，而在主环外的西北和东北区域，偏振矢量主要沿方位角分布。如果极化矢量表示磁场形态，则极化矢量指示主环上的环形磁场配置和外部的极向场。另一方面，偏振矢量的翻转是由热尘埃发射的自散射由于热辐射通量的方向的改变而预测的。因此，我们得出结论，热尘埃辐射的自散射在这个原行星盘中产生毫米波长的偏振中起着主要作用。此外，如果我们假设致密的球形尘埃颗粒，这就限制了最大颗粒尺寸约为150 ${\rm μm}$。
2016-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Submillimeter Observations of Magnetic Fields in Massive Star-forming Region W75N
研究利用 SMA 的 345 GHz 全偏振观测和 ADF 等方法，测得 W75N 致密核磁场 POS 分量为 0.8 ± 0.1 mG，并揭示引力坍缩与外向流对磁场形态的作用。
2023-07-12 astro-ph.GA
Linearly Polarized Millimeter and Submillimeter Continuum Emission of Sgr A* Constrained by ALMA
我们的目的是表征偏振连续发射特性，包括强度、偏振位置角和Sgr A* 在$\sim$ 100（3.0 mm）、$\sim$ 230（1.3 mm）、$\sim$ 345（0.87 mm）、$\sim$ 500（0.6 mm）和$\sim$ 700 GHz（0.43 mm）处的偏振百分比。根据阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）的观测结果，我们报告了Sgr A* 在上述频段的连续发射特性。利用ALMA单点观测和镶嵌观测资料测量了Sgr A* 的通量密度。我们对观测到的（XX-YY）/I强度比进行正弦拟合，以导出偏振位置角和偏振百分比。我们成功地检测到偏振连续辐射从所有观察到的频带。我们观察到$\sim$ 700 GHz处的Stokes I强度低于$\sim$ 500 GHz处的Stokes I强度，这表明$\gtrsim$ 500 GHz处的发射来自同步加速器发射光谱的光学薄部分。在我们的最高观测频率$\sim$ 700 GHz处，斯托克斯I强度和偏振位置角都可能随时间变化。然而，我们还没有检测到在$>$ 500 GHz的极化百分比的变化。$\sim$ 700 GHz处的极化百分比可能低于$\sim$ 500 GHz处的极化百分比。通过比较$\sim$ 500 GHz和$\sim$ 700 GHz观测值与低频段观测值，我们认为Sgr A* 的本征偏振位置角随时间变化。本文还报道了观测到…
2016-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The submillimeter spectrum of deuterated glycolaldehydes
乙醇醛是一种与糖有关的星际前生物分子，最近在两个恒星形成区域Sgr B2（N）和G31.41+0.31中被发现。这种新物种的发现增加了在星际介质（ISM）中检测到的复杂有机分子的列表，并为太空中存在的化学复杂性增加了另一个层次。此外，这种有机分子很重要，因为它与生命的起源直接相关。多年来，天文学家一直在努力了解ISM中这种高化学复杂性的起源。对氘化的研究可能会提供重要的线索。在此背景下，我们在实验室中测量了氘代乙醇醛同位素体的光谱：三个单氘代的（CH_2 OD-CHO，CHDOH-CHO和CH_2 OH-CDO）和一个二氘代衍生物（CHDOH-CDO）在基态振动状态。以前关于乙醇醛的D-同位素体的实验室工作被限制在低于26 GHz。我们使用了一个固态亚毫米波光谱仪在里尔与孤立线的精度优于30 kHz，以获得新的光谱数据之间的150和630 GHz，并采用ASFIT和SPCAT程序进行分析。我们测量了大约900个新的线为每个同位素体，并确定光谱参数。这允许在高达850 GHz的ALMA范围内进行准确预测。这种处理满足了第一次天体物理学研究的需要，为此我们提供了一套适当的预测。
2012-03-05 astro-ph.GA
880 $μ$m SMA polarization observations of the quasar 3C 286
几十年来，明亮的射电类星体3C 286一直被广泛认为是厘米波段最可靠的偏振校准器之一，因为它的偏振位置角不变，偏振百分比高。然而，近年来已经很清楚，3C 286的偏振位置角随着频率的增加而变化，从$λ\gtrsim 3$ cm处的~33 $^{\circ}$增加到$λ\approx 1$ mm处的~38 $^{\circ}$。随着当前和未来（亚）毫米望远镜的高灵敏度偏振观测的出现，了解3C 286在更高频率处的位置角对于校准至关重要。我们报告的第一个偏振观测3C 286在亚毫米波波长，采取在880 $μ$ m（340 GHz）的亚毫米波阵列。我们发现偏振位置角和百分比的$37.4 \pm 1.5^{\circ}$和$15.7 \pm 0.8$ %，分别与以前的测量在1毫米。
2016-09-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Submillimeter-wavelength Polarimetry of IRC+10216
本研究通过 SCUBA-2/POL-2 对 IRC+10216 进行 850 微米偏振观测，发现其星周包层磁场呈偶极子结构，并提出带电颗粒绕感应电场进动的新排列机制，统一解释光学至亚毫米波偏振。
2024-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rest-Frame Submillimeter Spectrum of High Redshift, Dusty, Star-Forming Galaxies from the SPT-SZ Survey
基于SPT-SZ巡天78个高红移尘埃恒星形成星系的ALMA观测，构建平均静止系亚毫米光谱，探测多种分子谱线，揭示尘埃温度对气体性质的影响，为研究遥远星系ISM和化学演化提供参考。
2023-01-03 astro-ph.GA
The Centimeter to Submillimeter Broad Band Radio Spectrum of the Central Compact Component in A Nearby Type-II Seyfert Galaxy NGC 1068
本文分析了NGC 1068的ALMA和VLA存档数据，研究了其中心区域的宽带射电连续谱，更新了模型参数，提出该光谱可能源于喷流底部、尘埃环和致密X射线冕的组合发射，并指出需下一代干涉仪观测来确认致密冕。
2023-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust Polarization in Four Protoplanetary Disks at 3 mm: Further Evidence of Multiple Origins
我们提出了四个II类原行星盘（DG Tau，哈罗6-13，RY Tau，和MWC 480）采取的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3毫米的偏振观测。观察到的偏振形态分为两个不同的类别：方位角偏振（DG Tau和哈罗6-13）和偏振平行于磁盘短轴（RY Tau和MWC 480）。在毫米和亚毫米波长的磁盘偏振机制负责目前正在辩论中。在这封信中，我们调查了两种机制能够产生偏振尘埃排放的磁盘：自散射和晶粒排列的辐射各向异性。DG Tau和Haro 6-13的偏振形态与辐射对准的预期大致一致（尽管辐射对准仍然不能解释这些圆盘中看到的所有特征），而RY Tau和MWC 480与自散射更一致。极化形态的这种变化可能提供了来源之间尘埃颗粒大小差异的证据。
2021-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An 86-GHz search for Pulsars in the Galactic Center with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array
我们报告的第一个脉冲星和瞬态调查的银河系中心（GC）与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。这些观测是在2017年和2018年的全球毫米波VLBI阵列活动期间进行的。我们进行搜索，使用时间序列的总强度和其他偏振分量的形式斯托克斯参数。我们将加速度及其导数纳入脉冲星搜索，并在整个观测的部分进行搜索，以补偿脉冲星的潜在轨道运动。虽然没有发现新的脉冲星，但我们的观测首次获得了GC磁星PSR J1745-2900在毫米波长处的偏振剖面，其结果几乎是100%线性偏振的。此外，我们估计调查的灵敏度放置的系统和红噪声，并评估其能力，发现在轨道运动的恒星与Sgr A* 或二进制伴侣。我们表明，调查是敏感的，只有最明亮的脉冲星在已知的人口，和未来的观测与ALMA在波段-1将提供显着更深的调查灵敏度的GC脉冲星人口。
2021-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-Zeeman Circular Polarization of Molecular Rotational Spectral Lines
我们目前的测量圆偏振的旋转谱线的分子物种在猎户座KL，最值得注意的是12 CO（J=2 - 1），获得在加州理工学院亚毫米波天文台的四斯托克斯参数谱线偏振仪。我们发现的极化水平高达1至2%的一般情况下，为12 CO（J=2 - 1），这一水平是可比的线性极化也测量该线。我们提出了一个基于共振散射的物理模型，试图解释我们的观察。我们讨论了如何轻微的差异，散射振幅的辐射偏振平行和垂直于周围的磁场，负责的散射分子的排列，可以导致观察到的圆偏振。我们还表明，该效果是成比例的平方的天空分量的磁场的平面的大小，因此开辟了从塞曼不敏感分子的圆偏振测量测量这个参数的可能性。
2012-12-10 astro-ph.GA
Physical Modeling of Dust Polarization from Magnetically Enhanced Radiative Torque (MRAT) Alignment in Protostellar Cores with POLARIS
本研究扩展POLARIS代码，探究原恒星核中尘埃铁包裹体含量对颗粒排列及偏振的影响，发现二者正相关，为通过尘埃偏振测量约束尘埃铁丰度提供了新方法。
2022-12-11 astro-ph.GA
Mapping the Linearly Polarized Spectral Line Emission around the Evolved Star IRC+10216
我们目前的光谱偏振观测的几个分子线获得的亚毫米阵列（SMA）对富碳AGB星IRC+10216。我们探测到了CO 3-2、SiS 19-18和CS 7-6谱线的线偏振，并绘制了谱线图.偏振出现在距离恒星约450 AU的地方，相对于斯托克斯I发生蓝移。SiS 19-18的极化模式似乎与局部径向磁场配置一致。然而，CO 3-2和CS 7-6线极化表明包络内整体复杂的磁场形态。这项工作证明了使用光谱偏振观测进行层析成像的磁场在拱星信封的可行性。
2012-04-19 astro-ph.GA
Lupus I Observations from the 2010 Flight of the Balloon-borne Large Aperture Submillimeter Telescope for Polarimetry
用于偏振测量的机载大孔径亚毫米望远镜（BLASTPol）是通过在2003年、2005年和2006年飞行的BLAST实验中增加偏振测量能力而创建的。BLASTPol继承了BLAST的1.8 m主焦平面和Herschel/SPIRE传统焦平面，允许在250、350和500 μm同时观察。我们在2010年和2012年再次飞行了BLASTPol。这两次飞行都是在南极进行的。在这里，我们介绍了附近的天文学暗云狼疮我在2010年的飞行中获得的偏振。尽管受到损坏的光学元件的影响的限制，我们能够清楚地检测到度尺度上的亚毫米偏振。我们将得到的BLASTPol磁场图与通过光学偏振法制作的类似图进行比较（光学数据由J. Rizzo和合作者于1998年发表）。这两张地图部分重叠，而且相当一致。我们将这些磁场图与狼疮I中的灯丝方向进行比较，发现云中的主导灯丝大致垂直于大尺度磁场，而次级灯丝似乎平行于其附近的磁场。这与通过近红外偏振测量在Serpens南部观察到的情况相似，并且与F。Nakamura和Z.李
2013-07-22 astro-ph.GA
Submillimeter signatures from growing supermassive black holes before reionization
在红移值为$z\simeq7.5$时，质量达到$M_\bullet\sim10^9M_\odot$的超大质量黑洞的存在表明，它们的种子可能在再电离之前很久就在具有原始化学成分的环境介质中开始生长了。在最近的5亿年里，黑洞从$z\geq10$成长为$z\sim7$，其亮度与$10^{11}\hbox{--}10^{12}L_\odot$相当，累积光谱由热吸积盘的内禀连续谱、星云氢和氦谱线以及宿主晕气体的自由-自由连续谱组成。在这里，我们解决的问题，这样一个普通的频谱是否可以让我们跟踪这些不断增长的SMBH的演变。在我们的计算中，我们假设宿主星系的恒星群质量小于其中心黑洞的质量-所谓的肥胖黑洞星系。在这个模型中，我们表明，对于一个足够高的质量的气体在一个主机星系-不小于一个不断增长的黑洞的质量，在远红外线的累积光谱揭示了一个尖锐的过渡，从准黑体瑞利-金斯光谱的黑洞$\proptoλ^{-2}$到一个平坦的自由星云连续$λ^{0.118}$较长的波长限制。一旦光谱中的这种跃迁被解析，黑洞质量就可以被推断为在跃迁$λ_k$处观测到的波长和相应的光谱光度的组合。可能的可观测性，这种影响的光谱不断增长的高- $z$ SMBHs和确定其质量与即将到来的JWST和计划中的空间项目Spektr-M简要讨论。
2019-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extreme Starlight Polarization in a Region with Highly Polarized Dust Emission
正如普朗克所揭示的那样，银河尘埃的发射在意想不到的高水平上被极化。观测到的$\simeq 20\%$偏振分数的起源可以通过表征具有最大偏振尘埃发射的区域中的光学星光偏振的性质来确定。我们测量了22颗恒星的R波段线偏振，该区域的亚毫米偏振分数为$\simeq 20%$。还在B、V和I波段测量了6颗恒星的子集，以研究偏振的波长依赖性。我们发现，星光在相应的高水平上被偏振。通过多波段偏振测量，我们发现，高偏振分数是不太可能产生不寻常的灰尘属性，如增强晶粒排列。相反，有利的磁场几何形状是最可能的解释，并得到了磁场形态的观测探针的支持。观测到的星光偏振超过了经典的$\left[p_V/E\left(B-V\right)\right]_{\rm max} = 9$ %mag $^{-1}$的上限，并且至少高达13% mag $^{-1}$，这是从普朗克数据、星光偏振和红化测量的联合分析中推断出来的。因此，我们确认，尘埃颗粒在光学波长的内在偏振能力一直被低估。
2019-03-22 astro-ph.GA
Rotational spectroscopy of isotopic species of methyl mercaptan at millimeter and submillimeter wavelengths: CH$_3$$^{34}$SH
甲基硫（CH $_3$ SH）是星际介质、陆地环境和行星大气中重要的含硫物种。本研究的目的是提供最丰富的次要同位素CH $_3$ $^{34}$ SH精确的光谱参数，以支持在毫米和亚毫米波长的射电天文观测。CH $_3$ $^{34}$ SH的转动谱是由CH $_3$基团相对于$^{34}$ SH框架的大幅度内转动所复杂化的，在天然同位素丰度的49 $-$ 510 GHz和1.1 $-$ 1.5 THz频率范围内进行了研究。谱的分析被执行到第二激励扭转状态，并且用RAM 36程序对所获得的数据进行建模。实验精度内的拟合获得了RAM哈密顿模型，使用72个参数。基于这种拟合的预测被用来搜索CH $_3$ $^{34}$ SH与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对热分子核心Sgr B2（N2），但与其他物种的发射线混合，防止其在这个来源的坚定的识别。
2019-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
The complete far-infrared and submillimeter spectrum of the Class 0 protostar Serpens SMM1 obtained with Herschel. Characterizing UV-irradiated shocks heating and chemistry
我们提出了第一个完整的55-671微米光谱扫描的低质量0类原恒星（巨蛇座SMM 1）采取的PACS和SPIRE光谱仪上赫歇尔。已探测到145条以上的谱线，其中大部分是~（12）CO（J=4-3 ~ 42-41的全阶梯）、H_2O、OH、~（13）CO、HCN和HCO ~+的旋转激发谱线。还探测到明亮的[OI]63，145 μ m和较弱的[CII]158和[CI]370，609 μ m谱线。本文还首次讨论了从Spitzer档案中检索到的中红外光谱，它们显示出清晰的[NeII]，[FeII]，[SiII]和[SI]精细结构线以及较弱的H2S（1）和S（2）纯转动线。观测到的谱线亮度主要由CO（~54%）、H_2O（~22%）、[OI]（~12%）和OH（~9%）发射组成。非LTE辐射转移模型允许我们量化12 CO旋转阶梯所建议的3种不同温度分量（Tk（热）~800 K、Tk（暖）~375 K和Tk（冷）~150 K）的贡献。气体密度n（H2）~5x10^6 cm^-3需要重现观测到的由原恒星内部包层激波产生的远红外线，我们由此推导出了x（CO）~10^-4、x（H2O）~0.2x10^-5和x（OH）~10^-6的上限丰度。较低的能量submm 12 CO和H2O线显示更多的扩展发射，我们与冷夹带流出气体。快速解离J激波（v_s > 60 km s^-1）和低速非解离激波（v_s < …
2012-10-09 astro-ph.GA
Tomography of the environment of the COSMOS/AzTEC-3 submillimeter galaxy at z=5.3 revealed by Lyalpha and MUSE observations
我们研究了z=5.3的AzTEC 3亚毫米星系的原星系团成员。我们分析了MUSE仪器在AzTEC 3周围1.4x1.4弧分^[2]区域内的数据，并得出了Lya发射线的信息。利用zELDA辐射转移模型对不同区域的Lya剖面进行了比较，揭示了中性气体的分布和运动学特征。我们确定了10个Lya发射源，包括2个具有扩展发射的区域：一个嵌入AzTEC 3和LBG 3，一个位于SMG以北12 kpc的恒星形成星系，另一个朝向LBG-1，一个位于东南90 kpc的恒星形成星系。源似乎分布在一个细长的配置约70“的范围。源的数量证实了AzTEC 3周围的密度过高。对于AzTEC 3 + LBG 3系统，Lya发射出现红移，并且比[CII]线发射在空间上更扩展。类似地，Lya线光谱在速度上比LBG 1的[CII]更宽。在前一个光谱中，Lya发射被拉长到LBG 3的北部和AzTEC 3的南部，那里也有一个微弱的Lya发射星系。由于两个星系与AzTEC 3的相互作用，细长的结构可能类似于潮汐特征。此外，我们还发现了一个气体桥，揭示了AzTEC 3和LBG 3之间的Lya发射。对LBG 1的Lya发射嵌入了它的三个分量。HI运动学支持三个组件合并的想法。考虑到以前活动中CO和[CII]观测的可用性，以及我们的Lya信息，我们发现了AzTEC-3周围星暴驱动现象和相互作用的证据。超密度星系的恒星质量和与Az…
2022-02-08 astro-ph.GA
Submillimeter-wave spectroscopy of the CH$_3$O radical
本研究拓展了CH₃O自由基振动基态纯转动光谱的亚毫米波测量范围，结合新数据与文献数据通过有效哈密顿量拟合，显著提升了光谱参数精度，为实验室及星际介质中该自由基的搜寻提供可靠依据。
2024-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Resolving Giant Molecular Clouds in NGC 300: A First Look with the Submillimeter Array
我们提出了第一个高角分辨率的巨型分子云（GMC）在附近的螺旋星系NGC 300的观测的基础上，从亚毫米阵列（SMA）的研究。我们的目标是11个500 pc大小的活跃的恒星形成的星系内的CO（J=2-1）线在40 pc的空间和1公里/秒的光谱分辨率，并确定45个单独的GMC。我们描述了这些GMC的物理性质，发现它们与银河系盘和其他邻近旋涡星系中的GMC相似。例如，我们样品中的GMC质谱的斜率为1.80+/-0.07。12个云的空间分辨率由我们的观察，其中10维里质量估计，同意直接从CO综合强度的质量估计的两个因素内，这表明大多数这些GMC的约束。解决云显示一致性与拉森的基本关系之间的大小，线宽和质量在银河系中观察到的。我们发现线宽与尺寸的比例为Δ V ~ R^（0.52+/-0.20），子样本中的中值面密度为54 Msun/pc^（-2）。我们检测到13 CO在四个GMCs，发现平均12 CO/13 CO流量比为6.2。我们的干涉观测恢复了Faesi等人2014年APEX单碟CO观测的30%至100%的积分强度，表明存在低质量GMC和/或扩散气体，低于我们的灵敏度极限。回收的APEX发射的分数增加与SMA的总强度，以及与恒星形成率。
2016-04-26 astro-ph.GA
The Rest-Frame Submillimeter Spectrum of High-Redshift, Dusty, Star-Forming Galaxies
本文给出了250- 770 GHz的高红移尘埃星系的平均静止坐标系谱。这个光谱是由南极望远镜发现的22个这样的源的ALMA 3 mm光谱叠加而成，跨度为z=2.0-5.7。除了12 CO、[CI]和H2O的多个明亮光谱特征外，我们还探测到13 CO、HCN、HNC、HCO+和CN的几个微弱跃迁，并利用观测到的谱线强度来表征这些高红移星暴星系的星际介质的典型性质。我们发现这些天体的13 CO亮度与唯一一个观测到13 CO的z>2恒星形成星系的亮度相当。我们发现，高临界密度分子HCN、HNC、HCO+和CN的发射与T_kin ~ 55 K和n_H2 >~ 10^5.5 cm^-3的温暖致密介质一致。需要高分子氢密度来再现所观察到的线比，我们证明，纯粹的碰撞激发的替代品是不太可能显着的大部分这些系统。我们量化的平均发射从几个物种没有单独检测到的过渡，并发现发射氢化物CH和线性分子CCH的第一次在高红移，这表明这些分子可能是强大的探测器星际化学高红移系统。这些观测结果代表了在高红移恒星形成系统中，许多静止坐标系从0.4- 1.2 mm跃迁的分子物种的第一个限制，并且对于在完整的科学操作中有效利用ALMA将是非常宝贵的。
2014-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA Science Verification Data: Millimeter Continuum Polarimetry of the Bright Radio Quasar 3C 286
利用ALMA对致密陡谱射电类星体3C~286进行了1.3 mm波段的全偏振观测，这是在科学验证框架下首次获得的全偏振ALMA观测结果。在总强度图像中检测到一个明亮的核心和一个西南分量，类似于以前的厘米图像。还检测到朝向两个组件的偏振发射。核心的部分极化约为17\%，这高于厘米波长的部分极化，表明毫米射电核心中的磁场甚至比喷流下游更有序。在纤芯中观察到的偏振位置角（或EVPA）是$\sim$ 1、$39^{\circ}$，这证实了EVPA从厘米到毫米波长缓慢增加的趋势。借助于多频VLBI观测，我们认为这种EVPA变化与随频率变化的核心位置有关。我们还报告了一个偶然发现的亚mJy源的视野，这很可能是一个亚毫米星系。
2016-04-30 astro-ph.GA
Submillimeter spectroscopy of H$_2$C$^{17}$O and a revisit of the rotational spectra of H$_2$C$^{18}$O and H$_2$C$^{16}$O
使用天然同位素组成的样品在0.56和1.50 THz之间研究了甲醛同位素体H $_2$ C $^{17}$ O的转动光谱。此外，跃迁频率被确定为H $_2$ C $^{18}$ O和H $_2$ C $^{16}$ O之间的1.37和1.50太赫兹。将这些数据与严格评价的文献数据相结合，以获得改进的光谱参数集，其中包括$^{17}$ O或H核超精细结构参数。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
ALMA Dust Polarization Observations of Two Young Edge-on Protostellar Disks
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵在343 GHz连续谱中探测到两个近边对原恒星盘的偏振辐射，分辨率约为50 au（~ 0.12”）。一个圆盘位于HH 212（0类）原恒星系统中，另一个圆盘位于HH 111（早期I类）原恒星系统中。极化分数约为1%。HH 212的圆盘半径约为60 au。辐射主要从盘的近侧被检测到。偏振方向几乎垂直于盘主轴，与自散射或发射一致的颗粒对齐的极向场周围的外边缘的磁盘，因为光学深度效应和温度梯度;极向场的存在下，将有利于发射盘风，其中已经有初步的证据在同一来源。HH 111 VLA 1的圆盘具有更大的半径，约为220 au，因此分辨率更高。偏振方向在近侧几乎垂直于圆盘主轴，但在远侧更多地沿着主轴，在那里形成大约一半的椭圆图案。看来，环向和极向磁场可以解释极化的近端和远端的磁盘，分别。然而，偏振也可能是由于自散射。此外，尘埃颗粒的辐射通量排列可能在远侧发挥作用。我们的观察揭示了磁盘极化模式的多样性，应考虑在未来的建模工作。
2018-01-11 astro-ph.GA
Submillimeter H2O Maser in Circinus Galaxy - A New Probe for the Circumnuclear Region of Active Galactic Nuclei
利用阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵首次在321 GHz向Circinus星系中心（附近的2型Seyfert）过渡的区域探测到河外亚毫米波H2O脉泽。我们发现，多普勒特征的检测到的321 GHz的H2O脉泽跨越星系的系统速度中看到的光谱中的已知的22 GHz的H2O脉泽在星系。通过比较两个跃迁中脉泽特征的速度，可以推断出321 GHz脉泽发生在与22 GHz脉泽相似的区域中，其中22 GHz脉泽的亚秒差距尺度分布由早期的甚长基线干涉测量观测揭示。在~0”.66（~15 pc）的合成光束处，所探测到的脉泽特征仍然无法分辨，并且在很小的不确定度内与321 GHz连续谱峰相吻合。我们还提出了一个试探性的检测的最高速度功能（红移高达~635公里/秒）的星系。如果这个高速特征来自于这个星系中的开普勒旋转盘，那么它的半径约为0.018 pc（约1.2 x 10^5史瓦西半径），这可能是最接近中央引擎的分子物质。
2013-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiwavelength Observations of Sgr A*. II. 2019 July 21 and 26
本文报告了2019年7月Sgr A*多波段观测最后两天的结果，探测到跨电磁谱的多次耀斑，并通过绝热膨胀同步辐射热点模型成功拟合了X射线耀斑后的亚毫米通量下降及射电/亚毫米联合光变曲线，证实了同步辐射与绝热冷却过程在变星演化中的作用。
2024-06-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA observations of dust polarization and molecular line emission from the Class 0 protostellar source Serpens SMM1
我们提出了高角分辨率尘埃偏振和分子线观测进行了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对0级原恒星巨蛇座SMM 1。通过补充这些观测与新的偏振观测从亚毫米阵列（SMA）和档案数据从组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）和詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT），我们可以比较磁场方向在不同的空间尺度。我们发现大（~0.1 pc）尺度之间的磁场方向的重大变化-其中磁场是面向E-W，垂直于SMM 1嵌入的尘埃灯丝的主轴-和中间和小尺度探测CARMA（~1000 AU分辨率），SMA（~350 AU分辨率），和ALMA（~140 AU分辨率）。ALMA图显示，双极外流的红移波瓣正在塑造SMM 1中源东南侧的磁场;然而，在源的西北侧和其他地方，低速冲击可能导致观察到的混乱磁场模式。高空间分辨率的连续谱和谱线观测也揭示了SMM 1-b中的一个紧密（~130 AU）的原双星系统，其东部成分发射了一个极高速的单侧喷流，在CO（2-1）和SiO（5-4）中都可以看到;然而，喷流似乎没有塑造磁场。这些观察结果表明，随着ALMA的灵敏度和分辨率，我们现在可以开始理解反馈的作用（例如，在非常年轻的恒星形成源（如SMM 1）中，原始恒星流出）在塑造磁场方面发挥着作用。
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the Far-Infrared Polarization Spectrum of a High-Mass Star Forming Cloud
Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；Northwestern University（西北大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；SOFIA Science Center, NASA Ames Research Center（索菲亚科学中心，NASA艾姆斯研究中心）；University of Chicago（芝加哥大学）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）
本文研究了高质量恒星形成云的远红外偏振光谱，发现尘埃颗粒对齐效率依赖于局部温度的模型能产生与观测一致的下降光谱，并发现柱密度与偏振光谱斜率存在正相关性。
2024-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA Polarization Spectrum of Three Star-Forming Clouds
本文利用SOFIA/HAWC+测量了三个恒星形成云的偏振光谱，发现偏振百分比随波长增加而下降，并证实存在临界柱密度，低于该值时偏振光谱呈平坦或上升，支持了近红外辐射屏蔽假设。
2025-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field structure of OMC-3 in the far infrared revealed by SOFIA/HAWC+
本文报道了猎户座分子云OMC-3的SOFIA/HAWC+ D（154 $\,μ$ m）和E（214 $\,μ$ m）波段偏振观测结果。偏振模式对于两个带是均匀的并且平行于灯丝结构。偏振度向两个带的高强度区域减小，揭示了所谓的“偏振孔”。“我们确定了一种光学深度效应，其中偏振发射和消光作为抵消机制，是这种现象的潜在贡献者。假设探测到的极化是由磁性排列的非球形尘埃颗粒的发射引起的，则推断出的磁场是均匀的并且垂直于灯丝取向。从154 $\,μ$ m和214 $\,μ$ m处的极化图案导出的磁场强度分别为202 $\,μ$ G和261 $\,μ$ G。推导出的磁场方向是一致的，从以前的偏振观测在远红外和亚毫米（submm）波长范围。通过对SOFIA/HAWC+观测得到的远红外偏振光谱的研究，我们没有发现偏振光谱与云的特性，即云柱密度（$N(H_2$）和云温度（$T$）之间有明显的相关性。
2021-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evidence of radio polarization induced by the radiative grain alignment and self-scattering of dust grains in a protoplanetary disk
在原行星盘中引起毫米波偏振的机制仍在争论之中。为了解开偏振机制，我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3.1 mm处观测了HL Tau周围的原行星盘，并利用CARMA在1.3 mm处探测到了偏振，成功地探测到了3.1 mm处的环形方位偏振辐射，这表明尘埃颗粒的长轴方向与方位方向一致，这与拉长的尘埃颗粒的辐射排列理论是一致的，其中尘埃颗粒的长轴垂直于辐射通量。此外，在3.1毫米的偏振矢量的形态是完全不同的，从那些在1.3毫米。我们解释说，在3.1毫米的偏振为主的晶粒排列与辐射通量产生方位角偏振矢量，而自散射占主导地位，在1.3毫米，并产生平行于短轴的磁盘的偏振矢量。通过用单个晶粒群体模型对总极化分数进行建模，最大晶粒尺寸被约束为$100{\rm~μm}$，这小于先前基于3 mm处的ALMA和7 mm处的VLA之间的光谱指数的预测。
2017-07-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Discovery of Molecular Line Polarization in the Disk of TW Hya
本文报道了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵对TW~Hya盘的偏振线和连续辐射的观测结果。我们以三条发射线$^{12}$ CO（3-2），$^{13}$ CO（3-2）和CS（7-6）为目标，寻找由于Goldreich-Kylafis效应引起的线偏振，同时追踪332 GHz（900 μ，\micron{}）的连续偏振形态，获得了0.5 \arcsec{}（30 μ）的空间分辨率.我们检测到线性偏振尘埃连续发射的偏振位置角显示方位角形态，和中值偏振分数为$\sim$\，0.2%，与以前的，较低的频率观测。采用“移位和堆叠”技术，以提高数据的灵敏度，结合的$Q$和$U$组件的线性组合，以考虑其方位角的依赖性，我们检测到弱的线性偏振的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线发射在$\sim 10σ$和$\sim 5σ$的意义，分别。在线翼中检测到偏振，对于在0.5”和1”的盘半径之间的两种分子，达到$\sim 5\%$和$\sim 3\%$的峰值偏振分数。发现偏振的符号从发射的蓝移侧翻转到红移侧，表明复杂的非对称偏振形态。对于CS发射，没有稳健地检测到偏振;然而，在$\lesssim 3σ$显著性下发现了一个在形态上与$^{12}$ CO和$^{13}$ CO发射相当的试探性信号。我们能够重建的偏振形态，与方位平均的配置文件一致，假设这也是方位对称的，这可以与未来更高的灵敏度观测。
2021-09-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Solving grain size inconsistency between ALMA polarization and VLA continuum in the Ophiuchus IRS 48 protoplanetary disk
蛇夫座IRS 48周围的原行星盘在（亚）毫米观测中显示出方位角不对称的尘埃分布，这被解释为一个漩涡，毫米/厘米大小的粒子被困在连续峰的位置。在本文中，我们提出了860 $μ$米ALMA观测偏振尘埃排放的磁盘。偏振发射被检测到朝向盘的一部分。极化矢量平行于圆盘短轴，并且极化分数被推导为$1-2$ \%。这些特征与亚毫米波发射的自散射模型一致，该模型表明最大晶粒尺寸为$\sim100$ $μ$ m。然而，这与先前对毫米/厘米尘埃颗粒被漩涡捕获的解释不一致。为了解释这两个，ALMA偏振和以前的ALMA和VLA观测，我们建议，在860 $μ$米波长的热发射是光学厚（$τ_{\rm abs}\sim7.3$）在尘埃陷阱的最大可观察到的颗粒尺寸为$\sim100$ $μ$米，而不是光学薄的情况下，$\sim$厘米尘埃颗粒。我们注意到，如果860 $μ$ m的热辐射是光学厚度，我们不能排除较大的尘埃颗粒在中平面附近积累。
2020-07-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
