Understanding the links among magnetic fields, filament, the bipolar bubble, and star formation in RCW57A using NIR polarimetry
磁场（B-fields）在双极泡形成和演化中的影响尚未得到很好的研究，这是由于Hii区形成并嵌入在非极性分子云中，导致电离前沿（I-fronts）扩展所致。除了I-锋向细丝的各向异性膨胀之外，B-场预计会引入额外的各向异性压力，这可能有利于I-锋的膨胀和传播以形成双极泡。我们目前的结果的基础上对中央$\sim$ 8' $\times$ 8'区域的恒星形成区域RCW 57 A的主机HII区域，灯丝，和双极泡的近红外偏振观测。偏振测量的178个变红的背景恒星，在919个检测到的源在JHKs波段，揭示了B-领域的线程垂直于灯丝长轴。的B-场表现出沙漏形态，密切遵循的双极泡的结构。用费米子方法估计的平均B场强度为91 $\pm$ 8 μG。B场压力在湍流压力和热压力上占主导地位。热压力的作用方向可能与B场的作用方向相同，以加速I波阵面的膨胀。观测到的B场、暗条和双极泡之间的形态对应表明，B场对形成暗条的云收缩、暗条中的引力坍缩和恒星形成以及反馈过程都有重要作用。后者包括中红外气泡的形成和演化的B-场支持的传播和扩展的I-阵线。这些可能会揭示有利于RCW 57 A中大质量星团形成的预先存在的条件。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Virialized Filamentary Infrared Dark Cloud
大质量恒星和团簇形成的初始条件是星际介质中寒冷、致密和高柱密度的区域，这些区域可以通过近、中、甚至远红外吸收而显现为红外暗云（IRDC）。因此，阐明IRDC的动态限制了这些复杂过程的理论模型。特别是，重要的是要评估IRDC是否已经达到维里平衡，其中内部压力平衡，由于云的自引力重量加上外部环境的压力。我们通过结合近红外和中红外消光图和C_（18）O（1-0）和（2-1）谱线的速度色散来研究记录IRDC G035.39-00.33的质量。与我们先前基于13 CO发射和仅MIR-exclusion mapping的适度超维里结果相比，通过改进质量测量，我们现在发现暗条符合维里平衡，至少在其中心秒差距宽的区域中，约1000 M_Sun沿着几个秒差距蜿蜒。这种平衡态不需要大规模的净支撑或磁场的限制。
2012-07-30 astro-ph.GA
Testing Galactic Magnetic Field Models using Near-Infrared Polarimetry
这项工作结合了新的观测近红外星光线性偏振与以前的模拟观测，以约束发电机模型的银河系磁场。偏振观测是用亚利桑那州弗拉格斯塔夫的帕金斯望远镜上的Mimir仪器沿着银河系恒定经度线（\ell = 150 \circ）获得的，10' \times 10'视场的17个点在-75 \circ < b < 10 \circ之间，更频繁地指向银河系中平面。总共有10，962颗恒星进行了光度测量，其中1，116颗有可用的偏振。观测到的分布的偏振位置角与银河系纬度和累积分布函数的测量偏振的预测值进行了比较。虽然预测缺乏湍流的影响，因此是理想化的，这种比较允许显着拒绝A0型磁场模型。S 0和盘偶晕奇磁场的几何形状也被拒绝的观测，但在较低的意义。螺旋型轴对称磁场的新预测，当与这些新的近红外观测相结合时，将银河系磁场螺旋螺距角限制为-6 \circ \pm 2 \circ。
2012-02-05 astro-ph.GA
Probing the magnetic fields and dust properties in the young embedded star-forming region AFGL 6366S using Near Infrared and Optical linear polarimetry
Gauhati University（古哈提大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Assam University（阿萨姆大学）
通过近红外和光学线偏振观测，研究AFGL 6366S星团的磁场和尘埃特性，发现磁场形态与周围结构的偏离及团块的磁超临界与亚临界状态。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nature of the Galactic centre NIR-excess sources. I. What can we learn from the continuum observations of the DSO/G2 source?
对银河系中心围绕超大质量黑洞（Sgr A*）运行的尘埃S星团天体（DSO/G2）进行了近红外连续谱和谱线辐射监测。关于这个天体的性质和紧凑性一直存在争议：将其解释为气体云或尘埃包裹的恒星。最近对$K_{\rm s}$波段（$2.2\,{\rm μm}$）偏振测量数据的分析使我们能够对DSO的几何结构提出进一步的约束。本文的目的是约束的性质和几何的DSO。我们比较了三维辐射转移模型的DSO与近红外连续光谱数据，包括偏振。在分析中，我们使用基本的尘埃连续辐射转移理论实现的三维蒙特卡罗代码。此外，我们实现了两体问题力学和非热过程理论的分析结果。我们提出了一个复合模型的DSO -一个尘埃笼罩的恒星，包括恒星源，尘埃，光学厚信封，双极腔，和弓激波。该方案可以匹配近红外总以及所观察到的光谱能量分布（SED）的偏振特性。理论上，SED也可以用一个年轻的脉冲星风星云来解释，这个星云通常由于磁层同步辐射而表现出很大的线性偏振度。近红外偏振测量数据结合辐射转移模型的分析表明，DSO是S星系团$(r \lesssim 0.04\,{\rm pc})$中一个独特的致密源。它很可能是一颗年轻的恒星，被埋在一个非球形的尘埃包层中，其组成部分包括光学厚度的尘埃包层、双极空腔和弓形激波。或者，连续辐射可能是由于年轻的中子星及其风星云的存在而产生的非热源。
2017-04-12 astro-ph.GA
Near-infrared Polarimetry toward the Galactic Center - Magnetic Field Configuration in the Central One Degree Region -
我们提出了一个近红外偏振图的1度的1度区域朝向银河系中心。比较斯托克斯参数之间的高度红化的恒星和红度较低的，我们已经得到了一个偏振起源于磁性对齐的尘埃颗粒在我们的银河系的中心区域。位置角的分布在平行于银道面的方向上有一个峰值，表明存在环形磁场结构。然而，在银河系高纬度地区，位置角的峰值偏离银河平面的方向。这可能是一个大规模的磁场配置从环形到极向的过渡。
2010-01-29 astro-ph.GA
Near infrared flares of Sagittarius A*: Importance of near infrared polarimetry
我们报告的人马座A*（Sgr A*）对应物与银河系中心的超大质量黑洞的近红外（NIR）观测的新模拟结果。观测是使用欧洲南方天文台甚大望远镜上的NACO自适应光学仪器和Subaru望远镜上的CIAO近红外照相机进行的（2004年6月13日、2005年7月30日、2006年6月1日、2007年5月15日、2007年5月17日和2008年5月28日）。我们采用了一个相对论性电子在吸积盘内部同步辐射的模型。用Karas-Yaqoob（KY）射线追踪程序进行了相对论模拟。我们探测观测到的光通量密度光变曲线的调制和偏振数据的变化之间的相关性的存在。此外，我们证实，同样的相关性也预测的热点模型。观测到的光变曲线的强度和偏振参数之间的相关性以及通过模式识别算法对预测和观测到的光变曲线特征进行的比较，导致探测到轨道物质在强重力影响下的特征。这种模式被检测到统计上显着的随机偏振的红噪声。最后讨论了未来的VLT干涉观测（如重力实验）的预期结果。
2009-11-24 astro-ph.GA
Near-Infrared Polarimetry of the Edge-On Galaxy NGC891
用1.8米帕金斯望远镜上的Mimir仪器在H波段（1.6微米）用近红外成像偏振测量法探测了边缘星系NGC 891。在表面亮度为18.8 mag arcsec^-2时，探测到的偏振信号的信噪比大于3。整个椎间盘的偏振百分比（P）的未加权平均值和离散度分别为0.7%和0.3%，偏振位置角（P.A.）分别为12度和19度。至少有一个偏振零点，P下降到接近零，被检测到在NE盘，但不是SW盘。其他几个不对称的P之间的北部和南部的磁盘被发现，可能与螺旋结构。P和P.A.的分布沿着NGC 891的短轴的方向的变化表明，从磁（B）场跟踪盘中平面附近的二向色偏振到偏离盘中平面的散射主导偏振的转变。近红外光谱分析法（NIR P.A.）和射电（3.6cm）同步加速器偏振P.A.数值显示，在东北部的中心区域，B场的方向相似，这表明热等离子体和冷的恒星形成星际介质可能共享一个共同的B场。以前在可见光波段看到的垂直偏振很可能是由明亮星系中心的散射光引起的，不太可能追踪外盘中的极向B场。
2014-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
SUBARU Near-Infrared Imaging Polarimetry of Misaligned Disks Around The SR24 Hierarchical Triple System
SR 24多星型系统同时拥有环绕主盘和环绕次盘，它们彼此之间严重错位。周次生盘的性质是周双星。有趣的是，这两个圆盘相互作用，它们可能以相反的方向旋转。为了研究这种独特的双磁盘系统的性质，我们提出0。SR 24周围星周结构的1分辨率近红外偏振强度图像，由安装在Subaru 8.2米望远镜上的HiCIAO获得。主盘和副盘都被分辨出来，并具有细长的特征。SR 24 S周围的NIR偏振盘的长轴位置角和半径分别为55 $^{\circ}$和137 au，而SR 24 N周围的长轴位置角和半径分别为110 $^{\circ}$和34 au。就整体形态而言，SR 24 S周围的轮主盘显示出较强的不对称性，而SR 24 N周围的轮次盘显示出相对较强的对称性。我们的近红外观测结果证实了先前的说法，即环绕主星和环绕副星的圆盘彼此错位。在$^{12}$ CO观测中，周主盘和周次生盘在大小和伸长方向上显示出相似的结构。这种一致性是因为NIR和$^{12}$ CO都在追踪扩口盘的表面层。由于SR 24 N周围的偏振盘的半径与外罗氏瓣的大小大致一致，因此很自然地将SR 24 N周围的偏振盘解释为围绕SR 24 Nb-Nc系统的环双星盘。
2019-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Polarization from Unresolved Disks Around Brown Dwarfs and Young Stellar Objects
宽场近红外（NIR）偏振测量被用来检查两颗褐矮星（BD）和两颗嵌入金牛座Heiles Cloud 2（HCl2）暗分子云中的年轻恒星（YSO）以及位于HCl2后面的众多恒星周围的盘系统。倾斜的磁盘表现出固有的近红外偏振由于光球光的散射，这是可检测的，即使是未解决的系统。在从背景恒星信息中确定的HCl2中的磁性排列尘埃的偏振贡献被去除之后，从一个BD（ITG~17）和两个YSO（ITG~15，ITG~25）的盘系统中检测到显著的内禀偏振，但从另一个BD（2M0444）中没有检测到。ITG~17 BD显示了由近红外光谱和已发表的ALMA尘埃连续谱图像推断的盘取向的良好一致性。ITG~17也被发现存在于一个5，200 au宽的双星系统中，该双星系统与ITG~15 YSO盘系统是一个整体。从近红外光谱推断的ITG~15和ITG~17的盘取向彼此平行，并且垂直于局部磁场方向。系统的多样性和大BD盘的性质可能是由于形成在一个环境中的特点是不对准的磁场和原恒星盘。
2021-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarimetric Study of GRS 1915+105: Estimation of Interstellar Polarization Component
通过对GRS 1915+105周围场星进行近红外偏振测量，本研究认为其2019年观测到的稳定偏振主要来自4 kpc外星际云的尘埃，而非喷流同步辐射。
2025-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The Distribution of Mass Surface Densities in a High-Mass Protocluster
研究了红外暗云G028.37+00.07及其周围巨分子云的质量面密度概率分布函数$Σ$。这种PDF限制了物理过程，如湍流，磁场和自引力，预计将控制云结构和恒星形成活动。选定的IRDC特别令人感兴趣，因为它在8秒差距的半径内几乎有100，000个太阳质量，使其成为已知最大质量，最密集的分子结构之一，因此是形成“超级星团”的潜在场所。“我们以两种方式研究$Σ$。首先，我们使用一个组合的近红外和中红外消光图，能够探测大部分的云结构高达$Σ\sim1\:{\rm{g\:cm}^{-2}}\:$（$A_V\simeq200$等）。其次，我们研究了FIR和亚毫米尘埃连续辐射的云利用赫歇尔PACS和SPIRE图像，并仔细注意前景和背景污染的影响。我们发现，从这两种方法的PDF文件，应用在$\sim20^\prime$（30 pc）大小的区域，包含$\simeq1.5\times10^5\:M_\odot$和封闭的最小封闭轮廓与$Σ\simeq0.013\:{\rm{g\:cm}^{-2}}\:$（$A_V\simeq3$ MAG），显示出对数正态形状与峰值测量在$Σ\simeq0.021\:{\rm{g\:cm}^{-2}}\:$（$A_V\simeq4.7$ MAG）。有一个高$Σ$幂律尾的存在的初步证据，包含从$\sim3\%$到8\%的云材料的质量。我们讨论了这些结果的物理过程中发生的云的…
2016-09-07 astro-ph.GA
Polarimetry and Astrometry of NIR Flares as Event Horizon Scale, Dynamical Probes for the Mass of Sgr A*
利用GRAVITY对Sgr A*耀发的天体测量与偏振观测，验证并加强了2018年模型，支持单一黑洞模型，并表明吸积流受年轻恒星风控制。
2023-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Adaptive optics assisted near-infrared polarization measurements of sources in the Galactic Center
这项工作的目标是提供近红外偏振的恒星源在中央pc的分辨率为8米望远镜的第一次，随着新的见解的性质，已知的明亮的弓激波源。我们使用AO辅助观测与ESO VLT在H-和KS-波段，应用高精度测光方法开发的拥挤的领域和一个新的偏振校准NACO产生的偏振图的中心3 "x19"，除了空间分辨偏振和变异性分析的扩展源。我们发现前景偏振平行于银道面，在中心26 ° +/-6 °（Ks）处平均值为（4.6 +/-0.6）%，在20 ° +/-6 °（H）处平均值为（9.3 +/-1.3）%。在离中心较大的距离处，我们发现不同的偏振参数：在11 ° +/-6 °（Ks）处为（7.5 +/-1.0）%，在13 ° +/-6 °（H）处为（12.1 +/-2.1）%。p_H/p_Ks峰值为1.9 +/-0.4，波长依赖性的幂律指数为alpha = 2.4 +/-0.7。这也在FOV上变化，中心的值较高，表明对总偏振的局部影响，可能是北臂尘埃的二向色消光。两个扩展源IRS 21和1W显示出相似的本征偏振度，分别为6.1%。偏振角处的7.8%（KS）和6.9%（H，仅1 W）与之前的近红外和中红外结果（总体和解析）一致。这两个源的空间偏振模式指向作为内禀偏振的主要源的对齐的细长尘埃颗粒上的散射，并且与已知的磁场方向相匹配。我们的数据还使我们能够在KS波段首次将IRS 21的弓形激波与中心源分离，其顶点位于中…
2011-07-19 astro-ph.GA
HAWC+ Far-Infrared Observations of the Magnetic Field Geometry in M51 and NGC 891
报道了在$154~\micron$上对正面星系M51和侧面星系NGC 891进行的SOFIA HAWC+偏振测量。对于M51，偏振矢量通常遵循由分子气体分布、远红外（FIR）强度轮廓和其他恒星形成示踪物定义的螺旋图案。分数极化在FIR明亮的中心区域比在外部区域低得多，并且我们排除了晶粒排列的损失和磁场强度的变化作为原因。当与现有的同步辐射观测，采样不同的区域与不同的权重相比，我们发现的净位置角是强相关的，分数偏振是适度相关的，但偏振强度是不相关的。我们认为，在中心区域的低分数偏振必须是由于大量的高度湍流段横跨光束和沿视线中的光束在中央3千秒差距的M51。对于NGC 891，在1500 $\rm{MJy~sr^{-1}}$的强度等值线内的FIR偏振矢量非常接近星系的平面。远红外线偏振仪可能比近红外线偏振仪和无线电同步加速器测量更深入地采样NGC 891的磁场几何形状。在NGC 891的某些位置，FIR极化非常低，这表明我们主要沿着视线，沿着嵌入的螺旋臂的长度优先观察磁场。有初步的证据表明，垂直场的偏振发射的平面的磁盘。
2020-08-18 astro-ph.GA
On the collisional disalignment of dust grains in illuminated and shaded regions of IC 63
星际尘埃颗粒的排列导致从紫外到毫米波长的偏振，允许研究磁场的几何形状和强度。在过去的几十年里，观察和理论已经导致建立了辐射对准扭矩（RAT）机制作为解释该效应的主要候选者。由于有了定量的约束理论，极化不仅可以用来研究星际磁场，还可以用来研究尘埃等环境参数。光解离区（PDR）具有强烈的各向异性辐射场，随后快速形成$\rm H_{2}$，以及高空间密度对比度，为此类研究提供了丰富的环境。在这里，我们讨论了一个扩展的光学，近红外和毫米波研究的IC，63星云，显示出强大的$\rm H_{2}$形成增强的对齐和第一个直接的经验证据，由于气体颗粒碰撞使用高分辨率$\rm HCO^{+}$（J=1-0）的观测。我们发现，相对量的极化是轻微的反相关列密度的$\rm HCO^{+}$。然而，将光学偏振测量的视线分成如从$γ$ Cas看到的致密团块后面或前面的那些，分布分成两个明确定义的集合，其中数据对应于具有较浅斜率的\enquote{shaded}气体。如果偏振的降低是由碰撞引起的，则这是预期的，因为碰撞失准率与R $_C\propto n\sqrt{T}$成比例。在不确定性范围内，视线的\enquote{illuminated}和\enquote{shaded}样本的最佳拟合斜率比与Thi等人（2009）观察到的星云中双温H $_2$激发的平方根一致。
2020-11-18 astro-ph.GA
