Extreme Negative Polarisation of New Interstellar Comet 3I/ATLAS
本研究首次对第三颗星际彗星3I/ATLAS开展偏振观测，发现其独特的深窄负极化分支等前所未见的特征，证实它是一类独特彗星，拓展了星际天体多样性。
2025-09-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Constraints on interstellar dust models from extinction and spectro-polarimetry
我们目前的偏振光谱的七颗恒星的视线对斯科OB 1协会。我们的光谱是在ESO VLT的FORS仪器进行的大型星际偏振调查的框架内获得的。我们已经模拟了消光和线性偏振的波长依赖性与尘埃模型的扩散星际介质，其中包括一个混合物的颗粒大小范围从0.5 nm到350 nm的分子域。我们已经包括了由石墨和硅酸盐组成的半径在0.5和6 nm之间的随机加热的小尘埃颗粒，以及多环芳烃分子（PAH），我们假设较大的颗粒是由无定形碳和硅酸盐组成的长球体。总的来说，一个有八个自由参数的尘埃模型最好地再现了观测结果。减少自由参数的数量会导致与宇宙丰度约束不一致的结果。我们发现，对齐的硅酸盐是所观察到的偏振的主要贡献者，并且偏振光谱是最好的拟合由70 - 200 nm的对齐晶粒的等体积球半径的下限。
2017-05-22 astro-ph.GA
Interstellar polarisation and extinction in the Local Bubble and the Gould Belt
我们分析了3871 { \it盖亚} DR 2和{ \it依巴谷}星在500秒差距内，没有表现出相当大的内在偏振的光学星际线性偏振的13个数据源的全天汇编。这些数据一起分析了5个3D地图和模型的变红$E(B-V)$。我们考虑偏振度$P$、位置角$θ$和偏振效率$P/E(B-V)$随银河系坐标、距离$R$和去红颜色的变化。$P$在古尔德带中平面处显示最大值。$P/R$在局部气泡中下降几次，以$P=0.1$ %定义气泡的边界。在气泡中显示一滴$P/E(B-V)$。相当数量的恒星具有过高的$P/E(B-V)$，其中变红来自Arenou等人，Drimmel等人或Lallement等人，要么拒绝Serkowski的极限$P/E(B-V)<9.3$ %/磁，要么表明这些数据来源系统地低估了红化。气泡外的$P$和$E(B-V)$的空间和颜色相关变化相互补偿，导致几乎恒定的$P/E(B-V)$。一个巨大的尘埃排列的信封在泡泡外面的中高纬度地区占主导地位。马克卡宁云、北极支线和其他一些细丝都是这个包层的一部分。
2018-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linear/circular spectropolarimetry of diffuse interstellar bands
上下文星际弥漫带（DIBs）的携带者的识别仍然是天文学中长期存在的谜团之一。在DIB分布图中检测偏振信号可用于区分粉尘或气相载体。偏振分布可以给出关于吸收体的颗粒或分子性质的附加信息。为了检测和测量DIB的线性和圆偏振，我们观察到红色的视线，显示连续偏振。在这项研究中，我们选择了两颗恒星HD 197770和HD 194279。我们使用高分辨率（R~64.000）光谱偏振在3700至10480埃的波长范围内与ESPaDOnS阶梯光栅光谱仪安装在CFHT。结果获得了高信噪比和高分辨率的斯托克斯V（圆形），Q和U（线性）光谱。我们将先前观察到的DIB的上限限制为10倍。此外，我们分析了~30个额外的DIB，以前没有获得分光偏振数据。这包括9577 A DIB和8621 A DIB。结论.在45 DIB配置文件中的偏振的缺乏表明，没有一个吸收线是由一个晶粒型载流子引起的。严格的上限，小于~0.01%，来自观察到的视线意味着，如果DIBs是由于气相分子，这些载体的极化效率是至少6倍，高达300倍，小于那些预测的粮食相关的运营商。
2011-04-23 astro-ph.GA
Submillimetre and far-infrared spectroscopy of monodeuterated amidogen radical (NHD): improved rest-frequencies for astrophysical observations
在星际环境中对氨的观测揭示了高水平的氘化，所有含氘的变体，包括ND $_3$，都在寒冷的星前核和年轻的原恒星周围被检测到。这些氘同位素的观测对于阐明恒星形成早期的化学和物理过程是非常有用的，因为氘分子的丰度在稠密和寒冷的气体中高度增强。氮氢化物自由基是位于导致形成NH $_3$和生物前感兴趣的有机分子的反应途径的最开始的关键物质，但是关于它们的含D同位素体的信息相对较少。到目前为止，在星际气体中只检测到ND。为了帮助进一步鉴定氘代氮自由基，我们彻底重新研究了NHD的旋转光谱，采用两种不同的仪器：在太赫兹区域工作的调频亚毫米光谱仪和在50-240 cm $^{-1}$波长范围内工作的基于同步加速器的傅里叶变换红外光谱仪。NHD在NH $_3$和D $_2$的血浆中产生。由于观测到高$N$（高达15）和高$K_a$（高达9）跃迁，已经探测了大范围的转动能级。包括我们的新数据和文献中已有的数据在内的全球分析提供了一套非常准确的光谱参数。一个高度可靠的线目录已经产生，以协助档案数据搜索和未来的天文观测NHD在亚毫米和太赫兹制度。
2020-06-15 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
Magnetic Fields Studies in the Next Decade: EAO Submillimetre Futures White Paper Series, 2019
磁场在我们的宇宙中无处不在，但在天体物理学的许多分支中仍然知之甚少。推断天体物理磁场性质的一个关键工具是尘埃发射偏振测量。詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）正在计划一个新的850 $μ$ m相机组成的7272对微波动力学电感探测器（MKID），这将固有地获取线性偏振信息的阵列。该照相机将能够以14 $^{\prime\prime}$分辨率对尘埃发射进行大面积偏振测绘，从而能够研究各种环境中的磁场特性，包括恒星形成过程的所有阶段、渐近巨分支恒星包层和行星状星云、包括星暴星系和银河系类似物在内的外部星系以及活动星系核的环境。活动星系核和原恒星偏振变化的时域研究也将变得切实可行。对星际介质的偏振特性的研究也将允许对尘埃颗粒的特性和物理进行详细的调查。这些调查将受益于未来可能的升级，增加450 $μ$ m的能力的相机，这将允许在一系列环境中的偏振尘埃排放的光谱指数的推断。新相机增强的测绘速度和偏振能力将使JCMT转变为真正的亚毫米级偏振测量仪器，有可能彻底改变我们对寒冷宇宙中磁场的理解。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Optical and submillimetre observations of Bok globules -- tracing the magnetic field from low to high density
我们提供了博克球状体CB 3的光学和亚毫米偏振测量数据以及博克球状体CB 246的光学偏振测量数据。我们使用每组偏振数据来推断每个云中的B场方向。光学资料只能用于云的低密度、低消光的边缘区域。亚毫米数据只能用于高柱密度的云中心区域。以前已经发现，背景恒星的近红外偏振图不能准确地追踪稠密云层区域的磁场。这可能是由于在致密区域中缺乏对齐的晶粒。我们通过比较我们的两个独立的偏振测量方法测量的磁场方向来测试这一点。我们发现，从光学数据推导出的磁场方向匹配以及从亚毫米数据估计的方向。因此，我们认为这两种方法都可以准确地跟踪CB 3中的相同磁场。因此，在这种情况下，在高密度区域中一定有大量的排列整齐的尘埃颗粒，它们确实在亚毫米级跟踪磁场。我们发现40 $\pm$ 14度之间的磁场方向和小球的短轴的偏移。这与我们以前在星前核中发现的平均值31 $\pm$ 3度一致，尽管CB 3是一个原恒星核。综合来看，我们现在用这种方法研究的六个星前核心显示出磁场方向和核心短轴之间的平均偏移量为$\sim30\pm$ 3度，这显然与某些磁主导恒星形成的模型相矛盾。
2009-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolving the dust properties and submillimetre excess in M 33
星际介质中尘埃颗粒类型的相对丰度与追踪星系演化的物理量直接相关。我们研究了M33整个圆盘的尘埃性质，空间尺度为~170 pc。这种分析使我们能够推断相对尘埃颗粒丰度如何随ISM的条件而变化，研究亚毫米级过剩的存在，并寻找气体与尘埃质量比（GDR）与星系其他物理性质的趋势。对于M33光盘中的每个像素，我们使用物理驱动的尘埃模型来拟合红外SED，该模型假设发射率指数β接近2。我们推导出模型中不同尘埃颗粒的相对数量、尘埃总质量以及在每个空间位置加热尘埃的星际辐射场（ISRF）的强度。在高的H α光度值下，非常小的颗粒的相对丰度趋于增加，而大颗粒的相对丰度趋于减少。这表明尘埃颗粒在恒星形成区域内发生了变化，与不同物理条件下尘埃演化的理论框架一致。GDR的径向依赖性与在该星系中观察到的浅金属丰度梯度是一致的。在我们的模型中得出的ISRF的强度与星系中的恒星形成率在一个像素的像素基础。虽然这是预期的，但这是第一次报告两个数量之间的相关性。我们为M33的盘产生了500微米SPIRE波段的亚毫米过量图。过剩可以高达50%，并在大的银河系距离增加。我们进一步研究了过剩与星系其他物理性质的关系，发现过剩是突出的主要恒星形成区域以外的扩散ISM区，那里的分子气体和尘埃表面密度低。
2018-01-15 astro-ph.GA
On the statistics of the polarized submillimetre emission maps from thermal dust in the turbulent, magnetized, diffuse ISM
星际介质现在被广泛认为显示出归因于磁化湍流的特征。随着普朗克数据的公开发布以及目前的球载和地基实验，越来越多的数据追踪了亚毫米级银河尘埃的偏振热辐射，为限制这种磁化湍流的性质提供了选择诊断。我们的目标是约束这些属性的统计方式，特别是集中在星际磁场的湍流分量的功率谱指数在一个弥漫的分子云，北极星耀斑。我们提出了一个分析框架，这是基于模拟偏振热尘埃排放地图，使用模型尘埃密度（气体密度成比例）和磁场立方体，沿视线集成，并将这些统计数据与实际数据进行比较。模型场来自fBm过程，其允许精确控制其一点和两点统计。我们通过MCMC分析探索这些模型的九维参数空间，从而获得最佳拟合参数和相关的不确定性。我们发现，在北极星耀斑分子云的磁场湍流分量的功率谱标度与波数的幂律谱指数$2.8\pm 0.2$。它补充了一个统一的领域，其规范的POS约两倍的湍流分量的波动的规范。密度场是一个对数正态分布的场，其平均气体密度为$40\,\mathrm{cm}^{-3}$，功率谱为谱指数$1.7^{+0.4}_{-0.3}$。普朗克数据和模拟地图之间的协议，这些最佳拟合参数量化的$χ^2$值，仅略大于1。
2018-02-23 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
Grain alignment and dust evolution physics with polarisation (GRADE-POL). II. On the physical basis of Serkowski and super-Serkowski polarisation spectra
Leiden University（莱顿大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；National Chung Hsing University（国立中兴大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
基于顺磁弛豫（DG对齐）和辐射转矩（RAT对齐）联合效应，重新检验Serkowski和超Serkowski偏振谱，模型成功解释了观测数据，并预测了从红外到远紫外的星光偏振谱。
2026-08-11 astro-ph.GA
Grain alignment and dust evolution physics with polarisation (GRADE-POL). I. Dust polarisation modelling for isolated starless cores
Leiden University（莱顿大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Universität zu Köln（科隆大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Vietnam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南国家航天中心，越南科学技术院）；Graduate University of Science and Technology, Vietnam Academy of Science and Technology（越南科学技术院高等科学学院）；National Chung Hsing University（国立中兴大学）
本研究基于磁增强辐射力矩（MRAT）理论开展孤立无恒星核的尘埃偏振数值建模，解释了偏振洞现象，成功复现多波段观测结果，为各向异性颗粒生长新模型提供了证据。
2025-10-13 astro-ph.GA
Multi-Wavelength Post-Perihelion Polarimetry of Interstellar Comet 3I/ATLAS
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文研究所与国家天文台）；Armagh Observatory & Planetarium（阿马天文台与天文馆）；University of Maryland（马里兰大学）；TU Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图卢大学ESO芬兰天文学中心）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）
本研究对星际彗星3I/ATLAS开展多波长近日点后偏振观测，扩大相位角覆盖范围，约束其最小偏振度，揭示偏振的波长依赖性，通过数值模拟解释其特殊偏振特性的成因。
2026-09-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Visualizing the Invisible using Polarisation Observations
一个电磁波可以用四个斯托克斯参数来唯一地表征：I、Q、U和V。然而，大量关于发射区域和传播路径的信息被携带在剩余的斯托克斯参数中。这些数据提供了一种手段，以观察部分星际介质仍然不可见的斯托克斯I，在任何波长。例如，当一个电磁波传播通过一个包含自由电子和磁场的区域时，波的偏振面将旋转--这种效应只在斯托克斯Q和U中记录。银河系的星际介质就是这样一个区域，包含自由电子（观测为HII）和几微高斯的磁场。通过在斯托克斯Q和U中成像，我们能够观察从小尺度（几十pc）到大尺度（kpc）的磁场扰动的特征。本文综述了加拿大宇宙磁场极化研究的现状，并讨论了加拿大在世界极化研究中的主导作用。
2010-07-06 astro-ph.GA
Galactic cold cores V. Dust opacity
银河系冷核项目对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克卫星调查发现了冷而紧凑的团块。来源范围从无星团块到原恒星核心。我们检查了116个赫歇尔场，以估计亚毫米尘埃不透明度及其变化。亚毫米尘埃不透明度是从赫歇尔数据中得出的，背景恒星变红的近红外观测结果被转换成近红外光学深度。我们研究了影响这些参数的系统误差，并使用建模来校正预期偏差。250 μ m和J波段不透明度的比值与云的位置和恒星形成活动有关。我们发现tau（250 μ m）/tau（J）的中值比值=（1.6+-0.2）*10^-3，这是弥散介质中平均值的三倍多。假设光谱指数β =1.8而不是β =2.0，则该值将降低约30%。没有显着的系统性变化与银心距离或银河系的高度。tau（250 um）/tau（J）图显示了6个亚毫米不透明度明显增加的区域，其不透明度高达tau（250 um）/tau（J）~ 4*10^-3。这些都是具有高柱密度的空间分辨团块的附近区域。我们解释的增加，在远红外不透明度作为一个迹象的晶粒生长的致密和最冷的地区的星际云。
2015-01-28 astro-ph.GA
Magnetic field morphology in nearby molecular clouds as revealed by starlight and submillimetre polarization
在四个附近（d < 160 pc）的分子云，我们统计评估的星际磁场的结构，投影在天空的平面上，并沿视线集成，从普朗克在353 GHz观测到的银河系尘埃的偏振热发射和背景星光的光学和近红外偏振推断。我们比较了直接在与普朗克有效束在353 GHz（10 '）处对向的区域相当的邻近区域中的场取向的色散，并使用场取向角的二阶结构函数。我们发现，在10 '直径附近的星光推断的场取向的平均色散小于20度，并且在这些尺度上，平均场取向平均在5度内，从所考虑的区域的亚毫米偏振观测推断。我们还发现，星光偏振方向的色散和这些附近的偏振分数很好地再现了高斯模型的湍流结构的磁场，与普朗克合作报告的研究结果在规模大于10'和可比的柱密度。在大于10“的尺度上，我们发现在天空平面的相同位置上从星光和亚毫米偏振观测获得的二阶结构函数之间的差异高达14.7度，但是与磁场湍流结构的高斯模型的比较表明，这些差异很小，并且与两种技术之间的角分辨率的差异一致。
2016-05-30 astro-ph.GA
Dwarf Galaxies: Their Low Metallicity Interstellar Medium
这篇评论描述了我们今天在光的尘埃和气体的性质和它们的关系，恒星形成，在低金属丰度星系的本地宇宙最近的调查从敏感的红外空间望远镜，主要是斯皮策和赫歇尔空间天文台以及地面观测的分子气体储层。解释ISM属性的模型越来越复杂，以解释我们今天拥有的广泛的有价值的观测诊断，以跟踪不同的气相，我们拥有的广泛的测光，从中红外到亚毫米尘埃排放以及我们今天可以采样的各种星系大小尺度。这篇综述总结了我们今天可以利用的丰富的多相观测，以及解释观测的多相建模方法。
2018-10-23 astro-ph.GA
A Model For Polarised Microwave Foreground Emission From Interstellar Dust
下一代的宇宙微波背景（CMB）实验面临着一个重大的挑战，在检测弱宇宙B模式的签名预测的原始引力波的产品。为了达到所需的灵敏度，这些实验必须有令人印象深刻的控制系统的影响和详细的了解前景发射，将影响信号。在本文中，我们提出了模板的强度和偏振的发射从一个主要的银河前景，星际尘埃。这些都是使用一个模型，其中包括一个3D描述的银河磁场，检查大小尺度。我们还包括在模型中的细节的灰尘密度，晶粒排列和固有的偏振的发射从一个单独的颗粒。我们在这里提出的斯托克斯参数模板地图在150 GHz，并提供了一个在线存储库（http：//www.imperial.ac.uk/people/c.contaldi/fgpol），这些和其他地图的频率，将有针对性的即将到来的实验，如EBEX，蜘蛛和SPTpol。
2011-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Submillimetre galaxies as laboratories for dust grain coagulation
本研究将亚毫米波星系作为尘埃颗粒凝聚的实验室，结合观测数据与湍流模型分析颗粒生长尺寸，发现凝聚过程存在速度阈值，颗粒仅能生长至微米级，证明亚毫米波星系可用于约束尘埃凝聚相关物理过程。
2023-10-06 astro-ph.GA
Accurate millimetre and submillimetre rest frequencies for $cis$- and $trans$-dithioformic acid, HCSSH
为了解决星际硫耗尽问题，需要更好地了解硫的化学性质。实现这一目标的一种方法是在实验室中研究新的含硫分子，获得精确的静止频率用于天文搜索。我们专注于二硫代甲酸，HCSSH，这是甲酸的硫类似物。本研究的目的是提供一个准确的两个HCSSH的$trans$和$cis$异构体在其电子基态和一个全面的离心变形分析，在毫米和亚毫米范围内的测量扩展线列表。我们研究了这两个异构体在实验室使用吸收光谱仪采用调频技术。这些分子是通过气体混合物的辉光放电直接在自由空间电池中产生的。我们测量的线路属于电子基态高达478 GHz，与总数为204和139个新的旋转转换，分别为$trans$和$cis$异构体。最后的数据集还包括从文献中获得的厘米范围内的线。在mm和submm范围内的测量的扩展导致旋转和离心变形参数的准确设置。这使我们能够预测频率，估计不确定性低至5 kHz，1 mm波长。因此，本研究提供的新数据集可用于天文搜索。
2018-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
Planck intermediate results. XXI. Comparison of polarized thermal emission from Galactic dust at 353 GHz with interstellar polarization in the visible
普朗克巡天提供了前所未有的全天空覆盖银河系尘埃亚毫米偏振辐射，对尘埃的性质带来了新的限制。普朗克在亚毫米波段看到的尘埃颗粒发出的辐射，在可见光波段也会熄灭和遮蔽星光。通过比较恒星探测到的选定视线上的发射偏振和星际偏振，可以对尘埃的发射和光散射特性进行独特的新诊断。利用星际偏振和星光消光的辅助星表，我们得到了偏振度$p_V$和恒星在V波段的光学深度$τ_V$。对于这些恒星，我们测量亚毫米极化强度，$P_S$，和总强度，$I_S$，在普朗克353 GHz的通道。对于那些视线通过扩散星际介质的估计列密度和偏振方向接近正交的可比值，我们相关的属性在亚毫米和可见找到两个比率，$R_{S/V} = (P_S/I_S)/(p_V/τ_V)$和$R_{P/p} = P_S/p_V$，后者直接集中在单独的排列晶粒人口的偏振特性。我们发现$R_{S/V}$ = 4.2，统计和系统的不确定性分别为0.2和0.3，和$R_{P/p}$ = 5.4兆焦耳sr $^{-1}$，不确定性分别为0.2和0.3兆焦耳sr $^{-1}$。我们的估计$R_{S/V}$是兼容的预测的基础上的一系列偏振尘埃模型，已开发的弥漫星际介质。然而，我们对$R_{P/p}$的估计值与预测值不一致，预测值太低，大约为2.5倍。这种更具鉴别力的诊断，$R_{P/p}$，表明需要改变对准晶粒群模型中的光学性质。
2015-03-12 astro-ph.GA
A new perspective on turbulent Galactic magnetic fields through comparison of linear polarisation decomposition techniques
我们比较两个旋转不变的分解技术的线性极化数据：自旋2球谐分解在两个相反的奇偶校验，$E$ -和$B$ -模式，和多尺度分析的梯度的线性极化，$|\nabla \mathbf{P}|$。我们证明了这两种分解在图像域和空间频率域中具有相似的性质。它们可用作星际磁场湍流分析的补充工具，以便更好地了解湍流能源的起源、特殊磁场结构的起源及其基本物理。我们还介绍了一个新的数量$|\nabla EB|$的基础上的$E$ -和$B$ -模式，我们表明，在中等和小规模的限制$|\nabla EB| \simeq |\nabla \mathbf{P}|$。对2.3 GHz S波段偏振全天巡天（S-PASS）的分析表明，在$|\nabla \mathbf{P}|$图中出现了许多与$B$型偏振的负丝和正丝相关的“双跳”扩展相干类谐振特征。非热银河系同步辐射的两种偏振类型，$E$和$B$之间的这些局部不对称性对$E$ -和$B$ -模式功率谱分析有影响。基于小波的形式主义的偏振梯度分析，使我们能够定位的位置的$E$ -或$B$ -模式的功能负责两种偏振类型之间的局部不对称性。在分析的分区中，磁场的扰动被与HII区、猎户座-波江座超级气泡和银河系低纬度北极支线有关的星团所抵消。
2017-03-13 astro-ph.GA
On the propagation of Alfvén waves in the dusty interstellar medium. Can we neglect dust inertia in molecular clouds?
本文解析研究尘埃星际介质中阿尔芬波传播，发现忽略尘埃惯性在长波长下有效，但短波长时失效，考虑惯性后波传播更对称，哨声模式仅在高密度出现。
2023-03-17 astro-ph.GA
Synthetic observations of dust emission and polarisation of Galactic cold clumps
银河系冷团块的普朗克目录（PGCC）包含了超过13000个根据冷尘埃特征探测到的来源。它们被认为是由静止的、恒星形成前的和已经形成恒星的物体组成。我们从云模拟中提取了PGCC型物体，并研究了它们的物理和偏振特性。通过与PGCC星表的比较，可以进一步验证PGCC星表的性质，为星际介质的数值模拟提供有价值的检验。我们使用了几个MHD快照来定义我们模型的密度场。通过辐射转移计算获得了表面亮度和偏振的亚毫米图像。我们研究了合成冷团目录的统计数据，并研究了团极化分数p的变化。合成目录中的团大小，纵横比和温度与PGCC相似。通量和柱密度小了几倍。这不是因为尘埃不透明度增加，而是因为模型的平均气柱密度增加了2 ~ 3倍，接近N（H2）= 10^22 cm-2。当视线平行于平均磁场时，极化分数倾向于向团块中心增加，与观测相反。当场垂直时，极化分数倾向于朝向团块减小，但是$p$的下降很小（例如，从p~8%到p~7%）。磁场几何形状使模拟团块中的极化分数平均仅降低Δp~1%。朝向实际PGCC团块看到的较大下降表明致密介质中的晶粒排列的一些损失，例如由辐射扭矩机制预测的。统计研究无法量化PGCC团块尺度上的粉尘不透明度变化。
2019-08-09 astro-ph.GA
M82 - A radio continuum and polarisation study II. Polarisation and rotation measures
星暴星系中星际介质的组成和形态已经得到了很好的研究，但其磁场性质仍不确定。附近的星爆星系M82提供了一个独特的机会来研究导致湍流和规则磁场放大和减少的机制。可能的情况下的磁场的恒星形成率的贡献进行了评估。将来自VLA和WSRT的存档数据合并并重新简化，以覆盖3cm和22 cm之间的波长范围。所有的观测结果都显示在星系内部有偏振辐射，而距离盘2kpc的偏振辐射只在18厘米和22厘米处被探测到。观测结果暗示在星系内部存在一个磁化棒。我们计算出由于磁应力棒的质量流入率为每年7.1个太阳质量，这对M82的恒星形成率大约是每年13个太阳质量的显着贡献。晕显示出偏振辐射，这可能是一个规则的磁盘场的残余。提供了流出锥内部螺旋场的指示。中心磁场的相干长度与巨大分子云的大小相似。利用极化谱进一步证明了电离气体与磁场的紧密耦合以及两相磁场拓扑结构，晕中的电子密度与银河系中的电子密度相似。磁场形态与附近其他星暴星系相似，晕中可能存在大规模的磁环，外流锥内可能存在螺旋状磁场。磁棒和环核环的特殊组合能够通过磁制动显着提高该星系的恒星形成率。
2017-10-11 astro-ph.GA
Constraining the physical properties of gas in high-z galaxies with far-infrared and submillimetre line ratios
利用高分辨率宇宙学模拟与辐射传输后处理，研究高红移星系远红外谱线比，发现[CII]/[NII]122可示踪光致离解区性质，[NII]/[NIII]示踪温度，[OIII]52/[OIII]88示踪HII区密度，含[OIII]88的比值对高速外流敏感。
2024-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Multi-wavelength polarimetry of bright regions in NGC 2071 in the far-infrared/submillimetre range, with POL-2 and HAWC+
偏振尘埃辐射是研究星际介质和恒星形成的重要示踪剂。然而，所观察到的极化是磁场结构、尘埃颗粒特性和颗粒排列效率以及它们在视线中的变化的产物，使得难以明确地解释极化。在多个波长下的偏振测量的比较是减轻这个问题的一种可能的方法。我们使用HAWC+/SOFIA和SCUBA-2/POL-2（来自BISTRO调查）的数据分析NGC 2071分子云154，214和850 $μ$ m。在NGC 2071的部分区域，偏振角随波长的变化而显著变化，这表明视线上的磁场形态发生了变化，因为每个波长都能最好地追踪不同的尘埃种群。其他可能的解释是云中存在不止一种偏振机制，或者是来自非常大的颗粒的散射。所观察到的偏振分数随波长的变化，特别是214-154 $μ$ m的偏振比，很难再现与目前的尘埃模型下的假设一致的对齐效率。我们还表明，使用单色强度作为柱密度的代理的标准程序可能会产生虚假的结果在HAWC+波长。使用长波长（POL-2，850 $μ$ m）和短波长（HAWC+，$\lesssim 200\, μ$ m）旋光法是获得这些结果的关键。这项研究清楚地表明了亚毫米波段多波长偏振测量对了解分子云尘埃性质以及磁场与恒星形成之间关系的重要性。
2022-09-20 astro-ph.GA
Polarised emission from aligned dust grains in nearby galaxies: predictions from the Auriga simulations
在这项工作中，我们预测的远红外偏振信号发出的非球形尘埃颗粒在附近的星系。我们确定的角分辨率和灵敏度需要研究这些星系的磁场配置。（方法）我们后处理一组来自御夫座项目的类银河系星系，假设由球状尘埃颗粒组成的尘埃混合物与模型磁场部分对齐。我们约束我们的尘埃模型使用普朗克353 GHz观测银河系。这个模型，然后外推到较短的波长，覆盖星际尘埃排放的峰值和观测任意取向的附近的银河系像星系。（结果）假设一个内在的线性偏振分数，不随波长的波长变化显着的波长大于50微米，我们预测的线性偏振分数的最大值$10-15\%$和中值$\approx{}7\%$的正面星系和$\approx{}3\%$的边缘星系。极化分数与视线密度和表示垂直于视线的磁场的大尺度阶的角色散函数反相关。最大线性极化分数同意以及与尘埃模型的固有特性。当真实磁场取向沿视线相干时，其可沿低密度视线追踪。这些结果也适用于附近的星系，在一个相干的磁场结构是在不同的宽带范围内恢复。（结论）非球形尘埃粒子的偏振辐射精确地跟踪了类银河系中星系磁场的大尺度结构，预期最大线偏振分数为$10-15\%$。为了解决这个最大值，需要至少1 kpc的空间分辨率。
2021-07-05 astro-ph.GA
The Dust Polarisation and Magnetic Field Structure in the Centre of NGC253 with ALMA
本研究利用ALMA Band 4和7的全偏振数据，绘制了NGC253中心星暴区秒差距尺度的尘埃偏振与B场结构图，揭示了B场与多相外流的耦合，并分析了偏振分数与柱密度、SSC分布及去偏振机制的关系。
2025-03-05 astro-ph.GA
Faraday tomography of LoTSS-DR2 data: II. Multi-tracer analysis in the high-latitude outer Galaxy
本文利用RHT与PRS分析LoTSS-DR2高银纬外银河多示踪剂排列，发现整体无普遍一致性，但西部区域磁场、消偏振沟道与HI纤维显著排列，并将相关结构定位于200–240 pc外的Local Bubble边缘。
2024-04-29 astro-ph.GA
A radio-polarisation and rotation measure study of the Gum Nebula and its environment
口香糖星云是36度宽的壳状发射星云，距离只有450 pc。它被假设是一个古老的超新星遗迹，化石HII区，风吹气泡，或多个物体的组合。在这里，我们调查的星云的磁离子特性使用的数据从最近的调查：无线电连续数据从NRAO VLA和S波段帕克斯全天巡天，和H-阿尔法数据从南部的H-阿尔法巡天图集。我们把星云的上部模拟成一个电离气体球壳，膨胀到周围的介质中。我们执行一个最大似然马尔可夫链蒙特卡罗拟合NVSS旋转测量数据，使用H-halpha数据来约束壳层$n_e$中的平均电子密度。假设在RM中存在纬度背景梯度，我们找到$n_e=1.3^{+0.4}_{-0.4} {\rm cm}^{-3}$、角半径$ϕ_{\rm outer}=22.7^{+0.1}_{-0.1} {\rm deg}$、壳层厚度$dr=18.5^{+1.5}_{-1.4} {\rm pc}$、环境磁场强度$B_0=3.9^{+4.9}_{-2.2} μ{\rm G}$和暖气体填充因子$f=0.3^{+0.3}_{-0.1}$。我们将有序银河磁场的局部小尺度（~260 pc）俯仰角限制在$+7^{\circ}\lesssim\wp\lesssim+44^{\circ}$，这代表了与千秒差距尺度上的中值磁场方向（~-7.2 $^{\circ}$）的显著偏差。在H-α壳层边缘的中等压缩因子$X=6.0\,^{+5.1}_{-2.5…
2015-02-23 astro-ph.GA
Absorption at 11 microns in the interstellar medium and embedded sources: evidence for crystalline silicates
在天文光谱中，包括那些正在形成的恒星的光谱中，偶尔会有关于11微米的吸收特征的报道。候选载体包括水冰、多环芳烃（PAH）、碳化硅、结晶硅酸盐或甚至碳酸盐。所有这些都是已知的宇宙尘埃的成分，存在于一种或多种环境中，尽管不一定在一起。在本文中，我们提出了新的地面8-13微米光谱的一个演变的恒星，几个嵌入的年轻恒星物体（YSO）和一个背景源躺在后面的一个大柱的星际介质（ISM）向银河系中心。我们的意见，在光谱分辨率约为100，与以前的较低分辨率的数据，以及与红外空间天文台（ISO）对这些和其他目标获得的数据进行了比较。通过呈现较大样本的子集，我们的目的是建立功能的现实，并随后推测其载体。所有证据都指向结晶硅酸盐。例如，11微米的谱带轮廓与结晶橄榄石的发射率很好地匹配。此外，在两个先前报道的情况下，光谱中的吸收特征与尖锐的偏振特征的明显关联表明，与无定形硅酸盐相比，载体具有相对较高的带强度。如果这是真的，这将使硅酸盐结晶的演化阶段倒退，要么回到嵌入阶段，要么甚至在ISM之前，否则从演化恒星流出物中喷出的硅酸盐在ISM中长期驻留期间保留了一些晶体身份。
2016-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-tracer analysis of straight depolarisation canals in the surroundings of the 3C 196 field
用低频阵列射线（LOFAR）对以河外点源3C 196为中心的场进行法拉第层析成像，发现了一种交织的结构，由扩散极化发射和磁化和多相星际介质（ISM）的直去极化通道和示踪物组成，如尘埃和氢原子（HI）的线发射。本研究旨在将LOFAR数据的多示踪剂分析扩展到3C 196油田周围的另外三个油田。对于第一次，我们研究的三维结构的LOFAR发射通过确定的距离去极化运河。我们使用滚动霍夫变换比较的取向的去极化渠道与在HI看到的的非线性结构，并根据星光和尘埃偏振数据，与该平面的天空磁场。来自$Gaia$的恒星光弛豫补充了具有相应距离的星光偏振。三个场的法拉第层析成像显示了在$-10~{\rm rad~m^{-2}}$和$+15~{\rm rad~m^{-2}}$之间的法拉第深度处的漫射偏振发射的丰富网络。直线去极化通道的复杂系统类似于3C 196场的系统。去极化通道与HI灯丝和尘埃探测到的磁场对齐。观察到的排列表明，有序的磁场在大面积上组织多相ISM（$\sim$ 20 $^{\circ}$）。在一个磁场中，两组距离分别在200秒差距以下和以上的恒星显示出不同的磁场方向。这些都是可比的取向的去极化渠道在同一领域。我们的结论是，去极化运河可能跟踪相同的变化的磁场探测的恒星，这对应于边缘的本地泡。
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Loops and spurs: The angular power spectrum of the Galactic synchrotron background
我们提出了一个新的扩散银河系同步辐射模型，集中在它的角各向异性。虽然以前的研究都集中在大（kpc）尺度上的发射率的变化，或波动由于磁流体湍流在星际介质，我们统一这些方法来匹配的角功率谱。我们注意到，通常的湍流级联计算忽略了注入尺度上的空间相关性，这是由于古老的超新星遗迹压缩了星际介质--“射电环路”，在射电图中只有四个是肉眼可见的。这个新的组件自然提供了408 MHz的全天空地图中的中小尺度上的其他缺失功率。我们的模型可以使更可靠的减法的同步前景的CMB各向异性的研究（无论是在温度和偏振）或搜索暗物质湮灭。最后，我们对极化前景建模的相关性发表了一些评论。
2013-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolved magnetic structures in the disk-halo interface of NGC 628
磁场对于充分理解星际介质（ISM）是必不可少的，它在星系盘晕界面中的作用仍然知之甚少。已知恒星的形成会将热气垂直地排入晕圈，这些外流对平均场发电机理论有重要的影响，因为它们可以有效地消除磁螺旋度。我们用卡尔G。Jansky甚大天线阵（JVLA）在S波段和Effelsberg 100米望远镜在2.6千兆赫和8.35千兆赫的频率。我们获得了一些最敏感的无线电连续图像的总强度和线性偏振强度的任何外部星系观察到迄今为止，除了高质量的图像的法拉第深度和偏振角，从中我们获得的证据驱动器的磁盘晕连接的磁湍流。这样的驱动器包括经由与HI孔重合的显著法拉第深度梯度检测到的超级气泡。我们观察到一个方位角的周期性图案在法拉第深度的图案波长为3.7 $\pm$ 0.1千秒差距，表明帕克不稳定性。法拉第深度和磁螺距角之间缺乏显著的反相关性表明这些环本质上是垂直的，几乎没有螺旋扭曲，这与IC 342不同。我们发现，磁俯仰角是系统大于形态的极化臂，这给出了证据的大规模发电机的行动，其中定期磁场不耦合到气流，并获得了显着的径向分量的俯仰角。我们还发现了一个孤独的区域有序的磁场的高度极化和一个小的俯仰角，一个功能，迄今为止还没有在任何其他星系中观察到，可能是由一个不对称的HI孔的星系北部。
2017-01-17 astro-ph.GA
Spectral index of synchrotron emission: insights from the diffuse and magnetised interstellar medium
银河系同步加速器观测的解释是复杂的磁场强度之间的简并垂直于视线（LOS），$B_\perp$，和宇宙射线电子（CRe）光谱。根据观测频率，通常假设CRe谱的能量无关谱能量斜率$s$：在低于$\simeq$ 400 MHz的频率下为$s=-2$，在较高频率下为$s=-3$。受当前设施（如低频阵列（LOFAR））和未来望远镜（如平方公里阵列（SKA））的高角度和光谱分辨率的启发，我们的目标是了解考虑到能量依赖的CRe光谱能量斜率对分析亮温光谱指数$β$的空间变化的影响，以及对沿LOS的$B_\perp$的平均值的估计。我们说明了分析和数值的影响，不同的实现的CRe频谱上的解释的空间变化的$β$。我们发现，一个能量无关的$s$的共同假设是有效的，只有在特殊情况下。我们表明，对于典型的磁场强度的扩散星际介质（$\simeq$ 2 $-$ 20 $μ$ G），在0.1 $-$ 10 GHz的频率，主要负责同步辐射的电子的能量范围为$\simeq$ 100兆电子伏$-$ 50电子伏。这是CRe的光谱斜率$s$具有最大变化的能量范围。我们还表明，偏振分数可以远小于$\simeq 70\%$的最大值，因为${\bf B}_\perp$的方向在整个望远镜的光束和沿LOS变化。最后，我们提出了一个查找图，可用于估计平均值的$B_\perp$沿LOS从一组值的$β$测量厘米到米波长，对于一个给定的CRe…
2021-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diagnosis of 3D magnetic field and modes composition in MHD turbulence with Y-parameter
基于MHD湍流理论提出Y参数统计技术，通过不同Stokes参数组合的各向异性比值确定磁场倾角与主导湍流模式，为未来射电偏振巡天研究3D磁场提供新方法。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Signatures of Galactic Turbulent Dynamos
我们分析的观测签名的星系磁场的自洽产生的磁流体动力学模拟的星际介质通过湍流驱动的超新星（SN）爆炸和差分旋转。特别是，我们研究的法拉第旋转措施（RM），同步辐射，斯托克斯参数的时间演化的典型结构中形成的观察。为此，我们定义了两个不同的模型，热和宇宙射线（CR）的电子分布。我们的研究结果表明，RM的地图具有剪切和呈现各向异性的差分旋转的结构，它们取决于热电子模型的选择，以及SN率。同步辐射图在性质上类似于沿视线的平均磁场图，结构仅受CR模型的轻微影响。斯托克斯参数和相关的量，如线性偏振的程度，是高度依赖于频率和分辨率的观察。
2022-12-05 astro-ph.GA
Investigating the role of turbulence in the interstellar medium in $z\sim3$ dusty star-forming galaxies using kpc-resolution ALMA dust and gas maps
Leiden University（莱顿大学）；Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）；SRON – Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；University of Western Australia（西澳大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Durham University（杜伦大学）
通过ALMA高分辨率CO观测和尘埃连续谱成像，发现三个$z\sim3$尘埃星系的气体分布比尘埃更延展，旋转盘模型拟合良好，且湍流在调节恒星形成中起核心作用。
2026-06-11 astro-ph.GA
Dark dust II: Properties in the general field of the diffuse ISM
通过考虑大颗粒的消光效应，从光谱学或视差得到的距离估计已经统一起来。在弥漫的星际介质模型中加入这样一种被称为暗尘的物质，是对当代一组观测约束条件进行测试的。暗尘埃模型解释，尊重代表性的固相元素丰度，同时典型的波长依赖性变红，消光，和远紫外线和毫米波长之间的星际尘埃粒子的偏振光和非偏振光的发射。导出了暗尘的物理性质。暗尘由微米大小的颗粒组成，最近在现场检测到。它提供了从远紫外到近红外的显著的波长无关的变红。被暗尘埃吸收的光在尘埃温度为8- 12 K时被尘埃颗粒在亚毫米区域重新发射。这种非常冷的尘埃经常在外部星系中观察到。深色尘埃对偏振的贡献大于约1 mm至约35%，并在较短的波长边缘。研究了硅酸盐类尘的光学常数。通过将3质量%的Mg $_{0.8}$ Fe $^{2+}_{0.2}$ SiO $_3$与MgO $-$ 0.5 SiO $_2$混合，得到与数据的良好拟合，其仍然可以容纳高达5 - 10%的黑色尘埃质量。在讨论SN~Ia的光变曲线和其他研究中，暗尘埃对光的额外调暗是未被探索的。以前的模型忽略了暗尘埃，没有考虑到距离尺度的统一。
2022-11-18 astro-ph.GA
Faraday Rotation of Extended Emission as a Probe of the Large-Scale Galactic Magnetic Field
银河系磁场是星际介质（ISM）的一个组成部分，了解它的结构对理解银河系动力学至关重要。河外（EG）源的自转测度（RM）是建立银河系磁场综合模型的基础。偏振扩展发射（XE）也可以沿着银河系圆盘的视线看到，也显示了法拉第旋转的影响。我们的目的是调查和了解EG和XE RM之间的关系，在银河系平面附近，并确定如何的XE RM，迄今未使用的资源，可以被用来作为一个大规模的银河系磁场的探针。我们使用的偏振数据从加拿大银河平面调查（CGPS），观察附近1420兆赫的自治领射电天体物理观测站（DRAO）合成望远镜。我们计算RM从一个线性拟合的偏振角作为波长平方的函数在四个频率通道，EG源和XE。在整个CGPS区域$55^{\circ} < {\ell} <193^{\circ}, -3^{\circ} < b < 5^{\circ}$，XE的RM紧密跟踪EG源的RM，其中XE RM大约是EG源RM值的一半。例外的地方，大的本地HII复合物严重去极化更遥远的发射。我们得出结论，XE RM数据集中有价值的信息。两种类型的RM值之间的系数2接近ISM的Burn板模型的预期值。这一结果表明，至少在外星系，EG和XE源可能探测类似的深度，法拉第旋转介质和同步辐射介质具有类似的变化与银河系中心距离。
2019-03-27 astro-ph.GA
Modeling the Galactic Magnetic Field using Rotation Measure Observations in the Galactic Disk from the CGPS, SGPS, and the VLA
星际磁场在许多天体物理过程中起着关键作用。然而，尽管它们很重要，我们对银河系磁场的了解仍然有限。对于银河系内的磁场，我们所知道的大部分来自于对河外源和星系的偏振和法拉第旋转测量（RM）的观测。需要在银河系的几个关键区域进行高角度密度的RM测量，以澄清银河系磁场结构。使用与VLA的观测，我们已经确定了RM的来源在地区的银河平面不包括加拿大银河平面调查（CGPS）和南方银河平面调查（SGPS）。我们将这些新的RM与CGPS和SGPS确定的RM相结合，产生了一个新的银盘磁场模型。
2010-12-14 astro-ph.GA
Structure, dynamical impact and origin of magnetic fields in nearby galaxies in the SKA era
磁场是星际介质的重要组成部分。除了它们对恒星形成的重要性外，它们还控制着宇宙射线的传输，与银河系外流和风的发射和调节有关，而这反过来又是塑造晕磁场结构的关键。绘制许多邻近星系中星际磁场的小尺度结构对于理解气体和磁场之间的相互作用，特别是气体流动如何受到影响至关重要。阐明磁性在以下方面的作用，例如，触发恒星形成，形成和稳定螺旋臂，驱动外流，通过重新连接和磁化星系际介质加热气体，有可能彻底改变我们对ISM和星系演化的物理图像。在最近的星系中以高频率（>= 3 GHz）和高空间分辨率（<= 5”）进行的射电偏振观测是这里的关键。我们提出的SKA1星系调查也将是了解星系发电机的重要一步，这对星系演化模型和天体物理磁流体力学都很重要。场放大湍流气体运动，这是至关重要的有效发电机的行动，迄今为止只在模拟研究，而令人信服的证据湍流场的观测仍然缺乏。
2015-01-02 astro-ph.GA
OH masers in the Milky Way and Local Group galaxies in the SKA era
OH脉泽的强线发射是一个完美的示踪区域，在那里新的恒星诞生以及演化的恒星，脱落大量的处理物质进入星际介质。从SKA深调查在18厘米，那里的微波激射线从基态的OH分子出现，我们预测发现超过20000个来源的恒星和星际起源整个银河系。这种脉泽发射的研究有许多应用，包括从偏振测量确定磁场强度，使用精确确定的径向速度研究恒星运动学，以及VLBI天体测量确定距离。低光度脉泽的发现为研究不同星系环境中的激波气体提供了新的机会。这将是第一次在本星系群中探测到大量的OH脉泽。通过比较不同金属丰度的星系中脉泽的数量和性质，可以对星系的结构形成有新的认识。随着SKA的全面发展，我们将可以获得更多的脉泽跃迁，如OH和甲醇的激发，为研究恒星形成区的演化提供新的工具。
2015-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the radio luminosity function of star-forming galaxies and its cosmological evolution
本研究结合GALFORM半解析模型与磁场发电机模型，探究恒星形成星系RLF的红移演化，发现湍动速度与恒星形成率相关的模型能较好解释$0 \leq z \leq 2$的观测结果，小尺度磁场在高红移RLF中占主导。
2024-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the Galactic Magnetic Field on the Plane in 2D
我们提出了一种方法的参数化建模的物理组成部分的银河系的磁化星际介质，模拟的观测量，并映射出的可能性空间，使用马尔可夫链蒙特卡洛分析。然后，我们证明它使用总的和偏振的同步辐射数据以及河外源的旋转措施。利用这三个数据集，我们定义并研究了磁场的三个分量：大尺度相干场、小尺度各向同性随机场和有序场。在这第一篇论文中，我们只使用沿银河系平面的数据和测试一个简单的二维对数螺旋模型的磁场，包括压缩和剪切的随机分量产生一个有序的组件。我们证明了模拟的方法确实可以约束多个参数产生的措施，例如，磁场分量的比率。虽然在热和宇宙射线电子密度的不确定性，并取决于我们特定的模型parametrisation，我们的初步分析表明，相干分量是总磁场的一小部分，并在强度的各向同性随机组件的有序组件相媲美，需要解释同步辐射的偏振分数。我们概述了进一步的工作，扩展这种类型的分析，研究磁螺旋臂结构，湍流的细节，以及三维结构的磁场。
2010-01-29 astro-ph.GA
A correlation between chemistry, polarization and dust properties in the Pipe Nebula starless core FeSt 1-457
分子云中的星前核提供了恒星形成的初始条件。我们使用IRAM 30米望远镜和PdBI研究烟斗星云中无星核心FeSt 1-457（核心109）的化学和物理性质。我们拟合了N_2H ~+（1-0）IRAM 30 m数据的超精细结构。这使我们能够高精度地测量速度场，线宽和不透明度，并推导出激发温度和柱密度的核心。我们使用一个修改后的Bonnor-Ebert球模型，增加了一个温度梯度的中心，以适应1.2毫米的连续发射和视觉消光图。使用这个模型，我们估计的丰度的N2 H+和其余的分子线检测到的30 GHz宽的线调查在3毫米与IRAM 30米使用ARTIST软件。核心呈现出丰富的化学物质，从早期（C3 H2，HCN，CS）和晚期分子（例如，N2 H+），氮、氧和硫化物分子具有明显的化学空间差异。对于大多数检测到的分子（HCN，HCO+，CH 3OH，CS，SO，13 CO和C18 O），丰度最好用三个值拟合，向核心中心呈现至少1或2个数量级的丰度明显降低。Bonnor-Ebert分析表明，地核的引力不稳定，磁场也不足以避免坍缩。分子在尘埃颗粒上的耗尽发生在核心的内部，在那里尘埃颗粒生长和尘埃去极化也发生了。这表明这些属性可能是相关的。另一方面，一些分子表现出不对称的综合发射图，这似乎是与以前报道的亚毫米偏振不对称。这些不对称性可能是由于核心西侧的星际辐射场更强。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Momentum deposition of supernovae with cosmic rays
大质量恒星以超新星形式的剧烈爆炸是星系形成的关键因素之一。然而，在磁场或宇宙射线（CR）存在的情况下，它们的演化并没有得到很好的理解。我们研究膨胀的个别超新星遗迹（SNRs）使用我们的套件的三维流体动力学（HD），磁流体动力学（MHD）和CRMHD模拟使用RAMSES。我们探索多个环境密度，磁场和超新星能量的分数沉积为CR（$χ_{\rm CR}$），占宇宙射线各向异性扩散和流。在Sedov-Taylor阶段结束之前，我们的所有运行都具有可比的演化。然而，我们的CRMHD模拟经历了额外的CR压力驱动的扫雪阶段，一旦CR能量占主导地位的SNR内。我们提出了一个模型的超新星，捕获这个新的阶段：$p_{\rm SNR} = 2.87\times 10^{5} (χ_{\text{CR}} + 1)^{4.82}\left(\frac{n}{\text{cm}^{-3}}\right)^{-0.196} M_{\odot}$公里秒$^{-1}$的最后动量沉积。假设CR中SN能量的10%会导致最终动量增加50%，我们的模型预测在较低的环境密度下会产生更高的影响。假设一个初始均匀的磁场，CRs的各向异性扩散导致扩展的气体和宇宙射线从超新星极逃逸。我们还研究了一个纠缠的初始配置的磁场，而不是在准各向同性扩散的CR和早期的动量沉积。最后，我们的模拟使用POLARIS代码的合成同步辐射观测表明，在星…
2021-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetised HI superbubbles in the Small Magellanic Cloud revealed by the POSSUM pilot survey
本文利用POSSUM先导巡天的法拉第旋转测量数据，研究了小麦哲伦云中三个最大HI超级气泡的磁场性质，发现壳层边缘磁场强度显著增强，证实了磁流体动力学模型的解释。
2024-09-26 astro-ph.GA
