Submillimeter Polarization of Galactic Clouds: A Comparison of 350 micron and 850 micron Data
Hertz和SCUBA旋光仪分别工作在350微米和850微米，测量了数十个银河系云中的偏振发射。在每个数据集中的云中，有17个是由两种仪器以良好的偏振信噪比绘制的。我们提出的地图，这17个云比较双波长偏振振幅和位置角在相同的空间位置。在云的总数相比，这是一个四倍的增长比以前的工作。在整个数据集中，可以看到波长之间的实际位置角度差。当λ（850）-λ（350）的分布以零为中心（接近相等的角度）时，64%的具有高偏振信噪比（P >= 3σ_p）的数据点具有|（850）-（350）|> 10度。在位置角变化小（<= 10度）的那些数据中，偏振振幅的中值比为P（850）/P（350）= 1.7 +/-0.6。该值与先前在较小样品和模型上进行的工作一致，这些样品和模型需要不同颗粒特性和偏振效率的混合物。随着偏振数据，我们也编制了在这两个波长的强度数据，我们发现一个趋势，减少偏振增加850至350微米的强度比。这里提供的所有偏振和强度数据（总共1699个点）都有电子格式。
2012-04-05 astro-ph.GA
Submillimeter and Far-Infrared Polarimetric Observations of Magnetic Fields in Star-Forming Regions
目前和下一代的亚毫米波偏振仪对恒星形成区域的观测，将为恒星形成过程早期阶段所涉及的云到核大小尺度上的磁场演化提供新的线索。最近的广域和高灵敏度的偏振观测引起了人们对恒星形成区磁场结构建模的关注，这是由于星际介质中尘埃偏振特性的变化。然而，这些观测也首次提供了足够的信息，开始打破由于磁场子束结构导致的极化效率变化和去极化之间的简并性，从而准确地推断恒星形成星际介质中的磁场特性。在这篇文章中，我们讨论了用单碟仪器对恒星形成区进行的亚毫米和远红外偏振观测。我们总结了过去，现在和即将到来的单碟仪器，并讨论了技术已经开发或建议解释极化观测，无论是为了推断的形态和强度的磁场，并以确定环境中的灰尘极化观测可靠地跟踪磁场。我们回顾了最近的分子云，细丝，无星和原恒星的核心偏振观测，并讨论了如何应用全方位的现代分析技术，最近的观测将推进我们的理解所发挥的作用，由磁场在早期阶段的恒星形成。
2019-04-09 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
Interstellar extinction and interstellar polarization: old and new models
该评论包含了星际消光和偏振的观测和模型曲线的分析。这些观测主要提供了弥漫和半透明星际云中尘埃的信息。讨论了球形/非球形、均匀/非均匀尘埃颗粒模型的特点。着重分析了星际云的粒度分布、排列机制和磁场结构。结论是星际消光和偏振的解释还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Complex organic molecules in diffuse clouds along the line of sight to Sgr B2
到目前为止，大多数相对简单的分子已被发现在星际弥漫分子云在我们的星系，但更复杂的物种已被报道在弥漫/半透明介质的z = 0.89的螺旋星系。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的高灵敏度和角分辨率，我们的目标是沿着Sgr B2（N）的视线在弥漫的分子云中寻找复杂的有机分子。我们使用作为与ALMA进行的EMoCA调查的一部分获得的数据。为了分析Sgr B2（N）中超紧凑HII区域K4检测到的分子的吸收特征，我们计算了这些分子的合成光谱，并拟合了它们的柱密度、线宽、质心速度和激发温度。本文报道了在银河系中心（GC）弥散云中检测到CH 3OH、CH 3CN、CH 3CHO、HC 3 N和NH 2CHO，在盾臂弥散云中检测到CH 3OH和CH 3CN，发现其中一个GC弥散云的化学成分与z=0.89的旋涡星系弥散/半透明介质的化学成分相似。扩散分子ISM中导致化学复杂性的化学过程似乎自z=0.89以来保持相似。正如先前的研究所提出的，扩散分子云中存在的COMs可能是由于扩散和致密状态之间云收缩和膨胀的周期性星际过程。
2017-08-24 astro-ph.GA
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
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
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
Characterization of Turbulence from Submillimeter Dust Emission
本文利用我们最近估计磁场湍流分量的方法，导出了非偏振辐射的结构函数以及偏振辐射的Stokes Q和U参数的结构函数。OMC-1 350 μ mSHARP偏振数据的结构函数的解允许确定相应的湍流相关长度尺度。这些长度尺度的估计值为9.4”+/- 0.1”、7.3”+/- 0.1”、12.6”+/- 0.2”（或在450 pc时为20.5 +/-0.2、16.0 +/- 0.2和27.5 +/- 0.4 mpc，OMC-1采用的距离），和非偏振发射N。我们目前对Q和U的结果与以前通过其他方法获得的结果是一致的，并可能表明磁化湍流中存在各向异性。我们推断一个弱耦合的尘埃组件负责的非偏振发射N和磁场B之间的显着差异的湍流相关长度尺度。
2012-02-06 astro-ph.GA
Polarized emission by aligned grains in the Mie regime : application to protoplanetary disks observed by ALMA
ALMA在毫米波段观测到的某些原行星盘的方位角偏振模式，使人们怀疑它们是由与磁场线对齐的尘埃颗粒产生的。这些结论是基于瑞利机制中尘埃偏振发射的计算，即颗粒尺寸远小于波长。然而，在这样的磁盘的晶粒尺寸估计通常是在0.1 - 1毫米的范围内，从独立的观察。本文研究了在米氏区，即平均晶粒尺寸接近波长时，定向晶粒发射的尘埃偏振特性。使用T-MATRIX和DustEM程序，我们计算了在完全自旋排列的晶粒中，对于不同粒度分布的弱伸长扁长和长扁星硅酸盐组成的晶粒，平均粒度从10 μm到1 mm，发射偏振分数的光谱依赖性。在亚毫米和毫米波长范围内，对于大于~ 250 μm的晶粒，B场取向晶粒的极化变为负，这意味着极化矢量变为平行于B场。在波长λ ~ 1 mm处出现从正极化到负极化的转变，小于100 μm的晶粒不存在负极化区。当使用现实的晶粒尺寸分布的磁盘与晶粒的亚毫米级的大小，由对齐的晶粒的热发射的偏振方向被证明是平行的磁场的方向在一个显着的分数通常用于观察年轻的原行星盘的波长。这一性质可以解释ALMA观测到的某些圆盘中极化矢量的特殊方位角取向，并证明了尘埃极化辐射追踪圆盘中磁场的守恒能力。
2020-01-23 astro-ph.GA
Interplay of dust alignment, grain growth and magnetic fields in polarization: lessons from the emission-to-extinction ratio
偏振消光和发射的尘埃在星际介质（ISM）是很难解释的，因为他们有一个复杂的依赖于尘埃的光学性质，晶粒排列和磁场方向。在分子云中尤其如此。目前的数据尚未充分发挥其潜力。特别是，发射和消光的组合提供了单独从其中任何一个都无法获得的信息。我们结合数据从科学文献中的偏振尘埃消光普朗克数据的偏振发射，我们用它们来约束可能的变化，尘埃和分子云内的环境条件，特别是半透明的视线，考虑到磁场方向。重点讨论了消光时最大偏振波长λ max与消光偏振、发射偏振及其比值等观测量之间的关系。我们开始使用蒙特卡罗模拟再现这些相关性，其中尘埃模型中的相关量-颗粒排列，尺寸分布和磁场方向-变化以模拟分子云内部预期的不同条件。所选择的量中没有一个能单独解释观测数据：当所有量在云之间和云内都有显著变化时，可以获得最佳结果。然而，一些数据-最值得注意的是具有低发射消光偏振比的恒星-没有被我们的模拟再现。我们的研究结果表明，不仅尘埃演化是必要的，以解释分子云的偏振，但一个简单的尺寸分布的变化是不足以解释的数据，并指出未来和更复杂的模型的方向。
2017-03-08 astro-ph.GA
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
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
Interpreting the Role of the Magnetic Field from Dust Polarization Maps
尘埃偏振观测从亚毫米波阵列（SMA）和加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）进行了分析，目的是提供一个通用的工具来解释分子云中的磁场的作用。观测到磁场和尘埃发射梯度方向显示出不同的模式和特征。假设发射梯度方向与磁流体力学（MHD）力方程中的密度梯度方向一致，这两个方向之间的角度$δ$可以解释为磁场对准偏差。在SMA高分辨率（塌陷）岩心中，$δ$中的额外对称性可以揭示吸积和流出区。所有这些观察结果表明，角度$δ$是一个相关的数量，可以评估的磁场的作用。实际上，当将该角度与（无投影）磁场显著性θ_B（Koch等人，2012 a）进行比较时，证明了|δ|得到了近似值，即λ_B的变化。因此，磁场的变化对$δ$的对准偏差跟踪磁场变化的作用。角度$δ$在观测上是直接确定的，提供了区分轻微或显著磁场影响区域的工具。CSO M+0.25+0.01、Mon R2、CO+0.02-0.02、M-0.02-0.07源以及来自W51 e2、W51 North、Orion BN/KL和g5.89的SMA高分辨率数据就是例证。额外的CSO来源进行了分析，提供了进一步的支持这一结果。最后，基于我们的样本中发现的31个源的不同特征，涵盖了从大型复合体到坍塌核心的大小，提出了一个示意性的演化情景（删节）。
2013-08-28 astro-ph.GA
Striations in the Taurus molecular cloud: Kelvin-Helmholtz instability or MHD waves?
利用亚利桑那射电天文台10米亚毫米波望远镜获得的12CO和13CO J = 2 - 1辐射的新观测资料，研究了金牛座分子云半透明包层中沿局部磁场方向排列的条纹的起源。这些数据确定了一个周期性的模式，过量的蓝色和红移的排放，是负责条纹。对于12CO和13CO，J = 2 - 1与J = 1 - 0线比的空间变化很小，并且与条纹位置在空间上不相关。一个未解决的CO发射子结构（细胞）的光束面积填充因子小于单位在任何速度的介质是必需的，以解释的平均线比和亮度温度。我们建议，条纹的调制的速度和光束填充因子的细胞作为一个结果的开尔文-亥姆霍兹不稳定性或磁声波传播通过金牛座分子云的信封。这两个过程都可能是亚阿尔夫文分子云中的常见特征，并且可以解释低柱密度、卷云状特征，这些特征与尘埃发射远红外探测中在整个星际介质中观察到的磁场类似。
2016-06-28 astro-ph.GA
Local Bubble contribution to the 353-GHz dust polarized emission
到目前为止，还没有显示在与宇宙微波背景（CMB）研究相关的频率上的弥漫的银河系极化发射是来自我们银河系的附近还是更远的区域。这就质疑了以前在局部和大尺度上约束磁场模型的尝试。这项工作的范围是调查和量化的贡献的尘埃和磁化的本地星际介质所观察到的发射，是由热尘埃偏振。我们使用恒星作为距离蜡烛，并通过比较热尘埃在亚毫米波长下偏振的发射和星光引起的光学偏振来探测视线亚毫米偏振特性。我们提供了统计上可靠的证据表明，在高银河系纬度（$|b| \geq 60^\circ$），$353$ GHz极化天空观测到的\textit{Planck}是由一个接近的磁化结构，延伸之间的$200$和$300$ pc和符合壳的本地泡沫。我们的研究结果将有助于模拟本地气泡的磁场和描述CMB银河系前景。
2019-11-02 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
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
Detection of a Magnetized Disk around a Very Young Protostar
我们目前的亚弧秒分辨率偏振观测的878妈妈热尘埃连续发射的亚毫米阵列（SMA）对IRAS 16293-2422原恒星双星系统。我们报告的线性偏振尘埃排放所产生的拱星盘与IRAS 16293-2422 B原恒星的检测。~1.4$%的分数极化仅略低于在这种盘中从理论计算所预期的。从尘埃极化中得到的天空平面上的磁场结构表明，圆盘中存在复杂的磁场几何形状，可能与旋转圆盘有关，该圆盘如模拟所预期的那样包裹着场线。在亚角秒角分辨率下，IRAS 16293-2422 A周围的偏振仅被边缘检测到。
2013-11-25 astro-ph.GA
Synthetic dust polarization emission maps at 353 GHz for an observer placed inside a Local Bubble-like cavity
本研究模拟了类 Local Bubble 腔体内部观测者在 353 GHz 的尘埃偏振发射，发现腔壁作为半透明偏振滤光片影响背景发射，且合成数据与 Planck 卫星观测在中纬度定性一致，但高纬度结构差异表明银河系全局环形磁场的重要性。
2023-06-19 astro-ph.GA
A Comparison of Multi-Phase Magnetic Field Tracers in a High-Galactic Latitude Region of the Filamentary Interstellar Medium
了解银河系磁场如何穿过多相星际介质（ISM）仍然是一个相当大的挑战，因为不同的磁场示踪剂探测不同的相位和场分量。我们寻找一个共同的磁场之间共享的电离和中性ISM的证据，通过比较1.4 GHz的无线电连续极化和HI线发射的银河阿雷西博L波段馈电阵列连续凌日调查（GALFACTS）和银河阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）调查，分别。我们计算的偏振梯度的连续发射和搜索协会与弥漫/半透明HI结构。极化梯度是敏感的热电子密度和视线的磁场强度（$B_\parallel$）在温暖的电离气体的综合产品的变化，而狭窄的HI结构突出了冷中性气体的天空场的平面方向。我们在高银河纬度的阿雷西博天空中确定了一个区域，G216+26以$(\ell,b)\sim(216°,+26°)$为中心，在偏振梯度中包含细丝，这些细丝与大致平行于银河平面的狭窄HI结构对齐。我们提出了一个多相位的观测和磁场示踪剂的比较，这一地区，表明温暖的电离和冷中性介质连接可能通过一个共同的磁场。我们量化与H $α$发射相关的极化梯度丝的物理性质，测量视线场强$B_\parallel=6{\pm}4 μ$ G和等离子体β $β=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。我们讨论了缺乏广泛的多相磁场对齐，并考虑该地区是否与一个短的时间尺度或物理罕见的现象。这项工作突出了多示踪剂分析了解磁化ISM的效用。
2021-12-06 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
Multi-scale Dust Polarization and Spiral-like Stokes-I Residual in the Class I Protostellar System TMC-1A
我们利用亚毫米波阵（SMA）和阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵（ALMA）分别以~3”和~0.3”的角分辨率观测了金牛座分子云中的I类原恒星TMC-1A。ALMA观测还包括CO、13 CO和C 18 O J=2-1谱线。SMA观测跟踪磁场在1000-AU规模，其方向既不平行，也不垂直于流出方向。应用Davis-Prasekhar-Fermi方法对SMA偏振角色散进行了计算，得到TMC-1A包线中的场强为1-5 mG。这与将径向下落速度降低到观测值所需的场强一致，该观测值基本上小于局部自由下落速度。ALMA偏振观测包括两个不同的分量-中央分量和南北分量。中心分量显示在磁盘短轴的偏振方向是方位角，这表明在TMC-1A磁盘的灰尘自散射。北/南分量位于流出轴上，偏振方向与流出方向一致。我们讨论了这种极化结构的可能起源，包括由环形磁场的晶粒排列和由气体流出的机械排列。此外，我们发现了一个螺旋状的总强度（斯托克斯I）的剩余首次。C18 O的发射表明，螺旋状结构中的物质以当地开普勒速度的20%的速度下落。
2021-07-22 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
First Detection of 350 Micron Polarization From a Radio-loud AGN
我们报告的第一次检测到的线性偏振发射在350 $μ$米的观测波长从无线电响亮的活动星系核3C 279。我们在2014年3月13日和14日使用加州理工学院亚毫米波天文台的SHARP偏振仪对3C 279进行了偏振观测。首次探测到线偏振，偏振度为13.3 $\pm$ 3.4（$3.9σ$），电矢量位置角（EVPA）为34.7 $^\circ\pm5.6^\circ$。我们还在2014年3月6日（单碟）与韩国甚长基线干涉测量（VLBI）网络在13，7和3.5 mm双偏振下同时观测了3C~279，并在3月22日（VLBI）在13，7，3.5和2.3 mm下以毫角秒（mas）尺度成像。我们发现，在13 mm ~ 350 $μ$ m范围内，线偏振度从10%增加到13%，并且在质量尺度上，在$<10^\circ$范围内，所有观测频率下的EVPA都平行于喷流方向，这意味着在最里面的区域，积分磁场垂直于喷流方向。我们还发现，法拉第旋转措施RM是在一个范围内的$-6.5\times10^2 \sim -2.7\times10^3$ rad m $^{-2}$之间的13和3.5毫米，并缩放为波长的函数：$|{\rm RM}|\proptoλ^{-2.2}$。这些结果表明，在1~mas尺度范围内，致密射流中产生了毫米和亚毫米偏振辐射，并受到射流中或射流附近法拉第屏的影响。
2015-07-15 astro-ph.GA
Polarization Substructure in the Spiral-Dominated HH 111 Disk: Evidence for Grain Growth
利用ALMA对HH 111原行星盘的观测，发现偏振强度与旋臂呈反相关，建模表明该现象源于约150微米颗粒的尘埃自散射，为颗粒生长提供了证据。
2024-07-30 astro-ph.GA
Cosmic Amorphous Dust Model as the Origin of Anomalous Microwave Emission
我们已经表明，由无定形硅酸盐尘埃（a-Si）和无定形碳尘埃（a-C）组成的无定形尘埃的热发射提供了良好的拟合，所观察到的强度和分子云的偏振光谱。反常微波辐射（AME）来源于近似球形的a-C引起的二能级系统（TLS）的共振跃迁。另一方面，在亚毫米波段观察到的偏振发射来自a-Si。通过考虑a-C，AME的极化分数的模型预测显著降低。我们的模型预测英仙座和W 43分子云在17 GHz的极化分数的3个$σ$下限分别为$8.129 \times 10^{-5}$和$8.012 \times 10^{-6}$。与a-Si相比，a-C的热容随温度的变化表现出特殊的行为。到目前为止，a-C的性质是星际尘埃颗粒所独有的。因此，我们将我们的尘埃模型称为宇宙无定形尘埃模型（CAD）。
2020-08-31 astro-ph.GA
High-Angular Resolution Dust Polarization Measurements: Shaped B-field Lines in the Massive Star Forming Region Orion BN/KL
我们目前的观测结果的热尘埃连续辐射和它的线性偏振在最近的大质量恒星形成的网站之一猎户座BN/KL在猎户座分子云-1。这些观测是用亚毫米阵列进行的。在角分辨率为1”（~2 mpc; 480 AU）的条件下，我们探测并分辨出BN/KL区附近的致密核。在波长约870微米时，偏振尘埃辐射可以用来追踪这个恒星形成核心中的磁场结构。尘埃连续体似乎是从一个V形区域产生的，在较大尺度上观察到的爆炸流出中心几乎与一个空腔重合。观察到的偏振的位置角（P.A.s）显著地变化，总共约90度，但平滑地变化，即，卷曲状，穿过尘埃山脊。这种偏振模式可以用尘埃颗粒与流出物磁性对齐而不是机械对齐来解释，因为后一种机制会导致PA平行于流出物的方向，即，放射状的因此，通过将偏振的P.A.s旋转90度来导出投影在天空平面中的磁场。我们发现在整体磁场形态的方位角对称结构，与磁场方向指向2.5”以西的爆炸流出的中心。我们还发现了一个优选的对称平面在一个P.A. 36度，垂直于0.5 μ c尘埃脊的平均磁场方向（120度）。两种可能的解释所观察到的磁场结构的起源进行了讨论。
2010-06-16 astro-ph.GA
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
Dust continuum and Polarization from Envelope to Cores in Star Formation: A Case Study in the W51 North region
我们提出了第一个高角分辨率（高达0.7”，~5000 AU）的偏振和热尘埃连续图像朝向大质量恒星形成区W51北。观测是在870微米波长下用亚毫米阵列（SMA）在次紧凑（SMA-SubC）和扩展（SMA-Ext）配置中进行的。W51 North在870微米连续图像中被分解为四个核心（SMA 1至SMA 4）。相关联的尘埃极化表现出更复杂的结构比在较低的角分辨率。我们使用SMA-Ext和SMA-SubC数据分析了SMA 1至SMA 4核心和包络中的天空平面磁场（B_bot）的推断形态。这些结果与从CSO和JCMT获得的B_bot存档图像进行了比较。尘埃强度梯度位置角（phi_{nabla I}）和磁场位置角（phi_B）之间的相关性被发现在CSO，JCMT和两个SMA数据集。并对这种相关性进行了定量分析。系统紧密的相关性之间的phi_{nabla I}和phi_B被发现在核心，而相关性降低在核心以外的地区。磁场-重力比（Sigma_B）图是使用Koch、Tang和Ho 2012年新开发的极化强度梯度法得出的。我们发现，在所有4个数据集中，在岩心中的力比往往很小（Sigma_B <= 0.5）。在地核以外的区域，比值增加，或者场甚至主导重力（Sigma_B > 1）。这可能为岩芯中phi_{nabla I}和phi_B之间的紧密相关性提供了物理解释：B场线被重力拖曳和对齐的越多，相关性就…
2012-12-04 astro-ph.GA
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
CMB Shadows: The Effect of Interstellar Extinction on Cosmic Microwave Background Polarization and Temperature Anisotropy
我们评估的宇宙微波背景（CMB）和前景组件之间的组件分离的准确性的下降所造成的忽视的吸收的CMB的宇宙微波背景的银河系星际物质。由于尘埃成分，由CMB阴影引起的温度各向异性的幅度约为1 uK。该值与即将进行的CMB实验中探测非高斯性研究所需的噪声水平相当。此外，由尘埃引起的CMB阴影所引起的偏振幅度与原始引力波所留下的CMB B模式偏振的RMS值相当或更大。我们表明，应用单幂律模型作为观测到的多频数据的尘埃光谱引入系统误差，这是可比的或大于所需的噪声水平即将CMB B模式偏振实验。从亚毫米波段数据中推导出尘埃发射的本征谱，将系统误差降低到所需的噪声水平以下。然而，这种方法要求粉尘温度测量的精度优于百分之几。我们的结论是，在未来的CMB任务中，必须考虑由于灰尘的CMB阴影，以实现其目标灵敏度。我们的结果对于探测张量标量比为r=10^{-3}的原始CMB B模偏振具有重要意义。
2020-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA resolves the hourglass magnetic field in G31.41+0.31
上下文亚毫米阵列（SMA）对热分子核心G31.41+0.31的870微米偏振观测揭示了迄今为止在高质量恒星形成区域中沙漏形磁场形态的最清晰例子之一。目的。为了更好地确定磁场在G31.41+0.31坍缩中所起的作用，我们进行了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测，以1.3毫米的角分辨率比以前的（亚）毫米观测高四倍，以获得前所未有的磁场形态图像。方法.我们使用ALMA在233 GHz（频带6）进行全极化观测。得到的合成光束为0.28“x 0 - 20，在源的距离处，其对应于~875 au的空间分辨率。结果这些观测结果解析了G31.41+0.31中磁场的结构，并使我们能够详细研究该磁场。G31.41+ 0.41主核的极化发射成功地与由磁场支撑的环形线圈的半解析静磁模型拟合。最佳拟合模型表明，磁场可以很好地由极向场表示，极向场的环向分量可能占极向分量的约10%，方向为东南至西北，约为-44度，倾角约为-45度。磁场的方向垂直于在这个核心中检测到的1 E3 - 1 E4 au尺度的东北-西南速度梯度。这支持了速度梯度是由于旋转的假设，并表明这种旋转对磁场的影响很小。用Davis-Grasekhar-Fermi方法估计的核心中心区域的磁场强度为~8-13 mG，这意味着该区域的质量通量比略超临界。
2019-08-05 astro-ph.GA
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
JCMT BISTRO Survey observations of the Ophiuchus Molecular Cloud: Dust grain alignment properties inferred using a Ricean noise model
在偏振亚毫米辐射测量中，偏振分数$p$对总强度$I$的依赖性通常被参数化为$p\propto I^{-α}$ $(α\leq 1)$，并用于推断恒星形成区域中的尘埃颗粒排列效率，其中指数$α=1$表示颗粒几乎完全没有与磁场对齐。在这项工作中，我们表明，非高斯噪声特性的偏振分数可能会产生明显的测量$α\sim 1$，即使在数据中具有显着的信号-噪声在斯托克斯$Q$，$U$和$I$发射，因此与强大的测量偏振角。我们提出了一个简单的模型证明这种行为，并提出了一个标准，通过该标准，以及表征测量的极化分数可以确定。我们证明，在我们的模型是适用的，$α$可以恢复拟合的$p-I$关系与平均值的水稻分布，没有统计去偏极化分数。我们将我们的模型应用到JCMT BISTRO调查POL-2 850 $μ$ m观测的蛇夫座分子云中的三个团块，发现在外部照明的Oph A区域，$α\approx 0.34$，而在更孤立的Oph B和C，尽管他们不同的恒星形成历史，$α\sim 0.6-0.7$。因此，我们的研究结果表明，致密气体中的尘埃颗粒排列更强烈地受到入射星际辐射场的影响，而不是恒星形成历史。我们进一步发现，在比以前认为的气体密度高得多的情况下，晶粒可能会与磁场保持一致，从而可以研究恒星形成团块和核心内的磁场特性。
2019-06-08 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
Aligned Grains and Scattered Light Found in Gaps of Planet-Forming Disk
通过HL Tau盘的高分辨率偏振观测，发现间隙中偏振角具方位角分量且偏振分数更高，表明偏振源于散射和对齐长形颗粒发射，固有偏振超10%。
2023-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interferometric observations of magnetic fields in forming stars
磁场是恒星形成的关键因素。在过去的二十年里，毫米和亚毫米干涉仪在揭示磁场在恒星形成中的作用方面取得了重大进展，空间尺度越来越小。从千秒差距尺度的分子云到内部几百个金的形成恒星，在毫米和亚毫米波长的偏振主要是由偏振热尘埃辐射，其中尘埃颗粒相对于磁场排列。干涉测量研究的重点是这种尘埃偏振，偶尔对偏振的光谱线发射。我们回顾了磁化恒星形成领域的几个问题的背景下，继续激励研究的高质量和低质量的恒星形成的当前状态。通过对单个研究结果的汇总和分析，我们得出以下几个结论：（1）低质量原恒星核的磁场和外流是随机排列的，这表明~1000 au尺度的磁场不是决定嵌入盘和外流角动量的主导因素。(2)最近测量的热和动力学性质的高质量恒星形成区域揭示了小维里参数，挑战平衡恒星形成的假设。然而，我们估计，这些物体中几分之一mG到几mG的磁场强度可以使致密气体接近平衡状态。最后，（3）我们发现，在0.01 - 0.1 pc尺度下，具有沙漏形磁场形态的少数源不能纯粹用投影效应来解释，这表明，虽然它偶尔发生，但磁主导的核心坍缩并不是低质量或高质量恒星形成的主要模式。[摘要]
2019-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for cloud-to-cloud variations in the ratio of polarized thermal dust emission to starlight polarization
South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文学系）；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学信息分子实验室）；Department of Physics, University of Crete（克里特大学物理学系）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology – Hellas（希腊研究与技术基金会天体物理研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
研究利用新发布的恒星偏振数据，结合罗布波尔光学偏振测量和普朗克卫星数据，发现云间极化热尘辐射与星光极化比存在显著差异，表明云中尘埃极化特性可能不同。
2026-02-16 astro-ph.GA
Magnetically aligned dust and SiO maser polarization in the envelope of the red supergiant VY CMa
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列波段5对红超巨星VY CMa的科学验证观测，研究了SiO热脉泽谱线和尘埃连续谱在~ 1.7mm波长的偏振。我们分析了线和圆偏振，推导出磁场强度和结构，假设线的偏振源于塞曼效应，而尘埃的偏振源于排列的尘埃颗粒。我们还讨论了其他影响，可能会引起所观察到的极化。我们检测到，第一次，显着的偏振（~3%）的拱星尘埃辐射在毫米波长。极化是均匀的，电矢量位置角为$\sim8^\circ$。对于J=4-3的28 SiOv =0，1，2和29 SiOv =0，1谱线，检测到不同水平的线偏振，其中29 SiOv =1脉泽的最强偏振分数约为30%。线性偏振矢量随速度旋转，与早期的观测结果一致。我们还发现显着（高达1%）的圆偏振在几条线，与以前的测量一致。我们的结论是，检测是强大的校准和定期仪器误差，虽然我们还不能完全排除非标准仪器的影响。从磁性排列的晶粒发射是最有可能的起源所观察到的连续极化。这意味着尘埃嵌入在大于13 mG的磁场中。脉泽线极化跟踪磁场结构。气体和尘埃中的磁场与近似的环向场结构一致，但只有更高的角分辨率观测才能揭示更详细的场结构。如果圆极化是由于塞曼分裂，它表明一个磁场强度~1-3高斯，与以前的微波激射观测一致。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A First Look at BISTRO Observations of The $ρ$ Oph-A core
我们提出了850 $μ$ m的成像偏振测量数据的$ρ$ Oph-A核心采取的亚毫米波通用用户测辐射热仪阵列-2（SCUBA-2）及其偏振计（POL-2），作为我们正在进行的调查项目的一部分，BISTRO（B-领域在恒星形成区域）。极化矢量被用来识别以0.01 pc的分辨率投射在天空平面上的磁场的方向。我们确定了10个子区域具有不同的极化分数和角度的0.2 pc $ρ$ Oph A核心，其中一些可以是一个相干的磁场结构的一部分，在$ρ$ Oph区域。结果是一致的$ρ$ Oph-A，其中的偏振度是在几个平行的水平，最明亮的区域的先前的观测结果，但我们的数据揭示了第一次在较暗的区域周围的核心，其中的偏振度高得多（$> 5 \%$）的磁场结构。与以往的近红外偏振测量数据的比较表明，有几个磁场分量是一致的，在近红外和亚毫米波波长。使用Davis-Prasekhar-Fermi方法，我们还得到了几个子核心区域的磁场强度，其范围从大约0.2到5 mG。我们还发现了一个相关的磁场方向投影在天空中的核心质心速度分量。
2018-04-25 astro-ph.GA
VAPOLA -- A multi-year, multi-band polarization survey of AGN and Sgr A* at mm wavelengths with ALMA I. Survey Overview and Science-Ready Archival Products
Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；University of Balearic Islands（巴利阿里群岛大学）；Institute of the Balearic Islands (IAIB)（巴利阿里群岛研究所）；Health Research Institute of the Balearic Islands (IdISBa)（巴利阿里群岛健康研究所）；Universidade São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciéencias Atmosféricas（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；INAF-Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文学研究所）；INAF–Italian Centre for Astronomical Archive（意大利天体物理研究所意大利天文档案中心）
介绍VAPOLA，首个关于AGN和Sgr A*的ALMA观测高级数据产品库。基于自动管道处理数据，通过用户友好网站提供即用数据，方便非专家用户分析，推动多领域研究，还提供相关参数和元数据。
2026-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
Polarized Dust Emission in Arp220: Magnetic Fields in the Core of an Ultraluminous Infrared Galaxy
利用SMA在345 GHz对原型ULIRG Arp 220进行观测，首次在其合并核区探测到尘埃偏振发射，揭示了西核盘面内磁场受核间相互作用影响，且未受外流重新排列的特征。
2024-12-19 astro-ph.GA
