Optical and UV surface brightness of translucent dark nebulae: Dust albedo, radiation field and fluorescence emission by H2
星云LDN 1780，LDN 1642和LBN 406的光度测量被用来获得尘埃的散射特性，并调查存在的紫外荧光发射的分子氢和扩展的红色发射（ERE）。我们使用了地面望远镜的多波长光学光度测量和成像以及来自空间GALEX和SPREX/FIMS仪器的档案成像和紫外光谱数据。我们使用蒙特卡罗RT和观测数据和合成模型的ISRF在太阳附近。利用ISO和Herschel空间天文台测量的背景星的近红外过量和尘埃的200/250 μ m远红外发射确定了穿过云层的视线距离。目标云的光学表面亮度可以用散射光来解释。粉尘的吸收度范围为0.58（3500 A）~ 0.72（7500 A）。LDN 1780的SED是根据光学深度和背景散射光效应而不是ERE来解释的。LDN 1780的FUV表面亮度不能仅用散射光来解释。在LDN 1780中，H_2在1400 ~ 1700波长范围内的荧光发射已被检测和分析。我们的Escudo值与Weingartner和Draine的尘埃模型以及THEMIS CMM模型对演化的核幔颗粒的预测一致。LDN 1780的H2荧光发射显示出明显的二分法，其南侧的偏好，其中增强的照明冲击从天蝎座OB 2协会和O星Zeta OPH。一个很好的相关性被发现之间的H2荧光和先前映射的21厘米的过量发射。LDN 1780中的H2荧光发射已经使用PDR代码建模; H2柱密度和总气体密度的结果值与从…
2018-06-16 astro-ph.GA
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
The mixing of dust and gas in the high latitude translucent cloud MBM 40
上下文高纬度分子云（以下简称HLMC）允许星际气体动力学和天体化学的研究具有良好的准确性，因为它们的接近，通常清晰的视线，以及缺乏内部恒星形成活动，这可能会严重改变物理环境。MBM 40是最近的HLMC之一，已被广泛研究，使其成为推断和研究尘气混合比（DGMR）的极好目标。目标。尘埃和气体在星际介质中的混合仍然是跟踪天体化学演化和分子丰度的基本问题。由于$H_2$不能直接观测到，而且HI光谱总是显示出不同的动力学剖面，这些剖面混合在一起，与云没有直接的关系，因此很难对分子和原子气体进行解释。我们使用了两种独立的策略来推断分子和原子气柱密度，并计算粉尘与气体的混合比。方法.我们结合$HI$ 21厘米和$^{12}CO$线观测与IRAS 100 $μ$米图像推断尘埃气体混合比内的云。使用混合高斯分解提取云21 cm轮廓，其中使用$^{12}CO$推导总分子氢柱密度。红外图像被用来计算粉尘排放量。结果尘埃与气体的混合比在云内几乎是均匀的，如发夹结构所示。总氢柱密度和100 $μ$ m发射率在$N(H_{tot})$的一个数量级的范围内线性相关。
2023-01-13 astro-ph.GA
The densities in diffuse and translucent molecular clouds: estimates from observations of C$_2$ and from 3-dimensional extinction maps
本文利用Najar和Kalugina（2020）更新的C$_2$-H$_2$碰撞速率系数，重新建模46个视线方向的C$_2$吸收观测，发现星际云密度比旧值低4到7倍，并与三维消光图结果一致，同时导致宇宙射线电离率估算相应下调。
2024-09-01 astro-ph.GA
Radiative Transfer in a Translucent Cloud Illuminated by an Extended Background Source
本文讨论了半透明云在扩展背景光源照射下的辐射转移理论。首先，我们推导出一个严格的解决方案的假设，多次散射产生各向同性通量的基础上。然后，我们推导出一个更易于管理的分析近似，它很好地匹配的结果，严格的方法。为了验证我们的模型，我们将我们的预测与精确的实验室测量结果进行比较，这些测量结果针对各种类型的特征良好的颗粒，包括分别代表天文冰和金属颗粒的纯电介质和强吸收材料，在不需要添加自由参数的情况下找到了极好的一致性。我们使用我们的模型来探索一个天体物理云的行为，由一个弥漫的源与尘埃颗粒具有典型的ISM颗粒的Draine & Lee（1984年）和原行星盘的参数，与应用程序的黑暗剪影盘114-426在猎户座星云。我们发现，散射项修改的透射辐射，无论是在强度（消光）和形状（红化）的光谱分布。特别是，对于小的光学厚度，我们的研究结果表明，散射使得在可见光波长的红化几乎可以忽略不计。一旦光学厚度增加到足够大，散射事件的概率接近或大于1，就会出现红化，但相对于视线吸收的标准表达式会有明显的修改。此外，晶粒折射率的变化，特别是吸收量的变化，也发挥了重要作用，改变光谱透射曲线的形状，与介电晶粒显示最小量的红化。
2017-04-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Constraints on the Physical Properties of Interstellar Dust in the Post-Planck Era
我们提出了一个综合的天文观测约束波长依赖的消光，发射和偏振星际尘埃从紫外线到微波波长的弥漫银河视线。代表性的固相丰度，这些视线也来自。鉴于普朗克卫星提供的偏振尘埃发射的敏感的新观测，我们特别强调尘埃偏振，包括连续偏振消光，偏振的碳质和硅酸盐的光谱特征，尘埃发射的波长依赖的偏振部分，光学偏振消光和远红外偏振发射之间的连接。总之，这些构成了一组约束，应该由弥漫的星际介质中的尘埃模型再现。
2021-01-18 astro-ph.GA
Toward a robust physical and chemical characterization of heterogeneous lines of sight: The case of the Horsehead nebula
针对异质视线方向，提出由三个均匀气体平板组成的云模型，结合RADEX和最大似然估计拟合CO及HCO$^+$同位素谱线，成功恢复马头星云物理化学性质，并有望推广至宽场数据。
2024-10-22 astro-ph.GA
Evidence for Line-of-Sight Frequency Decorrelation of Polarized Dust Emission in $Planck$ Data
如果一个单一的视线（LOS）拦截不同的光谱能量分布和磁场方向的多个尘埃云，每个斯托克斯$Q$和$U$参数的热尘埃发射的频率标度可能是不同的（“LOS频率去相关”）。我们提出的第一个证据LOS频率去相关的$Planck$数据。我们使用独立的，中性氢-每个LOS的云的数量和每个云中的磁场方向的测量，以选择两组视线：（i）目标样本（像素可能表现出LOS频率去相关）;（ii）控制样本（像素缺乏复杂的LOS结构）。我们测试的零假设，LOS频率去相关是检测不到的$Planck$ 353和217 GHz的极化数据在银河系高纬度地区。数据在高度显著性上否定了这一假设。该检测对CMB图和地图制作流水线的选择是鲁棒的。在$Planck$噪声水平之上，可检测到由于LOS频率去相关而引起的偏振角的观测变化。检测到的效应仅由噪声引起的概率范围从$5\times 10^{-2}$到$4\times 10^{-7}$，取决于CMB减法算法和残余系统学的处理;校正残余系统学可增加效应的显著性。正如预期的那样，对于具有更多未对准磁场的视线，LOS去相关效应更强。我们估计，$\sim15\%$在云之间的353至217 GHz的极化发射的比率的内在变化是足以再现测量的效果。我们的发现强调了正在进行的研究的重要性，以映射的磁化尘埃ISM的三维结构，可以帮助组件分离方法来解释频率去相关的CMB偏振研究的影响。
2021-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic extinction laws: II. Hidden in plain sight, a new interstellar absorption band at 7700 Å broader than any known DIB
我们已经探测到一个宽的星际吸收带，中心接近7700 nm，半高宽为176.6 $\pm$ 3.9 nm。这是在光学范围内探测到的第一个这样的吸收带，并且比众多的弥漫星际带（DIB）要宽得多。直到现在它还未被发现，因为它部分隐藏在O $_2$产生的A大地带后面。这个波段是用STIS@HST光谱发现的，后来又用进一步的STIS和地面光谱在大量不同类型的恒星（OB星、BA超巨星、红巨星）样本中发现。测量了该带的EW，并与我们对同一样品的消光和KI $λλ$ 7667.021，7701.093测量值进行了比较。该载体在弥漫和半透明的银河ISM中无处不在，但在OB星周围的环境中耗尽。特别是，在富含分子碳的视线中，它似乎不存在或几乎不存在。这种行为类似于$σ$型DIB，它起源于低/中密度紫外线暴露的ISM，但在高密度紫外线屏蔽的分子云中耗尽。我们还提出了一个更新我们以前的工作之间的关系$E(4405-5495)$和$R_{5495}$，并将我们的结果到ISM的一般模型。
2020-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planck revealed bulk motion of Centaurus A lobes
普朗克数据对活动星系半人马座A进行了分析，在70，100和143 GHz的频带。我们发现一个温度不对称的北部无线电波瓣相对于南部的一个，显然延伸至少达5度，从Cen A中心，并减少对外部区域的叶。该透明参数-温度不对称性-因此必须携带主要信息，即关于瓣的视线整体运动的指示，而在较小半径处该不对称性的增加揭示了如从中心喷射时所预期的瓣的微分动力学。
2015-07-21 astro-ph.GA
An ATCA Survey of Sagittarius~B2 at 7~mm: Chemical Complexity Meets Broadband Interferometry
我们提出了一个30 - 50 GHz的调查人马座B2（N）进行的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）与5 - 10角秒的分辨率。这项工作发布的调查数据，并演示了脚本的实用程序，执行自动谱线拟合的宽带线数据。我们描述了线拟合过程，评估该方法的性能，并提供访问所有数据和脚本。脚本被用来表征的光谱在三个HII区域的位置，每个与复合线发射和分子线吸收。对最线密集的三个地区的特点，在这项工作中，我们检测到~500谱线组件，其中~ 90%是自信地分配给H和他的重组线和53种分子及其同位素。数据显示，极端亚热激发的分子气体吸收对连续背景下的两个主要的速度分量。基于全光谱的线辐射，吸收成分中的分子丰度和线激发似乎朝着不同的位置发生了很大的变化，这可能表明这两个气体云位于恒星形成核心附近，而不是在Sgr B2的包络内。此外，包括CS、OCS、SiO和HNCO的物种的空间分布表明吸收气体组分可能具有高UV通量。最后，这些数据包含了在银河系中心、酒吧和居间旋臂云的半透明气体中观察到的$\sim$ 15分子的视线吸收，揭示了这种气体的复杂化学和cluberous结构。甲酰胺（NH $_2$ CHO）首次在半透明云中被检测到。
2015-08-10 astro-ph.GA
Galactic cold cores II. Herschel study of the extended dust emission around the first Planck detections
在银河系冷核项目中，我们正在对普朗克卫星探测到的冷星际云进行赫歇尔光度观测。作为赫歇尔科学演示阶段（SDP）的一部分，观察到的三个领域提供了对这些来源性质的第一次一瞥。我们研究的领域内的尘埃排放的属性。我们确定的灰尘亚毫米不透明度，寻找灰尘光谱指数的空间变化的迹象，并估计如何明显的变化的参数可能会受到不同来源的不确定性。我们使用赫歇尔观测，其中表面亮度标度的零点是在普朗克卫星数据的帮助下设置的。我们得出的色温和列密度图的地区，并确定通过比较消光测量的尘埃不透明度。通过同时拟合色温和尘埃光谱指数值，我们寻找表观尘埃特性的空间变化。用一个简单的辐射转移模型，我们估计在多大程度上这些可以解释的视线温度变化，而不改变尘埃颗粒的属性。对尘埃排放的分析揭示了与普朗克源一致的冷而稠密的云，并证实了这些探测。由此得到的尘埃不透明度在kappa（250 μ m）~0.05 - 0.2 cm^2/g的范围内变化，在高气柱密度的区域优先观察到较高的值。平均尘埃光谱指数β为~1.9 - 2.2。有迹象表明，β值向最冷的地区增加。光谱指数下降强烈附近的内部热源，但根据辐射转移模型，这可以解释的视线温度的变化，而不改变尘埃的属性。
2011-01-15 astro-ph.GA
Modelling dust extinction in the Magellanic Clouds
我们的模型中观察到的灭绝配置文件的小和大麦云云与合成人口的尘埃颗粒组成的核幔颗粒和自由飞行的多环芳烃的集合。在麦哲伦星云中观察到的所有不同风格的消光曲线都可以通过本模型来描述，该模型先前已（成功）应用于银河系中弥漫和半透明视线的大样本。我们发现，在麦哲伦云的消光产生的经典颗粒一般大于多环芳烃的吸收。在这个模型中，非线性的远紫外线上升占多环芳烃，其存在反过来总是与经典颗粒的尺寸分布的差距。这暗示了之间的物理连接（例如，多环芳烃的常见原因和不存在中等大小的灰尘颗粒，或者需要模型中的附加组件，其可以解释非线性远紫外线上升而不会导致$\sim$ 217 nm处的紫外线凸起，例如，纳米金刚石
2015-07-30 astro-ph.GA
Galactic interstellar filaments as probed by LOFAR and Planck
最近的低频阵列（LOFAR）在银河系中纬度（以明亮的类星体3C 196为中心）以115-175 MHz的磁场观测显示，在整个天空中延伸超过4度的偏振结构中，有引人注目的非线性结构。此外，普朗克卫星还发布了353 GHz偏振尘埃发射的全天空地图。LOFAR数据解析了沿视线的法拉第结构，而普朗克尘埃偏振图探测了天空投影磁场分量的方向。因此，预计两者之间没有明显的相关性。在这里，我们报告了一个令人惊讶的，但明确的，相关性的结构，探测LOFAR，和磁场方向，探测普朗克卫星。这一发现指出了天空中这一特定区域的两次测量的共同但不清楚的物理起源。提出了一些后续多频率研究来阐明这一意外发现。
2015-08-26 astro-ph.GA
Observations of 6 - 200 μm emission of the Ophiuchus cloud LDN 1688
我们检查两个位置，ON 1和ON 2，蛇夫座云LDN 1688使用的观测与ISOPHOT仪器搭载的ISO卫星。数据包括中红外光谱（~6-12μm）和几个高达200μm的光度带。这些数据探测了分子PAH类型物种、瞬时加热的极小颗粒（VSG）和大型经典尘埃颗粒的排放。我们比较观察到的早期研究，特别是那些进行了对一个孤立的半透明云Chamaeleon（纸I）。朝向两个LDN 1688位置的光谱彼此非常相似，尽管位置ON 1具有更大的列密度并且可能经受更强的辐射场。中红外特征的比率与其他漫射和半透明云中发现的相似。与论文I相比，7.7/11.3μm波段比较低，在两个LDN 1688位置均为~2.0。在~10μm区域检测到连续谱。这在朝向位置ON 1时更强，但仍然低于论文I中的任何视线。远红外不透明度高于漫射介质。位置ON 2的值，τ200/N（H）= 3.9 x 10^{-25} cm ^2/H，是ON 1的两倍。LDN 1688的辐射场主要由两颗嵌入的B型双星ρ Oph AB和HD 147889所控制，另外还有来自Upper Sco OB星协的贡献。强加热反映在大颗粒发射的高色温（~24 K）中。辐射转移模型证实了高水平的辐射场，并指出多环芳烃颗粒的丰度增加。然而，当考虑到由本地B星引起的辐射场的硬化时，观测结果可以在几乎不改变标准尘埃模型的情况下进行拟合。然而，所有的模型都低估了中红外…
2012-10-17 astro-ph.GA
Optically thick HI does not dominate dark gas in the local ISM
本地星际介质（ISM）充满了“暗”气体，通过过量的红外线和伽马射线发射来识别，但无法被标准ISM示踪剂（如中性氢（HI）或一氧化碳发射）检测到。根据普朗克观测到的尘埃性质，最近的研究认为，与尘埃混合的HI是强烈饱和的，暗气体主要是光学厚的HI。我们通过使用普朗克数据和GALFA-HI的新21厘米发射图来重现这个模型来测试这个假设-GALFA-HI是第一个大面积21厘米发射调查，具有与普朗克相当的角分辨率。我们比较的结果从大样本的HI柱密度的基础上直接观测HI光学深度，并发现推断的柱密度校正显着低于普朗克模型推断。此外，我们排除了假设，即，平行光束HI吸收视线优先错过不透明的“斑点”与小的覆盖率，因为这些结构需要的密度和压力是不兼容的ISM条件。我们的研究结果支持的图片，过量的灰尘排放在当地ISM不占主导地位的光学厚HI，而是一个组合的固有变化的尘埃颗粒的发射率和H2错过了CO观测。
2018-06-14 astro-ph.GA
Planck's Dusty GEMS. II. Extended [CII] emission and absorption in the Garnet at z=3.4 seen with ALMA
我们目前的空间分辨ALMA [CII]观测明亮的（流量密度S=400毫焦耳在350微米），引力透镜，星暴星系PLCK G045.1+61.1在z=3.427，“石榴石”。这个来源是我们的一套“普朗克尘埃宝石”的一部分，发现与普朗克的全天调查。两个相对速度偏移约为600 km/s的发射线云分别向一个小的、恒星形成强度为220 Msun/yr/kpc ^[2]的强烈恒星形成团块的东北和西南方向延伸，类似于最大恒星爆发。[CII]在吸收中也可以看到，相对于最亮的CO成分，红移为+350 km/s。[CII]吸收以前只在银河系中沿着朝向明亮的高质量恒星形成区域的视线发现，这是第一次在另一个星系中发现。类似于银河系的环境，[CII]的吸收特征与[CI]的发射有关，这意味着这是一种扩散气体，与团块的紫外线辐射屏蔽，并且可能距离团块很远。由于吸收只能在连续源的前面看到，因此这种结构中的气体可以肯定地归因于流向团块的气体。吸收体可能是宇宙细丝的一部分，也可能是被吸积到星系上的合并碎片。我们还讨论了我们的研究结果，在尘埃恒星形成星系的[CII]赤字的起源正在进行的辩论。
2016-10-04 astro-ph.GA
Thermal Pressure in Diffuse H2 Gas Measured by Herschel [C II] Emission and FUSE UV H2 Absorption
用FUSE进行的紫外线吸收研究在半透明和漫射云中观察到H2分子气体。用赫歇尔观测158微米[C II]精细结构谱线也追踪到了相同的H2分子气体的发射。我们提出[C II]观测沿27视线（LOSs）对目标恒星，其中25个具有FUSE H2紫外吸收。我们检测[C II]的排放功能，但在所有的目标LOS。对于三个目标LOS，这是接近银河系平面，我们还提出了位置-速度地图的[C II]发射的HIFI观察到的飞行谱线映射。我们使用FUSE观测到的目标LOS的速度分辨[C II]谱来识别与H2云相关的C II]速度分量。我们分析了所观察到的速度积分[C II]谱线强度的密度和热压力的H2气体中使用的H2柱密度和温度测量的UV吸收数据。我们给出了26个目标LOS的H2气体密度和热压力，并从[C II]强度中推导出扩散H2云中的平均热压力，其范围为6100 ~ 7700 K cm^-3。我们讨论了对14个目标的热压力和密度，将它们与使用其他两种示踪剂CI和CO的UV吸收数据获得的结果进行比较。
2017-02-08 astro-ph.GA
From interstellar abundances to grain composition: the major dust constituents Mg, Si and Fe
我们分析了三种元素进入星际硅酸盐和氧化物颗粒的组成的观测相关性。使用当前的太阳丰度（Asplund等人，2009年），我们将196条视线的气相丰度转换为尘埃相丰度。我们推导出一个尖锐的差异，位于低（$|b|<30\degr$）和高（$|b|>30\degr$）银河系纬度的视线丰度。高纬度恒星的尘埃中Mg/Si和Fe/Si的比值接近1.5。对于盘星，它们被简化为${\rm Mg/Si} \sim 1.2$和${\rm Fe/Si} \sim 1.05$。由此得出的数据表明：1）尘埃颗粒不可能是硅酸盐与橄榄石和辉石的混合物，而一定量的镁或铁（或两者）应该存在于另一个种群中; 2）在温暖介质中，富镁颗粒的破坏比富铁颗粒的破坏更有效。我们揭示了尘埃相丰度的减少和相应的增加与距离$D$的恒星与$D\ga 400$ \，pc的气相丰度。我们将这一事实归因于观测的选择效应：一种系统的趋势，即观测到的遥远恒星的氢柱密度较小。我们发现，在丰度的差异盘星与低（$E({\rm B-V}) \la 0.2$）和高（$E({\rm B-V}) \ga 0.2$）的红度，反映了通过弥漫和半透明的星际云的视线之间的区别。对于天蝎座蛇夫座，我们检测到一个统一的增加尘埃相的镁和硅的丰度与总的选择性消光比$R_{\rm V}$和减少的远紫外消光的强度。这是第一个证据的Mg-Si晶粒生长由于吸积在星际介质。
2010-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Space Telescope and Optical Reverberation Mapping Project. XI. Disk-wind characteristics and contributions to the very broad emission lines of NGC 5548
2014年，NGC 5548太空望远镜和光学混响映射活动发现了一个为期两个月的异常，当时吸收和发射谱线的变化与连续变化无关。在这段时间内，软X射线部分的内禀光谱已被视线（LOS）遮蔽物强烈吸收，这被解释为盘风的上部。我们的第一篇论文表明，在LOS遮光剂的变化产生的吸收线和连续谱之间的去相关。第二项研究表明，基地的风屏蔽的BLR，导致发射线去相关。在这项研究中，我们提出风通常是透明的，对光谱没有影响。风特性的变化改变了它的屏蔽，并影响SED撞击BLR，产生观察到的去相关。在这项工作中，我们调查的影响，半透明的风上的发射线。我们使用XMM-牛顿，NuSTAR和HST观测来模拟遮蔽，以确定风的物理特性。我们发现，一个半透明的风可以贡献的一部分，他II和铁K？排气中它有一个适度的光学深度，电子散射，这解释了在所观察到的速度延迟图中较暗的远侧发射。风产生非常广泛的基础上看到的紫外线发射线，也可能存在于铁K？线我们的研究结果强调了在分析中央引擎的物理过程中考虑这种风的影响的重要性。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Updated extraction of the APOGEE 1.5273 μm diffuse interstellar band: a Planck view on the carrier depletion in dense cores
最新的SDSS/APOGEE数据发布DR 14提供了更多的H波段恒星光谱和相关的恒星模型，使用了一种称为大炮的创新算法。我们利用这些新技术提取了15 273 nm的近红外DIB，并研究了它与尘埃消光和发射的联系。我们修改了我们的自动拟合方法，专门用于热恒星，并在早期的研究中使用了一些调整，其动机是从早期或中间型恒星到红巨星的变化。还开发了一种新方法来量化DIB强度的上限。我们将我们的DIB测量结果与Starhorse数据库中的恒星距离Av进行了比较。然后，我们比较了由此产生的DIB消光比与来自普朗克数据的尘埃光学厚度，全球范围内，也分别为附近的离面云复合体。我们的分析导致了一个目录的生产，其中包含124 064个新的测量的15 273个DIB，使我们能够重新审视DIB强度和尘埃红化之间的相关性。新的数据清楚地表明，天空平均15 273 DIB强度与Av在两个数量级上线性相关，正如早期研究所报道的那样，但在稠密云层后面高度发红的视线中，Av与消光之间的关系趋于平稳。与普朗克单个光学深度的比较以一种明显的方式揭示了致密核心中的DIB损耗，并表明它适用于所有离面致密云。APOGEE测量证实了15 273 DIB载体的普遍存在，相对于密集的云核中的尘埃颗粒减少，在某种程度上，可以经验相关的尘埃光学厚度达到云。
2019-03-27 astro-ph.GA
An Imprint of the Galactic Magnetic Field in the Diffuse Unpolarized Dust Emission
众所周知，排列整齐的非球面尘埃颗粒会发出偏振辐射，而偏振程度取决于星际磁场与视线之间的夹角$ψ$。然而，尘埃吸收截面的各向异性也随着观察几何形状的改变而调制辐射的$total\ intensity$。我们报告检测到这种影响的高银河纬度$Planck$数据，发现353 GHz的尘埃强度，每$N_{\rm HI}$是较小的银河磁场时，主要是在天空的平面和较大的场时，主要是沿视线。如预测的那样，这些变化与每个$N_{\rm HI}$和$ψ$的偏振强度的变化具有相反的符号和大致相等的幅度。原则上，强度的变化可以与尘埃的极化角结合使用，以限制银河系磁场的完整3D方向。
2019-09-16 astro-ph.GA
The supernova-regulated ISM. IV. A comparison of simulated polarization with Planck observations
将尘埃偏振测量结果与MHD模型的合成观测结果进行比较的努力以前集中在分子云的尺度上。在这里，我们扩展到千秒差距尺度的模型比较，考虑到热冲击气体产生的超新星，和一个不均匀的发电机产生的磁场在大，小尺度下到4 pc的空间分辨率。辐射转移的计算被用来模拟尘埃排放和极化的MHD模拟的顶部。我们计算合成地图的列密度$N_H$，极化分数$p$，和偏振角色散$S$，并研究它们的依赖性的重要性质的MHD模拟。这些包括大尺度磁场及其方向，小尺度磁场，和超新星驱动的冲击。在我们的合成结果中，可以看到类似于普朗克全天空图中所见的$S$的类顺时针结构，尽管我们的图中没有最小尺度的结构。超新星驱动的激波阵面和$S$没有显示出显著的相关性。相反，$S$可以清楚地归因于小尺度磁场的分布。我们还发现，大尺度磁场的影响极化特性，这样，对于一个给定的磁场波动强度，一个强大的天空平面的平均场削弱所观察到的$S$，而加强$p$。$p$和$S$的线性关系以及$p$作为$N_H$的函数的递减关系在所有合成观测中是一致的。磁波动遵循指数分布，而不是高斯分布，具有间歇性重复冲击的流动特征。所观察到的偏振特性和列密度是敏感的视线的发射集成的距离。
2018-06-14 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
Maps of the number of HI clouds along the line of sight at high galactic latitude
描述银河系星际介质（ISM）的三维结构对于精确模拟作为宇宙微波背景（CMB）前景的尘埃辐射具有重要意义。在银河系高纬度地区，尘埃的总含量很低，缺乏ISM的3D结构的精确地图。我们开发了一种方法来量化的复杂性的灰尘沿视线与使用HI线发射的分布。该方法依赖于HI光谱的高斯分解，以将发射从速度上的重叠分量中分离出来。我们使用这些信息来创建沿着视线的云的数量的地图。我们应用的方法：（a）高银河纬度的天空和（b）BICEP/凯克实验的目标区域。在北银河帽，我们发现平均每0.2平方度像素有三个云，而在南银河帽，这个数字下降到2.5。云的数量统计受中速云（IVC）的影响，主要是在北方。IVC的存在导致\textit{Planck}测量的粉尘排放中的可检测特征。我们研究了HI谱在BICEP/Keck区域的复杂性，并发现了沿视线存在多个组分的证据。这些数据（https：//doi.org/10.7910/DVN/8DA5LH）和软件是公开的，可用于为CMB前景建模和3D尘埃映射提供信息。
2020-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Local HI filaments driven by a small-scale dynamo. Update on the velocity decomposition algorithm
上下文HI细丝与在远红外（FIR）中可观察到的尘埃磁化结构密切相关。最近有人提出取向HI结构在速度上的相干性跟踪视线磁场缠结。目的。我们研究了FIR发射在857 GHz和HI的角尺度为18弧分之间的速度依赖的相干性。方法.我们使用HI 4PI HI数据和Planck FIR数据，并应用Hessian算子提取细丝。对于相干性，我们要求在857 GHz的FIR中沿着灯丝的局部取向角θ与HI相关。结果我们发现HI柱密度的一些相关性，|v_LSR| < 50 km/，但FIR和HI定向角θ之间的紧密一致仅存在于1 km/s的窄速度间隔中。因此，我们将速度分配给FIR细丝。沿着视线方向，这些HI结构显示出与θ的高度局部对准，以及在速度空间中。解释这些排列的结构类似于尘埃发射的偏振定义了HI偏振。我们观察到偏振分数高达80%，平均值为30%。垂直于视线投影的灯丝取向角θ是系统性波动的，并允许确定灯丝曲率的特征分布。结论.通过Hessian分析确定的局部HI和FIR细丝是具有良好定义的径向速度的相干结构。HI结构也是沿着视线组织的，具有高度的连贯性。观测到的这些结构在天空平面上的弯曲与银河系小尺度湍流发电机引起的磁场弯曲模型是一致的。
2022-05-02 astro-ph.GA
A wind-based unification model for NGC 5548: spectral holidays, non-disk emission, and implications for changing-look quasars
对NGC 5548进行的为期180天的太空望远镜和光学混响测绘活动发现了一个异常时期，即宽线区（BLR）假期，其中发射线与连续变化无关。这是重要的，因为连续通量变化和发射线响应之间的相关性是通过混响映射确定黑洞（BH）质量的基本假设。在BLR假期期间，高电离本征吸收线也从连续谱中解相关，这是由于视线（LOS）遮蔽器的可变覆盖因子。发射谱线并不局限于LOS，所以这并不能解释BLR假期。如果视线遮蔽物是盘状风，它的流线必须向下延伸到盘状风的平面，风的底部将位于BH和BLR之间，形成赤道遮蔽物。这种遮蔽物可以对电离辐射透明，也可以是半透明的，仅阻挡部分SED，这取决于其密度。如果风的密度只增加到略高于其透明状态，则会产生排放线假日。这两个遮蔽物都是同一个风的一部分，所以它们可以在某种程度上解释这两个节日的相关行为。一个非常密集的风会阻挡几乎所有的电离辐射，产生一个塞弗特2，并可能提供一个贡献者的变化看AGN现象。盘风是非常常见的，我们建议赤道遮蔽物也是，但大多数是在透明状态。
2019-08-22 astro-ph.GA
Understanding the relation between thermal Sunyaev-Zeldovich decrement and halo mass using the SIMBA and TNG simulations
综合热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）$y$ -减量与晕质量（$Y$ - $M$）之间的关系可以潜在地限制星系形成模型，如果理论和观测系统学可以得到适当的评估。我们调查的$Y$ - $M$关系在SIMBA和IllustrisTNG-100宇宙学流体动力学模拟，量化的反馈，视线投影和光束卷积的影响。我们发现，SIMBA的活动星系核喷流反馈产生强烈的偏离自相似的预期$Y$ - $M$关系，特别是在$M_{500}<10^{13}M_{\odot}$。在SIMBA中，这是由于降低了晕重子分数而抑制了晕内$y$贡献。illustrisTNG结果更接近没有喷流的SIMBA。视线结构的投影稍微削弱了这些模型的差异，但它们仍然很重要-特别是在组和较低的晕质量。相比之下，在$\textit{Planck}$分辨率下的光束拖尾使得模型无法区分，并且两个模型似乎与$\textit{Planck}$数据一致，直到探测的最低质量。我们表明，弧分分辨率预期从即将到来的设施将保留模型预测之间的差异，从而提供了强有力的约束AGN反馈。
2022-09-07 astro-ph.CO 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
Statistical analysis of the relative orientations between filaments and magnetic fields using Herschel and Planck data in star-forming regions
Université de Toulouse（图卢兹大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Institut UTINAM（UTINAM研究所）
通过赫歇尔和普朗克数据，使用FilDReaMS方法检测纤维并分析相对取向直方图，发现低柱密度纤维趋向平行于磁场，而高柱密度纤维趋向垂直于磁场，转变柱密度范围与先前研究一致。
2026-06-03 astro-ph.GA
Planck intermediate results. XXXIV. The magnetic field structure in the Rosette Nebula
普朗克已经绘制了整个天空的偏振尘埃辐射图，使得追踪弥漫在星际介质（ISM）中的银河磁场结构成为可能。我们结合偏振数据从普朗克旋转测量（RM）对一个大规模的恒星形成区域，玫瑰星云的麒麟座分子云的观测，研究其磁场结构和扩大的HII区域的影响的形态领域。我们推导出一个解析解的磁场，假设从一个最初的均匀配置以下的电离气体的膨胀和形成的外壳扫上ISM。根据RM数据，我们估计玫瑰星云中磁场的视线分量的平均值约为3 microG（朝向观测者），电子密度均匀约为12 cm-3。在353 GHz的普朗克强度图中可以清楚地观察到玫瑰HII区域周围的尘埃壳层，当作为一个整体考虑时，其偏振信号与当地背景的偏振信号明显不同。普朗克的观测结果限制了玫瑰星系母分子云中磁场的天平面方向，使其与银河平面上的大尺度磁场基本一致。普朗克数据进行了比较与分析模型，预测的平均偏振特性的球形和均匀的尘埃壳为一个给定的方向的字段。这种比较导致了一个上限约45度之间的角度的视线和磁场在玫瑰复合体，假设固有的尘埃极化分数为4%。当麒麟座分子云中的磁场强度在6.5- 9微G范围内时，这种磁场方向可以再现电离区的RM值。
2015-09-15 astro-ph.GA
Planck intermediate results. XX. Comparison of polarized thermal emission from Galactic dust with simulations of MHD turbulence
本文介绍了普朗克高频干涉仪在353 GHz观测到的一个近场样品的极化发射，着重讨论了极化率$p$和极化角$ψ$的统计特性。在这些附近的领域的偏振分数和柱密度是整个天空中获得的值的范围的代表。我们发现：（i）在最漫射的场中达到最大偏振分数;（ii）在具有$N_\mathrm{H} > 10^{21}\,\mathrm{cm}^{-2}$的更不透明的场中，最大偏振分数$p_\mathrm{max}$随着列密度$N_\mathrm{H}$而减小;以及（iii）沿着给定视线的偏振分数与偏振角的局部空间相干性相关。这些观测结果进行了比较，在各向异性磁流体动力学（MHD）湍流，其中我们假设一个统一的固有极化分数的尘埃颗粒的模拟计算的偏振发射图。我们发现，这个参数的估计可以恢复从最大极化分数$p_\mathrm{max}$在扩散区域的磁场是有序的大尺度和垂直于视线。这强调了磁场的各向异性对出现的极化信号的影响。在模拟中很好地再现了附近分子云中的柱密度的极化分数的减少，这表明它基本上是由于磁场的湍流结构：沿着视线的各种极化结构的积累导致这样的反相关。在模拟中，还发现偏振分数与角色散函数$\mathcal{S}$反相关。[删节]
2014-09-25 astro-ph.GA
Planck 2018 results. XII. Galactic astrophysics using polarized dust emission
我们提供了353 GHz的全天空图，其中包括极化分数$p$，角度$ψ$以及2018年发布的普朗克数据产生的银河尘埃热发射的角度$S$的分散。我们证实$p$的平均值和最大值随$N_H$的增加而降低。最大偏振分数的不确定性，$p_\mathrm{max}=22.0$ %在80弧分分辨率，是由总强度的零级上的不确定性。观测到的逆行为之间的$p$和$S$解释与模型的极化天空，包括从只有湍流的银河磁场的拓扑结构的影响。因此，$p$、$ψ$和$S$的统计特性主要反映了磁场的结构。尽管如此，我们寻找潜在的签名不同的晶粒排列和灰尘的属性。首先，我们分析产品图$S \times p$，寻找剩余趋势。虽然$p$在$N_H=10^{20}$ cm $^{-2}$和$N_H=2\times 10^{22}$ cm $^{-2}$之间减小3- 4倍，但$S \times p$仅减小约25%，这是在弥漫ISM和分子云中观察到的系统趋势。第二，我们没有发现$S \times p$与尘埃温度的系统性趋势，即使在具有高$p$和低$S$的漫射ISM视线中也倾向于具有较冷的尘埃。我们还比较了普朗克数据与高纬度可见光区的星光偏振。偏振角的一致性是显著的。两个偏振发射消光比的特点尘埃光学特性仅弱依赖于$N_H$和收敛到以前确定的半透明视线的值。我们确定的上限为13%的消光偏振分数，兼容的$p_\mathrm{max}$中观…
2019-03-07 astro-ph.GA
Planck intermediate results. XIX. An overview of the polarized thermal emission from Galactic dust
本文介绍了大尺度偏振天空所看到的普朗克HFI在353 GHz，这是最敏感的普朗克通道尘埃偏振。我们构建和分析大规模的尘埃偏振分数和偏振方向的地图，同时考虑到噪声偏差和可能的系统性影响。我们发现观测到的最大尘埃极化率很高（pmax > 18%），特别是在一些中等尘埃柱密度（AV <1等）的区域。随着尘埃柱密度的增加，尘埃极化分数有一个系统的减少，我们解释了这种相关性的辐射晶粒排列预测和波动的磁场方向的特点。我们还使用角色散函数的偏振角的空间结构的特点，并发现，在附近的领域在中纬度地区，偏振角是有序的扩展区域，分离的非线性结构，出现的接口，磁场天空投影旋转突然没有明显的变化，尘埃柱密度。发现偏振分量与偏振角的色散是反相关的，这意味着这些变化可能是由于沿视线采样扩散星际介质的3D磁场方向的波动造成的。我们还将尘埃辐射与普朗克LFI测量的偏振同步辐射进行了比较，并与低频射电数据进行了比较，以及对河外源的法拉第旋转测量。这两个偏振分量在沿平面的结构上是全球相似的，特别是在扇形和北极支线区域。然而，对这三种示踪剂的详细比较表明，尘埃和宇宙射线通常会对视线的不同部分进行采样，并证实普朗克数据中观察到的大部分变化是由于磁场的三维结构。
2014-05-05 astro-ph.GA
Decomposing Magnetic Fields in Three Dimensions over the Central Molecular Zone
用传统的方法测量星际介质中的磁场并获得其沿视线方向的分布是一个很大的挑战。速度梯度技术（VGT），它利用磁流体（MHD）湍流的各向异性，提供了一个有吸引力的解决方案。针对中心分子区（CMZ），我们通过将VGT应用于$\rm ^{12}CO$和$\rm ^{13}CO$（J = 1-0）数据立方体来测试这种方法。我们首先使用SCOUSEPY算法将CO谱线辐射分解为独立的速度分量，然后通过VGT构造伪Stokes参数来映射三维的天平面磁场。我们提出了分解的磁场地图，并探讨其意义。虽然视线的综合磁场的方向被证明是一致的，从普朗克调查在353 GHz的极化尘埃排放，个别速度分量可能会表现出不同的磁场。根据分解后的磁场，提出了一种CMZ中磁场位形的计算方法。特别是，我们观察到一个几乎垂直的磁场方向在密集的团块附近的Sgr B2和周围的Sgr A* 的流出区域的变化。两个高速结构与膨胀环在CMZ显示出不同的旋转磁场结构。这些结果表明VGT分解速度或密度相关的磁结构的潜在力量。
2022-04-13 astro-ph.GA
The First 3$π$ 3D Map of ISM Dust Temperature
我们提出了第一个大规模的星际尘埃温度的3D地图。我们建立在现有的3D红化地图来自星光吸收（Bayestar 19），覆盖3/4的天空。从5亿三维体素的每一个的列密度开始，我们提出了一个温度和发射率幂律斜率（$β$），并沿着视线合成发射图在五个频段观察到的\emph{Planck}和\emph{IRAS}。重建的发射图被约束为匹配$10'$尺度上的观测，并且具有良好的保真度。我们以$110', 55', $和$27'$的分辨率生成3D温度图。我们评估仙王座上的性能，这是一个沿着视线有两个不同组成部分的尘埃云，并为这两个组成部分找到不同的温度。因此，我们表明，这种方法有足够的精度来约束云与不同的温度沿视线高达$1-σ$错误。这对于宇宙微波背景实验的尘埃频率去相关前景分析将是一个重要的结果，宇宙微波背景实验将受到具有不同温度和磁场分量的视线的影响。除了$T$和$β$，我们限制了发射光学深度和红化之间的转换因子。在常用的基于排放的红化图中，假设该转换因子是恒定的。然而，这项工作显示了两个变化的因素，这可能证明对某些应用程序是重要的。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Multi-wavelength characterisation of z~2 clustered, dusty star forming galaxies discovered by Planck
我们报告发现了PHz G95.5-61.6，这是普朗克全天巡天中在发射中检测到的一种复杂结构，对应于高红移星系的两个超密度。这是普朗克目录中的第一个高z候选者，其特征在于从光学到亚毫米域的后续观测。Herschel/SPIRE在250、350和500微米的观测揭示了五个产生500微米过量发射的源的存在，这些源在空间上对应于普朗克发现的候选原星系团。CFHT在光学波段（g和i）和近红外波段（J、H和K_s）的进一步观测，加上IRAC/Spitzer的中红外观测（3.6和4.5微米），证实了亚毫米红色过量与色选星系的过密度有关。用VLT/X-Shooter对13个星系进行的后续光谱分析确定了两个高z结构的存在：一个在z~1.7（3个已确认成员星系），另一个在z~2.0（6个已确认成员星系）。这种双重结构也可以在对位于包含5个Herschel/SPIRE源的半径为1 '的圆形区域内的127个星系样本的光度红移分析中看到，我们发现相对于周围区域，在z~1.7和z~2.0处有双峰多余的星系。这些结果表明，PHz G95.5-61.6对应于两个吸积节点，它们在物理上彼此不相连，嵌入在z~2处的宇宙大尺度结构中，并沿着同一视线。总之，在这个试点项目中说明的数据，方法和结果证实，普朗克数据可以用来检测从集群，尘埃恒星形成星系在高Z的发射，从而穿透集群规模的结构的早期增长。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Variations of Interstellar Gas-to-Dust Ratios at High Galactic Latitudes
本文评估了94条高银纬类星体视线方向的星际气尘比，发现该比率在低红化区域具有较大不对称误差且受高速云影响显著升高，指出低金属丰度气体中的尘埃破坏等机制导致了高纬度尘埃含量的下降。
2023-11-20 astro-ph.CO 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
Modelling and simulation of large-scale polarized dust emission over the southern Galactic cap using the GASS HI data
普朗克巡天量化了极化的银河前景，并确定它们是寻找宇宙暴胀期间由原始引力波引起的宇宙微波背景（CMB）B模式信号的主要限制因素。因此，准确地分离银河系前景将我们对磁化星际介质（ISM）的理解与这一探索联系在一起。从普朗克数据分析的两个最相关的经验结果是视线退极化所产生的波动的银河磁场方向和对齐的行星尘埃结构与磁场在银河系高纬度。此外，Planck和HI发射数据的结合表明，大多数的尘埃结构是在冷中性介质。本文的目的是测试这些突出的观测结果，综合起来，是否可以充分说明尘埃极化的统计特性，在选定的低柱密度区域，包括34%的南银河帽（$b \le -30°$）。要做到这一点，我们构建了一个尘埃模型，采用HI柱密度图作为示踪剂的尘埃强度结构和银河系磁场的现象学描述。通过调整尘埃模型的参数，我们能够重现普朗克尘埃观测在353 GHz的选定区域。由这样的尘埃模型启用的偏振尘埃排放的现实模拟是有用的测试组件分离方法的准确性，研究非高斯性，并限制与频率的去相关量。
2017-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
An ALMA spectroscopic survey of the Planck high-redshift object PLCK G073.4-57.5 confirms two protoclusters
本研究利用ALMA第4频段光谱扫描，测定了普朗克选高红移天体PLCK G073.4-57.5中13个星系的光谱红移，证实其存在两个原星系团结构，为理解普朗克红外峰值的本质及星系团形成提供了观测依据。
2025-09-04 astro-ph.CO 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
Searching for Inflationary B-modes: Can dust emission properties be extrapolated from 350 GHz to 150 GHz?
最近的普朗克实验结果表明，来自宇宙微波背景的辐射会穿过前景，在前景中，排列整齐的尘埃颗粒会产生偏振的尘埃辐射，即使在尘埃辐射水平最低的天空区域也是如此。去除灰尘前景的最常用的方法之一是从其占主导地位的频率（例如，~ 350 GHz）到通常被宇宙微波背景实验作为目标的频率（例如，~150 GHz）。在本文中，我们描述了一个星际介质的影响，可以导致去相关的尘埃发射偏振模式之间的不同频率，由于沿视线的多个贡献。使用一个简单的2-云模型，我们表明，有两个条件下，这种去相关性可以是大的：（a）两个云之间的偏振强度的比率在两个频率之间的变化;（b）两个云之间的磁场沿视线贡献显着错位。在这种情况下，350 GHz极化天空图不能预测150 GHz的极化天空图。我们提出了一个可能的校正这种影响，使用二色性吸收星光的光学偏振调查的信息。
2015-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bayesian inference methodology to characterize the dust emissivity at far-infrared and submillimeter frequencies
本研究提出一种基于尘埃-HI关联的贝叶斯推断方法，结合哈密顿蒙特卡洛采样，利用GASS的HI图与Planck观测数据，无偏测量逐像素尘埃发射率与零电平，验证了方法有效性并得到353 GHz尘埃发射率统计特征，可用于研究星际介质尘埃谱能分布的视线变化。
2024-07-04 astro-ph.CO 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
The ATLASGAL survey: distribution of cold dust in the Galactic plane. Combination with Planck data
灵敏的地基亚毫米波测量，如ATLASGAL，提供了关于银河平面中冷致密气体分布的全球视图。在这里，我们使用普朗克/HFI仪器的353 GHz的地图，以补充地面的APEX/LABOCA观测与更大的角尺度上的信息。由此产生的地图揭示了冷尘埃在银河系内部的分布，具有更大的空间动态范围。我们发现的例子，延长结构的角度范围为0.5度。对应于距离为3千秒差距的投影中>30秒差距的结构，这些尘埃带非常延伸，并显示出大的纵横比。此外，我们评估了致密气体（$f_{\rm DG}$）的分数，并估计在银河系平面平均2-5%（高于A $_{\rm{v}}>$ 7等）。柱密度的PDF揭示了通常观察到的低柱密度的对数正态分布，并且在高柱密度下表现出过量。作为河外星系研究的参考，我们展示了内星系的视线积分N-PDF，并推导出这种过剩对$\sim2.2$ %的总柱密度的贡献，高于$N_{\rm H_2} = 2.92\times10^{22}$ cm $^{-2}$。以总通量密度，我们提供了一个独立的估计分子气体的质量在银河系内部的$\sim1\times10^9\,M_{\odot}$，这是与以前的估计使用CO排放。根据质量和$f_{\rm DG}$，我们估计银河系SFR为$\dot M = 1.3\,M_{\odot}$ yr $^{-1}$。虽然扩散气体的分布在银河系内部是均匀的，但CMZ以较高的气体密度脱…
2015-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Interstellar Dust Emission Spectrum, Going beyond the single temperature greybody
上下文大多数星际尘埃红外发射光谱的模拟都是在单温灰体近似下进行的。例如，普朗克飞行任务地图的前景建模涉及沿给定视线的独特尘埃温度T，具有独特的发射率指数\b{eta}。然后拟合这两个参数，因此这两个参数从一个视线到另一个视线是可变的。目标。我们的目标是以一种经济的方式超越这种模式。方法.我们模拟尘埃光谱的平均值周围的温度分布，并表明，只有第二个温度时刻的事项。我们主张使用温度对数作为适当的变量。结果如果星际介质不是太不均匀，有一个普遍的分析光谱，这是在这里推导出来的，这超出了灰体假设。我们展示了宇宙微波背景如何与尘埃光谱（毫米波长下不可忽略的校正项）辐射相互作用。最后，我们构建了一个通用的阶梯的离散温度，它给出了一个最小的和快速的描述尘埃排放光谱测量的光度映射仪器，本身几乎是线性拟合。这种数据模型可以包括宇宙红外背景波动的贡献
2022-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Model of the polarized foreground diffuse Galactic emissions from 33 to 353 GHz
我们提出了3D模型的银河系磁场，包括定期和动荡的组件，并在银河系中的物质，包括相对论电子和尘埃颗粒的分布。通过整合沿视线，我们构建这些模型的偏振银河同步加速器和热尘埃排放的地图。我们进行了可能性分析比较的地图的Ka，Q，V和W波段的威尔金森微波各向异性探测器（Wmap）和353 GHz的Archeops数据的模型，通过改变俯仰角的规则磁场，湍流磁场的相对振幅和外推光谱指数的同步辐射和热尘埃排放。对于不同频带获得的最佳拟合参数非常相似，并且在全球范围内，数据似乎有利于在大角度尺度下可忽略的各向同性湍流磁场分量（使用这些数据无法研究各向异性视线有序分量）。从这项研究中，我们得出的结论是，我们能够提出一个一致的模型的极化扩散银河同步辐射和热尘埃的排放在频率范围从33至353 GHz，其中大多数的CMB研究进行，我们预计这两个主要的前景排放的混合物。该模型对于估算极化CMB各向异性的前景对普朗克卫星等实验的污染是非常有帮助的。
2012-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the Magnetic Interstellar Medium in Three Dimensions Over the Full Sky with Neutral Hydrogen
最近的分析21厘米中性氢（HI）的排放表明，HI气体被组织成线性的非线性结构，优先与当地的磁场，这些结构的相干性在速度空间跟踪视线磁场纠缠。在此基础上，我们介绍了一个范例建模的磁化，尘埃区域的星际介质的属性，使用HI结构在不同的速度来映射“磁相干”的空间区域的方向。我们使用HI 4PI全天光谱HI数据构建了三维（位置-位置-速度）Stokes参数图。我们比较这些地图，集成的速度维度，普朗克地图的偏振尘埃发射在353 GHz。没有任何自由参数之间的HI强度和尘埃发射的关系，我们发现，我们的$Q$和$U$地图是高度相关的（$r > 0.75$）与353 GHz的$Q$和$U$地图观测到的普朗克偏振尘埃发射和再现其许多大尺度的功能。尘埃发射图的$E/B$比率与HI导出的大角度尺度图（$\ell \lesssim 120$）吻合得很好，支持这种不对称性是由线性密度结构与银河磁场的耦合引起的解释。我们证明，我们的三维斯托克斯参数地图约束的银河系星际介质的三维结构和星际磁场的方向。
2019-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the accretion process in a high-mass star forming region - A multitransitional THz Herschel-HIFI study of ammonia toward G34.26+0.15
[摘要]我们的目标是探索高质量恒星形成早期阶段的气体动力学和吸积过程。利用Herschel-HIFI观测到的氨分子在太赫兹波段的7个跃迁的高分辨轮廓，研究了大质量恒星形成区G34.26+0.15中分子气体的向内运动.这些线的形状和强度的解释方面的辐射转移模型的一个球形的，崩溃的分子信封。一个加速的Lambda迭代（ALI）方法被用来计算模型。七条氨谱线显示了混合的吸收和发射，具有反向的P-Cygni型剖面，表明流入中央源。在谱线轮廓中可以清楚地看到，对于更高的激发跃迁，在越来越高的速度下吸收的趋势。$J = 3\leftarrow2$谱线只显示出很弱的辐射，因此这些吸收剖面可以直接用于分析气体的向内运动。这是第一次多过渡的光谱分辨旋转氨线的研究已用于此目的。此外，宽发射与$1_0-0_0$邻NH $_3$线的吸收混合，可能追踪恒星形成区域的分子外流。最佳拟合的ALI模型再现的连续通量和线的轮廓，但稍微低估的发射和吸收深度的基态邻线$1_0-0_0$。推导出的ortho-to-para比约为0.5，在整个下落云核心类似于最近的研究结果，半透明云的视线朝向W31 C和W 49 N。我们发现的两个气体成分向内移动的中心区域与恒定的速度：2.7和5.3公里$\,$ s $^{-1}$，相对于源系统速度的证据。推导出的质量吸积率足以克服预期的辐射压力G34.26+0.15。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic observations of PHz G237.01+42.50: A galaxy protocluster at z=2.16 in the Cosmos field
普朗克卫星已经确定了2000多个具有极端恒星形成率（SFR）的原星团候选者。在这里，我们提出的光谱鉴定普朗克选择原星系团位于宇宙领域，PHZ G237.01+42.50（G237）。G237在10'x11'的区域中包含了31个光谱上可识别的星系，z约为2.16（在5.4 sigma处显着）。超密度包含两个在~2.16和2.195处的子结构或原星团<z>，估计在z=0处的晕质量为~（5-6）x10^14 Msun。过密度总SFR，~4000 Msun/yr，高于模拟预测，但远小于从普朗克数据得出的SFR。结合可用的辅助数据，对赫歇尔数据的分析表明，这种差异是由于沿着视线的源对准的影响，其在场中产生红色赫歇尔源的5 σ过密度。我们分析了成员的紫外光谱和紫外-远红外光谱能量分布，以获得它们的SFR，恒星质量和金属丰度。星系成员包括蓝色恒星形成星系和活动星系核，其SFR和恒星质量与主序星一致。通过光谱学或X射线数据识别的活动星系核，在z=2.16的原星系团中占很大比例（20+/-10%），它们的能量足以产生辐射反馈。这个原星系团的核心，除了密度更大之外，还包括平均质量更大、恒星形成更快的成员，并且包含的活动星系核和赫歇尔探测到的星系比完整样本中的大部分，这表明环境对星系生长的影响。G237与文献中其他原星系团在类似红移下的比较揭示了一些共同的特征和差异，反映了观测偏差和尚未完全理解的内在性…
2021-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of the Local Bubble and Dust Complexity on Polarized Dust Emission
本文利用三维尘埃图和普朗克偏振数据，发现大尺度尘埃偏振分数主要由扩展的三维尘埃分布复杂性决定，而非本地泡几何结构，且该效应在1.25千秒差距内显著。
2024-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
