Three-dimensional dust density structure of the Orion, Cygnus X,Taurus, and Perseus star-forming regions
星际尘埃通过吸收和变红影响天文观测，但这种消光也是研究星系中星际物质的有力工具。银河系中尘埃消光和密度的3D重建受到诸如上帝之指效应和负密度等人为因素的影响，并且受到大量计算成本的限制。在这里，我们的目标是克服这些问题与一种新的算法，推导出的3D消光密度的尘埃在银河系中使用的潜变量高斯过程和变分推理。我们的模型保持非负密度，因此沿所有视线单调非递减消光，并在合理的计算时间内进行推理。使用光学和近红外测光计算出的数十万颗恒星的距离，以及基于盖亚的距离，我们使用我们的算法来推断猎户座，金牛座，英仙座和天鹅座X恒星形成区域的结构。在二维消光图中叠加的一些特征在三维尘埃消光密度图中被清楚地分解。我们在猎户座的边缘发现了一个大的暗条，在金牛座和英仙座区域发现了暗条，并表明天鹅座X位于1300 - 1500pc。我们计算了这些地区的尘埃质量，发现这些质量略高于以前的估计，这可能是我们的输入数据更有效地恢复了最高的柱密度的结果。将我们的预测结果与普朗克数据进行比较，我们发现密度和尘埃加工之间的已知关系，其中高消光视线具有最多的加工颗粒，当包括密度时，在解析观测中保持不变，并且它们存在于比以前建议的更小的尺度上。这可以用来研究尘埃在分子云中处理时的大小或成分变化。（节录）
2021-11-12 astro-ph.GA
A New Method for Constraining Molecular Cloud Thickness: A study of Taurus, Perseus and Ophiuchus
核心速度色散（CVD）是研究分子云湍流速度场的一个潜在的有用工具。CVD是基于稠密气体团的质心速度，因此不易受到密度波动的影响，更直接地反映了云的速度场。先前的工作表明，金牛座分子云CVD类似于著名的拉尔森分子云的线宽-尺寸关系。在这项工作中，我们研究了CVD对分子云的视线厚度的依赖性，这是一个无法直接测量的量。我们制作了一个简单的统计模型的核心内的云和分析CVD的各种流体动力学模拟。我们发现，CVD和2D投影分离的核心（$L_{2D}$）之间的关系是敏感的云的厚度。当云较薄时，CVD- $L_{2D}$关系的指数（关系CVD $\sim L_{2D}^γ$中的$γ$）反映了该$γ\sim(β-1)/2$中的基本能谱（$E(k)\sim k^{-β}$）.当云较厚时，CVD- $L_{2D}$关系变得更平坦（$γ\to 0$）。我们用这个结果来限制金牛座、英仙座和蛇夫座的厚度。我们的结论是金牛座的云深与云长之比小于1/10-1/8，即它是一个片。一个简单的几何模型拟合的线宽大小关系表明，金牛座云有一个$\sim 0.7$ pc的视线尺寸。相比之下，英仙座和蛇夫座的云厚较厚，云深与云长的比值大于1/10-1/8。
2015-08-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Demonstration of magnetic field tomography with starlight polarization towards a diffuse sightline of the ISM
具有恒星距离和偏振信息的大数据集的可用性将使得在不久的将来能够对星际磁场（天空投影平面）进行层析重建。我们证明了这种分解的扩散ISM的一个小区域内的可行性。我们结合使用RoboPol偏振仪获得的星光（R波段）线性偏振测量与第二盖亚数据发布的恒星距离。恒星样本在R波段的亮度超过17等，距离太阳有几千秒差距。HI发射光谱揭示了沿视线方向存在两个不同的云。我们分解的视线整合恒星偏振，以获得两个云的平均偏振特性。这两种云在柱密度和偏振特性方面表现出显着的差异。它们的平均天平面磁场方向相差60度。我们展示了如何我们的层析分解可以用来约束我们的估计的云的偏振效率以及偏振尘埃发射的偏振角的频率依赖性。我们还展示了一种新的方法来约束云的距离基于这种分解。我们的研究结果代表了丰富的信息，可以从ISM磁场的断层扫描图获得的预览。
2019-02-11 astro-ph.GA
Kinetic Tomography. II. A second method for mapping the velocity field of the Milky Way Interstellar Medium and a comparison with spiral structure models
在这项工作中，我们推导出一个空间分辨地图的视线速度的星际介质，并使用它，随着第二个地图的视线速度从本系列论文I，以确定在银河系的气体螺旋结构的性质。这张地图是根据APOGEE巡天对恒星光谱中1.527 $μ$ m星际弥散带（DIB）的测量结果绘制的，覆盖了距离北银河面最近的4-5千秒差距。我们交叉检查这个新的基于DIB的视线速度图与论文I中导出的地图，发现它们一致。然后，我们比较这些地图与准静态密度波螺旋结构和动态，或材料，在银河系类星系的螺旋结构模拟的视线速度图。虽然从这些模拟中得出的地图都与银河系的测量速度场不完全匹配，但测量结果与动态螺旋结构的模拟更加一致。在与测量结果最匹配的动态螺旋结构模拟中，英仙座的螺旋臂被破坏了。
2018-08-03 astro-ph.GA
Astrochemical Kinetic Grid Models of Groups of Observed Molecular Abundances: Taurus Molecular Cloud 1 (TMC-1)
氰基乙炔和甲醇的发射线光谱揭示了金牛座分子云TMC-1（CP）中氰基多炔发射峰在非常小（<0.1 pc）尺度上的化学和物理异质性。我们生成网格的均相化学模型使用三相速率方程的方法，以获得所有的时间依赖的丰度跨越确定的物理条件下，从分子示踪剂的紧凑和扩展区域的排放沿这条视线。每一个随时间变化的丰度都有四个特征之一：最大值/最小值、单调增加/减少、振荡行为或惰性。我们通过计算网格模型中三组分子的每个点处的建模和观测丰度之间的均方根对数差和均方根偏差，对建模和观测丰度之间的时间依赖性一致性进行类似分类：（i）存在于观测和我们的化学网络G中的所有物种的复合群，（ii）氰基多炔C ={HC $_3$ N，HC $_5$ N，HC $_7$ N，HC $_9$ N}，和（iii）含氧有机物质甲醇和乙醛S ={CH $_3$ OH，CH $_3$ CHO}。我们将讨论如何贝叶斯不确定性在所观察到的丰度约束的解决方案内的网格的化学模型。计算出的最佳拟合时间在每个网格点为每个组制成表格，以揭示网格模型的最小解空间和贝叶斯不确定性对网格模型的解决方案的影响。这种方法的结果分离的效果不同的物理条件和模型的自由参数，准确地再现观察到的分子物种的不同群体的丰度。
2018-10-24 astro-ph.GA
Near-infrared polarimetry of a normal spiral galaxy viewed through the Taurus Molecular Cloud Complex
很少有正常的星系被使用近红外偏振测量法探测，即使它比光学或射电偏振测量法更好地揭示了冷星际介质中的磁场。对金牛座的深H波段（1.6微米）线性偏振成像测量偶然地包括了2 MASX J 04412715 +2433110星系，它具有足够的灵敏度和分辨率来绘制几乎整个范围的偏振图。观测结果显示，该星系是一个陡峭倾斜（约75度）的盘状星系，直径为4.2 kpc，距离为53 Mpc，包含了彼得罗斯通量的90%。由于视线穿过金牛座分子云复合体，因此需要测量并消除前景偏振。根据使用NICE、NICER和RJCE方法对2 MASS、UKIDSS、Spitzer和WISE光度学的分析，还评估并去除了2.00+/-0.10 mag的前景消光Av和0.125 +/-0.009 mag的红化E（H-K）。校正偏振前景后，星系偏振值的范围从零到3%。偏振主要是由一个磁盘平行的磁场的几何形状，特别是东北，而无论是一个垂直场或单散射的凸起光产生磁盘正常的偏振西南。红外偏振测量所揭示的磁场的多kpc相干性与边缘星系的短波长射电同步辐射观测结果非常一致，表明盘状星系的冷星际介质和暖星际介质都可能被共同的磁场穿过。
2013-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing accretion of ambient cloud material into the Taurus B211/B213 filament
赫歇尔观测强调了分子细丝在恒星形成中的作用。然而，这些细丝的起源和演化还没有得到很好的理解，部分原因是缺乏运动学信息。为了检验B211/B213暗条是否由于其引力势而吸积背景气体，我们制作了一个玩具吸积模型，并将其预测与12 CO（1- 0）和13 CO（1- 0）速度模式进行了比较。我们还研究了Halalpha，857 GHz的连续，HI发射的空间分布，寻找大规模的外部效应的证据。假设气体密度与13 CO临界密度相同，我们估计B211/B213暗条周围的云深度为0.3--0.7秒差距。与天空平面中>10 pc的线性范围相比，这表明云的3D形态是片状的。垂直于暗条轴的12 CO和13 CO PV图表明，B211/B213周围气体的发射分别向暗条的东北方向红移和向西南方向蓝移，并且当视线接近暗条波峰时，这两个分量的速度都接近暗条的速度。由我们的吸积模型预测的PV图与观测到的12 CO和13 CO PV图吻合得很好，支持Palmeirim等人提出的质量吸积到暗条中的情景。对金牛座-加利福尼亚州-英仙座地区的H α和857 GHz发射分布的检查表明，B211/B213灯丝可能是由Per OB 2缔合产生的膨胀超壳层形成的。基于这些结果，我们提出了一个方案，其中的B211/B213灯丝最初形成的HI气体的大规模压缩，然后现在正在增长的质量，由于周围的云分子气体的引力吸积。
2018-11-15 astro-ph.GA
Variation in dust properties in a dense filament of the Taurus molecular complex (L1506)
我们用Herschel PACS和SPIRE仪器观测了位于Taurus分子复合体中的L1506细丝。我们的目的是证明沿整个长丝长度的晶粒特性的变化。特别是，我们要确定以上的气体密度，这种变化的出现和什么变化的晶粒光学性能/尺寸分布是必需的。我们使用的三维辐射转移代码CRT，耦合到灰尘的排放和消光代码DustEM，模拟密集的灯丝的排放和消光。我们测试了一系列的光学性质和粒度分布的颗粒：尘埃的弥漫星际介质（星际多环芳烃和无定形碳和硅酸盐）和紧凑和蓬松的聚集体。我们发现，粮食不透明度增加整个灯丝，以适应同时近红外消光和赫歇尔发射配置文件的L1506。我们解释这种变化是尘埃颗粒凝结形成蓬松聚集体的结果。与扩散介质中的颗粒相似的颗粒必须存在于云的外层，而聚集体必须在1000 H/cm 3的气体密度以上占优势。这对应于在V波段中具有2至3量级的视觉消光的视线。250微米处的粉尘不透明度提高了1.8至2.2倍，而颗粒平均尺寸增加了5倍。这些确切的数字自然取决于选择的尘埃模型来拟合数据。我们的研究结果与气体分子谱线的研究结果一致。使用一个简单的方法，我们表明，聚集体可能有时间在云的寿命内形成的灯丝。我们的模型还描述了细丝的密度结构，表明细丝宽度沿L1506不是恒定的，而是以4的倍数变化。
2013-09-25 astro-ph.GA
Kinetic Tomography I: A Method for Mapping the Milky Way's Interstellar Medium in Four Dimensions
我们已经开发出一种方法来推导银河系的星际介质的分布作为经度，纬度，距离和视线速度的函数。该方法将作为经度、纬度和距离的函数的红化地图以及作为经度、纬度和视线速度的函数的线发射地图作为输入。我们已经将这种方法应用于覆盖大部分银河平面的数据集。该方法的输出正确地再现了Reid等人（2014）已知距离的高质量恒星形成区域的视线速度，并且定性地与银河系运动学文献的结果一致。这些地图将有助于测量银河系旋臂周围的气体流动以及进出巨大分子云的气体流动。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
Water Ice Deposition and Growth in Molecular Clouds
在星际云中，水冰在颗粒上的沉积只发生在高于某个阈值A_th的目视距离上。在大于A_th的梯度上，水冰柱密度和A_V之间存在（近线性）相关。对于金牛座、巨蛇座和蛇夫座等单个复合云，A_th和相关梯度在所有视线上都非常相似。我们已经调查了这种现象的起源，仔细考虑可能涉及的各种可能的机制，并已应用一个完整的化学模型来分析静态分子云的行为和敏感性。我们的主要成果是：（i）普遍存在的现象指向一个共同的原因，因此视线探针区域具有相似的、先进的、化学和动力学演化。（ii）对于金牛座和巨蛇座，A_th和相关性的斜率可以解释为来自氧原子的冻结和H_2O分子的光解吸的平衡。（iii）A_th取决于局部密度，表明局部体积密度与柱密度之间存在相关性;（iv）Taurus和Serpens的不同A_th值可能是由于局部平均辐射场强度的变化;（v）大多数冰是在初始非常小的颗粒上吸积的（<0.01微米），和（vi）在Rho-Ophiuchi中观察到的非常高的A_th值不能以同样的方式解释，除非有复杂的微观结构和/或消光特性的修改。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tomography of the Ophiuchus Molecular Cloud with Velocity Features in C$_2$H $N=1-0$ spectra: A Pilot Study of Coherent Sub-structures
本文利用C$_2$H $N=1-0$谱线速度特征对蛇夫座分子云进行层析成像研究，通过多峰谱线识别出至少两个视线方向上的相干子结构层，并推断其中一个厚度约1 pc，其余更可能为碎片。
2025-03-12 astro-ph.GA
Improved Lyman Alpha Tomography using Optimized Reconstruction with Constraints on Absorption (ORCA)
在这项工作中，我们提出了一种改进的方法来重建三维星系际介质从观测到的莱曼- $α$森林吸收功能。我们提出了我们的新方法，优化重建与吸收约束（ORCA），它优于当前的基线维纳滤波器（WF）时，模拟莱曼阿尔法森林数据从流体动力学模拟生成的测试。我们发现，重建的通量误差和宇宙网分类与ORCA大大改善，相当于30- 40%的额外的视线与标准WF。我们使用这种方法来识别和分类极端对象，即空洞和（原）集群，并在所有探索的汇总统计中找到改进的重建。我们将ORCA应用到来自COSMOS Lyman Alpha映射和层析成像观测（CLAMATO）调查的现有Lyman Alpha森林数据，并将其与WF重建进行比较。
2021-05-12 astro-ph.GA
Probing the Three-Dimensional Structure of a Jet with Faraday Tomography
Kumamoto University（熊本大学）；SoftService
该研究构建AGN喷流三维模型，通过法拉第层析成像探究喷流磁场与湍流的可观测特征，为解读相关偏振观测提供物理框架。
2026-08-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Starlight-polarization-based tomography of the magnetized interstellar medium: PASIPHAE's line-of-sight inversion method
我们提出了第一个贝叶斯方法层析分解的平面的天空方向的磁场与使用恒星偏振和距离。这种独立的层析反演方法提出了一个重要的一步，在重建磁化星际介质（ISM）在3D尘埃区域。我们开发了一个模型，在该模型中，从磁化和尘埃ISM的偏振信号描述的薄层在不同的距离。我们的建模使得有可能推断的平均偏振（振幅和方向）引起的个别尘埃云和占的相干性引起的散射在一个通用的方式。我们提出了一个似然函数，明确占偏振和视差的不确定性。我们开发了一个框架，通过最大化的对数似然使用嵌套抽样方法重建磁化ISM。我们测试我们的贝叶斯反演方法的模拟数据考虑到现实的不确定性从盖亚和预期的光学偏振调查PASIPHAE根据目前计划的观测策略。我们表明，我们的方法是有效的恢复云的属性，只要云的背景恒星引起的偏振高于$\sim 0.1\%$的调查曝光时间和水平的系统不确定性。我们的方法不仅可以恢复平均偏振特性，而且还可以表征固有散射，从而创建新的方法来表征ISM湍流和磁场强度。最后，我们将我们的方法应用到现有的星光偏振数据集与已知的视线分解，证明与以前的结果和云属性的不确定性的改进量化协议。
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Faraday tomography of the local interstellar medium with LOFAR: Galactic foregrounds towards IC342
新一代的低频射电望远镜，如低频阵列（LOFAR：一个平方公里阵列-低探路者），提供了我们通过低频偏振探测银河系磁性的能力的进步。扩散极化无线电发射和法拉第旋转的地图可以用来推断ISM中磁场的性质和跟踪结构。然而，到目前为止，很少有天空已经探测到高角度和法拉第深度分辨率。我们使用LOFAR在115-178 MHz的频率范围内以4弧分分辨率观察了以附近星系IC 342为中心的5x 5度区域，并进行了法拉第层析成像以检测由法拉第深度（不同的法拉第旋转量）分离的前景银河系偏振同步辐射。我们的法拉第深度立方体显示出丰富的极化结构，在150 MHz的极化发射高达30 K。我们检测到两个重叠的扩散偏振功能，明确分离的法拉第深度。在如此低的频率下，法拉第厚的结构将被强烈地去极化，无法解释观测结果，因此被拒绝。只有法拉第薄结构不会被强烈地去极化;产生这样的结构需要同步辐射率与每单位距离法拉第深度的比率的局部变化，这可能由几种物理现象引起，例如电离和中性气体区域之间的过渡。我们得出的结论是，所观察到的偏振辐射是法拉第薄，并提出该辐射起源于本地ISM中的两个中性云。我们已经对该视线的法拉第旋转进行了建模，并估计该方向的局部ISM的磁场的视线分量在-0.86和+0.12 μ G之间变化。我们建议，这可能是一个有用的方法映射磁场内的本地ISM。
2016-12-02 astro-ph.GA
A Probabilistic Model to Estimate Number Densities from Column Densities in Molecular Clouds
提出一种概率模型，将分子云视线方向的总氢核柱密度分解为湍流和引力主导分量，从而从柱密度图估计局部数密度，并成功应用于预测Taurus等云的谱线发射。
2025-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
Intergalactic Medium Tomography with the Sunburst Arc
本研究利用最亮透镜星系Sunburst Arc的HST/WFC3光栅观测，首次对z≈2处CGM和IGM中的部分Lyman极限系统进行2D层析成像，测量了吸收体的物理尺寸、HI柱密度与质量，并据金属线判定其归属环境。
2025-07-08 astro-ph.GA
A clumpy and anisotropic galaxy halo at z=1 from gravitational-arc tomography
每个恒星形成星系都有一个富含金属的气体晕，延伸到至少100千秒差距，这是由这种气体在背景类星体光谱上的吸收线所揭示的。然而，类星体是稀疏的，通常只能探测一个狭窄的笔形光束穿过居间的星系。近距离类星体对和引力透镜类星体已经被用来规避这种固有的一维技术，但这些物体是罕见的，环银河系介质的结构仍然没有得到很好的约束。因此，我们对驱动重子在星系生命周期中再循环的物理过程的理解是有限的。在这里，我们报告积分场（层析）光谱的扩展背景源-一个明亮的巨大的引力弧。因此，我们可以相干地绘制Mg II吸收的空间和运动学分布-一种浓缩气体的标准示踪剂-在红移为0.98的居间星系系统中（即，~8 Gyr ago）。我们的引力弧层析成像揭示了一个clusional介质中的吸收强度随碰撞参量的增加而降低，与类星体的统计数据吻合得很好;此外，我们发现了强有力的证据表明，气体不是各向同性分布的。有趣的是，我们在约600 kpc平方的投影区域内几乎没有检测到运动学变化，所有视线速度都限制在几十公里/秒的范围内。这些结果表明，检测到的吸收来自夹带的回收材料，而不是在银河流出。
2018-01-30 astro-ph.GA
Magnetic field tomography in two clouds towards Ursa Major using HI fibers
原子星际介质（ISM）被观察到充满了线性结构，被称为“纤维”。纤维表现出与分子云中的线性结构相似的性质，称为条纹。条纹和纤维似乎都是有序的、准周期性的，并且与磁场对齐，这表明它们具有类似的形成机制。条纹的主要形成机制涉及快磁声波的激发。基于这一理论模型，并通过结合速度质心和柱密度图，Tritsis等人（2018）开发了一种从分子云条纹估计天空平面（POS）磁场的方法。我们应用这种方法在两个H \textsc{I}云与纤维沿同一视线（LOS）的超高能宇宙射线（UHECR）热点，在大熊座的边界。对于云位于更接近地球，从文献中的塞曼观测也可用，我们发现一般协议的磁场的LOS和POS组件的分布。我们发现总磁场（范围从$\sim$ $\rm{10}$到$\sim$ $\rm{20} ~\rm{μG}$）和相对于$\sim$ 50 $^\circ$ LOS的平均投影角相对较大。对于位于更远的云，我们也发现一个大的值的POS组件的磁场的$15^{+8}_{-3}~\rm{μG}$。我们讨论了我们的新的磁场层析成像方法的大规模应用的潜力。我们认为，我们的研究结果的准确性的银河系磁场的重建和传播的UHECR通过ISM的影响。
2019-03-18 astro-ph.GA
Lyman-alpha Forest Tomography from Background Galaxies: The First Megaparsec-Resolution Large-Scale Structure Map at z>2
我们提出了第一个观测前景莱曼- $α$森林吸收高红移星系，针对24恒星形成星系（SFG）与$z\sim 2.3-2.8$内的$5' \times 15'$区域的COSMOS领域。横向视线分离是$\sim 2\,h^{-1}\mathrm{Mpc}$共动，允许我们创建在红移范围$2.20\leq z\leq 2.45$上的3D Ly $α$森林吸收场的层析重建。由此产生的地图涵盖了$6\,h^{-1}\mathrm{Mpc} \times 14\,h^{-1}\mathrm{Mpc}$在横向平面和$230\,h^{-1}\mathrm{Mpc}$沿视线与$\approx 3.5\,h^{-1}\mathrm{Mpc}$的空间分辨率，是第一个高保真度的大尺度结构的$\sim\mathrm{Mpc}$规模的$z>2$地图。我们的地图揭示了具有$\gtrsim 10\,h^{-1}\mathrm{Mpc}$范围的重要结构，包括几个跨越整个横向宽度的结构，为预测存在于高红移宇宙网中的非线性结构提供了定性证据。具有相同视线采样、光谱分辨率和信噪比的模拟重建恢复了基础3D吸收场中存在的突出结构。使用其他调查的数据，我们确定了18个星系与已知的红移coeval与我们的地图卷，使我们的层析地图直接比较。这表明星系优先占据高密度区域，与应用于模拟的相同比较定性一致。我们的研究结果建立了CLAMATO调…
2014-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Line-of-sight statistical methods for turbulent medium: VCS for emission and absorption lines
我们提出了一个概述的速度坐标谱（速度坐标谱），一种新的技术，用于研究天体物理湍流，利用多普勒展宽谱线的视线统计。我们认为检索的湍流光谱从发射强度观测的高和低的空间分辨率，并发现，即使当发射湍流体积不空间分辨的湍流允许一个研究。这为使用该技术进行河外研究开辟了有趣的前景。如果使用光学深度而不是强度，则针对光谱发射线开发的方法也适用于吸收线。点源光谱中吸收线的消除得益于有效的窄波束，并且不需要通过采样方向来密集天空覆盖。即使是强饱和的吸收线仍然携带着关于小尺度湍流的信息，尽管仅限于线的翅膀。结合不同的吸收线，人们可以开发出星际气体中湍流的复杂性断层摄影。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinetic tomography of the Galactic plane within 1.25 kiloparsecs from the Sun. The interstellar flows revealed by HI and CO line emission and 3D dust
本文结合三维尘埃模型与HI/CO谱线发射，利用HOG方法重建太阳周围1.25千秒差距内ISM的视线运动，发现局部偏离银河旋转模式，动能密度接近均分，并识别出约十倍的能量过密区，揭示大尺度效应与超新星反馈共同塑造太阳邻域动力学。
2025-02-28 astro-ph.GA
Through thick or thin: Multiple components of the magneto-ionic medium towards the nearby ${\rm H\,{\small II}}$ region Sharpless 2-27 revealed by Faraday tomography
Sharpless 2-27（Sh 2 -27）是由$ζ$ Oph激发的邻近${\rm H\,{\small II}}$区。我们目前的观测偏振无线电发射从300至480 $\,$ MHz对Sh 2 -27，与帕克斯64 $\,$ m射电望远镜的全球磁离子介质调查的一部分。这些观测的角分辨率为$1.35^{\circ}$，并且数据对大角度尺度上的磁离子结构非常敏感。我们证明，背景偏振发射对Sh 2 -27是完全去极化在我们的观察，使我们能够调查的前景。我们分析法拉第层析成像的结果，沿着165 $\,$ pc路径映射磁化星际介质到Sh 2 -27。在这个方向上的法拉第色散函数在三个法拉第深度处具有峰值。我们认为法拉第厚和薄的模型，发现薄的模型是首选。我们进一步模拟这作为法拉第旋转的扩散同步辐射在本地气泡和两个前景中性云。局域磁泡在这个方向上延伸了80 $\,$ pc，我们发现法拉第深度为$-0.8 \pm 0.4\,$ rad $\,$ m $^{-2}$。这表明磁场远离太阳，强度为$-2.5\pm1.2\,μ$ G。近中性云和远中性云的厚度分别约为30 $\,$ pc，我们发现法拉第深度分别为$-6.6\pm0.6\,$ rad $\,$ m $^{-2}$和$+13.7\pm0.8\,$ rad $\,$ m $^{-2}$。我们估计了近云和远云的视线磁场强度分别为$B_{\par…
2019-05-22 astro-ph.GA
Simulating MOS science on the ELT: Ly$α$ forest tomography
通过宇宙时间映射大尺度结构在宇宙学和星系演化研究中有许多应用。在$z > 2$，中性星系际介质（IGM）可以通过观察Ly $α$来追踪结构，森林朝向明亮背景源的密集采样视线，如类星体和恒星形成星系。我们调查的科学潜力的MOSAIC，计划在欧洲极大望远镜（ELT）的多目标摄谱仪，在$z \gtrsim 3$的IGM的三维映射。我们模拟了在天空中1度$^2$区域内对$3 \lesssim z \lesssim 4$星系进行的测量，测量范围降至$m_{r}\sim 25.5$等的极限星等。Galerkin及其光谱（包括视线Ly $α$吸收）取自Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟提取的光锥。原始密度场的重建的质量进行了研究，为不同的光谱分辨率和信号-噪声比的光谱。我们证明，最暗的星系，这样的调查必须达到的最小$S/N$（每分辨率元素）是$S/N = 4$。我们表明，这样的灵敏度的调查，使一个强大的提取宇宙细丝和检测的理论预测的星系恒星质量和恒星形成率梯度对细丝。通过模拟MOSAIC的实际性能，我们得到了$S/N(T_{\rm obs}, R, m_{r})$的缩放关系。我们估计，需要$\lesssim 35~(65)$夜的观测时间来进行调查与仪器的高复用模式和$R=1000~(2000)$的光谱分辨率。一个调查与MOSAIC概念仪器的ELT被发现，使IGM在$z > 3$ Mpc尺度…
2019-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-linear dense core formation in the dark cloud L1517
我们提出了一个解决方案，在金牛座L1517暗云中观察到的核心碎片的细丝，以前无法解释（Hacar等。al 2011）。核心碎裂是恒星形成的关键步骤。观测结果表明，这与云气的结构有关，但仍不清楚是哪个过程造成的。我们表明，重力不稳定性过程的等温柱可以解释所表现出的破碎的假设下，扰动增长的主波长。我们使用数值模拟的代码RAMSES，估计观测到的列密度和视线速度，并将它们与观测结果进行比较。观察到的碎片化的一个关键因素是，核心通过在细丝内重新分配质量而生长，因此核心之间的密度在碎片化过程中降低。这通常导致错误的主波长估计，因为它强烈依赖于初始中心密度。我们认为，非线性效应也发挥了重要作用的演变的碎片。一旦密度扰动增长到临界线质量以上，非线性导致与分析预测相比中心核密度的增强。选择正确的初始条件，扰动强度约为20%，导致倾斜校正的视线速度和中心核心密度在观测测量误差内，在一个现实的演变时间。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first degree-scale starlight-polarization-based tomography map of the magnetized interstellar medium
本研究利用RoboPol偏振计观测数据，提出贝叶斯方法反演三维结构，发布首张度级尘埃磁化星际介质偏振层析图，揭示磁场随距离的变化，为银河系磁场及相关污染物建模提供支撑。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
First Data Release of the COSMOS Lyman-Alpha Mapping And Tomography Observations: 3D Lyman-$α$ Forest Tomography at 2.05 < z < 2.55
在$z\sim 2-3$的微弱的恒星形成星系可以作为替代的背景源，探测莱曼- $α$森林除了类星体，产生高的视线密度，使三维断层重建的前景吸收领域。在这里，我们提出了第一个数据发布的COSMOS莱曼阿尔法测绘和测绘观测（CLAMATO）调查，这是进行了LRIS摄谱仪上的LRIK-I望远镜。在COSMOS场中0.157 $\mathrm{deg}^2$的观测足迹上，我们使用了$2.17<z<3.00$上的240个星系和类星体，平均同向横向间隔为$2.37\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc^3}$，作为背景源探测$2.05<z<2.55$上前景的莱曼- $α$森林吸收。然后使用$α$森林数据在具有有效平滑尺度$2.5\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$的$3.15\,\times 10^5\,h^{-3}\,\mathrm{Mpc^3}$的共移动体积上创建维纳滤波断层扫描重建。除了传统的数字，这张地图还呈现为一个虚拟现实的YouTube 360视频可视化和可操纵的互动数字。我们看到大的密度过高和密度过低，在视觉上同意从光谱红移调查在同一领域的同时代星系的分布，包括与最近发现的几个星系原星团的体积。此数据发布包括红移目录，减少光谱，提取莱曼- $α$森林像素数据，和吸收的层析成像图。
2018-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Uptake of Interstellar Gaseous CO into Icy Grain Mantles in a Quiescent Dark Cloud
从五个学院射电天文台CO映射金牛座分子云的调查数据相结合的消光数据的样本292背景场星调查的CO从气体中的吸收冰颗粒地幔尘埃云内。假设冰中的CO储层由固体CO和固体CO2（由灰尘上的CO氧化形成）的组合丰度很好地表示，我们发现总柱密度（气体+固体）与视觉消光（Av）在5 < Av < 30 mag的范围内密切相关，即，达到我们样品所涵盖的最高分辨率。气相CO的平均消耗从Av < 5的可忽略水平单调增加到Av = 10时的约30%和Av = 30时的60%。由于这些结果指的是视线平均值，因此必须将其视为云层深处实际损耗的下限，实际损耗可能接近100%。我们表明，这是合理的，这样的高水平的耗尽达到在致密的核心上的时间尺度为0.6万年，与他们的预期寿命。在恒星形成过程中的核心的分散可能是有效的，在维持可观察到的水平的气态CO的较长的时间尺度估计的年龄的云。
2010-07-17 astro-ph.GA
A Large Catalog of Accurate Distances to Molecular Clouds from PS1 Photometry
分子云的距离测量很重要，但通常是针对每个感兴趣的云单独进行的，使用非常不同的数据和技术。我们提出了一个大的，均匀的分子云的距离目录，其中大部分是前所未有的准确性。我们使用PanSTARRS-1获得的恒星沿视线朝向这些云的光学测光来确定距离。我们同时推断这些恒星的红度和距离，使用Green等人（2014）提出的技术跟踪完整的概率分布函数。我们使用简单的防尘网模型来拟合这些逐星测量值，以找到到每个云的距离。因此，我们估计了马格纳尼等人（1985）星表中几乎所有云的距离，以及许多其他研究得很好的云，包括猎户座、英仙座、金牛座、仙王座、北极星、加利福尼亚和麒麟座R2，只避开了银河系内部。距离的典型统计不确定性为5%，尽管我们恒星模型质量引起的系统不确定性约为10%。由此产生的目录是最大的精确目录，直接测量分子云的距离。我们的距离估计一般与文献中可用的距离估计一致，尽管在某些情况下文献估计值相差两倍以上。
2014-03-13 astro-ph.GA
Shear-kSZ: A New Estimator for the Matter-Electron Power Spectrum from kSZ Tomography and Weak Lensing
Institute of Astronomy（天文研究所）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（卡弗里宇宙学剑桥研究所）
该研究提出 Shear-kSZ 新估计量，结合 kSZ 层析与弱引力透镜测量物质-电子功率谱，可确定重子抑制因子，预测当前及未来巡天能实现高精度测量。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Faraday tomography of LoTSS-DR2 data: I. Faraday moments in the high-latitude outer Galaxy and revealing Loop III in polarisation
同步辐射在低射频的观测揭示了一个迷宫般的极化银河系结构。然而，由于星际介质和磁场之间复杂的相互作用，对丰富的结构的解释仍然不确定。需要一种多示踪剂方法来分析大的天空区域。本文旨在使用LOFAR两米巡天（LoTSS）的偏振图像，以产生迄今为止在低射频（150 MHz）的北部天空中最大的偏振发射马赛克。这幅镶嵌图所覆盖的大面积区域使得我们可以对高纬度外星系的极化结构进行详细的形态学和统计学研究，包括著名的Loop III区域。我们使用旋转测量合成工具制作了3100平方度的法拉第层析立方体。我们计算了法拉第光谱的统计矩，并将其与较高频率（1.4 GHz）的数据集和来自河外源的旋转测量图进行了比较。马赛克主要由连接到Loop III的偏振发射控制。此外，马赛克揭示了丰富的其他形态结构，主要是{狭窄和延长}去极化渠道，这是发现无处不在。我们发现银河系外的旋转措施和LoTSS的第一个法拉第力矩图像的地图之间的相关性。这两个比率偏离了一个简单的模型的伯恩板（伯恩1966年）沿视线，这突出了高水平的复杂性，在磁离子介质中，可以在这些频率进行研究。
2022-07-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Molecular filament formation and filament-cloud interaction: Hints from Nobeyama 45m telescope observations
我们提出Nobeyama 45米望远镜C18 O，13 CO和12 CO（1-0）映射观测到的金牛座分子云中的星际灯丝。我们研究了沿暗条及其周围母云中的气体速度结构。在光学薄的C18 O辐射中，暗条被探测到是一个单一的速度分量，长约1 pc，宽约0.06pc。C18 O的排放追踪到了密度大于~5x10^21 cm-2的尘柱。视线（LOS）速度沿灯丝波峰波动，平均振幅约为0.2 km/s。13 CO和12 CO积分强度图显示了细长细丝周围的空间扩展发射。我们确定了三个扩展结构的LOS速度红移和蓝移相对于平均速度的灯丝中确定的C18 O。结合分析速度积分通道图和强度变化的光学厚12 CO光谱上和关闭的灯丝，我们提出了一个三维结构的云周围的灯丝。我们进一步提出了一个多相互作用的情况下，片状的扩展结构相互作用，在空间和时间，与灯丝，并负责其压缩和/或中断，在恒星形成历史的灯丝发挥了重要作用。我们还发现，朝向同一个场，一个非常微弱的细丝显示出与Inoue等人提出的细丝形成过程兼容的速度场。（2017），其中细丝是由于星际冲击压缩引起的环境磁场结构弯曲产生的物质流的会聚而形成的。
2018-07-24 astro-ph.GA
Three-dimensional Tomography of the Galactic and Extragalactic Magnetoionic Medium with the SKA
银河系和星系际介质的星际介质的磁离子结构仍然知之甚少，特别是在距离太阳大于几千秒差距的地方。银河系磁场和电子密度分布的三维结构可以通过观测射电望远镜来探测，这主要是由于它们的紧凑性、高速度和高度极化的短时间射电脉冲。SKA的第一阶段，即SKA 1，将使已知的脉冲星数量增加一个数量级，而完整的SKA，即SKA 2，将在我们银河系最遥远的区域发现脉冲星。SKA 1-VLBI将产生与模型无关的大量天文卫星距离，SKA 1-LOW和SKA 1-MID的宽带偏振观测将产生沿数千条视线的高精度色散测量，散射测量和旋转测量估计。当这些观测结合起来时，将能够对银河系盘和星系晕的大尺度磁离子结构进行详细的层析成像。通过这些观测量的变化和脉冲星通量密度的动态谱，可以研究星际介质中的湍流。SKA 1-LOW和SKA 1-MID将监测星际天气，并产生脉冲星闪烁的灵敏动态和次级光谱，可用于制作ISM的散斑图像，研究~10^8米至~10^13米尺度的湍流，并探测低至$\sim$ 10公里尺度的脉冲星发射区。此外，SKA 1和SKA 2发现的河外射电暴或快速射电暴可用于探测银河系以外星系际介质中的电子密度分布和磁场。
2016-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Small-scale structure traced by neutral hydrogen absorption in the direction of multiple-component radio continuum sources
利用21-SPONGE巡天和千年阿雷西博吸收谱线巡天的多组分背景射电连续谱源，研究了氢原子（HI）的小尺度分布。我们已经发现$>5σ$光学深度的变化在$\sim0.03-0.5$的水平之间的13个14个相邻的视线分离的几弧秒到几弧分，这表明存在的中性结构的空间尺度从几个到几千个AU（我们称之为微小尺度原子结构，TSAS）。在冷中性介质（CNM）中HI柱密度和HI分数最高的方向上，光学深度变化最强，这往往是在低银河系纬度。通过测量拟合到吸收光谱的高斯分量的性质的变化，我们发现，TSAS吸收特征的峰值光学深度和线宽的变化都有助于观察到的光学深度变化，而中心速度的变化似乎没有强烈影响观察到的变化。热和湍流运动都对线宽有明显的贡献，但湍流似乎不足以限制超压TSAS。在大多数情况下，TSAS柱密度足够高，使得这些结构可以足够快地辐射冷却，以保持与其周围环境的热平衡，即使它们是过压的。我们还发现，大多数TSAS与CNM有关。对于TSAS在金牛座分子云和当地狮子座冷云的方向，我们估计密度超过一个数量级高于典型的CNM密度。
2020-04-27 astro-ph.GA
A Census of Outflow to Magnetic Field Orientations in Nearby Molecular Clouds
我们定义了一个样本的200个原恒星流出显示蓝色和红移CO排放附近的分子云蛇夫座，金牛座，英仙座和猎户座调查流出方向和本地，但相对较大的规模，磁场方向跟踪普朗克353 GHz的尘埃极化之间的相关性。在高显著性（p~ 1 e-4）下，我们排除了相对方向的随机分布，发现天空外流轴的投影平面与磁场方向有一个优先排列。相对位置角的分布在约30度处达到峰值，并且呈现出约50度的宽分散。这些结果表明，磁场在调节流出的发射和/或传播方向的动力学影响。然而，在完美的排列方向周围的显着分散意味着有很大的测量不确定性和/或由其他物理过程，如湍流或强恒星动力学相互作用引起的高度内在变化。流出到磁场对准预期导致附近流出对的方向的相关性，这取决于场的有序度。分析这种影响，我们发现有限的相关性，除了在相对较小的尺度< 0.5 pc。此外，我们训练卷积神经网络来推断流出物相对于视线的倾斜角度，并将其应用于我们的流出物样本以估计其完整的3D方向。我们发现，流出对之间的角度在3D空间也显示出小规模的对齐的证据。
2022-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Recovering the effective impact parameters in integral-field absorption-line tomography
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；Universidad de Chile（智利大学）
针对积分场吸收线层析成像中空间像素中心无法代表吸收流量起源的问题，提出流量加权坐标与撞击参数的流量贡献形式主义，可更准确恢复周介质径向柱密度轮廓，结果鲁棒性优于传统空间像素中心法。
2026-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
\HI 21-cm Line Properties of the Nearby LIRG IRAS 04296+2923
College of Physics, Guizhou University（贵州大学物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Guizhou Radio Astronomical Observatory, Guizhou University（贵州大学贵州天文观测站）
研究发现IRAS 04296+2923与HI 0432+2926形成引力束缚的绕行星系对，而非并合，其高光度红外性质由内部过程驱动。
2026-03-12 astro-ph.GA
Planck Early Results: Thermal dust in Nearby Molecular Clouds
普朗克允许无偏映射银河系的亚毫米和毫米辐射从最弥漫的区域到分子云的致密部分。我们提出了一个早期的分析金牛座分子复合物，视线平均数据，没有组件分离。普朗克和IRAS测量的发射光谱可以使用单个修改的黑体逐像素地拟合。在353 GHz和143 GHz处检测到一些系统残差，幅度分别约为-7%和+13%，表明测量的光谱可能比简单的修改黑体更复杂。在分子区和217 GHz和100 GHz波段也检测到显著的正残差，这主要是由J=2-1和J=1-0的12 CO和13 CO发射线的贡献引起的。我们得出的尘埃温度T，尘埃光谱发射率指数β，和尘埃光学深度在250微米τ的地图。温度图显示了尘埃粒子在与入射辐射场处于热平衡时的冷却，从漫射区的16-17 K到密集区的13-14 K。光谱指数的分布以1.78为中心，标准偏差为0.08，系统误差为0.07。我们检测到显著的T-β反相关。尘埃光学深度图揭示了从致密分子区到微弱弥散区分子复合体柱密度的空间分布。我们使用近红外消光和HI数据在21厘米进行定量分析的空间变化的测量尘埃光学厚度在250微米每氢原子τ/NH。我们报告的tau/NH的原子相和分子相之间的约2倍的增加，这对尘埃颗粒的平衡温度有很大的影响。
2011-08-25 astro-ph.GA
