Magnetic fields in the infrared dark cloud G34.43+0.24
Archana Soam, Tie Liu, B-G Andersson, Chang Won Lee, Junhao Liu, Mika Juvela, Pak Shing Li, Paul F. Goldsmith, Qizhou Zhang, Patrick M. Koch, Kee-Tae Kim, Kepin… 展开作者
Archana Soam, Tie Liu, B-G Andersson, Chang Won Lee, Junhao Liu, Mika Juvela, Pak Shing Li, Paul F. Goldsmith, Qizhou Zhang, Patrick M. Koch, Kee-Tae Kim, Keping Qiu, Neal J. Evans, SCOPE collaborations
备注：
16 pages, 10 figures, Accepted for publication in ApJ
We present the B-fields mapped in IRDC G34.43+0.24 using 850\,$μ$m polarized dust emission observed with the POL-2 instrument at JCMT. We examine the magnetic field geometries and strengths in the northern, central, and southern regions of the filament. The overall field geometry is ordered and aligned closely perpendicular to the filament's main axis, particularly in regions containing the central clumps MM1 and MM2, whereas MM3 in the north has field orientations aligned with its major axis. The overall field orientations are uniform at large (POL-2 at 14$\arcsec$ and SHARP at 10$\arcsec$) to small scales (TADPOL at 2.5$\arcsec$ and SMA at 1.5$\arcsec$) in the MM1 and MM2 regions. SHARP/CSO observations in MM3 at 350\,$μ$m from Tang et al. show a similar trend as seen in our POL-2 observations. TADPOL observations demonstrate a well-defined field geometry in MM1/MM2 consistent with MHD simulations of accreting filaments. We obtained a plane-of-sky magnetic field strength of 470$\pm$190\,$μ$G, 100$\pm$40\,$μ$G, and 60$\pm$34\,$μ$G in the central, northern and southern regions of G34, respectively, using the updated Davis-Chandrasekhar-Fermi relation. The estimated value of field strength, combined with column density and velocity dispersion values available in the literature, suggests G34 to be marginally critical with criticality parameter $\rm λ$ values 0.8$\pm$0.4, 1.1$\pm$0.8, and 0.9$\pm$0.5 in the central, northern, and southern regions, respectively. The turbulent motions in G34 are sub-Alfvénic with Alfvénic Mach numbers of 0.34$\pm$0.13, 0.53$\pm$0.30, and 0.49$\pm$0.26 in the three regions. The observed aligned B-fields in G34.43+0.24 are consistent with theoretical models suggesting that B-fields play an important role in guiding the contraction of the cloud driven by gravity.
Collisions between Dark Matter Confined High Velocity Clouds and Magnetized Galactic Disks: The Smith Cloud
银河系的高速云（HVC）可能包括一个被暗物质迷你晕限制并向银河系盘下落的子群。本文首次对以暗物质为主的HVC与弱磁化星系盘碰撞进行了磁流体动力学模拟研究。我们的HVC的重子质量为$5 \times 10^6\,$ M $_{\odot}$，暗物质微晕质量为0、$3 \times 10^8$或$1 \times 10^9\,$ M $_{\odot}$。它们是以史密斯云为模型的，据说史密斯云在7000万年前与圆盘相撞。我们发现，在所有情况下，云与星系盘的碰撞都会在星系盘上产生一个洞，完全分散云，并在星系盘的远端形成一个气泡状结构。相反，当存在时，暗物质微晕继续沿着其轨迹畅通无阻。之后，随着微晕穿过气泡结构和星系晕，它在重子物质中吸积到$6.0 \times 10^5\,$ M $_{\odot}$，这取决于磁场和微晕引力的强度。这些模拟表明，如果史密斯云与一个暗物质微晕有关，并与银河系盘碰撞，那么微晕已经吸积了观测到的气体。然而，如果史密斯云是暗物质自由的，它是第一次接近磁盘。这些模拟还表明，根据磁场的强度，暗物质要么集中在云的头部，要么集中在云的附近，这一点可以为间接的暗物质搜索提供信息。
Molecular Line Observations of Infrared Dark Clouds II: Physical Conditions
使用偏向于高质量恒星形成区域的源选择，我们使用了大速度梯度（LVG）代码来计算中途空间实验（MSX）8微米红外暗核样本的H2密度和CS柱密度。我们的平均H2密度和CS柱密度分别为1.14 x 10 e6 cm-3和1.21 x 10 e13 cm-2。此外，我们还计算了每个核心的金斯质量和维里质量，以更好地了解它们的引力稳定性。我们发现，根据Ragan等人2006年（论文1）对N2 H + J = 1-0和C18 O J = 1-0的观测计算的核心质量足以发生坍缩，尽管大多数区域可能形成原星系团。我们探索了样本中分子气体的恒星形成特性，并发现了一些多样性，这些多样性将红外暗云的范围从产生大型星团的巨大云扩展到与我们当地的一些对应物（例如巨蛇座，蛇夫座）相似的云。
Extragalactic background Light: a measurement at 400 nm using dark cloud shadow II. Spectroscopic separation of dark cloud's light, and results
在一个旨在测量河外背景光（EBL）的项目中，我们使用了暗云的阴影。我们用ESO VLT/FORS对高银纬暗云Lynds 1642的表面亮度进行了分光光度测量。论文I中给出了一个光谱，代表了云的不透明核心和云周围几个未被遮挡的位置之间的差异（Mattila等人，2017 a）。本论文的主题是分离的散射星光从乌云本身，这是唯一剩下的前景成分，在这种差异。虽然散射星光光谱具有典型的Fraunhofer线和在400 nm处的不连续性，这是典型的星系积分光，但EBL光谱是平滑的，没有这些特征。作为散射星光的模板，我们利用两个半透明位置的光谱。在400 nm处得到的EBL强度为$I_{\rm EBL} = 2.9\pm1.1$ $10^{-9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$，或$11.6\pm4.4$ nW m $^{-2}$ sr $^{-1}$，表示2.6 $σ$检测;定标不确定性为+20%/-16%。在520 nm处，我们将2 $σ$上限设定为$I_{\rm EBL} \le$ 4.5 $10^{-9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ sr $^{-1}$或$\le$ 23.4 nW m $^{-2}$ sr $^{-1}$ +20%/-16%。我们在400 nm处的EBL值是星系积分光的$\ge 2$…
Similar complex kinematics within two massive, filamentary infrared dark clouds
红外暗云（IRDC）被认为是高质量恒星形成早期阶段的潜在宿主。在这里，我们进行了深入的运动学分析这样的IRDC，G034.43+00.24（云F），使用高灵敏度和高光谱分辨率IRAM-30米N $_2$ H $^+$（$1-0$）和C $^{18}$ O（$1-0$）的观测。为了解开复杂的速度结构在这个云，我们使用高斯分解和层次聚类算法。我们发现云F内存在四个不同的相干速度分量。将这些组分的性质与在类似IRDC G035.39-00.33（云H）中发现的那些进行比较。我们发现，这两个云的组成部分有：高密度（根据N $_2$ H $^+$中的鉴定推断），跨音速非热速度弥散，马赫数为$\sim$ $1.5-4$，速度分离为$\sim$ 3 km s $^{-1}$，在N $_2$ H $^+$（致密气体）和C $^{18}$ O（包层气体）之间的$^{-1}$平均红移为0.3 km s。后者可能表明这些云有一个共同的形成场景。我们使用低密度追踪的$^{13}$ CO（$1-0$）观测研究了大尺度云F结构的运动学。在IRAM-30 m观测中确定的成分与$^{13}$ CO数据中最突出的成分之间存在良好的对应关系。我们发现IRDC云F只是一个更大结构的一小部分，它似乎是银河系的臂间灯丝。
The Smith Cloud and its dark matter halo: Survival of a Galactic disc passage
史密斯云目前的速度表明它至少经历了一次银河系圆盘的通过。使用流体动力学模拟，我们研究了史密斯云的现今结构。我们发现，一个暗物质支持的云是能够再现目前所观察到的中性氢质量，柱密度分布和形态。在这种情况下，暗物质晕由于与银河系盘的潮汐相互作用而被拉长。在忽略了暗物质限制的模型中，云在圆盘通过时被破坏，除非初始云的质量远远超过今天所观察到的。然后，我们确定综合通量上限的伽马射线发射围绕这样一个假设的暗物质核心的史密斯云。在1-300 GeV能量范围内，在95%置信度上限$1.4\times10^{-10}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$下，未检测到统计学显著的核心或扩展伽马射线发射。对于推导出的12.4 kpc的距离，费米上限设置的第一个试探性的约束暗物质的横截面湮灭成$τ^{+}τ^{-}$和$b\bar{b}$的高速云。
Comment on the paper "Calorimetric Dark Matter Detection with Galactic Center Gas Clouds"
论文“Calorimetric暗物质Detection with Galactic Center Gas Clouds”（Bhoonah et al. 2018）旨在通过要求DM相互作用引起的热传递小于天体物理冷却，使用银河系高温高速核外流风（$T_{wind} \sim 10^{6-7}$ K，$V_{wind} \sim$ 330 km/s）中的云来推导暗物质相互作用的限制。我们认为，在这样一个极端的环境中的云不能被认为是稳定的，在很长的时间尺度与他们的辐射冷却率。此外，Bhoonah等人（2018）使用了不正确的云参数。
High Mass Dark Matter Searches With the High Speed Flux From the Large Magellanic Cloud
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Theoretical Physics Institute, University of Alberta（阿尔伯塔大学理论物理研究所）；Department of Physics, Engineering Physics, and Astronomy, Queen’s University（皇后大学物理、工程物理与天文学系）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础理论物理研究所）
Star formation around mid-infrared bubble N37: Evidence of cloud-cloud collision
我们已经进行了中红外（MIR）气泡N37及其周围环境的多波长分析。选定的15 $' \times$ 15 $'$区域在气泡周围沿视线方向包含两个分子云（N37云; V $_{lsr}\sim$ 37-43 km s $^{-1}$和C 25.29 +0.31; V $_{lsr}\sim$ 43-48 km s $^{-1}$）。在N37泡附近，用光度标准共识别出7颗OB星，其中2颗被光谱确认为O 9V和B 0 V星。这两个光源的分光光度距离证实了它们与气泡的物理联系。O 9V星似乎是该区域的主要电离源，这也与根据20 cm数据估计的莱曼连续通量分析相一致。在N37云中发现了HII区的扩展，这可能是MIR气泡的原因。利用$^{13}$ CO谱线数据和测光数据，在N37星云中发现了几个冷分子凝聚和年轻恒星团，揭示了正在进行的恒星形成（SF）活动。然而，由于OB星的影响，YSO的年龄分析和HII区的动力学年龄不支持SF的起源。对$^{13}$ CO资料的位置-速度分析表明，两个分子云之间存在着桥状结构，这有利于云-云碰撞过程的发生。N37云的SF活动（即YSO星团和OB星的形成）可能受到云-云碰撞的影响。
Extinctions and distances of dark clouds from UGRIJHK photometry of red clump giants: the North America and Pelican nebulae complex
本文研究了用2 MASS J，H，Ks，IPHAS r，i和MegaCam u，g测光测定红巨星到暗云距离的可能性。红团巨星与巨分支的G5-K1和M2-M3恒星的少量混合物可以被分离出来，并用于确定分离云或旋臂的距离。该方法适用于北美和鹈鹕星云复合体的一个地区。背景红巨星的星际投影也可以用来绘制云中尘埃的表面密度。
