Fitting procedure for estimating interstellar extinction at high galactic latitudes
利用Gaia EDR3天体测量和RAVE巡天的测光分光数据，确定了选定的高纬度地区的星际消光。我们用余割定律在每个区域近似计算结果，从而导出不同视线的气压公式参数。在整个天空的参数的分布描述使用球谐函数。结果得到了不同视线和距离太阳时星际消光的数学描述，可用于星际消光的估算。
2021-10-28 astro-ph.GA
Interstellar magnetic fields in the Galactic center region
我们试图获得银河系中心区域星际磁场尽可能清晰和完整的图像。为此，我们回顾了过去25年来在银河系中心~ 200 pc范围内建立的星际磁场的观测知识。然后，我们批判性地讨论了各种理论解释和方案，以解释现有的观察。我们还研究了它与一般银河系磁场的可能联系，并描述了外星系的观测情况。我们提出一个银河系中心附近磁场的连贯图像，它调和了一些看似不同的观点，最好地解释了大量的观测结果。我们的主要结论如下。在弥漫的云间介质中，大尺度磁场近似为极向磁场，其值一般接近于与宇宙射线均分（~ 10 microG），但在局部丝状体中，磁场强度可达~ 1 mG。在稠密的星际云中，磁场近似水平，其值通常约为1 mG。
2009-08-14 astro-ph.GA
Using the Starlight Polarization Efficiency Integral to Constrain Shapes and Porosities of Interstellar Grains
我们提出了一种新的方法，利用观测到的星光偏振和偏振亚毫米辐射来约束星际颗粒的形状和孔隙度。我们提出了改进的栅栏近似（MPFA），并验证了它是足够准确的星光偏振建模。我们引入星光偏振积分$Π_{\rm obs}$作为观测到的星光偏振的总体强度的度量，和星光偏振效率积分$Φ$来表征不同颗粒类型产生星光偏振的有效性。星光偏振积分$Π_{\rm obs}$确定颗粒的质量加权排列$\langle f_{\rm align}\rangle$。将星际介质中的排列颗粒近似为椭球体，我们使用$Π_{\rm obs}/Φ$来证明所观察到的星光偏振约束颗粒具有最小程度的非球面性。对于孔隙率${\cal P}=0$，最小轴比对于扁球体为$\sim$ 1.4，或对于长球体为$\sim$ 1.8。如果颗粒是多孔的，则需要更极端的轴比。产生星光偏振的相同颗粒能够提供在亚毫米波长处观察到的偏振发射，但在形状和孔隙度上具有进一步的限制。排除孔隙${\cal P}>0.75$。如果星际颗粒可以近似的天体尘埃球状体，我们预测的比例10 $μ{\rm m}$偏振星光偏振$p_V$：$p(10μ{\rm m})/p_V=0.222\pm0.026$。对于天鹅座OB 2 -12，我们预测$p(10μ{\rm m})=(2.1\pm0.3)\%$，这应该是可观测的。
2021-01-18 astro-ph.GA
Charting the Interstellar Magnetic Field causing the Interstellar Boundary Explorer (IBEX) Ribbon of Energetic Neutral Atoms
日球层附近的星际磁场（ISMF）是太阳邻域的一个基本组成部分，只能用偏振光来研究。正在进行的一项对偏振星光的调查结果进行了分析，目的是将塑造日光层的星际磁场与星际空间中的邻近场联系起来。附近的ISMF的方向的新结果，利用偏振位置角的价值函数的基础上，确定几个磁组件。主要的星际磁场B_pol与方向L对齐，B= 36.2，49.0（+/-16.0）度，并且在IBEX带状ISMF方向的8度以内。追踪B_pol的恒星与不追踪B_pol的恒星具有相同的平均距离，但显示出较弱的偏振，这与偏振颗粒的柱密度较低相一致。偏振位置角方向的变化表明低水平的磁湍流。B_pol是在排除了追踪一个单独的磁结构的极化之后发现的，这个磁结构显然是由于星际尘埃在日光层周围偏转造成的。相对于LSR的局部星际云速度随着LSR速度与ISMF之间的角度而增加，表明局部星际物质的运动学是由ISMF有序的。偏振和颜色过剩的数据是一致的循环I延伸到太阳附近。极化与以前的研究结果一致，即在低列密度视线中更有效的晶粒排列。光学偏振和色过剩数据表明，在BICEP 2领域附近的星际尘埃的存在。色过量E（B-V）表示在BICEP 2场中的光学消光A_V约为0.59 mag，而偏振数据表明A_V大于0.09 mag。IBEX带状ISMF延伸到BICEP 2区域的边界。
2015-10-15 astro-ph.GA
Interstellar extinction and polarization -- A spheroidal dust grain approach perspective
我们扩展和调查的球状模型的星际尘埃颗粒用于同时解释所观察到的星际消光和偏振曲线。我们比较了我们的模型与其他作者最近提出的类似模型，研究它的性质，并应用它来拟合归一化消光$A(λ)/A_{\rm V}$和偏振效率$P(λ)/A(λ)$在近红外到远紫外区域的几个恒星看到通过一个大的云。我们的结论是，模型参数$Ω$是视线和磁场方向之间的角度可以或多或少可靠地确定从理论和观测的比较。这为利用多波长光度和偏振观测研究星际磁场的空间结构开辟了一条道路。
2010-01-10 astro-ph.GA
Comparisons of the Interstellar Magnetic Field Directions obtained from the IBEX Ribbon and Interstellar Polarizations
太阳附近星际磁场（ISMF）空间结构的变化可以通过比较从星际边界探测器（IBEX）观测到的太阳层高能中性原子（ENA）“带”的ISMF方向，与从~40 pc内恒星的光学偏振数据得出的ISMF方向来约束。利用对日球鼻90度范围内30颗邻近恒星的星际偏振观测，我们发现，当磁极指向黄道坐标λ，β 263度，37度时，偏振位置角的拟合最好（或银河系坐标L，B 38度，23度），不确定度为+/- 35度，基于最佳拟合的最小值和数据质量范围。该磁极与ENA带弧中心所定义的磁极成33度。IBEX ENA带状物在垂直于ISMF的视线中被看到，因为它覆盖在日光层上。局部ISMF的偏振方向和带状方向的相似性表明，局部场在几十秒差距的尺度上是相干的。ISMF矢量方向几乎垂直于当地ISM通过当地标准的休息，支持一个可能的本地ISM起源有关的发展扩大磁化壳。当地ISMF方向被发现有一个奇怪的几何相对于宇宙微波背景偶极矩。
2010-09-26 astro-ph.GA
Supernova-driven interstellar turbulence and the galactic dynamo
星际介质的分形形状和多组分性质，以及其广泛的动力学尺度，给理论和数值天体物理学带来了巨大的挑战。在这里，我们将审查最近的进展，直接模拟星际磁流体湍流，重点是超新星爆炸的能量注入的作用。发电机理论的影响将在平均场方法的背景下讨论。与测试场方法得到的结果面临的分析预测和估计从准线性理论。模拟结果加强了对湍流银河发电机的经典理解，更重要的是，产生了新的定量见解。导出的比例关系，使自信的全球平均场建模。
2011-01-20 astro-ph.GA
Starbursts triggered by inter-galactic tides and interstellar compressive turbulence
利用秒差距分辨率的模拟一个典型的星系合并，我们研究触发星爆连接（间）星系动力学的结构的星际介质。两个星系之间的引力相遇增强了大体积的潮汐压缩，这增加并改变了湍流，特别是其相对于螺线管的压缩模式。这会产生过量的致密气体，导致强烈的恒星形成活动。沿着相互作用，压缩湍流修改了气体到恒星转换的效率，在施密特-肯尼库特图中，驱动星系从盘序列到星爆序列。
2014-03-28 astro-ph.GA
Time-variability in the Interstellar Boundary Conditions of the Heliosphere: Effect of the Solar Journey on the Galactic Cosmic Ray Flux at Earth
在太阳穿越银河系空间的过程中，周围星际介质物理性质的变化改变了日光层，并调制了地球表面的银河系宇宙射线通量，从而影响了宇宙成因放射性核素的地球记录。需要研究的一个现象是，由于星际电离的变化，地球上异常宇宙射线通量的变化对宇宙成因同位素产生的影响。在低密度太阳环境中，星际冲压压力和电离水平的可能范围产生了显著不同的可能日光层配置，星际中性粒子，它们的次级产物和GCR到达地球的粒子通量范围很广。ISM在顺风方向的分布和密度的简单模型给出了云的过渡时间尺度，可以直接与宇宙成因放射性核素地质记录进行比较。星际数据和宇宙成因放射性核素数据都与全新世期间的云转变相一致，具有很大的不确定性。根据地球上的宇宙射线通量得出的地磁时间轴可能需要调整，以解释当太阳浸没在电离气体中时异常宇宙射线的消失。
2011-02-03 astro-ph.GA
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
About Metallicity Variations in the Local Galactic Interstellar Medium
在本文中，我们讨论和面对最近的结果金属丰度变化的本地星际介质，从HII地区和中性云的银河系薄盘的观测，并比较它们与最近的高质量的金属丰度测定的其他示踪剂的化学成分的星际介质的B型星，经典造父变星和年轻的集群。我们发现，金属丰度的变化，这些最后一类的对象是相互一致的，并与获得的HII地区，但显着小于中性云。我们还讨论了存在大量的低金属丰度云的大金属丰度变化在当地的银河系薄盘的可能起源。我们发现，这样的假设似乎并不兼容：（a）什么是预测的气体混合在星系盘的理论研究，和（b）的模型和观测的金属丰度的高速云和它的演变，因为它们与周围的介质混合，在他们的银河平面上的下降。我们的结论是，大多数的证据有利于在太阳附近的星际介质的化学成分是高度均匀的。
2022-04-26 astro-ph.GA
The efficiency and wavelength dependence of near-infrared interstellar polarization toward the Galactic center
对银河系中心的近红外偏振成像观测已经完成，以研究星际偏振的效率和波长依赖性。$J$、$H$和$K_S$带覆盖的总面积约为5.7 deg $^2$。我们研究了偏振效率，定义为偏振度与颜色过量的比率。银河系中心和我们之间的星际介质的偏振效率比银河系盘中的低三倍。此外，我们研究了偏振效率的空间变化，通过比较它与色过剩，偏振度，和位置角。色余和偏振度的空间变化依赖于银河系的纬度，而偏振效率的变化与银河系的结构无关。位置角几乎平行于银河平面，表明银河系中心和我们之间的纵向磁场配置。偏振效率与位置角色散有关。极化效率低及其空间变化可以用视线方向上磁场方向的差异来解释。从较低的极化效率，我们建议一个更高的强度的随机分量相对于银河系中心和我们之间的磁场的均匀分量。我们还导出了偏振度比$p_H/p_J$ = 0.581 $\pm$ 0.004和$p_{K_S}/p_H$ = 0.620 $\pm$ 0.002。偏振的波长依赖性的幂律指数为$β_{JH}$ = 2.08 $\pm$ 0.02和$β_{HK_S}$ = 1.76 $\pm$ 0.01。因此，在1.25 $-$ ~ 2.14 $\micron$的范围内，星际偏振的波长依赖性表现出向较长波长的平坦化。扁平化可能是由排列的大尺寸尘埃颗粒造成的。
2013-03-03 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Magnetic Fields and Polarization in the Diffuse Interstellar Medium
磁场是星际介质（ISM）上最重要的力量之一，各向异性地调节着驱动星系演化的结构和恒星形成。最近对扩散气体和分子云的高动态范围观测揭示了星际结构与周围磁场之间的新联系。ISM形态学编码了丰富的物理信息，但破译它需要高分辨率的磁场测量：星光和尘埃发射的线性偏振，以及塞曼分裂。这些测量磁场的不同分量，至关重要的是，塞曼分裂是直接测量ISM中场强的唯一方法。我们主张使用吸收中的21厘米线对磁场强度进行统计上有意义的调查，以及使用发射中的21厘米线对结构形成和磁场强度之间的联系进行观测测试。最后，我们报告的偶然发现的线性偏振的21厘米线，这需要理论和观测的后续行动。
2019-03-18 astro-ph.GA
The Astrodust+PAH Model: A Unified Description of the Extinction, Emission, and Polarization from Dust in the Diffuse Interstellar Medium
本文提出 Astrodust+PAH 星际尘埃模型，用单一复合大颗粒材料与 PAH 纳米颗粒统一解释弥漫星际介质的消光、发射及偏振观测。
2023-06-06 astro-ph.GA
Infrared Diffuse Interstellar Bands in the Galactic Centre Region
透过足够数量的弥漫星际物质观察任何恒星的光谱，都会发现许多吸收特征，统称为弥漫星际带（DIB）。第一个DIB是在90年前报道的，目前已知的有500多个。它们中没有一个被令人信服地确定为任何特定的元素或分子，尽管最近的研究表明DIB载体是含有碳的多原子分子。目前已知的大多数DIB都是可见光和非常近红外的波长，只有两个先前已知的波长超过1微米（10，000埃），其中较长的波长为1.318微米。在这里，我们报告的发现十三弥漫星际带在1.5-1.8微米的间隔高消光视线对恒星在银河系中心。我们认为，它们几乎完全起源于银河系中心地区，这是一个比以前观察到的DIBs更加温暖和严酷的环境。这些DIBs对银河系中心和天鹅座OB 2弥漫云的相对强度是一致的，其强度主要与扩散材料的消光比例。
2011-11-02 astro-ph.GA
Correlation between Interstellar Polarization and Dust Temperature: Alignment of Grains by Radiative Torques is Ubiquitous?
我们研究了星际偏振效率$p_λ/A_λ$，其中$p_λ$是分数线偏振，$A_λ$是消光，在16条视线作为波长$λ$的函数。我们已经使用的低色散分光偏振仪HBS以及文献中获得的数据。发现偏振效率$p_λ/A_λ$与波长$λ\approx 0.4-0.8 \micron$中的$\exp(-β/λ)$成正比，其中$β$是在0.5到1.2 $\micron$之间变化的参数。我们发现$β$与Schlegel等人根据红外数据推断的尘埃温度呈负相关，这表明对于较高的温度，短波长的偏振效率较高。根据辐射力矩（RATs）取向理论，当辐射强度越大、波长越蓝时，RATs会使小晶粒更好地取向，从而提高短波长下的偏振效率。我们发现的$β$和温度之间的相关性与预期的对齐机制的RAT是一致的。
2011-08-19 astro-ph.GA
Interstellar Polarization Survey. IV. Characterizing the magnetic field strength and turbulent dispersion using optical starlight polarization in the diffuse interstellar medium
本文利用 IPS-GI 光学星光偏振与 GASS 的 HI 分解，评估角色散函数在近邻弥漫 ISM 中的适用性，并测绘天空平面磁场、密度及湍流速度弥散。
2024-05-12 astro-ph.GA
Interstellar polarization and extinction toward the Recurrent Nova T CrB
分光偏振测量是诊断星际物质的有力工具，并提供了新星爆发后喷出物质的几何信息。本文介绍了用保加利亚罗真国家天文台2.0米RCC望远镜的卡塞格伦焦点上的FoReRo 2对静止期复发新星T CrB的分光偏振观测。用场星方法估计了星际对T CrB的极化。分光偏振观测于二零一八年二月至二零二一年八月期间获得。在4800~ 8200 nm的波长范围内，线偏振度的最大值在$λ\approx 5200$ nm处为$P_{max}(obs)(\%) = 0.46 \pm 0.01$。位置角为$P.A._{obs}=100^{\circ}.8 \pm 0^{\circ}.9$。在观测过程中，没有本征极化的T CrB，和导出的值代表星际极化。朝向T CrB的偏振是由于位于$\approx$ 400 pc距离处的前景星际尘埃。根据偏振度，对T CrB的星际消光是$E_{B-V} \approx 0.07$。
2022-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water in the interstellar media of galaxies
本文综述了近年来对银河系星际云和邻近星系核中水的观测结果。突出显示了两项成果：（1）猎户座棒的多线H $_2$ O图显示，PDR中的水化学是由光解离和-解吸作用驱动的，这与恒星形成区不同。(2)H $_2$ O及其离子对5星暴/活动星系核系统的高分辨率光谱揭示了低电离率，不同于从高激发线发现的。我们的结论是水的化学性质强烈依赖于辐射环境，星际云的电离率在星系核和星系盘之间至少降低10。
2015-11-30 astro-ph.GA
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
Identification of MHD compressible modes in interstellar plasma with synchrotron emission polarization
我们提供了一个程序，用于识别占主导地位的可压缩和Alfvenic MHD模式或各向同性湍流的同步辐射辐射偏振图的银河系天体。给出了北银河极、猎户座分子云复合体和天鹅座X星形成复合体的结果。
2022-06-17 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Interstellar extinction, polarization, and grain alignment in the Sh 2-185 (IC 59 and IC 63) region
来自星际介质的光学和红外连续偏振是由将颗粒与磁场对准的辐射过程驱动的。虽然辐射对准扭矩（RAT）的定量预测理论已经存在并得到了广泛的测试，但该理论的几个参数仍然受到充分的约束。在最近的一篇论文中，\citet{medan2019}表明，局部气泡（LB）壁中不同位置的偏振效率（以及因此的晶粒排列效率）可以建模为与周围恒星和OB协会的综合光强度成比例。在这里，我们通过研究被B 0 IV星$γ$ Cassiopeia照亮的Sh 2-185 H II区域的两个反射星云IC 1，59和IC 1，63的消光和偏振，来探索在高辐射场强度下的这种关系。我们结合档案的视觉偏振与新的7波段光度在维尔纽斯系统，从材料的偏振效率。我们发现，在局部气泡壁中看到的相同的线性关系也适用于Sh 2-185区域，加强了早期研究的结论。
2021-01-15 astro-ph.GA
Detailed Interstellar Polarimetric Properties of the Pipe Nebula at Core Scales
我们使用R波段CCD线性偏振仪收集了约12000背景场恒星在46个领域的看法对烟斗星云的整个黑暗的云的偏振特性进行调查。根据2MASS的存档数据，我们估计调查区域的总视觉反射率在0.6 < Av < 4.6的范围内。虽然观察到的偏振显示出一个有序的大尺度模式，偏振矢量几乎垂直对准云的长轴，在核心尺度上，人们看到的细节是每个核心的特征。虽然许多观测到的恒星呈现出对普通星际介质来说不寻常的偏振度，但我们的分析表明，构成烟斗星云弥漫部分的尘埃颗粒似乎与正常的银河系星际介质具有相同的性质。偏振角的二阶结构函数的估计表明，大部分的烟斗星云是磁占主导地位，湍流是次Alvenic。烟斗星云当然是一个有趣的区域，在那里可以研究低质量恒星形成的初始阶段的主要过程。
2010-09-03 astro-ph.GA
Properties and alignment of interstellar dust grains toward Type Ia Supernovae with anomalous polarization curves
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的光度和偏振观测表明，对于几颗Ia型超新星，总消光比（$R_{V}<2$）和最大偏振波长（$λ_{max}<0.4μm$）异常低，这表明SN宿主星系中的星际尘埃（IS）和/或星周尘埃（CS）的存在具有特殊性质。本文利用异常消光和偏振数据（SNe 1986 G、2006 X、2008 fp和2014 J），利用反演技术推断了四个Ia超新星观测线上星际粒子的最佳拟合粒度分布和排列函数。我们发现，要重现低值的$R_{V}$，半径$a< 0.1μm$的小颗粒的质量的显着增强是必需的。对于SN 2014 J，如果整个数据都归因于IS尘埃（模型1），则同时拟合观测到的消光和偏振数据是不成功的，但是当考虑CS尘埃（模型2）的贡献时，获得了良好的拟合。对于SN 2008 fp，我们对模型1的拟合结果表明，为了再现$λ_{\max}\sim 0.15μm$的极值，非常小的硅酸盐颗粒必须像大颗粒一样有效地排列。我们认为，在干预分子云的微小颗粒可以有效地对齐从超新星Ia的辐射扭矩（RAT）。从该RAT对准模型得到的时间依赖性偏振可以通过在紫外波长下观察来测试。我们的研究结果支持SN 2014 J中存在CS尘埃，但它在SN 2008 fp中的存在仍然不确定。
2017-01-19 astro-ph.GA
Ultraviolet Spectropolarimetry with Polstar: Interstellar Medium Science
在紫外线到微波范围内的连续偏振是由于不对称的排列尘埃颗粒的二向色消光（或发射）。由于晶粒排列和散射物理，偏振的波长依赖性通常跟踪排列晶粒的尺寸。因此，紫外线偏振测量法提供了一种独特的探测最小尘埃颗粒（直径$<0.09μ$ m）、其矿物学和与环境的相互作用的方法。然而，目前星际紫外偏振的观测状况很差，探测的视线不到30条。随着现代的，定量的和良好的测试，星际颗粒排列的理论，现在可用的，我们有机会通过执行一个系统的研究银河系和附近星系的ISM中的紫外偏振的星际介质的理解。Polstar任务将提供执行这样一个计划所需的灵敏度和观测时间，解决尘埃成分作为大小和位置的函数，辐射和磁场特性以及揭示2175年灭绝特征的载体的问题。此外，Polstar还将使用高分辨率紫外线光谱仪，搜索和探测排列原子和离子的排列和极化--所谓的“基态排列”，这是一种在弥漫ISM中探测磁场的潜在强大的新探测器。
2021-12-10 astro-ph.GA
Is there a left-handed magnetic field in the solar neighborhood? Exploring helical magnetic fields in the interstellar medium through dust polarization power spectra
全天空普朗克偏振数据揭示了星际介质（ISM）中尘埃辐射的E和B模功率谱的意外性质。尘埃总强度T与B模式之间的正互相关提出了有关影响尘埃极化的物理机制的新问题，例如银河磁场结构。这对于更好地理解ISM动力学和准确地描述银河系前景到宇宙微波背景（CMB）的极化都是关键。在这篇理论论文中，我们调查的可能性，所观察到的互相关性的尘埃偏振功率谱，特别是T和B之间，可以涉及到一个宇称奇数量的ISM，如磁螺旋度。我们产生合成尘埃极化数据，来自密度结构和螺旋磁场的三维分析玩具模型，与E和B模式的观测比较。针对观测到的T-B关联，我们提出了一种新的解释普朗克观测的基础上的大尺度螺旋分量的银河系磁场在太阳附近。我们的分析表明：I）磁螺旋度的符号不影响各向同性磁场配置的E和B模式; II）穿过星际细丝的螺旋磁场不能重现普朗克的结果; III）太阳附近的弱螺旋左手磁场结构可以解释普朗克数据中看到的T-B相关性。这项工作提出了一个新的视角来解释尘埃偏振功率谱，这有力地支持了在太阳附近的银河系磁场的大尺度结构的印记。
2018-11-27 astro-ph.GA
Turbulent universal galactic Kolmogorov velocity cascade over 6 decades
我们报告的证据存在的普遍的，连续的湍流级联的速度波动与Kolmogorov -5/3斜率跨越6个数量级的长度尺度，从$10^4$ pc到$10^{-2}$ pc。这是通过应用我们的创新技术，分离密度和速度波动，以一组光谱调查具有各种银河谱线。这个统一的速度级联涉及不同的星际阶段，从弥漫的银河系介质到致密的自引力云，并持续存在，尽管星际相变。然而，湍流密度涨落并不表现出这种普遍性，因为光谱斜率的值在不同的星际相位的变化。这与可压缩湍流理论的预期一致，并表明密度只是星际湍流的间接示踪物。我们报告说，云和细丝，优先平行于磁场的密度波动表现出的光谱斜率为-2。在我们的论文中建立的通用的大湍流速度级联的关键星系的物理过程，包括恒星形成，宇宙射线传输等，我们预计我们的结果是一个起点，在体外模型的多相星际湍流的研究具有显着的影响螺旋星系的建模。
2022-04-28 astro-ph.GA
A Face-on View of Interstellar Dust in the Galactic Plane
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Aix-Marseille University, CNRS/IN2P3, CPPM（艾克斯-马赛大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范学院物理与电子工程学院天文学系）
该研究利用红团簇恒星和恒星目录构建银盘尘埃密度图，通过U-Net卷积神经网络反演消光分布，获得不同分辨率尘埃图，揭示其详细结构，给出尘埃盘指数尺度长度，为相关研究提供了新基准。
2026-07-08 astro-ph.GA
Polarization Gradient Study of Interstellar Medium Turbulence Using The Canadian Galactic Plane Survey
我们利用加拿大银道面巡天（CGPS）的复射电极化矢量的空间梯度研究了星际介质中的磁离子湍流。CGPS数据覆盖1300平方度，在${53^{\circ}}\leq{\ell}\leq{192^{\circ}}$、${-3^{\circ}}\leq{b}\leq{5^{\circ}}$范围内，${b}={17.5^{\circ}}$的扩展在${101^{\circ}}\leq{\ell}\leq{116^{\circ}}$范围内，角分分辨率为1420 MHz。以前的研究发现偏振梯度的偏度和峰度与湍流的马赫数之间存在相关性，或者假设这种相关性来推断所观察到的湍流区域的马赫数。我们提出了整个CGPS数据集的极化梯度图像，并分析这些图像的依赖角分辨率。极化梯度是丝状的，这些细丝的长度在银河系反中心最大，在银河系内部最小。这可能意味着小尺度湍流在银河系内部更强，或者我们在低银河系中观察到更遥远的特征。对于每一个分辨率的研究，偏度的偏振梯度的影响，明亮的偏振梯度区域，这是不相关的湍流所揭示的偏振梯度的边缘。我们还发现，偏度的偏振梯度是敏感的盒子的大小来计算偏度，但不敏感的银河经度，这意味着偏度只探测盒子内的不均匀性的数量和幅度。我们的结论是偏度和峰度的极化梯度是不理想的统计探测自然磁离子湍流。
2016-12-13 astro-ph.GA
The alignment of the polarization of HAe/Be stars with the interstellar magnetic field
本文研究了中等质量年轻恒星周围星周物质的对称轴方向与星际磁场方向之间的相关性。我们使用CCD偏振数据100 Herbig Ae/Be星。它们中的大部分显示出内禀极化，这表明它们的拱星包层不是球形的。星际磁场方向是由场星的极化来估计的。对于最偏振的天体，Herbig Ae/Be星偏振的位置角与场星偏振的位置角之间存在一条直线。这可能是一个证据，环境星际磁场在塑造中间质量的年轻恒星周围的星周物质和/或定义它们的角动量轴中起着作用。
2009-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Paramagnetic alignment of small grains: a novel method for measuring interstellar magnetic fields
我们提出了一种新的方法来测量星际磁场的强度的基础上紫外（UV）偏振的星光，这是部分产生的弱排列，小星际颗粒。我们首先计算小（尺寸$a\sim 0.01μ$ m）和非常小（$a\sim 0.001μ$ m）的晶粒在星际磁场中由于戴维斯-格林斯坦顺磁弛豫和共振顺磁弛豫的对齐程度。我们使用朗之万方程计算顺磁排列与环境磁场$B$的程度。在本文中，我们考虑到各种过程中必不可少的小颗粒的动力学，包括红外（IR）发射，电偶极子发射，等离子体阻力和碰撞中性和电离物种。我们发现，小晶粒的排列是必要的再现所观察到的偏振在紫外线，虽然从这些小晶粒所产生的偏振在光学和红外波长是可以忽略不计的。基于拟合理论模型所观察到的消光和偏振曲线，我们发现，最佳拟合模型需要更高程度的小晶粒的排列的情况下，与偏振峰值波长$λ_{\max}<0.55μ$ m，表现出过量的UV偏振相对于Serkowski定律，相比，典型的情况$λ_{\max}=0.55μ$ m。我们解释了系统增加的UV偏振相对于最大偏振（即$p(6μm^{-1})/p_{\max}$）与$λ_{\max}^{-1}$之间的相关性，呼吁更高程度的小晶粒的排列。我们确定顺磁弛豫的原因，小颗粒的排列，并利用磁场强度$B$的取向程度的依赖性，提出了一种新的方法来测量$B$使用可观察的参数$λ_{\max}$和$p(6μm^{-1})/p_{\max}$。[摘要]
2014-05-24 astro-ph.GA
On the Shapes of Interstellar Grains: Modeling Extinction and Polarization by Spheroids and Continuous Distributions of Ellipsoids
本研究评估了三种椭球形状连续分布对星际尘埃形状的适用性，推导了 Rayleigh 极限下的消光与偏振截面，并提出利用观测吸收截面合成介电函数以预测偏振波长依赖性，从而约束尘埃形状的方法。
2021-01-18 astro-ph.GA
Mapping the reddening plane in the Galactic disk through interstellar extinction of open clusters
本文利用6215个低银纬疏散星团的星际消光数据绘制银河系盘红化平面，发现其随银经正弦变化且存在南北不对称，并测定了太阳位置、星团标高和尘埃层厚度。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-ray leptons, magnetic fields and interstellar synchrotron emission
星际同步辐射依赖于银河磁场和宇宙线轻子。射电辐射观测是研究宇宙线传播模型和银河系星际电子谱和分布的重要工具。我们提出了最新的发展，我们的银河系同步辐射建模与GALPROP代码，包括偏振，吸收，和自由-自由发射。使用调查在广泛的射频和偏振测量，我们推导出的低能量星际宇宙射线电子谱，磁场和宇宙射线传播模型的约束。这项工作是感兴趣的星际伽马射线发射与费米-LAT的研究，和普朗克任务的同步加速器。
2013-07-23 astro-ph.GA
On interstellar light polarization by diamagnetic silicate and carbon dust in the infrared
用数值方法研究了几组不同参数下的反磁性尘埃粒子在星际磁场中的运动。观察到两种类型的行为，取决于值的临界数$R$，这是一个功能的晶粒惯性，磁化率的材料和强度的旋转制动。如果是$R\leq10$，则在几次制动后，晶粒最终处于静态并与磁场完美对准。否则，它会继续绕场向量进动和章动更长的时间。这些参数使得第一种情况很难观察到。幸运的是，在第二种更可能的情况下，仍然存在一个持久的部分对准，这是远远不可忽略的，虽然它随着场的减小和$R$的增加而减小。在一个领域中的颗粒的运动方程的完整的解决方案有助于理解这种行为的细节。一个特殊的情况下，椭球形镁橄榄石硅酸盐颗粒进行了详细研究，并显示出符合天文测量的绝对偏振在红外线的反射光。声子被证明有助于消光和偏振向长波长的渐进平坦化。测量的镁橄榄石的介电性质定性地符合Serkowski峰在可见光。
2017-12-29 astro-ph.GA
Unveiling polarized emission from interstellar dust of the Large Magellanic Cloud with Planck
星际尘埃辐射的偏振是探测尘埃性质和磁场结构的有力手段。然而，对外部星系的研究受到前景尘埃贡献的阻碍。本研究的目的是分离的极化信号从大麦云（LMC）的银河系（MW），以构建一个广泛的领域，空间完整的地图使用普朗克353 GHz的数据尘埃偏振。为了估计前景偏振方向，我们使用HI谱线数据中的速度梯度，并通过与星光消光偏振进行比较来评估输出的性能。我们估计的前景强度使用尘埃的性质来自以前的普朗克数据，我们假设前景偏振是均匀的，等于平均的MW周围的星系。在前景去除之后，LMC中的天空平面磁场的几何形状倾向于遵循LMC中的原子气体的结构。这是沿着剑鱼座30恒星形成复合体的南部和东南部延伸的分子脊，以及沿着向小麦哲伦云延伸的更弥散的南部臂的情况。在西部的磁场和外臂之间也有一条直线。LMC中的中值偏振分数略低于MW中观察到的值，而偏振角色散函数和偏振分数之间的反相关性略大。总体而言，极化分数分布与MW中观察到的相似。
2022-11-29 astro-ph.GA
Three-dimensional interstellar dust reddening maps of the Galactic plane
我们提出了新的三维（3D）星际尘埃红化地图的银河平面在三种颜色，E（G-Ks），E（Bp-Rp）和E（H-Ks）。这些地图的空间角分辨率为6弧分，覆盖银河平面的7000度$^2$，银河经度为0度$<$ $l$ $<$ 360度，纬度为$|b|$ $<$ $10$度。这些地图是根据盖亚数据发布2（盖亚DR 2）的强大视差估计，结合盖亚DR 2的高质量光学光度测量和2 MASS和WISE调查的红外光度测量构建的。我们使用机器学习算法随机森林回归估计了超过5600万颗恒星的颜色过剩，E（G-Ks），E（Bp-Rp）和E（H-Ks），使用了从大规模光谱调查LAMOST，SEGUE和APOGEE构建的训练数据集。结果揭示了银河系盘中的大规模尘埃分布，显示出与早期研究一致的一些特征。银河系尘埃盘明显弯曲，显示出复杂的结构，可能与人马座，本地和英仙座臂空间相关。我们还提供了经验消光系数的盖亚测光，可用于转换的颜色过剩在这里提出的视线消光值的盖亚测光带。
2018-12-05 astro-ph.GA
Galactic Kites
我表明，星际薄膜的材料薄于一微米，漂移远离银河系平面作为恒星辐射压力的结果。这样的薄膜，无论是由原行星盘中的尘埃凝结自然产生的，还是由技术文明人工产生的，都会在银河系的银河系中积累起来，并在银河系盘上方盘旋，其高度由暗物质晕的引力决定。对散射星光的限制意味着这些星群携带的质量小于星际介质质量的2 × 10 ^{-3}。
2022-05-21 astro-ph.GA
Interstellar extinction, polarization efficiency, and grain alignment in the direction towards bright-rimmed clouds and cometary globules
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
利用背景星光学偏振观测，研究亮缘云和彗状球粒方向颗粒的偏振效率及辐射力矩对齐机制。
2026-05-25 astro-ph.GA
Spatial Variations of the Interstellar Polarization and Interstellar Extinction
对于超过5000颗恒星，从依巴谷和盖亚DR 1第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS），第谷-2测光，星际偏振从八个目录和星际消光从八个三维地图的最大的最新比较偏振和消光。消光图给出了不同的估计消光和偏振效率的偏振分为消光$P/A_V$以及偏振效率高于Serkowski $P/A_V>0.03$的限制的恒星的百分比。利用依巴谷星群，我们发现大约200颗恒星（4%，主要是OB星）的亮度下降到高于我们使用任何灭绝图时的极限。然而，使用更精确的TGAS松弛将它们减少到只有17颗星（0.3%）。在距离太阳80 pc以内的局域泡内，偏振和消光可以忽略不计。在距太阳80- 118秒差距处的巨大气泡壳层中，偏振和消光随距离迅速增长，而偏振的位置角主要沿气泡壳层取向。在气泡外，偏振和消光随距离的增加而缓慢增长。此外，在太阳半径80- 300秒差距内，还观测到一个由一些尘埃云（包括著名的Markkanen云）组成的圆盘，如Schlegel等人的红化图所示。在这个圆盘中，偏振的位置角最好沿圆盘的平面定向。对于大于300 pc的区域，偏振的位置角优选地沿着局部螺旋臂（即Y坐标轴）取向。在古尔德带尘埃层中的偏振及其效率比赤道尘埃层中的低。这可能意味着这两层中灰尘的性质不同。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of grain growth on the interstellar polarization curve
我们应用在我们以前的工作中发现的吸积和凝聚的粒度分布的时间演化的星际线性偏振的波长依赖性的建模。我们特别关注的Serkowski曲线$K$和$λ_{\max}$的参数，分别表征该曲线的宽度和最大波长。我们使用具有不同纵横比$a/b$的定向硅酸盐和非定向碳质球状颗粒。考虑了晶粒尺寸大于截止尺寸$r_{V,\rm cut}$的不完全排列。我们发现，在原始模型中，与常用的材料参数（氢数密度$n_\mathrm{H}=10^3$ cm $^{-3}$，气体温度$T_\mathrm{gas}=10$ ~K，吸积$S_\mathrm{acc}=0.3$的粘附概率）的极化曲线上的演变的影响是可以忽略不计的。因此，我们应用的调整模型，其中硅酸盐的混凝阈值被删除。在这个模型中，$λ_{\max}$位移到更长的波长，并且偏振曲线在时间尺度$\sim (30 - 50) (n_\mathrm{H}/10^3 \mathrm{cm}^{-3})^{-1}$ Myr上变得更宽（$K$减小）。在$T < 30 (n_\mathrm{H}/10^3 \mathrm{cm}^{-3})^{-1} $ Myr和参数$r_{V,\rm cut}$的不同值下的调谐模型也可以解释在$K$和$λ_{\max}$之间观察到的趋势。在$K$ - $λ_{\max}$图上，进化效应出现在与$r_{V,\rm cut}$效应垂直的…
2014-08-20 astro-ph.GA
Plasma Diagnostics of the Interstellar Medium with Radio Astronomy
我们讨论无线电传播测量诊断条件的电离气体的星际介质（ISM）的程度。感兴趣的无线电波的“信号发生器”是河外射电源（类星体和射电星系），以及银河系源，主要是类星体。银河系非热辐射的偏振同步辐射也用于探测ISM，包括发射区和太阳系之间的空间。无线电传播测量提供关于ISM中的湍流以及平均等离子体特性（诸如密度和磁场强度）的独特信息。无线电传播观测可以提供输入的ISM湍流的性质，如它的耗散机制和负责产生的大空间尺度上的湍流的过程的主要当代问题。通过法拉第旋转测量大尺度银河系磁场，为银河系磁场产生的理论提供了独特的观测输入。
2013-08-26 astro-ph.GA
B-fields And dust in interstelLar fiLAments using Dust POLarization (BALLAD-POL): IV. Grain alignment mechanisms in Cocoon Nebula (IC 5146) using polarization observations from JCMT/POL-2
利用JCMT/POL-2偏振观测研究茧状星云丝状区域颗粒排列机制，发现偏振空洞主要源于RAT排列效率降低，并找到磁增强RAT机制的证据。
2025-07-09 astro-ph.GA
The Distribution of Metallicities in the Local Galactic Interstellar Medium
本研究通过分析84条视线的22种元素柱密度数据，结合尘埃耗竭与金属丰度偏移的同步测定方法，发现太阳邻域中性星际云金属丰度弥散极小，未发现极低金属丰度气体，支持局域星际介质化学均匀的结论。
2023-05-12 astro-ph.GA
Galactic dust evolution with rapid dust formation in the interstellar medium due to hypersonic turbulence
湍流可以通过分子的吸积来显著加速尘埃颗粒的生长。对于与气体动态耦合的尘埃，增长率与马赫数的平方成比例，这意味着增长时间尺度可以很容易地减少一个数量级以上。因此，限制时间尺度是分子云形成的速率，这意味着ISM中的尘埃产生可以迅速达到解释在高红移下观测到的尘埃质量所需的水平。因此，湍流可能是解决高红移星系尘埃演化模型中的补充问题的方法，并解释了在$z = 7 - 8$看到的尘埃质量。一个简单的分析银河尘埃演化模型，其中晶粒生长很好地补偿了预期的更高速率的尘埃破坏超新星冲击。与以前的同类模型相比，该模型更简单，依赖的假设更少，似乎更适合从观测中获得的数据。
2019-11-28 astro-ph.GA
MIRIS observation of near-infrared diffuse Galactic light
我们报告了高银河纬度云的近红外（IR）观测，以研究银河漫射光（DGL），这是星际尘埃颗粒散射的星光。观测是在$1.1$和$1.6\,\rm{μm}$进行的，使用的是韩国STSAT-3号卫星上的宽视场照相仪器，即多用途红外成像系统。DGL的亮度是通过将近红外图像与星际尘埃热发射的远红外$100\,\rm{μm}$图相关联来测量的。DGL的宽视场观测提供了迄今为止最精确的DGL测量。我们还发现，在MBM 32领域的光学和近红外DGL之间的线性相关。为了研究MBM 32中的星际尘埃性质，我们采用了最近的尘埃模型，考虑了星际辐射场的红化效应，预测了包含或不包含$\rm{μm}$大小的超大颗粒的DGL谱。结果表明，在没有大颗粒的情况下，近红外DGL的观测颜色更接近于模型光谱。这可能意味着，由于星际介质的密度较低，在所观测到的MBM 32场中的尘埃生长并不活跃。
2018-06-23 astro-ph.GA
On Far-Infrared and Submm Circular Polarization
本文研究了星际尘埃排列导致的远红外和亚毫米波圆偏振现象，指出其在红外暗云和原行星盘中可达可探测水平，有助于约束磁场结构和揭示颗粒排列机制。
2021-11-15 astro-ph.GA
Interstellar Nitrogen Isotope Ratios: New NH3 Data from the Galactic Center out to the Perseus Arm
我们的目标是测量整个银河系的星际14 N/15 N比值，建立星际氨同位素比值的标准数据集，并提供银河系化学演化的新约束。用上海天马65米射电望远镜（TMRT）和Effelsberg 100米射电望远镜对210个大样本源观测了14 NH3和15 NH3的（J，K）=（1，1），（2，2）和（3，3）谱线。TMRT在14 NH3中检测到了其中的141个来源。其中8个在15 NH3中也被检测到。Effelsberg 100 m望远镜成功地探测到了36个强NH3源中的10个源的15 NH3（1，1）谱线，其中包括3个源（G081.7522，W51 D和Orion-KL）的TMRT望远镜探测到的谱线。因此，在14 NH3和15 NH3线中总共检测到15个源。线和物理参数，这15个来源的推导，包括光学深度，旋转和动力学温度，和总柱密度。根据14 NH3/15 NH3丰度比确定14 N/15 N同位素比。从这两个望远镜获得的同位素比同意为一个给定的来源内的不确定性，并没有依赖于日心距离和动力学温度。14 N/15 N比值倾向于随着银河系距离的增加而增加，证实了径向氮同位素梯度。这与最近银河系化学模型计算的结果一致，包括超渐近巨星分支星和新星的影响。
2022-08-08 astro-ph.GA
The far-UV Interstellar Radiation Field in Galactic Disks: Numerical and Analytic Models
星系中远紫外线（FUV; 6-13.6 eV）星际辐射场（ISRF）的强度决定了中性星际气体的热演化和化学演化，是解释河外观测和恒星形成理论的关键。我们运行了一系列的星系盘模型，并推导出FUV ISRF强度作为一个函数的尘埃气体比，恒星形成率密度，气体密度，尺度半径，和观察者的位置。我们开发了一个分析公式的中位数FUV ISRF流量。我们确定了两个无量纲参数的问题：（1）无量纲的银河半径，$X$，它测量的径向范围的FUV源（OB恒星协会）在磁盘上;（2）不透明度的源间距离，$τ_{\star}$，这措施的重要性尘埃吸收。这些参数封装了对所有物理参数的依赖性。我们发现，存在一个临界$τ_{\star}$，或相当于一个临界尘埃与气体的比例，$Z_{d,{\rm crit}}' \approx 0.01-0.1$银河值，在ISRF改变行为。对于$Z'_d>Z_{d,{\rm crit}}'$，ISRF受到灰尘吸收的限制。随着$Z'_d$的降低，ISRF强度随着更多的源贡献于通量而增加。对于$Z'_d < Z_{d,{\rm crit}}'$，随着磁盘变得光学薄，ISRF饱和。我们发现，在低金属丰度系统，如矮星系和高红移星系的ISRF每恒星形成率密度，是高达3-6倍的牛奶路相比，他们的同行。我们讨论的潜在机制，调节低金属量星系的恒星形成的影响。
2020-09-21 astro-ph.GA
Diffuse microwave emission of the interstellar medium : intensity and polarization
随着观测宇宙微波背景的实验越来越多，人们对前景银河辐射的详细性质的兴趣也越来越高。特别是，重点正在转向极化微波发射，目标是探测来自原始引力波和膨胀的信号。本文综述了银河系微波波段的偏振和非偏振辐射：自由-自由辐射、同步辐射、热尘埃辐射和反常辐射。
2009-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-accuracy estimation of magnetic field strength in the interstellar medium from dust polarization
尘埃极化是研究星际介质（ISM）磁场特性的有力工具。然而，它并没有提供对其强度的直接测量。不同的方法已经开发，采用偏振和光谱数据，以推断场强。最广泛应用的方法是由Davis（1951）、Mr.S. rasekhar & Fermi（1953）（DCF）、Hildebrand等人（2009）和Houde等人（2009）开发的。（2009）（HH 09）。它们依赖于各向同性湍流运动引发Alvfén波传播的假设。然而，观测表明，ISM中的湍流是各向异性的，非Alfvénic（可压缩）模式可能很重要。我们的目标是开发一种新的方法来估计ISM中的场强，其中包括可压缩模式，并且不与湍流的各向异性特性相矛盾。我们使用简单的能量参数，考虑到可压缩模式估计的磁场的强度。我们推导出以下方程：$B_{0}=\sqrt{2 πρ} δv /\sqrt{δθ}$，其中$ρ$是气体密度，$δv$是从发射线的扩展推导出的均方根速度，以及$δθ$是偏振角的色散。我们从3D MHD simulationsand合成观测我们评估我们的方法的准确性，通过比较真实的场强从我们的方程得到的估计。我们发现$17 \%$的平均相对偏差。我们的方法的精度不依赖于模拟模型的湍流特性。相比之下，DCF和HH 09系统地高估了场强。HH 09只对高音速马赫数的模拟产生精确的结果。
2021-02-04 astro-ph.GA
Dust-polarization maps for local interstellar turbulence
我们表明，在多相星际介质中的磁流体动力学湍流的模拟产生的$E/B$比率与最近的$Planck$测量广泛的协议，从银河系尘埃的偏振发射。此外，$B$模式的光谱显示的尺度依赖性，这是一致的尺度范围内解决的模拟观察。模拟提供了一个机会，以了解物理起源的$E/B$的比例，和一个起点，更精细的模型，银河系的排放使用的当前和未来的CMB实验。
2018-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling optical and UV polarization of AGNs V. Dilution by interstellar polarization and the host galaxy
活动星系核（AGN）偏振观测的主要挑战之一是正确估计污染偏振信号的寄生光的量。消除这种非极化的通量是一项复杂的任务，只有几个物体实现了。在本系列的第五篇论文中，我们提出了一个新版本的蒙特卡罗程序STOKES，该程序在辐射转移建模中考虑了星际偏振和宿主星光的稀释。我们升级我们的代码，包括光谱能量分布（SED）模板的一组代表性的主机星系。这些宿主发出的非偏振光在相干辐射耦合到活动星系核结构的同时改变了观测者的偏振。我们还包括在我们的分析工具的例行程序，可能会增加，根据用户的目标，星际组件。利用一个通用的活动星系核模型，我们说明了星际偏振和星光稀释如何影响观测到的活动星系核偏振信号。我们将我们的代码应用到NGC-1068，一个原型的边缘活动星系核，并证明STOKES可以重现其SED，预期的波长依赖的极化签名，和观察到的高角分辨率极化地图。利用代码的灵活性，我们推导出几个内参数，如系统的倾角和环面开口角。我们公开的代码的新版本现在允许观测者更好地准备他们的观测，解释他们的数据和模拟活动星系核的三维几何和物理，以探测未解决的结构。此外，宿主和活动星系核之间的辐射相互作用可以用来探测系统的协同演化。
2018-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
An imaging polarimetry survey of Type Ia supernovae: are peculiar extinction and polarization properties produced by circumstellar or interstellar matter?
一些高度红化的Ia型超新星（SNe Ia）与典型的银河系尘埃（$R_V \approx 3.3$）相比，显示出较低的全消光比（$R_V \lesssim 2$），偏振曲线在蓝色波长处急剧上升，与典型的银河系值（$λ_{\rm max} \approx 0.55$ $μ$ m）相比，在短波长处有峰值偏振值（$λ_{\rm max} < 0.4$ $μ$ m）。了解这些特性的来源可以提供对Ia型超新星祖先系统的深入了解。我们的目标是确定它们是否是宿主星系的星际尘埃或星周尘埃的结果。这是通过分析的连续偏振的66 SNe Ia在尘埃丰富的螺旋星系和13 SNe Ia在尘埃贫乏的椭圆星系作为一个函数的归一化银河系中心距离。我们发现，有一个总的趋势，SNe Ia在螺旋星系显示偏振值增加时，位于更接近宿主星系的中心，而SNe Ia在椭圆形的宿主星系显示低偏振。此外，所有高度偏振的超新星Ia在螺旋宿主星系显示偏振曲线上升向蓝色波长，而没有证据表明，这种偏振特性在椭圆形的宿主星系。这表明，奇特的偏振曲线的来源可能是星际物质的结果，而不是星周物质。对某些Ia超新星观测到的特殊的偏振和消光特性可以用超新星或星际辐射场引起的辐射力矩破坏机制来解释。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
