Magnetic fields in star formation: a complete compilation of all the DCF estimations
Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）方法提供了一种间接的方法来估计磁场强度从统计的磁场取向。我们根据极化尘埃排放观测结果汇编了所有先前的DCF估计，并使用Liu等人（2021）中的新DCF校正因子重新计算了选定样本的磁场强度。我们发现磁场与体积密度成比例关系为$B \propto n^{0.57}$。然而，估计幂律指数的观测$B-n$关系有很大的不确定性，可能无法与理论模型的$B-n$关系。磁性病毒参数明显下降的趋势（即，随着柱密度的增加，在样品中发现质量-通量比（以临界值为单位）增加，这表明磁场在较低密度下支配重力，但在较高密度下不能与重力竞争。这一发现也表明，磁通量消散在较高的柱密度由于双极扩散或磁重接，和质量的积累，在较高的密度可能是通过质量流沿磁场线。在样品中发现了亚阿尔夫文态和超阿尔夫文态，平均态近似为反阿尔夫文态。
2021-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Magnetic Field of the L183 Starless Core
我们目前的观测线性偏振尘埃热辐射在850 $μm$对无星云L183。这些数据是在詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上使用亚毫米普通用户测辐射热仪阵列2（SCUBA-2）相机及其偏振计POL-2获得的。偏振尘埃辐射追踪了云中的天平面磁场结构，从而使我们能够研究磁场在其无星核心的形成和演化中的作用。为了解释这些测量结果，我们首先计算尘埃温度和柱密度在L183通过拟合的光谱能量分布，通过结合数据从JCMT和$\textit{Herschel}$空间天文台。我们使用Davis-Prasekhar-Fermi技术测量了云层五个子区域的磁场强度，我们发现从$\sim120\pm18~μG$到$\sim270\pm64~μG$的值与以前的研究一致。结合云中的平均氢柱密度（$N_{\text{H}_2}$）为$\sim 1.5 \times 10^{22} $ cm $^{-2}$，我们还发现，所有五个子区域都是磁亚临界的。这些结果表明，L183中的磁场足够强，足以对抗云的引力坍缩。
2020-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing Gravitational Collapse in Serpens G3-G6 Molecular Cloud using Velocity Gradients
湍流、磁场、自引力在恒星形成中的相对作用是一个激烈争论的主题。本文介绍了IRAM 30 m望远镜对巨蛇座G3-G6分子云中$^{13}$ CO（1-0）发射的观测，并对观测数据应用了一套统计方法。其中包括柱密度的概率密度函数（PDF）和速度梯度技术（VGT）。我们结合我们的数据与普朗克353 GHz极化尘埃发射观测，赫谢尔H $_2$柱密度。我们认为巨蛇座G3-G6南星团正在经历一次引力坍缩。我们的分析表明引力坍缩发生在体积密度$n\ge10^3$ $\rm cm^{-3}$。我们使用传统的Davis-Davrasekhar-Fermi方法估计了大约120个$μG$的天空平面磁场强度，使用Lazarian等人提出的新技术估计了100个$μG$的天空平面磁场强度。（2020年）。我们发现巨蛇座G3-G6南星系团的总磁场能量明显超过动能和引力能。我们的结论是，引力坍缩可以成功地触发在超音速和亚阿尔夫文云。
2021-03-09 astro-ph.GA
Magnetic field properties in star formation: a review of their analysis methods and interpretation
尘埃粒子的线偏振辐射和分子光谱是探测星际介质和分子云中磁场拓扑结构的有效手段。长期以来的Davis-Krasekhar-Fermi（DCF）方法和最近发展的相对取向直方图（HRO）分析以及极化强度梯度（KTH）方法被广泛用于基于观测结果推断的磁场取向的天平面分量来评估磁场在恒星形成中的动力学作用。我们回顾了这些方法的进展和局限性，并总结了它们在观测中的应用。DCF方法的数值测试，包括其各种变体，表明其最大的不确定性可能来自能量均分的假设，这应该进一步校准与模拟和观测。我们认为，特定观测的有序和湍流磁场是所考虑区域的局部性质。使用DCF估计的偏振观测分析表明，磁trans-to-super-critical和平均trans-to-super-Alfvénic团块/核心形成在次临界云。高质量恒星形成区可能比低质量恒星形成区更受重力支配，因为它们的柱密度更高。观测的HRO研究清楚地表明，随着柱密度的增加，磁场和密度结构之间的优先相对取向从平行变为垂直，这与模拟相结合，表明恒星形成正在trans-sub-Alfvénic云中进行。在更高的柱密度下，存在从垂直到随机排列的可能转变。使用KTH方法的观察性研究的结果与HRO和DCF研究的结果基本一致。
2022-09-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Obtaining Magnetization of Super-Alfvénic Turbulence with the Structure Functions of Gradient Directions
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）
通过梯度方向的结构函数诊断超阿尔文湍流的磁化，替代传统 DCF 方法，验证理论预测。
2025-12-22 astro-ph.GA
Does the magnetic field suppress fragmentation in massive dense cores?
理论和数值计算表明，强磁场应抑制致密岩心的破碎。然而，这从未在相对较大的破碎的大质量致密核心样本中进行过观测测试。在这里，我们使用张等人的亚毫米阵列遗产调查中获得的极化数据，建立了一个18个大规模的密集核心的样本，其中的碎片和磁场属性以统一的方式进行了研究。我们测量的碎片化水平，Nmm，在所有区域的共同视野内，0.15 pc，质量灵敏度约为0.5兆太阳，空间分辨率约为1000 AU。为了使用Davis-Prasekhar-Fermi方法获得磁场强度，我们估计了极化位置角的色散、H13 CO+（4-3）气体的速度色散和每个核的密度，所有这些的平均值都在0.15 pc以内。一个很强的相关性被发现之间的Nmm和父母的核心的平均密度，虽然有显着的分散。当大规模的系统运动的速度色散分离，只有小规模（湍流）的贡献被考虑在内，Nmm和质量流量比之间的一个试探性的相关性，建议的数值和理论工作。
2021-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring Magnetic Fields in Molecular Clouds through Denoising Diffusion Probabilistic Models
本文提出多通道DDPM，利用柱密度、偏振角和视向非热速度弥散估计分子云磁场强度，并在分布外模拟中证明其优于幂律拟合及经典、修正DCF方法。
2025-01-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Dispersion of Magnetic Fields in Molecular Clouds. IV - Analysis of Interferometry Data
我们扩大对干涉测量数据的应用偏振图的色散分析。我们展示了如何在理想化的高斯湍流模型中考虑低空间频率的滤波，该模型最初是为了单碟数据分析而引入的，以恢复磁化湍流的相关长度的可靠估计，以及使用Davis-Ehrasekhar-Fermi方法的磁场强度（天空平面分量）。我们将我们更新的技术应用于W3（OH），W3 Main和DR 21（OH）上获得的TADPOL/CARMA数据。对于W3（OH），我们的分析得出湍流相关长度$δ\simeq19$ mpc、磁感应强度与总磁能之比$\left\langle B_{\mathrm{t}}^{2}\right\rangle /\left\langle B^{2}\right\rangle \simeq0.58$和磁场强度$B_{0}\sim1.1\:\mathrm{mG}$ ;对于W3 Main $δ\simeq22$ mpc、$\left\langle B_{\mathrm{t}}^{2}\right\rangle /\left\langle B^{2}\right\rangle \simeq0.74$和$B_{0}\sim0.7\:\mathrm{mG}$ ;而对于DR 21（OH）$δ\simeq12$ mpc、$\left\langle B_{\mathrm{t}}^{2}\right\rangle /\left\langle B^{2}…
2016-02-04 astro-ph.GA
On the photo-evaporation, dust polarization, and kinematics of two nebulae in Sh2-236
本文研究了磁场对Sh 2 -236 H Ⅱ区彗星球状体Sim 129和Sim 130的动力学演化及其表面电离气体流出的影响。在与这些小球相关的区域的磁场形态推断使用光学偏振测量与Sampurnanand望远镜在ARIES。利用美国国家射电天文台（NRAO）的甚大阵巡天（VLA）资料，通过1.4~GHz射电连续谱成像探测星云辐射。这些测量结果的相关性表明，来自Sim 129和Sim 130表面的光蒸发气体积聚在云中，并开始沿着磁场线流动。利用14米单碟射电望远镜对NGC 1893进行了$\rm ^{12}CO$（J=1-0）分子谱线观测。利用$\rm ^{12}CO$（J=1-0）分子线上的速度色散和偏振角色散，在Davis-Krasekhar-Fermi公式中估计了两个sim星云的磁场强度。场强的平均值被发现是$\sim$ 60 $μ$ G的不确定性的0.5倍的估计值。
2020-11-18 astro-ph.GA
Magnetic field strength from turbulence theory (I): Using differential measure approach (DMA)
传统上，平均天平面磁场强度是使用Davis-Krasekhar-Fermi（DCF）技术从偏振和光谱数据的组合中获得的。然而，我们确定的DCF的主要问题是它的各向异性的MHD湍流字符的忽视。本文在现代MHD湍流理论的基础上，介绍了一种从观测中获得磁场强度的新方法。与DCF不同，新技术不使用偏振角和视线速度的色散，而是使用由结构函数给出的这些量的增量。为了解决我们的技术可以应用的各种天体物理条件，我们考虑在两种介质中的湍流与磁压力大于对应的气体压力，例如，分子和气体压力大于对应于温暖的中性介质的磁压力。我们提供了一般表达式任意混合物的Alfvén，慢，快模式在这些介质中，并详细考虑有关的扩散介质和分子云的特殊情况。我们成功地测试我们的结果使用合成观测MHD湍流模拟。我们证明，我们的差分测量方法（DMA），不像DCF，可用于测量的磁场强度的分布，可以提供磁场测量有限的数据，是更稳定的存在下，大规模的变化引起的非湍流性质。同时，我们的研究揭示了早期DCF研究的不足之处。
2022-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Field of Molecular Gas Measured with the Velocity Gradient Technique I. Orion A
磁场在分子云的演化和恒星的形成中起着重要的作用。使用速度梯度技术（VGT）模型，我们测量了猎户座A中的磁场，使用12 CO，13 CO和C18 O（1-0）发射线，尺度为0.07 pc。测量的B场显示了一个东西方向，垂直于猎户座A在大尺度上的整体形状的灯丝。从13 CO和C 18 O获得的VGT磁场与从普朗克353 GHz尘埃极化测量的0.55 pc尺度的B场一致。采用速度分解算法消除密度效应，可以显著提高VGT法用~（12）CO（1-0）线追踪磁场的精度。利用DCF和MM 2方法计算了OMC-1、OMC-2、OMC-3、OMC-4、OMC-5、L1641-N和NGC 1999等7个亚云的磁场强度，结果表明，这些结果与以前利用尘埃极化得到的远红外和亚毫米波段的结果一致。在较小的尺度下，VGT证明是测量磁场的好方法。
2022-06-14 astro-ph.GA
Mapping the magnetic field in the Taurus/B211 filamentary cloud with SOFIA HAWC+ and comparing with simulation
金牛座L1495星云的光学和红外偏振测绘以及最近的普朗克观测表明，大尺度磁场近似垂直于云的长轴。我们使用SOFIA上的HAWC+旋光仪探测了B211部分云的复杂磁场。我们的研究结果揭示了$36^\circ$的偏振角的色散，大约是普朗克在更大尺度上测量的5倍。应用Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）方法与从IRAM 30 m C $^{18}$ O（1-0）观测获得的速度信息，我们发现两个不同的子区域的磁场强度相差超过3倍。较安静的子区域是磁临界和亚阿尔夫维尼亚;场与基于塞曼观测的分子团测量的平均场相当。更混乱的超阿尔夫文亚区显示至少有三个速度分量，表明多个子结构之间的相互作用。它的场远小于分子团簇中的平均塞曼场，表明该场的DCF值可能被低估。数值模拟计算结果表明，对流云的形成过程中，对流子结构对磁场有很强的扰动作用。比较了模拟中的DCF和真实场值。在B211中观察到了星前核心，并在我们的模拟中看到。附录给出了标准DCF方法的推导，该方法允许偏振角的色散不小，给出了DCF方法结构函数版本的替代推导，并处理了灯丝的碎片。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravity Driven Magnetic Field at ~1000 au Scales in High-mass Star Formation
要全面了解大质量恒星的形成，需要研究星际介质能量平衡中最难以捉摸的组成部分之一：磁场。我们报告ALMA 1.2毫米，高分辨率（700金）的尘埃偏振和分子线观测嵌入在高质量恒星形成区域IRAS 18089-1732的旋转热分子核心。尘埃的连续发射和磁场形态呈现出类似漩涡的螺旋状特征。由H13 CO+（J=3-2）跃迁线追踪的速度场揭示了一个复杂的结构，其中有螺旋状的细丝，这些细丝可能是下落和旋转的，拖着场。我们已经模拟了磁场，发现最好的模型对应于一个弱磁化的核心，质量与磁通量比（λ）为8.38。建模的磁场由极向分量主导，但是具有来自具有极向分量的30%的幅度的环形分量的重要贡献。使用Davis-Schirrasekhar-Fermi方法，我们估计磁场强度为3.5 mG。在ALMA所能达到的空间尺度上，对系统能量平衡的分析表明，重力对湍流、旋转和磁场起着抑制作用。我们表明，大质量恒星的形成可以发生在弱磁化环境中，其中重力起主导作用。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Survey of Magnetic Field Properties in Bok Globules
本文通过对21个博克球状体的光学偏振巡天，结合Gaia消光图和Davis-Chandrasekhar-Fermi方法，统计揭示其磁场方向呈双峰分布且处于动力学重要区域。
2024-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new method for probing magnetic field strengths from striations in the interstellar medium
最近对分子云的扩散部分的研究揭示了平行的、有序的低密度细丝的存在，称为条纹。沿磁场线的流动、开尔文-亥姆霍兹不稳定性和磁流体波是提出的各种形成机制之一。通过观测，数值和理论分析的协同作用，以前的研究挑选出磁流体波模型作为唯一一个可以解释所观察到的条纹特性。基于该模型的预测，我们在这里开发了一种方法，通过结合分子和尘埃连续观测来测量条纹的时间演化。我们的方法使我们不仅可以探测分子云的时间变化，而且还可以估计投影在天空平面上的磁场的有序和波动分量的强度。我们基准我们的新方法对化学和辐射转移的影响，通过二维磁流体动力学模拟加上非平衡化学建模和非本地热力学平衡线辐射转移。我们发现很好的理论预测，模拟和观察的条纹在金牛座分子云之间的协议。我们发现一个值的$\rm{27 \pm 7} ~\rm{μG}$的平面的天空磁场，与以前的估计通过戴维斯-Ehrasekhar-费米方法，和比值的波动有序分量的磁场的$\sim$ 10\%。
2018-10-03 astro-ph.GA
The magnetic field in quiescent star-forming filament G16.96+0.27
本文利用 JCMT/POL-2 偏振观测研究红外暗云丝状体 G16.96+0.27 的磁场，发现其磁场近似垂直于丝状结构，磁场与湍流之和与引力相当，表明该丝状体处于准平衡状态，并揭示致密区磁场排列偏离垂直可能指示潜在碎裂。
2024-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Increasing mass-to-flux ratio from the dense core to the protostellar envelope around the Class 0 protostar HH 211
为了研究原恒星源中磁通量从大尺度到小尺度的传输，我们分析了Nobeyama 45-m N2 H+（1-0），JCMT 850 um偏振，和ALMA C18 O（2-1）和0类原恒星HH 211的1.3 mm和0.8 mm（偏振）连续数据。利用Davis-Schirrasekhar-Fermi方法，利用单碟线和极化数据估算了致密核中0.1 pc尺度的磁场强度;利用ALMA数据，通过分析气体运动学和磁场结构，利用重力和磁场张力之间的力平衡，估算了原恒星包层中600 au尺度的磁场强度。我们的分析表明，从0.1 pc到600 au尺度，磁场强度从40-107 μ G增加到0.3-1.2 mG的磁场强度和密度之间的缩放关系$B \propto ρ^{0.36\pm0.08}$，和质量流量比从1.2-3.7增加到9.1-32.3。质量通量比的增加可能表明磁场在0.1 pc和600 au尺度之间与中性物质部分解耦，并暗示HH 211中下落的原恒星包层中存在有效的双极扩散，考虑到这些尺度上的密度，这是占主导地位的非理想磁流体动力学效应。因此，我们的研究结果可以支持的情况下，有效的双极扩散，使形成的20 au开普勒磁盘在HH 211。
2022-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields at the onset of high-mass star formation
内容：磁场在恒星形成初期与早期碎裂和坍缩过程有关的重要性，今天基本上还没有被探索。目的：我们希望了解大质量恒星形成最早演化阶段的磁场特性。研究方法：利用阿塔卡玛大型毫米波天线阵在1.3mm波长下的全偏振模式研究了高质量无星区IRDC 18310 -4的偏振辐射，并由此研究了该区域的磁场形貌和强度。结果：在该区域的四个亚核中均能检测到明显的偏振发射。一般来说，它显示出平滑的分布，也沿着细长的核心。通过Davis-Prasekhar-Fermi方法和结构函数分析估计磁场强度，我们发现在~0.6和3.7 mG之间有很大的磁场强度。将数据与谱线观测结果进行比较，磁能与磁能之比较低，表明湍流对气体团簇的稳定性没有显著贡献。临界值1.0附近的质量通量比-取决于柱密度-表明该区域开始塌陷，这与该区域的先前谱线分析一致。结论：当这个高质量区域正在坍缩并处于恒星形成的边缘时，高磁场值和平滑的空间结构表明磁场对碎裂和坍缩过程很重要。这个单一的案例研究只能是恒星形成初期磁场的更大样本研究的起点。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in the Pillars of Creation
本研究利用SOFIA/HAWC+的尘埃偏振数据绘制创生之柱区域磁场图，通过Davis-Chandrasekhar-Fermi方法估算磁场强度，揭示了磁场强弱分布与该区域不同位置恒星形成活动的关联，并支持初始弱磁场经重排压缩增强的模型。
2025-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in Massive Star-Forming Regions (MagMaR) II. Tomography Through Dust and Molecular Line Polarization in NGC 6334I(N)
在这里，我们报告ALMA探测到的偏振辐射的尘埃，CS（$J=5 \rightarrow 4$），和C $^{33}$ S（$J=5 \rightarrow 4$）的高质量恒星形成区域NGC 6334 I（N）。一个明确的“沙漏”磁场形态推断，从偏振尘埃发射，这也是直接从偏振CS发射跨速度，其中的偏振似乎是平行的字段。通过考虑以前的研究结果，该领域保留了捏的形状，可以追溯到丛的长度尺度从ALMA跟踪的信封尺度，这表明该领域是动态的重要跨多个长度尺度在该地区。发现CS总强度发射是光学厚的（$τ_{\mathrm{CS}} = 32 \pm 12$），而C $^{33}$ S发射看起来是光学薄的（$τ_{\mathrm{C^{33}S}} = 0.1 \pm 0.01$）。这表明，各向异性的来源，而不是大的速度梯度，即在辐射场的各向异性需要解释的偏振发射从CS看到ALMA。通过使用四种不同的Davis-Prasekhar-Fermi技术和角度色散函数方法（ADF），我们得到了平均的估计磁场强度到平面的天空的$\left< \mathrm{B}_{\mathrm{pos}} \right> = 16$ mG的灰尘和$\left< \mathrm{B}_{\mathrm{pos}} \right> \sim 2$ mG的CS发射，其中每个发射跟踪不同的分子氢数密度。这有效地实现了在单个ALM…
2021-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maps of Magnetic Field Strength in the OMC-1 using HAWC+ FIR Polarimetric data
远红外（FIR）尘埃偏振测量通过追踪与磁场方向部分一致的尘埃粒子的偏振辐射，可以研究星际磁场。高质量极化数据的出现允许使用统计方法来提取磁场的方向和大小。在这项工作中，Davis-Prasekhar-Fermi技术被用来制作猎户座分子云（OMC-1）中磁场的天平面（POS）分量的地图，通过结合来自HAWC+/SOFIA的53，89，154和214 \micron \的偏振地图与密度和速度色散的地图。此外，地图的偏振角的局部色散结合塞曼测量使用，以估计的视线（LOS）的字段的分量的强度的地图。结合这些地图，有关的三维磁场配置（沿视线集成）的信息推断OMC-1地区。在BN/KL天体附近观测到的POS磁场强度高达2 mG，而OMC-1棒显示的磁场强度高达几百$μ$ G。这些磁场分量的估计值被用来制作质量与磁通量比（$M/Φ$）的地图-一种用于探测分子云中恒星形成条件的度量标准-并确定OMC-1中的亚临界和超临界区域。这样的地图可以提供宝贵的输入和比较MHD模拟恒星形成过程中的分子云的结构。
2020-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields on different spatial scales of the L328 cloud
本文利用JCMT/POL-2亚毫米波偏振观测绘制L328云核尺度磁场，发现磁场从云到核尺度有序连接且强度增至包层的约2.5倍，核处于磁跨临界状态。
2024-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic field in M16: new results from the JCMT BISTRO survey
University of Lancashire（兰开夏大学）；University College London（伦敦大学学院）
利用JCMT BISTRO巡天数据研究鹰状星云M16中“尖塔”和SFO30的磁场，通过DCF方法计算场强并比较各能量，发现磁场支撑与坍缩能量近似均分，支持磁场延长柱状结构寿命的假说。
2026-09-10 astro-ph.GA
Magnetic Field Strengths and Grain Alignment Variations in the Local Bubble Wall
已知来自星际介质的光学和红外连续偏振通常是由于与磁场对齐的不规则尘埃颗粒。这提供了一个重要的工具来探测这些场的几何形状和强度，特别是如果可以理解晶粒排列效率的变化。在这里，我们研究偏振变化观察到整个本地泡壁，使用一个大的偏振调查北银河帽（\textit{b} $>30^\circ$）从\citet{berdyugin2014}。将这些数据与存档的光度和光谱数据以及\citet{lallement2003}绘制的局部气泡图一起进行分析。我们可以通过假设排列驱动机制是由于来自周围恒星场的辐射来模拟观测数据。特别是，我们发现，分数偏振占主导地位的光从OB协会在150 pc的太阳，但在很大程度上是不敏感的辐射场从红场星。这种行为与辐射晶粒排列理论的预期波长依赖性是一致的。我们还用Davis-Prasekhar-Fermi方法研究了局域磁泡壁中磁场的相对强度。我们发现一个系统地变化的磁场强度分布的证据，在该领域的变化与晶粒排列效率的变化相关，表明相对较高的场强区域可能代表了压缩的壁的流出的相互作用在本地气泡和周围的OB协会相反的流量。
2019-01-23 astro-ph.GA
Unveiling the role of magnetic fields in an accreting filament onto a young protocluster
本研究针对烟斗星云Barnard 59团块东侧的孤立吸积纤维，结合近红外偏振、JCMT分子谱线观测与柱模型，探究磁场对其性质和运动学的影响，发现纤维径向稳定、气体向枢纽流动且云团处于宁静态。
2024-06-26 astro-ph.GA
Magnetic fields in the Eos Cloud: dynamically important fields in the interface between atomic and molecular gas
本研究针对距太阳约94pc、从未形成恒星的CO暗低密度Eos分子云，利用尘埃偏振观测分析其原子-分子气体交界面的磁场，发现磁场平行于密度结构，强度具动力学重要性，符合磁化非自引力气体的预期。
2025-08-04 astro-ph.GA
Multiwavelength Polarimetry of the Filamentary Cloud IC5146: II. Magnetic Field Structures
IC 5146云是天鹅座附近的恒星形成区域，由处于不同演化阶段的分子气体细丝组成。我们使用光学和近红外偏振数据对IC 5146云，报告在本系列的第一篇论文，揭示了这个云的磁场。利用最新发布的$Gaia$数据，我们发现IC 5146云可能包含两个独立的云：第一个云，包括距离$\sim$ 600 pc的密集主灯丝，第二个云，与距离$\sim$ 800 pc的茧星云有关。空间平均的H-波段偏振图显示了一个有序的磁场形态，与垂直于主灯丝，但平行于附近的子灯丝，与模型假设的磁场调节云的演变一致。我们估计的磁场强度使用的戴维斯-Ehrasekhar-费米方法，并发现，磁场强度的规模与体积密度与幂律指数$\sim0.5$的密度范围从$N_{H_2}\sim$ 10至3000厘米$^{-3}$，这表明各向异性云收缩与沿磁场的首选方向。此外，云的质量流量比从云包层到深层逐渐从亚临界到超临界变化。这些特征与强磁场恒星形成模型相一致，并表明磁场在调节IC 5146云的演化中很重要。
2019-11-26 astro-ph.GA
Dust Polarization Toward Embedded Protostars in Ophiuchus with ALMA. II. IRAS 16293-2422
我们提出了高分辨率（~ 35金）ALMA波段6 1.3毫米尘埃偏振观测IRAS 16293。这些观测在空间上解决了两个原恒星源之间的尘埃偏振和它们之间的尘埃结构。尘埃极化和推断的磁场在整个区域具有复杂的结构。特别地，我们发现磁场平行于三个平行结构排列。我们描述了桥接IRAS 16293 A和IRAS 16293 B的晶体结构的物理性质，并使用Davis-Gasrasekhar-Fermi方法估计了23-78 mG的磁场强度。我们构建了一个玩具模型的桥梁材料假设年轻的恒星占主导地位的质量和引力势的系统。我们发现，预期的气体流到每一个明星是可比的阿尔芬速度，这表明该领域可能是调节气体流量。我们还发现，桥接材料应在1000年左右耗尽。如果这座桥是形成恒星的出生细丝的一部分，那么它一定是吸积了新的物质。可替代地，桥可以是瞬态结构。最后，我们表明，1.3毫米的光学厚IRAS 16293 B系统的偏振形态是定性类似于尘埃自散射。基于类似的偏振测量在6.9毫米，我们建议，IRAS 16293 B已经产生了大量的大尘埃颗粒的大小在200和2000微米之间。
2018-12-13 astro-ph.GA
ALMA reveals the magnetic field evolution in the high-mass star forming complex G9.62+0.19
上下文磁场在大质量恒星形成过程中的作用尚未完全了解，与早期碎裂和坍缩有关的过程今天基本上没有探索。高质量恒星形成区G9.62+0.19是一个众所周知的来源，在不同的演化阶段呈现出几个核心。目的。我们测定了大质量恒星形成区G9.62+0.19的磁场形态和强度，以探讨其与核心演化序列的关系。方法.我们使用波段7 ALMA观测在全偏振模式，我们分析了偏振尘埃排放。我们通过Davis-Prasekhar-Fermi方法和结构函数方法估计了磁场强度。结果我们解决了几个原恒星的核心嵌入在一个明亮的和充满灰尘的行星结构。在六个区域中清楚地检测到偏振发射。此外，磁场沿着灯丝定向，并且看起来垂直于流出方向。我们提出了一个磁场的演化序列，并且演化程度较低的热核表现出比演化程度较高的热核更强的磁场。我们检测线偏振从热谱线发射，我们试探性地比较了线性偏振矢量从我们的观察与以前的线性偏振OH脉泽观测。我们还计算了一些核心的光谱指数，柱密度和质量。结论.高强度的磁场和平滑的极化辐射表明，磁场对恒星形成区G9.62+019的碎裂和坍缩过程起着重要的作用，核的演化是受磁调控的。平均而言，由尘埃、热谱线和脉泽的线性极化辐射所产生的磁场指向相同的方向，并且具有一致的强度。
2019-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields in the early stages of massive star formation as revealed by ALMA
我们提出了1.3毫米ALMA尘埃偏振观测分辨率为$\sim$ 0.02 pc的三个大规模的分子团，MM 1，MM 4和MM 9，在红外暗云G28.34+0.06。利用高分辨率的连续观测资料，将MM 1分解为一个凝聚星团。通过极化发射揭示了每个团簇中的磁场结构。我们发现在MM 1和MM 4中偏振发射分数随着斯托克斯$I$强度的增加而降低的趋势。利用角色散函数方法（一种改进的Davis-Prasekhar-Fermi方法），估算了两个大质量致密核MM 1-Core 1和MM 4-Core 4的天平面磁场强度，分别为$\sim$ 1.6 mG和$\sim$ 0.32 mG。\textbf{The ordered magnetic energy is found to be smaller than the turbulent energy in the two cores, while the total magnetic energy is found to be comparable to the turbulent energy.}在MM 1-Core 1和MM 4-Core 4中计算的总维里参数分别为$\sim$ 0.76和$\sim$ 0.37，这表明大质量恒星的形成不是在平衡状态下开始的。利用极化-强度梯度-局部重力方法，发现3个团簇的局部重力与强度梯度密切相关，而MM 1和…
2021-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
First Sub-pc Sale Mapping of Magnetic Fields in the Vicinity of a Very Low Luminosity Object, L1521F-IRS
L1521 F被发现形成多个核心，它被引用作为在高度动态环境中嵌入VeLLO的分布式核心的例子。我们使用JCMT POL-2在850 $~μ$ m处使用亚毫米极化测量来呈现VeLLO L 1521 F-IRS附近的核心尺度磁场（B场）。这是第一次尝试使用高灵敏度观测来映射具有VeLLO的核心中的亚秒差距尺度B场。B场是有序的，与我们早期光学偏振观测中看到的秒差距尺度场几何和普朗克尘埃偏振中看到的大尺度结构有很好的联系。用Davis-Prasekhar-Fermi关系估计的核尺度B场强度为$\rm 330\pm100~μ$ G，是我们在包线（本文中的包线为“核包线”）中得到的值的十倍以上。这表明B场在较小的尺度上变得更强。在包层和核中，磁能比非热动能高1 ~ 2个数量级。这表明磁场在L1521 F的能量收支中比湍流更重要。质量-通量比为2.3/$\pm$ 0.7，表明堆芯是磁超临界的。偏振度朝着核心的密度更大的部分稳定地减小，幂律斜率为-0.86。
2019-08-02 astro-ph.GA
The strength and structure of the magnetic field in the galactic outflow of M82
由星爆驱动的星系外流可以改变星系磁场，使它们远离星系平面。在这里，我们量化这些领域可能磁化星系际介质。我们估计的强度和结构的恒星爆发星系M82使用热偏振发射观测SOFIA/HAWC+和太阳物理学中常用的潜在的场外推。我们修改了Davis-Ehrasekhar-Fermi方法，以考虑大尺度流动和湍流场。结果表明，所观察到的磁场产生的组合的大规模有序的位场与流出和小规模的湍流场与弓形激波的功能。在中心$900$ pc半径内，大尺度磁场占观测到的湍流磁能的$53\pm4$ %，中值场强为$305\pm15$ $μ$ G，而小尺度湍流磁场占剩余的$40\pm5$ %，中值场强为$222\pm19$ $μ$ G。我们估计，湍流动能和湍流磁能接近均分高达$\sim2$ kpc（测量），而湍流动能占主导地位的$\sim7$ kpc（外推）。我们的结论是，该领域冻结到电离流出介质和驱动离开动力学。M82星系风中的磁场线是“开放的”，在星暴核心和星系际介质之间提供了一个直接的通道。我们的新方法提供了量化外流对星系磁场的影响以及它们对星系际介质和高能粒子演化的影响所需的工具。
2021-04-15 astro-ph.GA
Magnetic Field Structure in Spheroidal Star-Forming Clouds. II. Estimating Field Structure from Observed Maps
本文提出了模型，估计结构的密度和磁场强度的球状凝聚，从他们的柱密度和他们的磁排列尘埃颗粒的极化图。密度模型是通过拟合柱密度图与嵌入的p = 2普卢默球体的任何纵横比和倾角。磁性是基于密度模型，基于Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）的Alfvénic涨落模型，以及基于论文I中的质量和通量守恒的球体通量冻结（SFF）模型。场强模型具有柱密度图的分辨率，其比场强的DCF估计的分辨率更精细。该模型适用于ALMA观测的包络的原恒星BHR 71 IRS 1。柱密度拟合给出了密度模型，从（2.0 +- 0.4）x 10^5 cm^-3到（7 +- 1）x 10^7 cm^-3。密度模型预测的场方向图在1100 au内与极化图拟合最好，角差标准差为17°。在该区域，DCF平均场强为0.7 +- 0.2 mG，包层质量为超临界，质量与磁临界质量之比为1.5 +- 0.4。SFF场强分布与DCF场强成比例，从60 x 10μG到4+-1 mG。SFF场强估计的空间分辨率比DCF分辨率精细约7倍，并且峰值SFF场强超过DCF场强约5倍。
2020-05-08 astro-ph.GA
ALMA observations of Magnetic Fields in the Massive Star-forming Region IRAS 18360-0537
Nanjing University（南京大学）；Center for Astrophysics —Harvard & Smithsonian（哈佛史密森天体物理中心）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等科研委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；National Sun Yat-Sen University（国立中山大学）；National Taiwan Normal University（国立台湾师范大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
研究通过阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列对大质量恒星形成区域IRAS 18360 - 0537进行全极化观测，分析磁场形态及影响因素，揭示磁场形态受气体整体运动影响。
2026-07-07 astro-ph.GA
Near-Infrared Imaging Polarimetry toward M17 SWex
我们对红外暗云（IRDC）M17 SWex进行了近红外（JHKs）成像偏振测量，包括几乎所有的IRDC灯丝及其外围，使用IRSF 1.4 m望远镜上的偏振计SIRPOL。我们揭示了M17 SWex的磁场与我们的偏振检测源，选择了一些标准的基础上，他们的近红外颜色和柱密度向他们，这是来自赫歇尔数据。所选的源不仅表明有序磁场整体上垂直于云的伸长，而且还表明在伸长云的两端，磁场似乎向其中心部分弯曲，即，大尺度沙漏形磁场垂直于云的伸长。除了这个总的趋势之外，云的致密部分内的外围子区域的伸长似乎大多垂直于它们的局部磁场，而外围的磁场似乎遵循从致密部分突出的细丝。这些分区的磁场强度估计为70-300 microG，其长度和平均数密度分别为3-9 pc和2- 7 × 10^3 cm^{-3}，利用我们的极化数据的角色散和由C^{18}O（J=1-0）导出的速度色散，Nobeyama 45米望远镜获得的数据。这些场的配置和我们的磁稳定性分析的分区意味着磁场控制了M17 SWex云的形成/演变。
2019-06-28 astro-ph.GA
Studying magnetic fields and dust in M17 using polarized thermal dust emission observed by SOFIA/HAWC+
我们报告了最高的空间分辨率测量磁场在M17使用热尘埃偏振的SOFIA/HAWC+中心在154 $μ$ m波长。利用Davis-Prasekhar-Fermi方法，我们发现$980 \pm 230\;μ$ G和$1665 \pm 885\;μ$ G分别在低密度区（M17-N）和高密度区（M17-S）存在强磁场。M17-N中的磁场形态可能模仿引力坍缩分子核中的磁场，而在M17-S中，磁场垂直于物质结构，并显示出柱状和不对称的沙漏形状。磁场强度的平均值被用来确定M17-N和M17-S的阿尔夫文马赫数（$\mathcal{M_A}$），结果表明它们是亚阿尔夫文马赫数，或磁场主导湍流。我们计算了质量通量比$λ$，并获得了M17-N的$λ=0.07$和M17-S的$0.28$。$λ$的次临界值与M17缺乏大质量恒星的形成相一致。为了研究尘埃物理，我们分析了尘埃极化分数$p$与热发射强度$I$、气柱密度$N({\rm H_2})$和尘埃温度$T_{\rm d}$之间的关系。偏振分数随着强度而减小，如$I^{-α}$与$α= 0.51$。极化分数也随着$N(\rm H_{2})$的增加而减小，这可以通过辐射扭矩（RAT）朝向具有较弱辐射场和/或磁场缠结的较密集区域的晶粒对准的减小来解释。极化分数随$T_{\rm d}$的增大先增大后减小，当$T_ {\rm d} > 50$ K.在M17-N中观察…
2021-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Obtaining magnetic field strength using differential measure approach and velocity channel maps
本文介绍了两种同时利用光谱多普勒频移谱线和磁场方向信息获得天平面（POS）磁场强度的新方法。后者可以通过偏振测量或使用速度梯度技术来获得。我们的技术相比，传统的Davis-Davrasekhar-Fermi（DCF）技术的观测估计磁场强度的优势。我们详细描述的第一种技术采用的结构函数的速度质心和斯托克斯参数的结构函数。我们提供了从观测数据中获得磁场强度的解析表达式。我们成功地测试我们的结果使用合成观测MHD湍流模拟的结果。我们测量速度和磁场波动在小尺度上使用两个，三个和四个点的结构函数，并比较这些工具的性能。我们表明，与DCF不同，我们的技术能够提供POS磁场的详细分布，它可以测量磁场强度中存在的速度和磁场扭曲所产生的外部剪切和自重。第二种方法将速度梯度技术应用于速度通道图，以获得阿尔芬马赫数，并利用梯度的幅值获得音速马赫数。这两个马赫数的比率提供了通道图中对发射有贡献的区域中的磁场的强度。我们对该技术进行了测试，并讨论了用该技术获取POS星系磁场的三维分布，讨论了第二种技术在同步辐射数据中的应用。
2020-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling an Hourglass-Shaped Magnetic Field toward IRDC G351.77-0.53
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Institute of Applied Physics of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院应用物理研究所）；Haystack Observatory, Massachusetts Institute of Technology（海斯塔克天文台，麻省理工学院）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学院天文学系）；National Astronomical Research Institute of Thailand (Public Organization)（泰国国家天文研究所（公共组织））；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚波达观测科学研究所）
研究通过SOFIA/HAWC+观测揭示IRDC G351.77-0.53的沙漏形磁场结构，结合多波段数据，发现云中存在两个恒星形成团块，磁场能量与重力能量相当，磁场可能由磁约束重力坍缩或子纤维对齐驱动。
2026-03-17 astro-ph.GA
Magnetic Properties of Star-Forming Dense Cores
磁和能量特性的17个致密的核心内几百pc的太阳。他们的天空平面场强估计从偏振方向的色散，戴维斯，Erasekhar和费米（DCF）。它们的质量与磁临界质量之比为0.5-3，表明接近临界场强。场强B_pos与柱密度N的关系为B_pos~N^p，其中p=1.05+-0.08，与密度n的关系为B_pos~n^q，其中q=0.66+-0.05。这些磁性与Zeeman研究（Crutcher等人，2010年）得出的磁性一致，散射较小。维里质量M_V、磁临界质量M_B和阿尔夫文振幅sigma_B/B之间的关系与观察到的接近维里的核心的M/M_B的观察范围相匹配，M/M_V=0.5-2，阿尔夫文振幅中等，sigma_B/B=0.1-0.4。在DCF和塞曼样品中的B-N和B-n相关性可以被解释为当这样的约束，Alfvenic，和近临界的核心有中心浓度和球形形状。对于这些性质，B~N是因为M/M_B与N的范围相比几乎是常数，B~n^（2/3）是因为M^（1/3）与n^（2/3）的范围相比几乎是常数。观测到的遵循B~n^（2/3）的核心场不必比引力弱得多，这与遵循B~n^（2/3）的核心场不同，后者是由于在恒定质量下的球形收缩（Mestel 1966）。相反，接近临界值的M/M_B表明，观测到的核心场几乎是尽可能强的，在允许引力收缩的值之间。
2021-04-06 astro-ph.GA
Why take the square root? An assessment of interstellar magnetic field strength estimation methods
利用尘埃偏振角的扩展（$δθ$）可以间接估计星际云中的磁场强度。Davis（1951）和Ehrasekhar和Fermi（1953）（DCF）提出的方法假定不可压缩的磁流体动力学（MHD）波动会引起观测到的极化角色散，从而推导出$B\propto 1/δθ$（或者，$δθ\propto M_{A}$，以阿尔夫维尼马赫数表示）。然而，观测表明星际介质（ISM）是高度可压缩的。最近，Skaltech & Tennessee 2021（ST）放宽了不可压缩性假设，并推导出$B\propto 1/\sqrt{δθ}$（$δθ\propto M_{A}^2$）。通过数值模拟，我们探索了可压缩和磁化湍流中正确的标度是什么。我们使用了26磁化，理想的MHD数值模拟与不同类型的强迫。探索的$M_{A}$和音速马赫数$M_{s}$的范围是$0.1 \leq M_{A} \leq 2.0$和$0.5 \leq M_{s} \leq 20$。我们创建了合成偏振图，并测试了这两种方法的假设和准确性。合成数据与ST推断的$δθ\propto M_{A}^{2}$标度具有显著的一致性，而DCF标度未能遵循数据。ST方法在探索的$M_{A}$的整个范围内显示出比$50\%$更好的准确度; DCF仅在$M_{A}$的范围内充分执行，针对该范围，通过使用“模糊因子”对其进行了优化。对于低$M_{A}$，DCF不准确…
2021-09-22 astro-ph.GA
Pinched Magnetic Fields in the High-mass Protocluster W3 IRS5
本研究通过亚毫米波阵列观测W3 IRS5的340 GHz尘埃偏振，用双成分模型拟合磁场，测得总场强1.6 mG，结合能量分析与外流观测，揭示了该原星团受膨胀区扰动、引力坍缩挤压磁场的演化过程。
2025-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the Hub-filament Structures in IC 5146 in the Context of the Energy Balance of Gravity, Turbulence, and Magnetic Field
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JamesClerkMaxwell Telescope，JCMT）的SCUBA-2/POL-2和HARP仪器，对IC 5146暗流光星的西中心暗条结构（Westernhub-filamentstructure，W-HFS）进行了850 $μ$ m偏振和C-$^{18}$ O（3-2）线观测。我们的目的是调查如何相对重要的磁场，重力和湍流影响核心形成HFS通过比较该地区的能量预算。我们确定了四个850 $μ$ m核心和估计的磁场强度（$B_{\rm pos}$）的核心和枢纽和灯丝使用戴维斯-费米子-费米子方法。估计的$B_{\rm pos}$为$\sim$ 80至1200 $μ$ G。根据Wang等人，用同样的方法重新估算了E-47（东部枢纽的核心（E-hub））和E-hub的$B_{\rm pos}$分别为500和320 $μ$ G。我们测量了细丝和枢纽中的重力能（$E_{\rm G}$）、运动能（$E_{\rm K}$）和磁能（$E_{\rm B}$），并比较了它们之间的相对重要性。我们发现$E_{\rm B}$主导的纤维具有$aligned$片段化类型，而$E_{\rm G}$主导的枢纽则具有$no$和$clustered$片段化类型。在$E_{\rm G}$显性集线器中，似乎$E_{\rm K}$的部分决定集线器是否变为具有$cluster…
2022-08-16 astro-ph.GA
What does it mean to take the mean? The effect of the averaging scale on the characterization of interstellar turbulence
University of Crete（克里特大学）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊基础与研究基金会天体物理研究所）
研究不同初始磁场形态的银河系中，平均尺度对磁场和动能湍流测量与表征的影响，发现湍流强度依赖于平均尺度而非初始条件。
2026-02-17 astro-ph.GA
JCMT POL-2 and BISTRO Survey observations of magnetic fields in the L1689 molecular cloud
我们提出了850 $μ$ m偏振观测的L1689分子云，附近的蛇夫座分子云复杂的一部分，采取POL-2偏振仪上的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）。我们观测到L1689的三个区域：包含IRAS 16293-2422原恒星系统的L1689 N团，无星的SMM-16团和无星的核心L1689 B。我们使用Davis-Prasekhar-Fermi方法来估算L1689 N中的$366\pm 55$ $μ$ G、SMM-16中的$284\pm 34$ $μ$ G和L1689 B中的$72\pm 33$ $μ$ G的天平面场强，作为我们的尘埃不透明度的基准值。这些值表明，所有三个区域都可能是磁跨临界亚阿尔夫文湍流。在所有三个区域，推断的平均磁场方向近似垂直于$Herschel$空间望远镜观测中确定的局部灯丝方向。L1689 N和L1689 B的核心尺度场形态与$Planck$空间天文台测量的云尺度场形态一致，表明这些源的物质可以从大尺度自由流动到小尺度。基于这些磁场测量，我们认为，从云到L1689 N和L1689 B的吸积可能是磁调节的。然而，在SMM-16中，团块尺度场几乎垂直于$Planck$在云尺度上看到的场，这表明它可能无法有效地从周围吸积更多的物质。
2020-11-19 astro-ph.GA
SOFIA observations of 30 Doradus: II -- Magnetic fields and large scale gas kinematics
大麦云云的中心剑鱼座30是一个复杂的区域，有着清晰的核心晕结构。来自星团R $\,$ 136的反馈被证明是在外层区域产生多个pc尺度膨胀壳层的主要能量来源，并在电离源附近雕刻出星云核心。我们提出的形态和强度的磁场（B场）的30剑鱼推断从远红外偏振观测SOFIA/HAWC+在89，154，和214 $\,μ$ m。B场形态是复杂的，示出围绕R $\,$ 136的弯曲结构。此外，我们使用高光谱和角分辨率[ \textsc{CII} ]观测SOFIA/GREAT和CO（2-1）从APEX。该地区的运动学结构与B-场形态相关，并显示出多个膨胀壳的证据。我们的B-场强度图，估计使用戴维斯-卡拉塞卡-费米方法和结构功能，显示在最大的600，450，和350 $\,μ$ G在89，154，和214 $\,μ$ m，分别在整个云的变化。我们估计，30个剑鱼座星云中的大多数都是亚临界和亚阿尔夫维尼克。气体密度的概率分布函数表明湍流主要是压缩驱动的，而等离子体β参数则表明超声速湍流。我们表明，B-字段是足够的，以保持云结构的完整性下反馈从R $\,$ 136。我们认为，超音速压缩湍流使当地的引力坍缩，并触发新一代的恒星形成。使用[ \textsc{CII} ]和CO（2-1）的速度梯度技术（VGT）可能证实这些结果。
2022-12-12 astro-ph.GA
Dark Dragon Breaks Magnetic Chain: Dynamical Substructures of IRDC G28.34 Form in Supported Environments
该研究利用多波段观测数据，揭示红外暗云 G28.34 中磁场在云尺度上主导支撑环境，而云内引力可压倒磁场和湍流，促成局域恒星形成。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
MagMar III -- Resisting the Pressure, Is the Magnetic Field Overwhelmed in NGC6334I?
本研究利用ALMA观测NGC6334I的1.2毫米偏振尘埃发射，分析其磁场形态与强度，发现磁能弱于引力、热、动能及外流和HII区能量，原恒星反馈或是湍流注入主因，磁场影响随密度升高而减弱。
2024-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic field in colliding filaments G202.3+2.5
本文通过 JCMT/POL-2 偏振观测揭示恒星形成纤维云 G202.3+2.5 的磁场形态，并结合 DCF 与 ADF 方法估计磁场强度，分析四个子区域中引力、磁场和湍流的相对重要性，同时指出投影效应可能导致三维磁场强度被低估约 3 倍。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing Magnetic Properties of Young Protostars in Orion
本研究基于BOPS巡天的ALMA偏振观测数据，选取26颗猎户座原恒星，用Davis-Chandrasekhar-Fermi方法测磁场强度，发现标准沙漏形磁场的原恒星磁场更强、质量-磁通量比更低，且该比值可能因未计入原恒星质量被低估。
2025-03-18 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO-2 Survey: The Magnetic Field in the Center of the Rosette Molecular Cloud
我们目前的第一个850 $μ$米偏振观测最活跃的恒星形成网站的玫瑰星云的壁中的玫瑰分子云（RMC，$d\sim$ 1.6千秒差距），成像与SCUBA-2/POL-2仪器的JCMT，在恒星形成区观测2（BISTRO-2）调查的一部分B场。从POL-2的数据，我们发现，偏振分数与850 $μ$ m连续强度与$α$ = 0.49 $\pm$ 0.08的$p \propto I^{\rm -α}$关系，这表明，一些分数的尘埃颗粒保持在高密度对齐。我们的850 $μ$ m图像的北部揭示了“宝石环”形态，这是一个直径为$\sim$ 1 pc的环状结构，在“头部”向西南方向延伸发射。我们假设它可能是被内部的反馈吹起来的，而B场在大多数地方都平行于它的圆周。在我们的SCUBA-2区域的南部，团块明显地与跟随红外暗云（IRDC）的细丝相连。在这里，POL-2磁场取向出现双峰相对于大尺度普朗克场。我们的有效映射区域的质量是$\sim$ 174 $M_\odot$，我们从850 $μ$ m通量密度计算。我们比较我们的结果与大规模的排放扣除赫歇尔250 $μ$ m数据的质量，并找到30%以内的协议。我们估计的POS B-场强度在一个典型的分区使用Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）技术，并找到80 $\pm$ 30 $μ$ G朝向一个丛及其郊区。估计的质量流量比$λ$ = 2.3 $\pm…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Compressed magnetized shells of atomic gas and the formation of the Corona Australis molecular cloud
我们提出了以前未被注意的南冕分子云（CrA），跟踪星际尘埃排放，和两个壳状结构观察到的原子氢（HI）在21厘米的线发射之间的物理关联的识别。虽然这两个壳的存在已经在文献中报道，HI发射和CrA之间的物理联系从来没有强调过。我们使用普朗克和赫歇尔数据来跟踪尘埃排放和银河系全天HI巡天（GASS）跟踪HI。根据分子和原子气体的光谱观测和盖亚的尘埃消光数据，评估CrA和壳之间的物理关联。壳层的距离在140到190 pc之间，与CrA的距离相当，我们推导出CrA的距离为150.5 +- 6.3 pc。我们还采用尘埃极化观测普朗克跟踪壳的磁场结构。它们都显示了磁场线的模式，以下的壳的边缘一致的CrA的磁场形态。我们估计的磁场强度在交叉的两个壳层通过Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）方法。尽管DCF方法背后有许多警告，但我们发现磁场强度为27 +- 8 $μ$ G，至少比根据HI壳计算的磁场强度大两倍。与塞曼分裂的扩散HI气体中发现的几个$μ$ G的典型值相比，该值也明显更大。我们将其解释为壳膨胀引起的磁场压缩的结果。这项研究支持的情况下，分子云的形成引发的超音速压缩冷磁化HI气体从膨胀的星际气泡。
2020-10-21 astro-ph.GA
Sub-Alfvenic Turbulence: Magnetic to Kinetic Energy Ratio, Modification of Weak Cascade and Implications for Magnetic Field Strength Measurement
本文研究速度或磁涨落驱动的亚阿尔文 MHD 湍流，揭示动能/磁能比与弱级联修正，并指出 DCF 磁场测量法的适用局限及替代观测公式。
2024-10-25 astro-ph.GA
Unveiling the importance of magnetic fields in the evolution of dense clumps formed at the waist of bipolar H II regions: a case study on Sh2-201 with JCMT SCUBA-2/POL-2
根据JCMT SCUBA-2/POL-2对850 $μ$ m偏振尘埃辐射的观测结果，给出了位于双极H II区Sh 2 -201腰部的两个团簇（团簇1和团簇2）的磁场（B场）特性。我们发现，在团块的方向上的B-场被弯曲和压缩，显示弓状的形态，我们归因于在团块的表面上的H II区域的反馈效应。使用改进的Davis-Prasekhar-Fermi方法，我们估计B-场的强度为266 $μ$ G和65 $μ$ G的第1和第2块，分别。从维里分析和临界质量比的估计，我们认为，团簇1是引力约束，可能正在发生崩溃，而团簇2是未绑定的和稳定的。我们假设，H II区，B-场形态和团块的各种内部压力之间的相互作用（如磁压力、湍流压力和气体热压力），具有以下后果：（a）在H II区的腰部形成团块;（b）团块中的B场的逐渐压缩和增强;（c）较强的B场将保护团块免受H II区的侵蚀，并导致团块和H II区之间的压力平衡，从而允许扩展的I-锋从细丝脊吹走，形成双极H II区;以及（d）较强的B场和湍流将能够稳定团块。对更大样本的双极H II区域的研究将有助于确定我们的假设是否广泛适用。
2020-03-26 astro-ph.GA
