Polarization of seven MBM clouds at high galactic latitude
我们对MBM 33-39云团方向的234颗恒星进行了R波段偏振测量。使用来自2 MASS调查的偏振结果和近红外光度测定法将MBM 33-39复合物的距离确定为$120\pm10$ pc。从我们的极化结果推断出的单个云的磁场几何形状表明，场线与从之前的研究中获得的该区域的全球磁场几何形状总体上一致。这意味着复合体中的云被星际磁场渗透。对投射在复合体上的几颗恒星进行的多波长偏振测量表明，这些云中尘埃颗粒的大小与银河系正常星际介质中的尘埃颗粒相似。我们研究了MBM 33-39复合体的可能形成方案，结合我们的研究和文献中的极化结果，并通过确定该地区物质的电离，原子和分子（尘埃）成分的分布。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Detection of Galactic Latitude Dependence of Near-Infrared Diffuse Galactic Light from DIRBE Reanalysis
由于星际尘埃粒子的微弱性，其近红外（IR）散射特性的观测研究一直受到限制。使用从漫射红外背景实验（DIRBE）获得的全天空地图，除了我们最近对漫射近红外发射的分析外，我们还研究了1.25，2.2和3.5 μm处漫射银河光（DGL）测量的散射特性（Sano等人，2015; Sano等人，2016）。结果发现，在1.25和2.2 μm处，近红外DGL与100 μm辐射的强度比向低银河系纬度方向增加。假设无限大的星系盘作为照明源，在1.25 μ m和2.2 μm的$0.8^{+0.2}_{-0.3}$中具有较大的散射不对称因子g = <cosθ>的星际尘埃散射光模型可以再现所导出的纬度依赖性。推导出的不对称因子与光学中获得的值相当，但比最近的尘埃模型预期的大几倍。由于1.25和2.2 μm的紫外激发尘埃辐射可能的纬度依赖性将使大的不对称因子降低到合理的值，我们的结果可能表明在弥漫的星际介质中首次检测到这样的额外发射分量。
2016-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse UV Background: GALEX Results
一个明亮的紫外线GALEX图像在一个密集的高银河纬度星际尘埃云的方向进行检查，以测试（和拒绝）的想法，一个明亮的河外紫外线背景辐射场的存在。GALEX“深度成像巡天”拍摄的第二个高纬度地区（几乎完全没有尘埃的地区）的图像显示了类似的明亮背景，显然，这不可能是由于星际尘埃散射的星光造成的。我推测，背景是由于暗物质粒子与星际气体/尘埃核子相互作用。
2009-06-16 astro-ph.GA
Matching dust emission structures and magnetic field in high-latitude cloud L1642: comparing Herschel and Planck maps
附近的L1642云是仅有的两个已知的非常高纬度（|b| > 30 deg）的云之一，正在活跃地形成恒星。这是在孤立条件下恒星形成的罕见例子，可以揭示恒星形成的重要细节，例如，磁场的影响。我们比较了L1642的普朗克极化图所揭示的赫歇尔尘埃发射结构和磁场方向。高分辨率（$\sim20"$）赫歇尔数据揭示了一个复杂的结构，包括一个密集的，压缩的中央团块，和低密度条纹。普朗克极化数据（10 $'$分辨率）揭示了一个有序的磁场遍布云，并与周围的条纹对齐。云结构与大尺度磁场之间存在着复杂的相互作用。这表明磁场与云的形成和演化有着密切的联系。CO旋转发射证实了条纹与主团块相连，并且可能包含落入或流出团块的物质。大约在$N_{\rm{H}} = 1.6 \times 10^{21}\, {\rm cm}^{-2}$的柱密度下，存在从对齐到垂直结构的明显过渡。比较赫歇尔图和普朗克极化图，可以发现磁场和云结构之间的密切联系，即使是在云的最细微的细节上。
2016-05-03 astro-ph.GA
Some Properties of Dust Outside the Galactic Disk
联合使用来自2 MASS和WISE星表的精确的近红外和中红外测光，可以分析距离银河中面3千秒差距的高银河纬度地区（|b| >50）的消光定律和尘埃粒度分布的变化。适用于团簇巨星的消光定律外推的改进方法已被证明是有效的分离样品成分，金属丰度，红化和介质性质的空间变化。探测到的系数E（H-W1）/E（H-Ks）、E（H-W2）/E（H-Ks）和E（H-W3）/E（H-Ks）的空间变化在所有高纬度地区都是相似的，只取决于到银河中面的距离。在银盘外的任何地方，短波长消光与长波长消光的比值都小于银盘内的比值，因此，尘埃的平均粒度较大，而0.5-11微米范围内的粒度分布向粗尘埃移动。具体来说，平均晶粒尺寸最初急剧增加与银河系中平面的距离，然后逐渐减少，接近典型的磁盘值在$|Z|\approx2.4$千秒差距，并进一步，稳定或可能再次增加。所考虑的系数随坐标$Z$变化，周期约为1312 \pm 40秒差距，南北方向每656 \pm 20秒差距重合一次，在中间Z点，它们在南半球和北半球的值之间有显著的负相关关系。因此，至少在5千秒差距以内的高纬度地区，星际介质存在统一的大尺度周期结构。同样的周期性变化也被发现的消光系数Rv内600 pc的银河系中平面通过减少不同的光度数据的不同类的恒星。
2016-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Galactic Latitude Dependence of Near-Infrared Diffuse Galactic Light : Thermal Emission or Scattered Light?
近红外漫射银河光（DGL）是由星际辐射场（ISRF）照射下的星际尘埃颗粒的散射光和热辐射组成的。在1.25和2.2微米，最近的观测研究表明，DGL与星际100微米尘埃发射的强度比在银河系高纬度急剧下降（b）。在本文中，我们研究的起源（S）的基础上的热发射和散射光的模型的b-依赖性。结合热发射模型与普朗克观测到的多环芳烃丰度的区域变化，我们发现，近红外热发射分量的贡献，所观察到的DGL小于~ 20%。我们还研究了散射光的b-依赖性，假设一个平面平行星系的ISRF和尘埃密度沿垂直方向的平滑分布，并假设一个散射相函数根据最近开发的星际尘埃模型。我们将散射光强度归一化为100 μ m的强度，根据普朗克观测结果校正了余割-b定律的偏差。因此，本模型考虑了尘埃和ISRF性质的所有b-依赖性，可以解释观测到的近红外DGL的b-依赖性。然而，100 μ m发射的校正的不确定性很大，其他归一化量可能适合于更稳健的DGL分析。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI, CO, and Planck/IRAS dust properties in the high-latitude-cloud complex, MBM 53, 54, 55 and HLCG 92-35; Possible evidence for an optically thick HI envelope around the CO clouds
本文结合普朗克/IRAS亚毫米/远红外尘埃特性，对b = -30度至-45度的最突出的高纬云MBM 53、54、55和HLCG 92-35进行了HI和CO气体的分析。CO排放，尘埃不透明度在353 GHz（τ 353），和尘埃温度（Td）一般表现出良好的空间对应关系。另一方面，HI发射和尘埃性质之间的对应关系不像CO中那么清楚。对于Td从16 K到22 K的范围，积分HI强度WHI和τ 353显示出大的散射，相关系数为~0.6。然而，我们发现，WHI和τ 353表现出更好的相关性较小范围的Td每0.5 K，一般与0.7-0.9的相关系数。我们建立了一个假设，即与最高Td >= 21.5 K相关的HI气体是光学薄的，而当Td低于21.5 K时，HI发射通常是光学厚的。我们已经确定了光学薄HI气体的氢原子柱密度与τ 353之间的关系式：NHI（cm-2）=（1.5 × 10^26）× τ 353，假设尘埃的性质是均匀的，我们已经用这个关系式从τ 353估算了整个云的NHI。然后使用NHI求解该区域的Ts和tauHI。结果表明，HI主要由自旋温度为20-40 K、密度为40-160 cm-3的光学厚气体组成。HI包层的总质量约为1.2 x 10^4 Msol，比CO云的质量大一个数量级。由这种方法得到的HI包络属性不排除HI和H2在暗气体的混合物，但我们提出的间接证据表明，大部分的气体质…
2014-11-21 astro-ph.GA
Ultraviolet Extinction at High Galactic Latitudes
为了研究银河系高纬度尘埃的性质和影响，我们分析了从银河系演化探测器（GALEX）全天巡天和广域红外探测器（WISE）全天数据发布中选择的373，303个星系。通过研究这些星系的聚集紫外线颜色和数密度的变化，我们测量了高纬度的消光曲线。我们还考虑人口的光谱选择的星系从斯隆数字巡天（SDSS）测量消光的光学。我们发现，在高纬度的尘埃是既不定量，也不定性与标准的红化规律一致。FUV和NUV的消光比预期高出约10%和约35%，在整个天空中存在显着变化。我们发现，没有一个单一的R_V参数适合在高纬度地区的光学和紫外消光，而这两个显示出可检测的变化在整个天空中，这些变化是不相关的。我们认为，我们检测到的总体趋势可能源于ISM中非常小的硅酸盐颗粒的增加。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Near-Infrared Extinction Law at High and Low Galactic Latitudes
该研究利用SDSS和2MASS数据构建近红外消光曲线，明确近红外消光斜率在低中尘埃柱下无显著变化、与$R_V$无内禀相关，还给出$R_H$测量值并讨论其宇宙学意义。
2023-12-19 astro-ph.GA
Galactic Cirri at High Galactic Latitudes: I. Investigating Scatter in Slopes between Optical and far-Infrared Intensities
本文利用DESI光学与IRAS远红外强度斜率构建大样本银河卷云，发现斜率存在4-5倍显著弥散，并归因于尘埃不对称因子和反照率等固有性质的局域变化。
2024-06-05 astro-ph.GA
A Three-Dimensional Analytical Model of the Interstellar Extinction within the Nearest Kiloparsec
我们提出了一个新版本的空间星际消光变化的分析模型在最近的千秒差距。该模型将3D尘埃分布视为三个重叠层的叠加：（1）沿银河系中平面的层，（2）古尔德带的层，以及（3）穿过仙王座和变色龙尘埃云复合体的层。在每一层中，灰尘密度随着离层中平面的距离的增加而呈指数下降。此外，有正弦纵向消光变化沿每层的中平面。我们已经使用四个数据集找到了我们模型的29个参数的最可能值：Gontcharov（2017），Lallement等人（2019）和Green等人（2019）的3D恒星红化地图以及Anders等人（2022）从Gaia EDR3中推断的993291颗巨星。所有的数据都给出了相似的模型参数估计。我们的模型预测了一颗恒星或空间中一个点的消光，在银河系高纬度和低纬度的精度分别为$σ(A_\mathrm{V})=0.07$至0.37。尘埃介质的自然波动在这些值中占主导地位。当忽略介质的波动时，我们的模型预测了扩展对象（星系，星团，尘埃云）或小区域空间的平均消光，其精度分别为$σ(A_\mathrm{V})=0.04$至0.15（对于高和低银河系纬度）。Green et al.（2019）和Anders et al.（2022）一致估计了$A_\mathrm{V}=0.12^m$在太阳上方或下方整个银河尘埃半层的高纬度消光，以及介质$σ(A_\mathrm{V})=0.06^m$的自然波动。我们的模…
2023-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way Tomography IV: Dissecting Dust
我们使用SDSS测光的7300万颗恒星，同时获得最佳拟合主序星能量分布（SED）和尘埃消光量沿视线对每颗恒星。使用2300万颗恒星的子样本与2MASS测光，其增加使更强大的结果，我们表明，SDSS测光单独是足以打破退化的内在恒星的颜色和尘埃量时，消光曲线的形状是固定的。当同时使用SDSS和2MASS测光时，对于大多数高消光区的恒星，总吸收与选择性吸收之比$R_V$可以确定，不确定度约为0.1。这些拟合使得能够详细研究尘埃的性质及其空间分布，以及银河系低纬度地区的恒星空间分布。我们的结果与Schlegel等人（1998，SFD）在银河系北部高纬度地区的尘埃图给出的灭绝标准化非常一致，但表明SFD灭绝图在南部天空似乎一直高估了约20%，与Schlafly等人（2010）一致。SDSS和2MASS带通上尘埃消光曲线形状的限制支持Fitzpatrick（1999）和Cardelli等人（1989）的模型。对于后者，我们发现一个$R_V=3.0\pm0.1$（随机）$\pm0.1$（系统）在大部分的高纬度天空。在银河系低纬度地区（|b| <5），我们证明了SFD图不能可靠地用于校正消光，因为大多数恒星都嵌入在尘埃中，而不是在尘埃后面。我们介绍了一种有效地选择候选红巨星的方法，称为“尘埃视差关系”，它利用了距离和消光之间的相关性。我们将这些最佳拟合参数以及所有输入的SDSS和2MASS数据以用…
2011-11-21 astro-ph.GA
Small-scale clustering of nano-dust grains in turbulent interstellar molecular clouds [Extended version]
利用高分辨率（$1024^3$）可压缩等温流体动力学湍流模拟方法研究了纳米尺度颗粒（纳米尘埃）的成簇和动力学，模拟了星际介质中冷分子云内部的条件。纳米尺寸的颗粒可以在湍流中聚集（小尺度聚集），这显著增加了局部颗粒密度。再加上湍流运动导致的相互作用速率增加，星际纳米尘埃的聚集可能是合理的。
2018-11-23 astro-ph.GA
Ultraviolet Interstellar Extinction toward High Galactic Latitudes
Lincoln University（林肯大学）；University of Missouri-Columbia（密苏里大学哥伦比亚分校）
选取32条朝向高银纬红化背景恒星视线，利用‘配对法’得出紫外星际消光曲线，研究这些视线的消光特性，发现无随银纬的系统变化但有视线上的变化。
2026-07-07 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
The Extinction and Distance of the MBM Molecular Clouds at High Galactic Latitude
基于\citet{2021ApJS..254...38S} 400多万颗恒星的精确色余$E_{\rm G_{BP},G_{RP}}$和100多万颗恒星的精确色余$E_{\rm NUV,G_{BP}}$，结合\emph{Gaia} /EDR 3的距离测量，研究了$|b|>20^{\circ}$ MBM星表中分子云的距离和消光。确定了66个分子云的距离和色余。对其中39种的色过剩比$E_{\rm G_{BP},G_{RP}}/E_{\rm NUV,G_{BP}}$进行了推导，结果表明，色过剩比明显偏大，消光系数越小，小粒子越多。此外，尘埃盘的刻度高度约为100 pc，并在反中心方向由于盘的张开而变大。
2021-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping Galactic Dust Emission and Extinction with HI, HII, and H$_2$
本研究通过结合HI、HII和H$_2$数据及聚类分析改进银河系高银纬尘埃消光模板，量化残差来源并给出尘埃温度变化上限$σ_T<1.28$K。
2025-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Galactic Extinction Map in High Ecliptic Latitudes
在这项研究中，我们得出了一个在高黄道纬度的星系消光图，|β|> 30度。尘埃温度分布是由100和140 μm的强度和5 '的空间分辨率导出的。假设COBE/DIRBE数据的60、100和140 μ m处的强度之间存在两种紧密相关性，则从IRAS数据的60和100 μm处的强度推导出140 μm处的强度。我们发现，这些相关性可以分为两个相关性的天线温度的无线电连续在41 GHz。由于本研究可以追踪尘埃温度分布的5 '尺度空间变化，因此它比Schlegel，Finkbeiner和Davis导出的消光图具有优势，后者使用DIRBE图导出尘埃温度分布，空间分辨率为1度。我们通过与Schlegel，Finkbeiner和Davis的方法进行比较来估计我们方法的准确性。发现空间分辨率差异显著。确认存在显著差异的区域占该区域的28%，|β|> 30度。关于河外红化的估计，本研究比Dobashi（2011）基于2 MASS点源目录得出的消光图更具优势，因为我们的消光图是基于远红外发射得出的。道桥的消光图在银道面上的最大值低于我们的图，在高银河纬度上的信噪比低于我们的图。这一显著差异在该地区81%的地区得到证实，|β| 30多度。在确认存在显著差异的地区，应使用我们的方法而不是以前的方法来估计灭绝。
2012-11-11 astro-ph.GA
Targeted deep surveys of high Galactic latitude HI with the GBT
超过800平方米°的银河系高纬度的天空已经被绘制成21厘米的罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）对望远镜光束特性的进一步了解使我们不仅能够可靠地绘制高柱密度区域，而且还能够绘制像ELAIS N1这样的区域，这是一个有针对性的斯皮策场，具有非常低的HI柱密度。我们已经观察到的额外的领域覆盖了一个横截面的动态和化学有趣的区域所示的中/高速气体和/或异常远红外（尘埃）颜色的存在。
2010-09-03 astro-ph.GA
The Herschel Virgo Cluster Survey. XX. Dust and gas in the foreground Galactic cirrus
我们研究了远红外/亚毫米尘埃发射和原子气柱密度之间的相关性，以推导出高银河系纬度，低密度，银河系卷云在室女星系团的星系前景的属性。尘埃排放图从60到850微米的赫歇尔室女星系团调查，由IRAS-IRIS和普朗克HFI地图补充内进行的SPIRE观测。从阿雷西博遗产快速ALFA调查的数据被用来推导原子气柱密度的两个广泛的速度分量，低和中等速度云。尘埃发射率推导出每个气体成分和每个远红外/亚毫米波段。对于低速云，我们在250 μ m处测得平均发射率为0.79 +/-0.08乘以1E-20 MJy sr ^-1 cm ^2。在将一个修正的黑体拟合到可用的波段后，我们估计出在250 μ m处的尘埃吸收截面为0.49 +/-0.13乘以1E-25 cm ^2 H ^-1（尘埃温度T = 20.4 +/-1.5 K，光谱指数β = 1.53 +/-0.17）。结果与普朗克在银河系高纬度卷云的更大覆盖范围（天空的50%对我们工作中的0.2%）上获得的结果非常一致。对于与中速气体有关的尘埃，我们证实了早期的普朗克结果，并发现更高的温度和更低的发射率和横截面。在减去模型化的成分后，我们发现在尺度小于20 '的区域中，残差显着偏离平均值，宇宙红外背景为主，散射。这些较大的残差很可能是由于卷云尘埃特性（和/或尘埃/原子-气体相关性）的局部变化，或者是由于平均N_H2 <~1E20 cm ^-2的高纬度分子…
2016-09-19 astro-ph.GA
Kinetics and clustering of dust particles in supersonic turbulence with self-gravity
我们提出了一个模拟的等温超音速（均方根马赫数$\mathcal{M}_{\rm rms} \sim 3$）湍流气体与惯性粒子（灰尘）和自重力在统计稳态，我们比较相应的模拟没有自重力。前者处于稳定状态，但接近引力不稳定，因为我们将模拟箱的尺度与Jeans波长相匹配，这提供了引力对气体和尘埃动力学的最强影响，而不会导致不可逆的引力坍缩。我们发现，自重力不会导致任何显着增加的颗粒的聚集，无论颗粒的大小，但重粒子显示出升高的平均速度中存在的自重力。与没有自重力的模拟相比，速度分布显著地转移到更高的值，但保持相同的形状。
2019-06-17 astro-ph.GA
Quantifying Interstellar Extinction at High Galactic Latitudes
本研究开发贝叶斯模型，利用Gaia、2MASS和ALLWISE数据，通过嵌套采样和天体物理先验，准确量化高银道纬度单星消光的微小变化，为CMB偏振实验提供关键前景信号处理方法。
2024-10-15 astro-ph.GA
Dust extinction map of the Galactic plane based on the VVV survey data
尘埃消光是银河系气体分布最可靠的示踪剂之一。在Via Lactea（VVV）巡天中的近红外（NIR）Vista变星可以在银河平面的大面积上基于恒星测光进行消光映射。我们设计了一种新的消光映射方法，XPNICER，汇集VVV光度计目录，恒星参数数据从StarHorse目录，和以前出版的Xpercentile和PNICER消光映射技术。我们将这种方法应用于VVV调查区域，得到了一张灭绝图，覆盖了经度295至350度之间的银河系圆盘和纬度-2至2度之间的银河系凸起，纬度-10至5度之间的银河系凸起。该地图有30弧秒的空间分辨率，它的痕迹通常可达约10-20马格的视觉消光，最大可达Av~30马格。我们比较我们的地图与以前的尘埃为基础的地图，得出的结论是，它提供了一个高保真度的消光为基础的地图，特别是在它的能力，以恢复弥漫的尘埃成分的银河系和适度膨胀的巨型分子云地区。该地图是特别有用的，作为独立的，基于观测数据的银河系尘埃分布和适用于广泛的研究，从个别分子云的银河系恒星星族的研究。
2022-10-18 astro-ph.GA
Local measurements of the mean interstellar polarization at high Galactic latitudes
我们进行了一个小规模的寻路调查，旨在确定平均偏振特性的弥漫ISM本地在最低的灰尘含量的地区。我们使用RoboPol仪器在位于$b > 48^\circ$的三个$\sim 15' \times 15'$区域内进行深度光学偏振测量。所观测到的恒星样本在R波段的光度测量上完全达到$\sim$ 16等。与大多数高纬度视线相比，所选区域在353 GHz处的尘埃排放量较低，总红化程度较低。我们测量了所有观测时期的系统不确定性水平，发现分数线性偏振$p$的系统不确定性水平为0.1%。大部分的个别恒星测量是未检测到的。然而，我们的调查策略使我们能够定位三个区域中每个区域的平均分数线性极化$p_{mean}$。粉尘含量最低的区域产生$p_{mean}=(0.054 \pm 0.038) \%$，与零无显著差异。我们发现其余两个区域的显着检测：$p_{mean}=(0.113 \pm 0.036) \%$和$p_{mean}=(0.208 \pm 0.044) \%$。使用贝叶斯方法，我们提供了$q$和$u$的小规模分布的内在传播的上限。在检测到的$p_{mean}$水平下，系统不确定度的确定对于测量的可靠性至关重要。我们通过统计检验来验证我们检测的重要性，考虑到所有不确定性来源。使用公开的HI发射数据，我们确定的速度分量，最有可能占所观察到的$p_{mean}$，并发现它们的形态是错位的平均平面的天…
2018-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Small-scale clustering of nano-dust grains in supersonic turbulence
我们研究了可压缩等温流体动力学湍流的高分辨率（$1024^3$）模拟中纳米尺寸的颗粒（纳米尘埃）的聚集和动力学。众所周知，大颗粒将与湍流气流分离，而小颗粒将倾向于跟踪气体的运动。我们表明，纳米尺寸的颗粒可能会聚集在一个湍流（分形小规模集群），这增加了当地的晶粒密度至少几个因素。结合纳米尘埃颗粒通常可能丰富的事实，以及由于湍流运动而增加的相互作用速率，涉及纳米尘埃的聚集可能具有相当高的概率。小规模的集群也会影响消光特性。作为一个例子，我们提出了一个消光模型的基础上硅酸盐，石墨和金属铁，假设在纳米范围内的颗粒大小的强集群，可以解释极端和快速变化的紫外线消光在主机的GRB 140506A。
2019-10-16 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.space-ph
Clustering and dynamic decoupling of dust grains in turbulent molecular clouds
我们提出了高分辨率（$1024^3$）模拟超/超音速等温流体动力学湍流内的星际分子云（分辨率尺度通常为20 - 100 AU），包括多分散人口的尘埃颗粒，即，考虑一定范围的晶粒尺寸。由于惯性，大颗粒（典型半径$a \gtrsim 1.0\,μ$ m）将与气流分离，而小颗粒（$a\lesssim 0.1\,μ$ m）将倾向于更好地跟踪气体的运动。我们注意到，模拟与纯粹的螺线管强迫表现出更明显的解耦和更少的集群相比，模拟与纯粹的压缩强迫。总的来说，小颗粒和大颗粒倾向于聚集，而中等尺寸的颗粒基本上显示出随机的各向同性分布。由于增加聚类，颗粒-颗粒相互作用率局部升高，但由于小颗粒和大颗粒往往没有空间相关性，目前还不清楚这种聚类会对凝固速率产生什么影响。由于灰尘和气体的空间分离，通过冷凝生长获得的晶粒尺寸的扩散上限也是预期的，因为大的（解耦的）晶粒不一定位于分子气体中的生长物质所在的位置。
2018-11-02 astro-ph.GA
Measurements of Diffuse Sky Emission Components in High Galactic Latitudes at 3.5 and 4.9 um Using DIRBE and WISE Data
使用从COBE/DIRBE获得的3.5和4.9微米的全天空图，我们提出了一个再分析的漫射天空的排放，如黄道光（ZL），漫射银河光（DGL），综合星光（ISL），和各向同性的剩余排放，包括河外背景光（EBL）。我们的新分析，其中包括一个改进的估计ISL使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据，使我们能够找到DGL信号之间的直接线性相关性扩散近红外和100微米的排放在高银河系纬度（|b| > 35度）。在3.5um处，高纬度DGL结果与先前DIRBE分析得出的低纬度值相当。与模型的DGL光谱假设的尘埃颗粒组成的无定形硅酸盐，石墨，和多环芳烃（PAH）的尺寸分布相比，在3.5和4.9 μ m的测量DGL值限制的质量分数PAH颗粒的总尘埃物种超过~ 2%。这与斯皮策/IRAC对银河系低纬度地区的结果一致。在3.5 μ m处得到的8.9 +/- 3.4 nW m^{-2} sr^{-1}的剩余发射与综合星系光的水平和伽马射线观测的EBL约束勉强一致。与先前的研究相同，由于ZL扣除中的较大不确定性，未显著检测到4.9 μ m处的残留发射。结合我们在1.25和2.2微米的DIRBE数据的再分析，在近红外的残余发射表现出瑞利-金斯光谱。
2015-12-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Interstellar Extinction Maps Based on Gaia and Other Sky Surveys
基于 Gaia 等巡天数据，构建了太阳附近高分辨率三维星际消光图及二维总消光图，精度达 0.06 星等，为银河系尘埃研究提供了高质量数据。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Extinction at High Galactic Latitudes II: The Ultraviolet Extinction Function
我们提出了一个尘埃柱-依赖消光曲线参数的紫外波长在银河系高纬度地区。这个消光函数与以前的工作不同，因为它考虑了Peek & Schiminovich 2013（论文I）的结果，该结果表明GALEX带中的红化比E（B-V）< 0.2时的预期要多。我们还检验了Planck和SFD消光图的偏差，发现SFD消光图在E（B-V）< 0.2时有显著的偏差。我们发现，虽然考虑到具有E（B-V）的变化的R_FUV的消光函数极大地改善了我们对FUV-NUV颜色的估计，但是还包括HI列密度依赖性的拟合是优越的。我们在这里提出的紫外消光函数遵循Fitzpatrick 1999年的模型，只改变FUV上升参数的幅度与数据一致。
2013-11-12 astro-ph.GA
The Diffuse Radiation Field at High Galactic Latitudes
我们已经使用银河系南北两极的GALEX观测研究了银河系光预计将处于最低限度的位置处的漫射紫外线背景。在FUV（1531 nm）和NUV（2361 nm）中，我们发现了230 - 290光子单位和480 - 580光子单位的偏移。其中，大约120个光子单位可以归因于尘埃散射光，另外110个（NUV中为190个）光子单位可以归因于河外辐射。剩余的辐射还未被识别，在FUV中相当于$120 -- 180$光子单位，在NUV中相当于$300 -- 400$光子单位。我们发现当100 $μ$ m表面亮度大于1.08 MJy sr $^{-1}$时，分子氢荧光对FUV有贡献。
2018-04-07 astro-ph.GA
Multiwavelength study of the high-latitude cloud L1642: chain of star formation
L1642是两个高银河纬度（|b| > 30度）的星云之一，被证实有活跃的恒星形成。我们研究这个云的性质，特别是大尺度结构，尘埃的性质，并在不同阶段的恒星形成的致密源。我们提出了高分辨率的远红外和亚毫米观测与赫歇尔和AKARI卫星和毫米观测与AzTEC/ASTE望远镜，我们结合档案数据从近红外和中红外（2 MASS，WISE）毫米观测（普朗克）。赫歇尔的观测，结合其他数据，显示了一系列的物体，从一个冷的团块到年轻的恒星物体，处于不同的演化阶段。源B-3（2 MASS J 04351455 -1414468）似乎是在L1642云内形成的YSO，而不是之前分类的前景棕矮星。Herschel的数据揭示了L1642周围弥漫的尘埃排放中的条纹。西部地区显示出向东北方向的条纹，在其南侧有一个陡峭的柱密度梯度。密集的中心区域有一个弓形激波状的结构，显示出从西部的压缩和向东延伸的惯性尾部。这些差异表明，这些可能是空间上不同的结构，仅在投影中对齐。我们推导出的尘埃发射截面每H核子的云的不同区域的值。修正黑体拟合的光谱能量分布的赫歇尔和普朗克数据给出发射率光谱指数β值为1.8-2.0的不同区域。致密源具有较低的β值，并且在T和β之间显示出一种近似的关系。马尔可夫链蒙特卡罗计算表明，β和T误差之间的强相关性和毫米普朗克数据的重要性，在约束的估计。L1642揭示了比以前已知的更复杂的恒星形成结构和序列。
2014-04-09 astro-ph.GA
Constraining the Distance to the North Polar Spur with Gaia DR2
北极支线（North Polar Spur，缩写为NPR）是银河系中在无线电和软X射线中观测到的最大结构之一。虽然已经有几个预测的起源，结构建模是困难的，没有精确的距离限制。在本文中，我们确定准确的距离，南部终端的南极洲和对纬度范围高达55 $^{\circ}$。首先，我们使用光学和近红外测光和Gaia DR 2天体测量来拟合恒星对恒星的距离和消光。我们将这些每星距离消光估计建模为由未知距离处的尘埃屏引起的，我们适合使用嵌套采样算法。然后，我们比较消光的马刺来自我们的3D尘埃建模与集成的独立措施，从XMM-牛顿X射线吸收和HI柱密度的措施。我们发现，我们可以占近100%的总列密度的Rupas躺在140 pc的纬度PDMATHAMN和700 pc的纬度$< 11^{\circ}$。根据这些结果，我们得出结论，银河系的中心和费米泡都不存在。相反，它可能与Sco-Cen协会有关，特别是在高纬度地区。
2020-10-26 astro-ph.GA
Galactic foreground contributions to the WMAP5 maps
我们计算交叉相关的强度和偏振从5年的WMAP数据在不同的天空区域相对于模板地图同步辐射，灰尘，和自由的排放。我们得出的频率依赖性和偏振分数的所有三个组件在48个不同的天空区域的HEALPix（Nside=2）像素化。在K（23 GHz）和Ka（33 GHz）WMAP波段上，整个天空都清晰地检测到与尘埃相关的异常发射强度，并发现在b=-40和b=+10之间的低银河纬度处是主要的前景。从全天空分析的K和Ka WMAP波段获得的同步加速器光谱指数为：强度为-3.32 \pm 0.12，偏振强度为-3.01 \pm 0.03。同步加速器的极化率在频率上是恒定的，并且随着纬度的增加而增加，从银河平面附近的~5%增加到高纬度某些地区的~40%; |b| <20的平均值为8.6 \pm 1.7（stat）\pm 0.5（sys）%，而|b| >20的平均值为19.3 \pm 0.8（stat）\pm 0.5（sys）%。异常尘埃和自由-自由发射似乎相对非极化。[摘要]. K波段尘埃相关辐射的平均偏振分数为3.2 \pm 0.9（stat）\pm 1.5（sys）%，或在95%置信度下小于5%。当将真实数据与模拟进行比较时，8个区域显示出在没有输入前景偏振的情况下检测到的偏振高于来自模拟的分布的第99百分位数，其中6个区域在2 σ以上检测到并且显示偏振分数在2.6%和7.2%之间，除了一个异常区域…
2011-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Environmental Changes in the Submillimeter Dust Opacity
在弥漫的银河系星际介质（ISM）的尘埃亚毫米不透明度已被量化使用的连续发射与柱密度代理的图像的像素相关性。我们使用了250、350和500 μm的三条BLAST带和100 μm的一条IRAS带。替代物是从2 MASS获得的近红外颜色过量E（J-Ks）。根据对恒星的观测，我们展示了这种颜色过剩与中度灭绝区域的总氢柱密度的相关性。发射与柱密度的比率，发射率，然后从相关性中得知，作为频率的函数。用修正的黑体拟合辐射率的光谱分布，从而得到1200 GHz处的特征尘埃温度T和所需的不透明度σ_e（1200）。我们已经分析了14个靠近船帆座分子云的银道面区域，大多数区域都是为了避开高柱密度（N_H > 10^{22} cm^-2）的区域，并且足够小，以确保均匀的T。我们发现σ_e（1200）的典型值为2 ~ 4 × 10^{-25} cm ^2/H，比本地高银河纬度弥散原子ISM的平均值大2 ~ 4倍。这是谷物进化的有力证据。尘埃所吸收（再辐射）的每个H核子的总功率有一个范围，反映了星际辐射场和/或尘埃吸收不透明度的变化。这些变化会影响平衡温度，通常为15 K，比高纬度地区更冷。我们的分析延伸，以更高的透明度和更低的T，增加不透明度与降低T的趋势，发现在高纬度地区。对发射不透明度变化的认识提出了一个警告，因为从尘埃发射图推导出的所有柱密度以及其中致密结构的质量与所采用的值成反比。
2012-03-16 astro-ph.GA
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) VI: Different vertical distributions between two DIBs at 442.8 nm and 862.1 nm
虽然弥散星际带（DIB）在100多年前就被发现了，但对于其中的大多数，它们的起源仍然未知。研究不同DIBs之间的相关性是研究其携带者行为和分布的重要途径。基于原始内星系巡天的数千个光谱的叠加，我们研究了442.8 nm（$λ$ 442.8）和862.1 nm（$λ$ 862.1）的两个DIB之间的相关性，以及尘埃颗粒，在一个纬度范围内跨越${\sim}22^{\circ}$（$4^{\circ}\,{<}\,|b|\,{<}\,15^{\circ}$）到银河系中心（$|\ell|\,{<}\,11^{\circ}$）。对于$|b|\,{<}\,12^{\circ}$或$E(B-V)\,{>}\,0.3$磁，$λ$ 442.8、$λ$ 862.1和尘埃颗粒之间存在紧密的线性强度相关。对于$|b|\,{>}\,12^{\circ}$，$λ$ 442.8和$λ$ 862.1相对于尘埃颗粒呈现出较大的相对强度。$λ$ 442.8和$λ$ 862.1之间的相对强度的系统性变化以及$|b|$和$E(B-V)$得出结论，两个DIB不共享公共载波。此外，在高纬度地区，$λ$ 862.1的携带者比$λ$ 442.8的携带者更丰富。这项工作可以作为一个例子，显示的意义和潜力的DIB研究覆盖的大纬度范围。
2022-11-28 astro-ph.GA
A Tale of Three Dust Populations: Variable $R_{\rm{V}}$ and Extreme Polarization Along Sightlines Toward $ζ$ Ophiuchi
尘埃渗透到星际介质中，使背景星光变红和偏振，但尘埃的性质随当地环境而变化。为了描述尘埃在高辐射的弥漫云，我们测量的红化和光学偏振对27颗恒星周围的中纬度$b$ = $+$ 24 $^{\circ}$ O9.2IV明星$ζ$蛇夫座，使用新的光谱学和偏振。我们随着距离的增加而逐渐减少和减少，使我们能够沿着这些视线区分灰尘成分。数据显示了三种不同的尘埃种群：银河系尘埃的前景成分（$R_{\rm{V}}$ $\approx$ 3.1，$d$ $\lesssim$ 180 pc），一种在$ζ$ Oph附近的高度偏振中距离组件（$R_{\rm{V}}$ $\approx$ 2.4，200 pc $<$ $d$ $<$ 300 pc）和非偏振远距离组件（$R_{\rm{V}}$ $\approx$ 3.6，600 pc $<$ $d$ $<$ 2000 pc）。跨越视场的突出的8个$μ$ m红外条纹可能具有高多环芳烃含量，并且由$ζ$ Oph照射。前景减去偏振大致与这些条纹，其中，我们认为，躺在$ζ$ Oph的后面，构成高度偏振的中距离尘埃。该组分非常有效地极化（$P_{\rm{V}}$ $>$ 9.1 $E(B-V)$），这意味着高度的晶粒排列，并表明大部分极化发生在体积的一小部分中。在遥远的组件中的大$R_{\rm{V}}$表明，银道面上方的尘埃（$z$ $>$ 250 pc）可能含有比银河…
2021-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shock trapping and inertial escape: Dust-particle clustering in compressible turbulence
International Centre for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（理论科学国际中心，塔塔基础研究所）
研究压缩湍流中尘粒在激波捕获与惯性逃逸之间的转变机制及其对尘粒聚团的影响
2025-12-08 astro-ph.EP astro-ph.GA nlin.CD
Acceleration and clustering of cosmic dust in a gravoturbulent gas -- I. Numerical simulation of the nearly Jeans-unstable case
我们研究了星际尘埃粒子的动力学在中等高分辨率（$512^3$网格点）模拟强迫可压缩跨音速湍流，包括气体的自重。湍流是由随机压缩力引起的，它在时间上是δ相关的。通过考虑近Jeans不稳定的情况下，模拟的缩放是这样的，统计稳定状态没有任何不可逆的崩溃是获得，我们得到一个随机变化的潜力，作为第二个随机强迫。我们表明，在这种设置中，低惯性颗粒遵循气流和集群在统计稳态湍流的情况下，没有自重力的方式大致相同。然而，大的、高惯性的颗粒在自重存在的情况下被加速到高得多的平均速度。中等大小的颗粒也显示出聚集程度的增加。我们的结论是，自重力效应可以发挥重要的作用，聚集/凝聚的灰尘，即使在湍流系统，这是不是琼斯不稳定。特别是，大颗粒在星际介质中的碰撞率可能比以前的工作预测的要高得多。
2021-12-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Lifting the Dusty Veil With Near- and Mid-Infrared Photometry: I. Description and Applications of the Rayleigh-Jeans Color Excess Method
银河系（MW）仍然是了解螺旋星系结构和演化的主要实验室，但由于星际尘埃的灭绝，我们通常无法清楚地看到银河系低纬度的MW恒星星族。然而，2 MASS近红外（NIR）和斯皮策-IRAC中红外（MIR）测光的结合使得一种强大的方法能够确定任何恒星的视线变红：采样波长位于大多数恒星光谱能量分布的瑞利-金斯部分，其中，到第一阶，所有恒星基本上具有相同的固有颜色。因此，由于星际变红而引起的恒星近红外-中红外颜色的变化是显而易见的，并且（在假设的消光定律下）所观察到的恒星颜色和星等可以很容易地准确地恢复到它们的固有值，大大增加了它们对银河系结构研究的有用性。在本文中，我们探讨了这种“瑞利-金斯颜色过量”（RJCE）方法，并证明了即使使用基于单一参考颜色的RJCE方法的简单变体，（H-[4.5 μ m]），可以相当准确地消除尘埃效应，从以前无法解释的2 MASS颜色星等图的恒星在领域沿着严重发红的银河系中平面，其结果远远优于应用其它去红方法所得到的结果。我们还表明，“总”银河系中面消光看起来相当不同的预测使用100微米的发射图从IRAS/ISSA和COBE/DIRBE仪器Schlegel等人提出的。相反，银河系中面消光强烈类似于13-CO（J=1->0）的排放分布。未来的论文将专注于改进RJCE方法，并应用该技术更好地了解尘埃及其分布，以及低纬度星系中与尘埃混合的恒星的分布。
2011-06-13 astro-ph.GA
Fermi bubbles: high latitude X-ray supersonic shell
双极、$γ$射线费米泡（FB）的性质仍不清楚，部分原因是它们微弱的高纬度X射线对应物迄今为止尚未被清楚地探测到。我们在离FB边缘不同距离处叠加ROSAT数据，从而增强信号并识别西南，东南和西北边缘后面的膨胀壳，尽管不在Loop I附近的尘土飞扬的东北部门。一个Primakoff类似的模型的底层流调用表明，信号是一致的，由一个强大的，向前冲击加热到$\sim$千电子伏的温度晕气体。假设离子-电子热平衡，那么意味着$\sim7$百万年前在银河系中心附近发生了一次$\sim10^{56}$ erg事件。然而，所报道的高吸收线速度表明离子的优先冲击加热，因此更有活力（$\sim 10^{57}$ erg），更年轻（$\lesssim 3$ Myr）的FB。
2017-04-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse Galactic Light in the Field of the Translucent High Galactic Latitude Cloud MBM32
我们在一个包含高银河纬度半透明云MBM 32的45 × 40弧分^[2]视场中进行了B、g、V和R波段成像，并将漫射光强度S_v（λ）与100微米发射光强度S_v（100微米）进行了关联。用卡方最小值分析法对测量的相关性进行线性函数拟合，得到最佳线性函数的斜率参数b（λ）= ΔS_v（λ）/ ΔS_v（100 μ m）。通过结合我们的b（λ）和已发表的b（λ）来编译一个样本，我们表明b（λ）强度在云与云之间的变化是4倍。发现b（λ）随样品中S_v（100 μ m）的增大而减小，我们建议用一个包含S_v（100 μ m）^2的二次项的非线性关系来拟合所测得的相关性。样品中光深A_V = 0.16 - 2.0的变化可使b（λ）变化2 - 3倍。尘埃粒子的前向散射特性与非各向同性星际辐射场（ISRF）的耦合对b（λ）的大变化有一定的贡献。漫射银河光（DGL）的散射模型将b（λ）值低估了2倍。这可以通过ISRF中紫外光子的不足或尘埃粒子的适度增加来调和。我们的b（λ）光谱有利于扩展红光发射（ERE）对漫射光的贡献; b（λ）从B到V的上升速度比模型快，似乎在6000 nm左右达到峰值，并朝着长波长下降。这种特性是从DGL与ERE相结合的模型中预期的。
2013-03-05 astro-ph.GA
A Comparison of Far IR and HI as Reddening Predictors at High Galactic Latitude
银河系星际介质中性氢（HI）的21厘米线通量和银河系尘埃颗粒的远红外线辐射都被用来估计远源的银河系红化强度。在这项工作中，我们使用一个统一的颜色遥远的星系作为颜色标准，以确定是否HI方法或FIR方法是优越的。我们发现，这两种方法都产生相当准确的地图，但都显示出显着的错误相比，背景星系的典型颜色。我们发现，FIR和HI地图的混合物在大约2比1的比例显然优于单独的地图。我们建议，未来的红化地图应使用这两套数据，以及精心制作的FIR和HI地图都应大力推行。
2013-02-12 astro-ph.CO 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
Loose threads: parsec-scale filamentation in the high Galactic latitude molecular clouds MBM 3 and MBM 16
本文通过多波段光谱与红外成像观测，揭示高银纬分子云 MBM 3 和 MBM 16 的纤维化拓扑结构，指出超热线宽源于纤维叠加与投影效应而非真实动力学会聚流。
2025-06-24 astro-ph.GA
H I Kinematics and the E(B-V)/N(H I) ratio
本研究利用H I运动学分离银河系盘外气体，发现其单位H I红化显著更低但总体贡献有限，从而确认高银纬银河系气体的N(H I)/E(B-V)标准值。
2024-09-05 astro-ph.GA
Can the observed E/B ratio for dust galactic foreground be explained by sub-Alfvenic turbulence?
最近的普朗克观测表明，$E$模式的能量是$B$模式的两倍。Caldwell et.等人已经在磁流体动力学（MHD）湍流的背景下制定了理论模型，并且发现解释该结果是有问题的。特别是，他们得出的结论是，有一个非常狭窄的范围内的理论参数，可以解释观察。这就提出了一个问题，即人们所接受的对MHD湍流的描述是否适用于星际介质。我们重新讨论了这个问题，并证明了对应于阿尔文马赫数的高银河纬度范围的MHD湍流，即$M_A\lesssim 0.5$，可以成功地解释$E$到$B$模式比的现有结果。
2017-08-26 astro-ph.GA
The link between E-B polarization modes and gas column density from interstellar dust emission
最近对353 GHz星际尘埃辐射的普朗克偏振E和B模功率谱的分析提出了新的问题，即银河系前景对探测宇宙微波背景（CMB）偏振的影响以及对星际介质（ISM）的物理性质的影响。在弥漫ISM中，观察到明显的E-B不对称性，E模的功率是B模的两倍;以及总功率T与E和B模之间的正相关性，目前解释为星际物质结构与银河磁场结构之间的联系。在本文中，我们的目的是扩展普朗克分析的高纬度天空低银河系纬度，调查TEB功率谱与气体柱密度从弥漫ISM分子云之间的相关性。我们将银河系纬度|b| >5度和|b| <60度之间的天空划分为552个圆形斑块，并使用最新发布的普朗克偏振数据研究TEB功率谱和每个斑块的列密度之间的互相关。我们发现，B到E功率比（BB/EE）和TE相关比（rTE）依赖于列密度。前者从弥漫ISM到古尔德带的分子云增加，后者减少。这种系统性变化必须与ISM属性的实际变化有关。数据显示，这一平均趋势有很大的离散性。观察到BB/EE和rTE的变化对于所有柱密度都是反相关的。在扩散ISM中，这两个比率的方差与BB/EE和rTE的值固定的随机非高斯模型一致。最后，我们讨论了TB和EB与柱密度的依赖关系，但仪器噪声的阻碍。
2019-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Changes Of Dust Opacity With Density in the Orion A Molecular Cloud
我们已经研究了尘埃颗粒在亚毫米波长的不透明度，通过估计光学深度从成像在160，250，350，和500微米从赫歇尔古尔德带调查和比较这从2 MASS派生的颜色过剩E（J-Ks）获得的列密度。我们的主要目标是调查的空间变化的不透明度，由于“大”颗粒在各种环境条件下，从而量化的尘埃的排放特性如何随柱（和体积）密度的变化。这里所研究的猎户座A分子云的中部和南部区域，其NH值在1.5 × 10^21 cm^-2到50 × 10^21 cm^-2之间，非常适合于这种方法。我们将每个像素的多频Herschel光谱能量分布（SED）与修改的黑体拟合，以获得在1200 GHz（250 um）的基准频率处的温度T和光学深度τ（1200）。利用星际介质的NH/E（J-Ks）定标，得到了每个像元的不透明度σ_e（1200）。在高纬度弥漫性ISM中，柱密度最低时的σ_e（1200）值约为1 × 10 ^-25 cm ^2 H^-1，在所研究的范围内，σ_e（1200）随着NH ^0.28的增加而增加。这暗示着谷物的进化。对频率上的SED进行积分，我们还计算了大颗粒的比功率P（每H的发射功率）。在尘埃云相对于星际辐射场（ISRF）来说光学厚度较薄的低气柱密度区域，P值通常为3.7 × 10^-31 W H^-1，也接近于高纬度漫射ISM中的P值。然而，我们发现的证据表明，在高柱密度区域，这将是一个自然的结果…
2012-11-27 astro-ph.GA
The contribution of CHONS particles to the diffuse high Galactic latitude IR emission
这项工作旨在模拟高银河系纬度云光谱中的远红外灰体发射。几个碳质实验室材料的健身测试作为载体的这种修改黑体发射，根据普朗克卫星提供的数据，和其他人之前，是最适合的温度17.9 K和光谱指数β =1.78。其中一些材料因发射率不足而被丢弃，另一些则因β不足而被丢弃。相比之下，CHONS团簇（β =1.4，T=19 K）与硅酸镁（β =2，T=18.7 K）很好地结合在一起，给出的光谱完全落在观测误差条之内（250 μ m处的总发射截面：每个H原子8.6 × 10^{-26} cm^{2}）。银河系中只有15%的碳原子需要用于此目的。所考虑和描述的CHONS颗粒具有无序（无定形）结构，但包括相当大部分的芳环，尽管它们比a-C：H/HAC石墨化程度低得多。它们可以被看作是早期从当时可用的天文观测中推导出的“天文石墨”的一个体现。谷物加热H原子捕获建议作为一个贡献者所观察到的残留排放量，不遵循灰尘/HI相关。
2014-03-04 astro-ph.GA
The Mystery of the Cosmic Diffuse Ultraviolet Background Radiation
GALEX远紫外线（FUV，1300 <$- 1700 <$）中弥漫的宇宙背景辐射被推断为仅部分起源于FUV发射恒星的尘埃散射辐射：大部分FUV背景辐射的来源仍然是一个谜。在银河系的远北和远南纬度，辐射是非常均匀的，而且在所有的银河系中，辐射都朝着银河系的低纬度增加。我们研究推测，这可能是由于相互作用的暗物质与核的星际介质，但我们无法指出一个合理的机制，有效的相互作用。我们还探讨了这样一种可能性，即我们看到的辐射来自明亮的FUV发射恒星，这些恒星从星际颗粒的“第二种群”中散射出来--这些颗粒与FUV波长相比很小。已知存在这样的颗粒（Draine 2011），并且它们以非常高的散射度散射，具有各向同性散射图案。然而，与观测到的分布（从它们的$100\ μ$ m发射推断）的颗粒在银河系高纬度地区的比较表明，颗粒的位置和观测到的FUV发射之间没有相关性。我们对小颗粒的远紫外散射的模拟还表明，在银河系的高纬度地区，无论是北半球还是南半球，这样的“小”颗粒肯定非常少;这可能仅仅意味着在银河系的两极，任何类型的星际尘埃都非常少，这与Perry和Johnston（1982）的观点一致。我们还回顾了我们对莱曼$α$紫外波长短距离处宇宙漫射背景的有限了解--可能是我们的漫射远紫外背景的“第二成分”持续存在于莱曼极限的短距离处，并且是宇宙再电离的原因（Kollmeier et al. 2014）。
2014-10-18 astro-ph.GA
Properties of atomic hydrogen gas in the Galactic plane from THOR 21-cm absorption spectra: a comparison with the high latitude gas
中性氢21厘米谱线是研究星际介质冷相和暖相原子态的一个很好的示踪剂。结合21厘米的发射和吸收观测是非常有用的，以研究气体的性质在很宽的密度和温度范围。在这项工作中，我们使用了21厘米的吸收光谱从最近的干涉测量，以及相应的发射光谱从早期的单碟调查研究的性质的原子气体在银河系。特别是，我们专注于通过气体盘在银河系平面和高银河系纬度视线通过更扩散的气体之间的性能比较。正如预期的那样，分析显示，与高纬度视线相比，银河系平面内气体的平均温度较低。平面中的气体也具有较高的分子分数，在尘埃-气体相关中表现出急剧的过渡和平坦化。另一方面，观测到的21厘米亮温和光学深度之间的相关性表明，在自旋温度分布上存在一些内在的差异，并且与具有相同光学深度的高纬度扩散气体相比，银道面中的一部分气体具有中等光学深度（对于0.02 < $τ$ < 0.2），但具有更高的自旋温度。这可能是由于银河系平面上存在一小部分温度略高、密度较低的冷气体。
2022-10-20 astro-ph.GA
The Diffuse Galactic Far-Ultraviolet Sky
我们提出了一个全天空地图的弥漫银河远紫外线（1344-1786埃）的背景使用GALEX数据，覆盖65%的天空与11.79弧分平方像素。我们调查的依赖背景上的银河系坐标，发现一个标准的余割模型的强度是不是一个有效的配合。此外，我们将我们的地图与银河系100微米发射，N_HI柱和H-α强度的所有天空地图进行比较。我们测量一个一致的低水平FUV强度在零点的其他银河数量，表示300 CU的非散射各向同性组件的扩散FUV。在100 μ m以下，FUV和100 μ m发射之间也存在线性关系，其值为8 MJy/sr。我们发现在10^21平方cm以下，FUV和NHI之间也存在类似的线性关系。FUV和H-α强度之间的关系没有这样的恒定截止值。对于所有的银河量，线性部分的斜率随银河纬度而减小。一个修改后的余割模型，考虑到尘埃散射的不对称性和散射，能够准确地适合在纬度20度以上的扩散FUV。最佳拟合模型指示0.62 ± 0.04的散射不对称函数a和0.78 ± 0.05的散射不对称函数g。与模型拟合的偏差可能表明荧光或激波锋面的过量FUV发射区域，而低纬度地区的FUV发射受到抑制可能是自屏蔽尘埃云的结果。
2013-11-04 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
