关于异常微波发射发射率的局限性

摘要

许多关于反常微波发射（AME）的研究都计算了AME发射率，以比较在不同区域检测到的AME强度。该值通常定义为在1 cm和100℃时的热粉尘排放 μ然而，正如对银河尘埃发射的研究所显示的，在100时热尘埃发射的强度μm强烈依赖于尘埃温度，这对这种定义的AME发射率有严重的影响。在这项工作中，我们说明并量化了这种影响，并发现AME的发射率在粉尘温度为20至30 K之间降低了11.1倍。因此，我们得出结论，计算相对于100的AME发射率μm排放不允许在不同环境中观察到的AME之间进行精确比较。考虑到这一点，我们研究了用于计算AME发射率的其他粉尘排放示踪剂的使用，并最终得出结论，尽管难以得出其值，但粉尘的柱密度将是计算AME发射率的最合适数量。

1.导言

近年来，越来越多的证据表明，在星际介质中存在一种新的微波发射成分。这种发射似乎在空间上与ISM中的尘埃相关，尽管它产生的发射相对于这些频率(例如，[1])因此，该组件通常被描述为异常。在中高纬度地区（例如[2- - - - - -4)和特定的银河来源，如英仙座和Oph分子云[5- - - - - -9]，乌云LDN1622[10，11], LDN1621 [12]，和LDN1111[13]，以及各种H我我地区(14- - - - - -16]．此外，据报道，首次在外部星系的恒星形成区域NGC6946中检测到AME [17，18]，证实这种发射机制确实无处不在。

观测结果表明，AME发生在~10 - 100ghz的频率范围内，与中红外(IR)尘埃发射高度相关。正是这种与中红外辐射的相关性导致了德雷恩和拉扎里安[19来假设他们的旋转粉尘排放模型。在这个模型中，观测到的过量辐射是由极微小的尘埃颗粒(非常小的颗粒，VSGs或多环芳烃，PAHs)产生的，以电偶极矩为特征，快速旋转，产生电偶极辐射。该模型预测了一个明确的峰值谱，在~ 20-30 GHz以下上升，然后在更高的频率下降，这与谷物旋转频率的玻尔兹曼截断的预期一致。排水和拉扎里安[19]纺丝粉尘模型已改进和更新[20.- - - - - -24]，目前的纺丝粉尘模型包含多种颗粒旋转激励和阻尼过程:与中性和电离气体粒子的碰撞，等离子体阻力(离子电场与尘埃颗粒电偶极矩的相互作用)，光子的吸收和发射，光电效应，微波发射，以及H的形成₂在谷物表面。一些最近的模型包含了额外的特征，包括不仅围绕最大惯性轴旋转的尘埃颗粒[21，24]以及形状不规则的尘埃颗粒[23]．

理解AME在ISM不同阶段之间的差异对于提高我们对AME的理解是非常重要的。为了帮助比较在一个区域和另一个区域检测到的AME的强度，一些作者计算了AME发射率。考虑到AME和ISM中的尘埃颗粒之间存在很强的相关性，AME发射率通常定义为AME在波长为1 cm时的天线温度与热尘埃发射在100时的表面亮度之间的比值μm、 该量首先作为大面积天空的互相关系数计算（例如[28，29])，现在已针对检测到AME的各个区域进行了计算（见表1)．然而，以这种方式定义的AME发射率在进行这些比较时是一种高度偏置的方法，因为表面亮度为100μm明显取决于粉尘温度。

在这项工作中，我们旨在（1）说明这种定义的弱点，（2）提出并讨论可能的替代方案2，我们指出了常用的AME发射率定义存在缺陷的原因，并估计了在比较不同尘埃温度区域时引入的偏差幅度3.，我们讨论了更合适的AME发射率定义，包括气体和尘埃柱密度的使用。最后，我们在第节给出了我们的结论4．

2.AME发射率定义相对于100m发射

AME发射率的概念特别有用，因为它提供了在不同区域检测到的AME强度的归一化，因此它有助于在这类AME检测之间进行比较。在表1，我们列出了相对于100的AME发射率定义 μ对于ISM的不同阶段，包括H2区域、分子云、黑云和中纬度的漫射辐射。查看表中的值1，可以确定AME发射率的观测值范围。AME发射率的典型值为10级 μK（MJy） sr⁻¹）⁻¹范围从~3到25μ老K (MJy⁻¹）⁻¹［2，3.].就通量密度而言，这大约相当于1 AME的Jy在1 每3000厘米 Jy在100 μm。

远红外和亚毫米波长的观测（例如[30，31)揭示了热尘埃发射光谱可以很好地用修正的黑体函数表示 哪里尘埃发射率是光谱指数和吗为大尘埃颗粒的平衡温度。在如此远的红外和亚毫米波长观测到的热尘埃发射是由大尘埃颗粒从环境的令人兴奋的辐射场吸收紫外线光子并将这种发射再辐射产生的。正是吸收和发射之间的这种平衡产生了明确的热尘埃发射光谱(见图)1)，并使大晶粒保持热平衡。在ISM中，已知灰尘温度随环境的不同而变化[32在密集分子云中，尘埃温度从~15 K到H中25-30 K不等2区域。此外，已观察到灰尘温度在小角度范围内以及在检测到AME的区域内变化（例如，在15到25之间） 英仙座分子云中的钾[33]).自从取决于尘埃颗粒的物理性质，预计在不同的环境中也会有所不同;Dupac等[34)发现在尘埃温度在11到80之间的一系列银河系环境中，从0.8到2.4变化 K.因此，假设排放量为100 μm是一个观察到的量，它强烈地依赖于和，因为两者和众所周知，在ISM的不同阶段，100 μm发射不是估算AME发射率的合适数量。

为了量化尘埃温度变化对AME发射率的影响，我们考虑尘埃发射率光谱指数为1.8，这是银河系太阳邻域的值[32，两种粉尘温度(20和30 K)。然后我们计算出，对于给定的1 cm强度，20 K时AME的发射率比30 K时高11.1倍。这一效应是实质性的，在AME强度没有任何内在变化的情况下，它本身就可以解释表中AME发射率的变化1．这清楚地显示了AME发射率相对于100的计算偏差μm发射。考虑到这一点，我们现在可以重新查看表中列出的AME发射率值1．例如，我们关注Tibbs等人在英仙座分子云中检测到的5个AME区域(A1、A2、A3、B和C) [7]．很明显，A1地区的辐射比其他4个地区低(约4-5倍)。然而，正如Tibbs等人所讨论的[7，33]，A1区域的物理环境与其他四个区域非常不同，这与开放星团IC348相对应。事实上，这仅仅是因为IC348（~22）之间的尘埃温度不同 K） 其他地区（~18 K） ，我们估计相对于其他区域，A1区域的AME发射率降低了4.3倍。因此，A1区域和其他区域之间的不一致性只能由灰尘温度变化来解释，说明了灰尘温度对使用100 μm发射。

3.重新定义AME发射率

节2，我们已经证明了AME发射率的常用定义相对于100 μM排放是有缺陷的。因此，需要对AME发射率进行一个公正的定义，以帮助量化AME的变化。

作为研究中纬度扩散发射的一部分，Davies等人[3.]计算了相对于在94 GHz而不是100 GHz的尘埃发射的AME发射率μm.由于94 GHz距离热尘发射的峰值更远(见图)1)，在94 GHz时的辐射对尘埃温度的依赖性要比在100 GHz时小得多μM然而，即使使用94的强度 GHz发射时，仍然存在灰尘温度的影响，因为当灰尘温度从20升高到30时，AME发射率降低1.6倍 K

其他作者(例如，[10，26])已计算出相对于氢柱密度的AME发射率，。此定义有几个优点。首先，它产生了更适合与理论值进行比较的AME发射率，因为当前的旋转尘埃理论以Jy为单位计算发射率 厘米²/ H原子。使用还能减轻灰尘温度的影响，因此允许在不同环境下对AME的测量进行更公正的比较。为了说明这一点，我们使用来自Tibbs等人的英仙座分子云图[33，并计算英仙座分子云中5个AME区域的AME发射率(见表)2).计算AME发射率时，相对于，我们发现A1区域现在是一致的(在2-3)和英仙座分子云中的其他四个区域，这导致了一个完全不同的解释。现在，我们想探究这个新定义如何帮助我们在不同环境中执行不那么有偏差的AME检测比较。Vidal等人[26]比较了6个区域的AME发射率，这些区域覆盖了从银河卷云到浓密黑云的柱密度范围(见表)2)将这六个测量值与我们计算的英仙座分子云的五个测量值相加，得到了基于．很明显，英仙座分子云的AME发射率与其他AME探测的值是一致的。同样值得注意的是，表中所列AME发射率的散度较小2与表中所列的进行比较1．

遵循Vidal等人的例子[26，我们绘制了表中列出的AME发射率2作为…的函数．这个图显示在图中2.我们用幂律拟合数据，发现最佳拟合光谱指数为．结果表明，尽管数据存在一定的离散性，但AME的发射率随数据的增加而减小，表明随着柱密度的增加，AME的发射率降低。这与AME一致，因为AME是由最小的尘埃颗粒造成的，因为众所周知增加时，由于尘埃颗粒的凝聚作用，最小尘埃颗粒的丰度降低(例如，35，36]). AME与最小尘埃颗粒相关联的想法是由于旋转尘埃而对AME的额外支持。

虽然我们已经说明了定义AME发射率使用消除了灰尘温度带来的偏差，并允许在不同环境之间更加公正地比较AME，进行估计包括分子、原子和电离的形式，在技术上具有挑战性。有三种估算方法:近红外消光贴图;远红外热尘发射，以及气体示踪剂的使用。然而，每种方法都有其局限性。例如，近红外消光只有在有足够数量的背景源可用的情况下才可靠，热尘埃发射估计会受到尘埃不透明度变化的影响，而气体示踪剂的观测，尽管它们确实提供了运动学信息，却受到观测分子的临界密度的限制。Goodman等人进行的详细分析[37]清楚地说明了评估中的各种不确定性和局限性使用三种不同的方法。

除了测量上的困难，AME被认为与星际尘埃颗粒有关，因此将AME的强度与尘埃的物理性质进行归一化更有意义。例如，尘埃的柱密度，，是一个有用的量，因为它有与使用相同的优点加上它是灰尘的直接示踪剂。然而,更难估计.可以假设一个给定的和转换到；然而，这是假设我们知道的.在全球范围内，在我们自己的星系内，我们知道是~0.01(例如，[38])，但最近在外部星系(例如，[17，39])已知的金属丰度，因此，不同于我们自己的星系(例如，[40])。以减轻环境变化带来的影响，可通过将远红外SED与包含尘埃颗粒物理特性的尘埃模型拟合来计算。然而，迄今为止，尚未对检测到AME的环境系统地进行此类建模。

4.结论

在讨论了AME发射率的各种定义后，很明显，使用100μM排放会由于粉尘温度的影响而产生偏置允许更精确的比较。然而，考虑到AME和星际尘埃之间的联系，尘埃的固有属性如，将代表计算AME发射率的最佳数量。因此，在定义一个新的AME发射率之前，我们强调在使用它直接比较不同环境下AME的强度之前应该谨慎。

致谢

作者感谢主审对论文内容的完善做出了有益的评价。这项工作是在NASA/ADP rose -2009批准号的框架下进行的。09 - adp09 - 0059。C. Dickinson感谢SFTC Advanced Fellowship和欧盟Marie-Curie IRG Grant在FP7下的支持。

参考文献

1. E. M. Leitch, A. C. S. Readhead, T. J. Pearson，和S. T. Myers，《银河发射的异常成分》，天体物理学杂志通讯》上，第486卷，第2期。1，第223 - l26页，1997。视图:谷歌学者
2. A. J. Banday, C. Dickinson, R. D. Davies, R. J. Davis, K. M. Górski，“重新评估COBE-DMR数据中的前景污染，”皇家天文学会月报第345卷3，页897-911,2003。视图:出版商网站|谷歌学者
3. R. D. Davies, C. Dickinson, A. J. Banday, T. R. Jaffe, K. M. Górski, and R. J. Davis， " A determination of the spectra of Galactic components observed by the威尔金森微波各向异性探测器”,皇家天文学会月报，第370卷，第2期3，页1125-1139,2006。视图:出版商网站|谷歌学者
4. T.Ghosh，A.J.Banday，T.Jaffe et al.，“使用7年期外部模板的交叉相关性进行前景分析威尔金森微波各向异性探测器数据，”皇家天文学会月报，第422卷，第422号4, pp. 3617-3642, 2012。视图:出版商网站|谷歌学者
5. R. A. Watson, R. Rebolo, J. A. Rubiño-Martín等，“用COSMOSOMAS实验探测英修斯分子云中的异常微波发射”，天体物理学杂志通讯》上，第624卷，no. 22，页L89-L92, 2005。视图:出版商网站|谷歌学者
6. S. Casassus, C. Dickinson, K. Cleary等人，“来自地球的厘米波连续辐射ρ蛇夫座分子云。”皇家天文学会月报，第391卷，第3期，第1075-1090页，2008年。视图:出版商网站|谷歌学者
7. C. T. Tibbs, R. A. Watson, C. Dickinson等人，“英仙座地区异常微波发射的非常小阵列观测”，皇家天文学会月报，第402卷，第3期，1969-1979页，2010年。视图:出版商网站|谷歌学者
8. 普朗克的早期成果。XX。关于旋转尘埃颗粒异常微波发射的新发现"天文学和天体物理学，第536卷，A20202011年。视图:出版商网站|谷歌学者
9. C. T. Tibbs, A. M. M. Scaife, C. Dickinson等，“Persus分子云中异常微波发射的AMI观测”，天体物理学杂志.提交给。视图:谷歌学者
10. D. P. Finkbeiner, D. J. Schlegel, C. Frank和C. Heiles，“从快速旋转的尘埃颗粒中初步探测电偶极子发射”，天体物理学杂志通讯》上第566卷，第566号2，页898-904,2002。视图:出版商网站|谷歌学者
11. S. Casassus, G. F. Cabrera, F. Förster, T. J. Pearson, A. C. S. Readhead, C. Dickinson，“黑云LDN 1622中厘米波连续体的形态学分析”，天体物理学杂志》上，第639卷，第639号2 I, pp. 951-964, 2006。视图:出版商网站|谷歌学者
12. C.Dickinson，S.Casassus，R.D.Davies等人，“猎户座东部的红外相关31 GHz无线电发射，”皇家天文学会月报，第407卷，第5期。4, pp. 2223-2229, 2010。视图:出版商网站|谷歌学者
13. A.M.M.Scaife，N.Hurley Walker，D.A.Green等人，“使用Arcminute Microkelvin成像仪在暗云LDN 1111中的过量发射，”皇家天文学会月报：信件，第394卷，第2期。1，页L46-L50, 2009。视图:出版商网站|谷歌学者
14. C. Dickinson, R. D. Davies, L. Bronfman等，“CBI限制了南部HII地区31 GHz的超额辐射”，皇家天文学会月报，第379卷，no. 21，页297-307,2007。视图:出版商网站|谷歌学者
15. M. Todorović， R. D. Davies, C. Dickinson等人，“银河系平面的33 ghz非常小阵列调查ℓ= 27°to 46°，”皇家天文学会月报号，第406卷。3，页1629-1643,2010。视图:出版商网站|谷歌学者
16. c.t. Tibbs, R. Paladini, M. Compiègne等，“RCW175的多波长研究:一个含有旋转尘埃的H II区域”，天体物理学杂志》上，第754卷，第2期，第94条，2012年。视图:出版商网站|谷歌学者
17. E.J.Murphy，G.Helou，J.J.Condon等人，“附近星系NGC 6946中异常尘埃发射的探测，”天体物理学杂志通讯》上，第709卷，第2期，第108-113页，2010年。视图:出版商网站|谷歌学者
18. A. M. M. Scaife, B. Nikolic, D. A. Green等，“NGC 6946中旋转尘埃发射的微波观测”，皇家天文学会月报：信件，第406卷，第1期，第L45-L49页，2010年。视图:出版商网站|谷歌学者
19. B. T. Draine和A. Lazarian，《旋转尘埃颗粒的电偶极子辐射》天体物理学杂志通讯》上，第508卷，第1期，第157-179页，1998年。视图:出版商网站|谷歌学者
20. Y.Ali Haïmoud、C.M.Hirata和C.Dickinson，“旋转尘埃辐射的精确模型，”皇家天文学会月报，第395卷，第2期。2, pp. 1055-1078, 2009。视图:出版商网站|谷歌学者
21. T.Hoang、B.T.Draine和A.Lazarian，“改进旋转尘埃的排放模型：颗粒摆动和瞬时旋转的影响，”天体物理学杂志通讯》上，第715卷，第2期，第1462-14852010页。视图:出版商网站|谷歌学者
22. N. Ysard和L. Verstraete，《星际间多环芳烃的长波长发射:表征旋转尘埃的贡献》，天文学和天体物理学，第509卷，第5期1,货号。A12, 2010。视图:出版商网站|谷歌学者
23. T.Hoang、A.Lazarian和B.T.Draine，“旋转粉尘排放：不规则颗粒形状、瞬态加热的影响，以及与其他方法的比较”威尔金森微波各向异性探测器结果,”天体物理学杂志》上，第741卷，第741号2,货号。87年,2011年。视图:出版商网站|谷歌学者
24. K. Silsbee, Y. Ali-Haïmoud，和C. M. Hirata，《旋转尘埃排放:绕非主轴旋转的影响》，皇家天文学会月报，第411卷，第4期，第2750-2769页，2011年。视图:出版商网站|谷歌学者
25. R. Génova-Santos, R. Rebolo, J. A. Rubiño-Martín, C. H. López-Caraballo，和S. R. Hildebrandt，“在昴宿星团反射星云中探测到异常微波发射威尔金森微波各向异性探测器还有宇宙体实验。”天体物理学杂志》上，第743卷，第1期，第67条，2011年。视图:出版商网站|谷歌学者
26. M. Vidal, S. Casassus, C. Dickinson等，“来自半透明云的灰尘相关cm波长连续发射ζOph和LDN 1780， "皇家天文学会月报，第414卷，第2期。3, pp. 2424-2435, 2011。视图:出版商网站|谷歌学者
27. P.Castellanos，S.Casassus，C.Dickinson等人，“来自M78反射星云的尘埃相关厘米波辐射，”皇家天文学会月报第411卷第4期2, pp. 1137-1150, 2011。视图:出版商网站|谷歌学者
28. A. Kogut, A. J. Banday, C. L. Bennett等人，“四年DMR天象图中高纬度星系的微波发射”，天体物理学杂志通讯》上，第464卷，第2期。1，页L5-L9, 1996。视图:谷歌学者
29. A.De Oliveira Costa、A.Kogut、M.J.Deviln、C.B.Netterfield、L.A.Page和E.J.Wollack，“度角尺度下的银河微波发射，”天体物理学杂志通讯》上，第482卷，第2期。1, part 2, pp. L17-L20, 1997。视图:谷歌学者
30. W.T.Reach，E.Dwek，D.J.Fixsen等人，“COBE对银河系的远红外光谱观测，”天体物理学杂志通讯》上，第451卷，第2期。1，页188-199,1995。视图:谷歌学者
31. F.Boulanger，A.Abergel，J.P.Bernard等人，“高银河纬度的尘埃/气体相关性，”天文学和天体物理学，第312卷，第3期。1，页256-262,1996。视图:谷歌学者
32. 普朗克的早期成果。第十九。普朗克和IRAS提供的全天候温度和尘埃光学深度。我们星系中“暗气体”的约束，天文学和天体物理学2011年，第536卷，第19条。视图:出版商网站|谷歌学者
33. c.t. Tibbs, N. Flagey, R. Paladini et al.， "斯皮策反常发射区尘埃的特征：英仙座云，“皇家天文学会月报，第418卷，第3期，第1889-1900页，2011年。视图:出版商网站|谷歌学者
34. X.Dupac，J.-P.Bernard，N.Boudet等人，“尘埃亚毫米光谱指数的逆温度依赖性，”天文学和天体物理学，第404卷，第5期。1，页L11-L15, 2003。视图:谷歌学者
35. B.Stepnik，A.Abergel，J.-P.Bernard等人，“星际细丝中尘埃性质的演变，”天文学和天体物理学，第398卷，第2期，第551-563页，2003年。视图:谷歌学者
36. N.Flagy，A.Noriega Crespo，F.Boulanger等人，“金牛座复合体内尘埃演化的证据斯皮策图像”,天体物理学杂志通讯》上，第701卷，第2期，第1450-1463页，2009年。视图:出版商网站|谷歌学者
37. A. A. Goodman, J. E. Pineda, S. L. Schnee，“恒星形成分子云中的“真实”柱密度分布”，天体物理学杂志， 2009年第692卷第91条。视图:出版商网站|谷歌学者
38. B.T.Draine和A.Li，“星际尘埃的红外发射。IV.post中的硅酸盐-石墨PAH模型-斯皮策时代”,天体物理学杂志通讯》上，第657卷，第2期2，页810-837,2007。视图:出版商网站|谷歌学者
39. 普朗克的早期成果。第十七章。麦哲伦云中亚毫米过量尘埃排放的起源，”天文学和天体物理学，第536卷，2011年第17期。视图:出版商网站|谷歌学者
40. B. T. Draine, D. A. Dale, G. Bendo等，“在SINGS星系样品中的尘埃质量、多环芳烃丰度和星光强度”，天体物理学杂志通讯》上，第663卷，第2期2、《中国科学院院刊》，2007年第1期。视图:出版商网站|谷歌学者

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