[論文レビュー] Planck 2018 results - XII. Galactic astrophysics using polarized dust emission

M. Bersanelli, L. P. L. Colombo+160 more|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2018

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 113被引用数 29

ひとこと要約

本稿では、パラメトロン2018年全天空ミリ波・サブミリ波長帯の偏光ごみ放射マップを用いて、のへき銀河におけるごみ偏光の統計的性質を分析する。偏光度 $p$ と偏光角分散 $S$ が主に銀河磁場の幾何構造によって支配されており、$S \propto p^{-1}$ であることが示され、ごみ温度や粒子整列効率に顕著な依存性は認められない。これは、観測された $p$ の傾向が、ごみ物理学や放射場の変動よりも主に磁場構造に起因していることを示唆している。

ABSTRACT

Observations of the submillimetre emission from Galactic dust, in both total intensity I and polarization, have received tremendous interest thanks to
 the Planck full-sky maps. In this paper we make use of such full-sky maps of dust polarized emission produced from the third public release of Planck
 data. As the basis for expanding on astrophysical studies of the polarized thermal emission from Galactic dust, we present full-sky maps of the dust
 polarization fraction p, polarization angle ψ, and dispersion function of polarization angles S. The joint distribution (one-point statistics) of p and N_{H} confirms that the mean and maximum polarization fractions decrease with increasing N_{H}. The uncertainty on the maximum observed polarization
 fraction, p_{max} = 22.0^{+3.5}_{−1.4}% at 353 GHz and 800
 resolution, is dominated by the uncertainty on the Galactic emission zero level in total intensity, in particular towards diffuse lines of sight at high Galactic latitudes. Furthermore, the inverse behaviour between p and S found earlier is seen to be present at high latitudes. This follows the S ∝ p^{−1} relationship expected from models of the polarized sky (including numerical simulations of
 magnetohydrodynamical turbulence) that include effects from only the topology of the turbulent magnetic field, but otherwise have uniform alignment
 and dust properties. Thus, the statistical properties of p, ψ, and S for the most part reflect the structure of the Galactic magnetic field. Nevertheless,
 we search for potential signatures of varying grain alignment and dust properties. First, we analyse the product map S × p, looking for residual trends. While the polarization fraction p decreases by a factor of 3−4 between NH = 10^{20} cm^{−2} and N_{H} = 2 × 10^{22} cm^{−2}, out of the Galactic plane,
 this product S × p only decreases by about 25%. Because S is independent of the grain alignment efficiency, this demonstrates that the systematic decrease in p with N_{H} is determined mostly by the magnetic-field structure and not by a drop in grain alignment. This systematic trend is observed
 both in the diffuse interstellar medium (ISM) and in molecular clouds of the Gould Belt. Second, we look for a dependence of polarization properties
 on the dust temperature, as we would expect from the radiative alignment torque (RAT) theory. We find no systematic trend of S × p with the dust
 temperature Td, whether in the diffuse ISM or in the molecular clouds of the Gould Belt. In the diffuse ISM, lines of sight with high polarization
 fraction p and low polarization angle dispersion S tend, on the contrary, to have colder dust than lines of sight with low p and high S. We also
 compare the Planck thermal dust polarization with starlight polarization data in the visible at high Galactic latitudes. The agreement in polarization
 angles is remarkable, and is consistent with what we expect from the noise and the observed dispersion of polarization angles in the visible on the
 scale of the Planck beam. The two polarization emission-to-extinction ratios, R_{P/p} and R_{S/V}, which primarily characterize dust optical properties,
 have only a weak dependence on the column density, and converge towards the values previously determined for translucent lines of sight. We also
 determine an upper limit for the polarization fraction in extinction, p_{V}/E(B − V), of 13% at high Galactic latitude, compatible with the polarization
 fraction p ≈ 20% observed at 353 GHz. Taken together, these results provide strong constraints for models of Galactic dust in diffuse gas.

研究の動機と目的

• パラメトロン2018年データを用いて、全天空にわたる熱的ごみ放射の偏光統計的性質を同定すること。
• 偏光度 $p$ や偏光角分散 $S$ の変動が、磁場構造の変化か、粒子整列性やごみ特性の変化に起因するかを特定すること。
• 放射整列トルク（RAT）理論の予測を検証するため、$p$、$S$、およびごみ温度 $T_d$ の相関関係を調査すること。
• 光学的星光偏光とサブミリ波ごみ偏光を比較し、ごみ消光および放射特性を制約すること。
• 消光における偏光度の上限を導出し、サブミリ波観測と整合性があるかを評価すること。

提案手法

• 353 GHz、80′解像度のパラメトロン2018年データ第3回公表データの全天空ごみ偏光マップを用いた。
• 偏光度 $p$、偏光角 $\psi$、偏光角分散関数 $S$ の全天空マップを作成した。
• $p$ と全消光量 $N_H$ の同時分布を分析し、$p$ が光学的厚さにどのように変化するかを評価した。
• $S \times p$ を定義して、磁場トポロジーに依存しない非幾何的寄与を分離した。
• 1,505個の高銀緯度星からの光学的星光偏光データと、パラメトロンのサブミリ波偏光を比較した。
• 放射と消光の性質を結びつけるために、偏光比 $R_{P/p}$ および $R_{S/V}$ を計算し、$p_V/E(B-V)$ に対する制約を導出した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 偏光度 $p$ は全消光量 $N_H$ にどのように依存するか。これは、支配的物理機構に何を示唆するか？
• RQ2 放射整列トルク（RAT）理論が予測するように、$p$ や $S$ にごみ温度 $T_d$ に系統的な依存性があるか？
• RQ3 $p$、$\psi$、$S$ の統計的性質が、のへき銀河磁場構造をどの程度反映しているか？
• RQ4 パラメトロンのサブミリ波偏光測定値と光学的星光偏光との間で、角度一致性や偏光比にどのような相違があるか？
• RQ5 データが、消光における最大偏光度 $p_V/E(B-V)$ にどのような制約を課すか？

主な発見

• 353 GHz、80′解像度で観測された最大偏光度は $p_{\text{max}} = 22.0^{+3.5}_{-1.4}\%$ であり、誤差は主に全強度ゼロレベル校正に起因する。
• 高銀緯度領域では $S \propto p^{-1}$ の逆関係が成り立ち、偏光統計が主に磁場トポロジーによって決定されていることが確認された。
• $N_H = 10^{20}$ cm$^{-2}$ から $N_H = 2 \times 10^{22}$ cm$^{-2}$ の間で $S \times p$ は約25%しか減少せず、一方で $p$ は3〜4倍減少しているため、$p$ の低下は粒子整列効率ではなく磁場幾何構造に起因していることが示された。
• 希薄なISMやゴールド・ベルト分子雲において、$S \times p$ とごみ温度 $T_d$ の間に系統的傾向は認められず、これはRAT理論の予測と矛盾する。
• 高 $p$ および低 $S$ の線列は、低 $p$ および高 $S$ の線列よりもごみが冷たい傾向にあり、冷たいごみと整列粒子の相関があるが、放射場強度の因果的依存性までは示唆しない。
• 高銀緯度で $R_{P/p} = 5.4$ MJy sr$^{-1}$ および $R_{S/V} \approx 4.3$ であり、半透明領域の値と整合的である。また、$p_V/E(B-V)$ の上限は $\leq 13\%$ であり、低銀緯度の半透明領域の9%よりも顕著に高い値である。