[논문 리뷰] Planck 2018 results - XII. Galactic astrophysics using polarized dust emission

M. Bersanelli, L. P. L. Colombo외 160명|arXiv (Cornell University)|2018. 01. 01.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 113인용 수 29

한 줄 요약

이 논문은 허브블 맵 2018의 전체천구 밀리미터파 편광된-dust 방출 맵을 사용하여 은하수의 먼지 편광의 통계적 성질을 분석한다. 편광도 $p$와 각도 분산도 $S$는 주로 은하수 자기장의 기하학적 구조에 의해 결정되며, $S \propto p^{-1}$ 관계를 보이며, 먼지 온도나 입자 정렬 효율성에 대한 유의미한 의존성은 발견되지 않아, 관측된 $p$의 추세는 먼지 물리적 성질이나 복사장 변화보다는 주로 자기장의 기하학적 구조에 의해 지배됨을 시사한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 플랑크 2018 데이터를 활용하여 전체천구의 열적 먼지 방출의 통계적 성질을 특성화한다.
• 편광도 $p$와 각도 분산도 $S$의 변동이 자기장 기하학적 구조에 기인하는지, 또는 입자 정렬 효율성이나 먼지 성질의 변화에 기인하는지 확인한다.
• 복사장 정렬 토크(RAT) 이론의 예측을 검증하기 위해 $p$, $S$, 그리고 먼지 온도 $T_d$ 간의 상관관계를 분석한다.
• 자외선 별빛 편광 데이터와 밀리미터파 먼지 편광을 비교하여 먼지 흡수 및 방출 성질을 제약한다.
• 흡수에서의 편광도 상한을 유도하고 밀리미터파 관측 결과와의 일관성을 평가한다.

제안 방법

• 353 GHz에서 80′ 해상도로 플랑크 2018 데이터 제3차 공개 배포에서 얻은 전체천구 먼지 편광 맵을 활용하였다.
• 편광도 $p$, 편광 각도 $\psi$, 편광 각도 분산 함수 $S$의 전체천구 맵을 제작하였다.
• 편광도 $p$와 열량 밀도 $N_H$의 동시분포를 분석하여 $p$가 광학적 두께에 따라 어떻게 변하는지 평가하였다.
• 자기장 기하학적 구조에 독립적인 비기하학적 기여를 분리하기 위해 $S \times p$의 곱을 정의하였다.
• 1,505개의 고은하위도 별에서 확보한 플랑크 밀리미터파 편광과 온라인 별빛 편광 데이터를 비교하였다.
• 방출 및 흡수 성질을 연결하기 위해 편광 비율 $R_{P/p}$와 $R_{S/V}$를 계산하였으며, $p_V/E(B-V)$에 대한 제약 조건을 도출하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 편광도 $p$는 열량 밀도 $N_H$에 따라 어떻게 변하며, 이는 주된 물리적 메커니즘을 시사하는가?
• RQ2 복사장 정렬 토크(RAT) 이론이 예측하는 바와 같이, $p$ 또는 $S$가 먼지 온도 $T_d$에 체계적인 의존성을 가지는가?
• RQ3 $p$, $\psi$, $S$의 통계적 성질이 은하수 자기장의 기하학적 구조를 어느 정도 반영하는가?
• RQ4 플랑크 밀리미터파 편광 측정치는 각도 일치성과 편광 비율 측면에서 온라인 별빛 편광과 어떻게 비교되는가?
• RQ5 자료는 흡수에서의 최대 가능한 편광도 $p_V/E(B-V)$에 대해 어떤 제약을 둔다?

주요 결과

• 353 GHz와 80′ 해상도에서 관측된 최대 편광도는 $p_{\text{max}} = 22.0^{+3.5}_{-1.4}\%$이며, 이는 총 강도의 영점 캘리브레이션 불확도에 의해 주로 결정된다.
• 고은하위도에서 $S \propto p^{-1}$ 관계가 성립하여, 편광 통계가 주로 자기장 기하학적 구조에 의해 결정됨을 확인한다.
• $N_H = 10^{20}$ cm$^{-2}$에서 $N_H = 2 \times 10^{22}$ cm$^{-2}$ 사이에서 $S \times p$는 약 25% 감소하는 반면, $p$는 3~4배 감소하므로, $p$의 감소는 주로 자기장 기하학적 구조에 기인하며 입자 정렬 효율성의 변화는 영향이 크지 않음을 시사한다.
• 희박한 간성성간매체 또는 골드 벨트 분자운에서 $S \times p$와 먼지 온도 $T_d$ 간에 체계적인 추세가 발견되지 않아, RAT 이론의 예측와 정면으로 배치된다.
• 높은 $p$와 낮은 $S$를 보이는 선로는 낮은 $p$와 높은 $S$를 보이는 선로보다 먼지가 더 차가운 경향이 있으며, 이는 차가운 먼지와 정렬된 입자 간의 상관관계를 시사하지만 복사장 강도에 대한 인과적 의존성은 아님을 의미한다.
• 고은하위도에서 $R_{P/p} = 5.4$ MJy sr$^{-1}$이고 $R_{S/V} \approx 4.3$이며, 이는 반투명한 선로의 값과 일치한다. 또한 $p_V/E(B-V)$의 상한은 $\leq 13\%$로, 저은하위도 반투명 영역의 9% 값보다 훨씬 높다.