蒙美娘> 孫曉輝

(云南大學(xué)物理與天文學(xué)院昆明650500)

1 引言

磁場(chǎng)的起源和演化是天體物理中的重要基本問題， 到現(xiàn)在仍然沒有解決. 銀河系是我們可以觀測(cè)、研究得最清楚的星系， 為理解宇宙磁場(chǎng)提供了理想實(shí)驗(yàn)室. 銀河系磁場(chǎng)測(cè)量有多種方法， 比如脈沖星和河外射電源的法拉第旋率、譜線塞曼效應(yīng)、相對(duì)論電子在磁場(chǎng)中的同步輻射、塵埃的熱輻射偏振以及星光偏振等. 基于這些觀測(cè)手段， 銀河系磁場(chǎng)的研究現(xiàn)狀可參考綜述文章[1]. 不同的測(cè)量方法能夠揭示銀河系不同星際介質(zhì)中的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)， 如射電偏振主要反映彌漫電離氣體中的磁場(chǎng)性質(zhì)， 塞曼效應(yīng)主要用于揭示氣體云團(tuán)中非常致密的局部區(qū)域磁場(chǎng)， 星光偏振則反映氣體云團(tuán)中延展的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu). 準(zhǔn)確的銀河系磁場(chǎng)模型需要建立在所有星際介質(zhì)磁場(chǎng)觀測(cè)的基礎(chǔ)之上. 但目前的觀測(cè)還很不充分， 限制了我們對(duì)銀河系磁場(chǎng)的理解.

星光偏振是觀測(cè)銀河系磁場(chǎng)的有力工具之一. 塵埃顆粒可以看成橢球體， 傾向于沿著磁場(chǎng)排列， 這使得塵埃對(duì)背景恒星發(fā)出的可見光選擇性吸收， 產(chǎn)生星光偏振， 偏振方向與磁場(chǎng)方向平行[2]. 基于之前的十幾個(gè)星光偏振源表并進(jìn)行交叉證認(rèn)獲取位置、星等和距離等信息， Heiles得到了目前最大的光學(xué)波段星光偏振源表(Heiles源表). 該源表包含9286顆恒星[3]， 被廣泛應(yīng)用于銀河系磁場(chǎng)的相關(guān)研究， 如大尺度結(jié)構(gòu)北銀極支[4]和大氣體云團(tuán)[5]. Heiles源表主要收集光學(xué)波段的星光偏振觀測(cè)， 因而主要反映低密度氣體云中的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)， 目視波段消光(AV)約有幾星等. 紅外波段的星光偏振觀測(cè)， 可以探測(cè)更致密氣體云團(tuán)中的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)， 在近些年有了較大的進(jìn)展， 如Clemens等人在H波段(波長(zhǎng)1.6 μm)的觀測(cè)， 目視波段消光可以達(dá)到約30星等[6].

星光偏振也是一種傳播效應(yīng)， 與傳播路徑上所有的塵埃都有關(guān)系， 反映了恒星與觀測(cè)者之間的平均磁場(chǎng). 如果恒星距離已知， 就有可能指示傳播路徑上不同位置的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)， 從而揭示銀河系大尺度磁場(chǎng)以及星際介質(zhì)團(tuán)塊中磁場(chǎng)的結(jié)構(gòu). 但是Heiles源表中的距離全部來自于測(cè)光數(shù)據(jù)， 依賴光譜分類以及消光模型， 許多恒星的距離誤差非常大， 有些距離誤差甚至達(dá)到1000%， 所以更正源表中的距離非常必要.

最近， Gaia釋放了第2批數(shù)據(jù)(后文稱其為Gaia DR2)， 包含了超過10億顆恒星的天體測(cè)量信息[7]， 其中包括高精度的三角視差測(cè)量， 5 kpc以內(nèi)恒星距離的不確定度小于20%[8]. 本文基于Gaia DR2的距離測(cè)量， 檢查并更正了Heiles源表中的恒星距離， 并基于新的更準(zhǔn)確的距離討論了星光偏振的可能應(yīng)用.

2 數(shù)據(jù)處理和分析

Heiles源表列出了9286顆恒星的信息， 包括位置、Henry Draper星表編號(hào)(HD編號(hào))、偏振度、偏振位置角、V波段星等(V)、距離等. 表中第8136行和8137行位置相同，對(duì)應(yīng)的恒星名稱應(yīng)為HD 232588， 而8137行給出的恒星名稱為HD 14520， 因此我們?nèi)サ袅嗽撔校?剩下9285顆恒星.

Heiles源表先把以前的偏振源表與Hipparcos、Tycho和Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO)星表匹配， 如果成功就直接用這些星表中的位置， 這樣獲取了約98%的恒星位置; 然后從法國(guó)斯特拉斯堡天文天體數(shù)據(jù)服務(wù)(Set of Identifiers， Measurements and Bibliography for Astronomical Data， SIMBAD)數(shù)據(jù)庫(kù)中獲取其余恒星的位置. Heiles源表用IDCAT參數(shù)表示恒星位置來源: IDCAT = [1，2，3，4，5]分別表示源的位置來自[Hipparcos， Tycho， SAO， SIMBAD (角秒精度)， SIMBAD (角分精度)]， 而IDCAT=-999表示位置可能不準(zhǔn)確. 總的來說， 大部分恒星的位置精度在角秒水平， 只有很少一部分在角分水平.

2.1 交叉證認(rèn)

我們用法國(guó)斯特拉斯堡天文天體數(shù)據(jù)中心(the Strasbourg astronomical data center， CDS)在線匹配服務(wù)1CDS XMatch Service， http://cdsxmatch.u-strasbg.fr/xmatch， 把Heiles源表和Gaia DR2進(jìn)行交叉證認(rèn). 由于Heiles源表中并沒有給出確切的位置誤差， 所以在匹配時(shí)只用角距離做判據(jù)還不夠， 我們還參考了星等信息. Gaia DR2中給出的G波段星等(G)與Heiles源表中的V星等非常接近， 應(yīng)該只相差一個(gè)常數(shù).

我們?cè)诮徊孀C認(rèn)的時(shí)候先把匹配半徑設(shè)置成30′′， 這樣使得大約99%的Heiles源周圍都有大約20個(gè)Gaia DR2源; 對(duì)剩下的大約1%的Heiles源， 我們把匹配半徑增加到120′′，使得這些源周圍也有足夠多Gaia DR2源. 我們?cè)俦容^Gaia DR2源G星等與Heiles源表V星等， 挑取最接近的Gaia源作為匹配結(jié)果; 如果Heiles源沒有V星等， 我們就取最亮的Gaia源. 這樣我們獲取了所有9285個(gè)Heiles源對(duì)應(yīng)的Gaia源及其相關(guān)信息， 包括位置、源的編號(hào)、G星等等.

恒星距離一般不能直接取Gaia DR2視差的倒數(shù)來計(jì)算[9]. CDS在線匹配服務(wù)提供了Gaia DR2距離表， 該表里的距離計(jì)算考慮了視差的不確定性， 基于貝葉斯方法獲得了距離的后驗(yàn)分布從而獲得距離及其誤差[10]. 我們從該表中搜尋Heiles源對(duì)應(yīng)的Gaia源的距離， 共獲得了9108顆恒星的距離. 剩下的177顆恒星中， 有90%沒有三角視差值， 其余10%盡管有三角視差值但是Gaia DR2距離表中沒有距離估計(jì).

我們?cè)趫D1中比較了Gaia G星等和Heiles源表的V星等. 從圖中可以看出， 當(dāng)IDCAT= 5或IDCAT=-999時(shí)， 即Heiles源位置精度為角分或位置可能不準(zhǔn)確時(shí)， G星等和V星等顯著偏離， 意味著匹配極有可能是錯(cuò)的. IDCAT為其他情形時(shí)， 也有少數(shù)偏離很大的源， 有可能是Heiles源表在交叉證認(rèn)偏振源表和Hipparcos等星表時(shí)， 未匹配成功， 從而造成位置不準(zhǔn)確. 我們?cè)谔蕹诵堑绕x較大的源之后， 對(duì)G星等和V星等做了直線擬合，得到兩者關(guān)系為G=-0.34+1.03V， 即基本可以認(rèn)為G星等和V星等只是相差一個(gè)常數(shù)，與預(yù)期相符. 直線擬合殘差的彌散約為0.4星等， 取5σ水平， 把直線向上或向下平移2星等(圖1)， 這范圍內(nèi)的源， 我們認(rèn)為星等一致， 是匹配的. 這樣選出來的源有7613個(gè).

圖1 Gaia G星等與Heiles源表V星等比較Fig.1 Comparison of G magnitudes from Gaia with V magnitudes from Heiles catalogue

這樣我們獲得了包含7613顆恒星的新光學(xué)星光偏振源表， 表中數(shù)據(jù)包括: Heiles源表本來的信息如位置、偏振度、偏振位置角和測(cè)光距離等; 對(duì)應(yīng)的Gaia DR2信息如位置、視差、視差距離及其上限和下限等， 該表將公開并提供下載. 對(duì)7613個(gè)匹配成功的源， 我們檢查了Heiles源表位置和Gaia位置之間角距離的累積分布(圖2)， 發(fā)現(xiàn)99%的源在3′′之內(nèi)， 考慮到Heiles源角秒水平的位置精度， 我們確認(rèn)源的匹配是成功的.

圖2 Heiles源位置與對(duì)應(yīng)的Gaia源位置角距離的累積分布Fig.2 Cumulative distribution of the separations between the positions of stars from the Heiles catalogue and that from Gaia

2.2 距離檢查

Heiles源表中恒星的距離(dH)為測(cè)光距離， 許多具有非常大的誤差， 而Gaia的距離(dG)來自三角視差測(cè)量， 更可信. 為了評(píng)估Heiles源表中的距離， 我們挑取了Gaia距離相對(duì)誤差在5%以內(nèi)的源， 這些源約占總數(shù)的52%， 比較了這些源的dH和dG， 結(jié)果如圖3. 把dG當(dāng)作真實(shí)距離，dH的相對(duì)誤差為(dH-dG)/dG， 其分布也展示在圖3.

從圖3， 我們看出整體上dH和dG趨勢(shì)一致， 但是差別非常顯著，dH相對(duì)誤差的中值約為10%， 彌散約為35%. 其中大約有3%的源，dH顯著大于dG， 相對(duì)誤差超過100%.

3 討論和總結(jié)

由于我們獲得的源表有精確的距離， 因此可以用來研究星際介質(zhì)中的磁場(chǎng). 下面我們基于部分星光偏振數(shù)據(jù)定性討論銀河系本地磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)， 后續(xù)的工作將基于全部數(shù)據(jù)系統(tǒng)地研究銀河系磁場(chǎng).

我們挑出了距離在2 kpc以內(nèi)的恒星， 偏振度和偏振取向分布如圖4. 偏振度是線偏振強(qiáng)度和總強(qiáng)度的比值， 偏振位置角有180°的不確定性， 所以用偏振取向表示偏振位置角， 與磁場(chǎng)取向一致. 由于星光偏振是由塵埃的選擇性吸收導(dǎo)致， 所以偏振度應(yīng)該和塵埃分布有關(guān). 在亞毫米波段， 這些分布各向異性的塵埃發(fā)出的熱輻射是偏振的. 我們?cè)趫D4中用灰度圖表示Planck衛(wèi)星在353 GHz測(cè)得的偏振強(qiáng)度[11]. 從圖4中看出， 星光偏振與塵埃的偏振輻射相關(guān)性較弱， 前者主要與低密度的塵埃相關(guān)， 而后者則與高密度的冷塵埃相關(guān).

圖3 Gaia距離(dG)和Heiles源表距離(dH)之間的比較(左圖)以及Heiles源表距離相對(duì)誤差的分布(右圖). 左圖中的直線表示dH = dG.Fig.3 Left panel: comparison of distances from Gaia (dG) with those from Heiles catalogue (dH)， and the line indicates dH = dG; Right panel: distribution of relative errors for distances from Heiles catalogue.

總體來說， 星光偏振的偏振度隨距離的增加而增加， 意味著塵埃在視線方向上連續(xù)分布， 并且存在大尺度的規(guī)則磁場(chǎng). 銀道面附近， 偏振取向基本平行于銀道面， 表明大尺度磁場(chǎng)與銀道面平行， 與其他觀測(cè)方法的結(jié)果一致[1]. 在中高銀緯的區(qū)域， 朝向大尺度結(jié)構(gòu)如Loop I[4]， 恒星數(shù)目相對(duì)較多、偏振度較高， 并且偏振取向近似與大尺度結(jié)構(gòu)的延展方向一致， 表明導(dǎo)致星光偏振的塵埃可能與大尺度結(jié)構(gòu)成協(xié); 在其他區(qū)域， 偏振度較低， 偏振取向沒有明顯規(guī)律.

銀河系中包含太陽系的區(qū)域稱為本地區(qū)域. 本地區(qū)域處于一個(gè)空腔中， 星際介質(zhì)稀薄[12]. 為了檢查本地區(qū)域的磁場(chǎng)， 我們挑出銀極區(qū)域(銀緯|b|＞60°)內(nèi)的恒星， 畫出偏振度和偏振位置角隨距離的分布(圖5左列). 從圖中可以看出， 當(dāng)距離大于約80 pc時(shí)， 南北銀極方向的恒星偏振度隨距離增加， 反映了本地磁場(chǎng)主要分布在80 pc以外的范圍. 對(duì)南銀極方向， 距離在0-80 pc之間， 有一小部分恒星的偏振度顯著高于其他恒星， 可以達(dá)到約0.5%， 這表明在南銀極方向存在一個(gè)磁場(chǎng)或者塵埃加強(qiáng)的局部區(qū)域， 但是從本地區(qū)域塵埃的3維分布[12]中找不到對(duì)應(yīng)的結(jié)構(gòu)， 意味著該局部區(qū)域有加強(qiáng)的磁場(chǎng). 高靈敏度的射電觀測(cè)有可能探測(cè)到該區(qū)域增強(qiáng)的同步輻射. 對(duì)銀極區(qū)域， 偏振位置角的分布沒有規(guī)律， 說明磁場(chǎng)以小尺度隨機(jī)磁場(chǎng)為主.

圖4 星光偏振與灰度圖表示的Planck衛(wèi)星353 GHz塵埃偏振強(qiáng)度圖疊加. 上圖: 圓圈表示偏振度， 圓圈半徑與偏振度的平方根成正比， 圓圈的顏色表示距離. 下圖: 短線表示偏振取向， 短線長(zhǎng)度與偏振度的平方根成正比， 偏振度小于0.25%用同樣長(zhǎng)度短線表示， 短線顏色表示距離. 圖中坐標(biāo)為銀道坐標(biāo).Fig.4 Starlight polarization overlaid on the gray images showing the Planck 353 GHz polarized intensity.Top panel: circles show polarization percentage with radius proportional to square root of polarization fraction. Colors of the circles encode the distances. Bottom panel: bars indicate orientation of polarization with length proportional to square root of polarization fraction. Note that the lengths of bars are the same for polarization fractions less than 0.25%. The color of bars also shows distances. The coordinates in images are galactic coordinates.

“Fan”區(qū)域是射電偏振天空中一個(gè)非常突出的結(jié)構(gòu)[13]， 位于120°?l? 135°(l為銀經(jīng))，|b|?10°. 從圖5 (右列)中可以看出在該區(qū)域偏振度隨距離顯著增加， 并且偏振取向基本與銀道面平行. 我們把“Fan”區(qū)域偏振度和位置角隨距離的變化畫在圖5 (右列). 偏振度在距離大于約120 pc后緩慢增加一直到1 kpc， 偏振位置角在距離大于約300 pc之后基本在90°左右， 即磁場(chǎng)與銀道面平行. 如果“Fan”區(qū)域是一個(gè)本地結(jié)構(gòu)， 那我們預(yù)期星光偏振度在距離很小的時(shí)候會(huì)有顯著增加， 并且具有規(guī)則的偏振位置角， 但是圖5并沒有這樣的形態(tài). 星光偏振數(shù)據(jù)似乎建議“Fan”區(qū)域可能不是一個(gè)本地結(jié)構(gòu)， 而更有可能與銀河系大尺度磁場(chǎng)有關(guān)[13].

圖5 星光偏振度與恒星距離的關(guān)系(上)以及偏振位置角隨距離的分布(下). 左列表示銀極區(qū)域， 右列表示“Fan”區(qū)域.Fig.5 Starlight polarization percentage versus distances (top) and polarization angles versus distances(bottom). Left column is for the Galactic pole area， and the right column is for the “Fan” region.

我們通過把Heiles源表和Gaia DR2數(shù)據(jù)進(jìn)行交叉證認(rèn)， 獲得了包含7613顆恒星的精確距離. 基于新的星光偏振源表， 我們檢查了銀河系本地磁場(chǎng)和“Fan”區(qū)域的性質(zhì)， 展示了星光偏振數(shù)據(jù)是研究星際介質(zhì)磁場(chǎng)的有力工具. 后續(xù)工作將基于新的星光偏振源表系統(tǒng)地研究銀河系的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu).

致謝非常感謝審稿人提出的意見， 該意見極大提高了論文質(zhì)量. 同時(shí)， 非常感謝云南大學(xué)、中國(guó)西南天文研究所陳丙秋副教授的幫助.