高银纬弥漫星际介质中的焦散线与速度焦散线

利用 Planck 观测到的高银纬远红外 (FIR) 分布呈丝状，且具有相干的偏振结构。这些结构也与具有相干速度结构的 HI 丝状体密切相关。关于这些结构的物理性质存在长期争论：它们要么被视为速度焦散线（由湍流速度场刻画的波动），要么被视为星际介质 (ISM) 中的冷三维密度结构。我们讨论了不同的数据分析和解释方法，以阐明其差异。我们考虑了推导表征 ISM 中丝状结构的焦散线所需的数学前提。利用 Hessian 算子，我们从观测到的通道图中追踪了 HI 中的单个 FIR 丝状结构，并 alternatively 从速度分解算法 (VDA) 提供的数据中进行追踪。VDA 声称能将速度焦散线与密度效应分离开来。基于严格的数学定义，所谓的“速度焦散线”实际上并非焦散线。这些 VDA 数据产品可能以与原始 HI 观测相同的方式包含焦散线。通过对两个数据库进行 Hessian 分析导出的焦散线几乎完全相同，相关系数达 98%。然而，VDA 算法在拟合 FIR/HI 取向角时导致对准不确定性增加了 30%。我们利用 HI 吸收数据来约束 FIR/HI 丝状体的物理性质，并确定了其自旋温度和体积密度。HI 丝状体作为冷中性介质 (CNM) 结构存在；在丝状体之外检测不到 CNM 吸收。弥漫 ISM 中的 CNM exclusively 位于具有 FIR 对应体的丝状体中。这些高银纬丝状体作为冷密度结构存在，速度拥挤效应可忽略不计。