基于尘埃偏振高精度估计星际介质磁场强度

尘埃偏振是研究星际介质（ISM）中磁场性质的有力工具。然而，它不能直接测量磁场强度。人们已开发出不同方法，结合偏振与光谱数据来推断磁场强度。应用最广泛的方法由 Davis（1951）、Chandrasekhar 与 Fermi（1953）（DCF）、Hildebrand 等人（2009）以及 Houde 等人（2009）（HH09）提出。它们依赖于各向同性湍流运动引发 Alfvén 波传播的假设。然而，观测表明 ISM 中的湍流是各向异性的，且非 Alfvén（可压缩）模式可能很重要。我们的目标是开发一种估计 ISM 中磁场强度的新方法，该方法包含可压缩模式且不违背湍流的各向异性性质。我们使用考虑可压缩模式的简单能量学论证来估计磁场强度。我们推导出如下方程：$B_{0}=\sqrt{2 \pi\rho} \delta v /\sqrt{\delta \theta}$，其中 $\rho$ 为气体密度，$\delta v$ 为由发射线展宽得出的均方根速度，$\delta \theta$ 为偏振角弥散。我们从三维 MHD 模拟生成合成观测，并通过将真实磁场强度与本方程得出的估计值进行比较来评估我们方法的精度。我们发现平均相对偏差为 $17 \%$。我们方法的精度不依赖于模拟模型的湍流性质。相比之下，DCF 和 HH09 系统性高估磁场强度。HH09 仅在高声速马赫数模拟中产生准确结果。