磁场强度与星际介质气体密度关系研究：II.密度不确定性与稀疏气体约束

磁场强度与气体密度之间的关系对于理解星际介质和星际形成至关重要。Zeeman测量在稠密的原子和分子气体相中传统上被用于直接探测银河系中的磁场强度。这使得可以推导出磁场强度$B$与气体数密度$n$之间的关系。我们最近将该关系推广为一种具有非零斜率且过渡密度为零的两种分段幂律，形式为$B/B_0 \propto (n/n_0)^{\alpha_1}$当$n \le n_0$时，以及$(n/n_0)^{\alpha_2}$当$n > n_0$时。本文扩展了我们之前的层次贝叶斯框架，通过纳入大量脉冲星观测数据来探测星际介质中稀疏区域，并通过应用于所有密度的全局对数密度校正参数$R$来显式建模密度不确定性。我们还通过磁场超参数来估计$B$，从而考虑磁场几何和测量不确定性。这导致对稀疏气体部分的$B--n$关系得到更强的约束。我们的结果确认稀疏气体中存在非零指数，并且过渡密度范围较宽，我们的最佳模型和数据集给出的最大后验结果为$\alpha_1 = 0.18^{+0.02}_{-0.02}$，$\alpha_2 = 0.63^{+0.08}_{-0.05}$，$n_0 = 1630^{+2560}_{-1430}\,\text{cm}^{-3}$，$B_0 = 7.60^{+2.00}_{-3.47}\,\mu\text{G}$。