HD 142527の周りの原始惑星系円盤のサブミリ偏光観察

アルマ望遠鏡が非常に高い感度を持ち、塵からの電波の「偏光」を高い精度で測定できた。今回実証された手法を他の天体にも適用することで、若い星の周囲で塵が成長していく様子が明らかになり、惑星誕生過程の理解に大きく貢献する。以下、機械翻訳。
HD 142527の周りの原始惑星系円盤のサブミリ偏光観察

（2016年10月20日に提出（V1）、最後の2016年10月28日（このバージョン、v2）に改定）
私たちは、343 GHzの周波数でアタカマ大型ミリ波/サブミリ波干渉計（ALMA）を使用して、HD 142527の周りの星周円盤に向かって偏光観測を提示します。ビームサイズは0.51 " × 0.44 "の空間分解能に対応します 〜 71 ×62 AU。偏光強度は、偏光分画と東側に位置するピークを有するリング状の構造が表示されますP= 3.26 ± 0.02東北地域からの連続発光のピークは異なる％、。偏光強度はどこ連続体のピークで有意に弱いですP= 0.220 ± 0.010％。ベクターは、方位角方向である北西部と北東地域で二つの領域外に存在する間の偏光ベクトルは、偏光強度の主リングで半径方向にあります。偏光ベクトルは磁場の形態を表している場合、偏光ベクトルは、メインリングと外側ポロイダルフィールド上のトロイダル磁場の構成を示しています。一方、偏光ベクトルの反転は、熱放射束の方向の変化に熱発塵の自己拡散によって予測されます。そこで、熱発塵の自己拡散はこの原始惑星ディスクミリ波長で偏光を生成するのに主要な役割を果たしていると結論付けています。また、これは、約150μ メートルであることが最大粒径の制約を置きます 我々はコンパクトな球状の塵粒を前提としています。


図１。 左のパネルの中で、 カラースケール はビーム mJy のユニットで分極化された強烈さを表しますか ?? ログスケール、グレーの輪郭を持っている１が連続体に排気を示す、そして白いベクトルは分極化ベクトルを示す. 分極化ベクトルの長さが同じことである予定になっていることに注意を払ってください。 輪郭のレベルは（３；１０；３０；１００；３００；６００；９００；１２００；１５００；１８００）がＩを するということである（光線 ＝ １８５ Jy ?? １） Stokes Ｉ・ Polarization のためにベクトルが分極化された強烈さが３のＰＩ ＝ ０より大きいところ（に・で）描かれます : １２８本の mJy 梁 ?? １. 右のパネルの中で、 colorscale は分極化方向で上張りされた分極化分数を示します。
グレーの輪郭は左のパネルの同じレベルで連続体排気を見せます。 カラースケールはただ左のパネルの中で分極化ベクトルの同じ閾値で示されるだけです。