Two views on interstellar dust: near-infrared scattering and polarized thermal dust emission

Interstellar clouds are not featureless, but show quite complex internal structures of filaments and clumps when observed with high enough resolution. These structures have been generated by 1) turbulent motions driven mainly by supernovae, 2) magnetic fields working on the ions and, through neutral-ion collisions, on neutral gas as well, and 3) self-gravity pulling a dense clump together to form a new star. The study of the cloud structure gives us information on the relative importance of each of these mechanisms, and helps us to gain a better understanding of the details of the star formation process. Interstellar dust is often used as a tracer for the interstellar gas which forms the bulk of the interstellar matter. Some of the methods that are used to derive the column density are summarized in this thesis. A new method, which uses the scattered light to map the column density in large fields with high spatial resolution, is introduced. This thesis also takes a look at the grain alignment with respect to the magnetic fields. The aligned grains give rise to the polarization of starlight and dust emission, thus revealing the magnetic field. The alignment mechanisms have been debated for the last half century. The strongest candidate at present is the radiative torques mechanism. In the first four papers included in this thesis, the scattered light method of column density estimation is formulated, tested in simulations, and finally used to obtain a column density map from observations. They demonstrate that the scattered light method is a very useful and reliable tool in column density estimation, and is able to provide higher resolution than the near-infrared color excess method. These two methods are complementary. The derived column density maps are also used to gain information on the dust emissivity within the observed cloud. The two final papers present simulations of polarized thermal dust emission assuming that the alignment happens by the radiative torques mechanism. We show that the radiative torques can explain the observed decline of the polarization degree towards dense cores. Furthermore, the results indicate that the dense cores themselves might not contribute significantly to the polarized signal, and hence one needs to be careful when interpreting the observations and deriving the magnetic field.

Tähtienvälinen avaruus ei ole tyhjä. Iso osa tähtienvälisestä aineesta on keskittynyt pilviin, joilla on monimutkainen sisäinen rakenne: tiheämpiä säikeitä ja ytimiä harvemman aineen ympäröiminä. Nämä rakenteet ovat syntyneet vetovoiman, supernovien aikaansaaman turbulenttisen liikkeen ja magneettikenttien vuorovaikutuksesta. Rakenteiden yksityiskohdat kertovat näiden mekanismien osuuksista ja auttavat meitä ymmärtämään tähtien syntyprosesseja. Tähtienvälinen aine koostuu kaasusta ja pölystä. Näkösäteellä olevan tähtienvälisen pölyn, ja siten aineen, määrää voidaan arvoida eri tavoin. Tässä väitöskirjassa esitellään uusi, lupaava menetelmä. Alunperin tähdistä peräisin olleen valon siroaminen pölyhiukkasista saa tähtienväliset pilvet loistamaan lähi-infrapunassa, ja tämä kirkkaus riippuu näkösäteellä olevan pölyn määrästä. Lähi-infrapunavalon sirontaan perustuva menetelmä on osoittautunut luotettavaksi tavaksi arvoida pölyn määrää, ja sen avulla on mahdollista mitata pienempiä rakenteita kuin tähtiä käyttävillä menetelmillä. Toinen osa väitöskirjaa on pölyn polarisoitunut säteily, jonka avulla saadaan tietoa tähtienvälisten pilvien magneettikentistä. Polarisoitunut säteily tarkoittaa sitä, että magneettikentän mukaisesti pyörivät pölyhiukkaset säteilevät tehokkaammin pituusakselinsa suuntaisesti kuin lyhyemmän pyörimisakselinsa suuntaisesti. Tämä lisäsäteilyn kulma taivaalla voidaan mitata ja tästä saadaan selville magneettikentän suunta. Magneettikentän suunnan vaihteluista voidaan arvioida sen voimakkuus. Vielä ei tiedetä varmasti, mitkä mekanismit ovat pölyhiukkasten suuntautumisen takana. Nykyään vahvin kandidaatti on valon aiheuttama vääntömomentti. Tässä väitöskirjassa esitetään tuloksia tietokonemalleista lasketulle polarisoituneelle säteilylle, olettaen suuntautumisen tapahtuvan valon vääntömomentin vuoksi. Tämä mekanismi tuottaa havaintojen kaltaisia tuloksia, mutta tiheissä pilviytimissä pölyhiukkaset eivät ole hyvin suuntautuneita ja eivät vaikuta havaittuun polarisaatioon merkittävästi. Täten havaitusta polarisaatiosta ei voi määrittää suoraviivaisesti pilviydinten magneettikenttää, joka on tärkeä pilven romahtamisen ja siten tähtien synnyn kannalta.