Extreme photo-polarimetric behaviour of the blazar AO 0235+164
我们目前的光学偏振观测的耀变体AO 0235+164的高时间分辨率。我们的数据，第一次测试这个对象在很短的时间尺度的光偏振行为，显示显着的微变总通量，颜色指数，线性偏振度，和位置角。强夜间变化也检测到这些参数。虽然没有发现颜色指数和总流量之间的相关性，我们的数据似乎支持一般的蓝时，更明亮的趋势已经为这个对象。偏振度与总通量没有相关性，但有一个明显的趋势，即当测得的偏振度较高时，颜色指数更红（光谱更柔和）。
2007-07-17 astro-ph
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars: Polarization Variability
大约有10%的类星体表现出宽吸收线（BAL）特征，这似乎是从活动星系核（AGN）高速流出的物质产生的。然而，这种流出的详细情况限制得很差，BAL材料的特殊性质基本上是未知的。最近，新的线索已经成为可通过偏振研究发现，BAL槽更极化比类星体连续辐射。为了解释这些意见，模型中的BAL材料流出赤道横跨表面的尘埃环面已经开发。然而，在这些模型中，BAL极化的几个来源是可能的。在这里，我们演示了如何偏振监测引力透镜类星体，如H 1413+117，在微透镜事件不仅可以区分两个目前流行的模型，但也可以提供进一步的洞察力的结构在BAL类星体的核心。
1999-11-12 astro-ph
A Polarimetric Study of the B[e] star HD 45677
我们提出了新的中等分辨率光谱偏振观测HD 45677在B和R波段。在H α，H β和H γ之间检测到偏振的变化，确认恒星周围的电离区域是非球面的。与这些发射线相关联的（Q，U）点远离连续谱出现，从而限定了偏振矢量，该偏振矢量对于每条线以164 +/-3度的平均固有偏振角指向相同的方向。将这些数据与文献中过去的光度和旋光数据相结合，以研究任何变异性。我们发现，HD 45677是光度和偏振变量，这些变化是相互关联的。我们认为，这些变化可能是由一个非球面井喷，并通过推导出一个最小二乘拟合Q-U空间中的B波段偏振数据，我们表明，井喷发生在一个固有的偏振角为175 +/- 1度，沿相同的角度作为拟议的电离区域的几何形状。
2006-10-03 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. III Periodic polarimetric variations of the Herbig Ae/Be star MWC 1080
我们提出了一个大规模的主序前短周期双星Herbig Ae/Be型，MWC 1080的偏振观测。在7660 A的平均偏振度在81.6度时为1.60%，如果减去星际偏振度的估计值，则在139度时为0.6%。内在的极化点的不对称几何形状的拱星或circumbinary环境，而139度的内在的位置角跟踪系统的对称轴，并垂直于流出腔的位置角。偏振和它的位置角在所有波长上，在小时、天、月和年的时间尺度上都是明显可变的。随机变化伴随着恒星在尘埃环境中的轨道运动所引起的周期性变化。这些周期性的极化变化是第一个锁相检测到的前主序列二进制。这些变化不是简单的双周期（每个轨道看到两次），而是包括单周期（每个轨道看到一次）和高阶变化。单周期变化的存在可能是由于不相等质量的恒星，尘埃颗粒的存在，星周或环双星材料的不对称配置，或轨道的偏心率。MWC 1080是一个食双星，其主食和次食分别发生在相位0.0和0.55。日食的特征可以在偏振观测中看到。
2001-08-21 astro-ph
Probing Clumpy Stellar Winds in SFXTs
通过对SFXTs硬X射线变率的研究，可以得到对大质量恒星风聚集的定量约束。在这些系统中，很大一部分硬X射线是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3千秒，频率为7天，亮度为$10^{36}$尔格/秒。这种耀斑很可能是由在$\sim10$ R $_*$轨道上运行的致密物体与风团（$10^{22-23}$ g）相互作用而发射的。团块和团块间培养基之间的密度比为$10^{2-4}$。团簇和团簇间介质的参数与宏观团簇情景和线驱动不稳定性模拟吻合良好。
2008-03-12 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. II. Numerical simulations for circular and eccentric binaries in Mie scattering envelopes
我们提出了数值模拟的周期性偏振变化的双星放置在一个空的球形空腔内的一个circumbinary椭球和光学薄信封的尘埃颗粒的中心。米氏单散射被认为是随着前和后的散射消光系数，产生随时间变化的光学深度和影响形态的周期性变化。我们感兴趣的影响，各种参数将对平均偏振，偏振变化的幅度，和形态的变异。我们表明，绝对振幅的变化是较小的米氏散射比汤姆逊散射。在我们所研究的四种晶粒类型中，尺寸在0.1-0.2微米范围内的晶粒产生的偏振最高。一般来说，每个轨道可以看到两次变化。在某些情况下，由于球形尘埃颗粒具有不对称的散射功能，因此产生的极化曲线也显示出每个轨道一次的变化。星周盘产生的偏振变化幅度大于环双星包络。这些模拟的另一个目标是看看1978年BME（Brown，McLean，& Emslie，ApJ，68，415）形式主义，它使用偏振变化的傅立叶分析来找到轨道倾角的汤姆逊散射包络，仍然可以用于米氏散射。我们发现，如果变化的幅度足够大，并且真实倾角i_true > 45度，情况就是这样。对于偏心轨道，傅立叶拟合的一阶系数，而不是二阶系数，可以用来找到几乎所有的倾角。
2001-08-08 astro-ph
The clumpiness of Luminous Blue Variable winds
我们提出了第一个系统的光谱偏振研究的发光蓝变量（LBVs），并发现，至少有一半的研究对象显示证据的内在偏振-显着的不均匀性在风的基础签名。此外，多历元的观测表明，极化的强度和位置角是可变的。这一证据表明，B[e]超巨星不是一个简单的轴对称风结构，而是一种由局部密度增强或“团块”组成的风。我们的分析模型表明，为了产生所观察到的变化，团块必须是大的，在光球层或以下产生的，并在几天的时间尺度喷射。LBV风聚集的更多细节将通过对模型的进一步分析和偏振监测活动来确定。
2005-10-17 astro-ph
Modeling Ultraviolet Wind Line Variability in Massive Hot Stars
我们的模型的详细时间演化的离散吸收组件（DAC）中观察到的天鹅座P配置文件的Si IV lam 1400共振双线的快速旋转的超巨星HD 64760（B0.5磅）。我们采用了通常的假设，即DAC是由恒星风中的同向旋转相互作用区（CIR）引起的。我们进行三维辐射转移计算与流体动力学模型的恒星风，将这些大规模的密度和速度结构。我们开发了三维传输代码Wind 3D来研究CIR的物理特性，并详细拟合DAC的形状和形态。CIR是由恒星表面的不规则性引起的，这些不规则性改变了恒星风中的辐射力。在我们的流体动力学模型中，我们近似这些不规则性的圆对称点的恒星表面。我们使用Zeus 3D代码来模拟恒星风和CIR，仅限于赤道平面。我们约束的大规模风结构与详细的适合在HD 64760中观察到的DAC的属性。在赤道两侧有两个亮度和大小不相等的斑点的模型，其开口角为20 +/- 5度和30 +/- 5度直径，分别比恒星表面亮20 +/-5%和8 +/-5%，提供了对观测到的DAC的最佳拟合。与估计的旋转周期相比，DAC的重现时间对应于比旋转速度慢5倍的点速度。HD 64760结构风模型的质量损失率不超过球对称平滑风模型的1%。在大量热恒星中观察到DAC的事实限制了它们风中可能存在的聚集，因为大量的聚集往往会破坏CIR。
2007-12-21 astro-ph
Phase Variability in the Optical Polarization of GRO J1655--40
本文介绍了1997年7月用都灵天文台的多通道旋光仪和阿根廷Complejo Astronomico El Leoncito的2.15米望远镜对超光速源GRO J1655- 40进行的新的光学偏振观测结果。观测到的偏振量显示出（主要在$V$和$I$波段）与系统轨道周期一致的振荡。这给出了关于二元系统的物理和几何性质的信息，并证实了光学连续谱是固有偏振的。极化通量的来源可能与电子对来自吸积盘的光子的散射有关。
1998-09-08 astro-ph
Probing clumpy stellar winds with a neutron-star
INTEGRAL通过揭示吸收和快速瞬变（SFXT）系统，使银河系中已知的超巨型高质量X射线双星（sgHMXB）的数量增加了两倍。通过对SFXT硬X射线变率的研究，可以得到对大质量恒星风成团的定量约束。大部分的硬X射线是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3千秒，频率为7天，亮度为1 E36尔格/秒。这种耀斑很可能是由一个以~ 10 R* 轨道运行的致密物体与风团（1 E（22-23）g）的相互作用发出的，风团代表了恒星质量损失率的很大一部分。丛与丛间培养基的密度比为1 E（2-4）。团簇和团簇间介质的参数，来自SFXT燃烧行为，与宏观团簇方案和线驱动的不稳定性模拟符合得很好。SFXT可能具有比经典sgHMXB更大的轨道半径。
2007-12-12 astro-ph
Multiwaveband Polarimetric Observations of 15 Active Galactic Nuclei at High Frequencies: Correlated Polarization Behavior
本文报道了对15个含有高度相对论喷流的活动星系核的多频线偏振监测，这些喷流的视速度从$\sim$ 4 $c$到$>40c$。在光学、1 mm和3 mm波长处以及在7 mm处使用甚长基线阵列获得测量值。数据显示，在源之间的线性偏振度的范围很广，从$<$ 1%到$>$ 30%，以及在个别源的日间偏振变化。偏振特性表明，样品分为三组，在7 mm处的岩心中具有低、中和高偏振变化性：分别为LVP、IVP和HVP。这些星系群部分与活动星系核的共同分类有关，如射电星系和低光学偏振类星体（LVP），BL Lacertae天体（IVP）和高光学偏振类星体（HVP）。我们的研究调查之间的相关性总通量，分数偏振，偏振位置角在不同的波长。我们通过弱激波压缩射流中湍流等离子体的模型解释了样品中源的偏振特性。源相对于观测者的取向、喷流运动学和喷流外部靠近核心的热物质丰度的差异可以解释偏振特性的多样性。结果提供了强有力的证据，光学偏振发射起源于冲击，最有可能位于3毫米和7毫米VLBI核心之间。他们还支持的想法，1毫米的核心在于之间的过渡区的边缘的电磁主导和湍流流体动力学部分的射流。
2007-05-29 astro-ph
The first polarimetric signatures of infrared jets in X-ray binaries
我们提出了持久的X射线双星，Sco X-1，Cyg X-2和GRS 1915 +105样品的近红外线性光谱偏振。光谱的斜率比标准稳态吸积盘的预期要浅，如果近红外通量包含光学薄喷流的贡献，则可以解释。对于中子星系统Sco X-1和Cyg X-2，在2.4 μ m处的极化水平分别为1.3 ± 0.10%和5.4 ± 0.7%，大于1.65 μ m处的极化水平。这不能用星际极化或吸积流各向异性环境中的电子散射来解释。我们建议，最可能的解释是，这是偏振签名的同步辐射所产生的接近基地的射流在这些系统。在黑洞系统GRS 1915 +105中，观测到的偏振虽然很高（在2.4 μ m处为5.0+/-1.2%），但可能与星际偏振一致。对于天蝎座X-1，天空中射电喷流的位置角近似垂直于近红外位置角（电矢量），这表明磁场与喷流对齐。这些观测结果可能是探测流出磁场的有序性、排列和变化性的第一步，该区域比在无线电波段中观测到的更靠近中心吸积物体。
2007-09-17 astro-ph
Magnetic Accretion and Photopolarimetric Variability in Classical T Tauri Stars
我们利用蒙特卡罗辐射转移程序研究了被尘埃环绕的金牛座T星的多波长光变。我们的目的是评估磁吸积模型的能力来解释所观察到的经典金牛座T星的旋光度变化，并确定潜在的有用的观测诊断金牛座T星/磁盘/点参数。我们模拟了一系列的光斑尺寸，光斑纬度，内盘截断半径，系统倾角，以及多个磁盘和光斑的几何形状。我们发现，我们的模型预测的振幅，形态和波长依赖性的偏振度的变化一般与现有的观测结果是一致的，需要一个耀斑盘的几何形状，以重现最大的观测偏振水平和变化。我们的模型可以进一步解释随机偏振变化，如果调用不稳定的吸积，在这种情况下，不规则的-但相关的-光度变化的预测，与观测一致。潜在有用的观测诊断系统参数的兴趣进行了讨论。我们还研究了通过分析拟合多波段光度变化的建模点参数的可靠性。
1998-08-24 astro-ph
Probing clumpy stellar winds with a neutron star
INTEGRAL是欧洲航天局的伽马射线天文台，通过揭示吸收和快速瞬变（SFXT）系统，使银河系中已知的超级巨星高质量X射线双星（sgHMXB）的数量增加了两倍。在这些源中，可以从致密吸积天体的硬X射线变率的研究中获得对大质量恒星风聚集的定量约束。硬X射线耀斑和SFXT系统的静态发射的特点，并用于推导风团参数。大部分的硬X射线发射是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3 ks，频率为7天，亮度为1 E36 erg/s。这种耀斑很可能是由一个以~10 R* 轨道运行的致密物体与风团（1 E（22-23）g）的相互作用发出的，风团代表了恒星质量损失率的很大一部分。在SFXT系统中，团与团间介质之间的密度比为1 E（2-4）。团簇和团簇间介质的参数，来自SFXT燃烧行为，与宏观团簇方案和线驱动的不稳定性模拟符合得很好。SFXT可能比经典的sgHMXB具有更大的轨道半径。
2007-10-12 astro-ph
Inferring hot-star-wind acceleration from Line Profile Variability
迁移的配置文件中确定的时间监测的光学发射线的沃尔夫-拉叶星光谱的次峰提供了一个直接的诊断的动态，他们的恒星风通过测量的视线速度变化每单位时间。从这种视在加速度推断相关的风加速度尺度则依赖于在该可变模式的原点处所采用的风材料的固有速度。我们开发了辐射转移工具来模拟程序线的线发射区（LER），包括湍流和线光学深度效应。我们发现，监测线可以很好地拟合一个纯粹的光学薄的形成机制，线加宽的LER，而不是turbulence.Our新的估计LER速度质心的有限速度范围内产生的系统向外移动更接近终极速度相比，以前的测定，现在建议WR风加速长度尺度约。10- 20 Rsun，比以前推断的小几倍。基于线驱动不稳定性机制的辐射流体力学模拟，我们计算了CIII 5696 A和WR 111的合成线轮廓光变，结果与观测到的20-30 m/s ~ 2的迁移符合得很好。然而，我们的模型恒星半径为19 Rsun，是典型的O型超巨星，是WR核心半径一般预期的2- 10倍。如此小的半径使推断的加速度尺度比从线路驾驶的动力学模型预期的更大，但与以前的分析相比，差异的严重程度大大降低。最后，我们讨论了如何使用线形成更深的风将提供一个更强的约束的关键风动力学，以及风聚集的发病信息。
2004-11-11 astro-ph
The Outburst of the Blazar AO 0235+164 in 2006 December: Shock-in-Jet Interpretation
介绍了2006年12月爆发期间耀变体AO 0235+16的偏振（$R$波段）和偏振光度（$BVRIJHK$）观测结果。这些数据揭示了一个短时间尺度的变化（几个小时），从光学到近红外波长增加;甚至更短的变化被检测到偏振。通量密度与偏振度相关，并且在最大偏振度处，电矢量倾向于与秒差距尺度射流方向对齐。我们发现，一个稳定的幂律光谱能量分布和非常高的光学偏振（30-50%）的可变组件是负责的可变性。我们解释了这些属性的blazar withina模型的横向冲击传播的射流。在这种情况下，喷流视角的小变化（$\lesssim 1^o$）和冲击等离子体压缩的减小（$\sim$ 1.5倍）足以说明可变性。
2007-09-21 astro-ph
Multiband optical polarimetry of the BL Lac object PKS 2155--304. Intranight and long term variability
在1998年6月、8月、11月和1999年8月的4次活动中，用CASLEO 2.15米望远镜上的都灵旋光计在光学UBVRI波段同时对BL Lac天体PKS 2155-304的偏振通量和总通量进行了密集监测。有效观察时间约为47小时。PKS 2155-304显示出通常在3%和7%之间的线性偏振百分比（P）和主要在70和120度之间的偏振位置角（PA）。最高的时间分辨率，我们的意见，15分钟，是前所未有的偏振监测这个来源，并允许我们检测的线性偏振百分比的振幅变化从6到7.5%的时间尺度小时。在某些夜晚，偏振百分比似乎会向较短的波长增加，但偏振光谱不会随时间显著变化。最显着的变化事件发生在1998年6月18日，当线性偏振度下降了超过一个因素2在一天中的所有波段，而PA旋转90度。这与存在不同偏振度和位置角的两个发射分量一致。P和PA的夜间变化可以用喷流内小幅度的物理或几何变化来解释。在几天的时间间隔内测量圆偏振的上限为0.2%。在科尔多瓦天文台用都灵光偏振计和CCD照相机同时进行的光度测定没有显示出与线偏振通量相关的光变化。
2000-09-07 astro-ph
Radio observations of candidate magnetic O stars
一些O型星被怀疑有（弱）磁场，因为观测到它们的紫外线风线的周期性变化。然而，直接检测这些磁场与光学分光偏振已被证明是非常困难的。我们一直在寻找非热无线电发射，这将是磁场存在的强烈迹象。在我们选择的5颗候选磁性O星中，有3颗被探测到：$ξ$ Per，我们发现它具有非热谱，而$λ$ Cep和$α$ Cam则显示出热谱。我们还发现，通量低于预期的免费免费（热）的恒星风的贡献。这与最近的发现一致，即使用H $α$的O型星的质量损失率被高估，因为在恒星风的内部聚集。
2006-09-14 astro-ph
Evolution of the polarization of the optical afterglow of the gamma-ray burst GRB 030329
本文报道了31个高信噪比、高采样频率的伽玛暴030329余辉偏振观测结果。我们建立了偏振光曲线，在百分比水平上检测持续偏振，发现偏振度和偏振角的显著变化。这些数据表明余辉磁场的相干长度很小，并且大部分是随机的，可能是由湍流产生的。
2003-11-12 astro-ph
A search for magnetic fields in the variable HgMn star $α$ Andromedae
通过这项工作，我们对$α$ ~And的光球层中的磁场进行了广泛的研究。我们已经获得了新的圆偏振光谱与MuSiCoS和ESPaDOnS spectropolarimeters。我们还从ESO档案中获得了FORS 1圆极化谱，并考虑了所有以前发表的磁性数据。这个广泛的数据集已被用来系统地检验$α$ ~And光球层中磁场的存在。我们还研究了高分辨率谱线轮廓的变化。旋光和地磁数据没有提供光球磁场的令人信服的证据。利用ESPaDOnS获得的最高信噪比的相位和速度分辨Stokes $V$剖面，使我们能够对可能存在的任何未检测到的纯偶极、四极或八极表面磁场设置约100 G的$3σ$上限（对于具有显著双极性的场仅为50 G）。我们也conside r和驳回可能存在的更复杂的化石和发电机产生的领域，并讨论这些结果的影响，解释非均匀表面分布的汞。高质量的ESPaDOn S谱图使我们能够可靠地检测Hg~{ \sc ii} $λ6149$、$\lamb da 5425$和$λ5677$的变异性。Hg~{ \sc ii}系的基因型变异性强，与Hg~{ \sc ii} $λ3984$系相似。另一方面，其他谱线（如Mn、Fe）的变异性要弱得多，似乎是由于轨道调制、连续谱归一化差异和弱的可变边缘效应。
2006-01-26 astro-ph
Ultraviolet and visible spectropolarimetric variability in P Cygni
我们报告的新数据，包括四个真空紫外线分光偏振观测的威斯康星紫外线光偏振计实验（“WUPPE”）的天文-1（一个观察）和天文-2（三个观察）航天飞机任务，和15个新的可见光波长观测的HPOL CCD分光偏振仪在松树崖天文台的威斯康星大学。这包括三个HPOL观测在12小时内的三个天文-2 WUPPE观测，基本上同时观测从1500到10500埃。对这些数据的分析产生了对风“团”的性质的估计，当它们通过散射光的偏振被检测到时。我们发现，团块必须检测到附近的风的底部，r/R* = 1.3 - 2.5。此时，团块密度至少为10^13 cm^-3，是平均风速的20倍，温度大约为10，000 K，比平均风速低20%。导致最大观测偏振的团块必须具有0.1 - 1的电子光学深度和0.1 - 1 ster的角范围，并且最多占风质量损失的2%。来自风的H和HeI发射线是非偏振的，但它们的天鹅座P吸收在散射光中增强了4倍。我们推测可能的关系，检测到的团块偏振被视为离散吸收特性（DAC）和干涉。
2001-02-05 astro-ph
