Spectropolarimetry of Supernovae
近年来积累了大量的证据，表明超新星爆炸本质上是三维现象，与球对称性有很大的偏离。我们回顾了来自光谱偏振测量的证据，这些证据已经建立了几个关键结果：几乎所有的超新星在最大光附近都是明显的非球面;核心坍缩超新星的行为与热核（Ia型）超新星不同;核心坍缩超新星的非球面性在内层更强，表明爆炸过程本身是强非球面的;核心坍缩的超新星倾向于建立一个不对称的优先方向;热核超新星的外层非球面性更强，从而限制了燃烧过程。我们强调Q/U平面作为诊断工具的实用性，并在当代背景下重新审视SN 1987 A和SN 1993 J。轴对称的几何形状可以解释核心坍缩超新星的许多基本特征，但要解释大多数事件，需要显著偏离轴对称。我们介绍了一种分光偏振类型的分类范围内观察到的行为极化超新星。理解超新星的不对称性对于各种现象都很重要，比如伽马射线暴的起源和Ia型超新星在宇宙暗能量含量研究中的宇宙学应用。
2008-11-06 astro-ph
Spectropolarimetry of Core-Collapse Supernovae
本文简要回顾了核心坍缩超新星（SNe）的偏振光谱学研究的新领域。光谱偏振法提供了唯一已知的直接探测早期超新星（SN）几何形状的方法。基本的结果是，非球面性是年轻的核心坍缩SNe的一个普遍存在的特征。然而，非球面的性质和程度变化很大。核心塌陷SN极化的最佳预测因素似乎是爆炸时完整的氢包层的质量：那些来自具有大的完整包层的祖先的SNe（例如，II型平台）具有非常低的极化，而那些在爆炸前失去部分（SN IIb，SN IIn）或全部（SN Ib）氢（甚至氦; SN Ic）层的祖先产生的那些倾向于显示出显著的极化。因此，我们越深入地探索核心坍缩事件，非球面性似乎就越大，这表明了一种基本上不对称的爆炸，这种不对称性被外壳材料的加入所抑制。
2004-09-21 astro-ph
Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova
ESO甚大望远镜Melipal（+FORS 1）在5个历元获得了SN Ia 2001 el的高质量分光偏振测量（范围417-860 nm;光谱分辨率1.27 nm和0.265 nm/像素）。最大值前一周和最大值附近的光谱表明光球膨胀速度约为10，000 km/s $^{-1}$。在光学最大值之前，连续谱的线偏振是具有恒定位置角的$\approx 0.2 - 0.3 %$，表明SN 2001 el具有明确定义的对称轴。在光学最大值后一周，偏振几乎不可检测。光谱与正常亮度的SN 1994 D相似，除了在800 nm附近有强烈的双槽吸收特征（FWHM约为22 nm）。这一特征可能是Ia超新星双星性质的重要线索，可能与吸积盘有关，或者是热核燃烧的性质。如果以扁球体为模型，则连续偏振意味着在赤道上观察时短轴与长轴之比约为0.9;当在不同视角观察时，这种不对称程度将产生约0.1等的绝对光度色散。如果是Ia型超新星的典型情况，这将在平均亮度-衰减关系周围产生百分之几的RMS散射。
2003-03-17 astro-ph
Spectropolarimetry of the Luminous Narrow-Line Seyfert Galaxies IRAS 20181-2244 and IRAS 13224-3809
利用CTIO 4 m望远镜上的RC摄谱仪对窄线Seyfert 1星系IRAS 20181-2244和IRAS 13324-3809进行了观测。以前有人认为IRAS 20181-2244是一个2型类星体，因此可能包含一个模糊的宽线区域，可以通过偏振通量中宽巴耳末线的存在来检测。我们发现该天体的偏振度约为2%，且波长不变（不像大多数窄线塞弗特1），但没有证据表明偏振通量中存在宽巴耳末线。分光偏振法表明散射物质在BLR内部。IRAS 13224-3809以其X射线和紫外线波长的高度可变性而闻名，具有与银河系星际起源一致的低偏振。
1999-01-21 astro-ph
Polarimetry of the Type Ia Supernova SN 1996X
本文介绍了1996年4月14日（UT）获得的Ia型SN 1996X的宽带和分光偏振测量结果，以及1996年5月22日SN 1996X的宽带偏振测量结果，当时超新星分别位于光学极大值之前约1周和之后约4周。由宽带偏振法得到的斯托克斯参量与零偏振一致。然而，光谱偏振法显示出广泛的光谱特征，这是由于本质上是一个不对称的SN大气。通量谱和偏振谱中的光谱特征在4900 AA至5500 AA的波长范围内显示出相关性。这种本征成分的程度较低（<0.3%）。理论偏振光谱进行了计算。结果表明，偏振光谱是由线混合。因此，对于类似的几何畸变，剩余偏振比混合较少的II型大气小约2至3倍，使得在SNIa中检测非球面性本质上更困难。与理论模型偏振光谱的比较表明，与观测相似。从字面上看，这意味着在部分燃烧区域中化学分布的非球面度约为11%。这可能不会危及使用Ia型超新星作为距离测定的标准烛光，但仍然构成了不确定性的来源。SN 1996 X是第一颗Ia型超新星，它的偏振光谱仪揭示了超新星本身的偏振成分，也是第一颗在光学极大值之前用偏振光谱仪发现的Ia型超新星。
1996-09-25 astro-ph
Photospheric-Phase Spectropolarimetry and Nebular-Phase Spectroscopy of the Peculiar Type Ic Supernova 2002ap
Ic型超新星（SN）2002 ap的早期光谱具有异常广泛的特征，导致一些作者将其命名为“超新星”。“我们在估计爆炸日期后16天和37天对该物体进行了光学偏振光谱测量。在对星际极化进行校正后，我们发现了两个时期内高水平的内在连续极化的证据：第16天p >~ 1.3%，第37天p >~ 1.0%。突出的线偏振也被认为是，特别是在槽的钙II近红外三重在第二个时代。当用Hoeflich（1991）的扁圆形电子散射模型大气解释时，我们的结果意味着至少有20%（第16天）和17%（第37天）的不对称性。数据表明轴对称的公平程度，虽然主导偏振轴的偏振角是不同的约55度。两个时代之间，这意味着一个复杂的形态变薄喷出物。特别是，存在一些光谱偏振证据的不同分布的钙相对于铁族元素。我们还介绍了SN 2002 ap的流量谱采取131和140天后爆炸。光谱的特征是非常弱的连续谱和宽的发射线，表明SN 2002 ap已经进入星云阶段。光谱特征基本上类似于星云阶段的“正常”SNe Ic，发射线并不明显更宽。然而，一些宽线的峰值非常尖锐，并且可能具有窄的分量（可能无法被我们的光谱分辨，FWHM <~ 400 km/s，相对于宿主星系的系统速度红移~ 580$ km/s。
2002-09-11 astro-ph
Is it Round? Spectropolarimetry of the Type II-P Supernova 1999em
我们提出了第一个多历元光谱偏振的II型高原超新星（SN II-P），与SN 1999 em的光学观测7天，40天，49天，159天，和163天后发现。这些数据被用来探测电子散射大气层的几何形状之前，期间和之后的平台阶段，这结束了大约90天后发现。在所有时期都检测到偏振角不变（θ ~ 160度）的弱连续偏振，第7天p ~ 0.2%，第40天和第49天p ~ 0.3%，最终观测值p ~ 0.5%。在第40、49、159和163天，强线特征上存在明显的偏振调制。在未校正星际偏振（据信是相当小的）的情况下，偏振峰与强的天鹅座P吸收谷相关，并且在H-α发射剖面上看到几乎完全的去偏振。连续极化的时间演化和线间的急剧变化表明SN 1999 em的极化是固有的。当建模的扁圆形，电子散射大气的Hoeflich，所观察到的偏振意味着在研究期间至少7%的非球面。时间偏振的增加可能表明更大的非球面更深入到喷出物。我们讨论了使用II-P型超新星作为主要的河外距离指标，通过扩大光球法（ESTA）的非球面的影响。如果非球面性产生的方向依赖的流量和奇特的星系运动的特点是sigma_v_rec = 300公里/秒，它表明，以前的SNE II和距离之间的协议测量的主机星系预测的线性哈勃定律限制平均SN II的非球面性值小于30%（3-sigma）在光球阶段。
2001-05-17 astro-ph
Pre-Maximum Spectropolarimetry of the Type Ia SN 2004dt
本文报道了2004年8月13日欧洲南方天文台甚大望远镜对SN 2004dt的观测结果，当时该超新星距离光学极大值还有一个多星期。SN 2004 dt显示\ion{O}{1}、\ion{Mg}{2}、\ion{Si}{2}和\ion{Ca}{2}的强谱线，典型的吸收最小速度约为17，000 \kms。线轮廓显示在这些线中材料以高达25，000 \kms的速度移动。观测还揭示了来自\ion{S}{2}和\ion{Si}{3}的吸收线，其速度仅为11，000 \kms。在\ion{S}{2}特征中的最高速度可以追踪到不高于15，000 \kms，远低于O、Mg、Si和Ca的速度。SN 2004dt的偏振光谱与以往观测到的光谱不同。在某些\ion{Si}{2}谱线上的极化变化接近2%，使SN 2004 dt成为迄今观测到的最高极化的Ia型超新星。相反，在777.4 nm处的强线的O I显示很少或没有偏振签名。极化程度指向一个丰富的结构部分燃烧的硅层与球对称性的实质性偏离。一个几何形状，将占的意见是一个氧气的分布基本上是球对称的，但与气泡的中间质量的元素具有显着的不透明度内的氧基板。
2005-10-31 astro-ph
Optical Spectropolarimetry of SN 2002ap: High Velocity Asymmetric Explosion
我们提出了光谱偏振的Ic型超新星SN 2002 ap，并给出了初步的分析：数据采取了两个时代，接近和一个月后，比视觉最大值（2002年2月8日）。此外，我们提出6月9日分光偏振法没有分析。数据显示了线性极化的发展。仅在最大光下的O I λ7773多重峰/Ca II IR三重峰吸收谷和一个月后的Ca II IR三重峰吸收谷中观察到明显的偏振分布，后者显示出高达~ 2%的峰值偏振。内在偏振显示了三个清晰的位置角：二月连续体的80度，二月线特征的120度，三月数据的150度。我们得出结论，喷出物中存在多种不对称成分。我们认为，超新星有一个大的不对称性，轴比投影在天空中，是不同的从1到10%的顺序。此外，我们非常推测地认为，一个高速喷出物成分的移动速度超过~ 0.115 c（例如，喷流）有助于二月时期的极化。
2002-10-16 astro-ph
Spectropolarimetry of the Type IIb Supernova 2001ig
本文介绍了在2001年12月16日，2002年1月3日和2002年8月16日或爆炸后13，31和256天，用ESO VLT FORS 1对NGC 7424中的IIb型SN 2001 ig进行的分光偏振观测。这些观测是在SN演化的三个不同阶段：（1）富氢光球阶段，（2）II型到Ib型过渡阶段和（3）星云阶段。在这些阶段的每一个，观察显示出显着不同的偏振特性作为波长的函数。我们发现星际偏振度为0.17%。第一个时期的低固有极化（~0.2%）与几乎球形（偏离球对称<10%）的氢主导的喷出物一致。与SN 1987 A和IIP型SNe类似，当外层氢层在第31天变得光学薄时，观察到偏振度急剧增加（~1%）;只有在这个时期，偏振才能被“主轴”很好地描述。数据的偏振角显示第一和第二个时期之间旋转了约40度，表明第一个时期的不对称性与第二个时期观察到的不对称性没有直接联系。对于大多数极化线，我们观察到的波长依赖的环结构，除了主轴上的Q-U平面。我们发现，IIb型SNe的偏振特性大致相似，但由于线混合效应，特别是与SN 2001 ig观察到的高速度产生显着差异。这表明SN 2001 ig的几何结构与SN 1993 J有关，并且这些事件可能来自类似的二元祖先系统。
2007-09-10 astro-ph
Spectropolarimetry of the Type Ic SN 2002ap in M74: More Evidence for Asymmetric Core Collapse
SN 2002 ap的高质量分光偏振数据是由ESO甚大望远镜Melipal（+FORS 1）在2002年2月9日的V最大值对应的-6、-2和+1天的3个历元获得的。偏振光谱在400、550和750 nm处显示出三个不同的宽特征，它们在Q-U平面中的形状、振幅和取向上演变。连续极化从接近零增长到~ 0.2%。750 nm特征在> 1%的水平下偏振。我们将550和750 nm的特征识别为Na I D和OI 777.4 nm，以约20，000 km/s的速度移动。蓝色特征可以是Fe II。我们解释的极化演化的影响的双极流的核心是停止在一个碳/氧核心的外壳。虽然对称轴保持固定，但由于不对称的速度流和密度分布，光球在不同方向上后退了不同的量，在更深的富Ca层中的几何阻塞效应可以导致Q-U平面中的不同主轴。我们的结论是，SN 2002 AP的特点，特别是它的高速度，可以占在一个不对称的模型与更大的喷出物质量比SN 1994 I，使光球保持更长的速度更高的材料。“超新星”的特征可能是在一组轻度不均匀的祖先中的取向效应的结果，而不需要过多的总能量或光度。在用球对称模型分析非对称事件时，参考“各向同性等效”能量、光度、喷出质量和镍质量可能是可取的。
2002-06-21 astro-ph
Spectropolarimetry of SN 2006aj at 9.6 days
分光偏振观测技术已被用于直接测量超新星（SNe）、伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的不对称性。我们希望确定是否存在与GRB和XRF相关的SNe中的非轴向不对称性，在这些情况下，考虑到射流轴和对称轴与视线的特定对齐。我们进行了光谱偏振与甚大望远镜（VLT）FORS 1仪器的类型Ic SN 2006 aj，与XRF 060218，在V波段最大值在9.6休息帧天后，检测的XRF。由于仅在3个延迟板角度下进行观察，假设$U$斯托克斯参数的仪器特征校正与$Q$测量的校正相同，则数据被减少。我们发现SN 2006 aj在对应于某些谱线吸收最小值的波长处具有高度偏振性，特别是在4200 nm处观察到的O I 7774 nm和Fe II，偏振度为3%。星际极化的值并没有很好地受到这些观测的约束，考虑到在6000- 6500光年之间观测到的低极化，SN的全球不对称性为$\lesssim 15%$。O I和Fe II线共享不同于Ca II的偏振角。SN 2006 aj比其他与GRB和XRF相关的SNe表现出更高程度的线偏振。与谱线相关的偏振意味着这些元素相对于彼此和相对于视线的显著不对称。这与与GRB/XRF相关的SN的标准图像相反，其中SN的对称轴与GRB喷流轴和视线对齐。
2007-08-31 astro-ph
On The Spectrum and Spectropolarimetry of Type Ic Hypernova SN 2003dh/GRB 030329
本文介绍了2003年5月用斯巴鲁8.2米望远镜对SN 2003 dh/GRB 030329的光谱和分光偏振观测结果。通过与Ic型超新星SNe 1997 ef和1998 bw光谱的比较，研究了SN的性质。（超超新星是一种暂时定义的超新星，具有非常广泛的吸收特征：这些特征表明喷出物质的速度很大，可能具有很大的爆炸动能。）与其他超新星的光谱比较表明，SN 2003 dh在2003年5月8日和9日获得的光谱，即，在伽玛暴发生后34-35天（z=0.1685），与SN 1997 ef在爆发基准时间后34-42天获得的结果相似。与SN 1998 bw光谱的匹配不太好（静止时为7300-8000 A，但在GRB 980425后约33-43天获得的光谱仍然是首选。这表明SN可能具有介于SNe 1997 ef和1998 bw之间的中间性质。根据与其他超新星的类比，SN 2003 dh的爆炸时间被限制在GRB的-8天和+2天之间。SN 2003 dh的Si和O P-Cygni线似乎与SN 1997 ef相当，这表明SN 2003 dh的喷射质量可能与SN 1997 ef相匹配。在光学波长处检测到少量偏振。这与测量到的晚期余辉一致，暗示它主要起源于宿主星系的星际介质。
2003-07-03 astro-ph
Investigating the nature of the z~2.8 submillimeter selected galaxy SMM J02399-0136 with VLT spectropolarimetry
我们提出了深光学光谱旋光SMM J 02399 -0136（z=2.8）与VLT Antu 8.2米望远镜配备FORS 1。测量到中等连续性和发射线偏振（P~5%）。我们没有检测到广泛的线在散射通量将预期为2型对象，而是类似于BAL类星体的偏振行为。这一分类证实了高和低电离宽吸收槽和一个非常红色的连续检测。我们认为，这个对象共享几个属性与本地ULIGs，如Mrk 231和其他超亮红外Lo-BAL类星体。然而，紫外线光谱主要由非恒星辐射的事实并不能证明在远红外线辐射的尘埃主要由活动星系核加热。由于我们在远红外线中获得的能量正好是从紫外线光谱中去除的能量，这可能意味着由于特殊的尘埃分布，星暴比AGN更被尘埃笼罩。我们对假定的恒星爆发贡献的限制，再加上对消光量的限制，提供了一个上限，恒星形成率约为2000 Msun/年，与以前声称的高恒星形成率在这个对象。
2001-10-16 astro-ph
Spectropolarimetry of the Circinus Galaxy
报道了圆规星系4500-6800 A的高质量偏振光谱观测结果.这些图显示了极化的和相对宽的（FWHM~3300 km/s）H α（以及边缘H β），其产生于以核为中心的<3”（<60 pc）区域，并且与窄线区域的峰值一致。宽的H α也可能出现在离核约8”（160 pc）SE和靠近尘埃带的地方，但结果只是边缘性的，应该用更高的s/n数据来验证。连续谱主要由恒星辐射所控制，其中小于3%的贡献来自于活动星系核散射的连续谱，所有的光（即所有的恒星连续谱和窄谱线）都是偏振的，最有可能是通过尘埃的传播和散射。数据是兼容的一个简单的模型，散射宽线和活动星系核的发射是相当极化（P~25%），但只占1%的观察到的连续。散射的宽H α的等效宽度EW约为400 A，通量与窄H α相似，光度约为5 10^5 Lo。假设BLR反射镜的效率为1%，宽的H α的本征光度大约为5 × 10^7 Lo，约为FIR光度的0.5%，这一比例与1型塞弗茨相似。对今后的观测也作了具体的预测。
1997-11-06 astro-ph
Evidence for Extremely High Dust Polarization Efficiency in NGC 3184
最近的研究发现II型坪超新星（SN）1999 gi是高度偏振的（p_max = 5.8%，其中p_max是光学带通中测量的最高偏振度; Leonard & Filippenko 2001），并且最小程度地变红（E[B-V] = 0.21 +/- 0.09等; Leonard et al. 2002）。从多方面的证据，包括令人信服的拟合“Serkowski”星际偏振（ISP）曲线的连续偏振形状，我们得出结论，大部分观测到的偏振可能是由于沿视线（l-o-s）的尘埃，而不是SN 1999 gi固有的。我们提出了四个遥远的银河系恒星的新的光谱偏振观测接近l-o-s SN 1999 gi（两个在0.02度内），并发现所有的零在0.2%，有效地消除了银河系尘埃的高偏振的原因。NGC 3184的高ISP和低红化意味着该l-o-s区域的尘埃具有非常高的偏振效率：ISP / E（B-V）= 31^{+22}_{-9} % mag^{-1}。这与银河系的经验极限（ISP / E[B-V] < 9%等^{-1}）不一致，并且代表了银河系或外部星系中单个视线的最高偏振效率。
2002-08-05 astro-ph
High Resolution Spectropolarimetry of the H-alpha Line: Obscured Stars and Absorptive Polarization
被遮蔽的恒星周围的近恒星环境是非常动态的。许多种类的恒星都显示出风、盘、流入和流出的证据，许多现象同时发生。这些过程涉及到恒星演化、恒星和行星形成，并影响着恒星周围行星的形成和可居住性。即使对于最近的恒星，即使在下一代望远镜完成之后，也无法对该区域进行成像。必须发展其他测量星周物质物理性质的方法。穿过谱线的光的偏振是一个包含关于这些小空间尺度上的星周物质的信息的特征。我们使用HiVIS（R=13000至50000）和ESPaDOnS（R=68000）分光偏振仪，从2004年至2008年，在一百多个夜晚的观测中监测了几类恒星。在10/30的经典Be星，传统的广泛的去极化形态再现，但在这10颗星中的4个有一些额外的吸收效应。在Herbig Ae/Be星中，大约2/3的恒星（14/20）具有强吸收成分（中心或蓝移），显示出清晰的分光偏振特征，通常集中在谱线的吸收成分上。它们通常为0.3%至2%，其中一些签名随时间变化。后AGB和RV-Tau型演化星表现出非常强的吸收偏振效应（5/6 PAGB和4/4 RVTau），与Herbig Ae/Be星非常相似。这些观察结果与传统的散射模型不一致，并激发了对所观察到的偏振的新解释。这种新的模型，基于光泵，有可能提供直接测量的拱星气体的属性。
2008-09-19 astro-ph
Spectropolarimetric Observations of Supernovae
我们简要回顾了现有的超新星光谱偏振数据库，集中在最近的数据和我们小组的研究结果。分光偏振法提供了唯一已知的直接探测早期超新星几何形状的方法。然而，为了获得可靠的结论，正确地解释星际极化是非常重要的。我们发现，IIn型超新星（SNe IIn）往往是高度极化的，也许部分是因为喷出物与不对称的星周介质的相互作用。相比之下，SNe II-P并没有极化太多，至少在爆炸后不久。然而，在后来的时间里，有证据表明，随着人们对不断膨胀的喷出物的深入观察，两极分化越来越严重。此外，在爆炸前失去部分（SN IIb）或全部（SN Ib）氢（甚至氦; SN Ic）层的核心坍缩SNe倾向于显示出实质性的极化;因此，我们越深入研究核心坍缩事件，非球面性就越大。现在有确凿的证据表明，至少有一些Ia型超新星是内在极化的，尽管只有很小的数量。最后，SN分光偏振仪提供了研究外星系星际尘埃基本性质的机会。例如，我们已经发现了NGC 3184中SN 1999 gi视线方向的尘埃具有极高偏振效率的证据。
2003-12-18 astro-ph
Bi-polar Supernova Explosions
我们讨论了几个核心坍缩超新星SN 1996 cb（IIB型），SN 1997 X（Ic型）和SN 1998 S（IIn型）的光谱偏振测量。数据显示了从0.5%到4%以上的几个光谱特征的偏振演化。观测到的线偏振是超新星固有的，而不是星际起源。这些数据表明，喷射物质的分布是高度非球面的。在SN 1998 S的情况下，如果从扁球形喷出物的边缘看，偏振度为3%，则最小长轴与短轴之比必须大于2.5比1。对于奇特的IIn型超新星SN 1998 S，可以通过分光偏振法推导出一个定义的对称轴，但IIB型事件SN 1993 J和SN 1996 cb似乎具有更复杂的几何形状，偏振位置角显示较大的不规则变化的光谱特征;后者可能与大规模的块状喷出物。Ic型SN 1997 X的偏振度超过5%。这些数据揭示了一种趋势，即偏振度随着包封质量的减小和喷出物内的深度而增加。我们推测，IIB型、Ib型和Ic型可能是从不同角度观察的非常相似的事件。喷出物的高轴比是很难解释的，在传统的中微子驱动的核心崩溃模型的II型爆炸。高度不对称的爆炸机制，例如在核心坍缩期间形成双极喷流，可能是所有核心坍缩超新星模型的必要组成部分。
1999-12-01 astro-ph
A Supernova Riddle
分析超新星发出的光的偏振可以揭示爆炸恒星喷射出的物质的形状和分布。在这里，我们回顾了年轻的Ia型超新星分光偏振测量领域，并严格评估，并在上下文中，王等（2007年，科学，315，212），其中一个提示性的趋势是从17个Ia型事件的数据中发现的最近的工作。
2007-12-24 astro-ph
Optical Spectropolarimetry of Quasi-Stellar Objects Discovered by the Two-Micron All Sky Survey
在2微米全天巡天（2MASS）中发现的高偏振类星体已经被观测到，以确定在这个近红外颜色选择样品中的光学偏振源。在大多数天体的偏振通量谱中观察到宽的发射线，并且这些线的偏振与连续谱处于大致相同的水平和位置角。一般来说，连续光谱较蓝，宽线巴耳末衰减量在偏振光中比在总通量光谱中小。对于所有偏振物体，窄发射线的偏振程度远低于宽发射线和连续发射线。这些性质有利于散射的材料接近一个部分模糊和变红的活动核，但外部的区域产生的宽线发射，在2MASS类星体的偏振通量的来源。大部分未极化的窄线特征要求使光偏振的电子或尘埃位于离原子核的距离不大于窄发射线区域的范围。除了已知的高偏振天体外，还观测到4个活动星系核光谱类型为1.9和2的2MASS类星体，以寻找隐藏的宽发射线区域。在其中两个天体的偏振光中检测到了宽谱线，这些天体的偏振机制似乎与样品中高度偏振的类星体相同，它们的光谱中很容易显示出宽的发射谱线。观测还表明，来自宿主星系的星光贡献了大量的光通量，特别是对于窄线天体，并支持了许多2MASS类星体被测量为具有低偏振的建议，仅仅是因为宿主星系稀释了偏振的AGN光。
2003-05-07 astro-ph
A non-spherical core in the explosion of supernova SN 2004dj
爆炸中不对称性的证据越来越多，这为我们提供了一条重要的、也许是关键的线索，来解释大质量恒星爆炸为超新星的机制。间接的证据来自脉冲星的高速度，超新星与长时间软伽马射线暴的关联，以及晚期发射线轮廓的不对称性。分光偏振法提供了一个直接探测年轻超新星几何形状的方法，较高的偏振度通常表明偏离球面对称性的程度更大。大的极化已经被测量为“剥离包层”（即Ic型）超新星，这证实了它们的非球形形态;但是具有完整氢包层的大质量恒星（II-P型超新星）的爆炸在早期观察到的只有微弱的极化。在这里，我们报告了一个经典的II-P型超新星，揭示了显着的偏振突然出现时，内核是第一次暴露在稀薄的喷出物（约90天后爆炸）的多时代分光偏振。我们推断偏离球面对称的至少30%的内部喷出物。结合早期的结果，这表明强烈的非球形爆炸可能是所有类型的核心坍缩超新星的一般特征，其中II-P型超新星的非球形性在早期被大量不透明的氢包层所掩盖。
2006-03-13 astro-ph
Evidence for Asphericity in the Type IIn Supernova 1998S
我们目前获得的光学偏振光谱仪在1998年3月7日UT随着总通量谱跨越发现后的第一个494天（1998年3月2日UT）的奇特的IIn型超新星（SN）1998 S的10米望远镜。SN被发现表现出高度的线性偏振，这意味着其连续散射环境显着的非球面性。在去除星际偏振之前，偏振光谱的特征是平坦的连续谱（p ~ 2%），偏振的明显变化与总通量光谱中看到的宽（FWZI >= 20，000 km/s）和窄（未分辨，FWHM < 300 km/s）线发射有关。当用非极化宽线复合发射的极化连续谱进行分析时，产生了p ~ 3%的本征连续谱极化（SN中发现的最高值），这表明根据Hoflich（1991）的扁电子散射主导模型，全局非球面度>= 45%。平滑，蓝色连续明显在早期被证明是不一致的变红，单温黑体，而不是有一个色温，随着波长的降低而增加。在稍后的总通量谱中可以看到宽的发射线轮廓，有明显的蓝峰和红峰，这可能表明致密的（n_e ~ 10^7 cm^{-3}）星周介质具有盘状或环状的形态。的拱星散射环境的分光偏振的影响进行了讨论，因为是不确定的星际偏振去除的影响。
2000-01-14 astro-ph
On the Profiles and Polarization of Raman Scattered Emission Lines in Symbiotic Stars:II. Numerical Simulations
本文用蒙特卡罗方法计算了共生星中OVI线（λ 6827，7088）的喇曼散射谱线的轮廓和偏振。假设紫外辐射源为各向同性的点状辐射源，并采用简单的球风模型来描述冷巨星散射物质的运动学。我们首先研究入射线光子由宽度为10^4 K的高斯分布描述的情况。随后，我们调查的扩展电离区和非球形风模型，包括盘型风和双极风的影响。本文简要地研究了发射源为非高斯分布的情况。最后，作为共生星运动学的一个额外的组成部分，热分量围绕冷巨星的轨道运动被包括在内，并对分光偏振测量的影响进行了研究。在这种情况下，当观察者的视线垂直于轨道平面时，偏振方向在拉曼散射发射线的红色部分周围改变，而当视线位于轨道平面时，看不到这种效果。此外，复杂的峰结构中看到的偏振度和偏振通量，这往往是在几个共生系统，包括RR Tel观察。简要的观测结果和preditions进行了讨论，在共生星的光谱偏振测量的现在和未来。它的结论是，分光偏振可以提供一个强大的诊断共生星的物理条件。
1997-07-04 astro-ph
Late-time Radio Observations of 68 Type Ibc Supernovae: Strong Constraints on Off-Axis Gamma-ray Bursts
我们提出了68个当地Ibc型超新星的晚期射电观测，包括6个具有宽光学吸收线的事件（“hypernovae”）。这些物体都没有表现出可归因于离轴伽马射线暴喷流的无线电发射，这些喷流扩散到我们的视线中。通过与我们的余辉模型的比较，我们得到了以下结论：（1）Ibc型超新星的小于$\sim 10%$的事件与最初偏离我们视线的典型伽马射线暴有关，这就对伽玛暴聚束因子$<f_b^{-1}> \lesssim 10^4$提出了一个经验约束，它对应于一个平均喷流张开角，即$θ_j \gtrsim 0.8$度。(2)这一点尤其适用于宽线超新星（SNe 1997dq、1997ef、1998ey、2002ap、2002bl和2003jd），它们被认为是伽玛射线暴喷流的宿主。我们的观测没有发现典型的（甚至是亚高能的）GRB的证据，并且排除了在84%的置信水平下每个宽线SN都有GRB的情况。他们的大光球速度和不对称的喷出物（从分光偏振和星云光谱推断）似乎是非相对论性超新星爆炸的特征，并不一定意味着相关的伽玛射线暴喷流的存在。
2005-12-06 astro-ph
Deviations From Axisymmetry Revealed by Line Polarization in the Normal Type Ia SN 2004S
我们提出了一个单一的时代的高信噪比光谱偏振的Ia型超新星（SN Ia）2004 S采取9天后，最大的光。通量谱是正常的，但与额外存在的高速（HV）线的功能，在钙II和铁II。该天体在红色的0.4%水平上显示出连续偏振，这似乎是Ia超新星的典型值。连续数据与轴对称几何形状中约10%的全球非球面性一致。与之前对其他具有HV特征的Ia超新星的观测不同，SN 2004 S的HV特征没有显示出强烈的极化特征，尽管这可能是由于我们观测的时间。相反，物体显示出相对于连续体的对称轴旋转的线偏振特征（P < 0.5%）。在Si II、Fe II和Ca II中可以看到这些线的特征，并且这些线似乎被严格限制在光球层上方的速度空间中。这些极化特征是喷出物成分不均匀的结果。它们可能代表新合成的元素，其在喷出物中的cluerical空间分布不同于全球非球面喷出物作为一个整体。
2008-09-05 astro-ph
Evidence for Spectropolarimetric Diversity in Type Ia Supernovae
我们提出了一个时代，后极大分光偏振光谱的四个Ia型超新星（SNe Ia），跨越一系列的光谱和光度特性：SN 2002 BF和SN 2004 dt表现出异常的高速（HV）吸收线。SN 1997 dt可能是次发光，SN 2003 du则是过发光。我们在所有四个物体中检测到强线的偏振调制，表明所有物体都是固有偏振的。然而，两极分化的性质和程度差异很大。包括迄今为止研究的所有超新星Ia，在线偏振特征的增加强度方面出现以下顺序：普通/过亮<亚亮< HV超新星Ia，在我们的研究中，线偏振特征的强度从轻微过亮SN 2003 du的0.2%增加到两个HV超新星Ia的2%。对于所有天体的线偏振，最有说服力的解释是光球层被爆炸中形成的中间质量元素（IMEs）的团块部分遮蔽; HV超新星Ia的偏振特性特别有效地排除了一个简单的椭圆非球面性作为其线偏振的根本原因。Ia超新星根据其光谱偏振特性可分为不同的组，这可能有助于缩小祖先的可能性和/或爆炸物理学。特别是，最近提出的重力约束爆轰模型可以提供一个有吸引力的解释，许多观察到的极化特性的HV SNe Ia。
2005-06-20 astro-ph
The Dual-Axis Circumstellar Environment of the Type IIn Supernova 1997eg
我们提出了多历元光谱和光谱偏振观测的类型IIn超新星（SN）1997 eg，表明存在一个扁平的盘状浓度的拱星材料周围的非球形喷出物，与磁盘错位。当在斯托克斯q-u平面上观察时，SN 1997 eg的H α、H β和He I 5876宽谱线上的偏振形成闭合环。当谱线上的一个或两个斯托克斯参数的几何对称性被破坏时，这种环就会发生，在这种情况下，最有可能是赤道周物质浓度掩盖了喷出物。窄巴耳末线的偏振具有与拉长的喷出物相差12度的内轴，并且可能指示盘状星周物质的方向。SN 1997 eg中存在两个不同的对称轴，这表明无论是母星的旋转还是伴星的影响都不是超新星系统中产生优先轴的唯一机制。我们的模型支持新出现的假设，即一些IIn型超新星的祖先是明亮的蓝色变星，其超新星爆发前的质量形成拱壳的物理特征SN IIn子类。这些结论与星际偏振效应无关，仅用一个时期的分光偏振测量是无法观察到的。
2008-08-10 astro-ph
