Ic型SN 2007 gr的旋光光谱和非球面度

亮蓝变星风中的非球形和块状

Asphericity and clumpiness in the winds of Luminous Blue Variables

我们提出了第一个系统的光谱偏振研究亮蓝变星（LBVs）在银河系和麦哲伦云，以调查他们的风的几何形状。我们发现，至少有一半的样品显示在整个强H $α$发射线的偏振变化，表明来自恒星的光是固有的偏振，因此，非球面已经存在于风的基础。对四个目标的多历元分光偏振测量揭示了其内在偏振的变化。其中三个，AG Car，HR Car和P Cyg，显示出随时间随机出现的偏振位置角（PA）。这种现象可以解释为强风的不均匀性，或风中的"团块"。只有一颗恒星，R 127，在恒定的PA下显示出变化，因此证明了轴对称和块状。然而，如果在低倾角和有限的时间采样下观察，这样的风会产生看似随机的偏振，就像在其他三颗恒星上观察到的那样。因此，需要对LBV进行时间分辨的光谱偏振监测，以确定LBV风是否通常是轴对称的。表现出内禀极化的LBV的高比例（$>$ 50%）将与较低的$\sim$ 20 - 25%进行比较，以便对其进化邻居，O超巨星和沃尔夫-拉叶星进行类似的研究。我们预计，这种较高的发病率是由于较低的有效重力的LBV，再加上他们的可变温度内的双稳态跳跃制度。这也与我们在具有强H $α$发射和最近（最近$\sim$ 10年）强变率的LBV中发现的风非球面性的较高发生率一致。

热核超新星爆炸的光谱偏振诊断

Spectropolarimetric diagnostics of thermonuclear supernova explosions

即使在河外距离，超新星喷出物的形状也可以通过分光偏振法有效地诊断。在这里，我们提出了17 Ia型超新星的结果，允许Ia型超新星的几何结构和其他可观察到的参数之间的相关性的统计研究。这些观察结果表明，它们的喷出物通常由一个光滑的、富含铁的核心和一个具有化学不对称性的外层组成。这种外围非球面的程度与Ia型超新星的光变曲线下降率有关。这些观测结果为Ia型超新星的延迟爆炸模型提供了强有力的支持。

Ia型超新星SN 1996 X的偏振测量

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。

超新星的偏振光谱观测

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。

具有不完全数据集的光学偏振光谱法

Optical spectropolarimetry with incomplete data sets

线性分光偏振法是一种“光子饥饿”观测技术，需要特定的观测序列来确定斯托克斯Q和U参数。对于双光束分光偏振计，可以理想地使用在N = 2个延迟板位置处的观察来确定参数。由仪器效应引入的附加偏振信号需要N = 4个观测的冗余来校正这些效应。我们希望确定"仪器特征校正"，eQ和eU，对于双光束分光偏振仪的观测是否相同。例如，当在N = 3延迟板角度下获得观测时，我们希望确定是否可以使用一个斯托克斯参数的完整测量和相关的仪器特征校正来确定另一个斯托克斯参数。我们建立了一个通用的双光束分光偏振计的解析模型和蒙特卡罗模型，研究影响eQ = eU假设的因素。我们比较了这些模型与VLT FORS 1分光偏振。我们发现eQ-eU = 0，零附近的方差（Δ（eQ-eU））与观测值的信噪比直接相关。在2002 - 2007年期间，对一颗偏振标准星的观测表明，eQ-eU = 0的假设基本上是正确的，尽管eQ和eU的绝对值在不同的观测时期有所不同。不完整的分光偏振数据集可以在eQ = eU的假设下进行分析。使用双光束分光偏振仪的分光偏振分析的这种性质可以用于评估完整数据的还原质量。

HST类星体的紫外和地基光学光谱偏振测量：发光AGN中的尘埃散射

HST Ultraviolet and Ground-based Optical Spectropolarimetry of IRAS QSOs: Dusty Scattering in Luminous AGN

我们提出了两个高度偏振的IRAS选择类星体，IRAS 13349+2438和BALQSO IRAS 14026+4341的紫外和光学光谱偏振。两个物体的偏振都迅速向蓝色方向上升，在静止帧中接近3000 A的峰值，并且在较短的波长下几乎保持不变。静止坐标系的偏振通量密度谱也向蓝色方向迅速增加，但在3000以下急剧下降。偏振通量的这种独特的波长依赖性表明偏振是由尘埃散射产生的。对于许多Seyfert、射电和超亮红外线星系（Highs），IRAS 13349+2438中弱[O III] 4959，5007线的低偏振表明散射颗粒位于窄线气体内部或与窄线气体混合。我们构建完整的辐射转移模型，这些系统包括一个尘埃球的适度的光学深度轴对称照明从内的幂律类星体光谱。我们表明，这个简单的模型成功地再现了定性的偏振特性的对象。尽管与其他IRAS选择的BALQSO相似，但我们对IRAS 13349+2438的FOS分光偏振法没有显示宽吸收线。IRAS 14026+4341在散射和总通量密度方面都具有Al III BAL。我们讨论这两个对象的定向和演化的统一计划，类星体，BALQSO和高。

SN 2002 ap：高速非对称爆炸的旋光光谱研究

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。

II型平台SN 2005 af的光学偏振监测

Optical polarimetric monitoring of the type II-plateau SN 2005af

目标。核心坍缩的超新星可能会显示出明显的极化，这意味着非球对称的爆炸。我们观察II型高原SN 2005 af使用光学偏振，以验证是否有任何非球面性是目前在超新星的时间演化。方法.我们使用的IAGPOL成像偏振仪，以获得光学线性偏振测量在R（五个历元）和V（一个历元）的宽带。从CCD帧中的场星估计星际偏振。光学偏振监测在爆炸后约一个月开始，持续了约30天，介于平台期和早期星云阶段之间。结果在位置角（PA）为54 °时，R波段观察到的加权平均偏振为[1.89 +/- 0.03]%。前景减影后，SN 2005 af的平均内极化水平约为0.5%，在平台期略有增强，在星云期早期下降。还观察到PA在天数时间尺度上的旋转。SN 2005 af在观测时期的偏振演化与~20%的整体非球面度和~30度的倾角一致。一个更复杂的证据，不断发展的非球面，可能涉及在SN 2005 af信封团块，被发现。

年轻星和其它发射线星的线性分光偏振测量

Linear spectropolarimetry of young and other emission line stars

本文的目的是展示的有用的作用，可以发挥分光偏振观测的年轻和演变的发射线恒星，分析其光谱中的线性偏振分量。在撰写本报告时，由于没有运行中的普通用户红外设施提供所需的光谱分辨率和灵敏度组合，因此必须根据光学数据进行演示。在这里，我们专注于在合理的高光谱分辨率和$10^3 < $ S/N $ < 10^4$下单独从线性偏振分光光度法中可以学到什么。我们提醒说，近红外（1- 2微米）有可能超过光学作为一个领域的工作，因为大大减少了星际遮蔽在这些波长。这一点已经达到的时候，理论，利用灵活的蒙特卡罗方法，正在迅速成为一个强大的工具。简而言之，我们有复杂的现象，和建模能力的提高，以匹配-良好的数据是缺失的一环。

GRB 020813余辉的旋光光谱分析

Optical Spectropolarimetry of the GRB 020813 Afterglow

伽马射线暴020813的光学余辉在HETE-2探测到暴后4.7小时开始，用LRIS分光偏振仪在Ek-I望远镜上观测了3小时。光谱揭示了许多金属吸收线，我们确定了两个系统在z=1.223和z=1.255。我们还检测到O II 3727发射线在z=1.255，我们确定这个星系作为可能的主机的伽玛射线暴。经过银河系星际偏振校正后，在爆发后4.7-7.9小时内，光学余辉的线性偏振度为1.8-2.4%。Covino等人在第二天晚上测量的p = 0.80% +/- 0.16%表明在接下来的14小时内存在显著的极化变异性。在线性极化的位置角缺乏强的可变性表明，在射流中的磁场可能是全球有序的，而不是由一些随机定向的细胞。在具有准直气流的余辉模型的框架内，观测到的相对较低的极化表明，垂直于和平行于冲击波阵面的磁场分量仅相差约20%。

超新星SN 2004 dj爆发中的非球形核

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。

用XMM和光学光度/分光偏振法解开极性转换的SDSSJ 015543.40+002807.2之谜

Unravelling the Puzzle of the Eclipsing Polar SDSSJ 015543.40+002807.2 with XMM and Optical Photometry/Spectropolarimetry

激变变星SDSSJ 015543.40+002807.2是武仙座AM型磁系。它的轨道周期为87.13分钟，也是已知的最短周期的日食。用XMM-牛顿监测发现一个高态光变曲线，主要由一个X射线发射吸积极控制，位于次要恒星的稍微偏侧。硬X射线光谱是典型的磁白矮星径向冲击（kT ~ 10 keV），有证据表明软X射线成分与恒星表面的再处理一致。在高吸积率（mV ~ 15.5）时，由于光学厚回旋辐射和吸积极之间明显的竞争，光学圆偏振很弱（v < 3%）。然而，在低状态（mV ~ 18），极化平稳地增加到蓝色，在4200 A时达到20%，通量谱显示出丰富的热加宽回旋谐波，表明极场为29 MG。在6.5分钟的日食之前的相位间隔描绘了天鹅座P-Cygni成分的发展，然后在发射线中完全吸收反转。对于通过漏斗的冷底部观察的强吸积磁系统来说，这种现象并不意外，通过这一间隔的高质量光谱学可能会导致对磁耦合和气体流动到白矮星上的动力学的新见解。

超新星的光谱和光变曲线

Optical Spectra and Light Curves of Supernovae

我回顾了我的小组最近对超新星（SNe）的光学观测。使用0.76米卡茨曼自动成像望远镜的利克天文台超新星搜索是目前世界上最成功的SNe附近的搜索。我们还利用这台望远镜获得了超新星的三阶光变曲线。我们发现的一个更有趣的SNe是SN 2000 cx，它不同于以前观察到的所有SNe Ia。我们研究的另一个非常奇怪的Ia型超新星是SN 2002 cx，它的许多性质与SN 2000 cx相反。SNe II-P 1999 em和1999 gi的大量数据被用来用膨胀光球法计算距离。分光偏振测量的结果表明，我们越深入观察超新星核心坍缩的喷出物，非球面度就越大。我们正在使用哈勃太空望远镜的数据来识别或限制核心塌陷SNe的祖先。

用HiVIS进行恒星光谱偏振测量：Herbig Ae/Be星、星周环境和光泵

Stellar spectropolarimetry with HiVIS: Herbig Ae/Be stars, circumstellar environments and optical pumping

穿过谱线的光的偏振包含了关于小空间尺度上的星周物质的信息。许多模型将星周环境与可观测到的跨谱线的偏振变化联系起来。然而，测量0.1%水平的信号需要非常小心地控制系统效应。我们最近在3.67米AEOS望远镜上为HiVIS摄谱仪建造了一台高分辨率的分光偏振计，并获得了大量的Herbig Ae/Be、Classical Be等恒星的高精度分光偏振观测。检测到的线性偏振从我们典型的检测阈值0.1%到2%不等。这种偏振效应通常与H-α发射峰不一致，但仅在谱线轮廓的吸收部分中检测到，并随吸收而变化。这些检测在很大程度上是不符合传统的散射模型，并激发了一个新的解释其偏振。我们发展了一个新的光谱偏振模型，并认为吸收偏振是光泵浦的证据。我们认为，虽然散射理论适合许多Be和发射线恒星的观测，这个新的理论有更多的潜力来解释在赫比格Ae/Be和其他恒星系统中看到的吸收偏振。本论文提出了一个大型的分光偏振研究，结合新的仪器，自定义处理软件，彻底的校准，跨仪器比较，对许多目标的大规模观测活动，对多个对象的比较，最后创建一个新的理论。

边缘塞弗特1星系ESO 323- G077的分光偏振测量

Spectropolarimetry of the borderline Seyfert 1 galaxy ESO 323-G077

我们报告了在明亮的Seyfert 1星系ESO 323-G 077中探测到高线性偏振。基于在VLT处使用FORS 1的光学分光偏振法，我们发现连续偏振范围从8300 A的2.2%到3600 A的7.5%。发现宽发射线具有类似的线性偏振量，而窄发射线没有偏振。的偏振的位置角是独立的波长，并发现是垂直于该星系的扩展[OIII]发射锥的方向。在塞弗特核的标准模型中，假设该活动星系核是在一定的倾斜角下观察到的，其中核部分被遮挡，并且主要在环内部或上方的尘埃云散射的光中间接看到，并且尘埃环本身的内边缘被照亮，那么观察结果就可以很好地理解。因此，我们认为ESO 323-G 077是一个边界塞弗特1星系，它可以提供重要的活动核几何性质的信息。

特殊Ia型分子SN 2005 hk的旋光光谱研究

Spectropolarimetry of the Peculiar Type Ia SN 2005hk

我们提出了不寻常的Ia型超新星（SN Ia）2005 hk几天前最大的光凯克分光偏振。对高信噪比总通量谱的分析表明，该天体与SN 2002 cx极为相似。SN 2005 hk的光谱以Fe III线为主，只有中等质量元素的弱线，不像这个时期的正常SN Ia。从强吸收线的最小值测得的光球速度对于Ia型超新星来说非常低（~6000 km s^{-1}），巩固了与SN 2002 cx的联系。光谱合成代码Synow被用来识别SN 2005 hk外部喷出物中以类似速度存在的铁峰元素、中等质量元素和可能未燃烧的碳。许多微弱的光谱特征仍未被识别。分光偏振仪显示出低水平的连续偏振（~0.4%）校正后的星际成分，只有一个弱的Fe III线功能被检测到。连续极化的水平对于Ia型超新星来说是正常的，这意味着SN 2005 hk的不寻常特征不能很容易地用大的不对称性来解释。

两微米全天空巡天发现的类恒星物体的光学分光偏振测量

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。

Herbig Ae/Be星H-α谱线的偏振光谱测量

Spectropolarimetry of the H-alpha line in Herbig Ae/Be stars

利用为Haleakala 3.7米AEOS望远镜建造的HiVIS分光偏振计，我们获得了大量的高精度分光偏振观测（284）Herbig AeBe星收集了超过53个夜晚，总计超过300小时的观测。我们的五个HAeBe星的样本：AB御夫座，MWC 480，MWC 120，MWC 158和HD 58647，都显示出系统的变化，在线性偏振振幅和方向的函数的时间和波长附近的H-α线。在我们所有的恒星中，H-α线剖面显示了一个介入盘或外流风的证据，证明了具有吸收成分的强烈发射。线偏振变化0.2%至1.5%，变化通常集中在线轮廓的吸收部分。这些观测结果与简单的圆盘散射模型或去极化模型不一致，后者产生以发射核为中心的极化变化。我们推测，通过光泵浦的介入气体的偏振吸收可能是原因。

大质量后红超巨星IRC +10420和HD 179821的光谱偏振研究

Spectropolarimetry of the Massive Post-Red Supergiants IRC +10420 and HD 179821

我们提出了两个大质量的后红超巨星IRC +10420和HD 179821的中分辨率光谱偏振测量和长期光偏振测量。这些数据提供了关于它们的拱星物质及其演化的新信息。在IRC +10420中，H α线的偏振与连续谱的偏振不同，这表明电子散射区不是球对称的。观测到的长期变化的偏振可以与轴对称的结构，沿扩展反射星云的短轴。长期测光显示，该恒星的温度一直上升到90年代中期，之后光球的光学通量趋于稳定。由于光度变化主要是在红色探测，它们不能灵敏地追踪恒星的高温。因此，这颗恒星是否停止了温度的上升并不明显。对于HD 179821，我们没有发现任何吸收或发射线的偏振效应，但在15年内观察到非常大的偏振变化，约为5%。出乎意料的是，在同一时期，光学测光在0.2等水平上显示出适度的变化。几种解释这一令人困惑的事实进行了讨论。其中大部分涉及到星周物质的不对称性，似乎都失败了，因为没有证据表明恒星附近存在热的尘埃物质。或者，这种变化可以用非径向脉动光球的存在来解释。光度学的变化暗示了温度的增加，这与过去十年中两个光谱子类的变化相对应。

特殊Ic型超新星2002 ap的光球相光谱偏振测量和星云相光谱

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。

1998- 2003年北冕座R的光谱偏振测量：最大亮度下瞬态偏振的发现

Spectropolarimetry of R Coronae Borealis in 1998--2003: Discovery of Transient Polarization at Maximum Brightness

我们提出了一个扩展的光学偏振光谱的R CrB从1998年1月至2003年9月。在最大亮度阶段，偏振几乎是恒定的，与过去的观测结果一致。然而，我们检测到，时间变化的偏振（$\sim 0.5$ %）在2001年3月和8月，这是第一次检测到大的偏振变化R CrB附近的最大亮度。在这两个事件中的“瞬态偏振”的振幅和位置角几乎是恒定的波长。两个事件之间的位置角相差约20度。每一个事件都可以用短暂的尘埃偶尔从视线中喷出而引起的光散射来解释。偏振对波长的平坦性表明散射体是具有各种尺寸的尘埃颗粒的混合物。瞬态偏振的快速增长和衰减有利于恒星光球附近尘埃形成的现象学模型（例如，在两个恒星半径内）提出的亮度和色球发射线的时间演化在深度下降的时期，虽然衰落的时间尺度很难解释一个简单的扩散的尘埃膨胀的速度为$\sim 200-350$公里s $^{-1}$。应该需要更高的膨胀速度或某种机制来破坏尘埃颗粒。

正常Ia型SN 2004 S中线偏振显示的轴对称偏差

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。

IRAS 17020+4544的光偏振和热吸收

The Optical Polarization and Warm Absorber in IRAS 17020+4544

我们报告的ASCA光谱的窄线塞弗特1星系IRAS 17020+4544电离吸收的检测。随后的光谱偏振分析显示，高偏振度从红色的3%增加到蓝色的5%，表明电子或尘埃散射可能是起源。宽发射线H $α$的偏振程度比连续谱稍低，支持活动星系核内偏振物质的位置。巴耳末线衰减和红化的光谱支持在这个对象中存在的尘埃温暖的吸收体。我们比较了西弗特1和1.5星系的集合的宽带光学偏振和电离X射线吸收，排除类的对象，可能有显着的中性X射线吸收。温暖的吸收体物体通常比没有检测到电离吸收的物体更可能具有高的光学偏振。这一结果提供了额外的支持的想法，温暖的吸收剂与灰尘，并意味着灰尘传输负责至少部分的偏振或偏振显示，因为光谱的调光。塞弗特1s的分光偏振法通常将散射物质定位在窄线区域内，并且通常接近或在宽线区域内，这与对尘埃暖吸收体位置的估计一致。

用VLT偏振光谱研究z~2.8亚毫米选择星系SMM J02399-0136的性质

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。

近IR到远UV尘埃散射和偏振的光谱特征。I.光学深度和几何效应

The Spectral Signature of Dust Scattering and Polarization in the Near IR to Far UV. I. Optical Depth and Geometry Effects

从近红外到远紫外的尘埃散射光偏振光谱提供了一个有价值的诊断尘埃成分，粒度分布和空间分布。为了便于使用这种诊断，我们提出了详细的计算的强度和偏振光谱特征的光散射光学薄，光学厚尘埃在各种几何形状。偏振光辐射转移的计算是用一个平面平行平板的添加-加倍方法进行的，并通过在其表面上积分扩展到光学厚球。计算是Mathis，Rumple & Nordsieck银河系尘埃模型，覆盖范围从1 $μm$到500 μ m。我们发现，散射光强度的波长依赖性提供了一个敏感的探针的散射介质的光学深度，而偏振波长依赖性提供了一个探针的颗粒散射特性，这是实际上是独立的光学深度。我们提供了一套详细的预测，包括偏振图，可用于探测尘埃的性质，通过成像光谱偏振在近红外远紫外线的各种银河系和河外天体。在下面的论文中，我们使用这里开发的代码提供预测的强度和偏振的粒度分布和成分的依赖性。

Pre-Maximum Spectropolarimetry of the Type Ia SN 2004dt

We report observations of SN 2004dt obtained with the Very Large Telescope of the European Southern Observatory on August 13.30, 2004 when the supernova was more than a week before optical maximum. SN 2004dt showed strong lines of \ion{O}{1}, \ion{Mg}{2}, \ion{Si}{2}, and \ion{Ca}{2} with typical velocities of absorption minimum around 17,000 \kms. The line profiles show material moving at velocities as high as 25,000 \kms in these lines. The observations also reveal absorption lines from \ion{S}{2} and \ion{Si}{3} with a velocity of only 11,000 \kms. The highest velocity in the \ion{S}{2} fea…

Ia型超新星光谱偏振多样性的证据

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。

H-α谱线的高分辨率分光偏振测量：暗星和吸收偏振

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。

IIb型超新星2001 ig的偏振光谱研究

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。

非球形核塌缩超新星辐射转移的多维模拟

Multi-Dimensional Simulations of Radiative Transfer in Aspherical Core-Collapse Supernovae

研究了非球面超新星的光辐射，提出了一种利用河外超新星的光学观测来验证非球面超新星的非球面性的方法。为此，我们开发了一个多维Monte-Carlo辐射转移程序SAMURAI（超新星多维辐射转移程序）。该程序可以根据流体动力学和核合成模型计算早期阶段（爆炸后<~ 40天）和晚期阶段（爆炸后~ 1年）的光学光变曲线和光谱。我们发现，SN 1998 bw（与GRB 980425相关）的所有光学观测结果与动能为20 x 10^{51}尔格的非球面爆炸模型的极观辐射一致。对离轴超新星的性质也作了简要的讨论。

Ic型超新星SN 2003 dh/ GRB 030329的光谱和光谱偏振

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。

射电-光学准直类星体中偏振同步加速器成分的证据

Evidence for Polarized Synchrotron Components in Radio-Optical Aligned Quasars

双瓣射电类星体的轴与活动星系核中光学偏振的电矢量一致的趋势是众所周知的。然而，极化的起源及其与无线电形态学相关的原因尚未确定。通过对7个表现出这种排列效应的类星体的精确偏振光谱测量，我们发现偏振普遍局限于连续谱，而不被线发射或3000 A凸点所共享。在4000- 8000 A的观测区域内，偏振通量的光谱指数P × Flambda与蓝色大凸起的均匀偏振或同步辐射一致。然而，众所周知，电子从光学厚、几何薄的吸积盘散射会产生垂直于盘轴的偏振位置角。类似于小耀变体3C 273中存在的光学同步辐射是一个更有吸引力的解释，并且可以在几年的时间间隔内以偏振变化的形式找到一些目标的支持证据。最强偏振的射电-光学排列类星体的性质可以用指向错误的耀变体核心组件来解释，这些组件具有P~10%的净偏振，并提供~10%的总可见光。

II型超新星的光学观测

Optical Observations of Type II Supernovae

我提出了一个概述光学观测（主要是光谱）的II型超新星。SNe II由氢的存在定义，并表现出非常广泛的性质。SNe II-L倾向于显示出与星周物质的后期相互作用的证据。SNe IIn的特征是相对较窄的发射线，几乎没有或没有P-Cygni吸收成分，并且（通常）光变曲线缓慢下降;它们可能有异常密集的星周气体与喷出物相互作用。然而，一些SNe IIn可能不是真正的SNe，而是明亮的蓝色变星的超级爆发。SNe IIb的祖先只含有一层低质量的氢皮，它们的光谱逐渐演化成类似于SNe Ib的光谱。有限的分光偏振仪迄今表明大的不对称性在喷出物的SNe IIn，但小得多的SNe II-P。有有趣的，但仍不确定的证据表明，一些奇特的SNe IIn可能与伽马射线暴。SNe II-P是有用的宇宙学距离测定与扩大光球方法，这是独立的造父变星距离尺度。

活动星系核的偏振观察

Polarization Insights for Active Galactic Nuclei

光谱偏振测量和其他波段的宽带偏振测量一直是理解活动星系核许多不同方面的关键。在某些情况下，偏振是由于同步辐射，而在其他情况下，它是由于散射。通过偏振识别相对论光束的光学同步辐射对于从物理和几何上理解耀变体（BL Lac和光学剧烈变化类星体）至关重要。静止活动星系核的射电偏振测量对这两个目的同样重要。散射极化是塞弗茨、射电星系和（高电离）超铝红外星系统一模型的核心。它为从其他方向观测活动星系核提供了一个潜望镜。最后，如果我们能够理解它的信息，偏振也将提供关于活动星系核“无边界连续体”和宽（发射）线区域的性质的重要见解。我指出，高电离ULIRG具有被称为类星体2的所有确切的正确属性。中红外观测通常不会穿透到原子核，这大大降低了它们诊断能量源的能力。特别是，LINER ULIRG并不一定是恒星暴主导的，正如已经声称的那样。

电动力学中Lorentz破坏的宇宙学约束

Cosmological Constraints on Lorentz Violation in Electrodynamics

红外，光学和紫外光谱偏振的宇宙学源是用来限制纯电磁部门的一般洛伦兹违反标准模型的扩展。洛伦兹破坏的系数被限制为小于3 × 10 ^{-32}。

双极超新星爆发

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。

天鹅座A的偏振和运动学

Polarization and kinematics in Cygnus A

从天鹅座A的偏振光谱分析，我们得出天鹅座A电离锥中的散射介质以170 ± 34 km/s的速度向外运动，所需的动量可以由平均类星体的辐射压提供。这样的过程可能会产生一种类似于观察到的电离锥的结构，这种结构被认为是由环核尘埃环的阴影造成的。我们在天鹅座A中心千秒差距的[O III]发射线中检测到一个偏振的红色翅膀。这种机翼与宽线区边界附近产生的线发射是一致的。

Markarian 231周围散射罩的变化

Variation in the Scattering Shroud Surrounding Markarian 231

我们提出了一个详细的研究的原子核结构的高度偏振的宽吸收线类星体，Mrk 231，通过多波长活动的钱德拉观测，光学光谱，光学光谱偏振，和成像偏振。该活动旨在扩展Gallagher等人的40 ks Chandra研究以及Smith等人的光学和紫外光谱偏振研究，以探测多个时间尺度上的变异性。由于直接从核心发射是严重模糊的光学通过X射线波长，散射发射的详细研究导致深入了解这个活跃星系的分层和复杂的中心区域。虽然显着的连续可变性没有检测到任何三个新的40 KS钱德拉观测，我们调查FeKa发射功能的个人和合并的光谱。比较阶梯光谱的NaI D吸收线与文献中，我们发现，一个系统在2000年消失，只有在以后的时代重新出现。值得注意的是，我们检测到一个大的减少，在整个光谱的Mrk 231从1995年至2003年的偏振。虽然极化分数下降，例如，在约6000埃时，偏振位置角谱从4%到3%保持不变。的光学偏振行为是一致的，在空间尺度上的宽线区域的散射材料解决了由环核材料散射的通量减少。通过HST对Mrk 231的紫外成像偏振测量，将活性核与散射区之间的距离上限设定为<20 pc。

用连续介质模型研究天蝎座$δ$星周盘的性质

Properties of the $δ$ Scorpii Circumstellar Disk from Continuum Modeling

我们介绍了2000- 2005年获得的Be双星系统$δ$ Sco的光学$WBVR$和红外$JHKL$光度观测，2001年获得的中红外（10和$18 μ$ m）光度测量和光学（$λλ$ 3200- 10500 nm）分光偏振测量。我们的光学光度测定法证实了对$δ$ Sco进行更频繁的目视监测的结果。在2005年，我们探测到该天体的亮度显著下降，包括光学和近红外亮度，这与氢线强度的持续上升有关。我们讨论了这种现象的可能原因，这是很难解释的，鉴于目前的模型是星盘。2001年的光谱能量分布和极化成功地建模与三维非LTE蒙特卡罗代码产生一个自洽的确定的氢水平人口，电子温度和气体密度的热恒星盘。我们的圆盘模型在垂直方向上是流体静力学支撑的，而在径向上是由粘性控制的。这样的圆盘模型基本上只有两个自由参数，即，赤道质量损失率和圆盘外半径。我们发现，主要的同伴是由一个小（7 $R_\star$），几何薄盘，这是高度非等温和完全电离包围。我们的模型要求平均赤道质量损失率为$1.5\times 10^{-9} M_{\sun}$ yr $^{-1}$。

NGC 1052的LINER核的极化宽H-α发射

Polarized Broad H-alpha Emission from the LINER Nucleus of NGC 1052

在凯克天文台获得的LINER NGC 1052的原子核的光学分光偏振测量显示，H-α线轮廓的机翼中的偏振增加。H-α的偏振矢量与秒差距尺度的射电轴偏移67度，与千差距尺度的射电轴偏移83度，大致符合对模糊环面的开口圆锥内散射的预期。H-α的宽分量在总通量中具有~ 2100 km/s的FWHM，在偏振光中具有~ 5000 km/s的FWHM。电子散射是导致这种展宽的最可能机制，我们发现散射介质的T_e约为10^5 K，与在塞弗特2核中观察到的值相似。这是第一次探测到LINER中的偏振宽发射线，表明活动星系核的统一模型至少适用于某些LINER。

IRAS发光源FSC10214 $+$ 4724的隐藏核谱

The Hidden Nuclear Spectrum of the Luminous IRAS Source FSC10214$+$4724

发光IRAS源FSC 10214 $+$ 4724（z $=2.286$）的光学分光偏振分析表明，劳伦斯\etal检测到的强（\twid 17\%）线性偏振被窄UV发射线和基础连续谱共享。这一观测结果和光源的亮度排除了同步辐射和尘埃的二向色消光作为偏振机制，使散射成为偏振发射的唯一合理原因。谱线的窄性要求散射体是尘埃颗粒或冷（$<1.6\times$ 10 $^4$ ~K）电子。只要我们对源的几何形状做一些合理的假设，我们就可以恢复入射到散射介质上的光谱。散射的紫外光谱的幂律指数$α$ ~为$-1.2 \pm 0.6$（$F_ν\proptoν^α$），比预期的恒星形成的年轻爆发更陡峭，但与许多活动星系核相似。