Multiband optical polarimetry of BL Lac objects with the Nordic Optical Telescope
1999年12月10日至14日，利用北欧光学望远镜对七个选定的BL Lac天体在UBVRI波段的光学偏振进行了研究。其中两个，3C 66 A和PKS 0735+178，监测了4个晚上，总积分时间分别为4.75和5.5小时。在运行期间，稀疏地观察到其他物体（1 Jy 0138-097、H 0414+009、PKS 0823-223、OJ 287和BL Lac）。除了PKS 0823-223（比过去观测到的更加偏振），这些源显示出的通量和偏振水平与以前的结果一致。3C 66 A和PKS 0735+178在12月11日和12日期间被密集观测，并在夜间和夜间时间尺度上表现出偏振的变化。研究了偏振的波长依赖性，以及圆偏振。在BL Lacs的标准模型内讨论了结果。
2001-07-02 astro-ph
The structure of the jet in 3C 15 from multi-band polarimetry
利用新的光学哈勃空间望远镜（HST）ACS/F606 W偏振测量技术，结合档案多波段HST成像、Chandra X射线数据和8.4 GHz VLA射电偏振测量技术，研究了附近（z = 0.073）射电星系3C 15中kpc尺度喷流的结构。新的数据证实了同步辐射在光学上占主导地位。在匹配光束的情况下，射流通常在光学上比在无线电上窄，这表明分层流。我们研究了一个简单的双组分模型，包括一个高度相对论脊柱和低速鞘。这种配置与在光学和无线电数据中看到的偏振角差异大致一致。喷流的底部在紫外线和X射线中比在较低能量下相对更亮，并且随着喷流下游变亮，无线电和光学偏振角显著变化。再往外走，X射线强度再次上升，明显的磁场变得更简单，这表明发生了强烈的冲击。对这个最亮的X射线结的同步加速器光谱进行建模，可以估计其最小内部压力，并与X射线发射气体的热压力进行比较，结果表明这个结是超压的，可能是一个暂时的膨胀特征。
2006-11-02 astro-ph
Simultaneous optical polarimetry and X-ray data of the near synchronous polar RX J2115-5840
我们提出了同时光学偏振和X射线数据的近同步极RX J2115-5840。我们使用波特等人的斯托克斯成像技术的偏振数据建模。我们发现，数据是最好的建模使用相对较高的二元倾角和小的角度之间的磁性和自旋轴。我们发现，对于所有的自旋-轨道拍相位，吸积流的一个显着的比例是直接到下半球的白矮星，产生负圆偏振。只有一小部分的心跳周期是一个比例的流量直接到上半球。然而，无论磁极的取向如何，吸积流都不会发生在上磁极附近。这表明存在非偶极场，其上极处的场强明显更高。我们发现硬X射线发射区和回旋区的最亮部分是紧密重合的。
2000-03-07 astro-ph
EXPORT: optical photometry and polarimetry of Vega-type and pre-main sequence stars
本文介绍了在2.5米北欧光学望远镜上获得的EXPORT样品的光学UBVRI宽带光偏振测量。该数据库包括68颗主序星和主序星的多历元光偏振测量。偏振变化的调查表明，22个对象是可变的，在我们的数据中的3sigma水平。所有这些天体都是前主序星，包括金牛座T和赫比格Ae/Be天体，而主序星、织女星型和金牛座T后型天体都是不变的。可变源的偏振特性主要是UXOR型行为的指示;当亮度最小时，物体显示出最高的偏振。我们将七个新对象添加到UXOR变量类中（BH Cep，VX Cas，DK Tau，HK Ori，LkHa 234，KK Oph和RY Ori）。他们发现的主要原因是我们的数据集是同类中最大的，这表明还有更多年轻的UXOR型前主序星有待发现。一组类织女星系统已被调查的存在下，固有的极化。由于它们缺乏变化性，这是使用间接方法完成的，除了已知的BD +31.643的情况外，以下恒星被发现是由于拱星盘的存在而表现出偏振的强候选者：51 Oph，BD +31.643C，HD 58647和HD 233517。
2001-10-30 astro-ph
Gamma-ray Burst UV/optical afterglow polarimetry as a probe of Quantum Gravity
在量子引力中产生的一种可能的双折射效应导致来自远距离源的线偏振发射的偏振角的频率依赖性旋转。在这里，我们使用的紫外/光学偏振数据的余辉的GRB 020813和GRB 021004来约束这种影响。我们发现了一个上限的Gambini和普林双折射参数$| η| <2\times 10^{-7}$。这一极限比活动星系核和蟹状星云脉冲星观测的极限好3个数量级。通过对瞬发$γ$射线的极化的进一步观测，可能会得到更强的极限。
2009-12-08 astro-ph gr-qc
Simultaneous optical polarimetry and X-ray observations of the magnetic CV CP Tuc (AX J2315--592)
CP Tuc（AX J2315 - 592）显示了X射线的下降，持续了大约一半的双星轨道，并且与硬X射线相比，软X射线更深。有人提出，这种倾向是由于吸积流模糊的吸积区的看法。如果CP Tuc是一个极地，就像已经提出的那样，那么这种倾角的长度将使它在极地中独一无二，因为在那些在硬X射线中看到倾角的极地中，倾角只持续了0.1的轨道。我们目前的光学偏振和RXTE观测CP Tuc显示圆偏振水平的~10%，并找到证据，只有一个光度周期。这些数据证实了CP Tuc是一个极地。我们的偏振数据的模型意味着，X射线下降是由于大部分的主要吸积区域被自遮蔽的白矮星。倾角的能量依赖性是由于这种自食和主吸积区域上存在的X射线温度梯度的组合。
1999-02-23 astro-ph
Resolved imaging of extra-solar planets with future 10-100km optical interferometric arrays
近年来，光学望远镜的干涉阵列已经达到了100米的量级，但它们还没有产生高分辨率的图像。现在对成像的分析表明，如果有足够的望远镜，这样的图像可以直接在重新组合的焦平面上获得。太阳系外行星的解析图像原则上可以通过10公里的地面阵列获得。
1996-02-19 astro-ph
On the nature of optical nuclei in FR I radio-galaxies from ACS/HST imaging polarimetry
我们获得了光学成像偏振测量与ACS/HRC登上HST的9个最近的射电星系在3C目录与FR I形态。在这些星系的直接HST图像中看到的核源被发现是高度极化的，其水平在~2- 11%的范围内，中值为7%。我们讨论了产生偏振发射的不同机制，并得出结论，唯一可行的解释是光学核的同步辐射源。这一想法通过与BL Lac天体的偏振性质的类比得到了加强，也为FRI/BL Lac统一模型提供了进一步的支持。这证实了以前的建议，在低光度射电响AGN的主要发射机制是由其喷流的基础上产生的非热辐射有关。除了核偏振（和大规模的光学射流），偏振检测co-spatially与尘埃circumnuclear磁盘，可能是由于二向色性传输;偏振矢量切向的磁盘时，预期的磁场负责的晶粒排列被拉伸的差分旋转。我们探讨了在FR I中检测未对准辐射束的偏振特征的可能性，预期在FR I/ BL Lac统一的框架中我们的源中。我们没有在任何星系中发现这种效应，但我们的结果并不能确定FR I中是否确实存在未对准的光束。
2007-06-13 astro-ph
Revealing AGN by Polarimetry
紫外和光学偏振研究是揭示活动星系核结构和性质的关键之一。结合HST的高空间分辨率，直接证实了预测的~100 pc尺度的散射几何，并精确定位了附近活动星系中隐藏的核位置。最近，我们正在利用光学偏振光谱技术来揭示类星体中心引擎中吸积流的性质。这是为了使用偏振光去污染光谱并研究巴耳末边缘光谱特征，否则巴耳末边缘光谱特征被掩埋在来自围绕中心发动机的外部区域的强发射下。
2004-08-05 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds IV. Polarimetry of the Filamentary NGC 2068 Cloud in Orion B
我们在850微米处对猎户座B中与反射星云NGC 2068相关的恒星形成区进行了亚毫米偏振测量。这些数据是使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜的SCUBA偏振计获得的。观察到的偏振模式是不一致的，预期由一个单一的平均场方向定义的场的几何形状。存在三种不同的偏振角分布，其可以表示在辅助气体内的不同倾斜和/或场几何形状的区域。在一般情况下，偏振模式不相关的总粉尘排放量。相对于天空平面的不同倾斜度的存在与850微米连续辐射与Palomar光学巡天的光学辐射的比较一致，这表明西部的尘埃辐射位于光学星云的前景，而东部的尘埃辐射起源于背景。偏振百分比很高，特别是朝向云的东北区域。该区域的平均极化百分比为5.0%，标准差为3.1%。在灯丝的所有部分都发现了向高强度去极化。
2002-01-21 astro-ph
Error Analysis for Dual-Beam Optical Linear Polarimetry
本文对双光束偏振测量数据进行了误差分析。在回顾基本概念的基础上，给出了偏振度和角度不确定度的解析表达式。然后将这些结果与蒙特卡罗模拟的结果进行比较，后者也用于简要讨论统计偏差。然后，我们探讨了背景扣除的问题和非完美的渥拉斯顿棱镜，平场和延迟板缺陷引入的误差。最后，我们调查仪器偏振的影响，我们提出了一个简单的测试来检测和表征it. The应用程序的这种方法，真正的VLT-FORS 1数据显示存在一个虚假的偏振，这是1.5%的顺序在边缘的视野。这种效应的原因已被确定为准直器中存在相当弯曲的透镜，加上涂层不完全消除反射。这个问题可能是所有配备偏振模式的缩焦器仪器所共有的。一个额外的虚假和不对称的偏振场，其原因尚不清楚，是可见的B波段。
2005-09-07 astro-ph
Evidence of Fragmenting Dust Particles from Near-Simultaneous Optical and Near-IR Photometry and Polarimetry of Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3
我们报告成像偏振的B段和C段的彗星73 P/Schwassmann-Wachmann 3在I和H带通在太阳相位角约35和85度。偏振的程度是典型的活跃彗星，但比预期的彗星家族更大。在约35度的相位角下，偏振颜色为微红色（dP/dL = +1.2 +/-0.4），在约85度的相位角下为中性或微蓝色。在2006年5月11日至13日的最接近过程中，观测在核心处达到了35公里的分辨率。在距离核心的前50 - 200公里内，这两个部分明显偏离了1/rho的表面亮度。辐射驱动的尘埃动力学的模拟可以重现一些观察到的彗发形态，但只有广泛的分布的初始尘埃速度（至少是一个因素的10）为一个给定的颗粒半径。颗粒聚集体的破碎和碎裂能够再现垂直于太阳-彗星轴的观测剖面，但沿该轴（进入尾部）的观测结果不太吻合。所需的破碎是显着的，在平均颗粒聚集体尺寸减少约10倍。这两个过程的结合可能解释彗星的表面亮度轮廓。
2008-02-08 astro-ph
HST/NICMOS Imaging Polarimetry of Proto-Planetary Nebulae: Probing of the Dust Shell Structure via Polarized Light
利用HST上的NICMOS，我们对原行星状星云进行了成像偏振测量。我们的目标是通过分离尘埃散射的线偏振光和非偏振的直射光来研究后渐近巨星分支星的光学薄壳层的结构。这种独特的技术使我们能够探测明亮的中央恒星周围的微弱反射星云，这些星云在常规成像中可以被隐藏在中央恒星的点扩散函数之下。我们的观测和档案检索已经产生了五个源的偏振图像：IRAS 07134+1005（HD 56126），IRAS 06530-0213，IRAS 04296+3429，IRAS（Z）02229+6208和IRAS 16594-4656。这些图像通过偏振强度图以前所未有的细节揭示了星周尘埃分布，为理解这些尘埃壳的三维结构提供了基础。我们已经观测证实了AGB质量损失的停止和内部壳层结构，这是强烈联系在一起的祖先星的质量损失历史上的AGB所造成的内腔的存在。我们还发现，在这些拱星壳赤道增强来不同程度的对比度，这表明在这些光学薄壳的光学深度范围。我们的数据支持的解释，PPN形态的二分法主要是由于光学深度和次要的倾斜效应的差异。偏振图揭示了这些光学薄反射星云的倾斜角度范围，消除了椭圆星云是两极双极星云的概念。
2004-11-19 astro-ph
The calibration of interferometric visibilities obtained with single-mode optical interferometers. Computation of error bars and correlations
本文提出了一种标定光学和红外干涉仪数据的方法。我表明，相关的噪声和误差需要考虑到一个很好的估计个别误差棒，但也当模型拟合的数据，以获得有意义的模型参数，其准确性不会高估。它还表明，在高相关噪声的条件下，微弱的结构的源可以检测到。这一点对于为困难的计划（如系外行星探测）定义校准策略非常重要。噪声统计的假设的有效性的限制进行了讨论。
2003-01-08 astro-ph
PROMPT: Panchromatic Robotic Optical Monitoring and Polarimetry Telescopes
在120万美元的赠款和捐款的资助下，我们现在正在CTIO建设PROMPT。PROMPT将于2005年底完成，它将由六台直径为0.41米的里奇-克雷蒂安望远镜组成，这些望远镜安装在快速旋转的支架上，当余辉可能非常明亮时，它们将在几秒钟内对伽马射线暴警报作出反应。每一个反射镜和相机涂层都针对不同的波长范围和功能进行了优化，包括一个NIR成像仪、两个红色优化成像仪、一个蓝色优化成像仪、一个紫外优化成像仪和一个光学偏振仪。PROMPT将能够通过dropout识别高红移事件，并将这些事件与类似的灭绝特征区分开来。通过这种方式，PROMPT将作为一个测距仪范围，用于对同样位于CTIO的更大的4.1米直径SOAR望远镜进行光谱跟踪。当不追逐GRB时，PROMPT在北卡罗来纳州为更广泛的教育目标服务。外壳结构和前两个望远镜现在已经完成并开始工作：PROMPT在2004年12月观测到斯威夫特的第一个伽玛暴。我们在2005年2月将两台望远镜升级为四台，并在2005年年中将四台望远镜升级为六台。
2005-03-07 astro-ph
Optical polarimetry and infrared photometry of two AM Her binaries: 1RXS J161008.0+035222 and 1RXS J231603.9-052713
我们提出了第一个光学圆偏振和线偏振测量的两个极候选人从ROSAT：1 RXS J161008.0+035222和1 RXS J231603.9-052713。我们还介绍了H波段近红外测光的最后一个对象。强圆偏振的存在证实了它们是AM Her系统。在两种不同的亮度状态下观察到1 RXS J231603.9-052713。1 RXS J161008.0+035222的磁通量和偏振度的轨道相位依赖性与一个简单的模型合理地拟合，在该模型中，该双星被观察到在一个小的倾角和磁场轴几乎平行于白矮星旋转轴，导致吸积柱轴被从顶部看到在整个轨道旋转。磁场可能在10至20 MG的范围内。1 RXS J231603.9-052713的圆偏振是复杂且高度可变的。该天体的光变曲线已经用一个模型拟合，该模型包括白矮星，加热的次级和点状吸积区。即使在光波长中，二次发射也有显著的贡献。该模型还再现了1 RXS J231603.9-052713的光学偏振的主要特征。我们估计的主要参数的二，吸积区域和距离系统。然而，一个更精确的解释这个系统应该考虑到一个扩展的和不均匀的吸积区域以及非径向吸积。
2006-04-13 astro-ph
Polarimetry and spectroscopy of the polar RX J1141.3-6410
我们提出的第一个光学偏振测量RX J1141.3-6410，确认作为一个极性的明星。圆偏振随轨道周期在0和13%之间变化。α光谱表明，这条线至少由两个组成部分形成：宽的和窄的。宽分量的最大红移的相位与最大圆偏振的相位相差0.5，这对于这类恒星是不常见的。我们提出了一个几何配置的系统，可以解释的偏振和光谱数据的主要特点。
1998-05-14 astro-ph
Optical Physics of Imaging and Interferometric Phased Arrays
微波、亚毫米波和远红外相控阵列对天文学具有相当重要的意义。我们考虑的行为成像相控阵和干涉相控阵从功能的角度来看。它示出的平均功率，场相关性，功率波动，以及在输出端口的成像或干涉相控阵的功率波动之间的相关性可以被发现，一旦合成的接收模式是已知的。接收模式不必是正交的或甚至是线性独立的。结果表明，相控阵列的操作是密切相关的数学理论的框架，框架的理论可以用来确定的程度，任何类的强度或场分布可以重建明确的从复杂的振幅的行波在输出端口。该理论可用于建立一个似然函数，通过Fisher信息，该函数可用于确定相控阵可用于恢复参数化源的参数的程度。例如，有可能探索一个系统（也许是干涉仪系统）同时观测天空中两个相距甚远的区域的方式。
2006-09-12 astro-ph
Polarimetry of Li-rich giants
原行星状星云通常呈现出非球形的外壳。这种几何学的起源至今仍有争议。有迹象表明，它可能是从恒星演化的早期阶段，如AGB阶段遗留下来的。但是，在恒星的演化过程中，非球形的包层出现的时间有多早呢？富含锂的巨星显示出尘埃环绕的信封，可以帮助回答这个问题。我们使用光学偏振仪研究了14颗富锂巨星的样本，以检测它们周围的非球形包络。我们使用IAGPOL成像偏振计获得V波段光学线偏振测量。利用每个CCD帧中的场星估计前景偏振。去除前景偏振后，7个物体呈现出低的固有偏振（0.19 - 0.34）%，2个（V859 Aql和GCSS 557）显示出高的固有偏振值（0.87 - 1.16）%。这种内在的极化表明，富锂巨星呈现出非球形的星周尘埃分布。内在的偏振水平可能是有关的信封的视角，与较高的水平表明物体被认为更接近边缘上。所观察到的偏振与光学色过剩的相关性提供了额外的支持，以拱星起源的内在偏振在富锂巨星。固有偏振与IRAS 25微米远红外发射的相关性甚至更好。对样品的光谱能量分布的分析表明，包层的尘埃温度往往在190和260 K之间。我们认为尘埃散射确实是富锂巨星光学内禀偏振的原因。我们的研究结果表明，非球形的信封可能出现早在红巨星阶段的恒星演化。
2005-12-09 astro-ph
Optical polarimetry toward the Pipe nebula: Revealing the importance of the magnetic field
磁场被认为在自引力云的形成和支持以及其中原恒星的形成和演化中起着重要的作用。我们使用R-波段线性偏振仪收集约12000颗恒星在46个领域的视线朝向烟斗星云，调查整个黑暗的云复杂的偏振特性。平均极化矢量表明，磁场局部垂直于烟斗星云的大结构（“茎”），表明全球崩溃可能是由双极扩散驱动的。烟斗星云的偏振特性明显地发生了变化。星云的西北端（B59区域）被发现具有低偏振度和偏振位置角的高色散，而在云的另一端（“碗”），我们发现平均偏振度高达$\approx$ 15%和偏振位置角的低色散。天空磁场强度的平面估计从B59区域的大约17 $μ$ G到碗状区域的大约65 $μ$ G不等。我们提出，存在三个不同的区域，这可能与云的不同演化状态有关;这一想法得到了管道极化特性和估计的质量流量比的支持，该质量流量比在B59区域的超临界和碗内的亚临界之间变化。我们确定的三个区域是：B59区域，目前正在形成恒星;茎，似乎处于恒星形成的早期阶段，物质已经经历了坍缩阶段，但尚未诞生恒星;碗，代表云的最早阶段，其中坍缩阶段和云碎片已经开始。
2008-06-06 astro-ph
An Alignment Effect in FR I Radio Galaxies: U-band Polarimetry of the Abell 2597 Cluster Central Galaxy
我们获得了与FR I射电源PKS 2322-122相关的空间扩展的蓝色光学连续谱的U波段偏振测量。PKS 2322-122位于Abell 2597星团的中央星系。我们发现一个三西格玛的上限小于6%的光学连续的偏振度。这个极限与蓝色连续谱主要是散射光或同步辐射不一致。因此，我们可以排除将蓝色连续谱归因于来自隐藏在直接视图中的活动核的散射光的模型。基本上所有与沿着射电源的蓝色连续体有关的数据-"蓝色瓣“-表明它们是最近恒星形成的区域，可能是由射电源和周围的冷气体（$<10^4$ K）之间的相互作用引起的。我们比较了A2597和A1795的剩余帧U波段偏振光度和1.4 GHz的无线电功率的几个高红移射电星系表现出对齐效应。我们认为，一些强大的，高红移射电星系表现出的对齐效果，和低功率，FR I射电星系在冷却流表现出蓝瓣现象的基本属性区分，是活动星系核的强度。
1998-10-28 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
