Polarimetry of binary stars
天文偏振测量是一种强大的技术，可以提供物理信息，有时很难或不可能通过任何其他类型的观察获得。几乎每一类双星都可以从偏振观测中受益：主序前天体、近距离或接触双星、质量传递系统、演化双星、激变变星、食双星等。在这些系统中，偏振测量可以帮助确定星周或星周双星物质分布的几何形状，产生关于不对称性和各向异性的信息，识别模糊源，绘制星点图，探测磁场，并建立轨道参数，仅举几个例子。特别是轨道倾角对于双星系统来说是一个非常重要的信息，因为它可以确定组成部分的质量，这是决定恒星初始结构和随后演化的基本参数。这篇评论将说明偏振技术在双星研究中的有用性，并举例说明对各种双星系统获得的结果，以及模型的概述，包括用于检索轨道倾角的模型。
2005-11-08 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
VLA Polarimetry of Two Extended Radio Galaxies
本文介绍了两个扩展射电星系0235-197和1203+043的多波长VLA观测结果。早期的研究中有一些证据表明，这两个源表现出低频（<1 GHz）的可变性。这项工作表明，这两个源有线性极化，如果有的话，低于320 MHz的检测限，所以我们不能解释的变化是由于仪器极化效应已建议为3C 159。折射闪烁可能是0235-197中变异性的原因。这需要在这些观测中看到的热点之一中存在明亮，紧凑的组件。这并非不可信，但这个观测计划的分辨率不足以解决这个问题。射电源1203+043缺乏任何明亮的致密成分，从而排除了折射闪烁机制的可变性。因此，这一来源的可变性的说法可能是虚假的。然而，320 MHz的VLA观测表明，1203+043有一个“X”形的射电结构。这是一种罕见的形态的亮度分布的射电星系，这是检查的影响。
2000-03-06 astro-ph
Polarimetry of the dwarf planet (136199) Eris
我们研究了大矮行星（136199）厄里斯的表面特征。利用ESO VLT的FORS-1仪器，我们获得了Bessell宽带R线偏振和宽带V、I测光。我们已经建模的相干后向散射机制来约束物体的表面性质的意见。厄里斯的偏振观测表明，在0.15-0.5度的相位角范围内，没有反对浪涌的小负线性偏振。光度数据允许我们假设在低于0.2-0.3度的相位角处的亮度反峰。所获得的数据表明可能的相似性，冥王星的偏振和光度相位曲线。测得的Eris的绝对星等和宽带色分别为H_V=-1.15，V-R=0.41，V-I=0.75。
2007-11-30 astro-ph
Acquisition and analysis of adaptive optics imaging polarimetry data
介绍了ESO自适应光学系统ADONIS对近红外偏振成像数据的采集、处理和定标过程。ADONIS偏振测量设备由旋转线栅偏振器提供。图像是在偏振器从0到180度旋转22.5度的增量下拍摄的，对偏振曲线进行过采样，但允许评估光度变化的影响。描述了几种去除检测器签名的策略。通过对偏振可以忽略不计的恒星的观测，确定仪器偏振在J、H和K波段为1.7%。强调了在IR中缺乏非偏振标准星的可用性，特别是那些不太亮而使当前IR探测器饱和的标准星。描述了偏振图的制作过程。恢复偏振数据的实验，以达到衍射极限偏振，概述，特别是参考数据的侏儒反射星云Eta船底座周围。
1999-07-01 astro-ph
Astronomical Science with Laser Guide Star Adaptive Optics: A Brief Review, a Current Snapshot, and a Bright Future
本文简要地讨论了激光导星自适应光学（LGS AO）在天文学研究中的过去、现在和未来。我们提出了一个表格的参考科学论文从LGS AO，共计23个出版物，截至2006年5月。LGS AO科学的第一个十年（1995-2004）的特点是科学生产力适中（约1篇论文/年），因为LGS系统正在实施和委托。在过去的两年里，科学研究出现了爆炸性的增长（约1篇论文/月），这主要归功于凯克II 10米望远镜上的新LGS系统，并指出了高角分辨率科学的一个令人兴奋的新时代。为了说明可实现的天空性能，我们提出了广泛的收集凯克LGS性能测量从我们的褐矮星近红外成像调查的第一年。我们总结了LGS与哈勃太空望远镜相比的电流强度和弱点，提供了一个期望的改进列表，并期待着LGS在大型地面望远镜上的大规模实施的光明未来。
2006-09-07 astro-ph
Experiences with Airborne and Ground-Based Polarimetry
远红外和亚毫米波段的偏振测量在追踪明亮的银河系云中的磁场方面一直很有价值。我们讨论的技术，我们已经开发和趋势，我们已经发现在偏振与柱密度，与波长。偏振光谱已被证明比预期的更有趣。这是潜在的价值，在解释晶粒排列和在表征尘埃物种。人们可以预期红外卷云是一个比迄今为止在多个波长下探索的分子云简单得多的环境。虽然卷云观测必须处理低信号和宽范围，但准确测量从中红外到微波频率的光谱能量分布正在成为可能，而且确定同一范围内的偏振光谱也将很快成为可能。
2003-05-15 astro-ph
Resolution limits in astronomical images
介绍了一种方法来推导各种先验定义的亮度分布的模板适合表示天文图像中的结构和对象的分辨率标准。该方法用于导出模板的最小和最大可分辨尺寸的标准。模板的最小可分辨尺寸由（SNR-1）/SNR的比率确定，并且最大可检测尺寸由1/SNR的比率确定。这些标准的应用进行了讨论，从填充孔径仪器和干涉仪的数据，占不同的孔径形状和傅立叶采样，锥形，切趾和能见度加权的影响。具体的分辨率限制推导出四个不同的模板的亮度分布：（1）二维高斯，（2）光学薄球壳，（3）均匀亮度的磁盘，（4）环。这些模板的极限分辨率随着SNR的变化类似于分辨率的量子极限。实际应用中的分辨率限制讨论了两个例子处理测量的最大亮度温度在紧凑的相对论性喷流和年轻的超新星遗迹的形态评估。
2005-03-09 astro-ph
Near-Infrared Imaging Polarimetry of M42: Aperture Polarimetry of Point-like Sources
我们利用宽视场（~8' \times 8'）$JHKs$波段偏振仪对M42中猎户座星云团（ONC）的500颗恒星进行了孔径偏振测量。大多数近红外（NIR）偏振是二向色的，偏振的位置角在全局和局部上与以前的远红外（FIR）和亚毫米观测一致，考虑到二向色吸收和发射之间的角度差为90 $^\circ $。这与NIR二向色偏振和FIR/亚毫米热偏振都跟踪OMC-1区域中的磁场的想法一致。从这些观测结果推断的磁场表明，在小于0.5 pc的尺度上，质心在IRc 2附近，存在一个箍缩。沙漏形的磁场图案解释的模型中，磁场线与收缩的气体一起被拖动，然后通过在一个磁盘中的旋转缠绕。IRc 2西北部的高偏振区域和亮条附近的低偏振区域在NIR和FIR/亚毫米数据中也很常见，尽管存在一些差异。我们还发现了约50种可能的高度偏振源，其偏振更可能是固有的而不是二向色的。它们的偏振效率（$P(H)/A(H)$）太大，不能用星际偏振来解释。其中包括10颗年轻的棕矮星，它们具有更高的偏振效率，这可能为年轻棕矮星周围的（未解决的）拱星结构提供几何证据。
2008-07-09 astro-ph
Characteristics of EGRET Blazars in the VLBA Imaging and Polarimetry Survey (VIPS)
我们研究了EGRET探测到的耀变体的射电特性，作为VLBA成像和偏振测量调查（VIPS）的一部分。VIPS的通量极限大约比MOJAVE巡天和大多数其他用于研究EGRET blazar性质的样本低一个数量级。在较低的通量水平，无线电通量密度并不直接相关的伽马射线通量密度。我们发现，EGRET探测到的耀变体往往有更高的亮度温度，更大的核心部分，并可能大于平均喷流张开角。一个弱的相关性也被发现与射流长度和偏振。所有的既定趋势可以解释系统较大的多普勒因子在伽玛射线大声blazars，与较高的表观速度的测量结果在10千兆赫以上的射频进行的监测程序中发现的一致。
2007-09-06 astro-ph
Submillimeter Imaging Polarimetry of the NGC 7538 Region
本文介绍了用SCUBA偏振计对NGC7538区0.85mm连续辐射的成像偏振测量。偏振图解释的热辐射的磁性排列的尘埃颗粒。在表面亮度图中发现了与IRS 1和IRS 11相关的两个突出核心，IRS 1（SMM）和IRS 11（SMM）。虽然这些核心在表面亮度上看起来相似，但它们的偏振显示出惊人的差异。在IRS 11（SMM）中，偏振矢量非常有序，偏振度相当高，平均约为3.9%。另一方面，在IRS 1（SMM）中，偏振矢量的方向被局部扰动，并且偏振度比IRS 11（SMM）的偏振度低得多。这些差异表明，小尺度的磁场波动在IRS 1（SMM）中更为突出。这可以解释为核心的进化阶段的差异。在IRS 1（SMM）内部，它似乎处于比IRS 11（SMM）更晚的进化阶段，已经形成了子结构，如子块或红外源簇。在这些子结构的形成过程中，磁场的小尺度波动可能已经形成。从我们的极化图导出的磁场方向的分布与IRS 1（SMM）和IRS 11（SMM）相关的分子流出的分布一致。通过比较磁场与外流场的能量密度，发现磁场可能对外流场的方向起着重要的引导作用。
2001-03-21 astro-ph
Diffraction-limited bispectrum speckle interferometry and speckle polarimetry of the young bipolar outflow source S140 IRS1
我们提出了深埋红外双极外流源S140 IRS 1，在L1204分子云的大规模原恒星对象的双谱散斑干涉和散斑偏振。使用SAO 6 m望远镜，我们获得了280 mas分辨率的偏振图的S140 IRS 1，以及K波段的图像与衍射极限分辨率λ/D为76 mas，这是最高的角分辨率图像的年轻外流源以往任何时候都在红外。我们的数据表明，中心源是边缘解决的半高宽直径约为20 mas（~ 20 AU）。在我们的图像中最显著的特征是一个明亮的延伸和非常clusively结构指向远离中心源的方向与蓝移的CO流出叶完全相同。在这个特征中，中心对称的高偏振模式表明我们看到了来自中心光源的散射光。我们将这一特征解释为IRS 1周围星周包层中一个部分抽空的空腔的星团内表面，该空腔是由IRS 1的强外流所挖出的。
2000-09-28 astro-ph
First polarimetry results of two candidate high-mass protostellar objects
我们提出了两个高质量恒星形成区-W 48和S152的850微米成像偏振测量。在这些区域内，我们已经确定了两个候选的大质量原恒星物体-W 48 W和S152 SE。与附近的HII区域相比，候选HMPO的亚毫米连续发射是明亮的。W 48 W是一个冷的密集源，没有无线电或中红外辐射。S152 SE在该区域的西南部有一个IRAS源IRAS 22566+5828，它出现在中红外8.28微米辐射中，但没有射电辐射。850微米的数据显示了该地区东北部的另一个核心。偏振测定是有序的，并且偏振度在候选HMPO上很高-W 48 W约为6%，S152 SE约为8%。这种性质的偏振测定结果表明强的有序磁场穿过候选HMPO。S152 SE和W 48 W的磁场方向垂直于云的伸长方向，这意味着云沿着磁力线坍缩。磁场强度的估计是使用Erasekhar & Fermi方法得出的。我们计算出W 48 W和S152 SE的天空场强分别为~0.7 mG和~0.2 mG。我们讨论的缺点，使用大尺寸的光束的Errasekhar &费米方法。已经计算了质量流量比，发现这两种云大致是临界的。
2004-05-14 astro-ph
Using Fuzzy Logic for Automatic Analysis of Astronomical Pipelines
关于宇宙的组成、类地行星的丰度以及宇宙中最明亮的爆炸的原因等基本天文学问题，正在受到耗资数十亿美元并返回大量数据管道的机器人望远镜的攻击。这些程序的成功取决于天文图像自动实时处理的准确性。本文讨论了现代天文管道的需求，根据模糊逻辑为基础的决策。几个特定的模糊逻辑算法已经开发的第一次为天文学的目的，并测试了从现有的夜空实况天空调查的数据与优秀的结果。
2005-06-27 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
Optical and Radio Polarimetry of the M87 Jet at 0.2" Resolution
我们讨论光学（HST/WFPC2 F555W）和无线电（15 GHz VLA）偏振观测的M87喷流在1994 - 1995年。许多结区是非常高度极化的（$\sim 40-50%$，接近光学薄同步辐射的理论最大值），表明高度有序的磁场。在结间区域也观察到高度极化。虽然光学和无线电偏振图有许多相似之处，我们观察到无线电和光学偏振结构之间的显着差异，特别是在内部喷流的明亮的结，让我们重要的洞察力喷流的径向结构。与无线电不同，光学磁场位置角在节点HST-1、D、E和F的上游端变得垂直于射流。此外，光学偏振显着降低的位置处的通量在这些结。与此相反，射电观测到的磁场位置角在这些区域的大部分保持平行于喷流，射电极化的降低较小。在其他喷流区域中可以看到更多的微小差异。光学和无线电偏振测量结果之间的许多差异可以解释在一个模型，其中冲击发生在喷流内部，在那里较高能量的电子集中和主导的偏振和非偏振的发射在光学，而无线电地图显示强大的贡献，从较低能量的电子在区域与{\bf B}平行，喷流表面附近。
1999-01-13 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
Near-infrared imaging polarimetry of dusty young stars
我们进行了JHK偏振观测的11个尘埃年轻的恒星，使用偏振仪模块IRPOL 2与近红外相机UIST的3.8米英国红外望远镜（UKIRT）。我们的样本针对的系统，UKIRT可分辨光盘已预测模型拟合其光谱能量分布。我们的观测证实了TW Hya和HD 169142周围存在扩展偏振发射。HD 150193和HD 142666在我们的样品中显示出最大的偏振值，但没有解析出扩展结构。通过结合我们的观察与HST的日冕数据从文献中，我们得到的J-和H-波段的固有极化径向依赖TW海亚的磁盘。我们发现光盘的偏振效率是在H比在J高，我们确认，J-和H-波段的百分比偏振是合理的常数与半径之间的区域0.9和1.3弧秒从恒星。我们发现，我们已经检测到扩展偏振的对象是那些先前的建模建议存在的耀斑光盘，这是预测要比平坦的光盘更亮，因此将更容易检测偏振。
2005-11-29 astro-ph
High-Resolution Near-Infrared Imaging and Polarimetry of Four Proto-Planetary Nebulae
HST NICMOS（F160 W，F222 M）的高分辨率近红外图像和偏振（2 μ m）观测是对四个双极原行星状星云（PPN）：IRAS 17150-3224，IRAS 17441-2411，IRAS 17245-3951和IRAS 16594-4656进行的。其中前三个几乎是从侧面观察的，第一次看到了其中的中心恒星。彩色图显示边缘朝上病例双极叶之间的环形突起变红，而双极叶变蓝。极化值很高，最大值范围为40%至80%。偏振方向图基本上是中心对称的，在赤道低偏振区有一些偏差。对于IRAS 17150-3224，在1.6微米处看到了拱星弧，以及在赤道区域新发现的环。在叶的末端可以看到明亮的帽，表明它们不是开放式的。在偏振矢量的强度中可以看到明显的点对称图案，特别是在IRAS 17150-3224中。HST NICMOS观测为WFPC 2可见光图像提供了一个有价值的补充，用于推导双极PPN的基本结构。
2003-04-22 astro-ph
Near-Infrared Imaging Polarimetry of Young Stellar Objects in rho-Ophiuchi
介绍了对蛇夫座ρ 20个年轻恒星天体进行的近红外（JHKLP）成像线性偏振测量的结果。大多数的源是无法分辨的，具有K波段偏振，P_K <6%，有几个物体与扩展反射星云有关。这些天体具有中心对称的矢量图案，在其核心上具有偏振盘;在其包络上可以看到P_K > 20%的最大偏振。核心偏振度和从光谱能量分布推断的演化状态之间的相关性。只有在第一类YSO中观察到K波段核心极化> 6%。利用一个具有扁圆状晶粒的三维蒙特卡罗模型，在一个磁场中研究了三个具有扩展星云的rho Oph YSO的通量分布和偏振结构。密度的ρ与r^（-1.5）幂律成比例，应用于整个包络。大尺度的中心对称偏振结构是由于散射。然而，星云明亮核心的偏振结构似乎需要排列的非球形尘埃颗粒的二向色消光。位置角表示在外壳内部的环形磁场。由于二向色性消光导致的偏振测量值通常<10%，因此晶粒必须是近似球形或非常弱的排列。在反射星云的外部观测到的较高的偏振要求负责散射的尘埃颗粒具有<=1.05微米的最大颗粒尺寸。
2008-02-13 astro-ph
86 GHz polarimetry of OVV1633+382 after a major mm flare
18等的类星体1633+382（4C38.41，z=1.807）在2001/2002年有一次非常显著的爆发。该耀斑在90 GHz处的峰值振幅超过9 Jy，比1980年以来该源已知的任何耀斑都要亮，爆发速度特别快，在230 GHz处的峰值振幅在不到8天的时间内增加了2 Jy。自2002年1月以来，1633+382的毫米通量一直在衰减。然而，在这一下降过程中，局部通量变化幅度为1-3 Jy，表明在1-2个月的时间尺度上，潜在的和更快的源活动。在2001.99年出现的主峰之后，90 GHz通量在2002.3、2002.7和2003.13年以大约半年的间隔出现次极大值。这种周期性可以通过灯塔模型（Camenzind和Krockenberger 1992）来解释，该模型基于Blanford和Payne（1982）的磁加速器。目前，毫米波通量几乎恢复到耀斑开始前的静态水平2-2.5焦耳。我们的VLBA偏振监测开始于2002年6月耀斑爆发期间。在厘米波长，耀斑只是边缘检测，这意味着非常高的不透明度的来源。
2005-01-03 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds. V. Submillimeter Polarization of the Barnard 1 Dark Cloud
我们目前850微米偏振从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对几个密集的核心内的黑暗云巴纳德1在英仙座。从整个映射区域检测到显著的偏振发射，并且不限于明亮核心的位置。这表明存在着排列整齐的颗粒，因此是天空平面上磁场的一个分量。远离亮核检测到的偏振矢量在约90度（北偏东）的位置角处强烈对齐，而与亮核相关的矢量显示不同方向的对齐。在早期的光学偏振测量法中测得的朝向英仙座的偏振角和偏振的亚毫米热辐射之间没有直接的相关性。表现出向高强度去极化，但向最亮的核心达到一个阈值，超过该阈值，测量到极化百分比没有进一步降低。从内部信封的偏振发射数据进行比较，与先前公布的OH塞曼数据估计的总场强和方向的假设下，在该地区的均匀和非均匀的字段组件。这些结果是粗略的估计，只是由于单一的独立检测塞曼分裂巴纳德1。因此，均匀场分量计算为B（0）= 31微高斯[+/-（0.52（北）-0.01（东））-0.86（l.o.s.）]在我们假设视线场的色散与场强之比为0.2的情况下。
2002-05-20 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
Near-infrared polarization images of the Orion proplyds
我们在J、H和K波段对靠近梯形星的猎户座恒星进行了AO辅助高分辨率成像偏振测量。差分偏振图像的最大和最明亮的progrands之一的解释使用三维辐射传输模拟的基础上蒙特卡罗方法。虽然地面观测无法完全分辨，但可以用偏振测量法绘制星周物质。我们提出了对巨行星177-341的盘参数的限制。我们测试了具有不同粒度分布的尘埃模型是否可以解释所观察到的偏振模式的程度，并发现具有较大颗粒的简单模型不会再现光谱偏振行为。近红外偏振微分成像（PDI）技术为研究猎户座前体的结构提供了一个很好的机会。
2008-05-05 astro-ph
