Broad-band linear polarization in late-type active dwarfs
我们提出最近的极化结果的磁活性晚型矮星。在这些恒星的偏振被发现是波长依赖性，减少对较长的波长。在B、V、R和I波段，这些活动矮星的偏振度平均值分别为0.16 ± 0.01%、0.080 ± 0.006%、0.056 ± 0.004%和0.042 ± 0.003%。目前的结果表明，在大多数活动矮星的极化主要是由于磁增强和散射的极化的总和。然而，在一些活跃的恒星中也发现了偏振的补充源。偏振度与Rossby数、色球活动指标、日冕活动指标等活动参数的相关性在B波段较强，在I波段较弱。
2016-02-05 astro-ph.SR
Optical linear polarization in ultra cool dwarfs: A tool to probe dust in the ultra cool dwarf atmospheres
目的：最近的研究已经在光学I波段探测到L矮星的线偏振。理论模型已被开发来解释这种极化。这些模型预测在较短的波长下较高的偏振。本文讨论了四个超冷矮星的R带和I带的偏振。方法：我们报告了使用安装在4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）上的中间色散摄谱仪和成像系统（ISIS）在R和I波段对4颗超冷矮星进行的线性偏振测量。结果：正如理论模型预测的那样，我们发现，在这些超冷矮星中，有3/4的R波段的偏振度高于I波段的偏振度。这表明尘埃散射的不对称性是由扁率>引起的。我们还展示了这些测量如何符合理论模型。的情况下，发现的线性偏振的变化，这表明随机分布的尘埃云的存在。我们还讨论了一种情况下存在的冷碎片盘。
2009-10-28 astro-ph.SR
Multi-band polarization of Type IIP supernovae due to light echo from circumstellar dust
IIP型超新星（SNe IIP）在晚期常表现出相对较高的连续极化（$\sim 1$）。这种偏振特征通常被认为是由于在后期阶段揭示的内部非球面核心，而这种偏振特征也可以由SN周围的星周（CS）尘埃的偏振散射回波的影响所贡献。在本文中，我们提出了一个独特的方法来区分偏振从SN喷出物和从光回波。我们定量研究波长依赖性的散射回波的各种几何形状和CS尘埃量的偏振。发现在$U$带中的极化具有特征性特征，即，偏振出现在比较长波长更早的相位，具有更高的偏振度。这是由于$U$波段光变曲线的快速演变以及尘埃在较短波长下的较高光学深度。除了$U$带之外，在平台阶段之后偏振增加，并且对于较短的波长，偏振度通常较高。这些偏振特性可以很容易地与非球面纤芯预期的偏振区分开来，非球面纤芯预测几乎没有波长依赖性。此外，我们表明，SNe IIP的多波段偏振观测可以约束CS尘埃质量和距离SNe的参数空间。因此，我们鼓励多波段极化观测SNe IIP。
2018-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Near-Infrared Polarization of the Pre-Planetary Nebula Frosty Leo
我们提出了一个近红外成像偏振研究的前行星状星云：霜狮子座。观测是使用安装在墨西哥索诺拉吉列尔莫·哈罗天体物理观测台2.1米望远镜上的新偏振计POLICAN在J、H和K'波段进行的。在偏振图中观察到的最突出的结果是一个大的和明确的尘埃信封（35 \arcsec \直径的H波段）。包层中的偏振位置角特别有序，几乎平行于星云的赤道（在J和H波段）。星云呈现出一个已知的双极外流，被星云的包层完全包裹着，在双极叶内，我们发现了从$60\%$（J带）到$90\%$（K'带）的高偏振能级，偏振角呈中心对称模式。我们发现了在双极叶的边缘的超风壳的残余物，这个阶段的持续时间约为600 yrs。在星云中的偏振功能的起源是最有可能由于单次和多次散射的组合。我们的研究结果清楚地表明了新的结构，提供了新的线索，从以前的渐近巨星分支阶段的演变霜狮子座。
2020-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the existence of optical linear polarization in young brown dwarfs
线偏振可以用来探测超冷矮星中是否存在大气凝聚。模型预测，观测到的线偏振随扁率的增加而增加，扁率与表面重力成反比。我们的目标是测试明亮的年轻棕矮星样本中光学线性偏振的存在，光谱类型在M6和L2之间，可从卡拉尔阿尔托天文台观察到，并且以前使用光谱学编目为低重力物体。在Calar Alto天文台（西班牙）的2.2米望远镜上使用CAFOS在I和R波段收集线性偏振图像。采用光通量比法测定了线偏振度。在3 $σ$的置信度下，我们的数据表明，所有目标在观察时在I波段平均线性偏振度低于0.69%，在R波段平均线性偏振度低于1.0%。我们在R波段检测到年轻的M6矮星2 MASS J 04221413 +1530525的显著（即P/ $σ$ $\le$ 3）线性极化，其程度为$\mathrm{p^{*}}$ = 0.81 $\pm$ 0.17%。
2017-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations of GHz-band polarization in a black hole
本文首次在恒星质量黑洞系统 GRS 1915+105 中探测到 GHz 射电偏振准周期振荡，发现射电辐射上升阶段线偏振与流量具有约17和33秒的相似振荡周期且反相关，为理解磁化喷流不稳定性与动力学提供了重要依据。
2025-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Does HL Tau Disk Polarization in ALMA Band 3 Come from Radiatively Aligned Grains?
在ALMA时代，（亚）毫米尘埃连续体中的圆盘偏振是一个快速发展的领域。它开辟了令人兴奋的可能性，检测和表征磁场和晶粒生长的磁盘周围的年轻恒星物体。然而，使用偏振探测磁盘属性，它的产生机制必须首先确定。到目前为止，传统的机制，包括磁性排列的晶粒未能解释在大多数磁盘中检测到的偏振模式。这对于ALMA波段3（波长$\sim 3$ mm）中HL Tau的倾斜盘尤其如此，其具有椭圆偏振图案。椭圆图案被认为是尘埃颗粒的偏振发射的证据，这些尘埃颗粒的长轴垂直于辐射通量的方向。我们发现，即使在倾斜的磁盘，如HL头的辐射对齐的晶粒产生一个圆形，而不是椭圆形，偏振模式。椭圆偏振模式可以产生，如果颗粒之间的旋转速度通过黄金机制的尘埃和气体之间的差异，空气动力学对齐。然而，一个强大的方位角变化的偏振强度预计辐射和气动对准，但没有观察到在HL Tau盘在ALMA带3。我们的结论是，这两种机制都不能单独解释的数据和起源的3毫米偏振仍然是一个谜。我们推测，这个谜可能是解决的直接排放和散射的空气动力学排列的颗粒相结合。
2018-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Polarization Signals from Cloudy Brown Dwarfs: Luhman 16 A and B in Three Dimensions
从Luhman 16 A和B在H波段的圆盘积分偏振的检测，以及随后的建模，已被解释在这些机构的纬向云带的框架。最近，Tan和Showman（2021）用大气环流模型（GCM）研究了棕矮星的三维大气环流和云结构，他们的模拟产生了复杂的云分布，显示了纬向喷流的某些方面，但也显示了复杂的涡旋，无法通过简单的模型捕获。在这里，我们使用这些三维GCM特定于Luhman 16 A和B，随着三维蒙特卡罗辐射转移代码ARTES，计算它们的偏振信号。我们采用的三维温压和云廓线从GCM作为我们的输入大气结构。我们在1.6 $μ$ m处的偏振计算与从Luhman 16 A和B测量的线性偏振度吻合得很好。我们的计算再现了云粒子大小在0.5-1 \，$μ$ m（Luhman 16 A）和5 \，$μ$ m（Luhman 16 B）之间的两个天体的测量偏振。我们发现，在一个旋转周期的过程中，线性偏振的程度可以在一个小时的时间尺度上变化。我们还表明，模型与方位角对称带状云的几何形状，通常用于解释偏振观测的棕矮星，过度预测的偏振信号，如果云的模式不包括复杂的漩涡在这些波段。这一探索性的工作表明，GCM是有希望的建模和解释棕矮星的偏振信号。
2021-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Broad band polarimetric follow-up of Type IIP SN 2012aw
我们提出的结果的基础上，R波段偏振后续观测附近（~10 Mpc）II型高原SN 2012 aw。从超新星爆发后约10天开始，这些偏振观测涵盖约90天（在平台阶段），分布在9个历元。为了表征银河系星际极化（ISP_MW），我们观测了14颗位于SN周围10度半径范围内的场星。我们还试图减去主星系尘埃偏振分量，假设主星系中的尘埃性质与观测到的银河系尘埃相似，并且一般磁场遵循星系旋臂的大尺度结构。在修正了IS_PMW后，我们的分析推断SN 2012 aw具有0.85% ± 0.08%的最大偏振，但偏振角没有显示出太大的变化，加权平均值为~138度。然而，如果从观测到的SN偏振值中减去ISP_MW和宿主星系偏振（ISP_HG）分量，SN的最大偏振变为0.68% ± 0.08%。Q和U参数的分布似乎遵循一个环状结构。偏振光变曲线（PLC）的演化特性的这一事件也比较了其他研究的核心塌陷超新星的类似类型。
2014-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad band polarimetric investigation of Type IIP supernova 2013ej
我们目前的结果的基础上的后续观测II型高原超新星（SN）2013 ej在6个历元跨越总持续时间为$\sim$ 37天。$R_{c}$波段的线性偏振观测是在平台期结束和星云相位开始之间进行的，这在测光光变曲线中可以看到。通过对位于SN位置半径5 \arcmin \和10 $\degr$范围内的前景星的观测，以及对银河系和宿主星系向SN方向的消光的研究，对星际偏振（ISP）的贡献进行了限制。我们的分析表明，在一般情况下，SN的内禀偏振值高于前景恒星的偏振值，并在我们的观测过程中表现出增加的趋势。在修正了$\sim$ 0.6%的ISP后，SN~ 2013 ej的最大本征极化为2.14 $\pm$ 0.57%，这种强极化在II-P型SN e中是罕见的。如果是这种情况，即，虽然“偏振偏置”效应仍然可以忽略不计，但偏振可能归因于SN内部喷出物的不对称性，因为据估计，朝向SN位置的ISP最多为0.6%。
2015-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field in a young circumbinary disk
我们使用偏振观测的一个环双星盘调查如何偏振特性的变化，在不同的频带。我们的目标是通过我们的观测和模型预测之间的比较来辨别负责极化的主要机制。我们使用ALMA在97.5 GHz，233 GHz和343.5 GHz进行全极化观测。目标是I类天体BHB 07 -11，它是巴纳德59原星团中最年轻的天体。在34.5 GHz的补充VLA观测揭示了盘内的二元系统。我们检测到一个扩展的和结构化的偏振模式显着一致的所有三个波段。偏振强度的分布类似于马蹄形，偏振角遵循这种形态。从波段3和7之间的光谱指数，我们得出一个尘埃不透明度指数$β\sim 1$符合最大粒径大于预期产生自散射偏振在每个波段。偏振形态与自散射的预测不匹配。另一方面，我们的地图和假设最亮的双星成分为主要辐射源的辐射场预测之间的边缘对应。来自BHB 07 -11的分子线数据表明盘旋转。我们从一个旋转磁化磁盘模型，假设组合极向和环形磁场组件产生合成极化地图。磁场矢量（即，例如，旋转了90 ° $\degr$的极化矢量）由具有约3倍于环向磁场强度的极向磁场强度的模型更好地表示。我们的偏振模式之间的三个波段的相似性提供了一个强有力的证据，对自散射和辐射场。另一方面，我们的数据是合理的，以及复制的模型，磁盘的环形磁场组件略小于极向的。
2018-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-band ALMA Polarization Observations of BHB07-11 Reveal Aligned Dust Grains in Complex Spiral Arm Structures
University of Illinois（伊利诺伊大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Worcester State University（伍斯特州立大学）；Instituto Argentino de Radioastronomía, CCT-La Plata (CONICET)（阿根廷射电天文研究所，拉普拉塔中心（阿根廷科学研究委员会））；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）；Zhejiang University（浙江大学）；Seoul National University（首尔大学）
BHB07-11的偏振观测揭示螺旋臂中气体与尘埃相对运动导致尘埃颗粒对齐，而非磁场作用。
2025-12-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarized reflected light from the exoplanet HD189733b: First multicolor observations and confirmation of detection
我们首次报告了热超导体HD 189733 b的偏振测量（UBV波段），并证实了我们先前报告的B波段偏振检测（Berdyugina等人，2008）。偏振的波长依赖性表明瑞利散射占主导地位，在蓝色B和U波段的峰值约为10^-4+/-10 ^-5，在V波段的信号至少低两倍。在过境期间也在透射光中检测到的类似瑞利的波长依赖性意味着偏振信号朝向更长的波长快速减小。因此，Wiktorowicz（2009）基于在覆盖V波段和部分B和R波段的宽通带内集成的测量而未检测到，这是不确定的，与我们在B中的检测一致。我们讨论了可能的来源的偏振和证明，由于恒星黑子或潮汐扰动的恒星边缘偏振的不完全取消的影响是可以忽略不计的散射偏振相比，在行星大气。我们比较的观测与瑞利-朗伯模型，并确定有效半径和几何曲率为不同的波长。我们发现一个密切的相似性的波长依赖的几何散射与海王星大气，这是已知的瑞利和拉曼散射的强烈影响。我们的研究结果确立了旋光作为一种可靠的手段，直接研究系外行星的大气。
2010-12-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
