Full Stokes polarimetric observations with a single-dish radio-telescope
对活动星系核中的线极化和圆极化的研究可以获得有关这些天体中磁场性质的详细信息。然而，特别是圆偏振（CP）的观测，单碟射电望远镜通常是困难的，因为预期的信号很弱。通常CP是由两个大数（LHC和RHC）的（小）差导出的;因此精确的校准是绝对必要的。我们的目的是提高校准精度，包括斯托克斯参数V在常见的单碟偏振测量，允许一个完整的斯托克斯研究下检查的源。一个详细的研究，到第二阶，穆勒矩阵元素的串扰组件方面，使我们能够达到研究圆偏振所需的精度。新的校准方法已应用于100米埃费尔斯堡射电望远镜在2.8、3.6、6和11厘米处对河外源进行定期试验观测时所取得的数据。相位和振幅中的D项随时间的变化非常稳定，并且已经证实了圆偏振的几个已知值。它示出，只要一个经典的接收机和一个乘法偏振计是可用的，建议的校准方案允许一个包括斯托克斯V在标准的单碟偏振观测作为两个本地圆形输出的差异。
2009-01-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Extragalactic magnetism with SOFIA (SALSA Legacy Program) -- III: First data release and on-the-fly polarization mapping characterization
本文介绍了利用SOFIA（SALSA Legacy Program）进行的银河系外地磁测量的数据处理。首次发布的数据占2020年1月至2021年12月总授予时间的33%（155.7小时中的51.34小时，包括间接费用）。我们的观察是使用新实施的飞行映射（OTFMAP）技术在偏振模式。我们提出的管道步骤，以获得均匀减少高层次的数据产品的星系偏振图用于科学分析。我们的方法有一个一般的设计，并可以应用到源小于在任何给定的波段的HAWC+阵列的视场。我们估计，OTFMAP极化模式提供了一个减少的观测开销的一个因素2.34，和一个因素1.80的灵敏度的改善相比，以前获得的极化观测使用斩波和点头模式。OTFMAP是对HAWC+偏振模式的重大优化，因为它最终降低了SOFIA/HAWC+的运营成本，将每小时观测收集的科学数据提高到2.49的总系数。OTFMAP极化模式是SALSA的标准观测策略。第一次数据发布的结果和定量分析载于该系列的第四和第五篇论文。
2022-04-28 astro-ph.GA
HAWC+/SOFIA Multiwavelength Polarimetric Observations of OMC-1
我们使用平流层红外天文台（SOFIA）的HAWC+仪器报告了大质量恒星形成区OMC-1的新偏振和光度图。我们提出了连续偏振和光度测量这一地区在53，89，154，和214微米的角分辨率为5.1，7.9，14.0，和18.7角秒的四个波段，分别。光度贴图支持计算区域的改进SED。我们发现，在较长的波长，推断的磁场配置相匹配的“沙漏”的配置在以前的研究中看到的，表明磁调节恒星的形成。场形态在较短波长处不同。在这些波长下推断出的磁场描绘了从猎户座星云后面的OMC-1中出现的爆炸性Becklin-Neugebauer（BN）/Kleinman-Low（KL）流出物的双极结构。使用统计方法来估计该区域的场强，我们发现，爆炸占主导地位的磁场附近的中心的功能。在更远处，磁场与喷出物接近能量平衡，可能对爆炸提供限制。偏振分数和局部偏振角色散之间的相关性表明，作为非偏振强度的函数的去偏振是本征场几何形状的结果，而不是在致密区域的晶粒排列效率的降低。
2019-01-08 astro-ph.GA
Near-Infrared Polarimetric Adaptive Optics Observations of NGC 1068: A torus created by a hydromagnetic outflow wind
本文介绍了在6.5-mMMT上用MMT-Pol对NGC 1068进行的J'和K'成像线性偏振自适应光学观测。这些观测使我们能够从磁流体动力学（MHD）框架研究环面。在K '处的0.5”（30 pc）孔径中，我们发现来自环面内缘的辐射通过团块中磁性排列的尘埃颗粒而产生的偏振是主要的偏振机制，其固有偏振为7.0% $\pm$ 2.2%。该结果通过顺磁排列产生在4 $-$ 82 mG范围内的环面磁场强度，并且通过费密方法产生在139 $^{+11}_{-20}$ mG范围内的环面磁场强度。测量的位置角（P.A.）在KPDMATHABMP处的偏振度与P.A.的模糊尘埃成分在几个秒差距尺度使用红外干涉技术。我们表明，磁场的恒定分量是负责的尘埃颗粒的对齐，并与环面轴对齐到天空的平面。采用这种磁场配置和磁流体外流风模型中的团块的物理条件，我们估计的质量流出率$\le$ 0.17 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在0.4 pc从中央发动机的那些团块显示近红外二色性。所用的模型能够在$\geq$ 10 $^{5}$ yr的时间尺度内以0.4 pc的$\leq$ 1228 km s $^{-1}$的旋转速度创建环面。我们的结论是，在NGC 1068的环面的演化，形态和运动学可以在MHD框架内解释。
2015-06-25 astro-ph.GA
Photometric, Astrometric and Polarimetric observations of gravitational microlensing events
微引力透镜作为一种独特的天体物理学工具，可以用来研究距离我们几千秒差距的恒星的大气。这种能力是由于光线在透镜的引力场中弯曲而产生的，透镜可以在透镜作用期间放大背景源恒星的光。此外，这种光弯曲的特性之一是通过在透镜位置的任一侧产生失真图像来破坏源的圆形对称性。这一性质使得观察偏振态和光心位移成为可能。在简单和二元微透镜事件中，除了在折叠奇点中，它们是相互垂直的。在这项工作中，我们调查的偏振和天体测量观测的优点，在微透镜事件（i）研究表面的源星和它的斑点和（ii）确定源星相对于透镜的轨迹。最后，我们分析了OGLE目录中最大的微透镜事件样本，并表明在银河系膨胀方向上几乎有4.3%的事件，大型望远镜的偏振信号是可以观察到的。
2014-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mid-infrared imaging- and spectro-polarimetric subarcsecond observations of NGC 1068
我们提出了亚弧秒7.5 $-$ 13 $μ$米成像和光谱偏振观测的NGC 1068使用CanariCam的10.4米大望远镜CANARIAS。在所有波长上，我们发现：（1）在北电离锥中有一个90 $\times$ 60 pc的扩展偏振特征，具有均匀的$\sim$ 44 $^{\circ}$偏振角。它的偏振来自电离锥中的尘埃和气体发射，被活动的核和喷流加热，并被宿主星系中的尘埃颗粒进一步熄灭。在距离核心$\sim$ 24 pc处的喷流-分子云相互作用的偏振光谱是高度偏振的，并且没有显示出硅酸盐的特征，这表明尘埃颗粒与星际介质中的尘埃颗粒不同。(2)在距地核$\sim$ 9.6 pc处有一个向南的极化特征。它的偏振来自于被星系盘中大量尘埃所熄灭的尘埃发射成分。我们无法区分由靠近核心的喷流直接加热的磁性排列的尘埃颗粒排放的尘埃，以及围绕中央发动机的尘埃遮蔽材料中的排列的尘埃颗粒。硅酸盐类颗粒重现极化尘埃发射在这一功能，这表明不同的尘埃成分在两个电离锥。(3)核心极化度的上限为0.3%。根据我们的偏振模型，预期的偏振的模糊尘埃材料是$\lesssim$ 0.1%，在8 $-$ 13 $μ$ m波长范围。这种低偏振可能是由于辐射穿过团块被屏蔽边缘中对齐的尘埃颗粒而引起的。
2016-03-03 astro-ph.GA
Polarimetric Approach Towards Membership Probability of Open Star Cluster NGC 2345
本文提出利用 AIMPOL 对 NGC 2345 的线偏振观测，依据同距离成员星偏振相近的原则估算恒星成员概率，结果与已有自行方法一致。
2023-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The polarimetric multi-frequency radio sources properties
河外射电源在频率高于20 GHz的极化特性仍然很差的约束。然而，它们的特性将提供关于发射过程的物理学的宝贵信息，并且对于估计它们作为偏振宇宙微波背景（CMB）角功率谱（尺度< 30弧分）的前景的污染是至关重要的。在这篇文章中，在总结了毫米波波段偏振观测的最新进展之后，我们提出了我们对53个源的完整样本的观测，S > 200 mJy（在20 GHz），使用澳大利亚望远镜紧凑阵列在5.5和38 GHz之间进行。分析清楚地表明，偏振特性不能简单地从总强度推断，因为两个信号的光谱行为通常是不同的。
2016-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the inner parsecs of Active Galactic Nuclei using near-infrared high resolution polarimetric simulations with MontAGN
目的：在本文中，我们的目标是约束的活动星系核（AGN）的中央第一秒差距的尘埃结构的属性。我们的目标是研究所需的光学深度和组成不同的尘埃和电离结构。方法：我们开发了一个辐射转移代码，MontAGN，优化偏振观测在红外线。这两个代码和STOKES，设计为相关的硬X射线波段近红外波长，我们调查出现的活动星系核环境的特征模型的偏振。为此，我们将我们的模型预测与NGC 1068以前的红外观测进行比较，并试图重现偏振映射揭示的几个关键偏振模式。结果：我们约束所需的灰尘结构以及它们的密度。更准确地说，我们发现电离锥内的电子密度约为$2.0 \times 10^9$ m $^{-3}$。对于由恒定密度的球形颗粒构成的结构，我们还强调，就K波段光学深度而言，环面应该厚于20，以阻挡来自中心的直射光。它还应该具有密度分层，具有较低密度的外缘，光学深度为2.2 μm，通常在0.8和4之间，用于观察先前提出的双散射效应。结论：我们对用来描述NGC1068的活动星系核模型的内秒差距尘埃结构进行了限制。当与观测结果比较时，这导致NGC 1068的环面在Ks波段的光学深度至少为20，对应于$τ_V \approx 170$，这在基于观测的当前估计范围内。在未来，我们将改进我们的研究，包括不均匀的尘埃结构和对齐的细长颗粒，以限制其他可能的解释的意见。
2017-12-06 astro-ph.GA
Constraints on the optical polarization source in the luminous non-blazar quasar 3C 323.1 (PG 1545+210) from the photometric and polarimetric variability
我们研究了发光的1型非耀变体类星体3C 323.1（PG 1545+210）的光学光度和偏振变化。在1996年$-$ 98和2003年期间进行的两次光谱偏振测量与2002年进行的$V$波段成像偏振测量相结合，揭示了（1）如文献中所指出的，3C 323.1的偏振仅限于连续谱发射，即来自宽线区域的发射是非偏振的;（2）偏振通量谱在巴尔末连续谱和其他复合谱线的波长范围内显示出时变的宽吸收特征;在4 $-$ 6年的时间尺度上观察到$\sim$ 4度的（$PA$）;（4）V波段总通量和偏振通量在一年时间尺度上表现出高度相关的变率。考虑到上述的光度和偏振变化特性以及前人的研究结果，我们提出了3C 323.1中偏振源的几何模型，其中赤道吸收区和轴不对称的赤道电子散射区位于吸积盘和宽线区之间.这些散射/吸收区可能是吸积盘风或吸积盘表面的耀斑所致，但这些散射/吸收区的真正物理起源还需要对3C~323.1等具有连续偏振态的类星体进行进一步的偏振监测。
2017-01-13 astro-ph.GA
Broadband radio spectro-polarimetric observations of high Faraday rotation measure AGN
我们提出了宽带偏振观测的样品的高法拉第旋转措施（RM）AGN使用的VLA望远镜从1至2 GHz，和4至12 GHz。样品（14个源）由紧凑的源（线性分辨率小于~ 5 kpc），在1.4 GHz的NVSS非偏振。总强度数据已建模使用同步加速器组件的组合，揭示其无线电频谱的复杂结构。去极化建模，通过所谓的qu-fitting，已经使用一个方程，试图简化拟合许多不同的去极化模型，我们可以分为两大类：外部去极化和内部去极化模型的过程中进行的极化数据。了解这两种机制中哪一种是最具代表性的，将有助于定性地了解活动星系核喷流环境，无论是嵌入在致密的外部磁离子介质中，还是喷流风导致高RM和强去极化。这可以帮助探测射流磁场几何形状（例如，螺旋形或其他）。这一新的高灵敏度数据显示了单个源的总强度和偏振无线电频谱的复杂行为。我们在它们的总强度和偏振光谱中观察到几个同步辐射分量和法拉第分量的存在。对于我们的大多数目标（12个源），去极化似乎是由湍流磁场引起的。因此，我们的主要选择标准（在NVSS中1.4 GHz处缺乏极化）导致源样本具有非常大的RM和由于源本地的湍流磁场而去极化。我们展示了如何新的qu-fitting技术可用于探测磁化射电源环境，并在频谱上解决未解决的射电源的偏振分量。
2018-02-05 astro-ph.GA
High Resolution Spectro-Polarimetric Observations of the Optical Filaments surrounding NGC 1275 with ESPaDOnS
Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Centre de recherche en astrophysique du Québec (Astroquébec)（魁北克天体物理研究中心）；Dragonfly Focused Research Organization（龙卷风专注研究机构）；Michigan State University（密歇根州立大学）
本研究利用ESPaDOnS的高分辨率光谱偏振观测，结合MCMC算法，首次解析NGC 1275周围光学纤维的发射线成分，揭示宁静与湍流纤维的重叠及尘埃散射导致的偏振特征。
2026-10-12 astro-ph.GA
Polarimetric Geometric Modeling for mm-VLBI Observations of Black Holes
本文提出偏振几何建模方法，用m-ring模型拟合EHT数据，成功近似黑洞偏振结构，揭示M87*事件视界尺度圆偏振的持续偶极不对称性。
2023-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The instrumental polarization of the Nasmyth focus polarimetric differential imager NAOS/CONICA (NACO) at the VLT - Implications for time-resolved polarimetric measurements of Sgr A*
我们报告的结果校准和模拟的ESO VLT自适应光学相机系统NAOS/CONICA（NACO）在KS波段的仪器偏振特性。我们使用Stokes/Mueller金属反射形式来描述仪器偏振。该模型进行了比较，标准的恒星观测和时间分辨观测明亮的来源在银河系中心。我们发现，仪器的偏振是高度依赖于望远镜的指向位置，最大约4%。我们报告了一个偏振角偏移13.28°，由于半波片的位置角偏移，影响了2009年秋季之前拍摄的NACO数据的校准。利用NACO仪器偏振的新模型，可以实现偏振度精度为1%的偏振测量。当偏振度> 4%时，偏振角的不确定度< 5°。对于高度采样的极化时间序列，我们发现，改进的偏振特性的理解给出的结果是完全一致的，与以前使用的方法来获得的偏振。派生和以前采用的偏振校准之间的小差异是很好的测量的统计不确定性，并为Sgr A*，他们不影响我们的吸积过程的相对论建模的结果。
2010-11-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
A complete disclosure of the hidden type-1 AGN in NGC 1068 thanks to 52 years of broadband polarimetric observation
通过对NGC 1068的0.1 - 100 μ m、4.9 GHz和15 GHz连续极化谱的50多年观测，我们首次获得了活动星系核（AGN）的宽带极化谱。尽管仪器和孔径的多样性，观察到的线性连续偏振光谱具有独特的波长依赖的签名，可以与活动星系核和宿主星系物理。大蓝色凸起和红外凸起的影响，以及电子，米氏散射，二色性和同步辐射在偏振中自然突出，使我们能够以前所未有的精度揭示这个2型物体内部的1型活动星系核。为了分离活动星系核的成分，我们重建了NGC 1068的光谱能量分布，并估计了稀释光在观测到的连续通量中所占的比例。这使我们能够清楚地和独立地表明，在NGC 1068的情况下，汤姆逊散射是光学波段偏振的主要机制。我们还研究了孔径对观测到的偏振的影响，并证实了以前的发现NGC 1068的窄线区域的扩展和从主机的B-带和K-带偏振。最后，在过去的52年里，我们没有发现统计上显著的孔径校正偏振变化，这表明秒差距尺度的形态和磁性几何形状可能保持稳定超过半个世纪。
2018-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effelsberg 100-m polarimetric observations of a sample of Compact Steep-Spectrum sources
我们用Effelsberg 100米射电望远镜完成了观测，测量了紧凑陡谱源完整样本的偏振发射。我们在四个不同的频率上观察到了这些信号源。我们补充了这些测量与极化参数在1.4 GHz来自NVSS。以前的单碟测量是从Tabara和Inoue的目录中获得的。计算四对频率的去极化指数DP。当在低于约2 GHz的频率下观察时，射电发射中出现了分数极化的下降。旋转的措施，在样本中的源的约25%。数值范围从3C 138中发现的约-20 rad/m** 2至3C 119中的3900 rad/m **2。在所有情况下，都严格遵循lambda**2定律。Tribble模型预测的前景屏幕或我们定义的“部分覆盖”的存在可以解释目前观测在偏振中检测到的CSS源的偏振行为。在较低的频率复极化的迹象被发现的一些来源。分数极化的可能的变化的情况下，也建议。最意想不到的结果被发现的分数偏振的分布与线性尺寸的源。我们的结果似乎不同意Cotton和合作者以及Fanti和合作者对CSS来源的B3-VLA样本的发现，即所谓的“Cotton效应”。然而，这种明显的矛盾可能是由B3-VLA类星体对样品的大量污染造成的。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectro-polarimetric observations of the CIZA J2242.8+5301 northern radio relic: no evidence of high-frequency steepening
在非常高的频率（>10 GHz）下对射电遗迹的观测可以帮助理解粒子在星系团外围是如何老化和（重新）加速的，以及磁场在这些环境中是如何被放大的。在这项工作中，我们提出了新的单碟18.6 GHz撒丁岛射电望远镜和14.25 GHz Effelsberg观测著名的北方射电遗迹CIZA J2242.8+5301。我们探测到了一个长度为1.8Mpc的遗迹，其通量密度分别等于14.25GHz和18.6GHz的$\sim$和$\rm S_{18.6\,GHz}=(7.67\pm0.90)\,mJy$。由此产生的最佳拟合模型的遗迹频谱从145兆赫到18.6千兆赫是一个幂律频谱与频谱指数$α=1.12\pm0.03$：没有证据表明，在这项工作中提出的新数据中已被发现。对于第一次，极化特性已在18.6 GHz，揭示了平均极化分数的$\sim40\%$和磁场对齐的“丝”或“片”的遗物。
2020-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forgotten treasures in the HST/FOC UV imaging polarimetric archives of active galactic nuclei. I. Pipeline and benchmarking against NGC~1068 and exploring IC~5063
本研究开发了统一处理HST/FOC紫外偏振数据的Python流水线，以NGC~1068验证并拓展了偏振图，首次呈现IC~5063的光学偏振图，揭示AGN外流与星际介质相互作用。
2023-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Multi-Wavelength Post-Perihelion Polarimetry of Interstellar Comet 3I/ATLAS
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文研究所与国家天文台）；Armagh Observatory & Planetarium（阿马天文台与天文馆）；University of Maryland（马里兰大学）；TU Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图卢大学ESO芬兰天文学中心）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）
本研究对星际彗星3I/ATLAS开展多波长近日点后偏振观测，扩大相位角覆盖范围，约束其最小偏振度，揭示偏振的波长依赖性，通过数值模拟解释其特殊偏振特性的成因。
2026-09-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
ALMA Band 3 polarimetric follow-up of a complete sample of faint PACO sources
我们介绍阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）高灵敏度（$σ_P \simeq 0.4\,$ mJy）偏振观测在$97.5\,$ GHz（频带3）的$32$河外射电源的一个完整的样本从微弱的普朗克-ATCA共同评估观测（PACO）样本（$b<-75^\circ$，紧凑的来源比$200\,$ mJy在$20\,$ GHz）。我们在$3\,σ$达到了$~97\%$的检出率（仅$1$未检出）。我们补充这些意见与新的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的数据之间的$2.1$和$35\,$ GHz在几个月内获得的，并与数据发表在早期的论文从我们的合作。添加我们的源的$70\,$和$230\,$ MHz之间的同时期银河系和河外全天空默奇森宽场阵列（GLEAM）调查检测，我们提出了超过$3$几十年的频率在总强度和超过约$1.7$几十年的偏振光谱。我们的源的光谱在整个频率范围内都是平滑的，没有迹象表明在毫米波长下从宿主星系发出的尘埃，也没有由于电子老化等原因而导致的高频急剧下降。然而，我们确实发现了多个发射组件的指示，并根据检测到的组件的数量进行分类。我们分析了极化分数的行为和分布$97\,$ GHz的不同来源的类。极化中的源计数以$95\,$ GHz表示。
2019-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simultaneous VLBA polarimetric observations of the v=$\{$1,2$\}$ J=1-0 and v=1, J=2-1 SiO maser emission toward VY CMa II: component-level polarization analysis
本文给出了用VLBA在$λ=7$和$λ=3$ mm观测到的超巨星VY CMa在毫角秒尺度上偏振态v= 1 J =1 - 0，v=2 J=1-0和v=1 J=2-1的SiO脉泽发射的分量级比较。目前的文件的目标是使用测量的偏振特性的单个co-spatial组件检测跨多个过渡，提供几个竞争的理论的偏振脉泽发射的运输的约束。这种方法可以最大限度地减少空间混合的显着影响。我们提出了几个诊断测试，旨在区分脉泽偏振的竞争理论模型的关键功能。然而，重合特征的数量受到灵敏度的限制，特别是在86 GHz的v=1 J=2-1跃迁中，需要更深入的观测。初步结论的基础上，目前的数据提供了一些支持：i）自旋独立的解决方案，线偏振; ii）的影响，几何形状的分数线偏振与强度的分布;和，iii）$π/2$旋转线偏振位置角所产生的跨范弗莱克角（$\sin^2θ=2/3$）之间的脉泽视线和磁场的过渡。有几个列举的非塞曼解释圆偏振的证据较弱。不幸的是，由于重合分量不足，标准塞曼理论预测的J=1-0和J=2-1之间的圆偏振中的预期2：1比率无法最终测试。
2016-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
