Near-infrared Polarimetry of flares from Sgr A* with Subaru/CIAO
我们已经进行了近红外监测观测Sgr A*，银河系中心的无线电源与超大质量黑洞，与近红外相机CIAO和36元自适应光学系统的斯巴鲁望远镜。在2008年5月28日220分钟的观测中，我们观测到了三个Ks波段（2.15微米）的耀斑，并证实耀斑辐射是高度偏振的，支持了近红外辐射的同步辐射性质。偏振度和位置角的明显变化也被检测到：偏振度增加约20%，在耀斑的下降阶段位置角摆动约60 - 70度。通量和偏振度之间的相关性可以很好地解释为耀斑发射来自于围绕Sgr A* 的热点。与文献中的计算进行比较，给出了对围绕Sgr A* 的热点轨道的倾角i的约束，为45 < i < 90度（接近边缘）。
2009-08-07 astro-ph.GA
Magnetic Field Structure of the HH 1-2 Region: Near-Infrared Polarimetry of Point-Like Sources
在近红外J、H和Ks波段观测到L1641分子云中的HH 1-2区，并进行了偏振成像。在所有三个波段中检测到76个点状源。这些光源的近红外偏振似乎主要是由二向色消光引起的。利用色-色图，我们选择了红外过量很少的红化源来追踪分子云的磁场结构。这些源的平均偏振位置角约为111度，这被解释为磁场在云的观测区域的投影方向。偏振角的分布具有约11度的色散，这小于在先前的研究中测量的色散。这个小的分散给出了磁场强度的粗略估计，约为130 microG，并表明该区域的全球磁场是相当规则和直的。相比之下，这个区域年轻恒星驱动的外流似乎没有优先方向。这种差异表明，L1641分子云中的磁场并不能决定内部形成的原恒星的方向。
2009-11-11 astro-ph.GA
Magnetic Field Configuration at the Galactic Center Investigated by Wide Field Near-Infrared Polarimetry: Transition from a Toroidal to a Poloidal Magnetic Field
我们提出了一个大尺度的磁场在中央2度 * 2度区域的银河系。点源的偏振已被测量在J，H和Ks波段使用近红外偏振相机SIRPOL的1.4米望远镜IRSF。比较高消光恒星和相对低消光恒星之间的斯托克斯参数，我们得到的偏振起源于磁性对齐的尘埃颗粒在我们的银河系中央几百pc。我们发现在银道面附近，磁场几乎平行于银道面（即，但在银河系高纬度地区（|B|> 0.4度），场几乎垂直于平面（即，极向配置）。这是首次探测到该区域大尺度磁场组态的平滑过渡。
2010-09-03 astro-ph.GA
Infrared and optical polarimetry around the low-mass star-forming region NGC 1333 IRAS 4A
我们进行了J-和R-波段线性偏振测量与4.2米威廉赫歇尔望远镜在天文台德尔罗克德洛斯Muchachos和1.6米望远镜在天文台皮科多斯迪亚斯，分别推导出磁场几何的弥漫分子云周围嵌入的原恒星系统NGC 1333 IRAS 4A。我们获得了大约24颗恒星的星际偏振数据。偏振位置角的分布具有低色散，并建议存在一个有序的磁场组件在物理尺度大于原恒星。一些被观测到的恒星呈现出内在的偏振，并有证据表明它们是年轻的恒星。从这些数据得出的星际磁场的估计平均取向几乎垂直于与IRAS 4A周围的致密分子包层相关的磁场的主方向。由于NGC 1333中CO发射的分布表明扩散分子气体具有多层结构，我们认为所观察到的偏振位置角是由不同磁场分量沿视线的叠加投影引起的。
2011-05-06 astro-ph.GA
Near infrared flares of Sagittarius A*: Importance of near infrared polarimetry
我们报告的人马座A*（Sgr A*）对应物与银河系中心的超大质量黑洞的近红外（NIR）观测的新模拟结果。观测是使用欧洲南方天文台甚大望远镜上的NACO自适应光学仪器和Subaru望远镜上的CIAO近红外照相机进行的（2004年6月13日、2005年7月30日、2006年6月1日、2007年5月15日、2007年5月17日和2008年5月28日）。我们采用了一个相对论性电子在吸积盘内部同步辐射的模型。用Karas-Yaqoob（KY）射线追踪程序进行了相对论模拟。我们探测观测到的光通量密度光变曲线的调制和偏振数据的变化之间的相关性的存在。此外，我们证实，同样的相关性也预测的热点模型。观测到的光变曲线的强度和偏振参数之间的相关性以及通过模式识别算法对预测和观测到的光变曲线特征进行的比较，导致探测到轨道物质在强重力影响下的特征。这种模式被检测到统计上显着的随机偏振的红噪声。最后讨论了未来的VLT干涉观测（如重力实验）的预期结果。
2009-11-24 astro-ph.GA
Near-infrared Hubble Space Telescope polarimetry of a complete sample of narrow-line radio galaxies
我们提出了一个分析的2.05 $μ$米哈勃太空望远镜（HST）偏振数据的样本附近的13个Fanaroff-Riley II型（FRII）3CR射电源（$0.03<z<0.11$）被归类为窄线射电星系（NLRG）在光学波长。我们发现，在我们的样本中的NLRG紧凑的核心本质上是高度极化的近红外（$6 < P_{2.05μm} < 60$ %），与电矢量（E矢量）垂直于无线电轴的54%的来源。通过二向色消光机制产生近红外偏振所需的消光水平与Ramírez等人（2014）报告的测量值一致，前提是该机制具有最大效率。这种一致性表明，核极化可能是由于二色性消光。在这种情况下，环核环面中需要高度相干的环形磁场，以使导致二向色消光的细长尘埃颗粒对齐。然而，这是不完全可能排除其他偏振机制（如散射，同步辐射）与我们的观察只有一个近红外波长。因此，需要在中红外和无线电波长进行进一步的偏振测量观测，以测试是否所有的近红外偏振都是由于二向色消光造成的。
2014-07-10 astro-ph.GA
Near-Infrared Circular Polarimetry and Correlation Diagrams in the Orion BN/KL Region: Contribution of Dichroic Extinction
我们给出了猎户座BN/KL星云在Ks波段的深圆偏振图像，以及圆偏振、线偏振和代表消光的H-Ks颜色的相关性。圆偏振的图像清楚地显示了大质量恒星IRc 2周围的四极结构，而不是BN。H-Ks颜色与圆偏振有很好的相关性。本文导出了二向色性消光、色余、圆偏振和线偏振之间的简单关系。所观察到的斯托克斯参数和颜色过剩之间的相关性同意与导出的关系，并建议在这个区域中的圆偏振的生产的二向色消光的主要贡献，表明广泛存在的对齐的晶粒。
2009-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA Far Infrared Imaging Polarimetry of M82 and NGC 253: Exploring the Super-Galactic Wind
本文介绍了平流层红外天文台（SOFIA）用HAWC+在偏振模式下对M82 53和$89~μ\rm{m}$的$154~μ\rm{m}$和NGC 253进行的远红外偏振观测。M82在$53~μ\rm{m}$的极化清楚地显示了热尘埃发射中垂直于盘的磁场几何形状。对于M82，在$154~μ\rm{m}$处的极化显示了在核区域中垂直于盘的场几何形状的组合，但是远离核更接近于平行于盘。$53~μ\rm{m}$ $(154~μ\rm{m})$的部分极化范围为离核7%（3%）至核附近0.5%（0.3%）。对M82观测结果的一个简单解释是，从一个直径约为$\sim 700$ ~pc的区域中产生了一个巨大的极地外流，拖着磁场向前运动，这个区域夹带了一些气体和尘埃，形成了一个垂直的磁场几何形状，主要见于较热的$(53~μ\rm{m})$尘埃排放中。该流出位于具有更典型的平面几何形状的较大圆盘内，其更强烈地有助于较冷的$(154~μ\rm{m})$粉尘排放。对于NGC 253，在$89~μ\rm{m}$的偏振是由一个平面几何在倾斜盘，与弱的指示垂直几何以上和以下的平面从核。NGC 253在$53~μ\rm{m}$的偏振观测结果的信噪比不足以进行详细的分析。
2018-12-17 astro-ph.GA
Near-Infrared Imaging Polarimetry toward M17 SWex
我们对红外暗云（IRDC）M17 SWex进行了近红外（JHKs）成像偏振测量，包括几乎所有的IRDC灯丝及其外围，使用IRSF 1.4 m望远镜上的偏振计SIRPOL。我们揭示了M17 SWex的磁场与我们的偏振检测源，选择了一些标准的基础上，他们的近红外颜色和柱密度向他们，这是来自赫歇尔数据。所选的源不仅表明有序磁场整体上垂直于云的伸长，而且还表明在伸长云的两端，磁场似乎向其中心部分弯曲，即，大尺度沙漏形磁场垂直于云的伸长。除了这个总的趋势之外，云的致密部分内的外围子区域的伸长似乎大多垂直于它们的局部磁场，而外围的磁场似乎遵循从致密部分突出的细丝。这些分区的磁场强度估计为70-300 microG，其长度和平均数密度分别为3-9 pc和2- 7 × 10^3 cm^{-3}，利用我们的极化数据的角色散和由C^{18}O（J=1-0）导出的速度色散，Nobeyama 45米望远镜获得的数据。这些场的配置和我们的磁稳定性分析的分区意味着磁场控制了M17 SWex云的形成/演变。
2019-06-28 astro-ph.GA
The Magnetic Field of L1544: I. Near-Infrared Polarimetry and the Non-Uniform Envelope
利用近红外（NIR）背景星光偏振仪（BSP）和档案资料研究了无星暗云L1544的磁场（B场），以表征其天平面B场的性质。在H波段对1，700多颗恒星进行了近红外线偏振测量，其中201颗也在K波段进行了测量。近红外BSP的属性与红化，跟踪使用RJCE（H-M）方法，并与热尘埃排放的L1544云和信封中看到的赫歇尔地图。近红外偏振位置角在云的位置发生变化，并在那里显示出最低的位置角色散，这提供了强有力的证据，表明近红外偏振跟踪L1544的天空平面B场。本文定量地评价了L1544包线区天平面B场的均匀性。这允许评估在基于包络无线电塞曼观测的平均值测量云包络和核心中的相对质量-通量比时假设均匀场几何形状的方法，如Crutcher等人（2009）。在L1544中，NIR BSP显示包络B场明显不均匀，并且可能不适合在不处理固有变化的情况下平均塞曼特性。对近红外BSP和相关数据集进行更深入的分析，包括B场强度的估计和测试它如何随位置和气体密度而变化，是本系列后续论文的主题。
2016-10-18 astro-ph.GA
O/IR Polarimetry for the 2010 Decade (GAN): Science at the Edge, Sharp Tools for All
未来十年银河系科学领域关于光学/红外偏振测量的科学机会和建议。为响应对这类文件的呼吁，向Astro 2010提交了以社区为基础的白皮书。
2009-02-24 astro-ph.GA
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core: Near-Infrared Polarimetry of FeSt 1-457
磁场被认为在控制致密气体和尘埃凝聚的稳定性和收缩方面起着重要作用，导致恒星和行星系统的形成。在本研究中，FeSt 1-457是一个冷的无星分子云核，它的磁场是根据185颗背景恒星在被尘埃二向色吸收后的偏振近红外线与核中的磁场对准而成的。一个明显的“沙漏形”磁场被确定在核心的区域，这被解释为磁场结构扭曲的质量凝聚在一个无星的核心的第一个证据。本研究中获得的磁场线的陡峭曲率表明，畸变主要是在致密核的形成阶段产生的。推导出的质量-磁通量比表明，核心是在磁超临界状态。但是，如果考虑到热支持和湍流支持的额外贡献，则可以认为核心的稳定性处于近临界状态。磁场的进一步扩散和/或湍流耗散将导致核心动力学坍缩的开始。磁场线的方向和核的伸长之间的几何关系被发现与在磁场的影响下形成类太阳恒星的理论预测非常一致。
2017-07-03 astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: Multi-wavelength polarimetry of bright regions in NGC 2071 in the far-infrared/submillimetre range, with POL-2 and HAWC+
偏振尘埃辐射是研究星际介质和恒星形成的重要示踪剂。然而，所观察到的极化是磁场结构、尘埃颗粒特性和颗粒排列效率以及它们在视线中的变化的产物，使得难以明确地解释极化。在多个波长下的偏振测量的比较是减轻这个问题的一种可能的方法。我们使用HAWC+/SOFIA和SCUBA-2/POL-2（来自BISTRO调查）的数据分析NGC 2071分子云154，214和850 $μ$ m。在NGC 2071的部分区域，偏振角随波长的变化而显著变化，这表明视线上的磁场形态发生了变化，因为每个波长都能最好地追踪不同的尘埃种群。其他可能的解释是云中存在不止一种偏振机制，或者是来自非常大的颗粒的散射。所观察到的偏振分数随波长的变化，特别是214-154 $μ$ m的偏振比，很难再现与目前的尘埃模型下的假设一致的对齐效率。我们还表明，使用单色强度作为柱密度的代理的标准程序可能会产生虚假的结果在HAWC+波长。使用长波长（POL-2，850 $μ$ m）和短波长（HAWC+，$\lesssim 200\, μ$ m）旋光法是获得这些结果的关键。这项研究清楚地表明了亚毫米波段多波长偏振测量对了解分子云尘埃性质以及磁场与恒星形成之间关系的重要性。
2022-09-20 astro-ph.GA
O/IR Polarimetry for the 2010 Decade (SSE): Science at the Edge, Sharp Tools for All
未来十年恒星和恒星演化领域中光学/红外偏振测量的科学机会和建议。为响应对这类文件的呼吁，向Astro 2010提交了以社区为基础的白皮书。
2009-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to augment cosmic shear measurements with radio polarimetry of galaxies?
University of California（加州大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（珀尔默特理论物理研究所）；University of Melbourne（墨尔本大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
本文提出利用射电极化数据增强宇宙 shear 测量，引入新的统计模型，推导出无偏估计器，同时估计重力 shear、固有形状对齐和视线极化旋转。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Resolution Near-Infrared Polarimetry and Sub-Millimeter Imaging of FS Tau A: Possible Streamers in Misaligned Circumbinary Disk System
我们使用Subaru/HiCIAO的近红外（H波段）高对比度偏振测量数据和ALMA的亚毫米CO（J=2-1）线发射数据分析了年轻（280万年）的双星系统FS Tau A。近红外和亚毫米观测都揭示了几个清晰的结构，从恒星延伸到$\sim$ 240 AU。基于这些不同波长的观测，我们报告了以下发现。在近红外波段探测到的一个臂状结构最初从双星的南部延伸，随后转向东北，对应于ALMA观测中探测到的两个棒状结构，LSRK速度为1.19-5.64 km/s。在近红外波段探测到的另一个特征最初从双星的北部延伸，与ALMA观测中探测到的臂状结构有关，LSRK速度为8.17-16.43 km/s。从它们的形状和速度，我们认为，这些结构大多可以解释为两个流光连接外环双星盘和中央双星组件。这些发现将有助于理解年轻双星系统中流光和星周盘的演化。
2019-12-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Polarimetry and H$_2$ emission toward Massive Young Stars: Discovery of a Bipolar Outflow associated to S235 e2s3
我们提出了一个近红外$H$波段偏振研究对S235 e2s3原恒星，获得使用POLICAN仪器上的2.1米OAGH望远镜。图像显示双极流出，总长度约为0.5pc。外流雾状体呈现高度的线偏振（$\sim80\%$），并显示出与偏振位置角的中心对称图案。偏振特性表明，它们的起源是与外流中的尘埃相关的单散射。基于湍流核吸积理论的辐射传输模型，利用多波长数据进行了光谱能量分布（SED）拟合。最佳拟合的SED模型表明，原恒星的质量为$6.8\pm1.2\,M_\odot$，吸积速率为$3.6\pm1.2\times10^{-4}\,M_\odot\,yr^{-1}$，总热光度为$9.63\pm2.1\times10^{3}\,L_\odot$。窄带H $_2$（$2.12\,μ$ m）观测显示沿双极叶追踪射流与周围介质的相互作用的冲击发射。流出的H $_2$光度估计值为$2.3_{-1.3}^{+3.5}\,L_\odot$，它与已知的幂律相关性和源辐射热光度相匹配，类似于其他大质量流出。双极流出的方向被认为是平行于当地的磁场方向。总体结果断言的事实，即S235 e2s3源是一个巨大的年轻恒星驱动高度准直双极外流通过磁盘吸积。
2023-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
$R_V$ from multi-waveband galaxy polarimetry in supernovae vicinity
本研究利用超新星宿主星系多波段光偏振数据估算超新星邻近区域的$R_V$，发现其与银河系平均值一致，与部分Ia型超新星光曲线得到的偏低$R_V$存在显著差异，后者或源于超新星光与近邻物质的局域相互作用。
2025-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infrared polarimetry of Mrk 231: Scattering off hot dust grains in the central core
我们在6.5 m MMT上使用MMT-Pol在3.1 $μ$ m滤波器中，以及在10.4 m Gran Telescopio CANARIAS上使用CanariCam在8.7 $μ$ m、10.3 $μ$ m和11.6 $μ$ m滤波器中，呈现了Mrk 231的高角（0.17 $-$ 0.35角秒）分辨率成像偏振观测。结合已发表的观测结果，我们编制了1 $-$ 12 $μ$ m总的和极化的核谱能量分布（SED）。在中心400 pc的总通量SED被解释为1）热的组合（731 $\pm$ 4 K）尘埃结构，由中央发动机直接照射，距离1.6 $\pm$ 0.1 pc，并被认为是在pc尺度的极地区域，2）光学厚度，围绕中央发动机的光滑盘状尘埃结构（“圆环”），倾角为48 $\pm$ 23 $^{\circ}$，以及3）熄灭的（A $_{\mbox{V}} =$ 36 $\pm$ 5 mag）星爆组件。极化SED从0.77 $\pm$ 0.14%（1.2 $μ$ m）下降到0.31 $\pm$ 0.15%（11.6 $μ$ m），并遵循幂律函数$λ^{\sim0.57}$。偏振角在1 $-$ ~ 12 $μ$ m波长范围内保持恒定（$\sim$ 108 $^{\circ}$）。主导的偏振机制被解释为散射的热尘埃颗粒在pc尺度的极地地区。
2016-09-28 astro-ph.GA
PRIMA Vista: far-infrared polarimetry to unveil small-scale magnetohydrodynamics in extragalactic observations
本研究通过类银河系高分辨率磁流体模拟，预测拟议的PRIMA远红外望远镜可在更高分辨率、更高精度下探测河外星系小尺度磁场结构与湍流，弥补SOFIA观测的不足，推进星际磁性与星系演化研究。
2025-09-02 astro-ph.GA
Constraining Galactic Magnetic Field Models with Starlight Polarimetry
本文提供了可检验的预测星光偏振约束的几何形状的银河磁场，特别是极向分量的性质。银河发电机模拟和银河尘埃分布的文献相结合的斯托克斯辐射转移模型预测观测到的偏振和近红外星光的位置角，假设光是由对齐的各向异性尘埃颗粒偏振。S0和A0磁场模型和磁桨距角的作用都检查。全天空的预测，并确定特定的方向，为模型之间的区别提供诊断能力。累积分布函数的归一化程度的偏振和图的偏振位置角与银河系纬度的建议作为工具，对观测模型进行测试。
2011-07-12 astro-ph.GA
Active galaxy unification in the era of X-ray polarimetry
活动星系核（AGN），即塞弗特星系和类星体，由发光吸积提供动力，并经常伴随着足以影响活动星系核质量收支的风，其观测外观带有黑洞（BH）周围中央秒差距内发生的过程的印记。这样的风的一个例子是部分电离的气体，负责X射线和紫外线吸收（“暖辐射”）。在这里，我们表明，这种气体将有一个独特的签名时，在偏振X射线。这种偏振的观测可以测试模型的几何形状的流动，和气体负责发射和准直it. We目前的计算表明，偏振依赖于流体力学的流动，量子力学的共振线散射和转移的偏振X射线光在高度电离的移动气体。结果强调了风的三维性质的模拟谱。我们表明，在0.1-10 keV的能量范围内的极化是占主导地位的共振线的影响。我们预测$5-25%$ X射线偏振签名的2型物体在这个能量范围内。这些结果是一般的流动起源于一个冷的环面状结构，位于$\sim 1$ pc从BH，它包裹BH，并最终负责明显的二分法之间的类型1和类型2活动星系核。这种信号将被未来专门的X射线偏振测量空间任务探测到，如NASA的重力和极磁SMEX，GEMS。
2010-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic fields in Bok globules: Multi-wavelength polarimetry as tracer across large spatial scales
磁场在恒星形成过程中的作用是一个持续争论的问题。磁场对云坍缩早期阶段的一般影响的明确观测证据仍有待证明。关于具有简单结构的博克球的第一个结果表明，在大的空间尺度上存在主导磁场（Bertrang+2014）。本研究的目的是测试磁场对具有更复杂密度结构的博克球的影响。我们用近红外偏振仪在10^4- 10^5金尺度上跟踪了选定的博克球的磁场结构。这些测量与光学和亚毫米波长范围内的存档数据相结合，使我们能够在10^3- 10^6 au的尺度上表征磁场。我们目前的偏振数据在近红外波长范围内的三个博克球CB 34，CB 56，和[OMK 2002]18，结合档案偏振数据在光学波长范围内的CB 34和CB 56，并在亚毫米波长范围内的CB 34和[OMK 2002]18。在近红外波段我们发现了一个强的偏振信号（P>2%），并且在大尺度上（10^4-10^6au），三个球状体的偏振段都很强。这表明具有复杂密度结构的博克球状体上存在占主导地位的磁场。为了使我们在球状体（已知的最低质量云）中的发现与中间云（例如，金牛座）和更大的（例如，猎户座）的云，我们假设一个质量依赖的作用，磁场，其中磁场似乎是占主导地位的低和高质量，而不是次主导的中间质量的云。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Properties of the Interstellar Object 3I/ATLAS Revealed by Optical and Near-Infrared Polarimetry
Seoul National University（首尔大学）；University of Hyogo（兵库大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）
通过光学和近红外偏振测量，发现星际天体3I/ATLAS的尘埃特性与太阳系彗星不同，其偏振特性反映顽火成尘埃颗粒的固有光学性质。
2026-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Understanding the Origin of Radio Outflows in Seyfert Galaxies using Radio Polarimetry
星暴风与活动星系核（AGN）喷流/风在塞弗茨星系千秒差距尺度射电辐射形成中的作用还没有得到很好的理解。为了能够解开各种组件的作用，我们观察到的塞弗特星系的样本表现出kpc规模的无线电发射建议流出，随着比较样本的星暴星系，与EVLA B-阵列在极化模式在1.4 GHz和5 GHz。在三个塞弗特星系和一个星暴星系中可以清楚地检测到偏振。塞弗特星系NGC 1，2639显示了以前没有观察到的高度极化的次级射电瓣，它们垂直于已知的一对射电瓣。这对额外的叶代表了一个较老的发射时期。对星暴-Seyfert复合星系NGC 3079的多历元多频研究表明，喷流、星暴超风和星系磁场可能是该星系中著名的8字形射电瓣的成因。我们发现，在我们的样本中，许多塞弗特星系显示泡沫状的叶，这是不存在的星暴星系，不主机的活动星系核。
2019-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
First Mid-infrared Detection and Modeling of a Flare from Sgr A*. II. Mid-IR Spectral Energy Distribution and Millimeter Polarimetry
本研究针对首次探测到的Sgr A*中红外耀斑，结合新银心消光测量分析其谱指数演化，结合SMA毫米波偏振观测，验证该耀斑的中红外与毫米波变化源自单个热斑。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Absolutely calibrated radio polarimetry of the inner Galaxy at 2.3 GHz and 4.8 GHz
本文给出了S波段Parkes全天巡天和中德银河面6 cm偏振巡天在2.3 GHz和4.8 GHz的高灵敏度和绝对定标的漫射射电偏振图像，分辨率约为10弧分，覆盖10 ° <1 <34 °和|b| <5 °的范围。在2.3 GHz处，银河平面附近出现了强去极化现象，这与强的H α辐射有关。我们归因于空间法拉第旋转测量波动约65拉德/平方米的尺度小于6-9 pc的去极化。我们认为，大多数（约90%）的极化发射在4.8 GHz的起源于距离3-4千秒差距的盾牌臂和随机磁场占主导地位的规则场。从4.8 GHz的偏振图像可以识别出从北极支线向低纬度延伸的分支，但仅部分来自2.3 GHz的偏振图像，这意味着分支的距离大于2-3 kpc。我们表明，比较复杂的偏振强度与偏振强度的结构函数，可以表明所观察到的偏振结构是固有的或由法拉第屏幕引起的。在2.3 GHz的极化图像的梯度的概率分布函数表明，在温暖的电离介质中的湍流是跨音速的。
2013-10-30 astro-ph.GA
A Massive Gas Outflow Outside the Line-of-Sight: Imaging Polarimetry of the Blue Excess Hot Dust Obscured Galaxy W0204-0506
本研究通过 VLT/FORS2 的 R_Special 波段成像偏振与辐射转移模拟，证实 W0204-0506 的蓝色紫外辐射来自富石墨尘埃极向外流的散射光。
2025-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the magnetic fields and dust properties in the young embedded star-forming region AFGL 6366S using Near Infrared and Optical linear polarimetry
Gauhati University（古哈提大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Assam University（阿萨姆大学）
通过近红外和光学线偏振观测，研究AFGL 6366S星团的磁场和尘埃特性，发现磁场形态与周围结构的偏离及团块的磁超临界与亚临界状态。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantitative Polarimetry: A Unified Model of Dust Grain Alignment by Magnetic Radiative Torques
由于星际颗粒排列而产生的光学星光和远红外热尘埃辐射的偏振，为研究从弥漫的星际介质到年轻恒星周围的吸积盘等各种天体物理环境中的磁场提供了一个强有力的窗口。精确的宇宙学研究需要精确的星系尘埃偏振模型，以便首次探测到宇宙微波背景（CMB）B模信号。只有当开发和测试了将颗粒排列效率与局部物理条件和灰尘性质联系起来的颗粒排列定量理论时，才能实现这样准确的模型。在本文中，我们回顾了成功的发展，这样一个定量的对齐理论，专注于一个统一的模型的晶粒排列的基础上的辐射扭矩和磁弛豫的尘埃颗粒与铁夹杂物。本文讨论了用统一排列模型解释普朗克和ALMA的最新观测结果的意义。
2017-04-06 astro-ph.GA
Properties of the Magneto-ionic Medium in the Halo of M51 revealed by Wide-band Polarimetry
利用在卡尔G. Jansky甚大阵。通过将观测到的弥散复偏振$Q$ + $iU$作为波长的函数直接拟合到各种去偏振模型，我们发现M51在1-2 GHz的偏振辐射起源于同步加速器盘的顶部，然后在星系近侧的热晕中经历法拉第旋转。因此，在L波段，热气体的刻度高度必须超过同步辐射气体的刻度高度。在L波段观察到的法拉第深度分布是一致的晕场，它包括一个平面平行的双对称分量和垂直分量，产生的法拉第旋转$\sim$ $-$ 9 rad m $^{-2}$。导出的旋转测量结构函数表示的旋转测量波动的特征尺度小于560 pc的磁盘和约1千pc的晕。在M51晕中发现的1 kpc的湍流外尺度与超级气泡和Parker不稳定性是星系晕中主要的能量注入机制相一致。
2014-12-29 astro-ph.GA
A young stellar cluster within the RCW41 HII region: deep NIR photometry and Optical/NIR polarimetry
RCW 41恒星形成区位于船帆座分子脊内，拥有一个巨大的星团，周围环绕着一个明显的HII区。了解星际磁场的作用并研究新生的恒星星族对于建立作用于这种环境的物理过程的一致图像至关重要。我们已经进行了详细的研究星际偏振向RCW 41，从光学和近红外偏振测量的数据。此外，NTT 3.5米望远镜的深近红外图像已被用于研究嵌入的年轻星团的光度特性，揭示了几个YSO的候选者。通过使用一组主序前等时线，确定了星团的平均年龄在250 - 500万年之间，并揭示了恒星形成的证据。在R波段的偏振度的突然下降，注意到向中央电离区，可能是由于低的晶粒排列效率所造成的湍流环境和/或弱强度的磁场。磁场线的扭曲表现出双重行为，与区域外的平均取向大致遵循恒星形成区域的边界，并径向指向电离区域内的星团，与扩展HII区域的模拟一致。偏振的光谱依赖性允许一个有意义的确定的总选择性消光比拟合的Serkowski关系。此外，一个大的旋转偏振角作为波长的函数被检测到朝向几个嵌入的恒星。
2012-04-02 astro-ph.GA
HAWC+ Far-Infrared Observations of the Magnetic Field Geometry in M51 and NGC 891
报道了在$154~\micron$上对正面星系M51和侧面星系NGC 891进行的SOFIA HAWC+偏振测量。对于M51，偏振矢量通常遵循由分子气体分布、远红外（FIR）强度轮廓和其他恒星形成示踪物定义的螺旋图案。分数极化在FIR明亮的中心区域比在外部区域低得多，并且我们排除了晶粒排列的损失和磁场强度的变化作为原因。当与现有的同步辐射观测，采样不同的区域与不同的权重相比，我们发现的净位置角是强相关的，分数偏振是适度相关的，但偏振强度是不相关的。我们认为，在中心区域的低分数偏振必须是由于大量的高度湍流段横跨光束和沿视线中的光束在中央3千秒差距的M51。对于NGC 891，在1500 $\rm{MJy~sr^{-1}}$的强度等值线内的FIR偏振矢量非常接近星系的平面。远红外线偏振仪可能比近红外线偏振仪和无线电同步加速器测量更深入地采样NGC 891的磁场几何形状。在NGC 891的某些位置，FIR极化非常低，这表明我们主要沿着视线，沿着嵌入的螺旋臂的长度优先观察磁场。有初步的证据表明，垂直场的偏振发射的平面的磁盘。
2020-08-18 astro-ph.GA
SUBARU Near-Infrared Imaging Polarimetry of Misaligned Disks Around The SR24 Hierarchical Triple System
SR 24多星型系统同时拥有环绕主盘和环绕次盘，它们彼此之间严重错位。周次生盘的性质是周双星。有趣的是，这两个圆盘相互作用，它们可能以相反的方向旋转。为了研究这种独特的双磁盘系统的性质，我们提出0。SR 24周围星周结构的1分辨率近红外偏振强度图像，由安装在Subaru 8.2米望远镜上的HiCIAO获得。主盘和副盘都被分辨出来，并具有细长的特征。SR 24 S周围的NIR偏振盘的长轴位置角和半径分别为55 $^{\circ}$和137 au，而SR 24 N周围的长轴位置角和半径分别为110 $^{\circ}$和34 au。就整体形态而言，SR 24 S周围的轮主盘显示出较强的不对称性，而SR 24 N周围的轮次盘显示出相对较强的对称性。我们的近红外观测结果证实了先前的说法，即环绕主星和环绕副星的圆盘彼此错位。在$^{12}$ CO观测中，周主盘和周次生盘在大小和伸长方向上显示出相似的结构。这种一致性是因为NIR和$^{12}$ CO都在追踪扩口盘的表面层。由于SR 24 N周围的偏振盘的半径与外罗氏瓣的大小大致一致，因此很自然地将SR 24 N周围的偏振盘解释为围绕SR 24 Nb-Nc系统的环双星盘。
2019-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the active galactic nucleus in Circinus -- III. VLT/FORS2 polarimetry confirms dusty cone illuminated by a tilted accretion disc
我们目前的旋星系核的偏振图的$BVRI$带，获得VLT/FORS 2。Circinus是离我们最近的Seyfert 2星系，并且拥有一个典型的模糊的活动星系核（AGN）。最近的高角分辨率成像显示，它的中红外（MIR）发射的主要部分来自极地地区。以前，我们证明了这些意见是一致的一个紧凑的尘埃盘和双曲面壳的模型，类似于一个中空的圆锥体在更大的尺度上。在这里，我们专注于活动星系核，从中央引擎高达40 pc，并比较观测的辐射转移模型。极化图显示了一个圆锥形的结构，符合电离锥。偏振度的波长依赖性表明尘埃颗粒上的散射产生偏振。观测到的偏振度（$\approx1-3\%$）比模型预测的要低;然而，这只是一个下限，因为恒星辐射在光学中占主导地位。所观察到的偏振角（$\approx30$度）再现的模型的尘埃盘与空心锥，由倾斜的各向异性中心源照明。与电离锥轴对齐的吸积盘，以及其他尘埃几何形状，如抛物面壳或被周围尘埃包裹的环面，与数据不一致。我们的结论是，光学偏振成像支持早期的证据，在极地地区的尘埃的存在，暂时与尘埃外流。
2022-12-20 astro-ph.GA
Complex Scattered Radiation Fields and Multiple Magnetic Fields in the Protostellar Cluster in NGC 2264
对麒麟座OB 1分子云中NGC 2264 IRS 2周围的原星团区域进行了J、H和Ks波段的近红外成像偏振测量。观测到了与NGC 2264 IRS 2和IRAS 12 S1核有关的各种红外反射星云团（IRNC）以及局部红外反射星云（IRNe）。红外Ne的照明源被确定为已知或新的近红外和中红外源。此外，在所有三个波段中检测到314个点状源，并对其孔径偏振进行了研究。利用色图，红化场星和无盘前主序星被选择来追踪分子云的磁场（MF）结构。点源的平均偏振位置角在团核为81 \pm 29 °，在团核周边为58 \pm 24 °，可以解释为MF在观测区域的天空投影方向。根据费米子-拉塞卡法的粗略估计，磁场强度约为100 μG。与最近的团簇形成的数值模拟的比较表明，云动力学是由相对较强的MF控制。局部MF方向与IRAS 12 S1的CO流出方向有很好的相关性，并且与亚毫米波偏振测量推断的方向一致。相反，本地MF方向大致垂直于银河MF方向。
2011-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Lack of Resolved Near-Infrared Polarization Across the Face of M51
星系M51是用帕金斯望远镜上的Mimir仪器观测的，以限制整个星系的H波段（1.6 $μ$ m）偏振。这些观测结果在0.6弧秒像素采样下，将$P_H<0.05%$的上限置于M51表面上的$H$带偏振上。即使平滑到较粗糙的角分辨率，以减少偏振不确定性，$H$带偏振仍然未被检测到。在$H$波段的偏振上限，当与以前解决的光学偏振相结合，排除了Serkowski样的偏振依赖于波长。其他偏振机制不能解释在M51表面上观察到的偏振比（$P_H/P{VRI} \lesssim 0.05$）。
2012-11-18 astro-ph.GA
Spectro-polarimetry confirms central powering of a Ly$α$ nebula at z=3.09
我们提出了一个后续研究的成像偏振进行Hayes等。2011年在SSA 22原星系团区域的LAB 1上。可以说是最著名的莱曼- $α$“斑点”，这个无线电安静的发射线星云可能拥有一个星系，该星系要么正在经历重要的恒星形成，要么拥有一个活动星系核，或者两者兼而有之。我们获得深，空间分辨光谱偏振的Ly $α$发射和检测集成的线性偏振的$9$ - $13\%\pm2$ - $3\%$在距离约15千秒差距的莱曼- $α$表面亮度的峰值与偏振矢量相切的银河系中心源。在这些相同的区域中，我们还检测到偏振的波长依赖性，其在Ly $α$线轮廓的中心处较低，并且在轮廓的翼部中显著升高。这些极化签名很容易解释一个弱流出壳模型。这里提出的偏振的光谱依赖性提供了一个框架，为未来的观测和解释的南部部分的LAB 1的任何模型，该系统必须能够重现这种特定的光谱依赖性。然而，LAB 1最北端的支线仍然存在问题。在该区域中，我们在$5\%$显著性水平上检测$3$和$20\%$之间的总线性极化。模拟预测，偏振应增加与对称的几何形状的半径。北部的支线既不表明该区域是不对称的（这是可能的），并表现出列密度的变化，也不表明它在运动学上与LAB 1的其他部分不同，并由另一种机制提供动力。
2016-01-25 astro-ph.GA
ALMA Science Verification Data: Millimeter Continuum Polarimetry of the Bright Radio Quasar 3C 286
利用ALMA对致密陡谱射电类星体3C~286进行了1.3 mm波段的全偏振观测，这是在科学验证框架下首次获得的全偏振ALMA观测结果。在总强度图像中检测到一个明亮的核心和一个西南分量，类似于以前的厘米图像。还检测到朝向两个组件的偏振发射。核心的部分极化约为17\%，这高于厘米波长的部分极化，表明毫米射电核心中的磁场甚至比喷流下游更有序。在纤芯中观察到的偏振位置角（或EVPA）是$\sim$ 1、$39^{\circ}$，这证实了EVPA从厘米到毫米波长缓慢增加的趋势。借助于多频VLBI观测，我们认为这种EVPA变化与随频率变化的核心位置有关。我们还报告了一个偶然发现的亚mJy源的视野，这很可能是一个亚毫米星系。
2016-04-30 astro-ph.GA
MAGMO: Polarimetry of 1720-MHz OH Masers towards Southern Star Forming Regions
从有针对性的观测基态OH脉泽对702多束（MMB）调查6.7 GHz甲醇脉泽，银河系之间的186 $^{\circ}$通过银河系中心到20 $^{\circ}$，作为“MAGMO”项目的一部分，我们提出的物理和偏振特性的1720 MHz OH脉泽过渡，包括塞曼对的识别。我们提出了10个新的和23个以前编目的1720 MHz OH脉泽源检测到对恒星形成区。此外，我们还发现了16个1720 MHz的OH脉泽与超新星遗迹和两个网站的弥漫OH排放。对于33个恒星形成脉泽，我们确定了44个塞曼对，这意味着磁场强度从$-$ 11.4到$+$ 13.2 mG不等，磁场强度的中位数为$|B_{LOS}|$ $\sim$ 6 mG。在有限的统计数据下，我们给出了脉泽的原位磁场取向和1720 MHz跃迁所揭示的银河系磁场分布。我们还研究了1720 MHz OH SFR脉泽与其他基态OH脉泽，激发态OH脉泽，I类和II类甲醇脉泽和水脉泽的关联统计，并比较脉泽位置与母星形成区的中红外图像。在33个1720 MHz的恒星形成脉泽中，有10个偏离了它们的中心激发源，并且似乎与外流活动有关。
2020-01-17 astro-ph.GA
Ks- and Lp-band polarimetry on stellar and bow-shock sources in the Galactic center
银河系中心（GC）的红外观测为研究尘埃环境中的恒星和弓形激波偏振效应提供了一个独特的机会。这项工作的目标是提出新的Ks-和Lp-波段偏振在GC的中央秒差距前所未有的数量的来源，从而扩大了我们以前的结果在H-和KS-波段。我们使用AO辅助Ks-和Lp-波段观测，在ESO VLT获得。NACO的高精度测光和新的偏振校准方法使我们能够分别在8”x 25”（Ks）的区域内绘制偏振图。26”x 28”（Lp）。这是30年来首次在LP波段对GC进行偏振观测，与以前的结果相比，空间分辨率大大提高。这使得解决偏振明亮的弓激波源在这一领域的第一次在这个波长。我们发现前景偏振在很大程度上平行于银河平面（KS波段：6.1%在20度，Lp波段：4.5%在20度，与我们以前的发现和旧的结果很好地吻合。前面描述的LP波段在朝向GC的预期偏振中的过量可以在这里对于更多数量的源被证实。包含在FOV中的弓形激波源似乎显示出与前景所确定的不同的偏振之间的关系。这表明了不同的相关极化机制。IRS 5和10 W的分辨偏振模式与我们先前提出的IRS~ 1 W的结果相匹配。此外，还测量了IRS 1 W和21以及其他不太突出的MIR-excess源（IRS 2S，2L，5 NE）的固有Lp波段偏振。新的数据提供了支持的几个这些源（1 W，5，5 NE，10 W，21）和弓激波极化模型中提出的假设弓激波性质在我们的最后一项工作。
2013-08-05 astro-ph.GA
Understanding the links among magnetic fields, filament, the bipolar bubble, and star formation in RCW57A using NIR polarimetry
磁场（B-fields）在双极泡形成和演化中的影响尚未得到很好的研究，这是由于Hii区形成并嵌入在非极性分子云中，导致电离前沿（I-fronts）扩展所致。除了I-锋向细丝的各向异性膨胀之外，B-场预计会引入额外的各向异性压力，这可能有利于I-锋的膨胀和传播以形成双极泡。我们目前的结果的基础上对中央$\sim$ 8' $\times$ 8'区域的恒星形成区域RCW 57 A的主机HII区域，灯丝，和双极泡的近红外偏振观测。偏振测量的178个变红的背景恒星，在919个检测到的源在JHKs波段，揭示了B-领域的线程垂直于灯丝长轴。的B-场表现出沙漏形态，密切遵循的双极泡的结构。用费米子方法估计的平均B场强度为91 $\pm$ 8 μG。B场压力在湍流压力和热压力上占主导地位。热压力的作用方向可能与B场的作用方向相同，以加速I波阵面的膨胀。观测到的B场、暗条和双极泡之间的形态对应表明，B场对形成暗条的云收缩、暗条中的引力坍缩和恒星形成以及反馈过程都有重要作用。后者包括中红外气泡的形成和演化的B-场支持的传播和扩展的I-阵线。这些可能会揭示有利于RCW 57 A中大质量星团形成的预先存在的条件。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of extragalactic dust inferred from linear polarimetry of Type Ia Supernovae
目的：本文的目的是双重的：1）调查河外尘埃的性质，并将其与银河系中所看到的进行比较; 2）以独立的方式解决与爆炸环境有关的Ia型超新星（SN）的异常消光曲线问题。研究方法：尘埃的性质来自于在四个变红的Ia型SN：1986 G，2006 X，2008 fp和2014 J中观察到的连续偏振的波长依赖性。[...]结果如下：这四个天体的特征都是总吸收与选择性吸收的比值（R_V）非常低，并显示出异常的星际偏振规律，其特征是非常蓝的偏振峰。在所有情况下，偏振位置角与局部螺旋结构良好对准。虽然SN~ 1986 G与银河系中已知的最极端的星际极化情况兼容，但SN 2006 X，2008 fp和2014 J表现出前所未有的行为。所观察到的偏差似乎并不连接到选择效果相关的相对大量的红化表征的对象中的样本。结论：造成这四个SN偏振的尘埃很可能是星际性质的。极化特性可以解释为小颗粒的丰度显著增加。这种异常行为显然与SN爆炸的银河系环境的性质有关，而不是与它们起源的祖先系统有关。对于SN 2014 J的极端情况，我们不能排除当地物质散射光的贡献;然而，观察到的偏振特性需要一个特设的几何尘埃分布。
2015-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
