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
Constraints on interstellar dust models from extinction and spectro-polarimetry
我们目前的偏振光谱的七颗恒星的视线对斯科OB 1协会。我们的光谱是在ESO VLT的FORS仪器进行的大型星际偏振调查的框架内获得的。我们已经模拟了消光和线性偏振的波长依赖性与尘埃模型的扩散星际介质，其中包括一个混合物的颗粒大小范围从0.5 nm到350 nm的分子域。我们已经包括了由石墨和硅酸盐组成的半径在0.5和6 nm之间的随机加热的小尘埃颗粒，以及多环芳烃分子（PAH），我们假设较大的颗粒是由无定形碳和硅酸盐组成的长球体。总的来说，一个有八个自由参数的尘埃模型最好地再现了观测结果。减少自由参数的数量会导致与宇宙丰度约束不一致的结果。我们发现，对齐的硅酸盐是所观察到的偏振的主要贡献者，并且偏振光谱是最好的拟合由70 - 200 nm的对齐晶粒的等体积球半径的下限。
2017-05-22 astro-ph.GA
Near-infrared Polarimetry toward the Galactic Center - Magnetic Field Configuration in the Central One Degree Region -
我们提出了一个近红外偏振图的1度的1度区域朝向银河系中心。比较斯托克斯参数之间的高度红化的恒星和红度较低的，我们已经得到了一个偏振起源于磁性对齐的尘埃颗粒在我们的银河系的中心区域。位置角的分布在平行于银道面的方向上有一个峰值，表明存在环形磁场结构。然而，在银河系高纬度地区，位置角的峰值偏离银河平面的方向。这可能是一个大规模的磁场配置从环形到极向的过渡。
2010-01-29 astro-ph.GA
Multi-wavelength Stellar Polarimetry of the Filamentary Cloud IC5146: I. Dust Properties
我们目前的光学和近红外恒星偏振观测到的黑暗与IC 5146相关的对流云。这些数据使我们能够研究尘埃的性质（本文）和磁场结构（论文II）。在$R_{c}$ -、$i'$ -、$H$ -和/或$K$ -波段到$A_V \lesssim 25$的范围内共检测到2022颗背景星。不同波长的偏振百分比的比值提供了对$λ_{max}$的估计，峰值偏振的波长是粒度分布的小尺寸截止的指示。在$A_V \sim$ 3 mag时，晶粒尺寸分布似乎发生显著变化，此时$P_{R_c}/P_{H}$的平均值和分散度均降低。此外，我们发现$A_V>2.5$ mag的$λ_{max}$ $\sim$ 0.6-0.9 $μ$ m，大于一般ISM中的$\sim$ 0.55 $μ$ m，表明在低$A_V$区域中已经开始晶粒生长。我们的数据还表明，偏振效率（PE $\equiv P_λ/A_V$）随着$A_V$的下降，在$R_c$ -、$i'$ -和$K$ -波段呈幂律关系，指数分别为-0.71 $\pm$ 0.10、-1.23 $\pm$ 0.10和-0.53 $\pm$ 0.09。然而，$H$波段数据显示功率指数变化;当$A_V < 2.88\pm0.67$较大时，PE随$A_V$急剧变化（指数为-0.95 $\pm$ 0.30），但当$A_V$值较大时，PE随$A_V$平缓变化（指数为-0.25 $\pm$ 0.…
2017-10-11 astro-ph.GA
A complex dust morphology in the high-luminosity AGN Mrk 876
最近的活动星系核（AGN）的内部结构模型主张存在辐射加速，尘埃流出发射的外部区域的吸积盘。在这里，我们提出了第一个近红外（近红外）可变（rms）光谱的高光度，附近的活动星系核Mrk 876。我们发现，它跟踪的吸积盘光谱的波长比平均光谱由于减少尘埃排放。推断的外吸积盘半径与同时期光学吸积盘混响测绘活动预测的红外结果一致，并且远大于自引力半径。热尘埃的通量变率降低可能是由于平均光谱中存在二级恒定尘埃成分，或者是由于尘埃和吸积盘变率信号的破坏性叠加，或者是两者的某种组合。假设光学薄尘埃的热平衡，我们推导出基于亮度的尘埃半径为不同的颗粒特性，使用我们的测量的温度。我们发现，在所有情况下，考虑的值是显着大于由红外光度监测活动测量的灰尘响应时间，与最小的差异相对于波长无关的灰尘发射率法，即黑体，这是适合于大粒径的结果。这个结果可以很好地解释假设一个喇叭状，盘状结构的热尘埃。
2023-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Submillimeter-wavelength Polarimetry of IRC+10216
本研究通过 SCUBA-2/POL-2 对 IRC+10216 进行 850 微米偏振观测，发现其星周包层磁场呈偶极子结构，并提出带电颗粒绕感应电场进动的新排列机制，统一解释光学至亚毫米波偏振。
2024-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Imaging polarimetry of the Bok globule CB56
博克球状体区域背景星的偏振测量对于研究球状体中的磁场几何和尘埃颗粒特征具有重要意义。这些参数对暗云的形成和演化有重要意义。我们在IUCAA Girawali天文台（IGO）的2米望远镜上用R-滤波器对博克球状体CB 56进行了偏振观测。观测于2011年3月4日和5日进行。分析从仪器（IFOSC）获得的CCD图像，以产生博克球CB 56的偏振图。
2012-06-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
The first spectroscopic IR reverberation programme on Mrk 509
该研究对 Mrk 509 开展近红外光谱反响映射先导观测，测得尘埃半径、热尘埃与吸积盘滞后及Paβ线滞后，并提出窄线超狭缝时的光谱校准方法。
2024-04-10 astro-ph.GA
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
Optical and submillimetre observations of Bok globules -- tracing the magnetic field from low to high density
我们提供了博克球状体CB 3的光学和亚毫米偏振测量数据以及博克球状体CB 246的光学偏振测量数据。我们使用每组偏振数据来推断每个云中的B场方向。光学资料只能用于云的低密度、低消光的边缘区域。亚毫米数据只能用于高柱密度的云中心区域。以前已经发现，背景恒星的近红外偏振图不能准确地追踪稠密云层区域的磁场。这可能是由于在致密区域中缺乏对齐的晶粒。我们通过比较我们的两个独立的偏振测量方法测量的磁场方向来测试这一点。我们发现，从光学数据推导出的磁场方向匹配以及从亚毫米数据估计的方向。因此，我们认为这两种方法都可以准确地跟踪CB 3中的相同磁场。因此，在这种情况下，在高密度区域中一定有大量的排列整齐的尘埃颗粒，它们确实在亚毫米级跟踪磁场。我们发现40 $\pm$ 14度之间的磁场方向和小球的短轴的偏移。这与我们以前在星前核中发现的平均值31 $\pm$ 3度一致，尽管CB 3是一个原恒星核。综合来看，我们现在用这种方法研究的六个星前核心显示出磁场方向和核心短轴之间的平均偏移量为$\sim30\pm$ 3度，这显然与某些磁主导恒星形成的模型相矛盾。
2009-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry with Polstar: Interstellar Medium Science
在紫外线到微波范围内的连续偏振是由于不对称的排列尘埃颗粒的二向色消光（或发射）。由于晶粒排列和散射物理，偏振的波长依赖性通常跟踪排列晶粒的尺寸。因此，紫外线偏振测量法提供了一种独特的探测最小尘埃颗粒（直径$<0.09μ$ m）、其矿物学和与环境的相互作用的方法。然而，目前星际紫外偏振的观测状况很差，探测的视线不到30条。随着现代的，定量的和良好的测试，星际颗粒排列的理论，现在可用的，我们有机会通过执行一个系统的研究银河系和附近星系的ISM中的紫外偏振的星际介质的理解。Polstar任务将提供执行这样一个计划所需的灵敏度和观测时间，解决尘埃成分作为大小和位置的函数，辐射和磁场特性以及揭示2175年灭绝特征的载体的问题。此外，Polstar还将使用高分辨率紫外线光谱仪，搜索和探测排列原子和离子的排列和极化--所谓的“基态排列”，这是一种在弥漫ISM中探测磁场的潜在强大的新探测器。
2021-12-10 astro-ph.GA
A quantum theory of the alignment and polarization of very small dust grains
Institute of Theoretical Astrophysics, The Faculty of Mathematics and Natural Sciences, University of Oslo（奥斯陆大学数学与自然科学学院理论天体物理研究所）
研究非常小尘埃颗粒的旋转电偶极发射极化特性，分析辐射各向异性对极化的影响，提出通过紫外/光学/红外吸收极化测量约束对齐机制。
2026-04-28 astro-ph.GA
Large Interstellar Polarisation Survey. III. Observational constraints on the structure of grains
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；National Chung Hsing University（中兴大学）；Tamkang University（淡江大学）；Institut d’Astrophysique Spatiale, CNRS, Univ. Paris-Sud, Université Paris-Saclay（法国国家科学研究中心巴黎第十一大学巴黎萨克雷大学天体物理研究所）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, Université de Montpellier, CNRS/IN2P2（蒙彼利埃大学宇宙与粒子实验室）
利用96条视线上的红化曲线、星光偏振光谱和偏振尘埃发射数据，结合三组分尘埃模型，约束了弥漫星际介质中尘埃颗粒的结构、组成、尺寸分布和排列特性。
2026-04-08 astro-ph.GA
Enhanced H2O formation through dust grain chemistry in X-ray exposed environments
ULIRG Mrk 231在λ= 200-670μm之间表现出非常强的水旋转线，与CO旋转线的强度相当。高红移的类星体也显示出类似的CO和H2O线特性，而星暴星系，如M82，在相同的波长范围内缺乏这些非常强的H2O线，但确实显示出强的CO线。我们探讨了在X射线暴露的环境中，使用裸露的星际碳质尘埃颗粒作为催化剂，提高气相H2O丰度的可能性。云与云之间的碰撞引起C和J激波，并剥离冰层的颗粒。来自吸积黑洞的X射线产生的内部紫外线场不允许重新形成冰。我们确定的OH和H2O尘埃颗粒的形成速率，具有温度T_dust=10-60 K，使用Monte Carlo以及速率方程方法模拟。所获得的形成率被添加到我们的X射线化学代码中，使我们能够计算活动星系核附近星际介质的热和化学结构。我们推导出的解析表达式形成的OH和H2O裸露的尘埃颗粒作为催化剂。到达尘埃上的氧原子以OH和H2O的形式释放到气相中。在T_dust=15-40 K之间，由于粉尘上发生的化学反应，氧转化为OH的转化率约为30%，氧转化为H_2O的转化率约为60%。在较高的温度下，效率迅速下降。当气体主要是原子时，尘埃上的分子形成在气相路线上占主导地位，然后被低H2丰度淬灭。在这里，它是可能的，以提高温暖的（T> 200 K）水丰度的数量级在X射线暴露的环境。这有助于解释在附近和高红移的超红外类星体和类星体中观察到的明亮水线。
2011-11-09 astro-ph.GA
Aligned grains and inferred toroidal magnetic fields in the envelopes of massive young stellar objects
大质量的年轻恒星天体（YSO），像低质量的YSO一样，被认为是由光学厚的信封和/或光盘包围，并观察到有相关的区域，产生近红外波长的偏振光。这些极化区域被认为是沿YSO封套极轴的低密度外流。利用哈勃太空望远镜上的近红外照相机和多目标光谱仪的0.2角秒空间分辨率，我们正在研究恒星形成区域内太阳几千秒差距内的大质量YSO的包层和流出区域的结构。在这里，我们报告了2微米旋光Mon R2-IRS 3，S140-IRS 1和AFGL 2591。所有三个源都包含具有高度极化单极流出的YSO，Mon R2-IRS 3在一个小集群中包含至少两个YSO。所有四个YSO的中心恒星也是偏振的，位置角垂直于流出的方向。我们推断，这种偏振是由于散射和吸收对齐的晶粒。我们已经将我们对S140-IRS 1和AFGL 2591的观测建模为被球形颗粒和被磁场排列的细长颗粒散射和吸收的光。最好地再现观测结果的模型在赤道平面上对磁场有相当大的环向分量。此外，最适合AFGL 2591的模型中的环形磁场延伸了模型空腔高度的很大一部分，为10^5 au。我们的结论是，在这项研究中的大规模YSO都显示出存在大量的环形磁场的证据。
2013-09-03 astro-ph.GA
X-ray and multiwavelength polarization of Mrk 501 from 2022 to 2023
本研究利用IXPE等设备对耀变体Mrk 501开展14个月多波段偏振观测，发现第6次X射线偏振度显著升高，且各波段偏振度递变符合能量分层激波场景。
2024-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
On the collisional disalignment of dust grains in illuminated and shaded regions of IC 63
星际尘埃颗粒的排列导致从紫外到毫米波长的偏振，允许研究磁场的几何形状和强度。在过去的几十年里，观察和理论已经导致建立了辐射对准扭矩（RAT）机制作为解释该效应的主要候选者。由于有了定量的约束理论，极化不仅可以用来研究星际磁场，还可以用来研究尘埃等环境参数。光解离区（PDR）具有强烈的各向异性辐射场，随后快速形成$\rm H_{2}$，以及高空间密度对比度，为此类研究提供了丰富的环境。在这里，我们讨论了一个扩展的光学，近红外和毫米波研究的IC，63星云，显示出强大的$\rm H_{2}$形成增强的对齐和第一个直接的经验证据，由于气体颗粒碰撞使用高分辨率$\rm HCO^{+}$（J=1-0）的观测。我们发现，相对量的极化是轻微的反相关列密度的$\rm HCO^{+}$。然而，将光学偏振测量的视线分成如从$γ$ Cas看到的致密团块后面或前面的那些，分布分成两个明确定义的集合，其中数据对应于具有较浅斜率的\enquote{shaded}气体。如果偏振的降低是由碰撞引起的，则这是预期的，因为碰撞失准率与R $_C\propto n\sqrt{T}$成比例。在不确定性范围内，视线的\enquote{illuminated}和\enquote{shaded}样本的最佳拟合斜率比与Thi等人（2009）观察到的星云中双温H $_2$激发的平方根一致。
2020-11-18 astro-ph.GA
Physical Modeling of Dust Polarization from Magnetically Enhanced Radiative Torque (MRAT) Alignment in Protostellar Cores with POLARIS
本研究扩展POLARIS代码，探究原恒星核中尘埃铁包裹体含量对颗粒排列及偏振的影响，发现二者正相关，为通过尘埃偏振测量约束尘埃铁丰度提供了新方法。
2022-12-11 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
SIMPLIFI-Study of Interstellar Magnetic Polarization: A Legacy Investigation of Filaments. II. Enhancement of grain alignment near embedded protostars in the DR21 Ridge
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Leiden University（莱顿大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Boston University（波士顿大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Queen’s University（女王大学）
本研究通过观测DR21 Ridge中原恒星周围尘埃极化特性，验证了嵌入源辐射对尘埃颗粒对齐增强的理论预测。
2026-02-27 astro-ph.GA
IXPE Observations of the Blazar Mrk 501 in 2022: A Multiwavelength View
本文报告IXPE第三次观测耀变体Mrk 501的X射线偏振结果，并利用同步自康普顿和激波模型解释多波段SED与偏振，支持激波情景及小程度磁场各向异性。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The wavelength dependence of interstellar polarization in the Local Hot Bubble
在离太阳最近的星际介质（ISM）中，尘埃的性质知之甚少，因为靠近恒星的尘埃柱密度很低，几乎不会引起测光变红，使得尘埃颗粒很大程度上无法检测到。恒星偏振测量提供了一种推导这种漫射材料性质的途径。在这里，我们提出了多波长孔径偏振测量的七个明亮的恒星选择探测星际偏振的边缘附近的局部热泡（LHB）-一个相对低密度的星际气体和尘埃的非晶区域，从太阳延伸~70-150 pc。这些测量是使用3.9米英澳望远镜上的高精度偏振仪（HIPPI）进行的。HIPPI是一种孔径恒星偏振计，经证实灵敏度为百万分之4.3。在观测到的恒星中，有两颗恒星的偏振程度比其他恒星大得多;它们的最大偏振波长（$λ_{max}$）约为550 $\pm$ 20 nm --与LHB以外的恒星相似--我们得出结论，它们位于LHB的壁中。其余五颗恒星的偏振度在70到160 ppm之间，其中四颗的$λ_{max}$更蓝，约为350 $\pm$ 50 nm。较蓝的$λ_{max}$值可能表明在Loop I超级气泡演化过程中受到冲击的颗粒。另一颗恒星HD 4150并不能很好地符合瑟可夫斯基曲线，可能是内在偏振的。
2018-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical Linear Polarization toward the Open Star Cluster Casado Alessi 1
我们目前的B-，V-，R-和I-波段的线性偏振观测的73颗恒星的疏散星团Casado Alessi 1（以下简称Alessi 1）的方向。我们的目标是使用偏振测量作为一种工具来调查的性质和分布的尘埃颗粒对集群的方向。使用安装在印度奈尼塔尔ARIES的104厘米望远镜上的ARIES成像偏振计进行偏振观测。利用盖亚光度计数据，我们估计该星团的年龄和距离分别为$0.8\pm0.1$ Gyr和$673\pm98$ pc。总共有66颗半径为26弧分的恒星被确定为星团的成员。在这66个成员中，有15颗恒星被观测到具有相同的偏振值。该区域的大多数恒星都遵循星际介质的一般偏振定律，这表明朝向星团Alessi 1的偏振主要是由前景尘埃颗粒控制的。最大偏振度（$P_{max}$）和对应于最大偏振度的波长（$λ_{max}$）的平均值分别为$0.83\pm0.03$ %和$0.59\pm0.04$ $μ$ m。此外，朝向星团的尘埃颗粒似乎是排成一行的，这可能是由于银河系的磁场。
2020-01-30 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
Extreme Starlight Polarization in a Region with Highly Polarized Dust Emission
正如普朗克所揭示的那样，银河尘埃的发射在意想不到的高水平上被极化。观测到的$\simeq 20\%$偏振分数的起源可以通过表征具有最大偏振尘埃发射的区域中的光学星光偏振的性质来确定。我们测量了22颗恒星的R波段线偏振，该区域的亚毫米偏振分数为$\simeq 20%$。还在B、V和I波段测量了6颗恒星的子集，以研究偏振的波长依赖性。我们发现，星光在相应的高水平上被偏振。通过多波段偏振测量，我们发现，高偏振分数是不太可能产生不寻常的灰尘属性，如增强晶粒排列。相反，有利的磁场几何形状是最可能的解释，并得到了磁场形态的观测探针的支持。观测到的星光偏振超过了经典的$\left[p_V/E\left(B-V\right)\right]_{\rm max} = 9$ %mag $^{-1}$的上限，并且至少高达13% mag $^{-1}$，这是从普朗克数据、星光偏振和红化测量的联合分析中推断出来的。因此，我们确认，尘埃颗粒在光学波长的内在偏振能力一直被低估。
2019-03-22 astro-ph.GA
Far-Infrared Polarization Spectrum of the OMC-1 Star-Forming Region
我们使用HAWC+/SOFIA在53、89、154和214 $μ$ m的观测数据分析了OMC-1恒星形成区远红外偏振分量的波长依赖性。我们发现，远红外偏振光谱的形状是可变的整个云，有证据表明偏振光谱的斜率和平均视线温度之间的相关性。偏振光谱的斜率在较冷的区域倾向于为负（朝向较长的波长下降），而在较暖的区域倾向于为正或平坦。这与在89和154 $μ$ m处通过SOFIA旋光法在$ρ$ Oph A中发现的非常相似。与这项早期工作的作者一样，我们认为，对我们下降光谱的最自然的解释是不同颗粒群的视线叠加，来自温暖地区的偏振发射和来自较冷地区的较少偏振发射。与早期对$ρ$ Oph A的工作相比，我们没有发现偏振光谱斜率与柱密度的明确相关性。这表明，下降的光谱是由于在一个非均匀的云一致的辐射扭矩理论的晶粒排列效率的变化。另一种解释是，晶粒排列效率的变化是由气体密度的变化而不是辐射强度的变化引起的，这种解释是不可取的。
2020-12-24 astro-ph.GA
Adaptive optics assisted near-infrared polarization measurements of sources in the Galactic Center
这项工作的目标是提供近红外偏振的恒星源在中央pc的分辨率为8米望远镜的第一次，随着新的见解的性质，已知的明亮的弓激波源。我们使用AO辅助观测与ESO VLT在H-和KS-波段，应用高精度测光方法开发的拥挤的领域和一个新的偏振校准NACO产生的偏振图的中心3 "x19"，除了空间分辨偏振和变异性分析的扩展源。我们发现前景偏振平行于银道面，在中心26 ° +/-6 °（Ks）处平均值为（4.6 +/-0.6）%，在20 ° +/-6 °（H）处平均值为（9.3 +/-1.3）%。在离中心较大的距离处，我们发现不同的偏振参数：在11 ° +/-6 °（Ks）处为（7.5 +/-1.0）%，在13 ° +/-6 °（H）处为（12.1 +/-2.1）%。p_H/p_Ks峰值为1.9 +/-0.4，波长依赖性的幂律指数为alpha = 2.4 +/-0.7。这也在FOV上变化，中心的值较高，表明对总偏振的局部影响，可能是北臂尘埃的二向色消光。两个扩展源IRS 21和1W显示出相似的本征偏振度，分别为6.1%。偏振角处的7.8%（KS）和6.9%（H，仅1 W）与之前的近红外和中红外结果（总体和解析）一致。这两个源的空间偏振模式指向作为内禀偏振的主要源的对齐的细长尘埃颗粒上的散射，并且与已知的磁场方向相匹配。我们的数据还使我们能够在KS波段首次将IRS 21的弓形激波与中心源分离，其顶点位于中…
2011-07-19 astro-ph.GA
Fitting an Analytic Magnetic Field to a Prestellar Core
通过拟合观测到的星前核心FeSt 1-457的偏振测量数据，我们部署并展示了Ewertowski & Basu（2013）开发的磁场模型的能力。从麦克斯韦方程组直接导出的解析沙漏磁场函数产生赤道平面中的中心与表面磁场强度比，以及整个核心中具有相对大小的磁场方向。这种拟合来自于模型的单个平面与极化图的比较，极化图是由整个核心的磁场和尘埃的综合性质产生的。重要的是，我们的拟合是独立于任何假设的核心密度分布。我们检查的鲁棒性，通过使用POLARIS代码创建合成偏振图，结果从综合散射和发射特性的尘埃颗粒和它们的辐射转移，采用观测动机的密度分布。我们发现，从该模型获得的合成偏振图也提供了一个很好的适合所观察到的偏振。我们的模型符合FeSt 1-457外层磁场线显著弯曲的显著特征。结合独立的柱密度估计，我们推断，核心的大小$R_{\rm gas}$有一个温和的超临界质量流量比，并可能通过动力学运动从一个显着更大的半径$R$开始形成。通过中性离子滑移（双极扩散）的磁通冻结的崩溃可能是造成这种从大尺度磁场结构到更紧凑的气体结构的转变的原因。
2021-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Energy Distribution and Polarimetric Properties of Dust in the Interstellar Comet 3I/ATLAS
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
该研究结合新观测与多波段数据，构建星际彗星3I/ATLAS的SED，发现其尘埃反照率约0.04、粒径指数3.0-3.3，虽偏振异常但物理性质与太阳系彗星一致。
2026-10-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
First Observation of the Submillimeter Polarization Spectrum in a Translucent Molecular Cloud
来自排列尘埃的偏振辐射是ISM中研究磁性的重要工具，也是研究CMB偏振的麻烦污染物。在每一种情况下，要理解偏振信号的重要性，都需要对尘埃颗粒进行良好校准的物理模型。尽管在理论和观测方面取得了数十年的进展，但偏振尘埃模型在很大程度上仍然缺乏约束。在2012年的飞行中，球载望远镜BLASTPol同时获得了250、350和500微米的半透明分子云的宽带偏振图。将这些数据与普朗克850微米波段的偏振测量相结合，我们首次为这种类型的云产生了亚毫米偏振光谱。我们发现，偏振度在很大程度上是恒定的四个波段。这一结果引入了一个新的观察与潜在的ISM灰尘极化模型在以前无法访问的密度制度的经验约束。与Draine和Fraisse（2009）的模型相比，我们的结果不支持他们的两个模型，其中所有的极化都是由于对齐的硅酸盐颗粒引起的。通过创建一个简单的模型，在半透明的云偏振发射，我们验证了消光云内的偏振光谱形状相比，扩散ISM只有很小的影响。因此，我们期望测量的偏振光谱是一个有效的检查扩散ISM灰尘模型。所观察到的偏振光谱的一般平坦度提出了一个挑战的模型，其中温度和对准度是强烈相关的主要尘埃成分。
2017-07-10 astro-ph.GA
Comparing submillimeter polarized emission with near-infrared polarization of background stars for the Vela C molecular cloud
我们提出了一个大规模的组合近红外（近红外）星际偏振数据从背景星光偏振发射数据在亚毫米（亚毫米）波长的船帆座C分子云。近红外数据包括6700多个探测到的$2$和$20\,$ mag之间的可见光范围内和周围的云。亚毫米数据是由南极洲的大口径亚毫米偏振望远镜（BLASTPol）收集的。这是第一次直接结合近红外和亚毫米偏振数据的分子云，旨在测量“偏振效率比”（$R_{\mathrm{eff}}$），预计数量只取决于粮食固有的物理性质。它被定义为$p_{500}/(p_{I}/τ_{V})$，其中$p_{500}$和$p_{I}$分别是在$500\,μ$ m和$I$ -波段的偏振分数，并且$τ_{V}$是光学深度。为了确保相同的物质柱密度产生发射和消光的偏振，我们使用2 MASS，$Herschel$和$Planck$数据仔细选择了近背景恒星。此选择排除了被银河漫反射背景材质污染的对象以及位于前景中的对象。考虑到统计和系统的不确定性，我们估计了$2.4\pm0.8$的平均$R_{\mathrm{eff}}$值，当这种预测可用时，它可用于测试为分子云设计的尘埃颗粒模型的预测。$R_{\mathrm{eff}}$似乎是相对平坦的云深度的功能范围内的视觉探测。
2017-02-24 astro-ph.GA
Semi-analytic calculations for extended mid-Infrared emission associated with FU Ori-type objects
本文提出一种半解析方法，利用H波段偏振强度分布估算FU Ori型天体的中红外强度分布，揭示其扩展辐射主要由单次散射主导，并量化了尘埃分布和光学性质带来的数量级不确定性。
2023-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
