HIPPI-2: A Versatile High Precision Polarimeter
介绍了新南威尔士大学研制的高精度偏振仪2（HIPPI-2）。HIPPI-2的两个复制品已经建成，并在西悉尼大学彭里斯天文台的60厘米望远镜、莫纳克亚山的8.1米双子北望远镜和3.9米英澳望远镜上广泛使用。通过重复观测SDSS g'波段的亮星，测得偏振仪的精度在3.9米AAT上优于3.5 ppm（百万分之一），在60厘米WSU望远镜上优于11 ppm。在红波段精度更好，在蓝波段精度较差。在双子座北8米望远镜的性能是有限的，由一个非常大的和强烈的波长依赖的望远镜偏振，达到1000的ppm在蓝色波长，是远远大于我们所看到的任何其他望远镜。
2019-11-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
SST polarization model and polarimeter calibration
建立了瑞典1-m太阳望远镜的望远镜偏振模型，并将该模型的参数与入射窗前1米线偏振器的偏振测量值进行了拟合。在这个模型中，1米镜头的特点是五参数MUller矩阵，其对应于具有跨越孔径的延迟和快轴取向的任意变化的延迟器。通过测量非偏振输入光的望远镜偏振并与偏振模型的预测进行比较，验证了所得到的模型。对于所有归一化偏振分量（Q/I、U/I和V/I），预测的准确度在约0.4%以内。所使用的偏振计是基于两个双折射液晶和一个线性偏振器，并将用于成像偏振和分光偏振。最关键的校准是测量调制矩阵。这是通过在偏振计之前的光路中插入一个线性偏振器和一个旋转四分之一波片，并测量调制强度来完成的。四分之一波片的校准通过仅用偏振计测量线性偏振器来优化，然后通过两个未知参数（延迟和角度偏移）的迭代来最小化偏振度的误差加上用于调制矩阵的反演的残余误差。我们发现，在CCD响应的小的非线性是在校准偏振计的主要障碍。第一个完整的斯托克斯成像偏振观测在SST显示。对比望远镜补偿前后的图像，验证了望远镜偏振模型的正确性。
2010-10-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
HARPO: 1.7 - 74 MeV gamma-ray beam validation of a high angular resolutio n, high linear polarisation dilution, gas time projection chamber telescope and polarimeter
在SciNeGHE会议上介绍了HARPO项目过去的成就、目前的活动和未来的前景，以及时间投影室作为e+e对产生机制中的高性能伽马射线望远镜和线性偏振计的发展。
2017-02-27 astro-ph.IM physics.ins-det
NICSPol: A Near Infrared polarimeter for the 1.2 m telescope at Mount Abu Infrared Observatory
NICSPol是一种近红外成像偏振计，用于近红外相机和光谱仪（NICS），这是印度阿布山红外天文台（MIRO）1.2米卡塞格伦望远镜的后端仪器之一。旋光仪由安装在望远镜光学系统和NICS之间的旋转线栅偏振器组成。偏振观测是通过使用电动机构旋转偏振器来确定斯托克斯参数，然后将其转换为偏振分数和偏振角来进行的。在这里，我们报告的仪器和红外偏振标准的观测结果的细节。使用NICSPol在覆盖0.8至2.5微米的J、H和Ks波段上观察一组偏振和非偏振标准品。利用NICSPol对偏振标准的观测表明，对于JHKs波段亮度大于16星等的光源，NICSPol可以将偏振限制在1%以内。NICSPol是一种通用仪器，可用于研究各种天体物理源，如活动星系核，脉冲星，XRB，超新星，恒星形成区等，到目前为止，世界范围内几乎没有近红外偏振仪，NICSPol将是印度第一个成像近红外偏振仪。
2019-07-23 astro-ph.IM
Horn Coupled Multichroic Polarimeters for the Atacama Cosmology Telescope Polarization Experiment
多色偏振敏感探测器能够提高观测宇宙微波背景（CMB）的灵敏度和光谱覆盖范围。与单频阵列相比，针对双频探测器优化的阵列可以提供1.7倍的灵敏度增益。我们提出的设计和测量的喇叭耦合多色偏振计，包括90和150 GHz的频带，并讨论我们的计划，这些探测器的阵列作为ACTPol项目的一部分。
2014-01-30 astro-ph.IM
PICSARR: high-precision polarimetry using CMOS image sensors
我们已经建立和测试了一个紧凑的，低成本的，但非常高性能的天文偏振计的基础上连续旋转半波片和高速成像探测器。旋光仪适用于孔径小于1米的小型望远镜。该光学系统在从大气紫外截止到~1000 nm的宽波长范围内提供非常高的透射率。探测器的高量子效率、低噪声和高速度使明亮的恒星能够被高精度地观测到，并对扩展源进行偏振成像。我们已经在20厘米和60厘米口径望远镜上测量了该仪器的性能。我们展示了这种仪器可能的科学类型的一些例子。偏振计特别适合于研究恒星和行星偏振的波长依赖性和时间变化性。
2023-01-24 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Visible Spectro-Polarimeter of the Daniel K. Inouye Solar Telescope
丹尼尔K。Inouye太阳望远镜（DKIST）可见光分光偏振仪（ViSP）是一台传统的狭缝扫描摄谱仪，能够观测太阳区域，最大可达$120\times78~\mathrm{arcsec}^2$面积。该设计实现了双光束偏振测量，多色偏振调制器，高色散中阶梯光栅，和三个光谱通道，可以自动定位。该仪器的一个显著特点是它能够在太阳光谱的380-900纳米范围内的任何地方进行调谐，从而可以同时观察到几乎无限数量的三种波长的组合。这使ViSP用户能够对太阳大气的磁结构和等离子体动力学进行成熟的光谱偏振研究，以及对太阳光谱进行全新的研究。在DKIST的第一代仪器套件中，ViSP是科学界唯一可用的波长多功能分光偏振仪。它被特别设计成一种探索仪器，用于探索新的光谱和偏振诊断，并通过对太阳偏振光谱的高空间、光谱和时间分辨率观测来测试偏振线形成的改进模型。在这篇仪器文章中，我们描述了ViSP的科学要求和设计驱动因素，并介绍了在仪器调试过程中收集的初步科学数据。
2022-02-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
B-Machine Polarimeter: A Telescope to Measure the Polarization of the Cosmic Microwave Background
B机器望远镜是几年来开发、建造、表征和观测的结晶。该望远镜是一个偏离标准偏振斩波相关接收器的半波片技术。典型的偏振计使用相关接收器来斩波偏振信号，以克服HEMT放大器中固有的$1/f$噪声。B-Machine使用室温半波片技术在偏振态之间斩波并测量CMB的偏振特征。该望远镜的解调$1/f$膝关节为5 mHz，平均灵敏度为1.6 $\mathrm{mK}\sqrt{\mathrm{s}}$。本文件探讨了B机的构造、表征、天文源观测和数据集分析。初步的功率谱和天空图与大的天空覆盖的第一年的数据集。
2013-11-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Design and Deployment of a Multichroic Polarimeter Array on the Atacama Cosmology Telescope
我们目前的设计和初步的天空性能方面的光束和通带的多色偏振计阵列覆盖90和146 GHz的宇宙微波背景（CMB）波段和它的宽带光学系统最近部署在阿塔卡马宇宙望远镜（ACT）。组成像素是在NIST制造的喇叭耦合多色偏振计。该阵列通过一组三个硅透镜耦合到ACT望远镜，该硅透镜包含新颖的宽带超材料抗反射涂层。该接收器代表了第一个多色探测器阵列部署的CMB实验，并铺平了道路，广泛使用的多色探测器和宽带光学系统在下一代的CMB实验。
2015-10-27 astro-ph.IM
The Spectro-Polarimeter (SP) of the Andrei B. Severny Solar Tower Telescope (STT) at the Crimean Astrophysical Observatory: Optical Design and Implementation
本文介绍了克里米亚天体物理天文台升级后太阳塔望远镜搭载的新型中阶梯双光束偏振时间调制分光偏振计的光学设计，以及其高分辨率、宽视场等性能与调试初步结果，为太阳低层大气研究提供新工具。
2024-09-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Performance of the MeV gamma-ray telescopes and polarimeters of the future. $γ\to e^+ e^-$ in silicon-detector active targets
正在开发一些技术，以解决康普顿望远镜和望远镜对之间存在的巨大灵敏度差距，并将偏振测量扩展到MeV伽马射线世界。我的特点的一个活跃的目标的属性，详细说明了各种贡献的角分辨率，使用一个完整的五维事件发生器的贝特-海特勒微分截面。用同样的工具，我还检查了在转换晶片中的多重散射引起的偏振不对称性的稀释。
2019-06-25 astro-ph.IM
Solar Spectropolarimetry of Ca II $8542~Å$ Line: Polarimeter Development,Calibration and Preliminary Observations
色球磁场对于了解太阳大气中高能事件的动力学具有极其重要的意义。在科代卡纳尔太阳观测站，过去研制了几台偏振计，用于研究活动区的磁场。一台新的偏振计已经研制完成并安装在Kodaikanal塔-隧道望远镜上，用于研究Ca II $8542~Å$谱线中色球水平的活动区。仪器和旋光策略的设计方面进行了讨论。望远镜仪器的偏振已经被重新审视，并提出了减少偏振的可能方法。本文讨论了Zemax提出的用来检验分析仪器偏振模型的望远镜偏振模型。简要介绍了旋光仪控制单元和旋光仪操作软件。文中介绍了仪器的偏振定标、观测结果、仪器偏振改正和样品斯托克斯剖面。极化精度和灵敏度分别优于$3\times10^{-2}$和$3\times 10^{-3}$。
2019-01-21 astro-ph.IM
Preliminary design of the Visible Spectro-Polarimeter for the Advanced Technology Solar Telescope
可见光分光偏振仪（VisSP）是先进技术太阳望远镜（ATST）的首批光学仪器之一。它是一种中阶梯光栅摄谱仪，设计用于在380和900 nm之间的三个单独的焦平面上同时测量太阳光谱的三个不同区域。它将使用ATST的极化能力来测量整个线轮廓的全斯托克斯参数。通过测量磁敏感谱线的偏振，可以得到太阳大气中作为高度函数的磁场矢量，以及相关的热力学性质的变化。ViSP在2弧分视场（600 nm）内的空间分辨率为0.04弧秒。所有焦平面的最小光谱分辨率为180，000。该光谱仪支持多达4个衍射光栅，并完全自动化，以允许快速重新配置。
2012-07-04 astro-ph.IM
A Transmissive X-ray Polarimeter Design For Hard X-ray Focusing Telescopes
X射线定时和偏振（XTP）是未来星载X射线观测站的一个任务概念，目前已选定用于早期研究。提出了一种基于时间投影气室的新型X射线偏振计的设计。偏振计放置在焦平面上方，有一个额外的后窗，允许硬X射线穿透（在6 keV时透射率接近80%）并到达焦平面上的探测器。这样的设计是为了补偿气体探测器的低探测效率，以较低的灵敏度为代价，并且可以最大限度地提高多层硬X射线望远镜的科学回报，而不会有移动焦平面仪器的风险。根据目前的仪器配置，在观测时间为10^5 s的情况下，对于1 mCrab源，最小可探测偏振的灵敏度预计为3%。我们目前的初步测试结果，包括光电子轨迹和调制曲线，使用测试室和极化X射线源在实验室中。
2015-09-15 astro-ph.IM
On Stokes polarimeters for high precision CMB measurements and mm Astronomy measurements
几个正在进行的和未来的实验使用斯托克斯偏振计（即旋转波片，随后是一个稳定的偏振器和非偏振检测器）来测量宇宙微波背景的小偏振分量。预期信号通常使用Mueller形式主义进行评估。在这项工作中，我们进行了信号评估，考虑到仪器中存在的不同光学器件的温度，它们的非理想性，多次内部反射，以及不同光学组件之间的反射。这种分析，它利用了一个新的描述的辐射传输的半波片，可以用来优化实验装置，以及它的每个光学元件。最后，我们的分析应用的一个例子，研究低温偏振调制器探测星际尘埃偏振。
2010-06-16 astro-ph.IM
Development of ProtoPol: a medium resolution echelle spectro-polarimeter for PRL telescopes, Mt Abu, India -- Part I : the design, development and laboratory characterization
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（印度理工学院甘地纳加尔分校）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Advanced Engineering Group, Azista Industries（阿齐斯塔工业公司先进工程组）
ProtoPol是一款为印度阿姆布斯PRL望远镜开发的中分辨率光谱极化计，采用商用光学组件，具有成本效益和高分辨率，已成功应用于1.2m和2.5m望远镜。
2026-03-26 astro-ph.IM
Polarimetric modeling and assessment of science cases for Giant Magellan Telescope-Polarimeter (GMT-Pol)
本文对25m巨型麦哲伦望远镜的Gregorian和折叠端口进行偏振建模，发现Gregorian焦点在500nm处仪器偏振仅0.1%，具备优于TMT和ELT的偏振测量优势，并评估了科学案例及偏振仪初步设计。
2023-09-08 astro-ph.IM
HARPO: a TPC as a gamma-ray telescope and polarimeter
气体时间投影室可用于伽马射线天文学，具有优异的角度精度和对微弱源的灵敏度，并通过测量光子转换为$e^+e^-$对来进行偏振测量。我们提出了预期的性能在模拟和最近开发的演示测试在偏振光子束。
2014-07-28 astro-ph.IM physics.ins-det
Design of the telescope truss and gondola for the balloon-borne X-ray polarimeter X-Calibur
近年来，X射线偏振测量法受到越来越多的关注。探测器技术和聚焦X射线光学器件的改进现在使灵敏的天体物理学X射线偏振测量成为可能。这些测量将为黑洞吸积过程、中子星和磁星的X射线发射以及活动星系核喷流的结构提供新的见解。X-Calibur是一种球载硬X射线散射偏振仪。焦距为8 m的X射线镜将X射线聚焦到探测器上，探测器由塑料散射元件组成，周围是吸收和记录散射X射线的碲锌镉探测器。由于X射线优先地垂直于其偏振方向散射，因此X射线束的偏振性质可以从散射X射线的方位角分布推断。要求X射线焦斑与探测器的中心紧密对准，以减少系统不确定性并保持高光子探测效率。这对望远镜结构的机械和热稳定性提出了严格的要求。在同温层气球上飞行期间，X-Calibur利用Wallops弧秒指针（WASP）将望远镜指向天体物理源。在本文中，我们描述了望远镜结构的设计，建造和测试，以及它在25小时的飞行中的性能。新墨西哥州萨姆纳碳纤维-铝复合材料结构符合X-Calibur的要求，其设计可以很容易地适用于其他类型的实验，如X射线成像或光谱望远镜。
2017-01-17 astro-ph.IM
InnoPOL: an EMCCD imaging polarimeter and 85-element curvature AO system on the 3.6-m AEOS telescope for cost effective polarimetric speckle suppression
Hokupa 'a-85曲率自适应光学系统组件已被改造，用于在3.67米高级电光系统（AEOS）望远镜上创建一个新的AO校正Coudé仪器。这种新的AO校正光路旨在提供波长超过800 nm的f/40衍射限制焦点。一种新的基于EMCCD的双光束成像偏振计InnoPOL已经设计出来，目前正在安装在这个校正的f/40光束后面。InnoPOL系统是一个灵活的平台，用于使用商业解决方案优化极化性能和测试调制策略。该系统被设计为一个技术测试和演示平台，因为Coudé路径尽可能使用现成的组件构建。AO校正后的偏振性能的模型表明，偏振调制速率低至200 Hz，可以引起足够的亮度和焦平面位置的散斑相关性，以改变调制器的散斑抑制行为。这些模型也通过AEOS的初始EMCCD评分相机数据进行了验证。大量的仪器交易和开发工作之间的仪器性能参数和各种极化噪声源进行了探讨。
2016-04-10 astro-ph.IM
POLICAN: A Near-infrared Imaging Polarimeter at the 2.1m OAGH Telescope
POLICAN是一种近红外成像线性偏振仪，为位于墨西哥索诺拉州卡纳内阿的吉列尔莫·哈罗天体物理观测站（OAGH）的2.1米望远镜上的卡纳内阿近红外相机（CANICA）开发。POLICAN安装在CANICA之前，由一个旋转的超消色差1-2.7微米半波片（HWP）作为调制器和一个固定的线栅偏振器作为分析器组成。CANICA有一个1024 x 1024的碲镉汞探测器，板级为0.32弧秒/像素，视场为5.5 x 5.5弧分^[2]。偏振观测是通过半波片角度0、22.5、45、67.5度的不同步长调制入射光来进行的，以建立线性斯托克斯参数（I、Q和U）。图像缩减包括暗减法、偏振平场和天空减法。天体测量和测光校准是使用两微米全天巡天的公开数据进行的。偏振校准包括观测球状星团和偏振标准在文献中。对球状星团多次观测的分析得出仪器偏振度为0.51%。从最亮的7等星到最暗的16等星，偏振度的范围从0.1%到10%不等。对于H波段亮度大于13等的恒星，其偏振测量精度优于0.5%，位置角误差小于5 °。POLICAN主要用于研究星际介质中恒星形成区域及其周围的散射极化和磁场。
2018-03-06 astro-ph.IM
PEPSI: The high-resolution echelle spectrograph and polarimeter for the Large Binocular Telescope
PEPSI是用于2x8.4 m大型双筒望远镜（LBT）的台式双臂光纤馈电稳定波茨坦Echelle偏振和光谱仪器。三种光谱分辨率（43 000、120 000或270 000）可以在三次曝光中覆盖从383到907 nm的整个光学/红色波长范围。两个10.3kx10.3kCCD（像素为9 μm，峰值量子效率为96%）共记录了92阶中阶梯光栅。我们介绍了一种新的变体的波导图像切片器与3，5，和7切片和峰值效率之间的96%。共有六个交叉色散器覆盖摄谱仪的六个波长设置，其中两个总是同时进行。这些是由一个VPH光栅夹在两个棱镜。包括望远镜在内的系统在650 nm处的峰值效率为15%，在390 nm和900 nm处的峰值效率分别为11%和10%。结合LBT的110 m2光收集能力，我们预计在低分辨率模式下的极限星等为20等V。R=120 000模式也可以与两个双光束斯托克斯IQUV偏振计一起使用。270 000模式是通过7层图像切片器和100 μm光纤通过0.74”的投影天空孔径实现的，与LBT站点的中值视宁度相当。每个分辨率元素12像素采样的43000模式是我们的视觉差或模糊对象模式。三种分辨率模式中的任何一种都可以与天空光纤一起使用，以实现同时的天空曝光，或者与来自稳定的法布里-珀罗标准具的光一起使用，以实现超精确的径向速度。CCD-图像处理使用专用数据简化和分析包PEPSI-S4 S进行。…
2015-05-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mechanical aspects of Near-Infrared Imager Spectrometer and Polarimeter
近红外成像光谱仪和偏振仪（NISP）是一台相机，一台中分辨率光谱仪和一台成像偏振仪，正在为印度阿布山物理研究实验室即将推出的2.5米望远镜开发。NISP被设计为使用H2 RG检测器在近红外（0.8-2.5微米）中工作。准直器和摄像机镜头将图像从望远镜的焦平面转移到探测器平面。整个光学器件、机械支撑结构、探测器-SIDECAR组件将使用真空杜瓦瓶内的开放循环液氮罐冷却至低温。玻璃钢支撑结构将用于将低温系统与杜瓦瓶隔离。两层热屏蔽将用于减少辐射热传递。分子筛（吸气剂）将被用来提高杜瓦瓶内的真空度。磁簧开关组合用于滤波轮的绝对定位。在这里，我们详细描述了机械方面。
2020-12-16 astro-ph.IM
A Decade of Linear and Circular Polarimetry with the POLISH2 Polarimeter
自2011年以来，POLISH 2光学偏振计一直在Lick天文台3米Shane望远镜上运行，并于2016年在Gemini North 8米望远镜上投入使用。该仪器主要针对系外行星，小行星和蟹状星云脉冲星，但它也被用于各种行星，银河系和超新星科学。POLISH 2的光弹性调制器取代了旋转波片或铁电液晶调制器，提供了前所未有的能力，实现了1 ppm（0.0001%）级的灵敏度和精度，这是传统偏振计难以实现的。此外，POLISH 2同时测量强度（斯托克斯I），线偏振（斯托克斯Q和U）和圆偏振（斯托克斯V），这些都充分描述了入射光的偏振状态。我们记录我们的实验室和天空校准方法，我们的档案上的天空数据库，我们证明了确凿的检测某些对象的圆偏振。
2022-11-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Development of ProtoPol: a medium resolution echelle spectro-polarimeter for PRL telescopes, Mt Abu, India -- Part II : the data-reduction pipeline, on-sky characterization $\&$ performance verification and first science results
Astronomy and Astrophysics Division, Physical Research Laboratory（物理研究实验室天文与天体物理学部）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（印度理工学院甘地纳加尔分校）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Advanced Engineering Group, Azista Industries（Azista工业公司先进工程组）
本文介绍ProtoPol中分辨率光谱极化计的设计与数据还原流水线，通过实地测试和科学观测验证其性能，展示其在不同天体中的极化测量能力。
2026-03-26 astro-ph.IM
The Precursor Small Aperture Telescope (PreSAT) CMB polarimeter
Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, SLAC National Accelerator Laboratory（卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所，SLAC国家加速器实验室）；Department of Physics, California Institute of Technology（加州理工学院物理系）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）；Minnesota Institute for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Minnesota（明尼苏达大学物理与天文学院天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）；Department of Physics, Enrico Fermi Institute, Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学物理系，恩里科·费米研究所，卡弗里宇宙物理学研究所）
PreSAT通过测试CMB-S4原型组件和技术，为下一代CMB观测提供关键技术支持。
2024-07-10 astro-ph.IM
Design of a Hard X-ray Polarimeter: X-Calibur
我们报告的硬X射线旋光计X-Calibur的蒙特卡罗研究。该偏振计将用于掠入射硬X射线望远镜的焦平面。它将低Z康普顿散射器与高Z碲锌镉（CZT）探测器组件相结合，以测量10 keV - 80 keV X射线的偏振。X-Calibur利用了偏振光子康普顿散射优先垂直于电场方向的事实。与仅使用一小部分入射X射线的竞争设计相比，X-Calibur实现了阶数单位的高检测效率。在这篇文章中，我们讨论了一个Monte Carlo研究比较X-Calibur的偏振性能实现使用不同的散射材料（闪烁体，Be，LiH，Li），并计算灵敏度的X-Calibur时，使用不同的球载和星载反射镜组件。
2011-01-03 astro-ph.IM
Half-wave Plates for the Spider Cosmic Microwave Background Polarimeter
蜘蛛号是一个由六个望远镜组成的气球阵列，将观测宇宙微波背景。仪器中的2400个天线耦合测辐射热计将在150 GHz和95 GHz处以~度分辨率绘制CMB的偏振图。偏振调制是通过一个低温蓝宝石半波片（HWP）的主要光学天空。本文讨论了HWP系统的设计、构建和实验室测试。使用物理光学计算和Mueller矩阵对这些光学堆叠的偏振调制进行建模。在实验室和集成在飞行低温恒温器的性能测试表明与模型一致。
2014-02-11 astro-ph.IM
Performance measurement of HARPO: a Time Projection Chamber as a gamma-ray telescope and polarimeter
我们分析了气体时间投影室（TPC）作为高性能的伽马射线望远镜和偏振仪在e $^+$ e $^-$对创建制度的性能。我们使用在已知偏振的伽马射线束收集的数据。TPC提供由气体体积中的每次转换引起的轨迹的两个正交投影$(x,z)$和$(y,z)$。我们使用一个简单的顶点查找程序，其中顶点和伪轨迹退出他们被确定。我们用蒙特卡罗模拟研究了单光子角分辨率的各种贡献，并将它们与实验数据进行了比较，发现它们非常吻合。由于探测器的非圆柱对称结构，对转换的方位角分布显示出偏差。这种偏差将在太空任务的长时间曝光中达到平均值，但对于这种双光束表征，我们通过双系统控制方案确保了其准确模拟，数据采集采用相对于光束偏振方向旋转几个角度的探测器，并采用非偏振光束进行系统控制。我们测量，第一次，在低能量对创建制度的线性偏振伽马射线束的偏振不对称性。这个亚GeV的能量范围对于宇宙源来说是至关重要的，因为它们的光谱是幂律的，随着能量的增加而迅速下降。这项工作可以为将极化伽马射线天文学扩展到MeV能量范围之外铺平道路。
2017-08-30 astro-ph.IM hep-ex physics.ins-det
Design, optimization and realization of FLC based Stokes polarimeters and Mueller matrix ellipsometer using a genetic algorithm
由于光学元件的波长依赖性，高性能宽带偏振计的设计具有挑战性。最近开发了一种高效的遗传算法（GA）计算机代码，以设计和重新优化完整的宽带斯托克斯偏振计和米勒矩阵椭偏仪（MME）。我们的研究结果是以前的专利设计的基础上，两个和三个铁电液晶（FLC）的改进，并适用于宽带高光谱成像，或多通道光谱应用。我们已经实现了一个设计，使用两个FLC和比较的频谱范围和精度与以前的设计。
2013-09-02 astro-ph.IM physics.ins-det physics.optics
TES imaging array technology for CLOVER
CLOVER是一项旨在通过测量宇宙微波背景的B模式偏振来探测暴胀产生的引力波特征的实验。CLOVER由三个望远镜组成，工作频率分别为97、150和220 GHz。97-GHz望远镜在其焦平面上有160个喇叭，而150和220-GHz望远镜各有256个喇叭。喇叭被安排在一个六边形阵列和饲料的偏振计，使用鳍线耦合TES辐射热计作为探测器。为了探测这两种偏振，97 GHz望远镜有320个探测器，而150和220 GHz望远镜各有512个探测器。为了实现所需的NEP的检测器被冷却到100 mK的97和150 GHz的偏振计和230 mK的220 GHz的偏振计。每个探测器都被制造成一个芯片，以保证焦平面功能齐全。探测器包含在由铜制成的线性模块中，这些线性模块形成分裂块波导。探测器模块包含16或20个探测器，每个探测器与望远镜焦平面上的六边形喇叭阵列兼容。每个探测器模块包含一个时分SQUID多路复用器，用于读出探测器。多重信号的进一步放大由SQUID系列阵列提供。CLOVER的第一个原型探测器在230 mK的浴温下工作，用于验证探测器设计和偏振计技术。我们描述了设计的三叶草探测器，探测器块，和读出，并给出了更新的探测器的发展。
2006-07-05 astro-ph astro-ph.IM
DIPol-UF: simultaneous three-color ($BVR$) polarimeter with EM CCDs
我们描述了一种新的仪器能够高精度（$10^{-5}$）极化观测同时在三个通带（$BVR$）。该仪器采用电子倍增EM CCD相机，可实现高效率和快速图像读取。DIPol-UF的主要特点是：（i）具有高通量和固有稳定性的光学设计;（ii）极大的多功能性，使仪器最适合观测明亮和微弱的目标;（iii）控制系统，允许远程使用偏振计。例子给出的第一个结果，从高信号噪声观测明亮的附近的恒星和较暗的来源，如X射线双星在其静止状态
2020-11-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
Optimization of the Design of the Hard X-ray Polarimeter X-Calibur
我们报告的优化硬X射线偏振计X-Calibur的高空气球飞行在焦平面的InFOCμS X射线望远镜从萨姆纳堡（NM）在2013年秋季。X-Calibur将用于康普顿散射光子的低Z闪烁体板与用于光吸收散射光子的高Z碲锌镉（CZT）探测器组件相结合。探测器利用了这样的事实，即偏振光子康普顿散射优先垂直于电场取向。X-Calibur实现了一阶单位的高检测效率，并达到了接近理论上最佳的灵敏度。在本文中，我们讨论了优化设计的仪器的基础上的蒙特卡罗模拟偏振和非偏振X射线光束和最重要的背景成分。我们计算的灵敏度旋光仪即将到来的气球飞行从萨姆纳堡和额外的更长的气球飞行更高的吞吐量的镜子。最后，我们强调，卫星上的康普顿偏振计的任务，可以使用到几个千电子伏的能量。
2012-12-18 astro-ph.IM
Characterisation of the CAFOS linear spectro-polarimeter
目标。本研究报告对安装在卡拉阿尔托2.2米望远镜上的CAFOS偏振计进行了全面分析。它还为这种模式的未来用户提供了所有必要的信息，以正确校正使用该仪器获得的偏振数据中的仪器效应。方法. 2010年11月，利用CAFOS卫星16个半波片角对标准星BD+59 d389（偏振）和HD 14069（非偏振）进行了观测。用傅立叶分析法研究了CAFOS的线性偏振光谱特性。结果在4000和8600 A之间，CAFOS显示出约0.3%水平的大致恒定的仪器极化。低于4000 A时，寄生偏振增长到3600 A时达到~0.7%。这种仪器效应很可能是由望远镜的光学系统产生的，并且似乎是加性的。沃拉斯顿棱镜呈现出与理想行为的明显偏离。通过使用至少4个延迟板角度，该问题在很大程度上被消除。半波片的色差导致偏振角的~11度的峰-峰振荡。这可以有效地纠正使用本文中列出的值。傅立叶分析表明，k！在3800和7400 A之间，0.4谐波几乎可以忽略不计。结论.在对仪器偏振和延迟板色差进行校正后，采用4个半波片角，CAFOS可以达到0.1%的均方根线偏振精度。
2011-02-22 astro-ph.IM
Design and Performance of the X-ray polarimeter X-Calibur
X射线偏振测量有望提供有关高能天体物理源的新的定性信息，如双黑洞系统、微类星体、活动星系核、中子星和伽马射线暴。我们设计，建造和测试的X射线偏振计，X-Calibur，用于在球载InFOCuS掠入射X射线望远镜的焦平面。X-Calibur将低Z散射器与CZT探测器组件相结合，利用偏振光子优先垂直于电场方向散射的事实来测量20- 80 keV X射线的偏振。X-Calibur实现了约80%的高检测效率。X-Calibur探测器组件已完成、测试并完全校准。在康奈尔高能同步辐射源上成功地测量了对偏振X射线束的响应。本文介绍了X-Calibur旋光仪的设计、校准和性能。原则上，类似的星载散射偏振计可以在更宽的2- 100 keV能带上工作。
2014-12-19 astro-ph.IM
Laser Metrology for Precision Alignment of Transmission Gratings in the REDSoX Soft X-ray Polarimeter
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所，麻省理工学院）
本研究针对REDSoX软X射线偏振计的48个透射光栅对准需求，改进激光反射计量技术，通过原型验证实现优于容差要求的对准精度，为相关仪器光栅装配提供可扩展方法。
2026-08-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Design and tests of the hard X-ray polarimeter X-Calibur
X射线偏振测量有望提供有关高能天体物理源的新的定性信息，如双黑洞系统、微类星体、活动星系核和伽马射线暴。我们设计、建造并测试了一台硬X射线偏振计X-Calibur，用于InFOCuS掠入射硬X射线望远镜的焦平面。X-Calibur将低Z康普顿散射器与CZT探测器组件相结合，利用极化光子康普顿散射优先垂直于电场方向的事实来测量10-80 keV X射线的极化。X-Calibur实现了阶数单位的高检测效率。
2011-09-29 astro-ph.IM
The CLASS 150/220 GHz Polarimeter Array: Design, Assembly, and Characterization
我们报告了2019年6月交付给望远镜站点的宇宙学大角尺度探测器（CLASS）的偏振敏感二向色（150/220 GHz）探测器阵列的开发。150/220 GHz望远镜将与现有的40和90 GHz望远镜配合，对大角度尺度上的宇宙微波背景进行观测，目的是测量原始B模式信号、再电离的光学深度以及其他基本物理学和宇宙学。150/220 GHz焦平面阵列由三个探测器模块组成，总共有1020个过渡边缘传感器（TES）测辐射热计。焦平面上的每个双偏振像素包含四个测辐射热计，用于测量150 GHz和220 GHz的两种线偏振状态。光通过平面正交模换能器（OMT）耦合，该换能器由铝硅合金（CE 7）制成的光滑壁喇叭天线阵列馈电。在这项工作中，我们讨论了150/220 GHz探测器阵列的设计，组装和实验室表征。探测器是光子噪声限制，我们估计总阵列噪声等效功率（NEP）为2.5和4 aW $\sqrt{\mathrm{s}}$为150和220 GHz的阵列，分别。
2020-01-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
High-angular-precision gamma-ray astronomy and polarimetry
我们正在开发一个“薄”探测器的概念，作为一个高角度精度的望远镜和偏振计的宇宙伽马射线以上的对创建阈值。
2012-03-27 astro-ph.IM physics.ins-det
Progress toward a Soft X-ray Polarimeter
我们正在开发的望远镜设计能够测量线性X射线偏振在宽带使用传统的光谱光学仪器。多层镀膜镜是这种方法的关键，被用作布儒斯特角的布拉格反射器。通过对多层反射镜进行横向分级并与分光计的色散相匹配，可以利用高多层反射率并在整个0.2-0.8 keV频带上实现超过50%的调制因子。我们目前的实验室工作的进展，以证明现有的横向梯度多层镀膜镜对的能力。我们还提出了亚轨道火箭实验的计划，旨在检测偏振水平为12-17%的活动星系核在0.1-1.0千电子伏波段。
2013-09-17 astro-ph.IM
Optical design and polarimetric performance of a SmallSat UV polarimeter to study interstellar dust: PUFFINS
本文介绍小卫星紫外光谱偏振任务PUFFINS的光学与光机设计，评估其偏振性能，该任务将以0.02%精度观测70颗紫外亮星，检验星际尘埃排列理论。
2025-09-03 astro-ph.IM
POLAR: Final Calibration and In-Flight Performance of a Dedicated GRB Polarimeter
伽玛射线偏振测量是一种新的强有力的工具，可以用来研究天体物理源的辐射过程和辐射发生的环境。然而，迄今为止，由于所涉及的困难，在伽马射线能带中进行了很少成功的偏振测量。POLAR是一种专用偏振计，用于对50-500 keV能量范围内的伽马射线暴发射的偏振进行高精度测量。这种新的偏振计预计每年可探测大约50次伽马射线暴，同时对每年大约10次伽马射线暴进行高精度偏振测量。该仪器于2016年9月15日作为中国第二个空间实验室天宫二号的一部分发射到低地球轨道，并在一周后成功获取数据。该仪器使用由1600个塑料闪烁体条组成的分段闪烁体阵列，由25个平板多阳极光电倍增管读出，以测量入射光子的康普顿散射角。小的分段和相对较大的均匀有效面积使仪器能够测量大量瞬态事件的偏振，如伽马射线暴，在其两年的寿命期间具有前所未有的精度。最后的飞行模型在发射前进行了详细的校准，并进行了密集的空间资格测试，本文将对此进行总结。首先将讨论仪器设计，然后概述地面测试，最后将介绍飞行任务头几周测得的在轨行为。
2016-12-13 astro-ph.IM
Probing the structure and evolution of active galactic nuclei with the ultraviolet polarimeter POLLUX aboard LUVOIR
活动星系核（AGN）附近的紫外（UV）偏振光谱知之甚少。威斯康星紫外光偏振计实验和哈勃太空望远镜上的一些仪器能够探测附近活动星系核的近紫外和中紫外偏振，但远紫外波段（从1200 angs到莱曼极限912 angs）仍然完全未知。此外，先前观测的线宽分辨率最多为1.89 angs。这样的分辨率不足以详细探测量子力学效应、同步加速器和回旋加速器过程、电子和尘埃颗粒的散射以及不对称尘埃颗粒的二向色消光。探索这些物理过程将需要一种新的、高分辨率的、宽带偏振计，其紫外线波段覆盖范围将全部覆盖。在这种情况下，我们讨论活动星系核的科学情况下，POLLUX，高分辨率紫外分光偏振仪，提出了15米的主镜选项LUVOIR（多波长空间天文台的概念正在开发的戈达德太空飞行中心，并提出了2020年十年调查概念研究）。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Differential speckle polarimetry at Cassegrain and Nasmyth foci
偏振干涉测量是一种允许在衍射极限分辨率下研究偏振通量分布的方法。它的基本观测量是物体在两个正交偏振方向上的振幅之比$\mathcal{R}$。在这里，我们演示了如何可以用2.5米望远镜的Speckle Polarimeter（SPP）测量这些观测值。SPP是双光束偏振计和基于EMCCD的可见范围散斑干涉仪的组合。本文提出了一种简单的方法来校正$\mathcal{R}$对望远镜仪器偏振和偏振微分像差的影响。假设目标是一个非偏振的点源加上一个微弱的扩展偏振包络，可以从$\mathcal{R}$估计偏振强度图像。$\mathcal{R}$的相位可用于测量偏振天体测量信号-物体正交偏振图像的光心之间的差异。我们调查这两种可能性，使用非偏振的恒星和恒星的观测与显着的偏振拱星环境- $μ$ ~Cep和RY~Tau。
2018-12-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Preliminary design of the full-Stokes UV and visible spectropolarimeter for UVMag/Arago
UVMag财团在其M4电话会议上向欧空局提出了Arago空间任务项目。它致力于研究恒星和行星的动态3D环境。这次空间飞行任务将配备一台工作波长为119至888纳米的高分辨率分光偏振计。整个仪器的初步光学设计已经准备好，并在这里提出。设计包括望远镜、仪器本身和聚焦光学系统。不仅考虑到科学要求，而且考虑到M级飞行任务的成本和尺寸限制，该望远镜有一个直径为1.3米的主镜，是一个经典的卡塞格伦型望远镜，可以无偏振聚焦。旋光仪放在卡塞格伦焦点上。这是任务的关键要素，也是最具挑战性的设计。主要的挑战在于仪器提供的巨大光谱范围;旋光仪必须以高精度提供从FUV（119 nm）到NIR（888 nm）的全斯托克斯矢量。旋光模块之后是一个高分辨率阶梯光谱仪，在可见光范围内达到35000的分辨率，在紫外线范围内达到25000。这两个通道在中阶梯光栅之后被分离，从而允许用于UV和可见光范围的特定交叉色散和聚焦光学器件。考虑到大视场和高数值孔径，紫外和可见光通道的聚焦光学器件是三镜反散射（TMA）望远镜，以便将各种波长和许多阶次聚焦到探测器上。
2015-02-03 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.ins-det
On the operation of X-ray polarimeters with a large field of view
线偏振测量是高能天体物理研究的热点之一。以光电效应为基础的气体探测器为设计灵敏仪器铺平了道路，在过去几年中，提出了以这些气体探测器为基础的飞行任务建议，能量范围从大约2千电子伏到几十千电子伏。此外，一些基于康普顿散射的偏振计也被批准或讨论用于以更高能量发射机载气球或空间卫星。这些仪器通常专用于窄视场望远镜或准直仪的定点观测，但也有针对明亮瞬态源的偏振测量的项目，如软伽马中继器或伽马射线暴的即时发射。鉴于天空中此类事件的不稳定外观，这些偏振计具有大的视场以捕获合理数量的事件，因此，光子可能会离轴撞击探测器。这显著地改变了仪器对偏振的响应，无论是否涉及光吸收或康普顿散射。而不是简单的余弦平方依赖预期的偏振光子入射轴上，响应从来不是纯粹的余弦和系统的调制也出现非偏振辐射。我们调查这些差异的起源，并提出了一个分析处理证明，实际上这种系统的影响是目前的仪器如何运作的自然后果。我们的分析提供了预期的响应光电或康普顿偏振仪的光子撞击与任何倾斜和偏振态。
2013-12-09 astro-ph.IM
Self-Calibration of CMB Polarization Experiments
精确测量宇宙微波背景（CMB）辐射的偏振，特别是试图探测奇宇称“B模”的实验，对宇宙学有着深远的影响。为了检测在膨胀过程中产生的B模式，这些实验的通量响应和偏振角必须被校准到非常精确。虽然合适的通量校准源很多，但偏振角校准器在许多方面都存在不足。人造极化源通常不位于天线的远场，具有与CMB完全不同的光谱特性，实施起来很麻烦，并且在这些搜索需要检测暴胀时期的微弱签名的（长）持续时间内可能固有地不稳定。天体物理源受到时间、频率和空间变化的影响，并非所有CMB观测站都能看到，而且没有一个观测站能以足够的精度校准未来的CMB偏振计，以探测$10^{15}$ GeV的暴胀能量尺度。CMB $TB$和$EB$模在标准宇宙学模型中同样消失，可以用来校准CMB偏振计。通过强制观测到的$EB$和$TB$功率谱与零一致，CMB偏振仪可以被校准到人造或天体物理源不可能达到的水平。所有这一切都可以完成，而没有任何损失的观察时间使用校准源，这是光谱相同的CMB B模式。这里概述的校准程序可用于任何CMB偏振计。
2012-11-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
Pollux: decisions affecting the optical architecture of a high-resolution spectrograph and polarimeter for the Habitable Worlds Observatory
Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, Universite PSL, CNRS, Sorbonne Universite, Universite Paris Cite, CY Cergy Universite（巴黎天文台 LIRA 实验室（隶属于 PSL 大学、CNRS、索邦大学、巴黎西岱大学、CY 塞尔吉大学））；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM, Marseille（艾克斯-马赛大学）
Pollux作为欧洲对宜居世界天文台仪器贡献候选，是宽光谱覆盖的高分辨率光谱仪。展示了三个紫外通道光学设计进展，评估望远镜抖动影响，讨论FUV通道纯光谱学及补偿散焦方法，还估计探测器尺寸限制及NUV通道波长覆盖变化影响。
2026-07-27 astro-ph.IM
The Extreme Polarimeter: Design, Performance, First Results & Upgrades
迄今为止，已经发现了700多颗系外行星。其中只有少数被直接观察到。直接观察是非常具有挑战性的，由于小的分离和非常大的对比度。成像偏振法提供了一种方法来降低非偏振星光和被星周物质散射后变成线偏振的光之间的对比度。这种物质可以是在星周盘中发现的尘埃和碎片，也可以是系外行星的大气或表面。我们提出的设计，校准方法，偏振性能和样品的观测结果的极端偏振仪，成像偏振仪的散射光在可见光波长的星周环境的研究。偏振计使用光束交换技术，其中两个正交偏振状态同时成像，并且偏振调制器在拍摄下一个图像之前交换两个光束的偏振状态。该仪器目前在没有自适应光学辅助的情况下运行。为了减少大气视宁度对偏振测量的影响，以35 fps的帧速率拍摄图像，并且将大量帧组合以获得偏振图像。在位于拉帕尔马的4.2米威廉·赫歇尔望远镜上使用这一仪器进行了四次成功的观测，目标是具有原行星盘的年轻恒星以及被尘埃封套包围的演化恒星。在分数极化方面，仪器灵敏度优于10^-4。中心恒星和拱星源之间的对比度为10^-6量级。我们表明，我们的校准方法产生的绝对偏振误差低于1%。
2012-11-27 astro-ph.IM
Improved Absolute Polarization Calibrator for BICEP CMB Polarimeters
针对宇宙双折射与仪器偏振角的简并问题，本文利用旋转偏振源（RPS）和原位绝对角度校准器（ISAAC）对BICEP3望远镜（95GHz CMB偏振仪）进行绝对偏振校准，以测量宇宙双折射效应。
2025-10-14 astro-ph.IM
Gamma-Ray Polarimetry
本文回顾了高能光子偏振测量的基本概念与实验方法，重点介绍了硬X射线到MeV γ射线的散射偏振测量及更高能光子的对产生偏振测量，并展望了POLAR-2和COSI等新一代仪器的未来发射计划。
2022-05-04 astro-ph.IM
Development and science perspectives of the POLAR-2 instrument: a large scale GRB polarimeter
尽管几十年的多波长和多信使光谱观测，伽马射线暴（GRB）仍然是现代天体物理学的一大谜团。偏振测量对于获得这些极其强大的瞬态事件中工作的发射过程的更清晰和完整的图像至关重要。在这方面，第一代专用伽马射线偏振仪POLAR和GAP在过去十年中被发射到空间。经过6个月的运行，POLAR任务探测到55个伽玛暴，其中14个已被详细分析，报告了低偏振度和偏振角的时间演变的暗示。从2024年初开始，基于POLAR结果的遗产，POLAR-2仪器的目标是提供一个高质量的伽马射线暴偏振的能量和时间演化测量目录，这要归功于其大型高效的偏振仪。多个光谱仪模块还可以进行联合光谱和偏振分析。该任务预计每年将在中国空间站（CSS）上对约50个伽玛暴进行高精度偏振测量。将详细讨论旋光仪模块的技术设计，以及基于开发的原型模块的第一批结果的预期科学性能。
2021-09-07 astro-ph.HE astro-ph.IM
Development of Solar Flare X-ray Polarimeter with Micro-Pixel CMOS Sensors
本研究研制了基于微像素CMOS传感器的太阳耀斑X射线偏振仪，通过同步辐射实验测得其6-22 keV能段调制因子5-15%、10 keV量子效率3-4%，搭配10 cm²有效面积望远镜可探测M级耀斑的弱偏振信号。
2025-09-04 astro-ph.IM
Observing the polarized cosmic microwave background from the Earth: scanning strategy and polarimeters test for the LSPE/STRIP instrument
在CMB偏振模式中检测大角度尺度上的B模偏振各向异性是现代观测宇宙学的主要挑战之一，因为它将为我们提供支持暴胀范式的重要证据，并将揭示非常早期宇宙的物理学。多频观测需要从我们银河系辐射过程产生的漫射偏振前景中分离出非常微弱的CMB信号。“大尺度偏振探测器”（LSPE）是一项旨在限制张量模和标量模振幅之间的比率并研究银河系偏振发射的实验。LSPE由两个仪器组成：SWIPE，一个在140，210和240 GHz下运行的平流层气球，将在2021年的极夜期间在北半球飞行两周，以及STRIP，一个地面望远镜，将于2021年初开始从特内里费岛的“Observatorio del Teide”获取数据，以43 GHz和95 GHz观测天空。在我的论文中，我展示了2017年9月至2018年7月在米兰比可卡大学对STRIP探测器进行的单元级测试活动的结果，并介绍了我开发的代码和我为研究STRIP扫描策略而进行的模拟。在单元级测试中，对68台偏振计进行了800多次测试，以选择在中心频率、带宽、噪声温度、白噪声水平、斜率和拐点频率方面性能最好的55台偏振计。STRIP扫描策略的基础是以恒定仰角围绕方位轴旋转望远镜，以便重叠SWIPE覆盖范围，保持1°每天空像素1.6 μK（平均）的灵敏度。为了校准和研究的目的，将定期观察各个来源。
2020-09-03 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.ins-det
