Design, development, and verification of the Planck Low Frequency Instrument 70 GHz Front-End and Back-End Modules
为欧洲航天局普朗克飞行任务低频仪器制造并测试了70 GHz辐射计前端和后端模块。介绍了该单元的工作原理和机械结构的设计细节，以及单元中关键的InP MMIC低噪声放大器和相位开关。这些单元在专门设计的低温真空室中进行了测试，该真空室能够产生普朗克辐射计所需的工作条件，具体而言，前端模块的物理温度为20 K，后端模块为300 K，参考信号源为4 K。讨论了低噪声放大器和相位开关的测试结果，前端和后端模块，以及两个模块的组合结果。在70 GHz频率下，前后端系统噪声温度为28 K，有效带宽为16 GHz，1/f频谱拐点频率为38 mHz。测试结果表明，在70 GHz频率下具有最先进的性能，并满足普朗克性能要求。
2010-01-26 astro-ph.IM
In-Orbit Instrument Performance Study and Calibration for POLAR Polarization Measurements
POLAR是一种紧凑的星载探测器，设计用于对能量范围为50- 500 keV的瞬态源（如伽马射线暴）的偏振进行可靠的测量。该仪器基于康普顿散射原理，以塑料薄片为主要探测材料，配合多阳极光电倍增管。POLAR于2016年9月15日在中国空间实验室TG-2上成功发射。为了可靠地重建偏振信息，数据分析和蒙特卡罗研究都需要对仪器有非常详细的了解。为此，对在轨性能进行了全面研究，以获得仪器校准参数，如噪声、基座、电子设备的增益非线性、阈值、串扰和增益，以及温度对上述参数的影响。研究了多阳极光电倍增管的增益与高压的关系，给出了各种测量值的误差。最后，利用蒙特卡罗模拟对定标参数的测量误差对伽马射线暴偏振测量的典型系统误差进行了估计。
2018-05-29 astro-ph.IM hep-ex physics.ins-det
The simulator of the VLT Deformable Secondary Mirror: a test tool for adaptive optics instruments for the Yepun-UT4 telescope
变形镜模拟器（DMS）是一种光学装置，用于再现来自甚大望远镜UT 4自适应次镜的F/13光束。该系统被设计和集成为用于ERIS仪器（或ERIS-AO）波前传感器模块校准和功能验证的测试工具。为此目的，DSMSim包括一个高阶可变形镜和两个源，以模仿激光和自然光并照亮WFS光学器件。在本文中，我们报告的DSMSim的设计，集成，验证和校准程序与ERIS-AO，在最后，我们勾勒出一个路线图，为未来的系统改进。这项工作的目的是为未来的仪器项目（如MAVIS-AO）的VLT的参考。
2022-07-28 astro-ph.IM
Tips and Tricks in linear imaging polarimetry of extended sources with FORS2 at the VLT
内容：偏振测量是一种非常强大的工具，可以揭示天体的各种性质，否则这些性质会隐藏在标准成像或光谱观测中。然而，从天文源的低偏振信号的可靠测量需要一个很好的控制虚假仪器偏振引起的光学系统和检测器的各个组件。目的：我们进行了详细的多波长校准研究的FORS 2仪器在VLT操作成像偏振模式（IPOL）的空间仪器偏振，可能会影响扩展源的研究特征。研究方法：我们使用成像偏振测量a）满月期间的高信噪比空白场BVRI观测，当偏振在整个视场中是恒定的并且偏差源于仪器时，以及b）在宽带RI和窄带Hα滤波器中的拥挤星团，其中可以测量每个恒星在整个视场中的单独偏振值。结果如下：我们发现一个仪器的偏振模式，从仪器的光轴径向向外增加，在边缘达到1.4%，这取决于过滤器。我们的结果很好地近似椭圆抛物面下降到小于{ \sim 0.05\%}的精度，和{ \sim 0.02\%}时，使用非解析拟合。我们提出了二维地图，以纠正这种虚假的仪器偏振。我们还给出了一些技巧和技巧来分析扩展源的偏振测量。结论：FORS 2是一个强大的工具，允许映射扩展源的线性偏振。我们提出并讨论了一种方法来测量这样的源的偏振，并纠正在光学系统中引起的空间偏振。该方法可应用于其他双光束偏振计的偏振测量。
2019-12-18 astro-ph.IM
WALOP-South: A Four-Camera One-Shot Imaging Polarimeter for PASIPHAE Survey. Paper II -- Polarimetric Modelling and Calibration
广域线性光学偏振计（WALOP）-南部仪器是一种即将推出的宽视场和高精度光学偏振计，将用作进行偏振高精度实验中极区恒星成像（PASIPHAE）方案的测量仪器。设计作为一个单次四通道和四个摄像机的成像偏振计，它将有一个$35\times 35$弧分的视野，并将测量斯托克斯参数$I$，$q$，和$u$在SDSS-r宽带过滤器的一次曝光。该仪器的设计目标是在整个视场内实现0.1%的总体偏振测量精度。在这里，我们提出了完整的偏振建模的仪器，表征仪器偏振的量和来源。为了准确地从测量值中反演源的真实斯托克斯参数，我们开发了一种仪器的校准方法。使用这种校准方法和模拟数据，我们演示了如何校正仪器偏振并获得偏振度$p$ 0. 1%的精度。此外，我们测试和验证的校准方法，在实验室的桌面WALOP样的测试台偏振计上实现它。
2022-08-26 astro-ph.IM
The IXPE Instrument Calibration Equipment
成像X射线偏振探测器是一项致力于测量来自数十个不同类别天体物理源的X射线偏振的任务。预计将于2021年底发射，有效载荷包括三个反射镜和三个焦平面成像偏振计，后者在意大利设计和制造。虽然校准始终是高能空间飞行任务开发的一个重要阶段，但对于IXPE来说，校准对偏振的响应（这是IXPE特有的）和实现低于预期灵敏度的统计不确定性都特别广泛。在本文中，我们提出的校准设备，设计和建造的INAF-IAPS在罗马，意大利，偏振敏感的焦平面探测器上IXPE的校准。设备包括偏振和非偏振校准源、校准和移动光束的平台、测试探测器及其机械组件。虽然所有这些设备都是为了满足IXPE仪器校准的特定需求而设计的，但它们的多功能性也可以在未来用于其他项目。
2021-11-03 astro-ph.IM physics.ins-det
Calibration of the instrumental polarization effects of SCExAO-CHARIS' spectropolarimetric mode
斯巴鲁望远镜的SCExAO是一种可见光和近红外高对比度成像仪器，采用极端自适应光学和日冕照相术。该仪器将近红外线（JHK）馈送到积分场摄谱仪CHARIS。最近，一个沃拉斯顿棱镜被添加到CHARIS的光路，使CHARIS的分光偏振能力，是独一无二的高对比度成像仪器。我们提出了一个详细的Mueller矩阵模型，描述仪器的偏振效应的完整的光路，从而望远镜和仪器。CHARIS的22个波长箱为详细研究仪器偏振效应的波长依赖性提供了一个独特的机会。从内部光源的测量中，我们发现图像反旋器（K镜）产生强烈的波长相关串扰，在最坏的情况下，将约95%的入射线偏振转换为无法测量的圆偏振光。理论计算表明，望远镜的仪器偏振的大小随波长的变化在大约0.5%和0.7%之间，并且它的角度正好等于望远镜的高度角。我们计划通过对偏振标准星的观测来更准确地确定望远镜的仪器偏振，并将更全面的物理模型与所有实验数据相拟合。此外，我们计划将完整的Mueller矩阵模型集成到现有的CHARIS后处理管道中，目的是在线性偏振度方面实现<0.1%的偏振测量精度。我们的校准CHARIS的光谱偏振模式将使独特的定量偏振研究的拱星盘和行星和褐矮星的同伴。
2020-12-01 astro-ph.EP astro-ph.IM
Polarization Modeling and Predictions for DKIST Part 1: Telescope and example instrument configurations
我们概述极化性能计算和预测的丹尼尔K。Inouye太阳望远镜（DKIST）的光学和显示穆勒矩阵的两个第一光仪器。望远镜的偏振是由于偏振相关的反射镜反射率和旋转之间的镜子组，因为望远镜的高度和方位角移动。Zemax光学建模软件具有偏振光线跟踪功能，并可根据涂层处方预测系统性能。我们开发了一个模型涂层公式，近似测量见证样品的偏振特性。估计显示DKIST望远镜穆勒矩阵作为波长，方位角，仰角和低温近红外光谱偏振仪（CryoNIRSP）和可见光光谱偏振仪（ViSP）的视场角的函数。足迹变化很大。我们估计在5弧分CryoNIRSP场上一些Mueller矩阵元素的变化为2%。我们验证Zemax模型显示限制情况下，平面镜的准直和供电的设计，比较以及与理论近似和实验室椭偏仪测试。
2017-01-28 astro-ph.IM
FALCO simulations of high-contrast polarimetry with the Nancy Grace Roman Space Telescope Coronagraph Instrument
本研究使用FALCO和PROPER模拟罗曼日冕仪的偏振效应，发现偏振差分成像将对比度提高六倍，并能在2%误差内恢复伴星偏振信号。
2023-09-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Optical aspects of Near-Infrared Imager Spectrometer and Polarimeter instrument (NISP)
作为PRL即将推出的2.5米望远镜的近红外仪器，NISP在PRL本土设计，作为一个多方面的仪器。光学、机械和电子子系统正在PRL内部设计和开发。它将包括在波长带Y、J、H、Ks（即0.8 - 2.5微米）中的成像、光谱学和成像偏振测量模式。探测器是来自Teledyne的2K x 2K H2 RG（MCT）阵列探测器，其在成像模式下将提供10' x 10'的大FOV。光谱模式的分辨率为R ~ 3000，将获得使用grisms。光谱将以单阶可用，应计划交叉分散模式用于同时光谱。该仪器能够使用楔形双Wollaston（WeDoWo）棱镜进行多波长成像偏振测量，以同时获得线偏振的Single Shot Stokes参数（I，Q，U），从而提高偏振测量的效率并减少观察时间。
2020-12-15 astro-ph.IM
Intensity-Coupled-Polarization in Instruments with a Continuously Rotating Half-Wave Plate
我们讨论了与连续旋转半波片测量偏振相关的系统效应。这种效应是用E和B实验（EBEX）的数据确定的，EBEX是一种气球载仪器，旨在测量CMB的偏振以及银河尘埃的偏振。结果表明，极化率大于10%，而仪器极化率小于3%。我们给出的证据表明，过量的偏振是由于检测器的非线性存在的一个连续旋转的HWP。非线性将强度信号耦合成偏振。我们开发了一种基于地图的方法来消除多余的偏振。对150（250）GHz波段的数据进行了分析，发现该方法可以消除81%（92%）的过量极化。表征和减轻这种影响是重要的，为未来的实验，旨在测量CMB B模式与连续旋转HWP。
2018-02-28 astro-ph.IM
Instrumentation and Future Missions in the Upcoming Era of X-Ray Polarimetry
基于从固态到气体技术的现有探测器的成熟重新引起了人们对X射线偏振测定法的兴趣，提高了广大科学界对改进偏振计性能以及产生更详细的理论预测的热情。我们将介绍有关测量光子偏振的基本概念，特别是在X射线中，我们将回顾偏振计的当前状态，从软~到硬X射线，从太阳耀斑到遥远的天体物理源。我们将介绍从最近到即将到来的空间任务的全景发展的旋光仪的相关例子，以显示该技术的最新发展如何允许重新打开X射线旋光测量的观测窗口。
2018-05-11 astro-ph.IM
Optical polarimetry: Methods, Instruments and Calibration Techniques
在本章中，我们简要总结了现代天文旋光测量中使用的方法、仪器和校准技术。我们描述了各种偏振器件和探测器用于光学宽带，成像和光谱偏振测量的性能，并讨论了它们的优点和缺点。强调了对原始偏振数据进行适当校准的必要性，并考虑了仪器偏振的确定和扣除方法。我们还介绍了几个利用DiPol-2偏振计高精度测量黑洞X射线双星和大质量双星光学偏振的实例，这使我们能够限制黑洞X射线双星的光学发射源，并测量大质量双星的轨道参数。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
On Fabry-Pérot Etalon-based Instruments. III. Instrument applications
Fabry-Pérot标准具的光谱、成像和偏振特性对基于这些设备的成像矢量磁像仪有影响。影响取决于光学配置（准直或远心），标准具相对于偏振计的相对位置，标准具的类型（气隙或晶体），甚至取决于所使用的偏振技术（单光束或双光束）。在本文中，我们评估的人工视线速度和磁场强度，出现在标准具为基础的仪器出席上述因素。我们区分的信号是隐含的远心安装由于波长依赖的点扩散函数和那些出现在准直和远心设置从双折射标准具的偏振响应。对于各向异性的情况下，我们考虑两个可能的位置的标准具，调制器和分析器之间或之后，我们包括不同的通道上的效果时，采用双光束偏振。我们还评估了由于照明中的缺陷和/或标准具相对于入射光束的倾斜而在远心安装件中产生的对称性损失的影响。
2020-02-03 astro-ph.IM
The WALOP-North Instrument I: Optical Design, Filter Design, Calibration
本文介绍为PASIPHAE巡天设计的WALOP-North光学偏振仪，阐述其安装位置、性能参数、滤光片与探测器设计，重点说明光学设计与WALOP-South的差异及校准细节，为高银纬恒星偏振测量提供关键工具。
2024-12-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
Full characterization of the instrumental polarization effects of the spectropolarimetric mode of SCExAO-CHARIS
斯巴鲁望远镜的SCExAO是一种可见光和近红外高对比度成像仪器，采用极端自适应光学和日冕照相术。该仪器将近红外线（JHK）馈送到积分场摄谱仪CHARIS。CHARIS的分光偏振能力由Wollaston棱镜实现，在高对比度成像仪中是独一无二的。我们提出了一个详细的Mueller矩阵模型，描述仪器的偏振效应的完整的光路，从而望远镜和仪器。从内部光源的测量中，我们发现图像去旋器（K镜）产生强烈的波长相关串扰，在最坏的情况下，将约95%的入射线偏振转换为无法测量的圆偏振光。对非偏振恒星的观测表明，望远镜的仪器偏振的大小随波长在0.5%到1%之间变化，其角度正好等于望远镜的高度角。利用望远镜的折叠镜、半波片和消旋器的物理模型，我们同时拟合了22个波长箱中的仪器偏振效应。在整个波长范围内，我们的模型目前达到了0.08%和0.24%之间的线性偏振度的总偏振精度。我们提出了额外的校准测量，以提高极化精度<0.1%，并计划将完整的Mueller矩阵模型集成到现有的CHARIS后处理管道。我们的校准CHARIS的光谱偏振模式将使独特的定量偏振研究的拱星盘和行星和褐矮星的同伴。
2021-08-10 astro-ph.EP astro-ph.IM
Simulations of polarimetric observations of debris disks through the Roman Coronagraph Instrument
罗马日冕仪将展示高对比度成像技术，使微弱的碎片盘成像，发现内部尘埃带和行星。对碎片盘的极化研究提供了关于尘埃颗粒大小、形状和分布的信息。罗马日冕仪使用偏振模块，包括两个沃拉斯顿棱镜组件，以产生四个正交偏振图像（$I_{0}$，$I_{90}$，$I_{45}$和$I_{135}$），每个测量直径为3.2弧秒，在天空中间隔7.5弧秒。线性偏振分数测量中的预期RMS误差为每3 × 3像素的分辨率元件1.66%。我们提出了一个数学模型来模拟偏振强度图像通过罗马CGI，包括仪器偏振和其他不确定性。我们使用磁盘建模软件，MCFOST，模型$q$，$u$，和偏振强度的碎片盘，Epsilon-Eridani。将偏振强度与结合PSF形态的电晕放电通量卷积。我们包括模型的不确定性，探测器噪声，斑点噪声和抖动。在后处理之后获得最终偏振分数0.4 $\pm$ 0.0251。
2022-07-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Verification of the Polarimetric Capability of the East Asia VLBI Network
School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学宇宙研究学院）；G-LAMP NEXUS Institute, Kyung Hee University（庆熙大学G-LAMP NEXUS研究所）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术联合大学院大学）；Graduate School of Science, Nagoya City University（名古屋市立大学理学研究科）；Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台水泽VLBI观测站）
本文通过EAVN对M87等天体的观测，验证了其在22和43GHz的极化性能，发现极化泄漏稳定且与VLBA结果一致，表明EAVN极化校准和成像能力可靠。
2026-03-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
The STRIP instrument of the Large Scale Polarization Explorer: microwave eyes to map the Galactic polarized foregrounds
本文讨论了“大尺度偏振探测器”（LSPE）实验中STRIP仪器的最新进展。LSPE是一个新颖的项目，它结合了地基（STRIP）和球载（SWIPE）的大角度尺度上的微波天空的偏振测量，试图探测宇宙微波背景偏振的“B模式”。STRIP将从特内里费岛的“Observatorio del Teide”观测大约25%的北方天空，使用43 GHz的49个相干偏振仪阵列，与1.5米全旋转交叉Dragone望远镜耦合。第二个频道有六个单元，频率为95千兆赫，将用作大气监测器。目前，STRIP仪器的大部分硬件已经在子系统级开发和测试。从2018年7月开始的系统级表征将使STRIP在年底内在观测站进行运输和安装。整个仪器的现场检定和校准将为STRIP进行为期2年的CMB偏振观测做好准备。
2018-12-10 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
Digitizing MEXART -- System Overview and Verification
位于墨西哥米却肯州的墨西哥阵列射电望远镜（MEXART）自成立以来一直以模拟方式运行，利用巴特勒矩阵在天空中产生固定光束。事实证明，校准这种仪器很困难，导致灵敏度下降。这也是一个严格的设置，需要手动干预和调整不同的观察要求。现在，RF系统已被数字系统取代。这个数字后端是一个混合系统，利用基于FPGA的技术和GPU加速，能够自动校准阵列的不同行，并生成可配置数量的频域合成波束，以朝向天空中的选定位置。还开发了一个监测和控制系统，以及一个功能齐全的基于网络的前端，大大简化了与仪器的互动。本文介绍了新的数字后端的设计，实施和部署，包括系统性能和稳定性的初步分析。
2021-09-28 astro-ph.IM
Experimental verification of off-axis polarimetry with Cadmium Zinc Telluride detectors of AstroSat-CZT Imager
AstroSat卫星上的碲锌镉成像仪（CZTI）由大量像素化碲锌镉探测器阵列组成，能够测量入射硬X射线的偏振。CZTI对轴上源的偏振测量能力在发射前得到了实验证实。CZTI在100 - 380 keV能量范围内对蟹状星云和脉冲星的X射线偏振产生了诱人的结果。CZTI还为测量几个伽马射线暴（GRB）的瞬发发射偏振做出了贡献。然而，离轴源如伽玛暴的偏振测量是具有挑战性的。实验标定CZTI对离轴源的灵敏度是提高测量可信度的关键。在这种情况下，我们报告的验证离轴偏振能力的像素化CZT探测器通过控制实验进行了与CZT探测器类似的CZTI和广泛的Geant 4模拟的实验装置。我们目前的研究结果表明，CZT探测器可以用来测量明亮的伽玛暴的偏振到离轴角~60度。然而，在45-60度之间的入射角下，可能存在一些系统效应，在解释测量的偏振分数时需要考虑这些系统效应。
2022-09-01 astro-ph.HE astro-ph.IM
Intrinsic Cross Polarization Ratio maps from all-sky observations with the SKA-Low prototype station Aperture Array Verification System 2
本文利用AAVS2全天观测数据生成SKA-Low原型站的固有交叉极化比图，在三个频点上与模拟结果定量对比，验证其极化纯度满足规格要求，为SKA-Low早期科学调试提供经验方法。
2025-06-04 astro-ph.IM
Design, development and verification of the 30 and 44 GHz front-end modules for the Planck Low Frequency Instrument
我们给出了一个30和44 GHz的前端模块（FEM）的低频仪器（LFI）的普朗克任务将于2009年推出的设计，施工和测试的描述。飞行任务的科学要求决定了FEM要满足的性能参数，包括其线性偏振特性。有限元设计是一个差分伪相关辐射计，其中来自天空的信号与4 K黑体负载进行比较。FEM核心的低噪声放大器（LNA）基于磷化铟高电子迁移率晶体管（HEMT）。该辐射计采用了一种新颖的相位开关设计，提供了良好的幅度和相位匹配的整个频带。在两个频率的测量误差范围内满足噪声温度要求。对于最敏感的LNA，在30和44 GHz处，频带中心处的噪声温度分别是量子极限的3倍和5倍。对于某些FEM，当环境温度降低到20 K时，噪声温度仍在下降。FEM的稳定性测试，包括1/f拐点频率的测量，也满足任务要求。30和44 GHz FEM在所有关键方面都满足或优于任务要求。最灵敏的LNA在其频带中心处已经达到了HEMT的噪声温度的新极限。有限元模型具有明确的线性极化特性。
2010-01-26 astro-ph.IM
Three-Polarizer Treatment of Linear Polarization in Coronagraphs and Heliospheric Imagers
线性偏振光被用来观察日冕已经超过150年了。虽然熟悉的Stokes旋光表示法是完整的，但它最适合于实验室环境，因此对于冠状仪器设计或冠状数据分析来说，它不是最方便的表示法。在日冕仪和日光层成像仪的过去100年的发展中，各种各样的表示法被用于直接测量和分析。这些系统包括著名的表示，例如在太阳观测坐标中类似于斯托克斯系统的（B，pB）系统，以及内部表示，例如具有固定或可变“垂直”方向的仪器内斯托克斯参数，以及通过特定偏振光学器件或其组的亮度值。目前，许多偏振测量仪器使用对称的三偏振器测量和表示系统，我们称之为“（M，Z，P）"，以导出（B，pB）或斯托克斯参数。我们提出了一个对称的推导（B，PB）和斯托克斯参数（M，Z，P），分析（M，Z，P）的仪器设计的背景下的噪声特性，开发（M，Z，P）作为一个有用的中间系统数据分析，包括背景扣除，并绘制一个有用的类比线性偏振系统和现有的大型机构的工作光度比色法。
2021-12-21 astro-ph.IM
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
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
Scientific Verification of the High Altitude Water Cherenkov observatory
高海拔水切伦科夫（HAWC）天文台是一个TeV伽马射线和宇宙射线探测器，目前正在墨西哥普埃布拉州Sierra Negra火山附近海拔4100米处建造。HAWC天文台是一个广泛的空气簇射阵列，由300个光学隔离的水切伦科夫探测器（WCD）组成。每个WCD包含$\sim$ 200，000升过滤水和4个朝上的光电倍增管。2014年秋季，HAWC观测站将达到22，000米的$^{2}$，灵敏度将比其前身Milagro高15倍。自2012年9月以来，已经对30多个WCD进行了仪器化和数据采集。第一个试运行阶段对于数据采集和事件重建算法的验证至关重要。此外，随着装有仪表的WCD数量的增加，重要的是要验证不同配置几何形状下采集的数据。在这项工作中，我们提出了蒙特卡罗模拟和实验记录的数据之间的比较，在24小时的生活时间在2013年4月14日和15日，当29个WCD是活跃的。
2014-05-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
Calibration of the IXPE instrument
IXPE科学有效载荷由三台望远镜组成，每台望远镜由一面镜子和一台基于气体像素探测器设计的光电偏振计组成。这三个焦平面探测器以及将它们连接到航天器的单元被命名为IXPE仪器，它们将在意大利建造和校准;在本程序中，我们将介绍如何在地面和飞行中校准IXPE仪器。位于罗马（意大利）的INAF-IAPS正在最后确定仪器校准设备，以产生偏振和非偏振辐射，精确了解入射光束的方向、位置、能量和偏振状态。在飞行中，一套四个基于放射性材料并安装在滤光器和校准轮上的校准源将允许独立地定期校准所有三个IXPE焦平面探测器。一个高度极化的光源和一个非极化的光源将用于监测对极化的反应;其余两个光源将用于在整个飞行任务期间校准增益。
2021-11-29 astro-ph.IM
Spectro-polarimetry of HAbitable Planet Earth (SHAPE) on Chandrayaan-3: Instrument characteristics, calibration and onboard performance
Space Astronomy Group, ISITE-Campus, U. R. Rao Satellite Centre（空间天文组，ISITE校园，U.R. Rao卫星中心）；U. R. Rao Satellite Centre（U.R. Rao卫星中心）；Laboratory for Electro-Optics Systems（光电系统实验室）
本文介绍月船三号SHAPE载荷（近红外光谱偏振计）的仪器特性、校准与在轨性能，通过月球观测和理论模型验证其测量波段偏振的能力，最大偏差小于1%。
2026-09-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
SKA Aperture Array Verification System: Electromagnetic modeling and beam pattern measurements using a micro UAV
本文介绍了平方公里阵列望远镜低频仪器16元超宽带稀疏随机测试阵列的电磁建模和波束方向图测量。我们讨论了一个小阵列测试平台的技术和技术的发展对最终的望远镜的重要性，突出了其设计的最相关的方面。我们还描述了电磁仿真和建模工作，以及使用无人机系统的嵌入式元件和阵列方向图测量。由于无人机发射的射频信号稳定、准确、强，后者既有助于模型和设计的验证，也有助于望远镜未来的仪器校准。在设计的这个阶段，这些测量结果显示出实验结果和数值数据之间的一般协议，并揭示了未校准的电缆长度在阵列图案的内旁瓣的局部效应。
2017-09-12 astro-ph.IM
Laboratory verification of 'Fast & Furious' phase diversity: Towards controlling the low wind effect in the SPHERE instrument
低风速效应（LWE）是指当圆顶水平风速低于3 m/s时，SPHERE仪器始终观察到的一组准静态波前像差特征。这种效应在恒星PSF中产生明亮的低阶散斑，这严重限制了SPHERE在其他最佳观测条件下的对比度性能。在本文中，我们提出了快速和激情（F&F）相位分集算法作为一个可行的软件解决方案，实时LWE补偿，这将利用图像序列的球差分倾斜传感器（DTTS）。我们评估了闭环性能的F&F的MITHIC高对比度测试台在各种条件下模拟受LWE影响的DTTS图像，以评估预期的性能的F&F在天空中实现的SPHERE。该算法被发现能够返回这种LWE影响的图像Strehl比率大于90%的五次迭代内，所有适当的实验室测试情况。这些结果是高度代表性的预测模拟，并证明了该算法的稳定性对广泛的因素，包括低图像信噪比（S/N），小图像视场，和振幅误差。在模拟中还发现，闭环稳定性可以保持到图像S/N低至5，同时仍然提高整体波前质量，即使在微弱的目标上也可以可靠地操作。Fast & Furious算法是一种非常有前途的LWE实时补偿解决方案，它可以与科学观测同时运行，并且可以在SPHERE中实现，而不需要额外的硬件。F&F的鲁棒性和相对较大的有效动态范围也使其适用于一般波前优化应用，包括分段ELT级望远镜的共相位。
2018-03-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Simulation of high-contrast polarimetric observations of debris disks with the Roman Coronagraph Instrument
本研究针对Roman空间望远镜日冕仪，模拟其两种模式下的碎片盘偏振观测，验证了仪器测量精度达标，表明需正向建模准确估算偏振度。
2023-11-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
Design and construction of the POLAR detector
POLAR探测器是一个空间基伽马射线暴（GRB）偏振计，具有宽视场，几乎覆盖了半个天空。该仪器利用伽马射线在塑料闪烁体上的康普顿散射来测量入射光子的偏振。该仪器已于2016年9月15日在中国空间实验室天宫二号上成功发射。本文介绍了仪器各组成部分的结构。详细介绍了施工阶段遇到的问题及其解决办法。该仪器在轨的初始性能与地面试验和蒙特卡罗模拟的预期一致。
2017-09-28 astro-ph.IM
Improving polarimetric accuracy of RoboPol to $<$ 0.05 % using a half-wave plate calibrator system
针对RoboPol偏振仪因仪器偏振限制精度的问题，开发了旋转半波片校准器系统，通过光束交换调制测量，使偏振精度提升至优于0.05%，性能提高2-3倍。
2024-07-18 astro-ph.IM
Multi-mode TES bolometer optimization for the LSPE-SWIPE instrument
本文探讨了在球载偏振计大尺度偏振探测器（LSPE）的短波长偏振探测器（SWIPE）焦平面上使用多模跃迁边缘探测器（TES）探测宇宙微波背景（CMB）偏振的可能性。这项研究的动机是这样一个事实，即最大限度地提高灵敏度的TES测辐射热计，在增强的背景下，由于多模设计，需要一个非平凡的选择检测器参数。我们评估的最佳参数组合，考虑到扫描策略，噪声约束，饱和功率和低温恒温器在飞行过程中的工作温度。
2016-02-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
Planck pre-launch status: High Frequency Instrument polarization calibration
普朗克的高频仪器将在100至857 GHz的毫米和亚毫米域中绘制整个天空，在100、143、217和353 GHz具有前所未有的偏振灵敏度（$ΔP/T_{\tiny cmb} \sim 4\cdot 10^{-6}$）。它将导致我们对宇宙微波背景各向异性和极化前景信号的理解的重大改进。普朗克将对$E$模谱进行高分辨率测量（高达$\ell \sim 1500$），并将在寻找原始引力波对CMB偏振的微弱印记方面发挥突出作用。本文讨论了温度（增益）和偏振（偏振效率和探测器方向）的校准对偏振测量的影响。仪器的偏振参数的具体要求的设置，我们报告他们的飞行前测量HFI测辐射热计。我们提出了一个半分析的方法，准确地占仪器的扫描策略，以及不同的检测器的组合。我们使用这种方法来传播误差通过的CMB角功率谱在特定情况下的普朗克-HFI，并推导出偏振参数的约束。我们表明，为了将系统误差限制在$E$模功率谱宇宙方差的10%以内，增益、偏振效率和探测器方位的不确定度必须分别低于0.15%、0.3%和1°。本文报道的发射前地面测量已经满足了这些要求。
2010-04-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Instruments for Focal Plane X-Ray Polarimetry in the Next Decade
Istituto Nazionale di Astrofisica - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所-天体物理学与行星科学研究所）；Thales Alenia Space Italia S.p.A.（泰雷兹阿莱尼亚太空意大利公司）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步辐射中心）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
针对IXPE任务能段有限的问题，提出基于多层镜和堆叠仪器的焦平面偏振计，将能量范围扩展至数十keV，提升灵敏度和降低背景，有望快速实现空间应用。
2026-06-19 astro-ph.IM
Dual-Beam Optical Linear Polarimetry from Southern Skies. Characterisation of CasPol for high precision polarimetry
我们提出了一个表征CasPol，安装在2.15米豪尔赫·萨哈德望远镜，位于阿根廷的Complejo Astronómico El Leoncito的双光束偏振计。该望远镜是南半球为数不多的拥有偏振计的米级光学望远镜之一。为了开展这项工作，我们收集了五次观测活动的光偏振数据，第一次是在2014年1月，其余的是在2017年8月至2018年3月之间。数据通过Johnson-Reynolds V、R和I过滤器获取。沿着运动，我们观察到八个非偏振和四个偏振标准星。我们的分析开始描述视宁度和孔径对偏振测量的影响，定义最佳孔径提取并为视宁度条件设置明确的限制。然后，我们使用的非偏振标准星的仪器极化的水平，并评估存在的极化依赖于整个电荷耦合器件的位置。研究了偏振标准星，以量化仪器随波长的稳定性。具体来说，我们发现，CasPol的整体仪器偏振是$\sim 0.2 \%$在V，R和I波段，与一个可以忽略不计的偏振依赖于检测器上的恒星的位置。半波片延迟器的稳定性约为0.35度，使CasPol可与现有仪器相媲美。我们还提供了新的测量在三个光度带的非偏振和偏振标准星。最后，我们展示了科学结果，说明了CasPol对相对微弱物体进行精密偏振测量的能力。
2019-04-10 astro-ph.IM
Achieving a Spectropolarimetric Precision Better than 0.1% in the Near-Infrared with WIRC+Pol
WIRC+Pol是Palomar天文台200英寸望远镜上的近红外低分辨率分光偏振仪。该仪器利用偏振光栅同时进行偏振分束和光谱色散。它可以使用焦平面狭缝来减少天空背景，也可以使用无狭缝模式。四个不同的光谱采样四个线性偏振角记录在焦平面，使仪器能够测量所有的线性偏振状态在一个曝光。该仪器自2017年2月以来一直在天空中运行，我们发现可能由平坦场和重力对仪器的影响引起的系统误差将我们的准确度限制在1%左右。这些系统效应是缓慢变化的，因此可以用偏振调制器消除。2019年3月，在WIRC+Pol前面安装了半波片调制器和线性偏振器。调制器按预期工作，使我们能够测量和消除我们以前观察到的所有仪器偏振。最深的积分亮点源（J = 7.689，非偏振星HD 65970）表现出的不确定性在q和u的0.03%，每个光谱通道，符合光子噪声限制。对较暗光源的观测表明，该仪器可以达到无缝模式下观测的光子噪声极限。对于狭缝中的观测，不确定性仍然是光子噪声极限以上的一个因素，可能是由于狭缝损失。
2019-08-27 astro-ph.IM
Visible-Light High-Contrast Polarimetry with MagAO-X: Characterization and Initial Results
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台昴星团望远镜）；Nuclear and Energy Research Institute, IPEN-CNEN（IPEN-巴西核能与能源研究所）；Institute Prof. João Steiner of Instrumentation and Data Science（若昂·斯坦纳仪器与数据科学研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Wyant College of Optical Sciences, University of Arizona（亚利桑那大学怀安特光学科学学院）；Astrobiology Center（天体生物学中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Northrop Grumman Corporation（诺斯罗普·格鲁曼公司）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Draper Laboratory（德拉珀实验室）；Starfire Optical Range, Kirtland Air Force Base（柯克兰空军基地星光光学测试场）
研究基于MagAO-X升级后的高对比度偏振差分成像功能，表征其偏振响应并部署DQWP补偿器，提升偏振效率、降低仪器偏振，最终实现对HR 4796碎屑盘的近内工作角观测，为未来超大型望远镜偏振计应用奠定基础。
2026-08-10 astro-ph.IM
CAPMAP: A New Instrument to Measure the E-mode CMB Polarization on Angular Scales of 4 arcmin to 40 arcmin
本文介绍了新型仪器CAPMAP的设计、建造与测试，其通过90GHz四元件相关极化仪阵列在4角分至40角分尺度上探测ℓ=500-1500的E模式CMB极化，以更高分辨率测量并助力宇宙学参数确定。
2024-11-27 astro-ph.CO astro-ph.IM
WIRC+Pol: a low-resolution near-infrared spectropolarimeter
WIRC+Pol是Palomar天文台200英寸Hale望远镜上的宽视场红外相机（WIRC）的一个新的低分辨率（R~100）、近红外（J和H波段）偏振光谱测量模式。该仪器采用了基于四分之一波片和偏振光栅（PG）的新型偏振计设计，可在一次曝光中提供完整的线性偏振测量（斯托克斯I，Q和U）。PG在J和H波段也有很高的透射率。该仪器位于赤道望远镜的主焦点处。因此，该系统在光路中只有一次反射，提供最小的望远镜诱导偏振。已经为WIRC+Pol开发了一个数据简化管道，以从观测中产生线性偏振测量。WIRC+Pol自2017年2月以来一直在天空中。第一年的调试结果表明，该仪器具有偏振光栅所期望的高色散效率。我们证明了仪器的偏振稳定性与RMS的变化在0.2%的水平超过30分钟的明亮的标准星（J = 8.7）。虽然光谱提取是光子噪声限制的，但源之间的偏振校准仍然受到系统学的限制，可能与重力相关的指向效应有关。我们讨论我们在数据中发现的仪器系统学，它们的潜在原因，以及消除它们所必需的校准。我们描述了一个调制器升级，将消除缓慢变化的系统，并提供极化精度优于0.1%。
2019-01-08 astro-ph.IM
A smartphone-based arbitrary scene projector for detector testing and instrument performance evaluation
使用智能手机的高分辨率OLED屏幕投射任意场景和图案，可以为可见光传感器的测试开辟一个全新的维度。基于JPL（喷气推进实验室）的原始概念，本文描述了一种新的实验装置，旨在实现ESA（欧洲航天局）首次应用的苛刻性能：Euclid弱透镜测量的辐射诱导CTI（电荷转移效率）的评估。我们表明，推到其极限，特别是在校准方面，这样一个简单的实验可以提供足够高的光学性能水平，以应用于高精度天文仪器性能的验证。
2020-12-09 astro-ph.IM
Performance Verification of the EXtreme PREcision Spectrograph
EXPRESS是一种新的多普勒摄谱仪，其径向速度测量精度足以探测到围绕附近明亮恒星运行的类地系外行星。我们报告了大量的实验室测试和天空观测，以定量评估仪器径向速度测量精度的EXPRESS，与集中讨论的个别条款的仪器误差预算。我们发现，EXPRESS可以达到一个单一的测量仪器校准精度优于10 cm/s，不包括恒星观测的光子噪声。我们还报告的各种环境，机械和光学子系统的EXPRESS的性能，评估任何贡献的径向速度误差。对于大气和望远镜相关的影响，这包括快速倾斜引导系统，大气色散补偿和色度曝光计。对于仪器校准，这包括激光频率梳（LFC），平场光源，CCD检测器和光纤中的影响。通过混沌光纤搅拌器将模式噪声减轻到可以忽略的水平，这对于LFC的波长校准特别重要。关于检测器的影响，我们经验性地评估由于像素位置不均匀性（PPNU）和电荷转移效率低下（CTI）对径向速度精度的影响。EXPRESS已经开始了科学调查，以发现围绕G-矮星和K-矮星运行的系外行星，此外还进行了凌日光谱学和罗斯特-麦克劳克林效应的测量。
2020-03-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
MUSCAT focal plane verification
墨西哥-联合王国亚毫米天文照相机（MUSCAT）是在1.1毫米波段工作的第二代大幅面连续照相机，将安装在墨西哥50米直径的大毫米望远镜上。该仪器的焦平面由1458个喇叭耦合集总元件动态电感探测器（LEKID）组成，平均分为六个通道，沉积在三个硅片上。在这里，我们提出了在实验室的MUSCAT焦平面的完整表征的初步结果。通过仪器的读出系统，我们进行频率扫描的阵列，以确定谐振频率，和连续的时间流采集测量和测量的固有噪声和1/f膝的检测器。随后，通过再成像透镜和黑体点源，映射每个探测器的光束，获得平均半高宽尺寸为$\sim$ 3.27 mm，接近预期的3.1 mm。然后，通过改变光束填充黑体源的强度，我们测量了每个探测器在300 K光负载下的响应度和噪声功率谱密度（PSD），得到了噪声等效功率（NEP），用它验证了大多数探测器是光子噪声受限的。最后，我们用傅里叶变换光谱仪（FTS）测量了仪器的光谱响应，结果表明，如预期的那样，带宽为1.0- 1.2mm，中心为1.1mm。
2020-12-09 astro-ph.IM
Systems design, assembly, integration and lab testing of WALOP-South Polarimeter
本文介绍WALOP-South偏振仪的系统设计、组装、集成与实验室测试，该仪器用于PASIPHAE巡天，实现光学波段高精度宽场偏振测量。
2024-06-27 astro-ph.IM
Instrument Overview of Taurus: A Balloon-borne CMB and Dust Polarization Experiment
介绍球载CMB实验Taurus的仪器设计，其依托NASA超压气球平台，采用万余个低温测辐射热计，可实现大角尺度高保真极化测量，助力相关宇宙学研究与前景图绘制。
2024-07-13 astro-ph.IM
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
Recovery of Large Angular Scale CMB Polarization for Instruments Employing Variable-delay Polarization Modulators
可变延迟偏振调制器（VPM）目前被用于在大角度尺度上测量宇宙微波背景的偏振的实验中，因为它们能够提供快速的前端偏振调制和对系统误差的控制。尽管VPM提供了诸多优势，但识别和减轻泄漏到信号的同步调制分量中的任何时变效应也很重要。在本文中，从一个$300$ K VPM的排放对系统性能的影响被认为是和解决。虽然仪器设计可以大大降低调制VPM发射的影响，但仍会有一些残留的调制信号。VPM的排放处理中存在的旋转失调和温度变化。时序数据的模拟被用来评估这些残余误差对功率谱的影响。本文中的分析和建模指导实验人员使用VPM作为前端调制器的观测的关键方面。通过实现所描述的表征和控制，前端VPM调制对于减轻大角度尺度极化测量中的$1/f$噪声可以是非常强大的。研究的系统误差从根本上限制了张量标量比为$r=0.01$的大尺度B模式的检测和表征。事实上，$r<0.01$可以通过显著改进的表征和控制来实现。
2016-02-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Cadmium Zinc Telluride Imager onboard AstroSat : a multi-faceted hard X-ray instrument
AstroSat卫星设计用于对天文源进行多波段观测，AstroSat的碲锌镉成像仪覆盖硬X射线波段。CZTI有一个大面积的位置敏感硬X射线探测器，配备了编码孔径掩模，从而能够同时进行背景测量。能够记录多个检测器元件中的电离相互作用的同时检测是该仪器的一个特殊功能，并且这被利用来提供100 - 380 keV区域中的偏振信息。CZTI在20 - 100 keV区域提供灵敏的光谱测量，并在100 keV以上充当全天空硬X射线监测器和偏振计。在运行的第一年里，CZTI记录了几次伽马射线暴，测量了蟹状星云脉冲星的相位分辨硬X射线偏振，以及许多明亮的银河系X射线双星的硬X射线光谱。该仪器出色的计时能力已被证明与同时观测的螃蟹脉冲星与射电望远镜，如GMRT和Ooty射电望远镜。
2017-10-30 astro-ph.IM
Design and Scientific Prospects of the POLAR-2 Mission
University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；INAF Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所空间天文与行星科学研究所）；State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理学重点实验室）
POLAR-2任务通过3台互补仪器首次联合实现伽马射线暴的宽能区偏振、光谱与定位测量，本文介绍其技术设计并预测2027年发射后的科学能力。
2025-11-07 astro-ph.IM
Scientific verification of Faraday Rotation Modulators: Detection of diffuse polarized Galactic emission
介绍了一种基于法拉第效应的宽带线偏振调制器的设计和性能。法拉第旋转调制器（FRM）是固态偏振开关，能够进行高达~10 kHz的调制。在2006年的观测季节中，在宇宙河外极化背景成像（BICEP）实验中使用了六个FRM;在BICEP的100和150 GHz频段中分别使用了三个FRM。2006年，在四次观测运行中，使用六个FRM中的两个，通过对银河系偏振的高信噪比探测，对该技术进行了验证。的功能表现出强烈的协议与BICEP的测量银河系使用非FRM像素和银河系偏振模型。这标志着第一次检测高信噪比毫米波天体偏振使用快速，主动光学调制。还分析了FRM在未调制期间的性能，并将其与BICEP的43个无FRM像素的结果进行了比较。
2013-02-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
