Spectro-polarimetric Observations at the NVST: I. Instrumental Polarization Calibration and Primary Measurements
本文介绍了2017年以来在中国新真空太阳望远镜上进行的初步光谱偏振观测，目的是利用光球线Fe I 532.4 nm的全斯托克斯光谱偏振观测来精确评估该偏振仪的实际偏振精度和灵敏度。在这项工作中，我们简要描述了NVST作为偏振仪在技术上的突出特点，然后根据2017年和2019年的运行情况对其仪器偏振进行了表征。验证了利用仪器偏振校准单元（ICU）进行校准的方法是稳定可靠的。标定精度可达3 $\times 10^{-3}$。基于2017年4月5日对NOAA 12645的科学观测，我们估计，经过仪器偏振校准后，Stokes $I$到Stokes $Q$、$U$和$V$的剩余串扰平均约为4 $\times10^{-3}$，与校准精度一致，接近光子噪声。偏振灵敏度（即，偏振光的检测极限）为积分时间超过20秒的$10^{-3}$的数量级。慢调制速率确实是本系统的问题。目前的NVST偏振计预计将与高阶自适应光学系统和场扫描仪集成，以实现在以下仪器更新的二维磁场矢量测量。
2019-11-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spatially coupled inversion of spectro-polarimetric image data I: Method and first results
在反演太阳光谱时，通常近似或不考虑数据中存在的图像退化效应。我们开发了一种数据简化方法，考虑到这些问题，并尽量减少由此产生的错误。通过在反演过程中考虑望远镜的衍射PSF，我们可以产生一个最适合观测数据的自洽解，同时需要比传统方法更少的自由参数。使用现实的MHD数据的模拟表明，该方法是稳定的所有分辨率，包括那些像素尺度远远超出那些可以解决0.5米望远镜，如日出SOT。应用所提出的方法，以减少全斯托克斯数据从日诺德分光偏振计的结果在显着增加的图像对比度和增加的分辨率的数据的衍射极限的望远镜在几乎所有的斯托克斯和适合的参数。由此产生的数据可以探测和解释迄今为止只能用1米级地面望远镜观察到的太阳特征。新的反演方法允许在一个大的视场太阳光谱偏振成像数据的准确拟合，同时提高噪声统计和空间分辨率的结果显着。
2012-10-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Hard X-Ray Focal-Plane Compton Spectro-Polarimeter: Detector Development and Sensitivity Evaluation
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所-空间天体物理研究所）；Kavli Institute of Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）
该研究基于CXPOL概念研制硬X射线光谱偏振仪，通过Geant4模拟与原型测试验证其性能，表明位置灵敏康普顿焦面仪器在下一代硬X射线光谱偏振测量中潜力巨大。
2026-08-04 astro-ph.IM
AOTF based spectro-polarimeter for observing Earth as an Exoplanet
地球是唯一已知的可居住行星，它是一个测试平台，以基准观测温带和更像地球的系外行星。它需要观察地球在大范围相位角的圆盘综合特征，类似于对系外行星的观察。在这项工作中，AOTF（声光可调滤波器）的基础上的实验设计，以观察光谱偏振地球的签名。光谱和偏振实验室校准的结果在这里提出了一个可能的仪器配置的简要概述。基于光谱偏振校准的结果，进行了模拟，以优化仪器设计的预期信号电平的各种观测条件。从这项研究中建立了基于AOTF的分光偏振计的有用性，并且发现，在本配置中，对于100 ms或更大的积分时间，该仪器可以实现$<0.3$ \%的线性偏振的偏振精度。讨论了仪器的设计配置和从月球轨道进行此类观测的计划。
2023-02-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
Applications of Machine Learning Algorithms In Processing Terahertz Spectroscopic Data
介绍了太赫兹平流层观测站2（STO 2）的数据处理软件和一级、二级产品的分布情况。STO 2是一架球载太赫兹望远镜，它勘测了恒星形成区域和银河平面，并产生了大约300，000条光谱。这些数据在很大程度上类似于单碟射电望远镜通常产生的光谱。然而，一小部分数据包含快速变化的条纹/基线特征和漂移噪声，使用传统的数据简化软件无法对其进行充分校正。为了处理STO 2任务的整个科学数据，我们采用了一种新的方法来找到合适的离源光谱，以减少大幅度条纹和新的算法，包括非对称最小二乘法（ALS），独立分量分析（ICA）和基于密度的空间聚类的应用程序与噪声（DBSCAN）。STO 2数据简化软件有效地将条纹的幅度从几百K降低到10 K，并将幅度基线降低到几K。1级产品通常在[CII]光谱中具有几个K的噪声，在[NII]光谱中具有~1 K的噪声。使用一个regridding算法，我们做了恒星形成区域的光谱图和银河系平面调查使用的算法采用贝塞尔-高斯核。天文学界可通过STO 2数据服务器和DataVerse获得1级和2级产品。公众也可以通过Github访问该软件。详细地址见关于数据分发的文件第4节。
2020-09-02 astro-ph.IM
A novel algorithm for high fidelity spectro-polarimetric snapshot imaging of the low-frequency radio Sun using SKA-low precursor
磁场将太阳内部与太阳大气层耦合起来，称为日冕。日冕磁场是决定日冕结构和调节耀斑、日冕物质抛射、高能粒子事件、太阳风等空间天气现象的重要参数之一。测量中、高日冕高度的磁场是一个极其困难的问题，迄今为止，还没有一种单一的测量技术可用于常规测量高日冕磁场。低频射电辐射的偏振测量是探测更高日冕高度（$>1R_\odot$）日冕磁场的理想工具。迄今为止，对太阳的大多数低频偏振观测仅限于明亮的太阳射电爆发。在这里，我们开发了一种新的算法，用于对Murchison Widefield阵列（未来的平方公里阵列（SKA）的前身）进行太阳观测的精确偏振校准。我们已经降低了仪器极化$<1\%$。我们预计，这种方法将使我们能够检测到非常低水平的极化发射的日冕热发射，这将成为一个工具，在更高的日冕高度的全球日冕磁场的常规测量。这种方法可以很容易地适用于未来的SKA，并打开了一个窗口，新的发现使用高保真度光谱偏振快照成像的太阳在低射频。
2022-07-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Linear spectropolarimetry of polarimetric standard stars with VLT/FORS2
我们减少了ESO在2010年至2016年期间观察到的6颗高度偏振和8颗非偏振标准恒星的存档线性偏振光谱数据（4000- 9000 nm），共70个时期，使用FOcal Reducer和安装在甚大望远镜上的低色散光谱仪（FORS 2）。我们提供了非常精确的标准恒星偏振测量作为波长的函数，并测试FORS 2的分光偏振模式（PMOS）的性能。我们使用非偏振的恒星来测试PMOS模式的时间稳定性，发现了一个小的（$\leq$ 0.1%），但统计上显着的，轴上仪器偏振波长的依赖性，可能是由色散元件的倾斜表面。偏振度和偏振角分别稳定在$\leq$ 0.1%和$\leq$ 0.2度的水平。我们推导出了偏振标准星的偏振波长依赖性，并发现，一般来说，结果与文献中报道的结果一致，例如Fossati等人（2007）使用FORS 1数据进行了类似的分析。重新校准的数据提供了一套非常准确的标准，可以非常可靠地用于技术和科学目的。Serkowski参数的分析显示与Whittet等人（1992）报告的宽度参数$K$存在系统性偏差。这很可能是由于在该研究中对R和I波段采用了不正确的有效波长。
2016-10-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
End-to-end design framework for compressed on-chip pixel-wise spectro-polarimeters
本文提出一种端到端设计框架，通过联合训练神经网络与去马赛克器来优化片上光谱偏振仪的滤光片布局，使仅需5个推扫步即可重建原本需109步的完整数据立方体。
2025-04-09 astro-ph.IM physics.optics
Illuminating the lantern: coherent, spectro-polarimetric characterisation of a multimode converter
The University of Sydney（悉尼大学）
本研究提出了一种基于数字非轴向全息技术的表征系统，用于测量光子灯笼的电场分布，揭示了多模转换的模式映射特性及色散特性，为天体光子学和光束成型提供了关键数据。
2026-01-08 astro-ph.IM physics.optics
Image instabilities and polarization cross-talk
HAO, NCAR（高空气象观测台，美国国家中心为大气研究）
研究探讨了大气视宁度对偏振交叉干扰的影响，并提出方法用于评估极化误差来源及改进极化仪器误差预算。
2026-02-15 astro-ph.IM
Probing the accretion geometry of black hole X-ray binaries: A multi-mission spectro-polarimetric and timing study
Indian Institute of Technology Guwahati（印度理工学院古瓦哈提分校）；Space Astronomy Group, ISITE Campus, U. R. Rao Satellite Centre（空间天体物理组，ISITE校园，乌尔·拉奥卫星中心）
本文利用 IXPE、NICER、NuSTAR 和 AstroSat 的准同时观测，对十二个黑洞X射线双星进行光谱偏振与时变分析，通过偏振度与康普顿化参数的相关性约束盘-冕几何，发现部分源存在截断盘内径向延展的冕。
2025-11-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
Interferometric Fringe Visibility Null as a Function of Spatial Frequency: a Probe of Stellar Atmospheres
我们介绍了一种观测工具的基础上可见度零点的光谱干涉条纹数据探测恒星大气的结构。在初步演示中，我们使用海军精密光学干涉仪（NPOI）的数据和恒星大气模型，以表明该工具可以用来，例如，调查临边昏暗。在恒星的光学和红外光谱干涉观测中，使用多个链接基线或多个波长的自举法，可以测量条纹可见度实部${\rm Re}(V)$消失的空间频率$u_0$。该空间频率由$u_0 = B_\perp/λ_0$确定，其中$B_\perp$是投影基线长度，$λ_0$是观察到零点的波长。由于$B_\perp$随地球自转而变化，因此$λ_0$也随之变化。如果$u_0$随波长恒定，则$λ_0$与$B_\perp$成正比地变化。任何偏离这个比例的现象都表明，恒星盘上的亮度分布会随着波长的变化而变化，这种变化可能是由于边缘变暗的变化，也可能是由于盘的角度大小的变化，或者两者兼而有之。本文介绍了利用$u_0$与$λ$的变化作为探测恒星大气结构的一种手段。使用等效均匀盘直径$θ_{\rm UD, 0}(λ_0)$，由$θ_{\rm UD, 0} = 1.22/u_0(λ_0)$，作为一个方便和直观的参数化$u_0(λ_0)$，我们证明了这一概念，通过使用模型大气计算的亮度分布$ν$蛇夫座和预测$θ_{\rm UD, 0}(λ_0)$，然后比较的预测相干平均数据从观测与NPOI。
2019-07-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Polarimetric detection of nonradial oscillation modes in the beta Cephei star beta Crucis
在这里，我们报告的偏振变化的检测由于非径向模式在仙王座β星β十字座。在这样做，我们确认40岁的预测脉动引起的偏振变化和它的效用在asteroseismology模式识别。在一种适合于其他β Cep恒星的方法中，我们将偏振测量与天基测光和档案光谱学相结合，以确定偏振测量中的主导非径向模式f2为l = 3，m = -3（Dziembowski的m约定），并确定恒星轴位置角为25（或205）+/- 8度。旋转轴相对于视线的倾斜度被推导为约。46度从偏振测量和光谱学的结合，促进识别其他模式，并允许进行星震建模。这揭示了一颗质量为14.5 +/- 0.5太阳质量的恒星和一个对流核心，包含大约1000个恒星。是它质量的28%--这使得十字座β星成为有着星震年龄的最大恒星。
2022-05-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
The polarimetric imaging mode of VLT/SPHERE/IRDIS I: Description, data reduction and observing strategy
上下文偏振成像是对原行星盘进行高对比度成像和表征的最有效技术之一，并有可能有助于表征系外行星。VLT/SPHERE包含具有双光束偏振成像（DPI）模式的红外双波段成像仪和光谱仪（IRDIS），能够获得高对比度和分辨率的线偏振图像。目标。我们的目标是提供一个概述IRDIS/DPI和研究其光学设计，以改善观测策略和数据简化。方法.对于TW Hya的H-波段观测，我们比较了两种数据减少方法，以不同的方式校正仪器偏振效应：最小化的噪声图像，和基于偏振模型的校正方法，我们提出了本研究的论文II。结果我们使用TW Hya的观测来说明数据的减少。在这颗恒星周围的原行星盘的图像中，我们检测到偏振强度和线性偏振角度的变化与指向相关的仪器配置。我们解释这些变化的仪器偏振效应，并使用我们的基于模型的校正方法校正这些影响。结论. IRDIS/DPI已被证明是一个非常成功和富有成效的高对比度偏振成像系统。但是，仪器性能取决于具体的仪器配置。我们建议调整未来的观测策略，以优化极化效率，在现场跟踪模式，避免不利的反旋角。我们建议使用称为IRDAP的管道减少天空数据，该管道包括基于模型的校正方法（在论文II中描述），以最佳地考虑剩余的望远镜和仪器偏振效应，并检索入射光的真实偏振状态。
2019-09-28 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
Spectro-polarimetry at the Pic du Midi Turret Dome and new observations of the solar CaII K line
该研究总结了Pic du Midi炮塔穹顶的光谱偏振测量方法，介绍了2003年以来各版本偏振计的光学性能，并展示了利用CaII K谱线分析太阳磁场的新结果。
2023-05-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
