EMPOL: an EMCCD based optical imaging polarimeter
采用Andor 1K $\times$ 1K EMCCD探测器研制了一种光学成像偏振计，用于PRL 1.2 m望远镜卡塞格伦焦点。该光学系统是从一个较旧的单元素探测器仪器，包括一个旋转的半波片作为调制器和一个福斯特棱镜作为分析器。仪器的视场为3 $\times$ 3平方弧分。我们在本文中描述了仪器和观测方法。利用这一仪器进行了广泛的观测，涵盖了各种各样的来源，如近地小行星、彗星、林德暗星云、疏散星团和耀变体等活动星系核。在当前的通信中，我们讨论了初始校准运行的一些结果，而其他结果将在其他地方介绍。
2020-12-16 astro-ph.IM
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
Imaging Polarimeter for a Sub-MeV Gamma-Ray All-Sky Survey using an Electron-Tracking Compton Camera
X射线和伽马射线偏振测量是研究各种天体的几何和磁结构的一种很有前途的工具，如双黑洞或伽马射线暴（GRB）。然而，在少数最亮的物体中检测到了统计上显著的偏振。即使未来的偏振计使用X射线望远镜预计观察弱持续源，有没有有效的方法来调查瞬态和偶然的来源与宽视场（FoV）。在这里，我们提出了一个电子跟踪康普顿相机（ETCC）作为一个高灵敏度的伽马射线成像偏振计。ETCC基于定义明确的点扩散函数实现出色的成像，可在高达2 $π$ sr的FoV范围内提供强大的背景抑制和高调制因子。重要的是，我们证明了第一次在离轴入射和巨大的背景下使用SPring-8偏振X射线束的现实条件下的调制因子的稳定性。对于倾斜角为30 $^\circ$的离轴入射，在150 keV下测得的ETCC调制因子为0.65 $\pm$ 0.01，与130 keV下轴上入射的调制因子0.58 $\pm$ 0.02相比，ETCC的调制因子没有降低。这些测量结果与仿真结果是一致的。因此，我们发现Tanimori等人（2015年）提出的卫星ETCC将提供13 mCrab的弱持久源的全天巡天，其中10 $^{7}$ s曝光量为10%偏振，超过20个GRB下降到$6\times10^{-6}$ erg cm $^{-2}$通量和10%偏振，为期一年的观测。
2017-03-22 astro-ph.IM
The imaging properties of the Gas Pixel Detector as a focal plane polarimeter
X射线特别适合探测极端物体的物理特性。然而，尽管X射线天文学在成像，光谱学和计时方面取得了巨大的进步，但偏振测量仍然在很大程度上未被探索。我们提出了光电偏振仪气体像素探测器（GPD）作为仪器候选人，以填补超过三十年的缺乏测量的空白。GPD在望远镜的焦点上，将增加几个数量级的灵敏度。此外，由于它可以测量每个单个光子的能量、位置、到达时间和偏振角，因此允许对从光谱、光变曲线或源图像中挑选出的数据子集进行偏振测量。GPD具有固有的非常精细的成像能力，在这项工作中，我们报告了2012年在Garching（德国）马克斯普朗克研究所PANTER X射线测试设施进行的校准活动，其中，我们首次将其耦合到焦距为3.5 m的JET-X光学模块，在4.5 keV下的角分辨率为18 arcsec。这种配置是在2012年提出的X射线成像偏振探测器（XIPE）上，以响应欧空局对小型任务的呼吁。作为XIPE配置的案例研究，我们导出了脉冲星风星云和超新星遗迹等扩展源的成像和偏振性能，还讨论了通过将探测器与先进光学器件耦合可能的改进，具有更精细的角分辨率和更大的有效面积，以更详细地研究扩展对象。
2014-03-27 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
Data Reduction Techniques for High Contrast Imaging Polarimetry. Applications to ExPo
成像偏振测量是探测和表征系外行星和星周环境的有力工具。偏振测量法允许分离来自非偏振源（如恒星）和偏振源（如行星或原行星盘）的光。未来的设施，如VLT的SPHERE或E-ELT的EPICS，将结合成像偏振测量来探测系外行星。极端偏振仪（ExPo）是一种双光束成像偏振仪，目前可以达到10^5的对比度，足以表征星周环境。我们提出了一个双光束成像偏振仪，可以达到10^5的对比度的数据简化步骤。分析了在威廉·赫歇尔望远镜（WHT）上用Expo获得的数据。本文讨论了一颗非极化恒星和一个原行星盘（御夫座AB）的仪器伪影和噪声源。快速调制和双光束技术的结合使我们能够最大限度地减少仪器伪影。当处理大对比度时，适当的数据处理和图像对齐是基本的。成像偏振测量被证明是一种强有力的方法，即使没有日冕掩模或自适应光学系统来解决拱星环境。
2011-05-15 astro-ph.IM
B-BOP, the SPICA Imaging Polarimeter
我们介绍了未来欧空局-日本宇宙航空研究开发机构SPICA远红外空间观测站上的偏振照相机B-BOP仪器。B-BOP将允许在各种天体物理环境中研究磁场，这要归功于其前所未有的测量亚毫米光线偏振的能力。B-BOP产生的地图将不仅包含总功率的信息，而且还包含偏振度和偏振角的信息，同时在三个光谱带（70，200和350微米）中。B-BOP探测器是超灵敏的硅测辐射热计，对偏振非常敏感。它们的NEP接近10 E-18 W/sqrt（Hz）。我们将介绍仪器的光学和热架构，我们将详细介绍测辐射热计的设计，我们将根据初步的实验室工作展示仪器的预期性能。
2021-02-15 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
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
WALOP-South: A Four Camera One Shot Imaging Polarimeter for PASIPHAE Survey. Paper I -- Optical Design
WALOP-South仪器将安装在南非的1米SAAO望远镜上，作为PASIPHAE方案的一部分，在光学波段对银河系极地区域进行线性成像偏振调查。设计用于在$35\times35$弧分视场内实现$0.05~\%$的偏振灵敏度，它将能够在$0.5~μm - 0.7~μm$之间的SDSS-r宽带和窄带滤波器中在单次曝光中测量斯托克斯参数I、q和u。对于每次测量，将在四个检测器上创建对应于仪器坐标系中的0度、45度、90度和135度的线性偏振角的四个全场图像，可以使用差分光度法从所述四个检测器中找到斯托克斯参数。在设计光学系统时，主要的挑战包括校正用作分析器的大分裂角Wollaston Prisms引入的色散以及来自整个场的其他像差，以在检测器处获得成像质量PSF。我们提出了WALOP-南仪器的光学设计，它克服了这些挑战，并为整个视场提供了近距离可见的有限PSF。
2021-02-18 astro-ph.IM
Imaging Spectropolarimeter for Multi-application Solar Telescope at Udaipur Solar Observatory: Characterization of polarimeter and preliminary observations
多用途太阳望远镜（Multi-Application Solar Telescope，MAST）是一台离轴50厘米的格里高利望远镜，最近在乌代布尔太阳天文台（Udaipur Solar Observatory，USO）开始运行。为了了解太阳磁场和速度场的演变和动态，正在研制一种成像分光偏振计，作为多天线空间望远镜的后端仪器之一。该系统由窄带滤光片和偏振计组成。偏振计包括一个线性偏振器和两组液晶可变延迟器（LCVR）。该仪器用于同时观测617.3 nm和854.2 nm的谱线，这两条谱线分别形成于光球层和色球层。在本文中，我们提出的结果，从表征的LCVR的谱线的利益和响应矩阵的偏振计。我们还提出了初步的观察使用分光偏振仪获得的活动区域。为了验证，我们比较了Stokes观测的活动区太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）和MAST观测的谱线617.3 nm。考虑到MAST观测的有限性，我们发现两个观测之间有很好的一致性。
2017-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Imaging reconstruction method on X-ray data of CMOS polarimeter combined with coded aperture
本文提出基于期望最大化算法的成像重建方法，用于Si CMOS传感器结合编码孔径的硬X射线偏振仪，实验证明其重建精度优于平衡相关法，背景噪声降至17%，提升了立方星硬X射线成像偏振测量的可行性。
2024-07-07 astro-ph.IM physics.ins-det
SPARC4: A Simultaneous Polarimeter and Rapid Camera in 4 Bands
本文介绍了一种新的天文仪器的基本概念：SPARC 4-四波段同时偏振仪和快速照相机。SPARC 4在一个仪器中结合了：（一）光度测定和偏振测定模式;（二）光度测定模式的亚秒级时间分辨率和偏振测定模式的极好时间分辨率;（三）两种模式的四个宽带同时成像。这一组合将使SPARC 4成为地面光学观测站的一个独特设施。目前，该项目正处于概念设计阶段。
2011-08-17 astro-ph.IM
Millimeter-Wave Polarimeters Using Kinetic Inductance Detectors for TolTEC and Beyond
微波动力学电感探测器（MKID）为下一代毫米波宇宙学和天文学实验所需的大型偏振计，成像和光谱仪阵列提供了一条引人注目的道路。我们描述了为50米大型毫米波望远镜（LMT）建造的TolTEC毫米波成像偏振计的馈源耦合MKID探测器的发展。TolTEC的观测计划于2019年初开始。TolTEC将包括$\sim$ 7，000个偏振敏感MKID，并将代表第一个在单片150 mm直径硅片上制造和部署的MKID阵列-这是未来使用超过$10^5$探测器进行大规模实验的关键一步。TolTEC将在1.1、1.4和2.0 mm的观测波段工作，并将使用二向色滤光片为每个通带定义一个物理上独立的焦平面，从而使偏振计能够使用简单的、直接吸收的电感结构，这些结构与入射辐射阻抗匹配。这项工作是NIST-Boulder更大计划的一部分，该计划旨在开发基于MKID的探测器技术，用于从毫米波到X射线的广泛光子能量范围。我们提出了详细的像素布局，并描述了方法，工具和灵活的设计参数，使该解决方案可以在毫米和亚毫米波段的任何地方使用进行优化。我们还提出了在1.1毫米波段工作的原型设备的测量，并将观察到的光学性能与模型和模拟预测的光学性能进行比较。
2018-03-08 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
Solvepol: a reduction pipeline for imaging polarimetry data
我们提出了一个新的，完全自动化的数据管道：Solvepol，旨在减少和分析偏振数据。它已经优化了圣保罗大学天文学、地球物理和大气科学研究所（IAG）的成像数据，方解石Savart棱镜板IAGPOL偏振计。Solvepol也是宽视场光学偏振计的还原管道的基础，该偏振计将执行南方POL，对偏振南方天空的调查。Solvepol是使用交互式数据语言（IDL）编写的，基于我们的旋光组开发的图像简化和分析工具（IRAF）任务pccdpack。我们提出并讨论了减少标准星和其他领域的数据，并将这些结果与IRAF环境中获得的结果进行比较。我们的分析表明，Solvepol，除了是一个完全自动化的管道，产生的结果与减少pccdpack和文献中报道的结果一致。
2016-12-20 astro-ph.IM
Neural network analysis of X-ray polarimeter data
本章提出基于深度神经网络的方法，通过从二维光电子径迹图像提取信息并剔除无效事件，提升X射线偏振计观测的灵敏度，在IXPE模拟中使最小可探测偏振改善<0.75倍。
2022-06-21 astro-ph.IM
A Focal-plane X-ray Polarimeter with Spectral and Timing Capabilities for Future Missions
INAF Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所）；Physikalisches Institut, Universität Bonn（波恩大学物理研究所）；Padua University（帕多瓦大学）；Università di Ferrara（费拉拉大学）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）
该研究研发了一种兼具光谱与计时能力的焦平面X射线偏振计原型，基于Ar/DME气体和Timepix3读出ASIC，可在2-30 keV波段实现高灵敏度偏振测量，适配未来高能天体物理观测任务。
2026-08-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
High-resolution, high-sensitivity, ground-based solar spectropolarimetry with a new fast imaging polarimeter
上下文微弱和小尺度太阳磁场的遥感对于太阳物理学中一些重要的未决问题具有极大的相关性。这就要求获得具有高空间分辨率（0.1弧秒）和低噪声（连续强度的1 e-3至1 e-5）的分光偏振数据。从地面获得这些测量的主要限制是大气视宁度和视宁诱导串扰（SIC）所产生的图像分辨率的降低。目标。我们介绍的原型快速太阳偏振计（FSP），一种新的地面，高节奏的偏振仪，解决了上述的限制，产生的数据，最适合的应用程序的事后图像恢复，并在100 Hz的调制频率，以减少SIC。结果pnCCD相机达到400 fps，同时保持高占空比（98.6%）和非常低的噪声（4.94 erms）。调制器被优化为在可见光谱范围内具有高（> 80%）的总偏振效率。这允许FSP每秒获得100个光子噪声限制的全斯托克斯测量。我们发现，在窄带、非调制、安静太阳测量中存在的视宁度诱导信号（a）在积分7.66分钟后低于噪声（7 e-5），（b）在积分1.16分钟后低于噪声（2.3e-4），以及（c）在通过多目标多帧盲解卷积恢复情况（b）后略高于噪声（4 e-3）。此外，我们还证明，通过仅使用活动区域的窄带图像（低SNR为13.9），我们可以大约每2秒获得一组完整的高质量恢复测量结果。
2016-04-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Demonstration of Ultra-Sensitive KIDs for Future THz Space Borne Polarimeters
本文展示了1.5 THz下泄漏透镜天线耦合KIDs的偏振纯度测量与模拟，积分交叉偏振达-21.5 dB，与理论吻合，结合低噪声等效功率，证明其是大规模高性能成像偏振仪的优秀候选者。
2025-08-11 astro-ph.IM
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
Electronics design and development of Near-Infrared Imager, Spectrometer and Polarimeter
印度拉贾斯坦邦阿布山MIRO Gurushikhar即将安装的2.5米红外望远镜的多功能近红外仪器NISP正在艾哈迈达巴德的PRL开发。NISP将具有宽视场（FOV = 10' x 10'）成像、中等（R=3000）光谱和成像偏振测量操作模式。它是基于Teledyne的0.8至2.5微米灵敏度2048 X 2048 HgCdTe（MCT）阵列探测器设计的。光学、机械和电子子系统正在PRL内部设计和开发。HAWAII-2 RG（H2 RG）探测器将与控制SIDECAR ASIC一起安装在液氮填充的低温冷却杜瓦内。用于H2 RG和ASIC的基于FPGA的控制器将在室温下安装在杜瓦瓶外部。智能步进电机将促进滤光轮和光学组件的运动，以实现不同的操作模式。探测器和ASIC温度由Lakeshore的温度控制器（TC）336进行伺服控制。此外，TC将监测几个低温温度，以进行仪器的健康检查。望远镜上的探测器、运动和温度控制器将连接到USB集线器和光纤收发器。远程终端收发器的远程主机接口将配备内部开发的GUI软件，以控制NISP的所有功能。NISP电子的设计和开发方面将在这次会议上提出。
2020-12-16 astro-ph.IM
WALOP-South: a four camera one shot imaging polarimeter for the PASIPHAE survey. Paper III -- PSF modelling
School for Physical Sciences, National Institute of Science Education and Research（国家科学教育与研究大学物理科学学院）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国家研究所）；Astrophysics division, National Center for Nuclear Research（国家核研究中心天体物理学部）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理学中心）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Cahill Center for Astronomy and Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院凯尔天体物理学中心）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊基础研究与技术基金会天体物理研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
本文针对WALOP型宽视场偏振计，提出基于偏振形小波的点扩散函数测光框架及高效建模方法，通过处理星体质心位移实现高精度测光，满足PASIPHAE巡天偏振科学要求。
2026-07-14 astro-ph.IM
Equalizing the Pixel Response of the Imaging Photoelectric Polarimeter On-Board the IXPE Mission
本文针对IXPE任务中气体像素探测器像素增益约20%的变化问题，提出一种基于等效事件下像素平均电荷比较的均衡方法，以改善径迹重建和能量分辨率。
2023-03-15 astro-ph.IM physics.ins-det
Imaging Polarimetry of the 2017 Solar Eclipse with the RIT Polarization Imaging Camera
在过去的十年中，基于微偏振器阵列的成像偏振计已经被开发用于地面遥感和计量应用。基于微偏振器的传感器比具有类似光谱响应和快照能力的其他偏振计小得多，机械上更坚固。为了确定这些新的偏振仪在天文应用中的适用性，我们开发了RIT偏振成像相机来研究这些设备的性能，特别注意低信噪比。我们在实验室中通过确定每个像素的相对吞吐量、效率和方向（作为波长的函数）来表征器件性能。使用由此产生的像素响应模型，我们开发了孔径测光和成像偏振观测模式的解调程序。我们发现，使用电流校准，RITPIC能够检测到小于0.3%的偏振信号。为了证明RITPIC校准的稳定性及其极端的便携性，我们在2017年日全食期间在俄勒冈州马德拉斯对日冕进行了成像偏振测量。我们测得的最大偏振度为~ 46%，这与汤姆逊散射日冕预测的最大值吻合得很好。同样，我们发现线偏振的角度与切向方向没有很大的偏差。这些传感器提供的数据收集、校准和分析相对容易，这表明它们可能成为许多天文目标的重要工具。
2019-09-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
GASP - Galway Astronomical Stokes Polarimeter
戈尔韦天文斯托克斯偏振计（GASP）是一种基于幅度偏振计的超高速全斯托克斯天文成像偏振计。它已被开发来解决非常快速的随机，毫秒级的变化，如光学望远镜，RRAT和磁激变变量的对象。GASP没有移动部件或调制组件，因此只需一次曝光就可以测量完整的斯托克斯矢量-使其成为天文学的独特之处。此外，确定全斯托克斯矢量所需的时间仅受所用探测器的时间分辨率和入射光子通量的限制。GASP利用修改的菲涅耳菱形，其充当高度消色差的四分之一波片和分束器（称为RBS）。在这里，我们介绍了如何DOAP的工作原理，偏振计的一些光学设计，并给出一些初步的结果。校准是所有偏振计都要面对的一个重要而困难的问题，尤其是在天文偏振计中。本文介绍了适用于这类偏振计的定标技术，特别是Compain & Drevillon的本征值定标法
2009-05-01 astro-ph.GA 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
Development of the X-ray polarimeter using CMOS imager: polarization sensitivity of a $1.5~{\rm μm}$ pixel CMOS sensor
本研究针对cipher项目开发X射线成像偏振仪，通过光束实验评估佳能1.5μm像素CMOS传感器的调制因子，其在6–22keV范围超2.5μm传感器，还推断探测层厚度，为更灵敏偏振仪开发提供方向。
2024-05-29 astro-ph.IM
Astronomical Polarimetry with the RIT Polarization Imaging Camera
在过去的十年中，基于微偏振器阵列的成像偏振计已经被开发用于地面遥感和计量应用。基于微偏振器的传感器比具有类似光谱响应和快照能力的其他偏振计小得多，机械上更坚固。为了确定这些新的偏振仪在天文应用中的适用性，我们开发了RIT偏振成像相机来研究这些设备的性能，特别注意低信噪比。我们在实验室中通过确定每个像素的相对吞吐量、效率和方向（作为波长的函数）来表征器件性能。使用由此产生的像素响应模型，我们开发了孔径测光和成像偏振观测模式的解调程序。我们发现，使用当前的校准，RITPIC是能够检测小到$\sim0.3\%$的偏振信号。这些传感器提供的数据收集、校准和分析相对容易，这表明它们可能成为许多天文目标的重要工具。
2018-04-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Towards imaging-spectro-polarimetry of solar flares in the X-rays
针对太阳耀斑 X 射线偏振测量缺乏高显著性与成像能力的问题，提出气体光电偏振计结合多层龙虾眼光学装置的任务概念，实现全日面监测下的成像-光谱-偏振联合观测。
2024-07-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Readout system with on-board demodulation for CMB polarization experiments using coherent polarimeter arrays
B模是宇宙微波背景（CMB）极化的一种特殊模式。对它们的探测是原始引力波的确凿证据。CMB偏振实验的一般策略是采用大量的偏振计来改善统计。Q/U成像实验T-II（QUIET-II）已被提议使用世界上最大的相干偏振仪阵列（2,000个通道）来检测B模式。使用QUIET的偏振计的独特检测技术是一种调制/解调方案，使我们能够直接提取偏振信号。提取的信号没有非极化分量和固有的1/f噪声。我们为QUIET-Ⅱ实验研制了一套具有星上解调功能的数据读出系统。我们采用了“主”时钟策略。该策略保证了偏振计调制和ADC模块解调之间的相位匹配。单个主机生成所有载波时钟并将其分配给每个模块。所开发的电子器件、时钟模块和ADC模块满足要求。通过与实际系统相似的设置进行测试，证明该系统工作正常。所有系统组件的性能均经验证适用于B模式测量。
2012-02-10 astro-ph.IM physics.ins-det
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
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
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
WALOP-South: A wide-field one-shot linear optical polarimeter for PASIPHAE survey
WALOP（广域线性光学偏振计）-南，将安装在南非1米SAAO望远镜上，是目前正在开发的两个WALOP仪器中的第一个，用于进行PASIPHAE调查。WALOP仪器计划于2021年投入使用，将用于测量SDSS-r宽带中$10^{6}$恒星周围的线性偏振，具有$0.1~\%$偏振精度，覆盖银河系极地地区的4000平方度。单次线性偏振测量、高偏振精度（$< 0.1~\%$）和偏振灵敏度（$< 0.05~\%$）以及$35\times35~arcminutes$的大视场（FOV）的综合能力使WALOP-South成为一种独特的天文仪器。在单次曝光中，它被设计用于测量SDSS-r宽带和窄带滤波器中$500-700~nm$之间的斯托克斯参数$I$、$q$和$u$。在每次测量期间，对应于$0^{\circ}$、$45^{\circ}$、$90^{\circ}$和$135^{\circ}$的偏振角的全场的四个图像将在四个检测器上成像，并且对这些图像执行差分测光将产生斯托克斯参数。WALOP-South仪器设计中的主要挑战包括：（a）在光学设计中，校正用作偏振分析仪的大分裂角Wollaston棱镜引入的光谱色散以及来自宽视场的像差，以及（b）使光学机械设计遵守在所有温度条件下以及望远镜指向位置下获得良好成像和偏振性能所需的公差。我们提出的光学和光学机械设计的WALOP南，克服了这些挑战。
2021-02-18 astro-ph.IM
Note concerning a high spectral resolution slicer for imaging spectro-polarimetry with the new generation Multichannel Subtractive Double Pass (MSDP) onboard the future EST telescope
针对未来欧洲太阳望远镜（EST）的成像光谱偏振需求，提出适配MSDP的高光谱分辨率切片器，可结合AO实现高频率光球动力学与磁场观测数据立方体重构。
2023-11-09 astro-ph.IM
Fine pitch CdTe-based Hard-X-ray polarimeter performance for space science in the 70-300 keV energy range
X射线天体物理源几乎完全通过成像，光谱和定时分析来表征。然而，由于中子星或黑洞中存在的某些辐射机制仍不清楚，因此需要更多的观测参数。偏振测量将在区分不同的X射线发射模型中发挥关键作用。这种能力成为下一代高能空间提案的强制性要求。我们已经开发了一种基于CdTe的细间距成像光谱仪，Caliste，能够响应这些新的要求。在580微米的间距和1 keV的能量分辨率为60 keV时，我们能够准确地重建光子的入射通量的偏振角和偏振分数，这些光子在晶体内康普顿扩散后散射90°。由于其在成像和光谱测定方面的高性能，Caliste成为高能偏振测量的强大设备。在本文中，我们提出了这种测量的原理和获得的结果：一方面，我们描述了我们已经开发的模拟工具，以预测在50-300 keV的能量范围内的极化性能。另一方面，我们比较模拟结果与实验数据在ESRF ID 15 A（欧洲同步辐射设施）使用单能量偏振光束之间的35和300千电子伏的调整。我们表明，它是可能的，与此检测器，以确定高精度的偏振参数（方向和分数）为不同的照射条件。应用一个明智的能源选择我们的数据集，我们达到了显着的灵敏度水平，其特征在于在200-300千电子伏范围内的最佳品质因数为0.78。我们还评估了我们的设备在70千电子伏，其中硬X射线镜已经可用的灵敏度;测得的Q因子为0.64，在70千电子伏。
2015-05-05 astro-ph.IM hep-ex
Zero-polarization candidate regions for calibration of wide-field optical polarimeters
本文旨在解决宽视场光学偏振计校准耗时的问题，通过在低消光、高银纬区域寻找包含多颗偏振可忽略恒星的天空区域，最终在12个候选区域中确认至少9个可用于零点校准。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Visible-Light High-Contrast Imaging and Polarimetry with SCExAO/VAMPIRES
本文介绍了集成于Subaru望远镜SCExAO的VAMPIRES可见光高对比度成像偏振计的重大升级，通过引入qCMOS探测器、日冕仪等新组件显著提升了观测性能，并展示了其在星周盘、亚恒星伴及太阳系天体研究中的强大能力。
2024-10-16 astro-ph.IM
First flight of the Gamma-Ray Imager/Polarimeter for Solar flares (GRIPS) instrument
太阳耀斑伽马射线成像仪/偏振计（GRIPS）是一个球载望远镜，旨在研究太阳耀斑粒子加速和传输。我们描述了GRIPS在2016年1月的首次南极长时间飞行，并报告了初步校准和科学结果。电子和离子动力学、粒子丰度和太阳耀斑中的周围等离子体条件可以通过用增强成像、光谱学和偏振测量法检查硬X射线和伽马射线发射（20千电子伏至10兆电子伏）来了解。GRIPS是专门设计来回答问题，包括：是什么原因导致高能电子产生HXR和高能离子产生伽马射线线之间的空间分离？相对论性电子的各向异性有多大？为什么它们能在日冕中占主导地位？被加速的物质和周围物质的成分是如何随空间和时间变化的，为什么？GRIPS对Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的关键技术改进包括3D位置敏感锗探测器（3D-GeDs）和单栅多间距旋转调制器（MPRM）准直器。3D-GeD具有几百keV的光谱FWHM分辨率和1 mm $^3$的空间分辨率$<$。对于康普顿散射的光子，通常为$\gtrsim$ 150 keV，可以跟踪能量沉积位点，提供偏振测量以及增强的背景减少。MPRM单网格设计提供两倍于RHESSI等双网格成像系统的吞吐量。网格由2.5 cm厚的W/Cu板条组成，具有1-13 mm可变狭缝间距，实现了12.5-162 arcsec的准连续FWHM角覆盖。该分辨率能够对各种耀斑尺寸的单独磁环足点发射成像。（来源编辑）
2016-09-27 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
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
SQUIDPOL: Seoul National University QUadruple Imaging Device for POLarimetry
Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文与空间科学研究院）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）；Seoul National University（首尔大学）；Konkuk University（建国大学）
SQUIDPOL是一种低成本多通道偏振成像设备，通过旋转半波片和金属丝网格滤光片实现线偏振测量，具备高精度偏振测量能力和标准滤光片支持。
2026-02-03 astro-ph.IM
Wide Area Linear Optical Polarimeter Control Software
本文介绍 WALOPControl 软件，用于全面控制 WALOP 偏振计及其滤光轮、CCD 相机、望远镜等组件，并作为 PASIPHAE 项目关键部分支持银河系尘埃与磁场研究。
2025-07-20 astro-ph.IM physics.comp-ph
A deep ensemble approach to X-ray polarimetry
Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology（卡夫利粒子天体物理与宇宙学研究所）；Stanford University（斯坦福大学）
随着美国宇航局成像X射线偏振探测器（IXPE）的发射，X射线偏振测量法将很快为高能宇宙打开一扇新的窗户。旋光仪目前受到其轨迹重建算法的限制，这些算法通常使用线性估计器并且不考虑单个事件质量。我们提出了一种现代深度学习方法，用于最大限度地提高使用成像偏振仪进行X射线望远镜观测的灵敏度，重点关注IXPE上的气体像素探测器（GPD）。我们使用了一个加权的极大似然组合预测从一个深合奏的ResNets，训练蒙特卡洛事件模拟。我们推导并应用最佳的事件加权最大化的极化信噪比（SNR）的轨道重建算法。对于典型的幂律源光谱，我们的方法改进了现有技术，对于给定的SNR，所需的曝光时间减少了约40%。
2021-11-30 astro-ph.IM cs.CV cs.LG
The X-ray Polarization Probe mission concept
X射线偏振探头（XPP）是继成像X射线偏振探测器（IXPE）之后的第二代X射线偏振仪。除了2-8 keV的成像偏振外，XPP还将在0.2-60 keV的宽带通范围内提供真正的宽带偏振。扩展的能量带通和灵敏度的提高将使得能够同时测量多个发射分量的偏振。这些测量将提供关于紧凑物体如何工作的定性新信息，并将探索基础物理学，即强场量子电动力学和强引力。
2019-07-24 astro-ph.IM
RHAPSODIE: Reconstruction of High-contrAst Polarized SOurces and Deconvolution for cIrcumstellar Environments
偏振成像是高对比度成像和星周环境表征的最有效技术之一。这些环境可以通过近红外波长的直接成像偏振测量来表征。安装在甚大望远镜上的SPHERE/IRDIS仪器以其双光束偏振成像模式提供了以高对比度和高角分辨率获取偏振图像的能力。然而，需要专门的图像处理来去除恒星光的污染、仪器偏振效应以及仪器点扩散函数的模糊。我们的目标是重建和反卷积近红外偏振信号从拱星环境。我们使用的高对比度成像红外偏振仪SPHERE-IRDIS在VLT的这些环境中获得的意见。我们开发了一种新的方法来提取极化信号使用逆方法，从检测信号形成过程的附加知识的好处。该方法包括加权数据保真度项，平滑惩罚，并考虑到仪器极化。该方法考虑了噪声统计和观测对象与仪器点扩散函数的卷积，能够精确测量星周盘的偏振强度和线偏振角。它有能力使用不完整的偏振周期，提高了观测的灵敏度。与标准方法相比，该方法提高了整体性能，特别是对于低SNR/小偏振通量。
2021-05-12 astro-ph.IM
The space coronagraph optical bench (SCoOB): 3. Mueller matrix polarimetry of a coronagraphic exit pupil
本文在SCoOB高对比度成像测试平台上构建双旋转延迟器偏振计，通过测量穆勒矩阵直接表征日冕仪出射光瞳中的偏振像差，揭示偏振如何耦合到高对比度成像残差中。
2024-06-28 astro-ph.IM
Mueller matrix maps of dichroic filters reveal polarization aberrations
仪器设计人员使用二向色滤光片将视场分成不同的光路，以便同时测量不同的光谱带。量化二向色镜的偏振像差对于预测下游入射偏振态具有重要意义，而下游入射偏振态会影响衍射极限系统的性能。一个重要的应用是系外行星成像日冕仪的前置光学。在这项工作中，埃德蒙#69-205 650 nm滚降分色的偏振特性测量使用旋转延迟器穆勒矩阵成像偏振仪。在正常和45 $^{\circ}$入射角下比较了这种商用二向色性的偏振特性。法向入射测量验证了仪器校准，因为没有观察到偏振像差。在680 nm和45 $^{\circ}$下的透射测量产生2.9 rad的延迟量和0.95的二向衰减。实际上，在630 nm处，二向色性是具有水平快轴的$λ$ /4波片。
2020-12-22 astro-ph.IM
Astronomical Applications for "Radial Polarimetry"
天空中的许多物体都表现出中心对称的偏振模式，特别是在涉及中心源周围的单次散射的情况下。利用一种新的液晶装置（"θ单元“），将像平面中的线偏振的坐标系从笛卡尔坐标系转换为极坐标系，可以改善中心对称偏振图案的观察：代替在天空中测量斯托克斯Q和U，人们只需要在新的仪器坐标系中测量斯托克斯Q'。这将有效曝光时间减少了两倍，并简化了偏振调制器的设计。根据制造商的规格和实验室中的测量，液晶装置可应用于可见光和NIR波长范围。“径向偏振计”的天文学案例包括系外行星探测、星周盘成像、反射星云和光回波、行星大气特性和太阳K日冕诊断。第一个使用θ细胞进行径向偏振测量的天文仪器是S5 T（小型综合第二太阳光谱望远镜），它精确地测量太阳边缘附近的散射偏振信号。这些观测对于理解太阳光球层和宇宙其他地方的微弱、动荡的磁场的性质和起源至关重要。一个“径向偏振仪”观测一个稍微散焦的点源，执行一次全线性偏振测量。利用光瞳平面中的θ单元，可以通过光瞳掩蔽来完全控制光束的线性偏振特性（例如，用于校准目的）。
2009-03-16 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
A proposal for imaging spectro-polarimetry with a new generation Multichannel Subtractive Double Pass (MSDP) onboard the EST telescope
本研究提出在EST望远镜的可见/红外光谱仪中集成新一代56通道多通道减法双通（MSDP），结合自适应光学与偏振计，实现高时空分辨率的二维视场光谱偏振测量，支持等离子体动力学与磁场研究。
2023-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Development and application of metamaterial-based Half-Wave Plates for the NIKA and NIKA2 polarimeters
在毫米和亚毫米波长下工作的大视场成像/偏振测量仪器是了解磁场（MF）在引导细丝物质进入星前核中的作用的基本工具，为银河系恒星形成区的物理学提供了独特的见解。除其他主题外，在银河系外的规模，活动星系核的偏振观测将使我们能够限制可能的物理条件的发射等离子体从喷流和/或探索超新星遗迹内的尘埃物理。安装在IRAM 30米望远镜上的千像素NIKA 2相机是当今天文学家在260 GHz（1.15 mm）的大视场上同时产生强度/偏振测量图的最佳工具之一。NIKA和NIKA 2中的偏振测量是通过快速调制总入射偏振来实现的。这使得最终能够安全地将小的科学信号与大的、非偏振的和强可变的大气背景隔离开来。方法：通过在光束中插入快速旋转的半波片（HWP）实现偏振调制。为了允许宽视场的观察，板必须是大的，直径超过250 mm。在12 Hz的偏振信号的调制，也需要波片足够轻。此外，这个关键的光学元件必须在传输和差分相移方面表现出最佳的电磁特性。为此，已经开发了三种超材料HWP，使用网状过滤器技术。在开发前两个单波段HWP时获得的知识被用于实现最后一个双波段HWP的更具挑战性的性能要求。第一和第三波片满足NIKA和NIKA 2仪器的要求。结果（节略）
2020-06-22 astro-ph.IM physics.optics
