Design of a Full-Stokes Polarimeter for VLT/X-shooter
X-shooter是VLT最受欢迎的仪器之一，提供300至2500 nm的瞬时光谱。我们提出了一个单一的偏振单元的设计，在偏振自由卡塞格伦焦点，服务于所有三个摄谱仪臂的X-射手。它由作为偏振分束器的方解石Savart板和作为“多色调制器”的可旋转晶体延迟器堆叠组成。由于即使是“超消色差”波片的波长范围对于X射线摄影机来说也太有限了，因此这种新型调制器被设计为在所有波长下为所有斯托克斯参数提供接近最佳的偏振效率。我们分析了调制器的设计，其偏振性能，其温度灵敏度，其偏振条纹。此外，我们提出了偏振单元的光学设计。X-shooter偏振计将提供无数的科学案例：从测量恒星磁场（例如，Ap星、白矮星、大质量恒星）来确定年轻恒星周围和超新星爆炸中的不对称结构。
2012-07-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
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
The HARPS polarimeter
我们最近委托ESO位于智利拉西拉的3.6米望远镜对HARPS光谱仪进行偏振升级。HARPS偏振计能够进行具有高灵敏度和准确度的全斯托克斯光谱偏振测量，利用HARPS的大光谱分辨率和稳定性。在本文中，我们介绍了仪器的设计和它的偏振性能。HARPSpol的第一次观测表明，它可以达到~10^-5的偏振灵敏度（在添加许多谱线之后），并且不存在显著的仪器偏振效应。
2010-10-03 astro-ph.IM
Developments of Multi-wavelength Spectro-Polarimeter on the Domeless Solar Telescope at Hida Observatory
为了同时获得多波长窗口的全斯托克斯光谱，我们在飞田天文台的圆顶太阳望远镜上研制了一种新的分光偏振计。新的偏振计包括一个安装在地平仪上的60厘米口径真空望远镜、一个图像旋转器、一个高色散摄谱仪、一个偏振调制器和一个分析器，分析器由一个连续旋转的波片和一个偏振分束器组成，波片在500 - 1100 nm范围内的延迟几乎恒定在127 $^{circ}$左右，偏振分束器位于望远镜焦点的后面。快速和大格式CMOS相机和红外相机。狭缝摄谱仪使我们能够在与相机数量一样多的波长窗口中获得光谱。我们对整个系统的仪器偏振特性进行了表征，并建立了偏振校准程序。斯托克斯Q、U和V之间的串扰被评估为约0.06% $sim$ 1.2%，这取决于固有偏振的程度。在典型的观测装置中，对于500 nm - 1100 nm，在20 - 60秒内可以实现0.03%的灵敏度。新的偏振计有望为诊断太阳大气中的三维磁场和其他矢量物理量提供一个强有力的工具。
2018-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Wavelength-Diverse Polarization Modulators for Stokes Polarimetry
太阳磁场的三维结构信息通过一系列物理过程编码在太阳辐射的偏振光谱中。为了提取这些信息，必须以高的空间、光谱和时间分辨率以高精度在各种磁敏感谱线中获得太阳光谱。需要观察许多不同的谱线驱动斯托克斯偏振仪的发展具有高度的波长多样性。我们提出了一种新的模式，用于设计的偏振调制器，工作在一个宽的波长范围内，接近最佳的偏振效率，并直接适用于下一代的多线斯托克斯偏振计。这些调制器不是通常意义上的消色差的，因为它们的偏振特性随波长而变化，但它们以最佳方式这样做。因此，我们将这些调制器称为多色调制器。我们在这里提出的理论背后的多色调制器，说明设计实例的概念，并提出了原型多色调制器的性能特性。
2010-06-18 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
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
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
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
Systematic effects induced by Half Wave Plate precession into Cosmic Microwave Background polarization measurements
测量CMB辐射偏振特性的最容易的方法是借助于基于半波片旋转的斯托克斯偏振计。目前的观测宇宙学开始受到系统效应的限制。具有旋转半波片（HWP）的斯托克斯偏振计具有通过调制辐射的线性偏振分量来减轻一长串潜在系统学的优点，但是旋转HWP的存在本身可以引入新的系统效应，这必须在控制之下，代表B模式实验设计中最关键的部分之一。在本文中，我们提出，模拟和分析的寄生信号所产生的进动的旋转HWP。我们首先找到一个解析公式的影响的系统效应引起的HWP进动的传播辐射，使用3D推广的穆勒形式主义。然后，我们进行了几个数值模拟，显示由这个系统诱导的斯托克斯参数的效果。我们还推导并讨论了卫星实验测量的B模式的影响。我们发现的斯托克斯参数的解析公式从斯托克斯偏振仪的HWP遵循一个进动运动的角度$θ_0$。我们显示的结果取决于HWP的惯性张量，旋转速度和$θ_0$。数值模拟的结果被报告为一个简单的电场的时间轴。最后，假设观测整个天空的卫星任务，我们分析了B模式测量的影响。考虑到当前B模式实验的灵敏度，这种影响是不可忽略的，因此这是一个系统的，需要在未来的实验中仔细考虑。
2019-06-17 astro-ph.CO 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
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
Full Stokes polarimetric observations with a single-dish radio-telescope
对活动星系核中的线极化和圆极化的研究可以获得有关这些天体中磁场性质的详细信息。然而，特别是圆偏振（CP）的观测，单碟射电望远镜通常是困难的，因为预期的信号很弱。通常CP是由两个大数（LHC和RHC）的（小）差导出的;因此精确的校准是绝对必要的。我们的目的是提高校准精度，包括斯托克斯参数V在常见的单碟偏振测量，允许一个完整的斯托克斯研究下检查的源。一个详细的研究，到第二阶，穆勒矩阵元素的串扰组件方面，使我们能够达到研究圆偏振所需的精度。新的校准方法已应用于100米埃费尔斯堡射电望远镜在2.8、3.6、6和11厘米处对河外源进行定期试验观测时所取得的数据。相位和振幅中的D项随时间的变化非常稳定，并且已经证实了圆偏振的几个已知值。它示出，只要一个经典的接收机和一个乘法偏振计是可用的，建议的校准方案允许一个包括斯托克斯V在标准的单碟偏振观测作为两个本地圆形输出的差异。
2009-01-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
The calibration of the vector polarimeter POLIS
在这篇学位论文中，将描述矢量偏振仪POLIS的校准。该仪器由Kiepenheuer-Institut fuer Sonnenphysik（Freiburg/Germany）与高海拔天文台（Boulder/USA）合作建造，将在特内里费岛的德国真空塔望远镜上运行。该仪器同时产生在396 nm和630 nm两个光谱范围内的光的偏振态。测量是用一个旋转的延迟器，它调制入射偏振。通过偏振分束器将调制转换为变化的强度。解调使用加权积分方案来获得辐射的全斯托克斯矢量。偏振计的校准是通过评估由线性偏振器和延迟器组成的校准单元产生的校准数据集来执行的。详细描述了该望远镜的仪器定标和偏振模型。这份文件是我2002年毕业论文的一个未经修改的版本。它的一部分在后来的出版物中被重新使用，但以一种非常压缩的方式删除了很多细节。它目前的预期用途将是作为介绍性文献偏振及其在太阳物理学中的应用，为学生。为了这个目的，我已经用过几次了。
2013-08-22 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
RoboPol: A four-channel optical imaging polarimeter
我们提出了RoboPol的设计和性能，四通道光学偏振计在希腊克里特岛的Skinakas天文台工作。RoboPol能够在一次天空曝光中测量相对线性斯托克斯参数$q$和$u$（以及总强度$I$）。虽然主要用于测量R波段点光源的偏振，但该仪器具有额外的滤光片（B、V和I），可在大视场（13.6' $\times$ 13.6'）上进行多波长成像偏振测量。我们证明了仪器在五年的运行中的准确性和稳定性。在视场的中心区域和R波段实现最佳性能。对于这样的测量，系统不确定性在分数线性偏振$p$中低于0.1%（0.05%极大似然）。在所有观测季节中，仪器偏振在$p$中变化在0.1%以内，偏振角在1 $^\circ$以内。
2019-02-22 astro-ph.IM
Random sub-Nyquist polarimetric modulator
我们表明，它是可能的偏振测量偏振与偏振计，摆脱了看到，同时仍然在一个频率远低于看到的测量。我们研究了由两个延迟器和一个分束器组成的标准偏振计。延迟器以$\sim 500$ Hz调制，该频率与地球大气中折射率变化的频率相当，这通常被称为天文观测中的视宁度。然而，我们假设相机是慢的，所以我们的测量是这些调制信号的时间积分。为了恢复视宁度的时变性，获得视宁度的Stokes参数，我们利用压缩感知理论，通过对视宁度的傅立叶系数施加稀疏性约束来解决解调问题。我们证明了这种亚奈奎斯特偏振计的可行性，使用数值模拟，在没有噪声和噪声的情况下。我们表明，一个明智的调制方案是通过随机改变调制器的快轴或其延迟以特定的方式。我们最后证明，斯托克斯参数的值可以恢复具有很大的精度，几乎最大的效率，虽然它略有下降时，观测的信噪比增加，光子噪声的存在下的复用的后果。
2016-01-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
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
The Primordial Inflation Explorer (PIXIE): A Nulling Polarimeter for Cosmic Microwave Background Observations
原始暴胀探测器（PIXIE）是一个探测器级任务，通过原始暴胀对宇宙微波背景线性偏振的独特印记来测量原始暴胀的引力波特征。该仪器由偏振迈克耳孙干涉仪组成，配置为调零偏振计，以测量来自两个共对准光束的正交线性偏振之间的差谱。任何一个输入都可以查看天空或温度控制的绝对参考黑体校准器。PIXIE将在400个光谱通道中绘制整个天空的绝对强度和线性偏振（斯托克斯I，Q和U参数），频率从30 GHz到6 THz（1 cm到50 um波长），跨越2.5个十年。多模光学器件仅使用4个探测器提供背景限制灵敏度，而高度对称的设计和多信号调制提供了对潜在系统误差的鲁棒抑制。主要的科学目标是探测和描述早期宇宙暴胀时期的线性偏振，在5个标准偏差下张量与标量之比r < 10^{-3}。丰富的PIXIE数据集还将限制从大爆炸宇宙学到第一批恒星的性质到银河系星际介质内的物理条件等物理过程。
2011-05-10 astro-ph.CO 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
Calibration of the Instrumental Crosstalk for the Near-IR Imaging Spectropolarimeter at the NST
近红外成像分光偏振仪（NIRIS）是安装在大熊太阳天文台新太阳望远镜上的偏振仪。该仪器具有最高的空间分辨率和通量。主镜是同轴型的，因此我们感兴趣的是评估其对斯托克斯参数之间的串扰的贡献，因为我们不能将我们的校准光学器件放在镜之前。我们想提出我们的努力，以补偿斯托克斯轮廓之间的串扰所造成的中继光学从望远镜到检测器。并介绍了整个数据处理流水线。
2019-09-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
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
The Measurement of Polarization in Radio Astronomy
现代的双极化接收器使射电望远镜能够表征进入星际无线电波的全极化状态。许多天文学家错误地认为偏振计是望远镜的“后端”。我们尽力劝阻读者不要相信这个概念：当涉及到测量偏振时，后端是射电望远镜最不复杂的组件。馈源、望远镜结构、碟形天线表面、同轴电缆、光纤和电子设备都可以改变接收到的天文信号的偏振状态。我们首先概述了偏振辐射，介绍琼斯和斯托克斯矢量，然后讨论建设数字化的伪斯托克斯矢量从现代的调制器的输出。我们描述了偏振观测的测量和校准过程，并说明了仪器偏振如何影响测量。最后，我们提请注意各种极化公约所产生的混乱，并强调观察员在报告极化结果时需要说明所有通过的公约。
2018-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Sunrise Chromospheric Infrared Spectro-Polarimeter SCIP: an instrument for SUNRISE III
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高等研究院 (SOKENDAI)）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学大学院理学研究系天文学专攻）
为2024年升级版SUNRISE III气球载太阳观测台开发了新型色球红外光谱偏振仪SCIP，通过观测770 nm和850 nm近红外波段的高分辨率光谱和偏振测量，研究太阳光球和色球的磁场与速度场，实现0.21角秒空间分辨率、10^5光谱分辨率和0.03%偏振灵敏度。
2026-05-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
DHARA: Data Handling and Automated Reduction pipeline for AIMPOL
Foundation for Research and Technology - Hellas（希腊研究与技术基金会）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚帕塔观测科学研究所）；University of Crete（克里特大学）；Maulana Azad National Institute of Technology（莫拉纳·阿扎德国立理工学院）
介绍用于光学线性偏振数据的自动归约与分析管道，用Python处理原始图像得斯托克斯参数，计算偏振度等，适用于单源和拥挤场观测，经多epoch验证，与文献值相符。
2026-07-07 astro-ph.IM
The Xinglong 2.16-m Telescope: Current Instruments and Scientific Projects
兴隆2.16米反射镜是我国第一台2米级天文望远镜。它由南京天文仪器厂（NAIF）、北京天文台（现中国科学院国家天文台，NAOC）和中国科学院自动化研究所于1989年共同设计和建造。它是Ritchey-Chrétien（R-C）反射器，安装在英国赤道架上，有效孔径为2.16米。在郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）和丽江2.4米望远镜建成之前，它曾是中国最大的光学望远镜达$\sim18$年。目前，卡塞格伦焦点上的主要仪器有三种：北京暗天体光谱仪和照相机（BFOSC），用于直接成像和低分辨率（$R\sim500-2000$）光谱仪; (OMR)用于低分辨率光谱仪（光谱分辨率与BFOSC的光谱分辨率相似）和光纤馈电高分辨率光谱仪（HRS，$R\sim30000-65000$）。该望远镜向中国各地的天文学家以及国际天文观测者广泛开放。每年有40多个正在进行的观测项目，其中包括6-8个重点项目。最近，一些新的技术和仪器（例如，天文频率梳校准系统、偏振计和自适应光学）已经或将要在望远镜上进行测试，以扩大其观测能力。
2016-05-30 astro-ph.IM
QUBIC VI: cryogenic half wave plate rotator, design and performances
暴胀重力波B模偏振探测是现代大角度尺度宇宙微波背景（CMB）实验的最终目标。一项巨大的努力正在进行，部署了许多地面、气球和卫星实验，使用不同的方法将这种微弱的偏振成分从入射辐射中分离出来。其中一种主要使用的技术是斯托克斯偏振测量法，其使用旋转半波片（HWP）和线偏振器来分离和调制具有低残余交叉偏振的偏振分量。本文介绍了QUBIC斯托克斯旋光仪的设计特点和性能。这些装置的一个共同系统是产生与旋转同步并与光学元件的发射率成比例的大的寄生信号。QUBIC Stokes旋光仪的一个关键特性是在低温下工作，以最大限度地减少这种不必要的分量。在低温下有效地移动这种大型光学元件构成了一个很大的工程挑战，以减少摩擦功耗。在设计阶段已经给予了很大的关注，以尽量减少部件之间的差异热收缩。旋转由放置在低温恒温器外部的步进电机驱动，以避免在低温温度下的热负载耗散。本工作中的测试和结果表明，QUBIC旋光仪可以轻松实现0.1°以下的定位精度，只需使用步进电机精度和光学绝对编码器。旋转仅在第二低温级（~ 8 K）上引起几mK的额外功率负载。
2020-11-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
The QUIET Instrument
Q/U成像实验（QUIET）旨在测量宇宙微波背景中的偏振，目标是大角度尺度（~ 1度）的暴胀引力波印记。在2008年10月至2010年12月期间，在1.4米侧馈Dragonian望远镜上顺序部署了两个独立的接收器阵列。形成焦平面的偏振计采用基于高电子迁移率晶体管（HEMT）的高度紧凑的设计，可在单个模块中同时测量斯托克斯参数Q、U和I。17单元Q波段偏振计阵列的中心频率为43.1 GHz，在该波段具有最佳灵敏度（69 uK sqrt（s））和最低的仪器系统误差，有助于在r < 0.1时的张量-标量比。84单元W波段偏振计阵列在中心频率94.5 GHz处的灵敏度为87 μ K sqrt（s）。它具有迄今为止最低的系统误差，贡献率为r < 0.01。这两个阵列一起覆盖了l= 25-975范围内的多极。这是迄今为止部署的最大的基于HEMT的阵列。本文介绍了该仪器的设计、标定、性能及系统误差的来源。
2012-07-31 astro-ph.CO astro-ph.IM
BICEP / Keck XV: The BICEP3 CMB Polarimeter and the First Three Year Data Set
我们报告了BICEP 3仪器的设计和性能，以及从2016年到2018年收集的第一个三年数据集。BICEP 3是一个52厘米口径的折射望远镜，设计用于观测95 GHz的宇宙微波背景（CMB）的偏振度角标度。它于2016年开始在南极进行科学观测，拥有2400个天线耦合过渡边缘传感器（TES）测辐射热计。该接收器首次展示了大直径氧化铝光学器件、Zotefoam红外滤光片和通量激活SQUID等新技术，与Keck设计相比，$\sim 10\times$具有更高的光吞吐量。BICEP 3在2016年、2017年和2018年分别实现了9.2、6.8和7.1 $μ\text{K}_{\text{CMB}}\sqrt{\text{s}}$的仪器噪声等效温度，并达到了5.9、4.4和4.4 $μ$ K-arcmin的Stokes $Q$和$U$图深度。组合的三年数据集在585平方度的有效区域上实现了2.8 $μ$ K-arcmin的极化图深度，这是迄今为止在95 GHz下制作的最深CMB极化图。
2021-10-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
ABORAS: polarimetric, 10cm/s RV observations of the Sun as a star
我们提出了一个双光束pOlarimetric机器人孔径的太阳（ABORAS）的描述，作为一个专用的斯托克斯V偏振器的HARPS 3高分辨率光谱仪的太阳输入。ABORAS有三个主要的科学驱动力：试图了解恒星变化背后的物理学，跟踪HARPS 3的长期稳定性，并通过将地球RV信号注入数据，作为HARPS 3探测地球大小系外行星的基准。根据设计，ABORAS（与HARPS 3仪器一起）将能够测量集成太阳盘RV的10 cm/s变化，并通过圆偏振光检测低于1高斯水平的集成磁场水平。
2022-07-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Latest NIKA results and the NIKA-2 project
NIKA（New IRAM KID Arrays）是安装在Pico Veleta（西班牙）的IRAM（Institut de RadioAstronomie Millimetrique）30米望远镜上的双波段成像仪器。两个不同的动态电感探测器（KID）焦平面允许相机同时成像约2弧分的视场在频带125至175 GHz（150 GHz）和200至280 GHz（240 GHz）。2013年6月最后一次试运行期间实现的灵敏度和稳定性允许向普通观察员开放仪器。我们在这里报告最新的结果，特别是在灵敏度方面，现在可以与最先进的过渡边缘传感器（TES）测辐射热计，相对和绝对测光相媲美。我们简要介绍了下一代NIKA-2仪器，由IRAM选择占据，从2015年，连续成像仪/偏振计插槽在30米望远镜。
2014-09-10 astro-ph.IM
Universal focal reducer for small telescopes
本文旨在纪念Victor Afanasiev博士及其巨大的遗产。该报告重点介绍了在SAO RAS的1米蔡司-1000望远镜上测试的两种新仪器的能力：斯托克斯偏振计（StoP）和MAGIC焦减速器。这些仪器是为研究活动星系核（AGN）而优化的，系统地，这些仪器适用于各种小型望远镜任务。对于直接图像，StoP和MAGIC的视场分别为6'和13'。StoP设备允许使用双沃拉斯顿棱镜进行光度观测和偏振观测;光谱模式被添加到MAGIC。对于14等的星状目标，在视宁度为1”的中波段滤光片中，总曝光时间为20分钟，测光精度优于0.01等，偏振精度优于0.6%。用MAGIC中的体相位全息光栅获得的可用光谱范围为4000- 7200 AA，色散为2A/px。StoP和MAGIC于2020年首次亮相，并在蔡司-1000的测试模式下使用。该报告讨论了作者用新仪器获得的第一批结果，以及进一步的前景
2021-12-05 astro-ph.IM
