Detection of Spectral Variations of Anomalous Microwave Emission with QUIJOTE and C-BASS
反常微波辐射（AME）是银河系在$10$ - $60\,$ GHz频率范围内扩散辐射的重要组成部分，也是研究星际介质中亚纳米尺度颗粒特性的一个新窗口。我们调查AME的形态在$\approx10^{\circ}$直径$λ$猎户座环结合强度数据从QUIJOTE实验在$11$，$13$，$17$和$19\,$ GHz和C波段全天空调查（C-BASS）在$4.76\,$ GHz，连同19个辅助数据集之间的$1.42$和$3000\,$ GHz。$1^{\circ}$分辨率下的物理参数图通过谱能量分布（SED）的马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）拟合产生，近似对数正态分布的AME分量。AME被检测到超过$20\,σ$在度尺度周围的整个环沿光解离区（PDR），与三个主要的明亮地区包含乌云。在AME峰值频率中观察到径向减小，从自由-自由区域附近的$\approx35\,$ GHz到环的外部区域中的$\approx21\,$ GHz，这是跨单个区域的AME光谱变化的第一次检测。AME峰值频率，排放量和尘埃温度之间的强相关性是一个迹象的AME峰值频率的依赖性对当地的辐射场。由光学深度归一化的AME振幅也与辐射场密切相关，给出了与旋转尘埃一致的整体图像，其中局部辐射场起着关键作用。
2021-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurements of the Intensity and Polarization of the Anomalous Microwave Emission in the Perseus molecular complex with QUIJOTE
在许多天空区域观测到异常微波发射（AME），频率范围约为10-60 GHz。最受关注的区域之一是G159.6-18.5，位于英仙座分子复合体内。在这篇论文中，我们提供了对这一区域的进一步观测（在~250度^[2]上总共观测了194小时），包括强度和偏振。它们跨越10到20 GHz之间的四个频率通道，并通过QUIJOTE收集，这是一个新的CMB实验，旨在测量CMB和银河系前景的偏振。当与其他公开的强度数据相结合时，我们实现了迄今为止测量的AME的最精确光谱，其中13个独立的数据点由该发射主导。四个QUIJOTE数据点首次独立证实了AME频谱在低频的下降，最初是由该地区的COSMOSOMAS实验揭示的。我们完成了一个准确的拟合这些数据使用模型的基础上，从旋转的尘埃颗粒的电偶极子发射，也适合这些模型所依赖的一些参数。我们还提出了偏振图的角分辨率的~1度和~25 μ K/束的灵敏度。从这些与零偏振一致的图中，我们得到了Pi<6.3%和<2.8%（95%C. L.）分别在12和18 GHz，一个频率范围，其中没有AME极化观测报告的日期。这些限制是兼容的理论预测的极化分数从电偶极子发射来自旋转尘埃颗粒。与此同时，他们排除了几种基于尘埃颗粒在单个磁畴中有序的磁偶极子发射的模型，这些模型预测了更高的极化水平。该区域未来的QUIJOTE数据可能允许对AME的极化水平进行更严格的限制。
2015-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The QUIJOTE experiment: project overview and first results
QUIJOTE（Q-U-I JOint TENERIFE）是一种新的偏振计，旨在表征频率范围为10-40 GHz的中、大角尺度的宇宙微波背景和其他银河系和河外信号的偏振。安装在第一台QUIJOTE望远镜上的多频（10-20 GHz）仪器于2012年11月从泰德天文台（2400 m a.s.l）看到了第一束光。2014年期间，在该天文台安装了第二台望远镜。第二台30 GHz的仪器将于2015年夏季在该望远镜上投入使用，第三台40 GHz的仪器目前正在开发中。如果张量标量比大于r=0.05，这些仪器将具有标称的灵敏度来检测由于原始引力波分量引起的B模式偏振。
2015-04-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Forecasting synchrotron spectral parameters with QUIJOTE-MFI2 in combination with Planck and WMAP
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天文物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本文通过模拟天空地图展示QUIJOTE-MFI2在10-20GHz频段对极化同步辐射发射的约束效果，证明其能显著降低参数不确定性，尤其在极化幅度方面提升显著。
2026-04-17 astro-ph.CO
Characterising the properties of the atmospheric emission at Teide Observatory in the 10-20 GHz range with QUIJOTE data
本文利用QUIJOTE MFI和MFI2数据表征泰德天文台10-20 GHz大气发射，改进大气模型并验证湍流特性，为CMB研究提供支持。
2025-10-22 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.ao-ph
The QUIJOTE CMB Experiment: status and first results with the multi-frequency instrument
QUIJOTE（Q-U-I JOint Tenerife）CMB实验旨在观测宇宙微波背景的偏振以及10-40 GHz频率范围内的中大角尺度的其他银河系和河外信号。两台QUIJOTE望远镜中的第一台和多频（10-20 GHz）仪器自2012年11月以来一直在运行。2014年，第二台望远镜和一台30 GHz的新仪器将准备投入使用，另一台40 GHz的仪器已进入最后设计阶段。经过三年的有效观测，如果张量与标量之比大于r = 0.05，这些望远镜和仪器获得的数据将具有检测原始引力波分量所需的灵敏度。目前，我们已经完成了北半球18000平方度的多频仪器的宽银河调查的一半。当我们在2014年初完成这项调查时，我们将在11，13，17和19 GHz的Q和U中达到每一度光束约14μK。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.IM
QUIJOTE scientific results -- XVIII. New constraints on the polarization of the Anomalous Microwave Emission in bright Galactic regions: $ρ$\,Ophiuchi, Perseus and W43
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Imperial College London（伦敦帝国理工学院）；Institut d'Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；Universidad de Cantabria（坎塔布里亚大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；CNRS-UCB International Research Laboratory（法国国家科学研究中心-加州伯克利国际研究实验室）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；Xi'an Jiaotong-Liverpool University（西交利物浦大学）
本研究利用QUIJOTE-MFI及WMAP、Planck数据，通过改进泄漏校正和频率叠加，对蛇夫座ρ、英仙座和W43的异常微波发射偏振分数给出了迄今最严格的上限（<1%）。
2026-11-05 astro-ph.CO
QUIJOTE scientific results -- XIII. Intensity and polarization study of supernova remnants in the QUIJOTE-MFI wide survey: CTB 80, Cygnus Loop, HB 21, CTA 1, Tycho and HB 9
本研究利用 QUIJOTE-MFI 巡天数据测量了六个超新星遗迹的强度与偏振光谱，证实了部分遗迹的弯曲幂律谱特征，发现成熟遗迹射电光谱指数更平坦，并给出了反常微波辐射上限。
2023-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Precise absolute astrometry from the VLBA imaging and polarimetry survey at 5 GHz
在本文中，我们提出了准确的位置857来源于天体测量分析16个11小时的实验，从甚长基线阵列成像和偏振测量调查在5 GHz（VIPS）。在观测到的源中，有430个物体的位置以前没有以毫弧秒的精度确定。对于95%的源，其位置的不确定性范围从0.3到0.9质量，中值为0.5质量。这种估计的准确性证实了386源的位置，以前在天体测量计划中同时观察到的2.3/8.6 GHz的比较。令人惊讶的是，电离层的贡献，群延迟充分建模与使用来自GPS观测的总电子含量地图，只有轻微影响源坐标的估计。
2011-08-02 astro-ph.CO
CMB foreground measurements through broad-band radio spectro-polarimetry: prospects of the SKA-MPG telescope
精确测量前景同步辐射污染了微弱的偏振宇宙微波背景辐射，是下一代宇宙微波背景实验的主要挑战。为了解决这个问题，正在2至40 GHz之间的无线电频率进行专门的前景测量实验。前景偏振同步辐射测量是特别具有挑战性的，主要是由于在法拉第旋转的存在下的复杂的频率依赖性，并且最好通过在频率$\lesssim 5$ GHz的宽分数带宽偏振测量来恢复。工作在1.7 ~ 3.5GHz（S波段）的15米SKA-MPG望远镜将为测量前景偏振同步辐射提供一个独特的机会。在这里，我们提出了一个南方天空调查的范围在S波段在1度角分辨率，并探讨其应用强大的技术，如斯托克斯$Q$，$U$拟合和RM合成的额外优势。用这台望远镜进行的南天偏振巡天，与其他正在进行的稍高频率的工作相结合，将为建模和外推前景偏振同步辐射到CMB频率（$\gtrsim80$ ~GHz）提供极好的频率覆盖范围，均方根亮温优于10 nK/1度$^2$。我们发现，这项调查将是至关重要的了解法拉第去极化的影响，特别是在低银河系纬度地区。这将允许更好的前景清理，从而将大大有助于进一步改进成分分离分析，并增加可用于\textit{Planck}数据宇宙学分析的天空面积，以及未来的\textit{LiteBIRD}任务。
2019-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Corrugated Silicon Platelet Feed Horn Array for CMB Polarimetry at 150 GHz
下一代宇宙微波背景（CMB）偏振各向异性测量将采用具有600多个毫米波探测器的焦平面阵列。我们利用高分辨率光刻和晶圆级蚀刻工具，以高度对称的光束，低交叉偏振和低旁瓣的硅波纹血小板饲料的平面阵列。设计了一种工作频率为150 GHz的紧凑型镀金波纹硅馈电，其性能与电铸馈电相当：插入损耗~-0.2 dB，120~170 GHz回波损耗<-20 dB，旁瓣<-25 dB，交叉极化<-23 dB。我们目前正在制造一个直径为50毫米的阵列与84喇叭组成的33硅血小板作为原型的SPTpol和ACTpol望远镜。我们的制造设施允许阵列直径达150毫米。
2010-07-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
JVLA S and X-band Polarimetry of the Merging Cluster Abell 2256
本文报道了一个合并星系团Abell 2256的偏振测量结果。Jansky Very Large Array（JVLA）我们用JVLA在C阵列配置中的S波段（2051-3947 MHz）和X波段（8051-9947 MHz）进行了新的观测，并在该集群中检测到来自无线电遗迹、源A和源B的显著极化发射。利用修正的均分公式计算了射电遗迹的总磁场强度为1.8-5.0 microG。利用法拉第旋转测量的色散，估计朝向源A和B的磁场强度分别为0.63-1.26 microG和0.11-0.21 microG。一个极高的线性偏振度，高达~ 35%，大约是最大偏振的一半，被探测到朝向无线电遗迹，这表明在梁的大小上磁力线是高度有序的（~ 52 kpc），射电遗迹的分数极化从~ 35%下降到~ 20随着频率降低，在3GHz附近，并且在1.37和3GHz之间几乎恒定。这两个分析与去极化模型和法拉第层析成像表明多个去极化组件对无线电遗物，并暗示湍流磁场的存在。
2015-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
QUIJOTE scientific results - XX. Commissioning and First Results from the Thirty and Forty Gigahertz Instrument (TFGI)
Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie, Université Grenoble Alpes, CNRS/IN2P3（亚原子物理与宇宙学实验室，格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心/法国国家粒子物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Universidade da Coruña, CITIC（科鲁尼亚大学，信息技术创新中心）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU, WPI), UTIAS, The University of Tokyo（Kavli宇宙物理与数学研究所（ Kavli IPMU, WPI），UTIAS，东京大学）；Instituto de Fisica de Cantabria (IFCA, CSIC-UC)（坎塔布里亚物理研究所（ IFCA, 西班牙国家研究委员会-坎塔布里亚大学））
该研究介绍了TFGI的调试情况与首批观测结果，验证了其性能，外推后显示该仪器有望在5.7年内达到目标偏振灵敏度，支撑北天宇宙学偏振巡天。
2026-08-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Multi-frequency polarimetry of a complete sample of PACO radio sources
我们提出了高灵敏度的偏振观测，在6个波段覆盖5.5-38 GHz的范围内的一个完整的样本53紧凑的河外射电源亮度超过200毫焦耳在20 GHz。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行的观测达到了91%的检测率（5西格玛）。在这个频率范围内，大约95%的源的光谱在总强度和偏振方面都很好地符合双幂律，但在这两种情况下，光谱形状通常是不同的。大多数源被分类为陡峭或峰值光谱，但不到50%的总分类和偏振强度相同。偏振度随通量密度和频率的变化趋势不明显，陡谱源总强度的平均变率指数随频率的增加有4-5年的滞后，而其它源和8年的滞后没有明显的变化趋势。在极化，变异指数，这只能计算为8年的滞后，是大大高于总强度，并没有显着的频率依赖性。
2016-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polarimetry of the transient relativistic jet of GRB 110328 / Swift J164449.3+573451
我们提出了深红外（Ks波段）成像偏振和无线电（1.4和4.8 GHz）偏振的神秘的瞬态斯威夫特J164449.3+573451。这个来源似乎是一个短暂的喷流现象，在一个星系的红移z = 0.354，激活了突然的质量吸积到中央的大质量黑洞，可能是由恒星的潮汐破坏。我们的目标是通过线性偏振法找到这种情况下的证据，因为线性偏振是一个敏感的探针射流物理，源的几何形状和各种机制引起的观察到的辐射。我们找到了一个正式的Ks波段偏振测量P_lin = 7.4 +/-3.5%（包括系统误差）。我们的无线电观测显示，源的持续增亮，这允许灵敏地搜索线性偏振作为时间的函数。我们没有发现任何证据的线性极化在无线电波长为1.4 GHz和4.8 GHz的任何时期，最敏感的3西格玛极限深为2.1%。这些上限与无线电发射是由相对论性喷流与密集的环源介质相互作用产生的情景的预期一致。我们进一步演示了如何偏振特性可以用来获得斯威夫特J164449.3+573451中的射流的属性，利用这个源和余辉的伽马射线暴之间的相似性。
2011-12-13 astro-ph.CO
The QUIJOTE Experiment: Prospects for CMB B-MODE polarization detection and foregrounds characterization
QUIJOTE（Q-U-I JOint TEnerife）是一个实验，旨在实现CMB B模式偏振检测，如果B模式振幅大于r = 0.05，则足以检测原始引力波分量。它由安装在西班牙加那利群岛泰德天文台的两台望远镜和三台仪器组成，在10-42千兆赫频率范围内进行观测。观测策略包括三个光栅扫描深度积分领域的宇宙学，一个名义上广泛的调查，涵盖北天空和特定的光栅扫描深度积分观测在特定的利益。介绍了该项目的主要目标，并回顾了第一台仪器取得的第一批科学成果。
2018-02-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
A search for linear polarization in the active galactic nucleus 3C 84 at 239 and 348 GHz
我们报告了在观测频率为239 GHz和348 GHz（对应于静止帧频率为243 GHz和354 GHz）的活动星系核（AGN）3C 84（NGC 1275）中对线偏振的搜索。我们收集的偏振数据与IRAM高原德布尔干涉仪通过地球自转偏振。我们检测不到线性偏振。我们的分析发现，在239 GHz和348 GHz，分别为0.5%和1.9%的偏振度的3西格玛上限。我们认为法拉第转换的影响是微不足道的，导致预期的圆偏振<0.3%。假设通过一个局部法拉第屏去极化，我们将旋转测度以及其中的涨落限制为10^6 rad/m^2。由此我们估计视线磁场强度>100 microG。考虑到3C 84的物理尺寸和观测到的结构，法拉第屏似乎显示出突出的小尺度结构，在投影空间尺度<1 pc时，\DeltaRM > 10^6 rad/m^2。
2012-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Antenna-coupled TES bolometer arrays for CMB polarimetry
我们描述的设计和性能的偏振选择性天线耦合TES阵列，将用于几个即将到来的宇宙微波背景（CMB）的实验：SPIDER，BICEP-2/SPUD。全光刻偏振计阵列利用平面相控天线进行准直（F/4波束）和微带滤波器进行频带定义（25%带宽）。这些器件具有高光学效率、出色的光束形状和清晰的光谱带。双极化天线提供良好匹配的波束和低交叉极化响应，这两者对于高保真极化测量都很重要。迄今为止，这些设备是为100 GHz和150 GHz波段开发的，这是CMB观测的两个主要毫米波大气窗口。在不久的将来，灵活的微带耦合架构可以为CMBPOL任务的整个频率范围提供光子噪声限制探测。本文总结了自2006年佛罗里达州奥兰多SPIE会议以来我们所取得的进展。
2009-08-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
Complex Faraday depth structure of Active Galactic Nuclei as revealed by broadband radio polarimetry
我们详细研究了四个明亮的（> 1 Jy），强偏振，未分辨，射电大声类星体的法拉第深度结构。澳大利亚望远镜紧凑型阵列（ATCA）被用来观察这些源与2千兆赫的瞬时带宽从1.1至3.1千兆赫。这使我们能够在光谱上解决空间未解决的无线电源的偏振结构，并通过拟合各种法拉第旋转模型的数据，我们最终证明，两个源不能描述由一个简单的旋转措施（RM）的组件从前景法拉第屏幕去极化修改。我们的研究结果具有重要的意义，使用背景河外射电源作为探测器的银河系和星系际磁离子介质，因为我们显示如何RM估计从窄带宽的观测可以给出错误的结果，在存在多个干扰法拉第组件。我们假设，额外的RM组件产生的极化结构在紧凑的内部区域的射电源本身，而不是从银河系或星系际前景地区的偏振发射。我们进一步认为，这可能有助于显着的RM研究中看到这些角度尺度上的任何RM的时间变异性。对这些源的后续高灵敏度VLBI观测将直接检验我们的预测。
2012-02-10 astro-ph.CO
Wide field polarimetry around the Perseus cluster at 350 MHz
本文研究了迷人的扩散偏振结构在350 MHz，以前曾暂时归因于英仙座集群，更具体地说，试图找出是否结构位于（或附近）的英仙座集群，或在银河系。在全偏振状态下观测到了一个宽视场的八点韦斯特博克综合射电望远镜对英仙座星系团周围区域的拼接。频率范围为324至378 MHz，极化图的分辨率为2“x3”。使用法拉第旋转测量合成来处理图以对抗带宽去极化。RM立方体以3 rad m^{-2}为步长覆盖了-384到+381 rad m^{-2}的法拉第深度。在法拉第深度为-50到+100 rad m^{-2}之间，整个磁场都有辐射。检测到所有先前观察到的结构。然而，没有发现令人信服的证据支持这些结构与英仙座星团或英仙座-双鱼座超级星团中的大尺度结构地层气流的关联。相反，其中一个结构显然与1.41 GHz的银河系去极化通道有关。另一个偏振强度的大结构，以及法拉第深度为+30 rad m^{-2}的法拉第深度，与WHAM H-α图中运动距离为0.5 \pm 0.5 kpc的暗天体相吻合。所有朝向英仙座星系团的350 MHz的扩散偏振辐射很可能位于距离太阳1 kpc的范围内。发射偏振辐射的层小于40 pc/B||厚
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Downstream depolarization in the Sausage relic: a 1-4 GHz Very Large Array study
射电遗迹是与星系团合并事件驱动的冲击有关的细长源。虽然这些物体在GHz频率（$\gtrsim 20\%$）高度极化，但仍然缺乏对其极化特性的高分辨率研究。我们提出了第一个高分辨率和高灵敏度的偏振研究的合并星系团CIZA J2242.8+5301在1-4 GHz的频带。我们采用$QU$拟合方法模拟了团簇的Stokes $I$、$Q$和$U$发射，得到了团簇的最佳拟合本征偏振分数（$p_0$）、本征偏振角（$χ_0$）、旋转测度（RM）和波长依赖去偏振（$σ_{\rm RM}$）图.我们的分析集中在北方遗迹（RN）。对于第一次在一个无线电遗物，我们观察到在下游区域的极化分数下降。我们的研究结果可能是由几何投影和/或通过减少磁场各向异性对集群中心的解释。从唯一检测到的背景射电星系的退偏振量，我们估计在遗迹的湍流磁场强度为$B_{\rm turb}\sim5.6~μ$高斯。最后，我们观察到旋转测量波动约30弧度m $^{-2}$周围的中值为140.8弧度m $^{-2}$的遗迹位置。
2021-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
SPIDER: CMB polarimetry from the edge of space
天基信息平台是一种球载仪器，旨在绘制大角度尺度的毫米波天空偏振图。SPIDER的目标是宇宙微波背景（CMB）中原始引力波的B模式特征，重点是在多个频率上以高保真度绘制大范围的天空区域。2015年1月，SPIDER的第一次长时间气球（LDB）飞行共部署了2400个天线耦合的过渡边缘传感器（TES），频率为90 GHz和150 GHz。在这项工作中，我们审查的设计和飞行中的性能的天基信息平台仪器，特别侧重于测量性能的探测器和仪器在类似空间的加载和辐射环境。SPIDER将于2018年12月进行第二次飞行，将包括有效载荷升级和新的接收器，以285 GHz的频率绘制天空，为清除CMB地图上的偏振尘埃排放提供有价值的信息。
2017-11-28 astro-ph.CO astro-ph.IM
Exploring weak magnetic fields with LOFAR and SKA
规则的磁场结构，可以从法拉第旋转措施（RM）的极化背景源在1.4 GHz的SKA观察。在较低的频率（$<250$ MHz），用低频阵列（LOFAR）对射电源进行偏振测量将允许对极小的RM进行调查，以探测和绘制晕和螺旋星系外部以及星际和星系间介质中的弱规则场。关于低频极化源的数密度，我们知之甚少。给出了350 MHz和1.4 GHz极化源的观测分布和LOFAR探测弱磁场的前景。本文讨论了用韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）和巨米波射电望远镜（GMRT）对极化射电源的试验观测。
2009-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterization of polarimetric and total intensity behaviour of a complete sample of PACO radio sources in the radio bands
我们提出了高灵敏度（$σ_P \simeq 0.6\,$ mJy）偏振观测在七个波段，从$2.1$到$38\,$ GHz，一个完整的样本$104$紧凑的河外射电源比$200\,$ mJy在$20\,$ GHz的亮度。\citet{Galluzzi2017}报告了在$5.5-38\,$ GHz范围内对这些物体进行$53$的六个波段的偏振测量。我们增加了新的测量，在相同的六个波段的另外51个源和测量在$2.1\,$ GHz的$104$源的完整样本。此外，使用通量密度绝对校准器PKS 1934 -638的更新模型重新校准了先前在$18$、$24$、$33$和$38\,$ GHz下的测量值，该模型不适用于早期分析。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行的观测在偏振方面达到了$90\%$探测率（$5σ$）。$89$我们的来源有一个对应的$72$到$231\,$ MHz GLEAM调查\citep{HurleyWalker2017}，提供了一个无与伦比的频谱覆盖$2.7$几十年的频率为这些来源。虽然从$5.5$到$38\,$ GHz的总强度数据可以用单组分发射来解释，但对这里提出的更扩展的总强度谱和偏振谱的联合分析表明，在我们的源的$90\%$上，显示出至少两个发射组分的明确指示。我们将其解释为周期性活动的证据。我们的高灵敏度偏振仪允许$5\,σ$检测数据集的$\sim 38\%$的弱圆偏振，…
2017-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Design of Dual-Polarization Horn-Coupled Kinetic Inductance Detectors for Cosmic Microwave Background Polarimetry
绘制宇宙微波背景的偏振图，正在产生关于宇宙起源、宇宙再电离和宇宙结构增长的令人兴奋的数据。千像素阵列代表了目前的技术水平，但需要在探测器技术方面取得进展，以实现未来测量所需的更大探测器阵列。在这里，我们提出了一种设计单波段双极化动力学电感检测器（KID）在20%的带宽集中在145，220和280 GHz。检测和读出系统几乎与最近由一些作者建造和测试的成功的光子噪声限制的铝集总元件KID相同。制作大型焦平面阵列的馈电喇叭和四分之一波长backshorts只需要传统的精密加工。由于探测器和读出线仅由SOI晶片上的单个图案化铝层组成，因此可以在商业上或在标准的大学洁净室中构建探测器阵列。
2015-03-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Atacama B-Mode Search: CMB Polarimetry with Transition-Edge-Sensor Bolometers
阿塔卡马B模式搜索（ABS）实验是一个145 GHz的偏振计，旨在测量大角度尺度下宇宙微波背景（CMB）的B模式偏振。ABS仪器将于2010年运往智利的阿塔卡马沙漠进行全面测试，并准备进行观测。ABS将使用低温交叉Dragone设计，将大角度尺度CMB偏振各向异性成像到240个喇叭耦合过渡边缘传感器（TES）偏振计的焦平面上。在NIST制造的ABS探测器使用正交模换能器将入射辐射的正交偏振耦合到单独的TES测辐射热计上。入射辐射由孔径光阑处真空窗口前面的环境温度半波片调制。初步探测器表征表明，ABS探测器在现场可实现300 $μK \sqrt{s}$的灵敏度。本文介绍了ABS光学设计和探测器读出方案，包括喇叭天线设计和性能，磁屏蔽，焦平面结构，和低温电子学。
2010-08-23 astro-ph.CO astro-ph.IM
Contemporaneous VLBA 5 GHz Observations of LAT-Detected Blazars
由费米伽马射线空间望远镜上的大面积望远镜（LAT）探测到的耀变体的射电性质已经被甚长基线阵列（VLBA）同时观测到。总共有232个源被VLBA观测到。之前作为VLBA成像和偏振测量调查（VIPS）的一部分观察到的90个源已被纳入样本，以及VIPS中未发现的142个源。这个非常大的，通量有限的活动星系核（AGN）样本提供了深入了解产生强伽马射线发射的机制。特别是，我们看到，伽马射线的发射是与主机活动星系核的核心强，均匀的磁场。在这个样本中包括非耀变体活动星系核，如3C84、M82和NGC 6251。对于耀变体，在5 GHz的VLBA总射电通量密度与伽马射线通量密切相关。LAT BL Lac天体倾向于与非LAT BL Lac天体相似，但LAT平谱射电类星体（FSRQs）与非LAT FSRQs显著不同。在LAT源中，强核心极化明显更常见，并且核心部分极化似乎在LAT检测期间增加。
2011-11-18 astro-ph.CO
A Millimeter-Wave Galactic Plane Survey With The BICEP Polarimeter
毫米波偏振测量除了有可能探测暴胀宇宙学范式外，还是研究银河系组成和磁场结构的有力工具。为此，这里介绍的是斯托克斯I，Q和U地图的银河平面从毫米波偏振计BICEP覆盖银河经度范围260 - 340度在三个大气传输窗口集中在100，150和220 GHz。这些地图的采样光学深度为1 < AV < 30，与先前对银河系毫米波频谱和渗透星际介质的大尺度磁场结构的描述一致。在银河平面两度以内的整个区域都探测到了偏振发射，这表明大尺度磁场的方向平行于银河平面。观测到的极化率随总强度增加而减少的趋势排除了整个银河系恒定银河磁场的最简单模型。在分析中包括WMAP数据，银河系极化分数的度标度频谱绘制在23和220 GHz之间的第一次。极化率随电磁频率的增加而增加，在50 GHz以下为0.5%~ 1.5%，在90 GHz以上为2.5%~ 3.5%。的BICEP和WMAP数据拟合的两个组件（同步加速器和灰尘）的模型表明，更高的频率BICEP数据是必要的，以严格约束的振幅和光谱指数的银河尘埃。此外，这两个组件的拟合预测的尘埃振幅是一致的模式预测的尘埃排放的BICEP带。
2011-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio Polarimetry of 3C119, 3C318, and 3C343 at milliarcsecond resolution
我们报告VLBA极化观测的CSS源3C 119，3C 318，和3C 343在5和8.4 GHz的。CSS源3C 119在与内部喷流方向变化一致的区域中具有高达~10200 rad/m**2的源静止框架RM值。该组件位于距离核心约325 pc的位置，其可变并具有峰值无线电频谱。在3C 318的情况下，已经估计了约3030 rad/m**2的静止帧RM，用于贡献几乎所有偏振发射的最亮分量。此外，还探测到了另外两个延伸的成分，清楚地显示了喷流向源南侧的“摆动”。CSS源3C 343包含两个发射峰和嵌入在更扩散的发射中的弯曲射流。它在发射峰附近表现出复杂的场方向，这表明静止帧RM值超过~6000 rad/m**2。3C 318和3C 343的堆芯位置尚不清楚。对CSS源的大尺度静止框架RM估计的可用数据表明，这些源在OQ 172的中心区域具有广泛的值范围，可扩展到~40000 rad/m**2，并且可能位于距核心的投影距离高达~1600 pc，如在3C 43中，该特征具有~14000 rad/m**2的静止框架RM。RM估计核心为主的无线电源的核心表明，除了响应磁离子介质的整体密度梯度，几何形状，方向和模式的燃料也可能发挥重要作用。除了这些影响之外，CSS源中RM的高值可能是由于与射电喷流相互作用的致密气体云。在许多CSS源的无线电结构中观察到的失真与这种解释是一致的。
2010-05-17 astro-ph.CO
A Bayesian method for point source polarization estimation
宇宙微波背景图像中河外致密源的极化$P$的估计是一项非常重要的任务，以便为宇宙学目的清理这些图像-例如，限制暴胀期间原始波动的张量与标量比-并获得关于致密源本身在频率范围$ν\sim 10$ - $200$ GHz，那里的观测数据最近才开始可用。在本文中，我们提出了一个贝叶斯最大后验概率（MAP）的方法估计方案，它结合了先验信息的1和100 GHz之间的河外致密源的极化分数的分布。我们将此贝叶斯方案的白噪声模拟和更现实的模拟，包括CMB强度，银河前景和仪器噪声的特点，在11 GHz的QUIJOTE实验宽调查。使用这些模拟，我们还比较了我们的贝叶斯方法与频率滤波融合方法，已被用于WMAP数据和\emph{Planck}任务。我们发现，贝叶斯方法允许我们将$P$的可行估计的阈值降低到低于$\sim 100$ mJy的水平（与频率滤波融合的等效阈值$\sim 500$ mJy相比）。我们比较了贝叶斯方法引入的偏差，发现它在绝对值上很小。最后，我们测试的鲁棒性的贝叶斯估计对不确定性的先验和通量密度的来源。我们发现，贝叶斯估计是强大的对温和的变化的参数的先验和几乎不敏感的现实误差估计测光的来源。
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.IM
Broadband, radio spectro-polarimetric study of 100 radiative-mode and jet-mode AGN
我们提出的结果，从宽带（1至3 GHz），光谱偏振研究的综合排放100河外无线电源与ATCA，选择高度线性极化在1.4 GHz。我们使用一个通用的，偏振模型拟合程序，描述了法拉第旋转测量（RM）和内在的偏振结构的三个不同的偏振发射区域或“RM组件”的源。总体而言，37%/52%/11%的来源最适合一个/两个/三个RM组件。然而，这些分数取决于偏振中的信噪比（S/N）（在更高的S/N下更可能有更多的RM分量）。在一般情况下，我们的分析表明，在1.4 GHz的高集成度的偏振源具有低法拉第去极化，通常由一个单一的RM组件为主，有一个陡峭的光谱指数，和一个高的固有偏振度。在将我们的样本分为辐射型和喷注型活动星系核之后，我们发现喷注型活动星系核和辐射型活动星系核的法拉第旋转和法拉第去极化特性没有显著的差异。然而，有一个统计上的显着差异，在这两种类型之间的内在程度的偏振，与射流模式源具有更多的内在有序的磁场结构比辐射模式源。我们还发现一个优选的垂直取向的喷流模式活动星系核的内禀磁场结构相对于喷流方向，而没有明确的偏好被发现的辐射模式源。
2017-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
BICEP3: a 95 GHz refracting telescope for degree-scale CMB polarization
BICEP 3是一台550毫米口径折射望远镜，用于95千兆赫宇宙微波背景辐射偏振测量。它采用了BICEP 1、BICEP 2和凯克阵列实验的方法--它具有足够的分辨率来寻找暴胀引起的宇宙引力波背景的特征，同时利用紧凑的设计来便于建造，并促进系统学的表征和减轻。然而，BICEP 3代表了每个接收器灵敏度的重大突破，其焦平面面积比BICEP 2/Keck阵列接收器大5 $\times$，光学性能更快（$f/1.6$与$f/2.4$）。大口径红外反射金属网过滤器和红外吸收冷氧化铝过滤器和透镜的开发和实施的光学。该相机由1280双极化像素，每个是一对正交天线阵列耦合到过渡边缘传感器测辐射热计和读出的多路复用SQUID。在2014-15年季节部署在南极后，BICEP 3将具有与凯克阵列150 GHz（2013年）相当的调查速度，并将显着提高原始B模式功率与BICEP 2观测补丁中可能的银河尘埃污染的光谱分离。
2014-07-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
The European Low Frequency Survey on the Simons Array
欧洲低频巡天（ELFS）项目联合西蒙斯阵列开展ELFS-SA阶段工作，通过安装多频段相干接收机与全数字后端，旨在清除射频干扰以实现高精度原初B模偏振测量。
2024-06-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
The First IRAM/PdBI Polarimetric Millimeter Survey of Active Galactic Nuclei. I. Global Properties of the Sample
我们用IRAM的Plateau de Bure干涉仪（PdBI），在80-267 GHz（波长3.7- 1.1 mm）的观测频率范围内（对应静止坐标系频率82-738 GHz），对86个活动星系核（AGN）的线偏振进行了研究。大量的测量，441，使我们的分析最大的极化活动星系核调查在这个频率范围内的日期。我们通过地球自转偏振测量法提取偏振参数，其偏振分数的中值精度为~0.1%，偏振角的中值精度为~1.2度。对于86个源中的73个，我们至少检测到一次偏振。偏振度高达~ 19%，所有光源的中值为~ 4%。源通量和偏振通常是高度可变的，分数可变性高达~ 60%。我们发现BLLac源平均具有最高的偏振水平。偏振度和红移之间似乎没有相关性，表明自z~2.4以来偏振特性没有实质性变化。我们的偏振和光谱指数分布与在cm/射电波长处观察到的各种样品的结果非常一致;因此，我们的频率范围可能跟踪同步辐射的签名，而没有来自其他发射机制的明显贡献。位于频率>1 THz的“毫米波突变”在我们的调查所覆盖的频率范围内似乎是不可检测的。
2010-03-16 astro-ph.CO
Synchronous Optical and Radio Polarization Variability in the Blazar OJ287
我们探讨的变化和交叉频率相关的通量密度和偏振的耀变体OJ287，使用成像在43 GHz的甚长基线阵列，以及光学和近红外偏振。在光学波段和43 GHz紧凑型核心的偏振和通量密度增加了少量在2005年底，并在2006年初的10天的过程中，随着近红外偏振和通量密度显着增加。此外，在三个波段的电矢量位置角（EVPA）的值是相似的。在43 GHz时，耀变体核心的EVPA垂直于射流的流动，而新兴的超光速结的EVPA平行于射流轴排列。如果剪切使射流内不同速度的流之间的边界处的磁场对齐，则核心极化是预期的。利用通量密度、极化率和EVPA的变化，我们将内部射流模拟为一个脊鞘系统。模型射流包含一个半宽为1.2 °、最大洛伦兹因子为16.5的湍流脊，一个洛伦兹因子为5的湍流鞘，以及脊和鞘之间的剪切场边界区。横向激波沿着快速、湍流的脊柱传播可以解释超光速结。所观察到的通量密度和偏振的变化，然后兼容的内部射流的方向的变化所造成的一个临时的变化，在核心的位置，如果脊柱包含由于不稳定的摆动。此外，我们可以解释一个稳定的偏移的光学和近红外偏振百分比的光谱指数随频率的陡峭，支持的数据。
2009-03-23 astro-ph.CO
Polarized and unpolarized synchrotron emission from dark matter in extragalactic targets
Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Napoli（意大利国家核物理研究所，那不勒斯分部）；Department of Physics, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）；Department of Physics and Santa Cruz Institute for Particle Physics (SCIPP), University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校物理系及圣克鲁兹粒子物理研究所）
利用Planck 30-70 GHz数据，通过DRAGON和HERMES模拟计算五个河外目标中暗物质湮灭和衰变的同步辐射上限，发现总强度与偏振限制相当，但LMC中法拉第退偏振使总强度更优。
2026-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectropolarimetry with the Allen Telescope Array: Faraday Rotation toward Bright Polarized Radio Galaxies
我们用艾伦望远镜阵列（ATA）观测了37个明亮的偏振射电源，对它们的法拉第旋转特性进行了新的分析。在试运行阶段观察到每个源有2至4个100兆赫波段，频率范围从1至2千兆赫。这些观测结果表明，ATA的对数周期接收器的连续频率覆盖范围可以应用于法拉第旋转测量（RM）的研究。我们使用RM合成表明，宽带数据可以找到多个RM组件对一个单一的来源。当以大约100 rad/m2的RM分辨率进行观测时，大约四分之一的研究源具有高置信度的额外RM分量（亮于~40 mJy）。这些额外的分量贡献了总偏振通量的10%-70%。这是第一次在大样本点源中识别出多个RM分量。对于我们的观测配置，这些额外的RM分量使峰值RM的测量偏置10-15 rad/m2 ;更一般地，峰值RM不能比RM光束尺寸更精确地确定。比较我们的1-2 GHz RM光谱VLBA极化图表明，这两种技术可以识别复杂的法拉第结构的来源。然而，RM值和分数极化通常在较低频率下比在较高频率VLBA图中更小。除了少数例外，这项工作的RM与早期的窄带宽全天空调查一致。本工作还描述了偏振校准程序和轴上ATA观测的线偏振可以校准到0.2%的斯托克斯I的精度。未来的研究方向包括研究活动星系核（AGN）中随时间变化的RM结构，并实现精确的广域RM调查，以测试银河系和河外磁场的模型。
2010-12-04 astro-ph.CO
Very Long Baseline Array observations of the Intraday Variable source J1128+592
平谱射电源的短时间尺度通量密度变化通常被解释为银河系湍流电离星际物质中无线电波的散射。支持这一观点的最有说服力的观测论据之一是地球围绕太阳的轨道运动引起的变率时间尺度的年度调制。J1128+592是一个IDV源，其变率时间尺度可能存在年调制。我们观察了6个时代的VLBA在5，8和15 GHz的总强度和偏振的源。VLBA观测揭示了一个东西向的核心喷流结构。它的位置角与由年调制模型导出的各向异性角一致。在质量尺度上，VLBI没有观测到明显的长期结构变化，但是，与档案数据相比，VLBI核心尺寸扩大了。这种扩张为观察到的IDV强度降低提供了可能的解释。VLBI偏振测量表明，地核和喷流的电矢量位置角和旋转量发生了显著变化。所观察到的RM的变化的一部分可以归因于散射屏幕（37 pc的距离），其中包括源（核心和射流），这可能是负责IDV。偏振子分量的叠加低于角分辨率极限也可能影响所观察到的RM。
2009-10-20 astro-ph.CO
