偏振光度計就是在幾個方向角上測量光線通過偏振器的線偏振光的強度，或者說是測定混雜在自然光或圓偏振光中的線偏振光的百分比的儀器。
基本介紹
- 中文名：偏振光度計
- 時間：1929年
- 發明者：lyot
簡介,發展史,性能限制,
簡介
紅外天文學在最近一個時期越來越活躍了，因為它蘊藏著天體起源和演化的大量的重要信息，它適宜於研究溫度較低的天體的熱輻射和熱電漿輻射，對恆星的早期和晚期演化有重要的作用。由於紅外輻射塵埃物質具有高的穿透能力，所以它對研究銀河繫結構乃至河外星系的研究都有重要的意義。隨著紅外天文學和高靈敏度探測器及儀器設備的發展，紅外偏振測量也日益興旺起來。
天體輻射的偏振測量，實際上就是在幾個方向角上測量其通過偏振器的線偏振光的強度，或者說是測定混雜在自然光或圓偏振光中的線偏振光的百分比。為此偏振度P也可定義為
即把光束分解為兩個振動平面互相垂直的線偏振分量，在極大振動方位角（偏振角）時其強度壇大和最小振動方位角的強度場小的差與和之比。
部分偏振光的測量，至少要在三個方向上測量線偏振強度，即可把偏振片放置於三個互成60°角的方位上進行測量。實際上，一般恆星的偏振是很小的，為了提高測量精度，多採用四個方位和多方位測量。
發展史
最初的偏振測量是在可見光波段開始的。1929年和1948年天文學家Lyot先後對太陽系內天體做了偏振測量。1949年Hiltner和Hall做了星際偏振測量，這些工作被人們譽為偏振光度測量的開拓性工作。
在1967年，Forbes首次報導了紅外波段的恆星偏振測量，他對最早發現的著名的紅外源NML Cyg做了近紅外偏振測量。相繼有不少著名的紅外天文學家專心致力於紅外偏振側量儀器的設計及觀測。
地面紅外偏振工作目前大多是在1-13μm內開展的。對天體做紅外偏振測量，是研究溫度較低的天體的重要工具，能用以證明天體的拱星塵埃殼層的存在，偏振反映出光穿過的媒質的物理性質、粒子尺度、粒子成分及粒子取向，已經做過的恆星（包括早、晚型星，巨星等）、特殊天體、銀河系中心及星際物質域的紅外偏振測量，使我們獲得大量的天體偏振的信息，看到了一些天體的各自不同的偏振特徵、磁場強度，為分析解釋其輻射機制及輻射方式，提供了重要的物理根據。
恆星的紅外偏振觀測，對用恆星的紅外色余來說明拱星塵埃殼層的存在是一個更有力的佐證。Dyck等人（1971年）在1-4μm做了64顆星的偏振測量，這些星大多數是晚型星。結果表明，在近紅外，大的偏振往往是與冷星的外拱星殼層特徵相聯繫的。後來他們又對約60顆晚型星在3.5-11μm做了多色測量，結合可見光的偏振數據，得到恆星本身偏振和11μm波段紅外色余間的一個線性關係。Jennings等人（1971-1972年）對32顆晚型巨星和超巨星同時作偏振和紅外色余測量，結果表明，在3.4-11.5μm如果出現偏振和紅外色余時，就沒有Ca II的H和K發射線，他們對此做了解釋。
Forbes等人（1971年）曾經對偏振方面特殊的VY CMa做了測量，並且對此構想了一個模型：在這個拱星殼層中含有兩種分立的粒子尺度，一種是1μm直徑，另一種是0.1μm量級。在假設光學薄的條件下，證明了在含有球形粒子（鎂鐵）氧化矽的非對稱拱星殼層里，可以再現出在VY CMa里所觀測到的全部偏振測量特徵。
Dyck等人（1974年）對獵戶座星雲中的BN源和KL星雲做了近、中紅外偏振測量，認為KL星雲由幾個密集的紅外源組成，每個都可能是一個BN源，對該源連續區觀測，已看到兩個突出的吸收特徵中心約3.1μm的是由冰物質引起的，9.8μm的吸收被認為是某種矽酸鹽礦物質。人們對一些變星最大光度時偏振減弱的觀測作出如下解釋：光度極大時，高溫導致恆星磁場方向的混亂，減弱了粒子列向的規律性。關於媒介物質的物化性質、尺度及取向的研究，目前做這方面工作的人更多了。
Oishi等人（1976年）在2.2μm測到的CRL 2591的9.0±0.8%的強偏振，利用同樣的觀測步驟，又對BN天體在116±1°偏振角測量到14.8±0.9%的強偏振。對兩者共性的研究，要求在10μm對前者再做偏振測量，以便與BN源已測得的結果比較。1977年至1978年，他們先後對其他的CRL天體和銀河中心做過紅外偏振觀測。還有Kemp等人對蝎虎BL天體和3C 273等天體的比較測量，以及Breger對NGC 2264等天體做偏振測量時發現Be類星的三個天體的情況及解釋；對著名的天鵝座NML和金牛座NML的偏振測量發現，前者在H. K. L.有偏振，後者在J. H. K.波段則無偏振。諸如此類，說明工作大有可為。
近些年來，一些天文學家把觀測目標轉向了銀河系中心。他們把銀心的射電和紅外源視為研究銀河系、星際物質和銀核的特別有趣的領域。Capps在3-13μm波段對銀河系中心直徑0.5的Sgr A（ω）區域內的源的集合體做了線偏振測量，證實它是與銀河系動力學中心重合的，這個動力學中心在2-25μm是強輻射源且由計算求出銀河系中心最小磁場為5×10^-4高斯量級。近幾年人們對這個領域更加重視，並認為更廣泛的研究將能夠得到銀河系內部結構方面更深入的知識。
性能限制
偏振光度計的設計，受到許多限制，使得儀器的性能受影響。Cox(1983)將這些限制匯總成一覽表，並給出說明。該表包括可見光、紅外等波段的光度計的設計限制。
這些限制是按照其成因和設計步驟來劃分的。除了第一類引證了典型值，其他數值可在參考文獻及《紅外手冊》中查到。
偏振光度計的設計者一般關心第二類限制。第一類和第三類限制妨礙了儀器所能達到的高精度和設計上的改善，而第三類限制對於多元探測器陣列的採用尤其重要。
對於如何改善這些限制，Cox(1983)的描述文章作了詳細的討論，他認為來自源的光子散粒噪聲，僅僅能靠增加被探測源的光子數來減弱，用縮小探測器暗電流散粒噪聲的辦法來改善儀器性能。對亮星的短時間觀測，閃爍是最終的限制，但可用提高調製頻率的辦法來縮小其影響`lt];另外，由於調製器上的殘缺導致的寄生調製(Dollfus，1974)，當儀器偏振比正在測量的偏振大得多時，光電測量誤差(Landau，1974)加上變化的天空背景等等，都成為限制儀器性能的因素。Serkowski通過對大批源的觀測，對這些誤差做了細緻的討論，並認為改進的辦法是對各元件做精選，就可以使上述影響降到最小。對於儀器偏振的限制，應該給出一個不確定的上限值0。2呱，這是一個保守的估計。
關於偏振測量精度的一項最終極限，仍然是用被觀測到的“非偏振”標準星來測定的精度。這方面的測量工作，Serkowski(1974)用旋轉鏡筒望遠鏡對20顆星做過觀測。同樣，Piiorla(1973，1975，1977)和Tinbergen(1979)也做過這樣的測定。
