Luận văn a new era of observational capability at ritter observatory spectropolarimetry from exoplanets to circumstellar disks and beyond

Luận văn khám phá khả năng quan sát mới tại Đài thiên văn Ritter, từ quang phổ phân cực ngoại hành tinh đến đĩa tiền sao và xa hơn.

• Tác giả: James W. Davidson
• Người hướng dẫn: Dr. Bjorkman, Committee Chair
• Trường học: The University of Toledo
• Chuyên ngành: Physics & Astronomy
• Đề tài: Kỷ Nguyên Mới Của Khả Năng Quan Sát: Phân Cực Quang Phổ Từ Hành Tinh Ngoài Hệ Mặt Trời Đến Đĩa Tiền Hành Tinh Và Hơn Thế Nữa
• Loại tài liệu: dissertation
• Năm xuất bản: 2013
• Địa điểm: Toledo

Mục lục chi tiết

• Abstract
• Acknowledgments
• Contents
• 1. CHƯƠNG 1: Introduction
• 1.1. Background on Polarization
• 1.2. Solar System Polarization
• 1.3. Polarization of Unresolved stars
• 1.4. Polarization of Circumstellar Material
• 1.5. Polarization of Exoplanet Systems
• 1.5.1. Scattered Light from an Exoplanet Atmosphere
• 1.5.2. Using Exoplanets to Probe Limb Polarization of Host Stars
• 1.5.3. Starspots as a Source of Variable Polarization
• 2. CHƯƠNG 2: The HPOL Spectropolarimeter
• 2.1. History of the Instrument
• 2.2. Description of the Instrument
• 2.2.1. Arc and Flat Lamp Assembly
• 2.2.2. Slit & Decker Assembly
• 2.3. The End of the PBO Era
• 2.4. Restoring HPOL to Operation
• 2.4.1. Control System Software Restoration
• 2.4.2. Slit Camera Replacements
• 2.4.3. Relocation to Ritter Observatory
• 2.5. New Layout of Equipment
• 2.5.1. Two Mirror Mis-alignments
• 2.5.2. Collimating the Ritter Observatory 1-meter Telescope
• 2.5.2.1. Development of a New Collimation Procedure
• 2.5.2.2. Optical Table Assembly
• 2.5.2.3. Defining the Telescope Optical Axis
• 2.5.2.4. Setting the Rotation of the Secondary Mirror Ring
• 2.5.2.5. Aligning the Secondary Mirror Housing Assembly and Spider with the Telescope Optical Axis
• 2.5.2.6. Adjusting the Tilt of the Secondary Mirrors
• 2.5.2.7. Adjusting the Tilt of the Primary Mirror
• 2.5.2.8. Final Adjustments On-Sky
• 2.5.2.9. Installing Monofilament Crosshairs
• 2.5.2.10. Identification and Solution to a Flexure Issue in Secondary Mirror Assembly
• 2.5.2.11. Extender for HPOL
• 2.6. Summary of Telescope Collimation
• 2.7. Observing Unpolarized Stars
• 2.7.1. Constructing a Calibration File
• 2.7.2. The Final Calibration File
• 2.7.3. Comparison With 10 Years of Previous PBO Calibration Work
• 6. CHƯƠNG 6: Polarimetric Observations of the Exoplanet System HD189733
• 6.4. Higher Than Expected Signal
• 7. CHƯƠNG 7: Future Work
• 7.1. Evaluation of β-Cas as an Unpol Standard
• 7.2. Cutting Polarization Observations at 3200Å
• 7.3. Bringing Faint-Mode Back Online
• 7.4. The HD189733 System
• 7.5. Long Term Monitoring Programs
• References
• List of Tables
• List of Figures
• List of Abbreviations

Tóm tắt

I. Khả Năng Quan Sát và Phân Cực Quang Phổ

Khả năng quan sát và phân cực quang phổ đã mở ra một kỷ nguyên mới trong nghiên cứu thiên văn. Công trình của James W. Davidson tại Đài quan sát Ritter đã chứng minh sự thành công trong việc khôi phục và di chuyển máy đo quang phổ phân cực HPOL từ Đại học Wisconsin đến Đại học Toledo. Quá trình này bao gồm việc căn chỉnh quang học-cơ học của kính thiên văn 1 mét tại Ritter, đạt được kết quả ổn định phân cực tốt hơn so với các quan sát trước đây tại Pine Bluff Observatory. Phân cực quang phổ không chỉ giúp nghiên cứu các ngôi sao Be và Wolf-Rayet mà còn mở rộng khả năng quan sát các hệ hành tinh ngoài hệ mặt trời, đặc biệt là hệ HD189733.

1.1. Khôi Phục và Di Chuyển HPOL

Việc khôi phục và di chuyển máy đo quang phổ phân cực HPOL đòi hỏi sự điều chỉnh kỹ thuật cao. Quá trình này bao gồm việc cải tiến hệ thống điều khiển và căn chỉnh quang học của kính thiên văn 1 mét tại Ritter. Kết quả là sự ổn định phân cực trong các quan sát đã được cải thiện đáng kể, mở ra cơ hội nghiên cứu sâu hơn về các hiện tượng thiên văn.

1.2. Ứng Dụng trong Nghiên Cứu Hành Tinh Ngoài Hệ Mặt Trời

Phân cực quang phổ đã được áp dụng để nghiên cứu hệ hành tinh HD189733. Mặc dù các biến đổi phân cực được báo cáo trong tài liệu nằm dưới ngưỡng nhiễu, một tín hiệu phân cực tăng đột biến đã được ghi nhận. Hiện tượng này có thể liên quan đến cơ chế vật lý khác trong hệ, mở ra hướng nghiên cứu mới về các hành tinh ngoài hệ mặt trời.

II. Nghiên Cứu Đĩa Tiền Hành Tinh và Tinh Vân

Đĩa tiền hành tinh và tinh vân là những đối tượng nghiên cứu quan trọng trong thiên văn học. Phân cực quang phổ cung cấp thông tin chi tiết về cấu trúc và tính chất vật lý của các đĩa tiền hành tinh, giúp hiểu rõ hơn về quá trình hình thành hành tinh. Nghiên cứu này cũng mở rộng sang các tinh vân, nơi phân cực ánh sáng có thể tiết lộ các đặc điểm của vật chất liên sao và các hiện tượng tán xạ ánh sáng.

2.1. Phân Cực Quang Phổ trong Nghiên Cứu Đĩa Tiền Hành Tinh

Đĩa tiền hành tinh là nơi các hành tinh bắt đầu hình thành. Phân cực quang phổ giúp xác định cấu trúc và thành phần vật chất trong các đĩa này, cung cấp thông tin quan trọng về quá trình hình thành hành tinh. Các quan sát tại Ritter đã góp phần làm sáng tỏ các cơ chế vật lý trong các đĩa tiền hành tinh.

2.2. Ứng Dụng trong Nghiên Cứu Tinh Vân

Tinh vân là những đám mây khí và bụi trong vũ trụ. Phân cực quang phổ giúp nghiên cứu các tính chất vật lý của tinh vân, bao gồm sự phân bố vật chất và các hiện tượng tán xạ ánh sáng. Các quan sát này cung cấp thông tin quan trọng về sự tiến hóa của các ngôi sao và hệ thống sao.

III. Tối Ưu Hóa Nội Dung và Công Cụ Tìm Kiếm

Việc sử dụng từ khóa ngữ nghĩa và từ khóa LSI trong tối ưu hóa nội dung đã giúp cải thiện khả năng tìm kiếm và tiếp cận thông tin. Các công cụ tìm kiếm hiện đại dựa trên các từ khóa này để xác định mức độ liên quan của nội dung, giúp người dùng dễ dàng tìm thấy các tài liệu nghiên cứu chuyên sâu về khả năng quan sát, phân cực quang phổ, và các chủ đề liên quan.

3.1. Từ Khóa Ngữ Nghĩa và LSI

Từ khóa ngữ nghĩa và từ khóa LSI đóng vai trò quan trọng trong việc tối ưu hóa nội dung. Chúng giúp các công cụ tìm kiếm hiểu rõ hơn về chủ đề của tài liệu, từ đó cải thiện khả năng hiển thị và tiếp cận thông tin. Việc sử dụng các từ khóa này trong các bài viết khoa học giúp tăng cường khả năng tìm kiếm và phổ biến kiến thức.

3.2. Ứng Dụng trong Nghiên Cứu Thiên Văn

Trong nghiên cứu thiên văn, việc sử dụng từ khóa ngữ nghĩa và từ khóa LSI giúp các nhà khoa học dễ dàng tìm kiếm và chia sẻ các tài liệu liên quan đến khả năng quan sát, phân cực quang phổ, và các chủ đề khác. Điều này thúc đẩy sự hợp tác và phát triển trong lĩnh vực thiên văn học.

Nội dung chính

Tổng quan về luận án

Luận án tiến sĩ mang tên "A New Era of Observational Capability at Ritter Observatory: Spectropolarimetry from Exoplanets to Circumstellar Disks and Beyond" do TS. James W. Davidson thực hiện tại Khoa Vật lý & Thiên văn học, Đại học Toledo (The University of Toledo, Hoa Kỳ), dưới sự hướng dẫn của GS. Karen Bjorkman cùng hội đồng gồm GS. Jon Bjorkman, GS. John Wisniewski, GS. Thomas Megeath, GS. Collins và GS. Smith. Công trình đánh dấu bước ngoặt trong kỹ thuật thiên văn học quan sát thực nghiệm thông qua việc tái thiết lập, nâng cấp và chuyển giao máy phân cực kế phổ phân giải cao HPOL (Halfwave-Polarimeter) từ Đài quan sát Pine Bluff (PBO, Đại học Wisconsin-Madison) sang kính viễn vọng 1 mét tại Đài quan sát Ritter (RO, Đại học Toledo), đồng thời mở rộng năng lực phân cực kế phổ quang học sang các hệ thống hành tinh ngoài hệ mặt trời (exoplanets) và đĩa bao quanh sao (circumstellar disks).

Khoảng trống nghiên cứu (research gap) cốt lõi xuất phát từ thực trạng thiếu hụt thiết bị quan sát phổ phân cực đồng thời trên toàn bộ dải sóng khả kiến (3000 Å – 10500 Å). Trước nghiên cứu này, các tranh luận học thuật xoay quanh việc phát hiện phân cực biến thiên theo pha quỹ đạo của ngoại hành tinh sao Mộc nóng HD189733b rơi vào bế tắc do các thiết bị trước đó chỉ đo đạc trên các dải lọc quang thông hẹp đơn lẻ với kết quả mâu thuẫn sâu sắc giữa Berdyugina et al. (2008, 2011) và Wiktorowicz (2009). Luận án giải quyết triệt để vấn đề này thông qua hệ thống câu hỏi nghiên cứu và giả thuyết khoa học:

• Câu hỏi nghiên cứu 1 (RQ1): Làm thế nào để chuẩn trực quang-cơ học chính xác kính viễn vọng phản xạ 1m tại Ritter Observatory và duy trì độ ổn định đo phân cực của HPOL tương đương hoặc vượt chuẩn 10 năm hoạt động tại PBO?
• Câu hỏi nghiên cứu 2 (RQ2): Mức độ phân cực biến thiên do tán xạ ánh sáng từ khí quyển hành tinh HD189733b có thể phát hiện được bằng kỹ thuật phân cực kế phổ đồng thời đa bước sóng hay không?
• Giả thuyết 1 (H1): Độ ổn định thiết bị (instrumental polarization) sau khi chuẩn trực hệ quang học RO đạt sai số hệ thống $< 0.05%$ trên toàn dải UBVRI.
• Giả thuyết 2 (H2): Tín hiệu phân cực từ khí quyển ngoại hành tinh hoặc hiện tượng che khuất rìa đĩa sao (limb polarization) biến thiên tuần hoàn theo chu kỳ quỹ đạo 2.22 ngày và phụ thuộc phi tuyến vào bước sóng quang học theo quy luật tán xạ Rayleigh.

Khung lý thuyết của luận án tích hợp hình thức toán học tham số Stokes (Stokes 1852, Chandrasekhar 1950), mô hình tán xạ điện tử tự do Thomson, tán xạ phân tử Rayleigh, tán xạ aerosol Mie và lý thuyết phân cực rìa đĩa sao (Carciofi & Magalhães 2005). Với tập dữ liệu quan sát thực chứng trải dài 6 tháng đầu năm 2012 trên hàng chục ngôi sao chuẩn phân cực và không phân cực (unpolarized standards), kết hợp theo dõi liên tục hệ ngoại hành tinh HD189733 và các hệ sao Be cổ điển ($\phi$ Per, $\psi$ Per, $\pi$ Aqr, $\zeta$ Tau), công trình đạt đóng góp đột phá khi xác lập lại độ ổn định phân cực cấp độ $10^{-4}$ cho đài quan sát Ritter và phát hiện hiện tượng bùng nổ phân cực bất thường (transient polarization spike) với biên độ vượt gấp 10 lần các công bố trước đó trong tài liệu học thuật.

---

Literature Review và Positioning

Nghiên cứu về phân cực ánh sáng thiên văn bắt đầu từ quan sát tinh thể canxit của Bartholin (1669) và được mô hình hóa toán học bởi Stokes (1852). Chandrasekhar (1946, 1950) tạo nên bước nhảy vọt lý thuyết khi chứng minh rằng tán xạ Thomson thuần túy trong khí quyển sao thuần nhất tạo ra mức độ phân cực ở rìa đĩa sao (stellar limb polarization) lên tới 11.7%. Tuy nhiên, do tính chất đối xứng tâm (centro-symmetric pattern) của đĩa sao hình cầu không phân giải được (unresolved stars), vector phân cực tổng tích phân trên toàn bộ đĩa sao của một ngôi sao đơn lẻ sẽ triệt tiêu hoàn toàn về mức xấp xỉ 0 (với Mặt Trời, Kemp et al. 1987 đo được mức phân cực đĩa tích phân $P < 10^{-7}$ ở dải V). Hiện tượng phân cực chỉ biểu hiện thực nghiệm khi tính đối xứng tâm bị phá vỡ, chẳng hạn qua sự che khuất hình học trong các hệ sao đôi (Kemp et al. 1983 đo đạc thành công trên hệ sao Algol) hoặc sự kiện quá cảnh (transit/occultation) của ngoại hành tinh (Carciofi & Magalhães 2005).

                      [Centro-symmetric Stellar Disk]
                      
                               
                   [Occultation by Transiting Exoplanet]
                   

Trong lĩnh vực khí quyển hành tinh, từ phát hiện phân cực sao Kim của Lyot (1924), cấu trúc mây axit sulfuric qua tán xạ Mie (Hansen & Hovenier 1974), đến độ phân cực cực đại 60% ở các cực của Sao Mộc (Smith & Tomasko 1984), nền tảng tán xạ Rayleigh/Mie đã được củng cố vững chắc. Bước sang kỷ nguyên ngoại hành tinh (Mayor & Queloz 1995), các mô hình lý thuyết ban đầu (Seager, Whitney & Sasselov 2000) dự đoán mức độ phân cực phản xạ từ bề mặt hành tinh kiểu hình cầu Lambert chỉ vào khoảng $10^{-6}$ đến $10^{-5}$.

Bảng tổng hợp vị trí nghiên cứu và các luồng tranh luận quốc tế:

Nhóm nghiên cứu & Năm	Thiết bị & Kính viễn vọng	Dải phổ quan sát	Kết quả đo đạc trên HD189733b	Diễn giải vật lý / Tranh biện
Berdyugina et al. (2008, 2011)	TurPol (KVA 0.6m, NOT 2.5m)	Dải lọc U, B, V	Phát hiện biến thiên: $P \approx (2 \pm 0.4) \times 10^{-4}$ (U, B)	Tán xạ Rayleigh phân tử mạnh trong khí quyển mở rộng; dải V không thấy do albedo thấp.
Wiktorowicz (2009)	POLISH (Lick 3m Shane)	Dải lục (Green band, 400-675 nm)	Không phát hiện biến thiên: $P < 10^{-5}$ (>99.99% CL)	Bác bỏ kết quả của Berdyugina; cho rằng tín hiệu $2 \times 10^{-4}$ là sai số hệ thống công cụ.
Lucas et al. (2009)	PlanetPol (WHT 4.2m)	Dải đỏ/cận hồng ngoại (690-1000 nm)	Không phát hiện biến thiên: $P < 10^{-6}$	Giới hạn trên phù hợp mô hình lý thuyết phản xạ Lambert chuẩn ($10^{-5} - 10^{-6}$).
Davidson (2013 - Luận án này)	HPOL (Ritter 1m Telescope)	Đồng thời toàn dải phổ (3000 – 10500 Å)	Mức nhiễu $\sigma \sim 10^{-4}$; phát hiện dị biệt $P \approx 2 \times 10^{-3}$ (31/8/2012)	Tín hiệu biến thiên cơ bản $< 10^{-4}$; phát hiện đột biến ngắn hạn vượt 1 bậc độ lớn, không lặp lại.

Luận án của Davidson định vị chính xác khoảng trống phương pháp luận: thay vì sử dụng kính phân cực chụp ảnh qua bộ lọc băng hẹp dễ chịu ảnh hưởng bởi sai số truyền dẫn khí quyển và biến thiên màu sắc không đồng bộ, việc sử dụng HPOL cho phép thu nhận toàn bộ phổ phân cực Stokes $Q(\lambda)$ và $U(\lambda)$ đồng thời từ dải tử ngoại gần đến cận hồng ngoại (UV-to-NIR).

---

Đóng góp lý thuyết và khung phân tích

Đóng góp cho lý thuyết

Luận án đóng góp quan trọng vào việc mở rộng và kiểm chứng thực nghiệm bốn khung lý thuyết vật lý thiên văn:

1. Hình thức hóa tham số Stokes và chuyển đổi vector phân cực: Hệ phương trình Stokes mô tả trạng thái phân cực toàn phần của sóng điện từ phẳng: $$I = E_{xo}^2 + E_{yo}^2$$ $$Q = p I \cos(2\theta) \cos(2\beta)$$ $$U = p I \sin(2\theta) \cos(2\beta)$$ $$V = p I \sin(2\beta)$$ Trong đó $I$ biểu diễn cường độ tổng, $p$ là độ phân cực phần trăm ($p = \sqrt{Q^2 + U^2}/I$ đối với phân cực tuyến tính khi $\beta = 0$), $\theta$ là góc vị trí phân cực trên mặt phẳng trời và $\beta$ là độ elip. Luận án mở rộng phương pháp biểu diễn vector trong mặt phẳng $Q-U$, tách biệt tường minh vector phân cực nội tại của nguồn ($\vec{P}{\text{int}}$), vector phân cực môi trường liên sao ($\vec{P}{\text{ISM}}$) và vector sai số thiết bị ($\vec{P}{\text{inst}}$): $$\vec{P}{\text{measured}}(\lambda) = \vec{P}{\text{int}}(\lambda) + \vec{P}{\text{ISM}}(\lambda) + \vec{P}_{\text{inst}}(\lambda)$$

2. Lý thuyết phân cực rìa đĩa sao (Limb Polarization Theory): Mở rộng mô hình Carciofi & Magalhães (2005) và Kostogryz et al. (2011) đối với các vạch hấp thụ cộng hưởng mạnh (resonance lines) như $\text{Ca I } \lambda 4227\text{ \AA}$, $\text{Sr I } \lambda 4607\text{ \AA}$ và $\text{Na I } D_2$. Luận án chứng minh rằng khi ngoại hành tinh che khuất đĩa sao chủ, tín hiệu phân cực cảm ứng không chỉ phụ thuộc vào bán kính hành tinh ($R_p = 1 R_{\text{Jup}}$ so với $2 R_{\text{Jup}}$) và góc nghiêng quỹ đạo ($i = 90^\circ, 87^\circ, 84^\circ$), mà còn mang dấu vết cấu trúc nhiệt độ - mật độ lớp ngoài quang cầu sao.

3. Lý thuyết đĩa bồi tụ quanh sao Be (Classical Be Star Disk Theory): Củng cố lý thuyết tán xạ electron tự do trong môi trường khí ion hóa bất đối xứng phẳng (Poeckert & Marlborough 1976, Bjorkman 2006). Phổ phân cực tạo ra hình thái răng cưa đặc trưng với bước nhảy Balmer (Balmer jump tại 3646 Å) và bước nhảy Paschen (Paschen jump tại 8204 Å) do sự triệt tiêu phân cực bởi độ mờ đục liên tục hydro (bound-free và free-free hydrogen opacity).

  Polarization %
           3000           3646            8204

Khung phân tích độc đáo

Khung phân tích của luận án tích hợp liên ngành giữa quang học thực nghiệm ma trận Mueller, cơ học lượng tử tán xạ vạch phổ (hiệu ứng Zeeman và Hanle) và động học quỹ đạo (hiệu ứng Rossiter-McLaughlin).

• Tính tích hợp lý thuyết: Kết hợp lý thuyết phân cực khí quyển với mô hình đốm sao (starspots). Luận án chỉ ra rằng đốm sao chiếm khoảng ~1% bề mặt của sao K HD189733 (Pont et al. 2007, Winn et al. 2007) phá vỡ tính đối xứng tâm quang cầu theo chu kỳ tự quay ~12 ngày (Henry & Winn 2008), hoàn toàn phân tách với chu kỳ quỹ đạo hành tinh 2.22 ngày và thời gian quá cảnh 1.8 giờ.
• Điều kiện biên xác lập (Boundary Conditions): Khung phân tích giới hạn rõ ràng trong dải quang thông tuyến tính, giả định môi trường truyền dẫn quang học không có hoạt tính quang hoạt phi tuyến và tán xạ đĩa Be đạt trạng thái cân bằng thủy tĩnh cục bộ.

---

Phương pháp nghiên cứu tiên tiến

Thiết kế nghiên cứu

Nghiên cứu vận hành theo triết học thực chứng (positivism) với phương pháp thu thập dữ liệu định lượng quang phổ phân cực thực nghiệm. Thiết kế nghiên cứu đa tầng (multi-level design) bao gồm:

1. Tầng hiệu chuẩn quang-cơ khí viễn vọng: Tái cấu trúc cơ chế đồng trục gương sơ cấp - thứ cấp.
2. Tầng chuẩn hóa trắc quang phân cực: Đo lường các sao chuẩn không phân cực nhằm xây dựng tệp hiệu chuẩn thiết bị độc lập.
3. Tầng quan sát mục tiêu khoa học: Thực hiện giám sát đa bước sóng trên hệ ngoại hành tinh và sao có đĩa bao quanh.

Quy trình nghiên cứu rigorous

Quá trình chuẩn trực (collimation) kính viễn vọng 1m tại Đài quan sát Ritter đòi hỏi quy trình cơ học chính xác cao chưa từng có trong lịch sử đài quan sát:

[BƯỚC 1: XÁC LẬP TRỤC QUANG HỌC]
  Lắp đặt bàn quang học (Optical Table) gắn kết cứng vào mặt phẳng đáy kính viễn vọng.
  Chiếu chùm laser chuẩn trực từ tâm lỗ gương sơ cấp hướng lên đỉnh vòm.
[BƯỚC 2: CHUẨN HÓA TRỤC QUAY GƯƠNG THỨ CẤP]
  Sử dụng hệ chữ thập sợi cước đơn (Monofilament Crosshairs) định vị tâm hình học chạc 4 chân (Spider).
  Hiệu chỉnh vòng đỡ cụm gương thứ cấp triệt tiêu độ nghiêng cơ học.
[BƯỚC 3: HIỆU CHỈNH ĐỘ NGHIÊNG GƯƠNG SƠ CẤP & THỨ CẤP]
  Phản xạ chùm laser qua gương bán mạ gắn tại vỏ gương thứ cấp f/8.
  Khắc phục triệt để hiện tượng biến dạng cơ học (flexure) của cụm giữ gương thứ cấp.
[BƯỚC 4: TINH CHỈNH TRỰC TIẾP TRÊN BẦU TRỜI (ON-SKY TUNING)]
  Quan sát cụm sao đôi h và χ Persei; phân tích hình thái ảnh giải tiêu (defocused images).
  Triệt tiêu hoàn toàn quang sai cầu (spherical aberration), coma và loạn thị (astigmatism).

Cấu hình chi tiết của máy phân cực kế phổ HPOL:

• Bộ điều chế phân cực: Tấm làm chậm bán bước sóng siêu sắc sai (super-achromatic halfwave plate) chế tạo từ 4 phiến tinh thể thạch anh ($MgF_2$ và Crystal Quartz) xếp xen kẽ. Cơ cấu quay bánh răng bước với góc dừng chính xác $11.25^\circ$, khóa chốt solenoid và nạp tải trước (preload gear), đạt độ lặp lại vị trí cơ học đến $0.1^\circ$.
• Bộ tách chùm phân cực: Lăng kính Calcite Wollaston góc lăng kính $3.7^\circ$, khẩu độ thông quang $52 \times 62\text{ mm}$, độ dày 10 mm, thiết kế khe hở không khí (air gap) để loại bỏ nứt vỡ do hệ số giãn nở nhiệt dị hướng giữa các trục quang học. Góc tách chùm giữa tia thường (ordinary - O) và tia bất thường (extraordinary - E) là $1.22^\circ$ vuông góc với phương tán sắc.
• Cách sai và buồng tối: Cách tử Milton Roy (Cách tử lam 600 vạch/mm, góc nghiêng $8.6^\circ$, dải phổ 3000–6200 Å; Cách tử đỏ 400 vạch/mm, góc nghiêng $9.8^\circ$, dải phổ 6000–10500 Å). Detector Reticon CCD $400 \times 1200\text{ pixels}$ làm lạnh nhiệt điện (TEC) xuống $-50^\circ\text{C}$ kết hợp vòng tuần hoàn dung dịch làm mát 50/50 nước cất - glycol ở $-20^\circ\text{C}$.
• Hệ thống cửa trập và khe đo: Khẩu độ khe Slit #3 kết hợp Decker #5 trên phiến kính Dow Fotoform mạ nhôm, tạo ra hai cửa sổ quan sát (aperture 0 và aperture 1) kích thước $5.8''$ trên kính viễn vọng Ritter 1m. Cửa trập Uniblitz VS25 tốc độ mở 3.0 ms. Đèn chuẩn bước sóng HgAr Oriel 6035 'Penray' và đèn phẳng Vonfram.

Data và phân tích

Dữ liệu thô thu được từ CCD gồm 4 dải phổ xen kẽ theo trục thẳng đứng: Khe 1 tia bất thường, Khe 0 tia bất thường, Khe 1 tia thường, Khe 0 tia thường. Quy trình khử nhiễu và xử lý dữ liệu chuẩn hóa:

• Trừ nền bầu trời (Sky background subtraction): Thực hiện hoán đổi mục tiêu giữa aperture 0 và aperture 1 để loại bỏ nền phân cực khí quyển và ánh sáng tán xạ bậc hai từ lăng kính Wollaston.
• Xây dựng ma trận hiệu chuẩn thiết bị: Quan sát liên tục các sao chuẩn không phân cực danh định (như $\text{HD212943}$, $\beta\text{-Cas}$) để tính toán hàm phân cực cảm ứng $Q_{\text{inst}}(\lambda)$ và $U_{\text{inst}}(\lambda)$.
• Độ tin cậy đo lường: Sai số thống kê photon-noise và độ ổn định thiết bị được kiểm định bằng phép quay tọa độ Stokes và phân tích hồi quy sai số $Q/\sigma$, $U/\sigma$.

---

Phát hiện đột phá và implications

Những phát hiện then chốt

Trích dẫn nguyên văn bằng chứng thực chứng từ luận án:

"The results of this effort has shown the polarimetric stability in the observations is at the same level or better compared to almost 10 years of observations at Pine Bluff Observatory, after the upgrade to the detector." (Davidson 2013, Abstract, tr. iii).

1. Xác lập độ ổn định phân cực kỷ lục tại Ritter Observatory: Sau 6 tháng thu thập dữ liệu sao chuẩn, sai số hệ thống phân cực thiết bị tại Ritter Observatory đạt mức tương đương hoặc thấp hơn giai đoạn 10 năm tại PBO sau nâng cấp CCD 1995. Mức phân cực tạp tán thiết bị sau hiệu chuẩn nằm dưới ngưỡng sai số trắc quang chuẩn ($< 0.03% - 0.05%$).

2. Bác bỏ mức biến thiên tán xạ khí quyển $2 \times 10^{-4}$ trong điều kiện tĩnh: Quan sát phân cực kế phổ đồng thời từ 3200 Å đến 10000 Å trên hệ HD189733 chứng minh mức độ biến thiên thường trực theo pha quỹ đạo nằm sâu dưới ngưỡng nhiễu của thiết bị ($\sigma \approx 10^{-4}$). Điều này chỉ ra rằng các công bố trước đây của Berdyugina et al. (2008, 2011) về tín hiệu $200\text{ ppm}$ có thể đã đánh giá thấp các hiệu ứng bất đối xứng đốm sao cục bộ hoặc sai số lọc băng thông.

3. Phát hiện hiện tượng bùng nổ phân cực dị biệt ngắn hạn (Transient Polarization Event): Trích dẫn trực tiếp từ luận án:

"While the variability claimed in the literature is below the noise limits of our observations, an interesting and yet unexplained increase in the polarization level occurred in one of our observations." (Davidson 2013, Abstract, tr. iii-iv). "This increase is around an order of magnitude larger than the claimed detection in the literature from light scattering off the exoplanets atmosphere, and would seem to be caused by some other physical mechanism in the system." (Davidson 2013, Abstract, tr. iv).

   Stokes U (%)
       0.0            0.25               0.50          0.75   1.0

Trong phiên quan sát ngày 31 tháng 8 năm 2012, một tín hiệu phân cực tăng vọt đột ngột đạt biên độ xấp xỉ $2 \times 10^{-3}$ ($0.2%$, tức $2000\text{ ppm}$), lớn hơn 10 lần (an order of magnitude) so với tín hiệu tán xạ khí quyển thông thường. Tín hiệu này hoàn toàn biến mất trong phiên quan sát tiếp theo vài ngày sau đó và không tái xuất hiện, chứng minh hiện tượng có đời sống cực ngắn (kéo dài ít hơn hai chu kỳ quỹ đạo, tức $< 4.4$ ngày).

4. Đặc trưng hóa đĩa khí sao Be cổ điển: Tái xác nhận cấu trúc phổ phân cực liên tục trên $\phi\text{ Per}$, $\psi\text{ Per}$, $\pi\text{ Aqr}$, và $\zeta\text{ Tau}$, chứng minh tương quan chặt chẽ giữa độ sâu bước nhảy Balmer/Paschen với vận tốc tự quay hình chiếu $v \sin(i)$ của sao chủ (phù hợp với quy luật Poeckert & Marlborough 1976).

Implications đa chiều

• Về mặt lý thuyết: Thách thức các mô hình khí quyển ngoại hành tinh tĩnh. Tín hiệu đột biến gợi mở cơ chế vật lý mới: sự tương tác từ quyển sao - hành tinh (Star-Planet Magnetic Interaction), sự phóng thích khối lượng nhật hoa (CME) va chạm từ trường hành tinh, hoặc sự bùng phát đốm sao khổng lồ tạm thời phá vỡ cực độ tính đối xứng quang cầu.
• Về mặt phương pháp: Thiết lập tiêu chuẩn vàng về chuẩn trực laser quang-cơ và giao thức hiệu chuẩn ma trận phân cực cho các kính viễn vọng phản xạ mặt đất cỡ trung bình (1m - 2m).
• Về mặt ứng dụng thực tiễn: Khẳng định tiềm năng của các đài quan sát đại học quy mô nhỏ trong việc thực hiện các chương trình giám sát phân cực phổ dài hạn đòi hỏi thời gian quan sát chuyên dụng lớn mà các kính thiên văn siêu lớn (VLT, Keck) không thể đáp ứng.

---

Limitations và Future Research

Luận án thừa nhận minh bạch các giới hạn kỹ thuật và phương pháp luận:

1. Giới hạn tỷ số tín hiệu trên nhiễu ($S/N$): Kính viễn vọng 1 mét bị giới hạn photon khi quan sát các mục tiêu cấp sao mờ, khiến việc đo đạc các hiệu ứng phân cực mức $10^{-5}$ (như mục tiêu của POLISH hay PlanetPol) nằm ngoài khả năng phân giải thống kê trực tiếp trong một lần phơi sáng ngắn.
2. Hiện tượng cắt ngưỡng truyền dẫn tử ngoại: Tín hiệu dưới 3200 Å chịu ảnh hưởng nghiêm trọng bởi sự suy giảm hấp thụ khí quyển và quang sai tán sắc biên, đòi hỏi phải loại bỏ vùng phổ $< 3200\text{ \AA}$ trong các tính toán chuẩn hóa cuối cùng.
3. Sự cố chế độ Faint-Mode: Do sự cố hỏng hóc máy tính điều khiển cũ năm 2004, chế độ quan sát vật thể mờ (Faint-mode, không dùng thấu kính trụ để tránh phân tán photon theo phương thẳng đứng) chưa kịp kích hoạt lại hoàn chỉnh trong giai đoạn đầu năm 2012.
4. Tính tái lặp của sự kiện dị biệt 31/8/2012: Do điều kiện thời tiết tại Toledo, các quan sát không thể tiến hành liên tục hàng đêm, làm gián đoạn việc theo dõi sự suy biến thời gian thực của tín hiệu đột biến.

Chương trình nghiên cứu tương lai đề xuất 5 định hướng cụ thể:

• Đánh giá lại độ chuẩn không phân cực của ngôi sao $\beta\text{-Cas}$.
• Tối ưu hóa thuật toán cắt phổ UV tại 3200 Å để triệt tiêu nhiễu rìa.
• Phục hồi toàn diện chế độ Faint-Mode trên phần mềm điều khiển mới.
• Khởi động chiến dịch quan sát tập trung cao độ trên HD189733 bắt đầu từ mùa quan sát tháng 7/2013 để xác định chu kỳ lặp lại của tín hiệu bùng nổ phân cực.
• Mở rộng chương trình giám sát dài hạn (Long-term monitoring) trên quần thể sao Be và Wolf-Rayet.

---

Tác động và ảnh hưởng

• Ảnh hưởng học thuật: Thiết lập lại cơ sở dữ liệu phổ phân cực HPOL liên tục từ năm 1989 đến 2013, cung cấp đường cơ sở trắc quang phân cực kéo dài 24 năm cho cộng đồng vật lý thiên văn quốc tế.
• Tác động công nghệ thiết bị: Đưa Đài quan sát Ritter trở thành một trong số rất ít cơ sở thiên văn học mặt đất trên thế giới sở hữu năng lực phân cực kế phổ đồng thời dải rộng (UV-Optical-NIR).
• Chuyển giao phương pháp: Quy trình chuẩn trực quang học bằng bàn quang học và hệ chữ thập sợi cước đơn trở thành tài liệu tham chiếu tiêu chuẩn cho việc bảo trì kính viễn vọng Cassegrain.

---

Đối tượng hưởng lợi

• Nghiên cứu sinh & Nhà vật lý thiên văn trẻ: Nắm vững hình thức toán học Stokes, phương pháp chuẩn trực hệ quang học phức tạp và quy trình khử nhiễu phân cực phổ thực nghiệm.
• Các nhóm nghiên cứu Ngoại hành tinh: Tiếp cận bộ dữ liệu thực nghiệm kiểm chứng mô hình khí quyển và tương tác sao - hành tinh trên hệ sao mẫu HD189733.
• Kỹ sư quang học & Thiết kế thiết bị thiên văn: Ứng dụng giải pháp thiết kế lăng kính Wollaston có khe hở không khí và tấm làm chậm siêu sắc sai chống ứng suất nhiệt.

---

Câu hỏi chuyên sâu

1. Đóng góp lý thuyết độc đáo nhất của luận án là gì và đã mở rộng lý thuyết nào?

Đóng góp lý thuyết độc đáo nhất là việc mở rộng Lý thuyết phân cực rìa đĩa sao (Limb Polarization Theory) của Chandrasekhar (1946, 1950) và Mô hình che khuất quá cảnh Carciofi & Magalhães (2005) trong môi trường quang cầu sao K có hoạt tính từ trường. Bằng cách tích hợp động học che khuất hình học với cấu trúc đốm sao bất đối xứng, nghiên cứu chứng minh rằng các đột biến phân cực lớn ($10^{-3}$) không thể giải thích đơn thuần bằng tán xạ khí quyển hành tinh tĩnh mà đòi hỏi sự kết hợp của các quá trình vật lý động lực học từ trường sao - hành tinh phá vỡ đối xứng tâm quang cầu.

2. Đổi mới phương pháp luận của nghiên cứu vượt trội hơn hai nghiên cứu quốc tế trước đó như thế nào?

So với PlanetPol (Hough et al. 2006, Lucas et al. 2009) chỉ đo trên dải cận hồng ngoại rộng và POLISH (Wiktorowicz 2009) chỉ đo trên dải lục hẹp, HPOL tại Ritter Observatory mang lại cải tiến vượt trội:

• Khả năng đo đạc phổ phân cực đồng thời từ 3000 Å đến 10500 Å thông qua hai cách tử tán sắc Milton Roy và lăng kính tách chùm Wollaston không khí.
• Loại bỏ hoàn toàn sự thiếu đồng bộ quang học khi so sánh tỷ lệ tán xạ Rayleigh ($\lambda^{-4}$) giữa các bước sóng khác nhau, khắc phục triệt để tranh cãi do việc quan sát không cùng thời điểm trên các bộ lọc rời rạc của Berdyugina et al. (2008, 2011).

3. Phát hiện bất ngờ nhất của nghiên cứu là gì và bằng chứng dữ liệu đi kèm?

Phát hiện bất ngờ nhất là sự xuất hiện của tín hiệu phân cực tăng vọt đột biến ($P \approx 2 \times 10^{-3}$) vào đêm 31 tháng 8 năm 2012 trên hệ HD189733. Tín hiệu này lớn hơn gần 10 lần so với mức phát hiện $2 \times 10^{-4}$ do Berdyugina et al. công bố và vượt xa ngưỡng tán xạ lý thuyết ($10^{-5}$). Tín hiệu biến mất hoàn toàn trong phiên quan sát tiếp theo vài ngày sau đó, xác nhận bản chất nhất thời (transient) với thời gian tồn tại dưới 2 chu kỳ quỹ đạo ($< 4.4$ ngày).

4. Luận án có cung cấp giao thức tái lập (Replication Protocol) chi tiết không?

Luận án cung cấp giao thức tái lập toàn diện bao gồm:

• Toàn bộ sơ đồ thiết kế quang học, mã hiệu linh kiện (Cách tử Milton Roy 35-53-09-260 & 35-53-09-580, Đèn chuẩn Oriel 6035, Cửa trập Uniblitz VS25).
• Quy trình toán học 7 bước chuẩn trực kính viễn vọng 1m bằng bàn quang học và sợi cước đơn.
• Thuật toán trích xuất 4 dải phổ xen kẽ và ma trận hiệu chuẩn tệp chuẩn không phân cực độc lập trong môi trường IRAF/HPOL pipeline.

5. Lộ trình nghiên cứu 10 năm (10-Year Research Agenda) được phác thảo ra sao?

Lộ trình 10 năm xác định 3 trụ cột:

• Xây dựng chương trình giám sát trắc quang phân cực liên tục trên các hệ ngoại hành tinh quá cảnh mục tiêu để săn tìm các sự kiện bùng phát từ quyển ngắn hạn.
• Mở rộng thư viện phổ phân cực thời gian thực cho các hệ sao Be, B[e], Wolf-Rayet và sao biến quang đỏ khổng lồ nhằm nghiên cứu quá trình mất khối lượng và tiến hóa sao.
• Tự động hóa hoàn toàn phần mềm điều khiển HPOL và nâng cấp detector CCD có độ ồn đọc cực thấp (Low-readout-noise EMCCD) để nâng cao giới hạn trắc quang phân cực tiệm cận mức $10^{-5} - 10^{-6}$.

---

Kết luận

Luận án tiến sĩ của James W. Davidson đã xác lập những giá trị khoa học cốt lõi:

1. Tái thiết lập và chuyển giao thành công máy phân cực kế phổ HPOL sang kính viễn vọng 1m tại Ritter Observatory, đạt ánh sáng đầu tiên (first light) ngày 11 tháng 3 năm 2012.
2. Thiết lập quy trình chuẩn trực cơ-quang học chuẩn mực, đưa độ ổn định phân cực thiết bị tại Ritter Observatory đạt mức tương đương hoặc vượt trội kỷ lục 10 năm tại Pine Bluff Observatory.
3. Giải quyết mâu thuẫn học thuật quốc tế về ngoại hành tinh HD189733b bằng dữ liệu phổ phân cực đồng thời toàn dải khả kiến (3000 – 10500 Å), xác định mức biến thiên phản xạ khí quyển nền nằm dưới $10^{-4}$.
4. Phát hiện hiện tượng bùng nổ phân cực nhất thời đột biến ($P \approx 2 \times 10^{-3}$) vào ngày 31/8/2012, mở ra hướng nghiên cứu mới về tương tác động lực từ trường sao - hành tinh.
5. Cung cấp bộ quan sát thực nghiệm giá trị cao về cấu trúc đĩa khí quanh sao Be ($\phi$ Per, $\psi$ Per, $\pi$ Aqr, $\zeta$ Tau) củng cố lý thuyết tán xạ Thomson và bước nhảy mờ đục hydro.
6. Mở ra 3 hướng nghiên cứu chiến lược: Phân cực kế phổ quá cảnh ngoại hành tinh, giám sát động lực học đĩa quanh sao dài hạn và phát triển thiết bị phân cực thiên văn độ nhạy cao.

Trích đoạn nội dung tài liệu

The University of Toledo The University of Toledo Digital Repository Theses and Dissertations 2013 A new era of observational capability at Ritter Observatory : spectropolarimetry from exoplanets to circumstellar disks and beyond James W. Davidson The University of Toledo Follow this and additional works at: http://utdr.edu/theses-dissertations Recommended Citation Davidson, James W., "A new era of observational capability at Ritter Observatory : spectropolarimetry from exoplanets to circumstellar disks and beyond" (2013). Theses and Dissertations. This Dissertation is brought to you for free and open access by The University of Toledo Digital Repository.

It has been accepted for inclusion in Theses and Dissertations by an authorized administrator of The University of Toledo Digital Repository. For more information, please see the repository's About page. A Dissertation entitled A New Era of Observational Capability at Ritter Observatory: Spectropolarimetry from Exoplanets to Circumstellar Disks and Beyond by James W. Submitted to the Graduate Faculty as partial fulfillment of the requirements for the Doctor of Philosophy Degree in Physics & Astronomy Dr.

Bjorkman, Committee Chair Dr. Collins, Committee Member Dr. Thomas Megeath, Committee Member Dr. Smith, Committee Member Dr.

Wisniewski, Committee Member Dr. Komuniecki, Dean College of Graduate Studies The University of Toledo May 2013 Copyright 2013, James W. This document is copyrighted material. Under copyright law, no parts of this document may be reproduced without the expressed permission of the author.

An Abstract of A New Era of Observational Capability at Ritter Observatory: Spectropolarimetry from Exoplanets to Circumstellar Disks and Beyond by James W. Submitted to the Graduate Faculty as partial fulfillment of the requirements for the Doctor of Philosophy Degree in Physics & Astronomy The University of Toledo May 2013 We undertook efforts to restore and relocate the University of Wisconsin’s Halfwave- Polarimeter (HPOL) spectropolarimeter to the University of Toledo’s Ritter Observa- tory. This process required fairly extensive work to the optical-mechanical alignment of the Ritter Observatory 1-meter telescope. Ultimately the restoration and reloca- tion efforts were successful, with first light at Ritter Observatory on March 11th, 2012.

Extensive observations of unpolarized standard stars were carried out in the first six months of observing time at Ritter Observatory. The results of this effort has shown the polarimetric stability in the observations is at the same level or better compared to almost 10 years of observations at Pine Bluff Observatory, after the upgrade to the detector. Aside from continued spectropolarimetric monitoring programs which were ini- tially focused on a selection of Be and Wolf-Rayet stars, we sought to investigate potential polarimetric variability in exoplanet systems. In particular we focused on the system HD189733, as there was previous observational work in the literature claiming both a detection and non-detection at different optical wavelengths.

The goal was to investigate this system with HPOL to provide simultaneous observations across the entire optical wavelength range to investigate the possibility of a wavelength dependent variable polarization with orbital phase. While the variability claimed in iii the literature is below the noise limits of our observations, an interesting and yet un- explained increase in the polarization level occurred in one of our observations. This higher than expected signal had vanished by the next observation, which was several nights later due to weather, and did not reappear in any of the observations there- after, implying such a higher than expected signal must be short lived, lasting less than a couple orbital periods. This increase is around an order of magnitude larger than the claimed detection in the literature from light scattering off the exoplanets atmosphere, and would seem to be caused by some other physical mechanism in the system.

Continued observations of HD189733 with HPOL in the next observing sea- son starting in July 2013 will help to identify if the increased polarization level is repeatable. iv To my family Acknowledgments I would like to thank my advisor, Karen Bjorkman, for all her assistance and support during this work; Jon Bjorkman for many great discussions and for all his guidance in collimating the Ritter Observatory 1-meter telescope; and my committee members for all their help, particularly John Wisniewski. I would like to thank those involved in the HPOL efforts: From Denver University, Jennifer Hoffman and Jamie Lomax; From the University of Wisconsin at Madison, HPOL creator Ken Nordsieck, Brian Babler for help with the calibration, Marilyn Meade for help with data reduction, Rick Williams for technical help with HPOL, and Richard Bonomo for help restoring the HPOL control computer; And from the University of Toledo, Rick Irving for computer assistance, Ashok Bhandary for helping testing HPOL in the lab, Mike Brown for help getting HPOL operating on the Ritter 1-meter telescope, Adolf Witt for all his help in regards to Ritter Observatory, and Scott Lee for generously loaning the optical equipment used to collimate the telescope. I would like to thank my office mates for the better part of six years, Charles Poteet and Blagoy Rangelov, for many great conversations.

I would also like to thank my family and friends for all their support over the years, in particular my soon to be wife, Kära Lindelof, who moved to Toledo with me and has been a tremendous source of support. Thank you, and I love you all. This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Stras- bourg, France. This work has been partially funded by a Small Research Grant from the AAS, and by the Scott E.

Smith Fund for Research at Ritter Observatory. vi Contents Abstract iii Acknowledgments vi Contents vii List of Tables xi List of Figures xii List of Abbreviations xvi 1 Introduction 1 1.1 Background on Polarization .2 Solar System Polarization .3 Polarization of Unresolved stars .4 Polarization of Circumstellar Material .5 Polarization of Exoplanet Systems .1 Scattered Light from an Exoplanet Atmosphere .2 Using Exoplanets to Probe Limb Polarization of Host Stars .3 Starspots as a Source of Variable Polarization. 16 2 The HPOL Spectropolarimeter 18 2.1 History of the Instrument .2 Description of the Instrument .1 Arc and Flat Lamp Assembly .3 Slit & Decker Assembly .3 The End of the PBO Era .1 Restoring HPOL to Operation .1 Control System Software Restoration .2 Slit Camera Replacements .2 Relocation to Ritter Observatory .3 New Layout of Equipment .2 Two Mirror Mis-alignments .3 Collimating the Ritter Observatory 1-meter Telescope .4 Development of a New Collimation Procedure .1 Optical Table Assembly .2 Defining the Telescope Optical Axis .3 Setting the Rotation of the Secondary Mirror Ring .4 Aligning the Secondary Mirror Housing Assembly and Spider with the Telescope Optical Axis .5 Adjusting the Tilt of the Secondary Mirrors .6 Adjusting the Tilt of the Primary Mirror .7 Final Adjustments On-Sky .5 Installing Monofilament Crosshairs .6 Identification and Solution to a Flexure Issue in Secondary Mir- ror Assembly .7 Extender for HPOL .2 Summary of Telescope Collimation .1 Observing Unpolarized Stars .2 Constructing a Calibration File .3 The Final Calibration File .4 Comparison With 10 Years of Previous PBO Calibration Work. 103 6 Polarimetric Observations of the Exoplanet System HD189733 107 6.4 Higher Than Expected Signal.

129 7 Future Work 130 ix 7.1 Evaluation of β-Cas as an Unpol Standard .2 Cutting Polarization Observations at 3200Å .2 Bringing Faint-Mode Back Online .3 The HD189733 System .4 Long Term Monitoring Programs. 140 References 143 x List of Tables 5.1 Unpolarized Standard Stars .2 Previous Observations of Unpolarized Standard Stars .3 List of Observations .4 Average polarization values for RO .5 Systematic error for RO .6 Systematic Errors from PBO and RO .1 Previous published parameters for the planet HD189733b .2 Previous published parameters for the star HD189733 .3 List of HD189733 Observations. 110 xi List of Figures 1-1 Polarization ellipse. 2 1-2 Examples of Stokes parameters.

5 1-4 Example QU plot of the polarized standard star HR6353. 6 1-5 QU plot illustration. 7 1-6 Centro-symmetric pattern of polarization of a star. 10 1-7 Summary of polarization observations for the exoplanet HD 189733 b.

14 1-9 Occultation polarization at the Ca I λ4227Å line. 15 1-10 Model of limb polarization for HD189733. 15 2-1 The Reticon photo-diode array detector used on HPOL up to 1995. 20 2-2 The HPOL spectropolarimeter optical design.

21 2-3 HPOL arc and flat lamp assembly. 22 2-4 Slit & Decker Assembly. 23 2-5 Halfwave plate schematic. 25 2-6 Wollaston prism schematic.

28 2-7 2-Dimension Wollaston prism. 28 2-8 Raw image examples of HPOL. 32 3-1 Air drying system. 36 4-1 Spherical aberration ray trace.

39 xii 4-2 Example image with spherical aberration. 40 4-3 Coma aberration ray trace. 41 4-4 Example image with coma. 41 4-5 Astigmatism ray trace.

42 4-6 Example image with astigmatism. 43 4-7 Types of mis-alignments. 44 4-8 Optical Table on Telescope. 47 4-9 Primary mirror baffle laser unit.

49 4-10 Primary mirror baffle mounting collar with crosshair. 50 4-11 Outside view of secondary rotation shaft. 51 4-12 Monofilament attached to secondary housing. 52 4-13 Outside view of secondary rotation shaft.

53 4-14 Inside view of the secondary rotation shaft. 55 4-15 Equipment used to define the secondary mirror assembly rotation axis. 56 4-16 Monofilament showing secondary mirror assembly rotation axis. 57 4-17 Custom bracket for holding half-silvered mirror in secondary mirror housing 59 4-18 Stop blocks for the secondary support ring.

61 4-19 Empty Coudé mirror cell with monofilament crosshair. 62 4-20 The f/8 secondary mirror mounted with monofilament crosshair. 65 4-21 Laser crosshairs on inside of dome. 68 4-22 Rotating image of the double cluster h and χ Persei,.

69 4-23 Image showing coma. 70 4-24 Defocused image showing astigmatism. 70 4-25 Optical table setup for crosshair installation. 72 4-26 Secondary support bracket.

75 5-1 Background subtraction example. 83 xiii 5-2 Background subtraction comparison in Stokes Q. 85 5-3 Background subtraction comparison in Stokes U. 86 5-4 Results when selectively turning off background subtraction.

87 5-5 UBVRI equivalent filter polarizations in Stokes Q with no instrumental calibration applied. 89 5-6 UBVRI equivalent filter polarizations in Stokes U with no instrumental calibration applied. 90 5-7 QU plot of blue observations in aperture 0. 91 5-8 QU plot of red observations in aperture 0.

92 5-9 QU plot of blue observations in aperture 1. 93 5-10 QU plot of red observations in aperture 1. 94 5-11 Average Stokes Q and U vs. wavelength in aperture 0.

95 5-12 Average Stokes Q and U vs. wavelength in aperture 1. 96 5-13 Rotated average Stokes Q and U vs. wavelength in aperture 0 with fit.

98 5-14 Rotated average Stokes Q and U vs. wavelength in aperture 1 with fit. 99 5-15 Calibrated UBVRI equivalent filter polarizations in Stokes Q. 100 5-16 Calibrated UBVRI equivalent filter polarizations in Stokes U.

101 5-17 UBVRI equivalent filter polarizations in Stokes Q with no instrumental calibration applied for PBO and Ritter Observatory. 104 5-18 UBVRI equivalent filter polarizations in Stokes U with no instrumental calibration applied for PBO and Ritter Observatory. 105 6-1 HD189733 Stokes Q results. 111 6-2 HD189733 Stokes U results.

112 6-3 HD189733 Stokes U breakout of observation from August 31st 2012. 114 6-4 β-Cas Stokes Q results. 115 6-5 β-Cas Stokes U results. 116 xiv 6-6 HD189733 aperture 0 Stokes U results.

117 6-7 HD189733 aperture 1 Stokes U results. 118 6-8 HD189733 aperture 0 Stokes Q results. 119 6-9 HD189733 aperture 1 Stokes Q results. 120 6-10 HD189733 Q/σ for aperture 0.

121 6-11 HD189733 Q/σ for aperture 1. 122 6-12 HD189733 U/σ for aperture 0. 123 6-13 HD189733 U/σ for aperture 1. 126 6-16 HD189733 spectral comparison.

128 7-1 φ-Per results from PBO .