Polarbear is a ground-based experiment located in the Atacama desert of northern Chile. The experiment is designed to measure the Cosmic Microwave Background B-mode polarization at several arcminute resolution. The CMB B-mode polarization on degree angular scales is a unique signature of primordial gravitational waves from cosmic in ation and B-mode signal on sub-degree scales is induced by the gravitational lensing from large-scale structure. Science observations began in early 2012 with an array of 1,274 polarization sensitive antenna-couple Transition Edge Sensor (TES) bolometers at 150 GHz. We published the first CMB-only measurement of the B-mode polarization on sub-degree scales induced by gravitational lensing in December 2013 followed by the first measurement of the B-mode power spectrum on those scales in March 2014. In this proceedings, we review the physics of CMB B-modes and then describe the Polarbear experiment, observations, and recent results.

In this article, I give a brief description of Bicep2 experiment, and a summary of its result.

We present results of our R-band polarimetry of a bright-rimmed cloud, IC1396A (with BRC 36), associated with the H II region S131 and the cometary globule LDN 1616 to study their magnetic field geometry. The distances of these clouds have been reported to be ~ 750 pc and ~ 450 pc, respectively in the literature. The young open cluster Trumpler 37 in the vicinity of IC1396A and the high mass stars in the Orion belt near L1616 are found to be responsible for the structure of these clouds. We made polarimetry of foreground stars inferred from their distances measured by the Hipparcos satellite to subtract the foreground contribution to the observed polarization results. We discuss the optical polarimetric results and compare our findings with MHD simulations towards BRCs and CGs.

Star forming galaxies found in the early universe exhibit asymmetric Lyα emission line that results from multiple scattering in a neutral thick medium surrounding the Lyα emission source. It is expected that emergent Lyα will be significantly polarized through a large number of resonance scattering events followed by a number of successive wing scatterings. In this study we adopt a Monte Carlo method to calculate the polarization of Lyα transferred in a very thick static slab of Hi. Resonantly scattered radiation associated with transitions between 1S1 2 − 2P1 2 , 3 2 is only weakly polarized and therefore linear polarization of the emergent Lyα is mainly dependent on the number of off-resonant wing scattering events. The number of wing scattering events just before escape from the slab is determined by the product of the Doppler parameter a and the line center optical depth τ0, which, in turn, determines the behavior of the linear polarization of Lyα. This result is analogous to the study of polarized radiative transfer of Thomson scattered photons in an electron slab, where the emergent photons are polarized in the direction perpendicular to the slab when the scattering optical depth is small and polarized in the parallel direction when the slab is optically thick. Our simulated spectropolarimetry of Lyα shows that the line center is negligibly polarized, the near wing parts polarized in the direction parallel to the slab and the far wing parts are polarized in the direction perpendicular to the slab. We emphasize that the flip of polarization direction in the wing parts of Lyα naturally reflects the diffusive nature of the Lyα transfer process in thick neutral media.

최근에 상용화된 SWRO 막은 플럭스 감소만으로 파울링을 평가하기 어렵다. 따라서 본 실험에서는 열역학 모델식을 통해 유기막오염과 세정에 따른 투수계수(Lp)와 농도분극계수(fcp), 파울링에 의한 여과저항(Rf) 변화를 분석해보았다. 파울런트 미주입시, 원수 TDS농도별, 압력별로 Lp와 fcp를 분석하였고 그 후, 유기 파울런트를 주입하여 막오염 진행에 따른 Lp와 fcp 변화를 분석하였다. 실험 결과, 파울런트를 주입하지 않은 경우, Lp와 fcp는 동일한 원수의 TDS 농도에서 압력이 증가함에 따라 증가하고, 동일한 운전 압력에서 원수의 TDS 농도가 증가할수록 감소하였고, 막오염 진행에 따른 Lp와 fcp의 감소 경향은 플럭스 감소 경향과 일치하지 않으며 막오염 물질 별로 다른 양상을 보였다.

폴리에스터(polyester) 부직포 상에 폴리술폰(polysulfone) 고분자 지지체를 만든 후, 그 표면에 폴리아미드 복합 박 막을 형성시킴으로써 정삼투(FO) 공정에 적합한 분리막을 제조하였다. PSF 지지체는 19 중량%의 함량으로 디메틸 포름아미 드(DMF)에 균일하게 용해된 폴리술폰 용액을 상 전이 공정을 통하여 제조되었으며, 기계적 보강재로 100 μm의 두께를 가지 는 폴리에스터 부직포를 사용하였다. 19 중량%의 PSF/DMF 용액으로 제조된 PSF 지지층은 sponge-like구조를 가지는 비대칭 내부 구조를 나타내었다. 정삼투(FO) 공정에서 내부의 농도 분극을 줄이기 위하여, 20 μm의 얇은 부직포 보강층을 가지는 지 지체 상에 9~19 중량%의 PSF/DMF 용액으로 PSF 지지체를 제조하였다. 이들 얇은 부직포 보강층에서 제조된 지지층들은 공 극률이 향상된 sponge-like구조를 가지는 것을 확인할 수 있었다. 각각의 지지층들 표면에 방향족 폴리아미드 가교 반응을 통 하여 복합 박막을 얻을 수 있었다. FO 운전 결과, 12 중량%의 DMF/PSF 용액으로 제조한 지지체를 가지는 복합 박막이 가장 우수한 투과 성능을 보여 주었다. 이 경우 4.5 LMH의 유량과 3.47 GMH의 염의 역확산 속도를 가지는 역삼투 분리막에 사용 되는 두꺼운 부직포에 비해 약 2.5배 유량이 많은 24.3 LMH의 유량과 1.5 GMH의 염의 역확산 속도를 보여주고 있다. 부직포 의 두께 저하와 이에 적합한 PSF 캐스팅 용액의 최적화를 통하여 부직포와 PSF층의 경계면 공극률을 향상시킬 수 있었다.

Polarization is a basic property of light and is fundamentally linked to the internal geometry of a source of radiation. Polarimetry complements photometric, spectroscopic, and imaging analyses of sources of radiation and has made possible multiple astrophysical discoveries. In this article I review (i) the physical basics of polarization: electromagnetic waves, photons, and parameterizations; (ii) astrophysical sources of polarization: scattering, synchrotron radiation, active media, and the Zeeman, Goldreich- Kylafis, and Hanle effects, as well as interactions between polarization and matter (like birefringence, Faraday rotation, or the Chandrasekhar-Fermi effect); (iii) observational methodology: on-sky geometry, influence of atmosphere and instrumental polarization, polarization statistics, and observational techniques for radio, optical, and X/γ wavelengths; and (iv) science cases for astronomical polarimetry: solar and stellar physics, planetary system bodies, interstellar matter, astrobiology, astronomical masers, pulsars, galactic magnetic fields, gamma-ray bursts, active galactic nuclei, and cosmic microwave background radiation.

지구 대기에서의 편광 현상을 촬영하기 위해 태양이 지평선에 걸친 순간 편광필터와 전천 카메라를 이용하여 전천 사진을 촬영하였다. 사진으로부터 편광 현상에서의 편광비와 편광폭을 정의하고 이를 측정하는 방법을 개발하였다. 편광비와 편광폭의 시계열 촬영을 통해 기상 조건에 따라 매일 달라지는 편광 현상을 정량적으로 분석할 수 있게 되었고, 이것이 기상 요소 중 대기 오염 물질과 의미 있는 상관 관계를 보이고 있다는 것을 확인하였다. 대기 편광 현상은 대기 중 대기 오염 물질의 영향을 받는데 오염 물질이 많을수록 편광비는 작아지고 편광폭은 커지는 경향을 보였다. 이는 오염 물질이 광자를 더욱 산란시켜서 편광 현상을 관찰하는 하늘의 넓은 영역으로 퍼지게 하는 효과인 것으로 추측한다.

채프에코는 기상레이더 영상에서 강수에코로 자주 오인된다. 본 연구에서는 채프에코를 효과적으로 제거하기 위하여 국립기상연구소 X-밴드 이중편파레이더에서 관측한 자료를 활용하여 채프에코의 반사도와 각각의 이중편파변수의 관계성을 분석하였다. 특히 본 연구는 채프에코 사례의 입체관측자료 영상에서 채프에코가 발생한 영역만을 선별하여 이중편파변수 자료들을 수집하였다. 전반적으로 이중편파변수(반사도, 차등반사도, 교차상관계수, 차등반사도 표준편차와 비차등위상차)에 대해 채프에코의 변수 값이 강수에코보다 넓은 범위를 차지하며, 채프 섬유의 공간적 배치는 레이더빔에 대해 수평적으로 놓여있는 경향이 나타났다. 일부 강수에코의 교차상관계수는 0.8 이하의 값을 갖고 있기 때문에 채프에코 값과 상당한 중첩이 나타났다. 일반적으로 교차상관계수는 강수에코와 채프에코를 효과적으로 분리하는데 좋은 변수로 고려되고 있지만, 이 연구는 교차상관계수만을 이용하여 채프에코를 제거할 경우에 일부 강수에코가 제거될 가능성이 있음을 시사한다.