更新时间：2022-10-24 13:41
偏振光度计就是在几个方向角上测量光线通过偏振器的线偏振光的强度，或者说是测定混杂在自然光或圆偏振光中的线偏振光的百分比的仪器。
红外天文学在最近一个时期越来越活跃了，因为它蕴藏着天体起源和演化的大量的重要信息，它适宜于研究温度较低的天体的热辐射和热等离子体辐射，对恒星的早期和晚期演化有重要的作用。由于红外辐射尘埃物质具有高的穿透能力，所以它对研究银河系结构乃至河外星系的研究都有重要的意义。随着红外天文学和高灵敏度探测器及仪器设备的发展，红外偏振测量也日益兴旺起来。
天体辐射的偏振测量，实际上就是在几个方向角上测量其通过偏振器的线偏振光的强度，或者说是测定混杂在自然光或圆偏振光中的线偏振光的百分比。为此偏振度P也可定义为
即把光束分解为两个振动平面互相垂直的线偏振分量，在极大振动方位角（偏振角）时其强度坛大和最小振动方位角的强度场小的差与和之比。
部分偏振光的测量，至少要在三个方向上测量线偏振强度，即可把偏振片放置于三个互成60°角的方位上进行测量。实际上，一般恒星的偏振是很小的，为了提高测量精度，多采用四个方位和多方位测量。
最初的偏振测量是在可见光波段开始的。1929年和1948年天文学家Lyot先后对太阳系内天体做了偏振测量。1949年Hiltner和Hall做了星际偏振测量，这些工作被人们誉为偏振光度测量的开拓性工作。
在1967年，Forbes首次报道了红外波段的恒星偏振测量，他对最早发现的著名的红外源NML Cyg做了近红外偏振测量。相继有不少著名的红外天文学家专心致力于红外偏振侧量仪器的设计及观测。
地面红外偏振工作目前大多是在1-13μm内开展的。对天体做红外偏振测量，是研究温度较低的天体的重要工具，能用以证明天体的拱星尘埃壳层的存在，偏振反映出光穿过的媒质的物理性质、粒子尺度、粒子成分及粒子取向，已经做过的恒星（包括早、晚型星，巨星等）、特殊天体、银河系中心及星际物质域的红外偏振测量，使我们获得大量的天体偏振的信息，看到了一些天体的各自不同的偏振特征、磁场强度，为分析解释其辐射机制及辐射方式，提供了重要的物理根据。
恒星的红外偏振观测，对用恒星的红外色余来说明拱星尘埃壳层的存在是一个更有力的佐证。Dyck等人（1971年）在1-4μm做了64颗星的偏振测量，这些星大多数是晚型星。结果表明，在近红外，大的偏振往往是与冷星的外拱星壳层特征相联系的。后来他们又对约60颗晚型星在3.5-11μm做了多色测量，结合可见光的偏振数据，得到恒星本身偏振和11μm波段红外色余间的一个线性关系。Jennings等人（1971-1972年）对32颗晚型巨星和超巨星同时作偏振和红外色余测量，结果表明，在3.4-11.5μm如果出现偏振和红外色余时，就没有Ca II的H和K发射线，他们对此做了解释。
Forbes等人（1971年）曾经对偏振方面特殊的VY CMa做了测量，并且对此设想了一个模型：在这个拱星壳层中含有两种分立的粒子尺度，一种是1μm直径，另一种是0.1μm量级。在假设光学薄的条件下，证明了在含有球形粒子（镁铁）氧化硅的非对称拱星壳层里，可以再现出在VY CMa里所观测到的全部偏振测量特征。
Dyck等人（1974年）对猎户座星云中的BN源和KL星云做了近、中红外偏振测量，认为KL星云由几个密集的红外源组成，每个都可能是一个BN源，对该源连续区观测，已看到两个突出的吸收特征中心约3.1μm的是由冰物质引起的，9.8μm的吸收被认为是某种硅酸盐矿物质。人们对一些变星最大光度时偏振减弱的观测作出如下解释：光度极大时，高温导致恒星磁场方向的混乱，减弱了粒子列向的规律性。关于媒介物质的物化性质、尺度及取向的研究，目前做这方面工作的人更多了。
Oishi等人（1976年）在2.2μm测到的CRL 2591的9.0±0.8%的强偏振，利用同样的观测步骤，又对BN天体在116±1°偏振角测量到14.8±0.9%的强偏振。对两者共性的研究，要求在10μm对前者再做偏振测量，以便与BN源已测得的结果比较。1977年至1978年，他们先后对其他的CRL天体和银河中心做过红外偏振观测。还有Kemp等人对蝎虎BL天体和3C 273等天体的比较测量，以及Breger对NGC 2264等天体做偏振测量时发现Be类星的三个天体的情况及解释；对著名的天鹅座NML和金牛座NML的偏振测量发现，前者在H. K. L.有偏振，后者在J. H. K.波段则无偏振。诸如此类，说明工作大有可为。
近些年来，一些天文学家把观测目标转向了银河系中心。他们把银心的射电和红外源视为研究银河系、星际物质和银核的特别有趣的领域。Capps在3-13μm波段对银河系中心直径0.5的Sgr A（ω）区域内的源的集合体做了线偏振测量，证实它是与银河系动力学中心重合的，这个动力学中心在2-25μm是强辐射源且由计算求出银河系中心最小磁场为5×10^-4高斯量级。近几年人们对这个领域更加重视，并认为更广泛的研究将能够得到银河系内部结构方面更深入的知识。
偏振光度计的设计，受到许多限制，使得仪器的性能受影响。Cox(1983)将这些限制汇总成一览表，并给出说明。该表包括可见光、红外等波段的光度计的设计限制。
这些限制是按照其成因和设计步骤来划分的。除了第一类引证了典型值，其他数值可在参考文献及《红外手册》中查到。
偏振光度计的设计者一般关心第二类限制。第一类和第三类限制妨碍了仪器所能达到的高精度和设计上的改善，而第三类限制对于多元探测器阵列的采用尤其重要。
对于如何改善这些限制，Cox(1983)的描述文章作了详细的讨论，他认为来自源的光子散粒噪声，仅仅能靠增加被探测源的光子数来减弱，用缩小探测器暗电流散粒噪声的办法来改善仪器性能。对亮星的短时间观测，闪烁是最终的限制，但可用提高调制频率的办法来缩小其影响`lt];另外，由于调制器上的残缺导致的寄生调制(Dollfus，1974)，当仪器偏振比正在测量的偏振大得多时，光电测量误差(Landau，1974)加上变化的天空背景等等，都成为限制仪器性能的因素。Serkowski通过对大批源的观测，对这些误差做了细致的讨论，并认为改进的办法是对各元件做精选，就可以使上述影响降到最小。对于仪器偏振的限制，应该给出一个不确定的上限值0。2呱，这是一个保守的估计。
关于偏振测量精度的一项最终极限，仍然是用被观测到的“非偏振”标准星来测定的精度。这方面的测量工作，Serkowski(1974)用旋转镜筒望远镜对20颗星做过观测。同样，Piiorla(1973，1975，1977)和Tinbergen(1979)也做过这样的测定。