恒星光
恒星光の強度は、その偏光の関数として観測されている。
恒星光が、長軸が銀河磁場に対して垂直となる傾向のある細長い星間ダストの粒子からの散乱によって、部分的に直線偏光となる。デイヴィス=グリーンシュタイン機構によると、星間ダストは星間磁場に沿った回転軸をもって高速回転している。視線に垂直な磁場の方向に偏光した光は透過し、回転している粒子で定義される平面に偏光した光は遮断される。したがって、偏光の向きを利用することで銀河磁場をマッピングすることができる。1,000 パーセクの距離にある星では、偏光度は1.5パーセント程度である。
通常、恒星光の中には、ずっと小さな円偏光の成分も見られる。1975年、Serkowski、Mathewson、Fordは、UBVRフィルタを通して180個の恒星の偏光を測定し、Rフィルターで最大 q = 6 × 10 − 4 {\displaystyle q=6\times 10^{-4}} の円偏光を発見した。
これは、星間物質が光学的に薄いためである。恒星光は、星間空間を1000パーセク通過する間に約1等級減光するため、その光学的深さは約1となる。光学的深さ1は平均自由行程、すなわち光子1つが塵の粒子に散乱される前に進む平均距離に対応している。つまり平均的には、恒星光の光子は平均して1つの星間ダストから散乱されるのであり、円偏光を生じさせる多重散乱の可能性は極めて低い。