恒星光
彼らは、最大の円偏光が q ∼ 7 × 10 − 4 {\displaystyle {\displaystyle q\sim 7\times 10^{-4}}} であることを見出した。Serkowskiは、H帯で、赤色超巨星であるはくちょう座V1489星の円偏光を q = 7 × 10 − 3 {\displaystyle {\displaystyle q=7\times 10^{-3}}} 、長周期変光星であるおおいぬ座VY星の円偏光を q = 2 × 10 − 3 {\displaystyle {\displaystyle q=2\times 10^{-3}}} と測定し、円偏光の原因は、星周エンベロープで複数回の散乱が起こるためとした。Chrysostomouらは、オリオン座分子雲OMC-1の星形成領域で、円偏光のqが最大0.17になることを発見し、塵の多い分子雲内で、整列した偏球型の粒子に恒星光が反射されるためであると説明した。
黄道光や天の川の光の円偏光は、Wolstencroft and Kempにより、550 nmの波長で測定された。彼らはその値が q ∼ 5 × 10 − 3 {\displaystyle {\displaystyle q\sim 5\times 10^{-3}}} であることを発見した。この値は、恐らく塵の粒子による複数回の散乱のため、通常の恒星よりも大きかった。