We present the results of our BVR-band photometric and R-band polarimetric observations of ∼40 stars in the periphery of the dark cloud CB54. From different photometric data, we estimate E(B − V) and E(J − H). After involving data from other sources, we discuss the extinction variations towards CB54. We reveal two main dust layers: a foreground, E(B − V) ≈ 0.1 mag, at ∼200 pc and an extended layer, $E(B-V) \gtrsim 0.3$ mag, at ∼1.5 kpc. CB54 belongs to the latter. Based on these results, we consider the reason for the random polarization map that we have observed for CB54. We find that the foreground is characterized by low polarization ($P \lesssim 0.5$ per cent) and a magnetic field parallel to the Galactic plane. The extended layer shows high polarization (P up to 5–7 per cent). We suggest that the field in this layer is nearly perpendicular to the Galactic plane and both layers are essentially inhomogeneous. This allows us to explain the randomness of polarization vectors around CB54 generally. The data – primarily observed by us in this work for CB54, by A. K. Sen and colleagues in previous works for three dark clouds CB3, CB25 and CB39, and by other authors for a region including the B1 cloud – are analysed to explore any correlation between polarization, the near-infrared, E(J − H), and optical, E(B − V), excesses, and the distance to the background stars. If polarization and extinction are caused by the same set of dust particles, we should expect good correlations. However, we find that, for all the clouds, the correlations are not strong.

中文翻译：

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CB54 的旋光和光度观测，并分析了其他四个乌云

我们展示了我们对暗云 CB54 外围约 40 颗恒星的 BVR 波段光度和 R 波段偏振观测的结果。根据不同的光度数据，我们估计 E(B - V) 和 E(J - H)。在涉及其他来源的数据后，我们讨论了 CB54 的灭绝变化。我们揭示了两个主要的尘埃层：前景，E(B − V) ≈ 0.1 mag，~200 pc 和扩展层，$E(BV) \gtrsim 0.3$ mag，~1.5 kpc。CB54属于后者。基于这些结果，我们考虑了我们观察到的 CB54 随机极化图的原因。我们发现前景的特点是低极化（$P\lesssim 0.5$%）和平行于银河平面的磁场。扩展层显示出高极化（P 高达 5-7%）。我们认为这一层中的场几乎垂直于银河平面，并且两层本质上是不均匀的。这使我们能够一般地解释 CB54 周围偏振矢量的随机性。数据——主要由我们在 CB54 的这项工作中观察到，AK Sen 和他的同事在之前的三个乌云 CB3、CB25 和 CB39 的工作中，以及其他作者对包括 B1 云在内的区域的数据进行了分析，以探索两者之间的任何相关性。偏振，近红外，E（J - H）和光学，E（B - V），过度，以及到背景恒星的距离。如果极化和消光是由同一组尘埃粒子引起的，我们应该期待良好的相关性。然而，我们发现，对于所有的云，相关性并不强。这使我们能够一般地解释 CB54 周围偏振矢量的随机性。数据——主要由我们在 CB54 的这项工作中观察到，AK Sen 和他的同事在之前的三个乌云 CB3、CB25 和 CB39 的工作中，以及其他作者对包括 B1 云在内的区域的数据进行了分析，以探索两者之间的任何相关性。偏振，近红外，E（J - H）和光学，E（B - V），过度，以及到背景恒星的距离。如果极化和消光是由同一组尘埃粒子引起的，我们应该期待良好的相关性。然而，我们发现，对于所有的云，相关性并不强。这使我们能够一般地解释 CB54 周围偏振矢量的随机性。数据——主要由我们在 CB54 的这项工作中观察到，AK Sen 和他的同事在之前的三个乌云 CB3、CB25 和 CB39 的工作中，以及其他作者对包括 B1 云在内的区域的数据进行了分析，以探索两者之间的任何相关性。偏振，近红外，E（J - H）和光学，E（B - V），过度，以及到背景恒星的距离。如果极化和消光是由同一组尘埃粒子引起的，我们应该期待良好的相关性。然而，我们发现，对于所有的云，相关性并不强。CB25 和 CB39 以及其他作者针对包括 B1 云在内的区域进行了分析，以探索偏振、近红外 E(J-H) 和光学 E(B-V)、过度和到背景星星的距离。如果极化和消光是由同一组尘埃粒子引起的，我们应该期待良好的相关性。然而，我们发现，对于所有的云，相关性并不强。CB25 和 CB39 以及其他作者针对包括 B1 云在内的区域进行了分析，以探索偏振、近红外 E(J-H) 和光学 E(B-V)、过度和到背景星星的距离。如果极化和消光是由同一组尘埃粒子引起的，我们应该期待良好的相关性。然而，我们发现，对于所有的云，相关性并不强。