Guía de polarimetría de Astrobites | astrobites
2 min readpor Briley Lewis
Una breve introducción a la luz polarizada
la luz es un onda electromagnética — y su campo eléctrico no siempre está orientado en la misma dirección. La orientación del campo eléctrico de la luz define su “estado de polarización”. En esta guía hablaremos de qué es la polarización, cómo la produce el cosmos y cómo podemos observarla.
Clasificamos la polarización de tres maneras principales: luz no polarizada, luz polarizada linealmente y luz polarizada elípticamente. La luz no polarizada (es decir, la luz natural) se describe mejor como al azar luz polarizada; es decir, muchas fuentes de luz son una colección de emisores donde la polarización de la luz emitida cambia con mucha frecuencia y al azar. Este es un extremo, y a menudo la luz es parcialmente de alguna manera polarizado. La luz polarizada linealmente tiene una orientación de campo eléctrico constante (aunque la amplitud de la onda aún puede variar). La luz polarizada elípticamente tiene un campo eléctrico cuyo vector gira, trazando una elipse. Un caso es la luz polarizada circularmente, donde las direcciones x e y tienen la misma amplitud. Algunos de estos casos se ilustran en la siguiente figura.
Podemos describir matemáticamente la polarización usando matrices. Vectores de Stokes (también conocido como parámetros de Stokes) son una forma útil de hacer esto. Hay cuatro parámetros: yo, q, túy V. yo es la intensidad total, q describe la polarización lineal (horizontal o vertical, según el signo), y tú describe la polarización en un segundo conjunto de ejes ortogonales (+/-45 grados), y V describe la polarización elíptica (diestro si >0, zurdo<0). Se definen de la siguiente manera:
- yo = S1 = 2I0 (O yo0 es la luz incidente)
- Q=S2 = 2I1 – 2I0 (O yo1 es la luz a través de un polarizador lineal con un eje horizontal)
- tu=s3 = 2I2 – 2I0 (O yo2 es la luz a través de un polarizador lineal con un eje en 45Oh)
- V = S4 = 2I3 – 2I0 (O yo3 es luz a través de un polarizador circular)
Para luz completamente polarizada, yo2 =Q2 + tu2 +V2. Para un sistema parcialmente polarizado, el grado de polarización viene dado por P = (Q2 + tu2 +V2)½ / I. Ver la Tabla 8.5 de Hecht para un ejemplo ilustrativo de vectores de Stokes para varios estados de polarización. De manera similar, las operaciones de diferentes polarizadores en los vectores de Stokes se pueden describir mediante Matrices de Müller.
¿Qué en el universo crea luz polarizada?
La polarización puede verse afectada por dicroísmo, reflexión, difusiónDónde birrefringencia (¡Más sobre dicroísmo y birrefringencia en la siguiente sección!), así como otros efectos electromagnéticos. Algunos procesos de radiación, como radiación sincrotróntambién producen naturalmente luz polarizada.
La luz puede ser polarizada por dispersión debido a interacciones con electrones. Para la luz incidente no polarizada, la luz dispersada a lo largo del eje incidente no se modificará y la luz dispersada en ángulos ortogonales (90 grados) se polarizará linealmente. La dispersión puede ser más complicada según el tamaño de la partícula en relación con la longitud de onda de la luz: la dispersión de Rayleigh describe lo que sucede cuando las partículas son mucho más pequeñas que la longitud de onda, y Mie transmisión describe la difusión de manera más general.
La luz también se puede polarizar por reflexión sobre un dieléctrico medio, donde solo se reflejará un componente de la polarización entrante y el otro se refractará. Ley de Brewster describe el ángulo donde el rayo reflejado estará completamente polarizado y las desviaciones de este ángulo estarán parcialmente polarizadas.
Aquí hay algunos ejemplos de situaciones que crean luz polarizada en astronomía:
¿Cómo se mide la polarización?
Para determinar cuánta luz entrante está polarizada, necesitamos usar algún tipo de polarizador, un filtro que separa la luz en sus componentes o permite que pase solo una cierta polarización de la luz. Como dice Hecht en su Óptico manual, para que los polarizadores funcionen “tiene que haber algún tipo de asimetría asociada con el proceso”.
Algunos polarizadores usan dicroísmo, donde solo un estado de polarización se absorbe selectivamente, y el otro estado de polarización ortogonal pasa sin problemas. Algunos cristales son naturalmente dicroicos, al igual que filtros polaroid. Otro efecto comúnmente explotado es la birrefringencia, lo que significa que una sustancia tiene diferentes índices de refracción debido a la disposición de los átomos dentro de ella. Algunos cristales birrefringentes pueden dividir la luz en estados de polarización ortogonal. Un ejemplo útil en astronomía es el Prisma de Wollastonque sirve como divisor de haz polarizador en muchos instrumentos.
Otro tipo importante de óptica se conoce como placa de onda, algo que cambia la polarización de la luz en su haz entrante. Una placa de onda completa crea una diferencia de fase de 360 grados (2π radianes), mientras que una placa de media onda induce una diferencia de fase de 180 grados (π radianes) y una placa de cuarto de onda cambia la fase 90 grados (π/2 radianes). También hay polarizadores que inducen polarización circular, como la combinación de un polarizador lineal y una placa de ondas.
Entonces, ¿qué hace un polarímetro astronómico? Al menos en óptica/infrarrojo, suele haber algún tipo de divisor de haz, como un prisma de Wollaston, que divide la luz en dos polarizaciones ortogonales, además de una placa de media onda que permite al observador modular la polarización para calibrar los efectos instrumentales. (Puedes leer en detalle sobre el polarímetro Gemini Planet Imager aquí ¡por ejemplo!)
Más allá de la óptica y el infrarrojo, también existen otras formas de medir la polarimetría. Los radiotelescopios pueden detectar la polarización ya que básicamente registran el estado del campo eléctrico, y otros tipos de detectores de luz de alta energía como los rayos X (ej. detectores de gas de píxeles) también fueron diseñados para medir la polarización.
Algunos observatorios actuales con capacidades de polarimetría y sus interesantes resultados científicos (¡así como Astrobites relevantes!)
IXPE [The Imaging X-Ray Polarimetry Explorer] — ¡La misión IXPE lanzada recientemente por la NASA buscará la polarización de ciertas fuentes extremas, como supernovas, AGN y púlsares! Esté atento a sus primeros resultados muy pronto.
VLT/ESFERA — SPHERE se centra en la caracterización y detección de exoplanetas, incluida la detección extremadamente genial de PDS 70b, un planeta muy joven en formación aún incrustado en su disco.
Generador de imágenes de planetas Géminis — Brevemente mencionado anteriormente, el Gemini Planet Imager no solo tomó imágenes de planetas, ¡también tomó imágenes de discos de escombros! Y lo hizo en luz polarizada, utilizando imágenes polarimétricas diferenciales, una técnica que separa la luz de las estrellas de la luz del disco. Tienen una muestra completa de discos de desechos polarizadosmás unos pocos cuidadosos estudios en profundidad de los discos individuales!
Subaru/SCExAO/CHARIS — El instrumento CHARIS del telescopio Subaru puede hacer espectropolarimetría [looking at polarization in multiple wavelengths] en el infrarrojo, incluyendo imágenes diferenciales polarimétricas (CHARIS-PDI) que es útil para encontrar exoplanetas y discos. Hicieron algunas fotos geniales de Chorros de estrellas jóvenes T Tauri y discos de escombros!
ALMA — Polarimetría funciona un poco diferente para conjuntos de radiotelescopios como ALMA, pero lo consiguen. ALMA ha jugado un papel clave en la comprensión de los campos magnéticos de los objetos en todo el Universo, como el supernova interesante y extrema AT2018cow!
Telescopio de horizonte de eventos — Similar a ALMA en que es un poco diferente de un solo telescopio “normal”, el conjunto EHT ha logrado medir uno de los ejemplos más extremos de polarización hasta la fecha — luz polarizada de la región polvorienta alrededor del agujero negro supermasivo M87!
ARPAS — ARPAS, el ESOes famoso espectrógrafoahora capacidades polarimétricas! es capaz de espectropolarimetríaque puede ayudar a comprender los campos magnéticos de las estrellas.
SOFÍA HAWC+ — El observatorio aerotransportado SOFÍA presenta un polarímetro único de imágenes de infrarrojo lejano llamado HAWC+ que ha sido solía observar las regiones de formación estelar y emisión en un toro polvoriento alrededor de un núcleo galáctico activo.
Ciertamente, hay más polarímetros y casos científicos que los mencionados aquí, pero espero que este sea un comienzo útil si está pensando en la polarimetría en su investigación o simplemente tratando de averiguar más.
Astrobite editado por: Jessie Thwaites y Sabina Sagynbayeva
Crédito de la imagen destacada: Enciclopedia Británica
Recursos:
Polarimetría: una poderosa herramienta de diagnóstico en astronomía
Polarimetría Astronómica (tesis)
[Book] Kolokolova, L., Hough, J. y Levasseur-Regourd, A. (Eds.). (2015). Polarimetría de estrellas y sistemas planetarios. Cambridge: Prensa de la Universidad de Cambridge. doi:10.1017/CBO9781107358249
[Textbook] Hecht, Eugenio. Óptico. Pearson Educación, 2012.
Acerca de Briley Lewis
Briley Lewis es candidata a doctorado y becaria de la NSF en la Universidad de California, Los Ángeles, y estudia astronomía y astrofísica. Sus intereses de investigación se centran principalmente en los sistemas planetarios, tanto exoplanetas como objetos en nuestro propio sistema solar, cómo se forman y cómo podemos crear instrumentos para aprender más sobre ellos. Anteriormente, continuó su investigación en el Museo Americano de Historia Natural de Nueva York, así como en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore, MD. Fuera de la investigación, le apasiona la enseñanza y la divulgación pública, y pasa su tiempo libre combinando su amor por la ciencia con su amor por las manualidades y la escritura, y jugando con su perro, Rescue Rocky.
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