Polarización en astronomía
La polarización de la luz de las estrellas fue observada por primera vez por los astrónomos William Hiltner y John S. Hall en 1949. Posteriormente, Jesse Greenstein y Leverett Davis, Jr. desarrollaron teorías que permitían el uso de datos de polarización para rastrear campos magnéticos interestelares. Aunque la radiación térmica integrada de las estrellas no suele estar apreciablemente polarizada en la fuente, la dispersión por el polvo interestelar puede imponer la polarización de la luz de las estrellas a largas distancias. La polarización neta en la fuente puede ocurrir si la fotosfera en sí es asimétrica, debido a la polarización de las extremidades .. La polarización plana de la luz estelar generada en la propia estrella se observa para las estrellas Ap (estrellas peculiares de tipo A). [1]
Se ha medido tanto la polarización circular como la lineal de la luz solar . La polarización circular se debe principalmente a los efectos de transmisión y absorción en las regiones fuertemente magnéticas de la superficie del Sol. Otro mecanismo que da lugar a la polarización circular es el llamado "mecanismo de alineación a orientación". La luz continua se polariza linealmente en diferentes lugares a lo largo de la cara del Sol (polarización de las extremidades), aunque en su conjunto, esta polarización se cancela. La polarización lineal en las líneas espectrales generalmente se crea mediante la dispersión anisotrópica de fotones en átomos e iones que pueden polarizarse a sí mismos por esta interacción. El espectro polarizado linealmente del Sol a menudo se llama elsegundo espectro solar . La polarización atómica puede modificarse en campos magnéticos débiles por el efecto Hanle . Como resultado, la polarización de los fotones dispersos también se modifica proporcionando una herramienta de diagnóstico para comprender los campos magnéticos estelares . [1]
La polarización también está presente en la radiación de fuentes astronómicas coherentes debido al efecto Zeeman (por ejemplo, máseres de hidroxilo o metanol ).
Los grandes lóbulos de radio en las galaxias activas y la radiación de radio de los púlsares (que, se especula, a veces puede ser coherente) también muestran polarización.
Además de proporcionar información sobre las fuentes de radiación y dispersión, la polarización también investiga el campo magnético interestelar en nuestra galaxia, así como en las radiogalaxias a través de la rotación de Faraday . [2] : 119, 124 [3] : 336–337 En algunos casos puede ser difícil determinar cuánto de la rotación de Faraday está en la fuente externa y cuánto es local a nuestra propia galaxia, pero en muchos casos es posible encontrar otra fuente distante cercana en el cielo; por lo tanto, al comparar la fuente candidata y la fuente de referencia, los resultados pueden desenredarse.
La polarización del fondo cósmico de microondas (CMB) también se está utilizando para estudiar la física del universo muy primitivo . [4] [5] CMB exhibe 2 componentes de polarización: polarización en modo B (campo magnético similar al libre de divergencia) y modo E (campo eléctrico similar al gradiente libre de ondulación). El telescopio BICEP2 ubicado en el Polo Sur ayudó en la detección de polarización en modo B en el CMB. Los modos de polarización del CMB pueden proporcionar más información sobre la influencia de las ondas gravitacionales en el desarrollo del universo primitivo.
