La polarización es un fenómeno importante en astronomía .
La polarización de la luz estelar 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 permiten el uso de datos de polarización para rastrear campos magnéticos interestelares. Aunque la radiación térmica integrada de las estrellas no suele estar polarizada de forma apreciable en su origen, la dispersión por el polvo interestelar puede imponer polarización a la luz estelar a grandes distancias. La polarización neta en la fuente puede ocurrir si la propia fotosfera es asimétrica, debido a la polarización del limbo. La polarización plana de la luz estelar generada en la propia estrella se observa en las estrellas Ap (estrellas peculiares del 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 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 del continuo está polarizada linealmente en diferentes lugares a lo largo de la superficie del Sol (polarización del limbo), aunque tomada en su conjunto, esta polarización se cancela. La polarización lineal en líneas espectrales suele crearse por la dispersión anisotrópica de fotones en átomos e iones que pueden polarizarse por esta interacción. El espectro polarizado linealmente del Sol a menudo se denomina segundo espectro solar . La polarización atómica puede modificarse en campos magnéticos débiles mediante el efecto Hanle . Como resultado, la polarización de los fotones dispersos también se modifica, lo que proporciona 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 pueden ser coherentes) 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 en 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 se pueden desenredar.
La polarización del fondo cósmico de microondas (CMB) también se está utilizando para estudiar la física del universo primitivo . [4] [5] El CMB exhibe 2 componentes de polarización: polarización en modo B (campo magnético sin divergencia) y polarización en modo E (campo eléctrico sin rizos y solo con gradiente). El telescopio BICEP2 ubicado en el Polo Sur ayudó a detectar la 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.
Se ha sugerido que fuentes astronómicas de luz polarizada causaron la quiralidad encontrada en las moléculas biológicas de la Tierra. [6]