Polarimetría
La polarimetría es una técnica que mide la polarización de la luz, y es una herramienta poderosa que permite a los astrónomos inferir información sobre objetos celestes, desde cometas que pasan hasta galaxias distantes, que no se puede obtener mediante otras técnicas.
¿Qué es la polarización?
La polarización es una propiedad de la luz que se ve en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Probablemente la conocemos más de lo que pensamos. Las gafas de sol polarizadas, por ejemplo, reducen el resplandor de las superficies brillantes, filtrando la luz según su orientación o estado de polarización.
Se dice que la luz del Sol y otras estrellas no está polarizada ya que oscila en todas direcciones. Algunas fuentes, como las pantallas de teléfonos celulares y televisores, emiten luz polarizada, es decir, luz que oscila en una orientación preferencial. Si se miran estas pantallas a través de gafas de sol polarizadas, la pantalla se verá oscura, pues los lentes bloquearán la luz que oscila en una dirección desalineada. Sin embargo, la polarización no se limita a la luz visible; también está presente en otras longitudes de onda, como la luz infrarroja o las ondas de radio.
Las mediciones polarimétricas permiten a los astrónomos obtener más información sobre un objeto de la que tendrían simplemente midiendo su brillo.
¿Qué podemos aprender con la polarimetría?
La polarimetría tiene diversas aplicaciones en astronomía, desde el estudio de exoplanetas distantes hasta la obtención de imágenes de grandes supernovas. La polarimetría permite a los astrónomos observar y medir características de objetos que no siempre pueden identificarse mediante otras técnicas. Algunos ejemplos incluyen:
- El tamaño, forma y orientación de partículas de polvo, como las que rodean a los de cometas o presentes en discos protoplanetarios alrededor de estrellas
- La luz de fuentes débiles, como exoplanetas o núcleos galácticos ocultos
- Las propiedades de dispersión de cuerpos que reflejan luz (como las atmósferas planetarias y superficies de cuerpos rocosos)
- La forma tridimensional de objetos, tales como supernovas
- Los campos magnéticos alrededor de estrellas y otros objetos, como agujeros negros
Cuando la luz impacta a los electrones o partículas de polvo en el espacio, es reemitida en un proceso denominado dispersión, que puede polarizar la luz. La observación de la luz polarizada dispersada por las partículas de polvo que rodean a un cometa permite a los astrónomos conocer las propiedades del polvo, proporcionando antecedentes sobre el historial del cometa. Se puede calcular el diámetro, contenido y compacidad de las partículas de polvo, entre otras propiedades.
Los astrónomos también pueden usar la polarimetría para definir con qué frecuencia un cometa ha pasado cerca de una estrella. Los cometas "frescos" o "prístinos" parecen emitir luz más polarizada que aquellos que han pasado por el Sol u otra estrella varias veces. El instrumento FORS2 del Very Large Telescope (VLT) de ESO estudió el polvo que rodea al cometa interestelar, 2I/Borisov, utilizando polarimetría y descubrió que es uno de los cometas más prístinos jamás encontrados.
El instrumento SPHERE del VLT de ESO utiliza polarimetría para buscar discos protoplanetarios: discos de gas denso y polvo alrededor de estrellas jóvenes, regiones donde pueden formarse exoplanetas. La luz de las estrellas en general no está polarizada, pero al brillar a través del polvo en los discos protoplanetarios y las atmósferas de los planetas, se dispersa y se polariza. La polarimetría elimina la luz estelar no polarizada de una imagen, permitiendo a SPHERE ver los discos protoplanetarios con mayor claridad. Los astrónomos esperaban que estos discos fueran muy uniformes, casi como panqueques, pero las observaciones polarimétricas han mostrado lo contrario. Un estudio SPHERE publicado en 2016 demostró que los discos protoplanetarios tienen morfologías complejas compuestas por brazos espirales, anillos, huecos y sombras. Otro artículo científico de SPHERE de 2020 describió ondas y giros en un disco protoplanetario que podrían ser causados por el nacimiento de un planeta joven.
Este instrumento también se ha utilizado para examinar la luz polarizada y dispersa del polvo que rodea a estrellas más antiguas, como Betelgeuse en la constelación de Orión. De esta forma los astrónomos han logrado resolver misterios, como por qué una estrella está perdiendo masa y cómo se está formando una nebulosa planetaria.
La polarimetría también se usa para estudiar poderosas explosiones estelares denominadas supernovas. Las observaciones polarimétricas permiten a los astrónomos definir la forma de los escombros en expansión alrededor de las supernovas, incluso en supernovas muy distantes donde no pueden ver el material eyectado. Si el material es eyectado en forma perfectamente esférica, la polarización se anulará en toda la nube; pero en forma asimétrica la luz será parcialmente polarizada. Por ejemplo, al observar un tipo especial de supernovas, denominado tipo la, que se utiliza para medir la distancia a galaxias lejanas, el instrumento FORS1 en el VLT de ESO descubrió, por primera vez, la asimetría de una supernova tipo Ia.
La polarimetría también nos permite "ver" el campo magnético de un objeto. En presencia de campos magnéticos, los electrones de alta velocidad se mueven en una trayectoria en espiral, emitiendo la llamada "radiación de sincrotrón", que está polarizada. El Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array (ALMA), en que ESO es socio, se utilizó como parte del Event Horizon Telescope para obtener imágenes del agujero negro supermasivo al centro de la galaxia M87 en luz polarizada. Esto ha permitido a los astrónomos cartografiar los campos magnéticos alrededor de este agujero negro y conocer su morfología y física.
Los campos magnéticos también se pueden medir combinando polarimetría con espectroscopía en el rango óptico, una técnica llamada espectro-polarimetría, que se utiliza en el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros de ESO en La Silla.
¿Cómo medimos la luz polarizada?
Para medir la polarización, el telescopio debe contar con un "polarizador", un filtro que solo permite que pase luz con una dirección de polarización en particular. Los instrumentos como SPHERE suelen medir la polarización utilizando un polarizador vertical y un polarizador horizontal. El haz de luz se divide en dos canales, uno con el polarizador vertical y otro con el polarizador horizontal, y se registran las dos imágenes resultantes. Cuando una imagen se resta de la otra, toda la luz que no está polarizada se anula, dejando una imagen que consiste solo en luz polarizada. Esta técnica es muy útil para la búsqueda de exoplanetas y discos porque la imagen resultante elimina el resplandor de la luz estelar y deja atrás la luz dispersa del disco.
La construcción de instrumentos con capacidades polarimétricas plantea varios desafíos. En primer lugar, dado que los polarímetros bloquean efectivamente parte de la luz que viaja hacia la Tierra, se usan de forma más eficaz para estudiar objetos muy brillantes, a menos que se utilice un telescopio grande, como el VLT de ESO.
En segundo lugar, los telescopios y sus instrumentos generan intrínsecamente un cierto grado de polarización cuando la luz rebota en los espejos o pasa por diversos elementos ópticos. Los ingenieros deben evaluar opciones de diseño cuidadosamente para minimizar este aspecto y tomar datos de calibración para calcular la polarización intrínseca proveniente del telescopio o instrumento, y no del objetivo astronómico en sí.
Instrumentos actuales de ESO con modos polarimétricos
|
Instrumento |
Telescopio |
| FORS2 | VLT (UT1, Antu), Paranal |
| SPHERE | VLT (UT3, Melipal), Paranal |
| CRIRES+ | VLT (UT3, Melipal), Paranal |
| HARPS | 3.6m telescope, La Silla |
| SOFI | New Technology Telescope, La Silla |
| EFOSC2 | New Technology Telescope, La Silla |
| Varios receptores | ALMA |