Polarimetría

La polarimetría, una técnica para medir la polarización de la luz, es una potente herramienta que permite a la comunidad astronómica inferir información sobre objetos celestes, desde cometas que pasan hasta galaxias distantes, que no se puede obtener utilizando otras técnicas.

¿Qué es la polarización?

La polarización es una propiedad de la luz vista en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Es algo con lo que probablemente estemos más familiarizados de lo que pensamos. Las gafas de sol polarizadas, por ejemplo, reducen el deslumbramiento de las superficies brillantes filtrando la luz en función de su orientación o estado de polarización.

Se dice que la luz del Sol (y de otras estrellas) no está polarizada, ya que oscila en todas las direcciones. Algunas fuentes, como las pantallas de teléfonos móviles y televisores, emiten luz polarizada, luz que tiene una dirección preferida de oscilación. Mirar estas pantallas a través de gafas de sol polarizadas rotadas hará que la pantalla aparezca oscura, porque las gafas bloquearán la luz que oscila a lo largo de 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 la comunidad astronómica conocer mucho más sobre un objeto de lo que podrían aprender si simplemente midieran su brillo.

¿Qué podemos aprender de la polarimetría?

La polarimetría tiene una amplia gama de aplicaciones en astronomía, desde el estudio de exoplanetas distantes hasta la obtención de imágenes de vastas supernovas. La polarimetría permite a la comunidad astronómica observar y medir características de objetos que no siempre son identificables cuando se utilizan otras técnicas. Algunos ejemplos incluyen:

• El tamaño, la forma y la orientación de las partículas de polvo, como las que rodean a los cometas o las que se encuentran en los discos de formación de planetas alrededor de las estrellas
• La luz de fuentes débiles, como exoplanetas o núcleos galácticos ocultos
• Las propiedades de dispersión de los cuerpos que reflejan la luz (como las atmósferas planetarias y las superficies de los cuerpos rocosos)
• Las formas tridimensionales de los objetos, como las supernovas
• Campos magnéticos alrededor de estrellas y otros objetos, como agujeros negros

Cuando la luz choca contra electrones o partículas de polvo en el espacio, se vuelve a emitir en un proceso, llamado dispersión, que puede polarizar la luz. Observar la luz polarizada dispersada de los granos de polvo que rodean un cometa revela a la comunidad astronómica las propiedades de ese polvo y, por lo tanto, proporciona la historia de fondo de la vida del cometa. Es posible determinar, entre otras propiedades, los diámetros, el contenido y la compacidad de las partículas de polvo.

La comunidad astronómica también puede usar la polarimetría para determinar con qué frecuencia un cometa ha pasado cerca de una estrella. La luz que emiten de los cometas "frescos" o "prístinos" parecen estar más polarizada que la de los que han pasado varias veces por el Sol u otra estrella. El instrumento FORS2, instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, estudió el polvo que rodea al cometa interestelar 2I/Borisov utilizando polarimetría y descubrió que era uno de los cometas más prístinos jamás detectados.

Disco protoplanetario alrededor de la estrella AB Aurigae observado con el instrumento SPHERE en luz polarizada. Se cree que los giros internos cercanos al centro son generados por el nacimiento de un planeta.

Credit: ESO/Boccaletti et al.

El instrumento SPHERE, instalado en el VLT de ESO, utiliza la polarimetría para ayudar a buscar discos protoplanetarios, discos de gas denso y polvo alrededor de estrellas recién formadas que son el lugar de nacimiento de los exoplanetas. Generalmente, la luz de las estrellas no está polarizada, sin embargo, a medida que brilla 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, lo que permite a SPHERE ver los discos protoplanetarios con mucha más claridad. La comunidad astronómica esperaba que estos discos fueran muy planos y finos, casi como tortitas, pero las observaciones polarimétricas han demostrado lo contrario. Un estudio de SPHERE, publicado en 2016, mostró que los discos protoplanetarios tienen morfologías complejas que consisten en brazos espirales, anillos, brechas y sombras. Otro artículo de SPHERE de 2020 detectó ondas y giros en un disco protoplanetario que podrían ser generados por el nacimiento de un planeta joven.

El mismo instrumento también se ha utilizado para examinar la luz dispersa y polarizada del polvo que rodea a estrellas más antiguas como Betelgeuse, en la constelación de Orión. Esto ha permitido a la comunidad astronómica resolver misterios como por qué pierde masa una estrella y cómo se forma una nebulosa planetaria.

La polarimetría también se usa ampliamente para estudiar potentes explosiones estelares llamadas supernovas. Las observaciones polarimétricas permiten a la comunidad astronómica averiguar la forma de los escombros en expansión que hay alrededor de las supernovas, incluso en supernovas muy distantes donde en realidad no pueden ver la eyección en sí. Si la eyección es perfectamente esférica, la polarización se cancelará en toda la nube; pero si es asimétrica, la luz estará parcialmente polarizada. Por ejemplo, al observar un tipo especial de supernovas llamadas Tipo Ia, comúnmente utilizadas para medir la distancia a galaxias lejanas, el instrumento FORS1, instalado en el VLT de ESO, descubrió, por primera vez, que una supernova de Tipo Ia puede ser asimétrica.

Imagen en luz polarizada, obtenida por el Event Horizon Telescope, del agujero negro supermasivo situado en el centro de la galaxia M87. Las líneas curvas indican la dirección de oscilación de las ondas de luz, que se puede utilizar para reconstruir el campo magnético que hay alrededor del agujero negro.

Credit: EHT collaboration.

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 espiral y, al hacerlo, emiten la llamada "radiación sincrotrón", que está polarizada. El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), del que ESO es socio, se utilizó como parte de la colaboración del EHT (Event Horizon Telescope, telescopio de horizonte de sucesos) para obtener imágenes en luz polarizada del agujero negro supermasivo situado en el corazón de la galaxia M87. Esto ha permitido a la comunidad astronómica mapear los campos magnéticos que hay alrededor de este agujero negro y aprender más sobre su morfología y su física.

Los campos magnéticos también se pueden medir combinando la polarimetría con la espectroscopía en la óptica, una técnica llamada espectropolarimetría y utilizada en el instrumento HARPS, instalado en el Telescopio ESO de 3.6m, en La Silla.

¿Cómo medimos la luz polarizada?

Para medir la polarización, un telescopio debe estar equipado con un "polarizador", un filtro que solo permite el paso de la luz con una dirección particular de polarización. Los instrumentos como SPHERE suelen medir la polarización mediante el uso de un polarizador vertical y un polarizador horizontal. Un 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 se resta una imagen a la otra, toda la luz que no está polarizada se cancela, dejando atrás una imagen que consiste solo en luz polarizada. Esto es extremadamente útil para la caza de exoplanetas y discos porque la imagen resultante elimina el resplandor de la luz de las estrellas y deja atrás la luz dispersa del disco.

La construcción de instrumentos con capacidades polarimétricas plantea varios desafíos. Primero, debido a que los polarímetros bloquean de manera eficaz parte de la luz que viaja hacia la Tierra, se usa de manera más efectiva para estudiar objetos muy brillantes, a menos que se use un gran telescopio, como el VLT de ESO.

En segundo lugar, los telescopios y sus instrumentos generan intrínsecamente una cierta cantidad de polarización cuando la luz rebota en sus espejos o atraviesa varios elementos ópticos. La ingeniería y sus profesionales deben tomar decisiones de diseño cuidadosas para minimizar este aspecto y obtener datos de calibración para estimar la cantidad de polarización intrínseca proveniente del telescopio y del instrumento, y no del objetivo astronómico en sí.

Instrumentos de ESO que en la actualidad disponen de modo polarimétrico