Polarimetria

A fény polarizációjának mérésére szolgáló eljárás, a polarimetria hatékony eszköz, amely lehetővé teszi a csillagászok számára, hogy olyan információkat is megtudjanak az égi objektumokról – az üstökösöktől kezdve a távoli galaxisokig –, amelyekhez más módon nem tudnának hozzájutni.

Mi a polarizáció?

A polarizáció a teljes elektromágneses spektrumban jellemző tulajdonsága a sugárzásnak. Valójában sokkal közelebbi kapcsolatban vagyunk vele, mint gondolnánk. A polarizált napszemüvegek például a fény polarizációs állapotának megfelelő szűréssel csökkentik a fényes felületek csillogását.

A Napból és a többi csillagból érkező fény polarizálatlan, mivel a terjedési irányra merőlegesen minden irányban rezeg. Egyes források, például a mobiltelefonok vagy televíziók képernyői azonban polarizált fényt bocsátanak ki, amelyben a rezgés már csak bizonyos irányokban történik. Ha ezeket a képernyőket polarizált napszemüvegen keresztül nézzük úgy, hogy azt közben elforgatjuk, akkor a képernyő sötétnek fog tűnni, mivel a lencsék nem engedik át azt a fényt, amelynek rezgési iránya nem megfelelő. A polarizáció nem korlátozódik a látható tartományra, az az infravörösben és a rádiótartományban is fellép. 

Polarimetriai mérésekkel a csillagászok sokkal többet megtudhatnak egy-egy objektumról, mintha pusztán csak a fényességüket mérnék.

Az animáció a polarizáció jelenségét szemlélteti. A fény elektromágneses hullám. Rezgése általában a terjedésre merőleges bármely irányban lehetséges, de egy polarizációs lemez ezek közül kitüntethet egyet, miután a fényről már azt mondjuk, hogy polarizált.

Mit tudhatunk meg a polarimetriából?

A polarimetriát széles körben alkalmazzák a csillagászatban, a távoli exobolygók tanulmányozásától kezdve a gigantikus szupernóva-robbanások fényképezéséig. A polarimetria segítségével a csillagászok az objektumok olyan jellemzőit mérhetik meg, amelyek más eljárásokkal nem mindig érhetők el. Csak néhány példa:

  • Az üstökösöket övező és a csillagok körüli protoplanetáris korongokat alkotó porszemcsék mérete, alakja és irányultsága
  • Halvány források, például exobolygók vagy rejtett galaxismagok fénye
  • A fényt visszaverő testek (például bolygólégkörök, kőzetobjektumok felszíne) szórási tulajdonságai
  • Objektumok, például szupernóvák térbeli alakja
  • Mágneses tér a csillagok vagy más objektumok, például fekete lyukak körül

Ha a fény elektronokkal vagy űrbeli porrészecskékkel ütközik, fotonjai az elnyelődés után újra kisugárzódnak, ez a folyamat a szórás, amely polarizálhatja a fényt. Egy üstökös porszemcséin szóródott polarizált fény a por tulajdonságairól árulkodik, információt nyújtva így az üstökös életének korábbi szakaszairól is. Több más jellemző mellett meg lehet határozni például a porszemcsék méretét, összetételét és tömörségét is.

Polarimetriai mérésekből a csillagászok azt is meg tudják állapítani, hogy egy üstökös milyen gyakran került csillag közelébe. Úgy tűnik, hogy az „ősi” üstökösök fénye erősebben polarizált, mint azoké, amelyek már többször kerültek a Nap vagy más csillag közelébe. Az ESO VLT távcsőegyüttesének FORS2 műszerével tanulmányozták a csillagközi térből érkezett 2I/Borisov üstököst, és a polarimetriából megállapították, hogy az a valaha észlelt egyik legősibb üstökös.

Az ESO VLT távcsőegyüttesének SPHERE műszere polarimetriát használva segíti a fiatal csillagokat övező sűrű gáz- és porkorongok, az ún. protoplanetáris korongok vizsgálatát, amelyekből bolygók alakulnak ki. A fény alapesetben polarizálatlan, de szóródik, és ezáltal polarizálttá válik, amint áthalad a protoplanetáris korongok porán vagy a bolygók légkörén. A polarimetria eltávolítja a képről a polarizálatlan fény nyomát, így a SPHERE sokkal tisztábban mutathatja a protoplanetáris korongokat. A csillagászok korábban úgy vélték, hogy ezek a korongok nagyon simák, majdnem olyanok, mint a palacsinta, a polarimetriai megfigyelések azonban mást mutattak. Egy 2016-ban közölt SPHERE-tanulmány szerint a protoplanetáris korongok morfológiája összetett, spirálkarok, gyűrűk, rések és árnyékok vannak bennük. Egy másik, 2020-as SPHERE-cikk pedig hullámokat és csavarodásokat talált egy protoplanetáris korongban, amelyeket éppen kialakuló fiatal bolygók okozhattak.

Ugyanezt a műszert használták elfejlődött csillagokat, például az Orion csillagkép Betelgeuze nevű csillagát övező por által szórt és polarizált fény vizsgálatára. Ez alapján a csillagászok megoldhattak például olyan rejtélyeket, hogy miért veszítenek tömeget a csillagok, vagy hogyan jönnek létre a planetáris ködök.

Szintén széles körben használják a polarimetriát a szupernóva-robbanások tanulmányozásában. Polarimetriai mérésekkel a csillagászok meghatározhatják a szupernóvák körüli táguló törmelékfelhő alakját, még olyan távoli robbanások esetében is, amikor maga a ledobódott anyag nem is látható. Ha a ledobódás gömbszimmetrikus, akkor a köd egyetlen részéből sem érkezik polarizált fény, ha azonban aszimmetrikus, akkor a fény részben polarizált lesz. Például a nagyon távoli galaxisok távolságmeghatározásában alapvető szerepet játszó Ia típusú szupernóvák vizsgálata során az ESO VLT távcsőegyüttesének FORS1 műszere először talált aszimmetrikus Ia típusú szupernóva-robbanást.

A polarimetria segítségével az objektumokat övező mágneses tér is „láthatóvá” tehető. Mágneses tér jelenlétében a nagy sebességű elektronok spirális pályán mozognak, közben ún. szinkrotronsugárzást bocsátanak ki, ami polarizált. Az ESO partnerségével üzemeltetett ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) antennarendszer része volt az Event Horizon Telescope nevű együttműködésnek, amely polarizált sugárzás alapján képet alkotott az M87 galaxis szívében helyet foglaló szupernagy tömegű fekete lyuk környezetéről.

A mágneses terek az optikai tartományban a polarimetria és a spektroszkópia együttes alkalmazásával is mérhetők, ez az eljárás a spektropolarimetria, amelyet La Silla-n az ESO 3,6 méteres távcsövén működő HARPS műszerben is alkalmaznak.

Hogyan mérhetjük a polarizációt?

A polarizáció méréséhez a távcsövet „polarizátorral” kell felszerelni. Ez egy szűrő, amely csak bizonyos polarizációs irányú fényt enged át. A SPHERE-hez hasonló műszerek a polarizációt jellemzően egy függőleges és egy vízszintes polarizátorral mérik. A fénysugarat két csatornára osztják – egy a függőleges, egy pedig a vízszintes polarizátorral –, és mindkét képet rögzítik. Az egyik képet a másikból kivonva az összes polarizálatlan fény nyoma eltűnik, csak az marad, amit polarizált fény hozott létre. Ez rendkívül hasznos exobolygók és porkorongok keresésénél, mivel az eredményképen a csillag képe már nem, csak a korong szórt fényének nyoma látszik. 

Polarimetriai képességekkel felruházott műszerek építése számos kihívást tartogat. Először is, mivel a polariméterek a Földre tartó sugárzás egy részét kiszűrik, hatékonyan csak a nagyon fényes objektumok vizsgálatára alkalmas, kivéve, ha akkora teleszkópokat használunk, mint az ESO VLT távcsőegyüttesének tagjai.

Másodszor, maguk a távcsövek és a műszerek is polarizálják valamennyire a fényt, amikor az a tükrökről visszaverődik, vagy a különböző optikai elemeken áthalad. A mérnököknek gondosan kell tervezniük, hogy a lehető legkisebbre csökkentsék ezeket a hatásokat, de kalibrációs adatok is szükségesek a belső, nem a csillagászati objektumtól, hanem a távcsőtől és a műszertől származó polarizáció mértékének becsléséhez.

Az ESO jelenlegi, polarimetriai módban is használható műszerei

Műszer

Távcső

FORS2 VLT (UT1, Antu), Paranal
SPHERE VLT (UT3, Melipal), Paranal
CRIRES+ VLT (UT3, Melipal), Paranal
HARPS 3,6 méteres teleszkóp, La Silla
SOFI Új Technológiájú Távcső, La Silla
EFOSC2 Új Technológiájú Távcső, La Silla
Különböző vevők ALMA