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Mar 25, 2023

アストロバイトの偏光測定ガイド

Briley Lewis e altri | 2011/11/1 23 ottobre 2022 | Guida | 0 Commenti Riepilogo di Briley Lewis

ブライリー・ルイスほか | 2011/11/1 2022 年 10 月 23 日 | ガイド | コメント0件

ブライリー・ルイス著

偏光についての簡単な紹介

光は電磁波であり、その電場は常に同じ方向を向いているわけではありません。 光の電場の方向は、その「偏光状態」を定義します。 このガイドでは、偏光とは何か、それが宇宙によってどのように生成されるか、そしてそれを観察する方法について説明します。

偏光は、非偏光、直線偏光、楕円偏光の 3 つの主な方法に分類されます。 非偏光 (別名自然光) は、ランダムに偏光した光として説明するのが適切です。 つまり、多くの光源はエミッターの集合体であり、放出される光の偏光は非常に頻繁かつランダムに変化します。 これは 1 つの極端な例であり、多くの場合、光は何らかの形で部分的に偏光されます。 直線偏光の電界の方向は一定です (ただし、波の大きさは依然として変化する可能性があります)。楕円偏光の電界のベクトルは回転し、楕円を描きます。 円偏光はこれに該当し、x 方向と y 方向の両方が同じ大きさになります。 これらのケースのいくつかを以下の図に示します。

偏光は行列を使用して数学的に説明できます。 ストークス ベクトル (別名ストークス パラメーター) は、これを行うための便利な方法です。 I、Q、U、V の 4 つのパラメータがあります。I は合計強度、Q は直線偏光 (符号に応じて水平または垂直) を表し、U は 2 番目の直交軸セット (+/-) での偏光を表します。 45 度)、V は楕円偏光 (>0 の場合は右回り、<0 の場合は左回り) を表します。 それらは次のように定義されます。

完全に偏光した光の場合、I2 = Q2 + U2 + V2。 部分偏光システムの場合、偏光度は P = (Q2 + U2 + V2)1/2 / I で与えられます。さまざまな偏光状態のストークス ベクトルの例については、Hecht の表 8.5 を参照してください。 同様に、ストークス ベクトルに対するさまざまな偏光子の演算は、ミュラー行列によって説明できます。

宇宙では何が偏光を作り出しているのでしょうか？

偏光は、二色性、反射、散乱、複屈折 (二色性と複屈折については次のセクションで詳しく説明します!)、およびその他の電磁効果の影響を受ける可能性があります。 シンクロトロン放射などの一部の放射線プロセスでは、自然に偏光も生成されます。

光は電子との相互作用による散乱によって偏光することがあります。 非偏光の入射光の場合、入射軸に沿って散乱した光は変化せず、直交 (90 度) 角度で散乱した光は直線偏光になります。 散乱は光の波長に対する粒子のサイズに応じてより複雑になる可能性があります。レイリー散乱は粒子が波長よりもはるかに小さい場合に何が起こるかを説明し、ミー散乱はより一般的な散乱を説明します。

光は、誘電体媒体からの反射によって偏光することもできます。この場合、入射偏光の 1 つの成分だけが反射され、もう 1 つは屈折します。 ブリュースターの法則は、反射光線が完全に偏光され、その角度からの逸脱が部分的に偏光される角度を説明します。

天文学において偏光が生じる状況の例としては、次のようなものがあります。

偏光はどのように測定するのでしょうか?

入ってくる光の偏光度を把握するには、ある種の偏光子、つまり光を成分に分離するフィルター、または特定の偏光の光のみを通過させるフィルターを使用する必要があります。 ヘクトが光学の教科書で述べているように、偏光子が機能するには「プロセスに関連するある種の非対称性がなければなりません」。

一部の偏光子は二色性を使用しており、一方の偏光状態のみが選択的に吸収され、もう一方の直交する偏光状態は良好に透過します。 ポラロイド フィルターと同様、一部の結晶は自然に二色性です。 もう 1 つの一般的に利用される効果は複屈折です。これは、物質内の原子の配置により物質が異なる屈折率を持つことを意味します。 特定の複屈折結晶は、光を直交する偏光状態に分割することができます。 天文学における有用な例は、多くの機器で偏光ビームスプリッターとして機能するウォラストン プリズムです。

もう 1 つの重要なタイプの光学部品は波長板として知られており、入射ビームの光の偏光を変化させるものです。 全波長板は 360 度 (2π ラジアン) の位相差を生成しますが、半波長板は 180 度 (π ラジアン) の位相差を引き起こし、1/4 波長板は位相を 90 度 (π/2 ラジアン) シフトします。 ）。 直線偏光子と波長板の組み合わせなど、円偏光を誘起する偏光子もあります。

では、天文偏光計は何で作られているのでしょうか? 少なくとも光学/赤外線では、通常、光を 2 つの直交する偏光に分割するウォラストン プリズムのようなある種のビーム スプリッターと、観察者が機器の補正を行うために偏光を変調できるようにする 1/2 波長板があります。効果。 (例として、ここで Gemini Planet Imager 旋光計について詳しく読むことができます。)

光学と IR 以外にも、偏光測定を測定する他の方法もあります。 電波望遠鏡は基本的に電場の状態を記録しているため、偏光を検出できます。X 線のような高エネルギー光の他のタイプの検出器 (ガスピクセル検出器など) も同様に偏光を測定するために考案されています。

偏光測定機能を備えたいくつかの現在の天文台とその優れた科学結果 (さらに関連するアストロバイト!)

IXPE [イメージング X 線偏光測定エクスプローラー] — 最近開始された NASA ミッション IXPE は、超新星、AGN、パルサーなどの極端な発生源からの偏光を探す予定です。 まもなく発表される最初の結果に注目してください。

VLT/SPHERE — SPHERE は、まだ円盤に埋め込まれている非常に若い形成惑星である PDS 70b の非常にクールな検出を含む、系外惑星の特性評価と検出に焦点を当てています。

Gemini Planet Imager — 前に簡単に説明しましたが、Gemini Planet Imager は惑星を画像化するだけでなく、破片の円盤も画像化しました。 そしてそれは、星の光を円盤の光から分離する技術である偏光差分イメージングを使用して、偏光でそれを行いました。 彼らは分極した破片ディスクの調査サンプル全体と、個々のディスクに関するきちんとした詳細な研究を持っています。

すばる/SCExAO/CHARIS — すばる望遠鏡の CHARIS 装置は、系外惑星や円盤の発見に役立つ偏光差分イメージング (CHARIS-PDI) など、赤外線での分光偏光測定 [複数の波長で偏光を観察する] ことができます。 彼らは、おうし座 T 型星からのジェットや破片の円盤のクールな画像を撮影しました。

ALMA — アルマ望遠鏡のような電波望遠鏡アレイでは偏光測定の仕組みが少し異なりますが、それを実現します。 アルマ望遠鏡は、興味深い極度の超新星 AT2018cow など、宇宙全体の物体の磁場を理解するための鍵となってきました。

Event Horizo​​n Telescope — 「通常の」単一望遠鏡とは少し異なるという点で ALMA と同様に、EHT アレイはこれまでで最も極端な偏光の例の 1 つである、M87 の超大質量ブラック ホールの周囲の塵っぽい領域からの偏光を測定することに成功しました。

HARPS — ESO の有名な分光器である HARPS に偏光測定機能が追加されました。 分光偏光測定が可能で、星の磁場の理解に役立ちます。

SOFIA HAWC+ — 航空天文台 SOFIA には、HAWC+ と呼ばれる独自の遠赤外線イメージング偏光計があり、星形成領域や活動銀河核の周りの塵っぽいトーラスの発光を観察するために使用されています。

ここで説明したものよりも確実に多くの偏光計と科学の事例がありますが、研究で偏光計について考えている場合、または単に詳しく学ぼうとしている場合、これが役立つ出発点になることを願っています。

Astrobite 編集者: Jessie Thwaites と Sabina Sagynbayeva

注目の画像クレジット: ブリタニカ百科事典

リソース：

ESO偏光測定

偏光測定: 天文学における強力な診断ツール

天文偏光測定（論文）

[書籍] Kolokolova, L.、Hough, J.、および Levasseur-Regourd, A. (編著)。 （2015年）。 星と惑星系の偏光測定。 ケンブリッジ: ケンブリッジ大学出版局。 土井:10.1017/CBO9781107358249

【教科書】 ヘクト、ユージン。 光学。 ピアソン教育、2012 年。