Поляризация излучения

Основные понятия поляризации

Поляризацией электромагнитного излучения называют наличие у него определённого направления колебаний вектора электрического поля. В обычном (неполяризованном) излучении направление вектора поля случайно и равномерно распределено во всех возможных направлениях, перпендикулярных к направлению распространения волны. Если же колебания вектора электрического поля ориентированы предпочтительно или строго в одном направлении, говорят о частично или полностью поляризованном излучении соответственно.

Поляризация может быть:

  • Линейной, если вектор электрического поля колеблется вдоль одной фиксированной плоскости.
  • Круговой, если вектор вращается с постоянной угловой скоростью, описывая окружность в плоскости, перпендикулярной лучу.
  • Эллиптической, если вектор описывает эллипс; линейная и круговая поляризация — частные случаи эллиптической.

Математическое описание поляризации

Для описания поляризации используют вектор электрического поля E⃗(t), лежащий в плоскости, перпендикулярной к направлению распространения волны. Пусть волна распространяется вдоль оси z, тогда:

E⃗(z, t) = Ex(z, t) x̂ + Ey(z, t) ŷ

Если Ex и Ey гармонические, но могут отличаться по амплитуде и фазе, то:

Ex = Axcos (kz − ωt)  ,  Ey = Aycos (kz − ωt + δ)

В зависимости от соотношения Ax, Ay и фазового сдвига δ, получаем различные типы поляризации.

Для характеристики состояния поляризации часто используют параметры Стокса (I, Q, U, V), где:

  • I — полная интенсивность;
  • Q и U — параметры линейной поляризации;
  • V — параметр круговой поляризации.

Физические механизмы поляризации в астрофизике

Поляризация излучения возникает в результате различных физических процессов:

1. Поляризация при рассеянии

Наиболее распространённый механизм в астрофизике — рассеяние на свободных электронах (эффект Томсона). При рассеянии излучения на свободных или слабо связанных зарядах, излучение, рассеянное под углом к направлению падающего луча, становится частично поляризованным. Степень поляризации при рассеянии на угол θ даётся выражением:

$$ P = \frac{\sin^2 \theta}{1 + \cos^2 \theta} $$

В звёздных атмосферах и протопланетных дисках этот эффект играет важную роль. Аналогично, рассеяние Рэлея в пыли или молекулах также индуцирует поляризацию, особенно в оптически тонких средах.

2. Поляризация в магнитных полях (эффект Зеемана)

В присутствии магнитного поля энергетические уровни атомов расщепляются, и возникает поляризованное излучение из-за различий в интенсивности и поляризации переходов между расщеплёнными уровнями. Для нормального эффекта Зеемана:

  • π-компоненты (переходы с Δm = 0) — линейно поляризованы вдоль поля;
  • σ±-компоненты (Δm = ±1) — круговая поляризация.

Измерение поляризации в спектральных линиях даёт информацию о напряжённости и геометрии магнитных полей в астрофизических объектах, включая пятна на Солнце, магнитные поля в звёздных атмосферах и межзвёздной среде.

3. Поляризация синхротронного излучения

Если релятивистские электроны движутся в магнитном поле, они испускают синхротронное излучение, которое обладает высокой степенью линейной поляризации. Максимально возможная степень поляризации для однородного магнитного поля:

$$ P_{\text{max}} = \frac{3p + 3}{3p + 7} $$

где p — показатель степени энергетического распределения электронов. Обычно поляризация достигает 70–80%.

Синхротронное излучение характерно для активных ядер галактик, пульсаров, релятивистских джетов, остатков сверхновых.

4. Поляризация за счёт выравнивания пыли

Анизотропное поглощение и излучение светового потока пылевыми зёрнами, ориентированными магнитным полем, приводит к линейной поляризации межзвёздного света. Зёрна ориентируются так, чтобы ось вращения была перпендикулярна полю, и, следовательно, предпочтительно поглощают свет в определённой поляризации.

Измерение этой поляризации позволяет картировать структуру межзвёздных магнитных полей, даже в далёких галактиках и в областях звездообразования.

5. Поляризация при гравитационном линзировании и в реликтовом излучении

Поляризация возникает также в результате космологических процессов. В частности, реликтовое излучение (CMB) содержит тонкую структуру поляризации, образовавшуюся в эпоху рекомбинации. Она обусловлена рассеянием фотонов на электронах в присутствии квадрупольных анизотропий температуры.

Эта поляризация подразделяется на:

  • E-моду (градиентный компонент) — может быть вызвана как скалярными (плотностными), так и тензорными возмущениями;
  • B-мода (вихревой компонент) — исключительно результат тензорных возмущений, в частности, реликтовых гравитационных волн.

Поиск B-моды — важнейшая задача современной космологии, так как она напрямую связана с процессами инфляции.

Методы измерения поляризации

Поляриметрические наблюдения требуют высокой точности и стабильности. В зависимости от длины волны применяются различные методы:

  • В оптическом и ИК-диапазоне — поляризаторы (например, призмы Волластона), вращающиеся ретардеры, двойные пучки.
  • В радиодиапазоне — фазовые переключатели, корреляторы, используемые в радиоинтерферометрах.
  • В рентгеновском диапазоне — методы, основанные на зависимости эффективного сечения рассеяния от направления поляризации.

Важнейшими инструментами являются:

  • Радиотелескопы с поляриметрическими режимами (например, ALMA, VLA);
  • Космические обсерватории, такие как Planck, IXPE (для рентгеновской поляризации);
  • Наземные оптические поляриметры, установленные на больших телескопах.

Астрофизическое значение поляризации

Поляризация света даёт уникальную информацию, недоступную при обычной фотометрии или спектроскопии:

  • Геометрия и ориентация магнитных полей;
  • Механизмы излучения (термические и нетермические);
  • Распределение и свойства пыли;
  • Кинематика и анизотропия источников;
  • Космологические параметры и следы инфляции.

Поляриметрия является важным инструментом не только в наблюдательной астрофизике, но и в фундаментальных исследованиях Вселенной.

Оглавление