Año 19 Número 73 – Junio 2021
por Paula Benaglia y Marcelo E. Colazo
¿Qué es la radiación polarizada?
Las ondas electromagnéticas resultan de la interacción de los campos eléctrico y magnético y son solución de las ecuaciones de Maxwell (1865). Una onda electromagnética monocromática puede caracterizarse mediante el vector campo eléctrico E, que se mantiene siempre perpendicular a la dirección de propagación de la onda. En su forma más general, con el transcurso del tiempo, el vector E rota en un plano, y para cada instante, E puede reconstruirse usando dos componentes cartesianas. Se cumple que la punta del vector E va describiendo una elipse, incluyendo sus casos límite: un segmento de recta y un círculo (que puede ser recorrido en sentido horario o antihorario). En el primero de estos casos, se dice que la onda está linealmente polarizada. En el segundo, que está circularmente polarizada. Se puede demostrar que una onda monocromática puede describirse como la superposición de dos ondas ortogonales linealmente polarizadas, o equivalentemente, de dos ondas circularmente polarizadas (de sentidos horario y antihorario). Inversamente, si podemos medir las componentes, tendremos como resultado la onda.
Figura 1a (izquierda): representación de una onda electromagnética que se propaga en la dirección k; las sinusoides azul y roja representan la punta de los vectores de campos eléctrico y magnético, respectivamente. Figura 1b (derecha): representación de onda polarizada linealmente. La flecha gruesa indica la dirección de propagación. En color rojo se representan los vectores de uno de los campos, los cuales se mantienen siempre en el mismo plano.
La polarización, tanto lineal como circular, de la emisión de fuentes astrofísicas es un fenómeno común. En principio, midiendo el grado de polarización de la emisión recibida de una fuente, uno podría determinar las características del proceso que generó la radiación. En particular, el conocimiento de la polarización lineal podría llevar a estimar el valor del campo magnético en la dirección de observación, una variable presente en la mayoría de las fuentes, difícil de medir, y necesaria para describir los fenómenos físicos que en ellas ocurren.
¿Cómo se mide?
Una forma sencilla de imaginar una antena es pensarla como un dispositivo que mide el campo eléctrico en un punto y lo convierte a un voltaje, que retiene fielmente las amplitudes y fases de los campos medidos. Para recuperar la información sobre la polarización de la emisión recibida, se usan dispositivos conocidos como polarizadores (ver Figura 2a). Los llamados lineales miden la magnitud de la señal en dos direcciones ortogonales: se puede pensar que la señal que llega se la divide en dos, haciéndola pasar por un filtro horizontal, y otro vertical (Figura 2b) .
Figura 2a (izquierda): Esquema denominado diagrama en bloque que representa la cadena de dispositivos que atraviesa la radiación que llega a un radiotelescopio, ingresando por el llamado alimentador. El polarizador se encarga de dividir la señal en dos planos perpendiculares, para el posterior análisis de cada uno por separado. Figura 2b (derecha): esquema del polarizador filtrando la radiación que le llega, en uno de los planos.
Con el propósito de lograr mayor aumento de lo que se quiere observar o resolución angular (algo así como la mínima distancia angular entre dos fuentes que percibimos como separadas) se usan los radio-interferómetros, conjuntos de antenas con resolución angular equivalente a una gran antena del tamaño de la distancia máxima entre dos pares de las mismas (la resolución angular de un radiotelescopio simple es inversamente proporcional al diámetro de la antena). En ellos, las señales de cada par de antenas son combinadas (específicamente, correlacionadas). Para cada par de antenas, con dos señales provistas por el polarizador en cada una, se tienen cuatro combinaciones posibles, con sus correspondientes salidas. En lugar de trabajar con los valores de E, se usan en general los parámetros definidos en 1852 por George Stokes I, Q, U, V, e introducidos casi un siglo más tarde en la Astronomía por Subrahmanyan Chandrasekhar, en función de las señales salidas de los polarizadores. El parámetro I guarda la información de la intensidad de la fuente; con los parámetros Q, U y V se determina el grado o fracción de polarización lineal (P) y circular.
Cuando se realizan observaciones polarimétricas, es necesario incluir calibradores de polarización, que permitirán determinar las pérdidas debidas a que los polarizadores no son ideales, y el ángulo de polarización absoluto de referencia.
Radiofuentes de radiación polarizada
Desde los comienzos de la radioastronomía se detectaron objetos o fuentes muy intensas a bajas frecuencias (rango de MHz hasta unos pocos GHz) (Burn 1966). Ya en 1950 se propuso que radiaban por efecto sincrotrón, que revela la presencia de electrones a velocidades cercanas a las de la luz en movimiento espiral alrededor de las líneas de campo magnético (Alfven y Herlofson 1950). A medida que los equipos de medición se fueron tornando más sensibles y con mayor resolución angular, se pudieron medir hacia esas intensas fuentes fracciones de polarización lineal relevantes. Por ejemplo, Morris y Radhakrishnan (1963) encontraron que un 15% en la emisión recibida del remanente de supernova conocida como la nebulosa del Cangrejo era polarizada.
Un resultado inesperado en esos primeros años fue que el estado de polarización de algunas fuentes (ejemplo: la radiogalaxia Centaurus A, Cooper y Price 1962) dependía de la longitud de onda 𝜆 de observación. Esto abrió la perspectiva de que las observaciones polarimétricas proveerian información no solo sobre las fuentes observadas sino del medio a través del cual viaja la radiación. Se descubrió también que para muchos objetos el ángulo de polarización guarda una relación lineal con el cuadrado de 𝜆. La pendiente de esa línea es llamada ‘medida de rotación’ o MR de la fuente.
En todo medio magneto-iónico ocurre el fenómeno de birrefringencia: al ser iluminados por radiación, el índice de refracción del material es diferente si la polarización circular es en un sentido u otro. Por esto, el ángulo de polarización de la radiación polarizada que se propaga a través del plasma es rotado con un valor. Además, el valor depende de la frecuencia. Este efecto se conoce como rotación Faraday. Tiene entonces también como consecuencia depolarizar la radiación, dado que las ondas electromagnéticas que constituyen la radiación original, al atravesar un medio, cambian el grado de polarización desordenadamente, bajando el grado promedio.
El efecto Faraday, causado por material entre el objeto a estudiar y el detector, enmascara la polarización intrínseca de ese objeto. Pero puede verse como una de las principales fuentes de información sobre los campos magnéticos desde planetas hasta otras galaxias. En los últimos años se ha avanzado mucho en la obtención de mapas de la rotación de Faraday que abarcan todo el cielo, para determinar la componente producida por el campo magnético de la Vía Láctea, con dos objetivos. Uno es contribuir a la investigación de la formación y estructura de nuestra propia galaxia. Pero también, sucede que toda radiación polarizada que viene de fuentes extragalácticas atraviesa la nuestra y su campo magnético: la emisión sincrotrón galáctica difusa es un factor importante de depolarización Faraday. El conocimiento de este fondo galáctico, con alta resolución angular, es de gran ayuda para caracterizar en forma precisa los campos magnéticos extragalácticos (Hutschenreuter y Enßlin 2020).
Otros procesos, no tratados aquí, que dan lugar a radiación polarizada, comunes en escenarios astrofísicos, son el efecto Zeeman, la dispersión Thomson, la reflexión de radiación, la radiación sobre granos de polvo, etc.
Tomografia Faraday
Midiendo en más de una 𝜆 los ángulos de polarización hacia una fuente, uno puede estimar la MR. Esta variable depende del campo magnético en la dirección de la visual y de la distribución, a lo largo de la fuente, de la densidad de electrones del material que hace rotar el ángulo de polarización. Entonces, conociendo dos de estas variables se podría calcular la tercera, para cada direcccion en que se mire. Pero en esa dirección se obtendrá información mezclada de todas las fuentes y medios que ella intersecta. Esta es la razón de que frecuentemente el ángulo de polarización no depende linealmente de 𝜆2.
La síntesis de medida de rotación (o Rotation Measure Synthesis, RMS, por sus siglas en inglés) es una técnica desarrollada para interpretar la emisión polarizada y poder separar las contribuciones de diferentes fuentes que están en una misma línea de visual. Esta técnica se apoya en la capacidad que tienen los radio-interferómetros, desde hace pocos años, de observar usando un ancho de banda de GHz. El famosísimo Very Large Array (VLA), arreglo formado por 27 antenas de 25 m de diámetro, de Nuevo México (EE.UU.) pasó, hacia el 2010, de usar anchos de banda de 50 MHz a llamarse Jansky VLA con anchos de banda de varios GHz.
En la técnica RMS se define la ‘profundidad Faraday’ (𝜙), en función de la cual se expresa el espectro Faraday F(𝜙). Y se verifica que F(𝜙) y la polarización observada P (𝜆2) -en función de 𝜆2– son transformadas de Fourier.
Las observaciones interferométricas proveen medidas de P(𝜆2), y aplicando transformada de Fourier, se puede construir F(𝜙). Del análisis del comportamiento de esta función se puede determinar los diferentes objetos-fuentes que están depolarizando la radiación a lo largo de cada línea de vista. La tecnica RMS permite obtener la distribución de la intensidad polarizada y el ángulo de polarización en el plano del cielo para diferentes valores de la profundidad Faraday, de manera análoga a un tomógrafo que provee información del cuerpo humano en distintos planos de profundidad.
El extraño caso del objeto EB27
Entre los objetos estudiados como fuentes de radiación sincrotrón, desde 2010 se conoce al bow shock estelar EB27. Para definir este tipo de objetos debemos hablar primero de las estrellas fugitivas: son aquellas que viajan a velocidades de decenas de km/s, mucho más altas que el material interestelar de su entorno. En su movimiento, van barriendo gas y polvo interestelar, apilándolo, formando una estructura que se asemeja a la espuma en la proa de un barco, por lo que se la llama entonces ‘choque de proa’ (en inglés, bow shock). El material barrido brilla en el infrarrojo. Se espera que en general se reciba emisión térmica (por material caliente) de estos bow shocks. Las estrellas fugitivas masivas (que son las que tienen más de 8 masas solares) y calientes (decenas de miles de grados K en su superficie) presentan vientos intensos y rápidos en sus capas más externas, que provocan la pérdida de material. La región de interacción de estos vientos supersónicos con el material del medio denso es proclive a convertirse en una zona de aceleración de partículas hasta energías relativistas, y de emisión sincrotrón, ya que cuentan con el otro ingrediente necesario: un campo magnético que las permea.
EB27 es el prototipo de bow shock con evidencia de emisión sincrotrón (Benaglia y cols. 2010). El mismo fue descubierto en imágenes del satélite infrarrojo Midcourse Space eXperiment, donde se lo proponía generado por una estrella fugitiva de la asociación estelar Cygnus OB2 identificada como BD+43 3654 (Comeron y Pasquali 2007). Motivados por el estudio anterior, lo observamos en dos bandas de radio con el VLA. La búsqueda de evidencia tanto de emisión sincrotrón, como de emisión a altas energías, de otros candidatos no resultó concluyente hasta la fecha (Rangelov y cols. 2019, Schmuz y cols. 2014, Hess collaboration 2018).
Aprovechando la actualización mencionada de la que fue objeto el VLA, decidimos, junto con Santiago del Palacio y Christopher Hales, observar nuevamente EB27, para obtener imágenes con mucho menor ruido de fondo y configurarlas de manera de obtener información completa de la polarización (Benaglia y cols. 2021). Con esos datos logramos una nueva imagen, que sumó 7 veces más emisión que la anterior y confirmar un comportamiento de la emisión en el centro del bow shock, compatible con sincrotrón.
El estudio de la polarización fue llevado a cabo aplicando la RMS. En el campo del bow shock hay otras tres fuentes, no relacionadas físicamente, a muy diferentes distancias. Una es una región de hidrógeno ionizado (que identificamos por ES), y las otras dos son probablemente núcleos galácticos activos (S1 y S2).
En las observaciones se usó un ancho de banda de 2 GHz, centrado en 3 GHz. La Figura 3a es una imagen de la emisión medida. Perfiles de profundidad Faraday hacia las fuentes ES, S1, S2 y el centro del bow shock mostraron polarización en S1 y S2. De la fuente ES no se espera polarización lineal, por lo que sirvió para determinar un umbral de detección de polarización.
En dirección al corazón del bow shock se halló un grado de polarización fraccional menor al 1%. Esto puede ser explicado si el campo magnético que permea el bow shock es altamente turbulento. También hay que tener en cuenta que el objeto estudiado está en la región del plano galáctico, llena de emisión de diferentes escalas angulares. El medio difuso, a su vez débil, en el entorno de EB27, que no pudo ser detectado en su totalidad, es otra posible causa de la ausencia de polarización encontrada. Este trabajo, junto con el de Hales y cols. (2017), hacia el sistema estelar binario WR 146, lleva a preguntarse si la emisión sincrotrón no polarizada es un denominador común para los sistemas que involucran estrellas masivas.
Figura 3a (izquierda): Imagen de radio-emisión en la banda centrada en 3 GHz, tomada con el Jansky Very Large Array. La estrella rosa señala la posición de la estrella BD+43 3654, y la línea de trazos su dirección de movimiento hacia el bow shock EB27 (estructura extendida, de mayor intensidad). Se identifican las fuentes ES, S1 y S2. Figura 3b (derecha): medida de la polarización en función de la profundidad Faraday, para las 4 fuentes.
Referencias
Alfven y Herlofson 1950, Ph.Rv. 78, 616
Benaglia y cols. 2010, A&A 571, 10
Benaglia y cols. 2021, MNRAS 503, 2514
Brentjens y de Bruyn 2005, A&A 441, 1217
Burn 1966, MNRAS 133, 67
Comeron y Pasquali 2007, A&A 467, 23
Cooper y Price 1962, Nature 196, 761
Hales y cols. 2017, A&AA 598, 42
Hess collaboration 2018, A&A 612, 12
Hutschenreuter & Enßlin 2020, A&A 633, 150
Maxwell 1865, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 155, 459
Morris y Radhakrishnan 1963, ApJ 137, 147
Rangelov y cols. 2019, AppJ 885, 105
Schulz y cols. 2014, A&A 565, 95
Sobre los autores
Paula Benaglia es Doctora en Astronomía por la Universidad Nacional de La Plata, e investigadora Independiente de CONICET. Miembro fundador de los grupos GARRA (Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía) y Fringe (Formación en radio interferometría – Argentina). Ha obtenido tiempo de observación en los mejores radiotelescopios del mundo. Es autora de más de 100 artículos publicados en el área de la astronomía y la astrofísica, con más de 1300 citas.
Marcelo E. Colazo es Doctor en Astronomía por la Universidad Nacional de La Plata. En la actualidad es investigador de la Comisión Nacional de Actividades Espaciales, Responsable del Área de Estudios Ultraterrestres y Clima Espacial de la Gerencia de Vinculación Tecnológica, y coordina el uso científico de las Estaciones de Espacio Profundo instaladas en la Argentina.