\n\u00bfQu\u00e9\nes la radiaci\u00f3n\npolarizada?<\/h5>\n\n\n\n
Las ondas electromagn\u00e9ticas resultan de la interacci\u00f3n de los campos el\u00e9ctrico y magn\u00e9tico y son soluci\u00f3n de las ecuaciones de Maxwell (1865). Una onda electromagn\u00e9tica monocrom\u00e1tica puede caracterizarse mediante el vector campo el\u00e9ctrico E<\/strong><\/em>,<\/strong> que se mantiene siempre perpendicular a la direcci\u00f3n de propagaci\u00f3n de la onda. En su forma m\u00e1s general, con el transcurso del tiempo, el vector E<\/strong><\/em> rota en un plano, y para cada instante,<\/em> E<\/strong><\/em> puede reconstruirse usando dos componentes cartesianas.<\/em> Se cumple que la punta del vector E<\/strong><\/em> va describiendo una elipse, incluyendo sus casos l\u00edmite: un segmento de recta y un c\u00edrculo (que puede ser recorrido en sentido horario o antihorario). En el primero de estos casos, se dice que la onda est\u00e1 linealmente polarizada. En el segundo, que est\u00e1 circularmente polarizada. Se puede demostrar que una onda monocrom\u00e1tica puede describirse como la superposici\u00f3n 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. <\/p>\n\n\n\n Figura 1a (izquierda): representaci\u00f3n de una onda electromagn\u00e9tica que se propaga en la direcci\u00f3n k<\/strong><\/em>; las sinusoides azul y roja representan la punta de los vectores de campos el\u00e9ctrico y magn\u00e9tico, respectivamente. Figura 1b (derecha): representaci\u00f3n de onda polarizada linealmente. La flecha gruesa indica la direcci\u00f3n de propagaci\u00f3n. En color rojo se representan los vectores de uno de los campos, los cuales se mantienen siempre en el mismo plano.<\/p>\n\n\n\n La polarizaci\u00f3n, tanto lineal como circular, de la emisi\u00f3n de fuentes astrof\u00edsicas es un fen\u00f3meno com\u00fan. En principio, midiendo el grado de polarizaci\u00f3n de la emisi\u00f3n recibida de una fuente<\/a>, uno podr\u00eda determinar las caracter\u00edsticas del proceso que gener\u00f3 la radiaci\u00f3n. En particular, el conocimiento de la polarizaci\u00f3n lineal podr\u00eda llevar a estimar el valor del campo magn\u00e9tico en la direcci\u00f3n de observaci\u00f3n, una variable presente en la mayor\u00eda de las fuentes, dif\u00edcil de medir, y necesaria para describir los fen\u00f3menos f\u00edsicos que en ellas ocurren. <\/p>\n\n\n\n Una forma sencilla de imaginar una antena es pensarla como un dispositivo que mide el campo el\u00e9ctrico en un punto y lo convierte a un voltaje, que retiene fielmente las amplitudes y fases de los campos medidos. Para recuperar la informaci\u00f3n sobre la polarizaci\u00f3n de la emisi\u00f3n recibida, se usan dispositivos conocidos como polarizadores (ver Figura 2a). Los llamados lineales miden la magnitud de la se\u00f1al en dos direcciones ortogonales: se puede pensar que la se\u00f1al que llega se la divide en dos, haci\u00e9ndola pasar por un filtro horizontal, y otro vertical (Figura 2b) .<\/p>\n\n\n\n Figura 2a (izquierda): Esquema denominado diagrama en bloque que representa la cadena de dispositivos que atraviesa la radiaci\u00f3n que llega a un radiotelescopio, ingresando por el llamado alimentador. El polarizador se encarga de dividir la se\u00f1al en dos planos perpendiculares, para el posterior an\u00e1lisis de cada uno por separado. Figura 2b (derecha): esquema del polarizador filtrando la radiaci\u00f3n que le llega, en uno de los planos. <\/p>\n\n\n\n Con el prop\u00f3sito de lograr mayor aumento de lo que se quiere observar o resoluci\u00f3n angular (algo as\u00ed como la m\u00ednima distancia angular entre dos fuentes que percibimos como separadas) se usan los radio-interfer\u00f3metros, conjuntos de antenas con resoluci\u00f3n angular equivalente a una gran antena del tama\u00f1o de la distancia m\u00e1xima entre dos pares de las mismas (la resoluci\u00f3n angular de un radiotelescopio simple es inversamente proporcional al di\u00e1metro de la antena). En ellos, las se\u00f1ales de cada par de antenas son combinadas (espec\u00edficamente, correlacionadas). Para cada par de antenas, con dos se\u00f1ales 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<\/strong><\/em>, se usan en general los par\u00e1metros definidos en 1852 por George Stokes<\/a> I<\/em>, Q<\/em>, U<\/em>, V<\/em>, e introducidos casi un siglo m\u00e1s tarde en la Astronom\u00eda por Subrahmanyan Chandrasekhar<\/a>, en funci\u00f3n de las se\u00f1ales salidas de los polarizadores. El par\u00e1metro I<\/em> guarda la informaci\u00f3n de la intensidad de la fuente; con los par\u00e1metros Q, U <\/em>y V<\/em> se determina el grado o fracci\u00f3n de polarizaci\u00f3n lineal (P<\/em>) y circular.<\/p>\n\n\n\n Cuando se realizan observaciones polarim\u00e9tricas, es necesario incluir calibradores de polarizaci\u00f3n, que permitir\u00e1n determinar las p\u00e9rdidas debidas a que los polarizadores no son ideales, y el \u00e1ngulo de polarizaci\u00f3n absoluto de referencia. <\/p>\n\n\n\n Desde los comienzos de la radioastronom\u00eda 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 sincrotr\u00f3n, que revela la presencia de electrones a velocidades cercanas a las de la luz en movimiento espiral alrededor de las l\u00edneas de campo magn\u00e9tico (Alfven y Herlofson 1950). A medida que los equipos de medici\u00f3n se fueron tornando m\u00e1s sensibles y con mayor resoluci\u00f3n angular, se pudieron medir hacia esas intensas fuentes fracciones de polarizaci\u00f3n lineal relevantes. Por ejemplo, Morris y Radhakrishnan (1963) encontraron que un 15% en la emisi\u00f3n recibida del remanente de supernova conocida como la nebulosa del Cangrejo<\/a> era polarizada. <\/p>\n\n\n\n Un resultado inesperado en esos primeros a\u00f1os fue que el estado de polarizaci\u00f3n de algunas fuentes (ejemplo: la radiogalaxia Centaurus A<\/a>, Cooper y Price 1962) depend\u00eda de la longitud de onda \ud835\udf06 de observaci\u00f3n. Esto abri\u00f3 la perspectiva de que las observaciones polarim\u00e9tricas proveerian informaci\u00f3n no solo sobre las fuentes observadas sino del medio a trav\u00e9s del cual viaja la radiaci\u00f3n. Se descubri\u00f3 tambi\u00e9n que para muchos objetos el \u00e1ngulo de polarizaci\u00f3n guarda una relaci\u00f3n lineal con el cuadrado de \ud835\udf06. La pendiente de esa l\u00ednea es llamada \u2018medida de rotaci\u00f3n\u2019 o MR<\/em> de la fuente. <\/p>\n\n\n\n En todo medio magneto-i\u00f3nico ocurre el fen\u00f3meno de birrefringencia: al ser iluminados por radiaci\u00f3n, el \u00edndice de refracci\u00f3n del material es diferente si la polarizaci\u00f3n circular es en un sentido u otro. Por esto, el \u00e1ngulo de polarizaci\u00f3n de la radiaci\u00f3n polarizada que se propaga a trav\u00e9s del plasma es rotado con un valor. Adem\u00e1s, el valor depende de la frecuencia. Este efecto se conoce como rotaci\u00f3n Faraday. Tiene entonces tambi\u00e9n como consecuencia depolarizar la radiaci\u00f3n, dado que las ondas electromagn\u00e9ticas que constituyen la radiaci\u00f3n original, al atravesar un medio, cambian el grado de polarizaci\u00f3n desordenadamente, bajando el grado promedio. <\/p>\n\n\n\n El efecto Faraday, causado por material entre el objeto a estudiar y el detector, enmascara la polarizaci\u00f3n intr\u00ednseca de ese objeto. Pero puede verse como una de las principales fuentes de informaci\u00f3n sobre los campos magn\u00e9ticos desde planetas hasta otras galaxias. En los \u00faltimos a\u00f1os se ha avanzado mucho en la obtenci\u00f3n de mapas de la rotaci\u00f3n de Faraday que abarcan todo el cielo, para determinar la componente producida por el campo magn\u00e9tico de la V\u00eda L\u00e1ctea, con dos objetivos. Uno es contribuir a la investigaci\u00f3n de la formaci\u00f3n y estructura de nuestra propia galaxia. Pero tambi\u00e9n, sucede que toda radiaci\u00f3n polarizada que viene de fuentes extragal\u00e1cticas atraviesa la nuestra y su campo magn\u00e9tico: la emisi\u00f3n sincrotr\u00f3n gal\u00e1ctica difusa es un factor importante de depolarizaci\u00f3n Faraday. El conocimiento de este fondo gal\u00e1ctico, con alta resoluci\u00f3n angular, es de gran ayuda para caracterizar en forma precisa los campos magn\u00e9ticos extragal\u00e1cticos (Hutschenreuter y En\u00dflin 2020).<\/p>\n\n\n\n Otros procesos, no tratados aqu\u00ed, que dan lugar a radiaci\u00f3n polarizada, comunes en escenarios astrof\u00edsicos, son el efecto Zeeman, la dispersi\u00f3n Thomson, la reflexi\u00f3n de radiaci\u00f3n, la radiaci\u00f3n sobre granos de polvo, etc.<\/p>\n\n\n\n Midiendo en m\u00e1s de una \ud835\udf06 los \u00e1ngulos de polarizaci\u00f3n hacia una fuente, uno puede estimar la MR<\/em>. Esta variable depende del campo magn\u00e9tico en la direcci\u00f3n de la visual y de la distribuci\u00f3n, a lo largo de la fuente, de la densidad de electrones del material que hace rotar el \u00e1ngulo de polarizaci\u00f3n. Entonces, conociendo dos de estas variables se podr\u00eda calcular la tercera, para cada direcccion en que se mire. Pero en esa direcci\u00f3n se obtendr\u00e1 informaci\u00f3n mezclada de todas las fuentes y medios que ella intersecta. Esta es la raz\u00f3n de que frecuentemente el \u00e1ngulo de polarizaci\u00f3n no depende linealmente de \ud835\udf062<\/sup>. <\/p>\n\n\n\n La s\u00edntesis de medida de rotaci\u00f3n (o Rotation Measure Synthesis<\/em>, RMS, por sus siglas en ingl\u00e9s) es una t\u00e9cnica desarrollada para interpretar la emisi\u00f3n polarizada y poder separar las contribuciones de diferentes fuentes que est\u00e1n en una misma l\u00ednea de visual. Esta t\u00e9cnica se apoya en la capacidad que tienen los radio-interfer\u00f3metros, desde hace pocos a\u00f1os, de observar usando un ancho de banda de GHz. El famos\u00edsimo Very Large Array (VLA)<\/a>, arreglo formado por 27 antenas de 25 m de di\u00e1metro, de Nuevo M\u00e9xico (EE.UU.) pas\u00f3, hacia el 2010, de usar anchos de banda de 50 MHz a llamarse Jansky VLA con anchos de banda de varios GHz. <\/p>\n\n\n\n En la t\u00e9cnica RMS se define la \u2018profundidad Faraday\u2019 (\ud835\udf19), en funci\u00f3n de la cual se expresa el espectro Faraday F<\/em>(\ud835\udf19). Y se verifica que F(\ud835\udf19) y la polarizaci\u00f3n observada P<\/em> (\ud835\udf062<\/sup>) -en funci\u00f3n de \ud835\udf062<\/sup>– son transformadas de Fourier. <\/p>\n\n\n\n Las observaciones interferom\u00e9tricas proveen medidas de P(\ud835\udf062<\/sup>), y aplicando transformada de Fourier, se puede construir F(\ud835\udf19). Del an\u00e1lisis del comportamiento de esta funci\u00f3n se puede determinar los diferentes objetos-fuentes que est\u00e1n depolarizando la radiaci\u00f3n a lo largo de cada l\u00ednea de vista. La tecnica RMS permite obtener la distribuci\u00f3n de la intensidad polarizada y el \u00e1ngulo de polarizaci\u00f3n en el plano del cielo para diferentes valores de la profundidad Faraday, de manera an\u00e1loga a un tom\u00f3grafo que provee informaci\u00f3n del cuerpo humano en distintos planos de profundidad. <\/p>\n\n\n\n Entre los objetos estudiados como fuentes de radiaci\u00f3n sincrotr\u00f3n, desde 2010 se conoce al bow shock<\/em> 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 m\u00e1s altas que el material interestelar de su entorno. En su movimiento, van barriendo gas y polvo interestelar, apil\u00e1ndolo, formando una estructura que se asemeja a la espuma en la proa de un barco, por lo que se la llama entonces \u2018choque de proa\u2019 (en ingl\u00e9s, bow shock<\/em>). El material barrido brilla en el infrarrojo. Se espera que en general se reciba emisi\u00f3n t\u00e9rmica (por material caliente) de estos bow shocks<\/em>. Las estrellas fugitivas masivas (que son las que tienen m\u00e1s de 8 masas solares) y calientes (decenas de miles de grados K en su superficie) presentan vientos intensos y r\u00e1pidos en sus capas m\u00e1s externas, que provocan la p\u00e9rdida de material. La regi\u00f3n de interacci\u00f3n de estos vientos supers\u00f3nicos con el material del medio denso es proclive a convertirse en una zona de aceleraci\u00f3n de part\u00edculas hasta energ\u00edas relativistas, y de emisi\u00f3n sincrotr\u00f3n, ya que cuentan con el otro ingrediente necesario: un campo magn\u00e9tico que las permea. <\/p>\n\n\n\n EB27 es el prototipo de bow shock<\/em> con evidencia de emisi\u00f3n sincrotr\u00f3n (Benaglia y cols. 2010). El mismo fue descubierto en im\u00e1genes del sat\u00e9lite infrarrojo Midcourse Space eXperiment, donde se lo propon\u00eda generado por una estrella fugitiva de la asociaci\u00f3n 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 b\u00fasqueda de evidencia tanto de emisi\u00f3n sincrotr\u00f3n, como de emisi\u00f3n a altas energ\u00edas, de otros candidatos no result\u00f3 concluyente hasta la fecha (Rangelov y cols. 2019, Schmuz y cols. 2014, Hess collaboration 2018). <\/p>\n\n\n\n Aprovechando la actualizaci\u00f3n mencionada de la que fue objeto el VLA, decidimos, junto con Santiago del Palacio y Christopher Hales, observar nuevamente EB27, para obtener im\u00e1genes con mucho menor ruido de fondo y configurarlas de manera de obtener informaci\u00f3n completa de la polarizaci\u00f3n (Benaglia y cols. 2021). Con esos datos logramos una nueva imagen, que sum\u00f3 7 veces m\u00e1s emisi\u00f3n que la anterior y confirmar un comportamiento de la emisi\u00f3n en el centro del bow shock<\/em>, compatible con sincrotr\u00f3n. <\/p>\n\n\n\n El estudio de la polarizaci\u00f3n fue llevado a cabo aplicando la RMS. En el campo del bow shock<\/em> hay otras tres fuentes, no relacionadas f\u00edsicamente, a muy diferentes distancias. Una es una regi\u00f3n de hidr\u00f3geno ionizado (que identificamos por ES), y las otras dos son probablemente n\u00facleos gal\u00e1cticos activos (S1 y S2). <\/p>\n\n\n\n En las observaciones se us\u00f3 un ancho de banda de 2 GHz, centrado en 3 GHz. La Figura 3a es una imagen de la emisi\u00f3n medida. Perfiles de profundidad Faraday hacia las fuentes ES, S1, S2 y el centro del bow shock mostraron polarizaci\u00f3n en S1 y S2. De la fuente ES no se espera polarizaci\u00f3n lineal, por lo que sirvi\u00f3 para determinar un umbral de detecci\u00f3n de polarizaci\u00f3n. <\/p>\n\n\n\n En direcci\u00f3n al coraz\u00f3n del bow shock<\/em> se hall\u00f3 un grado de polarizaci\u00f3n fraccional menor al 1%. Esto puede ser explicado si el campo magn\u00e9tico que permea el bow shock es altamente turbulento. Tambi\u00e9n hay que tener en cuenta que el objeto estudiado est\u00e1 en la regi\u00f3n del plano gal\u00e1ctico, llena de emisi\u00f3n de diferentes escalas angulares. El medio difuso, a su vez d\u00e9bil, en el entorno de EB27, que no pudo ser detectado en su totalidad, es otra posible causa de la ausencia de polarizaci\u00f3n encontrada. Este trabajo, junto con el de Hales y cols. (2017), hacia el sistema estelar binario WR 146, lleva a preguntarse si la emisi\u00f3n sincrotr\u00f3n no polarizada es un denominador com\u00fan para los sistemas que involucran estrellas masivas.<\/p>\n\n\n\n Figura 3a (izquierda): Imagen de radio-emisi\u00f3n en la banda centrada en 3 GHz, tomada con el Jansky Very Large Array. La estrella rosa se\u00f1ala la posici\u00f3n de la estrella BD+43 3654, y la l\u00ednea de trazos su direcci\u00f3n de movimiento hacia el bow shock<\/em> EB27 (estructura extendida, de mayor intensidad). Se identifican las fuentes ES, S1 y S2. Figura 3b (derecha): medida de la polarizaci\u00f3n en funci\u00f3n de la profundidad Faraday, para las 4 fuentes.<\/p>\n\n\n\n Alfven y Herlofson 1950, Ph.Rv. 78, 616 Paula Benaglia<\/strong> es Doctora en Astronom\u00eda por la Universidad Nacional de La Plata, e investigadora Independiente de CONICET. Miembro fundador de los grupos GARRA (Grupo de Astrof\u00edsica Relativista y Radioastronom\u00eda) y Fringe (Formaci\u00f3n en radio interferometr\u00eda – Argentina). Ha obtenido tiempo de observaci\u00f3n en los mejores radiotelescopios del mundo. Es autora de m\u00e1s de 100 art\u00edculos publicados en el \u00e1rea de la astronom\u00eda y la astrof\u00edsica, con m\u00e1s de 1300 citas.<\/p>\n\n\n\n Marcelo E. Colazo<\/strong> es Doctor en Astronom\u00eda por la Universidad Nacional de La Plata. En la actualidad es investigador de la Comisi\u00f3n Nacional de Actividades Espaciales, Responsable del \u00c1rea de Estudios Ultraterrestres y Clima Espacial de la Gerencia de Vinculaci\u00f3n Tecnol\u00f3gica, y coordina el uso cient\u00edfico de las Estaciones de Espacio Profundo instaladas en la Argentina.![\"\"](\"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/wp-content\/uploads\/2021\/06\/fig1a.png\")
<\/a><\/figure>\n\n\n\n<\/a><\/figure>\n<\/figure>\n\n\n\n\u00bfC\u00f3mo\nse mide?<\/h5>\n\n\n\n
<\/a><\/figure>\n\n\n\n<\/a><\/figure>\n<\/figure>\n\n\n\nRadiofuentes de radiaci\u00f3n polarizada <\/h5>\n\n\n\n
Tomografia\nFaraday \n<\/h5>\n\n\n\n
El\nextra\u00f1o caso del objeto EB27<\/h5>\n\n\n\n
<\/a><\/figure>\n\n\n\n<\/a><\/figure>\n<\/figure>\n\n\n\nReferencias<\/h5>\n\n\n\n
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 & En\u00dflin 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<\/p>\n\n\n\n
\n\n\n\nSobre los autores<\/strong><\/h5>\n\n\n\n
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