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Mar 25, 2023

Astrobites Guide de polarimétrie

de Briley Lewis | 23 octobre 2022 | guides | 0 commentaires Par Briley Lewis Une brève

de Briley Lewis | 23 octobre 2022 | guides | 0 commentaire

Par Briley Lewis

Une brève introduction à la lumière polarisée

La lumière est une onde électromagnétique — et son champ électrique n'est pas toujours orienté dans la même direction. L'orientation du champ électrique de la lumière définit son "état de polarisation". Dans ce guide, nous parlerons de ce qu'est la polarisation, comment elle est produite par le cosmos et comment nous pouvons l'observer.

Nous catégorisons la polarisation de trois manières principales : la lumière non polarisée, la lumière polarisée linéairement et la lumière polarisée elliptiquement. La lumière non polarisée (c'est-à-dire la lumière naturelle) est mieux décrite comme une lumière polarisée de manière aléatoire ; c'est-à-dire que de nombreuses sources lumineuses sont un ensemble d'émetteurs où la polarisation de la lumière émise change très fréquemment et de manière aléatoire. C'est un extrême, et souvent la lumière est partiellement polarisée d'une manière ou d'une autre. La lumière polarisée linéairement a une orientation constante du champ électrique (bien que l'amplitude de l'onde puisse encore varier.) La lumière polarisée elliptiquement a un champ électrique dont le vecteur tourne, traçant une ellipse. La lumière polarisée circulairement en est un cas, où les directions x et y ont la même amplitude. Certains de ces cas sont illustrés dans la figure ci-dessous.

Nous pouvons décrire mathématiquement la polarisation à l'aide de matrices. Les vecteurs de Stokes (également appelés paramètres de Stokes) sont un moyen utile de le faire. Il y a quatre paramètres : I, Q, U et V. I est l'intensité totale, Q décrit la polarisation linéaire (horizontale ou verticale, selon le signe) et U décrit la polarisation sur un 2e ensemble d'axes orthogonaux (+/- 45 degrés), et V décrit la polarisation elliptique (droitier si >0, gaucher<0). Ils sont définis comme suit :

Pour une lumière complètement polarisée, I2 = Q2 + U2 + V2. Pour un système partiellement polarisé, le degré de polarisation est donné par P = (Q2 + U2 + V2)½ / I. Voir le tableau 8.5 de Hecht pour un exemple illustratif de vecteurs de Stokes pour divers états de polarisation. De même, les opérations de différents polariseurs sur des vecteurs de Stokes peuvent être décrites par des matrices de Mueller.

Qu'est-ce qui, dans l'univers, crée la lumière polarisée ?

La polarisation peut être affectée par le dichroïsme, la réflexion, la diffusion ou la biréfringence (plus d'informations sur le dichroïsme et la biréfringence dans la section suivante !), ainsi que par d'autres effets électromagnétiques. Certains processus de rayonnement, comme le rayonnement synchrotron, produisent également naturellement de la lumière polarisée.

La lumière peut être polarisée par diffusion due aux interactions avec les électrons. Pour la lumière incidente non polarisée, la lumière diffusée le long de l'axe incident ne sera pas modifiée et la lumière diffusée à des angles orthogonaux (90 degrés) sera polarisée linéairement. La diffusion peut être plus compliquée en fonction de la taille de la particule par rapport à la longueur d'onde de la lumière : la diffusion de Rayleigh décrit ce qui se passe lorsque les particules sont beaucoup plus petites que la longueur d'onde, et la diffusion de Mie décrit la diffusion plus généralement.

La lumière peut également être polarisée par réflexion sur un milieu diélectrique, où une seule composante de la polarisation entrante sera réfléchie et l'autre sera réfractée. La loi de Brewster décrit l'angle où le rayon réfléchi sera entièrement polarisé et les écarts par rapport à cet angle seront partiellement polarisés.

Voici quelques exemples de situations qui créent de la lumière polarisée en astronomie :

Comment mesure-t-on la polarisation ?

Pour déterminer la quantité de lumière entrante qui est polarisée, nous devons utiliser une sorte de polariseur - un filtre qui sépare la lumière en ses composants ou ne laisse passer qu'une certaine polarisation de la lumière. Comme le dit Hecht dans son manuel d'optique, pour que les polariseurs fonctionnent "il doit y avoir une sorte d'asymétrie associée au processus".

Certains polariseurs utilisent le dichroïsme, où un seul état de polarisation est sélectivement absorbé, et l'autre état de polarisation orthogonale passe très bien. Certains cristaux sont naturellement dichroïques, tout comme les filtres Polaroid. Un autre effet couramment exploité est la biréfringence, ce qui signifie qu'une substance a différents indices de réfraction en raison de la disposition des atomes en son sein. Certains cristaux biréfringents peuvent diviser la lumière en états de polarisation orthogonaux. Un exemple utile en astronomie est le prisme de Wollaston, qui sert de séparateur de faisceau polarisant dans de nombreux instruments.

Un autre type d'optique important est connu sous le nom de plaque d'onde, quelque chose qui modifie la polarisation de la lumière dans votre faisceau entrant. Une plaque pleine onde crée une différence de phase de 360 ​​degrés (2π radians), alors qu'une plaque demi-onde induit une différence de phase de 180 degrés (π radians) et une plaque quart d'onde décale la phase de 90 degrés (π/2 radians ). Il existe également des polariseurs qui induisent une polarisation circulaire, comme la combinaison d'un polariseur linéaire et d'une lame d'onde.

Alors, qu'est-ce qui fait un polarimètre astronomique ? Au moins en optique/infrarouge, il y a généralement une sorte de séparateur de faisceau, comme un prisme de Wollaston, qui divise la lumière en deux polarisations orthogonales, plus une plaque demi-onde qui permet à l'observateur de moduler la polarisation afin de calibrer l'instrumental effets. (Vous pouvez lire en détail sur le polarimètre Gemini Planet Imager ici à titre d'exemple !)

Au-delà de l'optique et de l'infrarouge, il existe également d'autres moyens de mesurer la polarimétrie. Les radiotélescopes peuvent détecter la polarisation car ils enregistrent essentiellement l'état du champ électrique, et d'autres types de détecteurs pour la lumière à haute énergie comme les rayons X (par exemple, les détecteurs de pixels à gaz) ont également été conçus pour mesurer la polarisation.

Certains observatoires actuels dotés de capacités de polarimétrie et leurs résultats scientifiques intéressants (ainsi que les Astrobites pertinents !)

IXPE [The Imaging X-Ray Polarimetry Explorer] - La mission IXPE récemment lancée par la NASA va rechercher la polarisation de certaines sources extrêmes, comme les supernovae, l'AGN et les pulsars ! Soyez à l'affût de ses premiers résultats à venir très prochainement.

VLT/SPHERE — SPHERE se concentre sur la caractérisation et la détection d'exoplanètes, y compris la détection extrêmement cool de PDS 70b, une très jeune planète en formation encore intégrée dans son disque.

Gemini Planet Imager - Brièvement mentionné plus tôt, le Gemini Planet Imager n'a pas seulement photographié des planètes, il a également photographié des disques de débris ! Et il l'a fait en lumière polarisée, en utilisant l'imagerie différentielle polarimétrique, une technique qui sépare la lumière des étoiles de la lumière du disque. Ils ont un échantillon complet de disques de débris polarisés, ainsi que des études approfondies et soignées de disques individuels !

Subaru/SCExAO/CHARIS — L'instrument CHARIS du télescope Subaru peut faire de la spectropolarimétrie [en regardant la polarisation dans plusieurs longueurs d'onde] dans l'infrarouge, y compris l'imagerie différentielle polarimétrique (CHARIS-PDI) qui est utile pour trouver des exoplanètes et des disques. Ils ont fait des images sympas de jets de jeunes étoiles T Tauri et de disques de débris !

ALMA - La polarimétrie fonctionne un peu différemment pour les réseaux de radiotélescopes comme ALMA, mais ils y parviennent. ALMA a joué un rôle clé dans la compréhension des champs magnétiques des objets à travers l'Univers, comme l'intéressante et extrême supernova AT2018cow !

Télescope Event Horizon — Similaire à ALMA en ce sens qu'il est un peu différent d'un télescope unique "normal", le réseau EHT a réussi à mesurer l'un des exemples les plus extrêmes de polarisation à ce jour — la lumière polarisée de la région poussiéreuse autour du trou noir supermassif de M87 !

HARPS — HARPS, le célèbre spectrographe de l'ESO, dispose désormais de capacités polarimétriques ! Il est capable de spectropolarimétrie, ce qui peut aider à comprendre les champs magnétiques des étoiles.

SOFIA HAWC+ — L'observatoire aéroporté SOFIA possède un polarimètre d'imagerie infrarouge lointain unique appelé HAWC+ qui a été utilisé pour observer les régions de formation d'étoiles et l'émission dans un tore poussiéreux autour d'un noyau galactique actif.

Il y a certainement plus de polarimètres et de cas scientifiques que ceux mentionnés ici, mais j'espère que c'est un début utile si vous pensez à la polarimétrie dans vos recherches ou si vous essayez simplement d'en savoir plus !

Astrobite édité par : Jessie Thwaites et Sabina Sagynbayeva

Crédit image en vedette : Encyclopedia Britannica

Ressources:

Polarimétrie ESO

Polarimétrie : un puissant outil de diagnostic en astronomie

Polarimétrie Astronomique (thèse)

[Livre] Kolokolova, L., Hough, J., & Levasseur-Regourd, A. (Eds.). (2015). Polarimétrie des étoiles et des systèmes planétaires. Cambridge : Cambridge University Press. doi:10.1017/CBO9781107358249

[Manuel] Hecht, Eugène. Optique. Éducation Pearson, 2012.