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電磁波の偏光は、様々な天文現象を検出する上で有用な手段である。例えば、エネルギーは星間塵や磁場を通過する際に偏光することがある。原始宇宙からのマイクロ波エネルギーは、その環境の物理現象を研究するために利用できる。
星光の偏光は、 1949年に天文学者のウィリアム・ヒルトナーとジョン・S・ホールによって初めて観測されました。その後、ジェシー・グリーンスタインとレベレット・デイビス・ジュニアは、偏光データを使用して星間磁場を追跡できる理論を開発しました。星の積分熱放射は通常、光源では顕著に偏光していませんが、星間塵による散乱によって、星光は長距離にわたって偏光されることがあります。光球自体が非対称である場合、リム偏光により光源で正味の偏光が生じる可能性があります。星自体で生成された星光の平面偏光は、 Ap型星（特異なA型星）で観測されています。[ 1 ]
太陽光の円偏光と直線偏光の両方が測定されている。円偏光は主に太陽表面の強い磁場領域における透過と吸収効果によるものである。円偏光を引き起こすもう1つのメカニズムは、いわゆる「配向から方位へのメカニズム」である。連続光は太陽面のさまざまな場所で直線偏光している（縁偏光）が、全体として見るとこの偏光は相殺される。スペクトル線の直線偏光は通常、原子やイオンによる光子の異方性散乱によって生じる。原子やイオン自体もこの相互作用によって偏光する。太陽の直線偏光スペクトルはしばしば第2太陽スペクトルと呼ばれる。原子の偏光は、弱い磁場ではハンレ効果によって変化する可能性がある。その結果、散乱光子の偏光も変化し、恒星の磁場を理解するための診断ツールとなる。[ 2 ]
ゼーマン効果により、コヒーレントな天体からの放射にも偏光が見られます（例えば、水酸基メーザーやメタノールメーザーなど）。
活動銀河の大きな電波ローブやパルサーの電波放射（これらは時にコヒーレントである可能性が推測されている）も偏光を示す。
偏光は、放射源や散乱源に関する情報を提供するだけでなく、ファラデー回転を介して、我々の銀河や電波銀河の星間磁場も調査します。[ 3 ]： 119、124 [ 4 ]： 336–337ファラデー回転のうち、外部源によるものと我々の銀河の局所的なものを判別するのが難しい場合もありますが、多くの場合、空の近くに別の遠方の源を見つけることができます。そのため、候補源と参照源を比較することで、結果を分離することができます。
さらに、激変星にも偏光が見られます。[ 5 ]極性激変星からのX線は、降着柱からの散乱と白色矮星の表面からの反射の両方によって偏光しています。[ 6 ]中間極性星では、偏光の唯一の重要な発生源は白色矮星の表面からのものであり、偏光度はトムソン散乱とコンプトン散乱の両方で発生する全反射振幅を直接測定します。
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光は、極初期宇宙の物理学の研究にも利用されている。[ 7 ] [ 8 ] CMBは、Bモード（磁場のように発散なし）とEモード（電場のようにカールなし勾配のみ）の2つの偏光成分を示す。南極にあるBICEP2望遠鏡は当初、CMBのBモード偏光を検出したと主張したが、当初主張された結果は後に撤回された。CMBの偏光モードは、重力波が初期宇宙の発展に及ぼす影響についてより多くの情報を提供する可能性がある。
地球上の生物分子に見られるキラリティは、天体からの偏光によって引き起こされたという説がある。[ 9 ]