天文学における偏光

電磁放射の偏光は、さまざまな天文現象を検出するのに便利なツールです。たとえば、エネルギーは星間塵を通過したり、磁場によって偏光することがあります。原始宇宙からのマイクロ波エネルギーは、その環境の物理学を研究するために使用できます。

星の光の偏光は、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バレット デイビス ジュニアが、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。星の総合熱放射は、通常、発生源で顕著に偏光することはありませんが、星間塵による散乱により、遠距離で星の光に偏光が生じることがあります。光球自体が非対称である場合、周縁偏光により、発生源での正味の偏光が発生する可能性があります。星自体で生成される星の光の平面偏光は、 Ap 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磁性領域における透過と吸収効果による。円偏光を引き起こすもう 1 つのメカニズムは、いわゆる「整列-方向メカニズム」である。連続光は太陽面のさまざまな場所で直線偏光する (周縁偏光) が、全体として見るとこの偏光は打ち消される。スペクトル線の直線偏光は通常、この相互作用によって偏光する可能性のある原子やイオンによる光子の異方性散乱によって生成される。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、弱い磁場ではハンル効果によって変更される可能性がある。その結果、散乱された光子の偏光も変更され、恒星の磁場を理解するための診断ツールが提供される。^[2]

偏光は、ゼーマン効果（例えば、ヒドロキシルメーザーやメタノールメーザー）により、コヒーレントな天体源からの放射線にも存在します。

活動銀河の大きな電波ローブやパルサーの電波放射（コヒーレントである場合もあると推測される）も偏光を示す。

偏光は、放射や散乱の源に関する情報を提供することに加えて、ファラデー回転を介して、銀河系内および電波銀河内の星間磁場も調べます。^{[3] : 119, 124  [4] : 336–337}場合によっては、ファラデー回転のうちどれだけが外部源によるもので、どれだけが銀河系内の局所的なものかを判断するのが難しいことがありますが、多くの場合、空の近くに別の遠方源を見つけることが可能です。したがって、候補源と参照源を比較することで、結果を解き明かすことができます。

宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光も、初期宇宙の物理学を研究するために使用されています。^{[5] [6] CMBは、} Bモード（発散のない磁場のような）偏光とEモード（回転のない勾配のみの電場のような）偏光の2つの偏光成分を示します。南極にあるBICEP2望遠鏡は、当初CMBでBモード偏光を検出したと主張していましたが、後に最初に主張した結果は撤回されました。CMBの偏光モードは、初期宇宙の発展に対する 重力波の影響についてより多くの情報を提供する可能性があります。

地球上の生物学的分子に見られるキラリティーは、天体からの偏光光源によって生じたのではないかと考えられている。^[7]

• チャンドラセカール分極

• ヒルトナーとホールによる発見、グリーンスタインによる分析