Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
In der Polarisationsebene bewegt sich die Spitze des Feldstärkevektors E entlang einer Ellipse, deren
Lage und Form von dem Wert der Phasendifferenz abhängt (beträgt die Phasendifferenz genau 90°,
dann spricht man von einer zirkularen Polarisation). So anschaulich eine Schwingungsellipse auch sein
mag, sie gilt immer nur für einen konkreten Wellenzug. In der Astronomie hat man es aber immer mit
einer Vielzahl von einander unabhängigen Wellenzügen zu tun, so daß sich eine quasi-statistische
Behandlung anbietet. Unpolarisiertes Licht besteht demnach aus Wellen, deren Amplituden (=
Intensität) und Phasenverschiebungen praktisch gleichverteilt sind. Abweichungen von dieser
Gleichverteilung führen zu Licht unterschiedlichen Polarisationsgrades. Im Spezialfall des vollständig
polarisierten Lichtes sind das Verhältnis der Amplituden der Komponenten und deren
Phasenverschiebung zueinander konstant. Das bedeutet nichts anderes, als daß die Lage, das
Achsenverhältnis und der Umlaufsinn der Schwingungsellipse erhalten bleiben.
Für die „statistische“ Beschreibung der Polarisation haben sich die sogenannten Stokes-Parameter
bewährt. Sie werden im Folgenden mit den Buchstaben I, Q, U und V abgekürzt und hängen mit der
Intensität der Strahlung, die bei bestimmten Polarisationsrichtungen gemessen werden, zusammen. Für
diese Messungen verwendet man Polarisationsfilter, die entsprechend ihrer Ausrichtung in der
Polarisationsebene nur bestimmte Lichtanteile hindurch lassen. Diese Anteile (Intensitäten) sollen wie
folgt bezeichnet werden:
l 0 Durchlaßrichtung entlang der y-Achse
l 45 Durchlaßrichtung 45°
l 90 Durchlaßrichtung entlang der x-Achse
l 135 Durchlaßrichtung 135°
l zr Rechts zirkular polarisierter Anteil
l zl Links zirkular polarisierter Anteil
Als Bezugsrichtung für die y-Achse der Polarisationsebene verwendet man in der Astronomie i.d.R.
die Richtung eines Großkreises, der senkrecht zur Äquatorebene steht und zum nördlichen Himmelspol
hin verläuft. Richtet man ein Polarisationsfilter genau in diese Richtung aus, dann entspricht die
durchgelassene Lichtintensität (z.B. eines Sterns) dem Wert l 0 .
Daraus ergeben sich die Stokes`schen Parameter für die linearen Polarisationsanteile:
I = I + I +
0
90
( = I45
I135
)
Q = I0 − I90
[1.24]
U = I −
45 I135
Je nach dem Polarisationszustand einer Lichtquelle gibt es folgende Fälle:
Das Licht ist vollständig polarisiert