Polarimetric Studies Galaxies

A tese "Estudos Polarimétricos de Galáxias" investiga o uso da fotopolarimetria para melhor compreender a composição, estrutura e propriedades físicas da poeira interestelar em galáxias. Foi aplicada uma análise polarimétrica detalhada a galáxias hospedeiras de supernovas (SNe), com focos na polarização interestelar (ISP), nas propriedades de extinção da poeira e no alinhamento de campos magnéticos. A tese discute métodos de observação, modelação de transferência radiativa e correções polarimétricas, contribuindo multi-lateralmente para um entendimento mais profundo da polarização induzida pela poeira nos ambientes intergalácticos.

No meio interestelar, a luz pode ser polarizada por dispersão em grãos de poeira ou por absorção de poeira esferoide alinhada por um campo magnético externo. A polarização por dispersão ocorre quando a luz interage com partículas de poeira, sendo desviada de sua trajetória original. Quando grãos esferoides se alinham com um campo magnético a luz que com eles interage será selectivamente absorvida, resultando em polarização. A luz pode ser descrita como uma onda eletromagnética composta por duas componentes de campo eléctrico oscilando perpendicularmente à direcção de propagação. Num meio interestelar com poeira, essa luz pode sofrer absorção selectiva devido à orientação preferencial dos grãos de poeira. Num campo magnético externo, grãos alongados alinharão o seu eixo menor paralelamente a esse campo, a absorção será por isso maior para a componente do campo eléctrico paralela à direcção do eixo maior dos grão, perpendicular ao campo magnético.

Como resultado a luz transmitida será polarizada paralelamente ao campo magnético. A luz absorvida, em comprimentos de onda ópticos e ultra-violeta, será depois emitida em infra-vermelho com polarização rodada 90o . Este efeito leva à polarização linear da luz que atravessa a poeira interestelar. A relação de Serkowski, amplamente utilizada para descrever a polarização interestelar, foi confirmada em várias regiões da amostra de galáxias estudada. Tal permitiu determinar com precisão o comprimento de onda de máxima polarização (λmax) e a razão entre extinção total (AV) e selectiva (EB-V), também chamada de "lei de extinção" (RV), parâmetros essenciais para compreender a interação entre a poeira e a radiação. A partir da caracterização da polarização no enquadramento de absorção por grãos alinhados, é ainda inferida a existência e orientação de campos magnéticos responsáveis pela organização da poeira interestelar.

A polarização pode ser usada para inferir a estrutura do campo magnético em diferentes escalas, desde regiões próximas a estrelas individuais até grandes estruturas dentro de galáxias. Modelos teóricos e simulações foram usados para validar estas relações e entender melhor os processos físicos envolvidos. A tese também discute a influência do tamanho e composição dos grãos de poeira na polarização da luz. Diferentes populações de grãos podem resultar em variações nas curvas de polarização, grau e ângulo, observadas, afectando a interpretação das propriedades interestelares. A relação entre a polarização e a extinção interestelar é explorada em detalhe, com vista a melhorar a compreensão dos efeitos da poeira em medições astrofísicas. Foram feitas simulações para entender o impacto da poeira interestelar na polarização da luz. Usando um modelo geometricamente simples, uma fonte luminosa quasi-esférica emersa num perfil Gaussiano 3D, foram testadas poeiras com diferentes tamanhos e composições, incluindo misturas de silicatos, grafenos e hidrocarbonetos poliaromáticos.

Estas simulações foram feitas recurrendo ao SKIRT, um programa de simulação de transferência radiativa baseada no método de Monte Carlo, que permite modelar a propagação da radiação em meios astrofísicos complexos, levando em conta efeitos como dispersão, absorção e reemissão da luz por grãos de poeira. Os resultados indicaram que a dependência do grau de polarização com o comprimento de onda depende não só do tamanho dos grãos como da espécie química. Estas simulações foram essenciais para a interpretação dos dados observacionais e distinção entre diferentes mecanismos de polarização. Como projecto paralelo foi também desenvolvido um protótipo de modelo computacional emulador de transferência radiativa, o EmulaRT. O objectivo deste modelo era reduzir o custo computacional de simulações de elevada qualidade, através da melhoria de simulações de baixa qualidade recorrendo para isso a técnicas de compressão e up-scaling.

O EmulaRT usa uma rede neuronal de arquitectura auto-codificadora variacional e de-noising em conjunto com um método de inferência espacial Bayesiana aproximada. Os resultados preliminares foram positivos, no entanto verificou-se que a amostra de treino era enviasada, tendo a aplicação do protótipo ficado mais limitado do que inicialmente previsto. Na vertente observacional foram usados dados observacionais de calibração do instrumento FORS2 do Very Large Telescope (VLT), que permite a captura de imagens polarimétricas de alta resolução. De modo a tentar minimizar o impacto de efeitos de polarização interestelar e instrumental, foi desenvolvida uma sequência robusta de redução de dados polarimétricos do FORS2. Esta sequência de redução é iniciada por calibrações típicas: subtracção do viés de leitura electrónica, normalização de sensibilidade do detector e remoção de raios cósmicos. Seguem-se operações de separação e combinação de informação disposta em diferentes ficheiros, estimativa de e remoção de fluxo de fundo. Depois através de detecção de fontes no campo de observado e cruzamento com o catálogo Gaia, é feita fotometria a estrelas da Via Láctea de modo a produzir uma estimativa da polarização interesteral da Via Láctea na direcção de observação. Para a correção instrumental são aplicados mapas de polarização do FORS2 pré-existentes.

Verificou-se que as estimativas para o ISP da Via Láctea são compatíveis com as observações do Planck, embora com diferenças notáveis no ângulo. Os presentes resultados confirmam a presença de padrões de ângulo de polarização devida a dispersão axisimétricos, em várias galáxias da nosssa amostra, sendo o efeito mais pronunciado nas bandas azuis. A dependência da polarização com o comprimento de onda seguiu duas tedências principais: uma curva em U ou um crescimento monótono. Essas relação são compatíveis com as previsões para grãos de grafite e silicatos, respectivamente. Da vertente de polarização devida a absorção por grãos de poeira alinhas, alguns mapas de ângulo de polarização revelaram alinhamento com os braços espirais das galáxias, reforçando modelos que preveem a orientação dos campos magnéticos galácticos toroidais. Noutros casos verificou-se também a presença de ângulos de polarização alinhados paralelamente com o eixo menor das galáxias, o que é compatível com campos magnéticos polares.

Em média, os valores de RV apresentados nas regiões medianas e externas das galáxias foram semelhantes ao da Via Láctea, ~3.1, mas nalguns casos foram verificadas variações significativas nas transições braço / entre-braços. Essas variações manifestam os ambientes distintos, com diferentes propriedades de poeira, inerentes a esses dois tipos de estrutura. Da análise de RV na vizinhança dos locais onde ocorreram as supernovas (hóspedes das galáxias na nossa amostra) resultou que, à escala espacial estudada, não há diferença estatística entre essas regiões particulares e todas as restantes regiões das galáxias respectivas.

Comparações estatísticas mostraram que a polarização e, em alguns casos, RV, variam significativamente entre diferentes galáxias. Isso sugere que fatores intrínsecos podem influenciar essas propriedades de maneira única em cada galáxia. Os resultados apresentados nesta tese, bem como a abordagem de investigação multi-lateral tida, contribuem para o aprofundamento do estudo da polarização interestelar e suas implicações na astrofísica. A combinação de observações fotopolarimétricas com modelação computacional avançada permitiu uma caracterização detalhada das propriedades da poeira em galáxias hospedeiras de supernovas e inferência sobre a possível presença e caracterização de campos magnéticos galácticos.