Polarization patterns in the sky and their influence in astronomical observations

Resumo:

As condições perfeitas para uma observação astronómica incluem um céu livre de contaminação luminosa. A contaminação luminosa é mais significatica em observações na banda do visível e pode tornar-se uma fonte de erros sistemáticos em observações polarimétricas. A Lua é o nosso objecto de estudo sendo a maior fonte de luz natural no céu noturno.

De forma a compreender melhor como os padrões de polarização do céu devido a poluição luminosa afectam observações polarimétricas, este projecto tem como objectivo compreender construir um modelo que permita uma boa estimativa destes valores. O modelo considera a luz do luar que chega à atmosfera, foi originalmente radiação solar refletida na luaa, interage com as patículas atmosféricas e dispersa-se. Este fenómenos causa a padrões de polarização no céu que dependem principalmente da distância angular entre o alvo de observação e a Lua.

Dependendo da localização do observatório, período e condições de observação, o modelo estima as características de polarização do céu, simulando os processos de dispersão com base na composição e densidade da atmosfera e comprimento de onda da luz incidente. Resultando na otimização de futuros planos de observação.

Neste estudo, dois modelos analíticos são comparados. Adicionalmente, com as observações feitas com o FORS2 no observatório ESO-VLT no Paranal durante duas noites, observa-se uma excelente compatibilidade do modelo de Rayleigh com os dados observados. No entanto, o modelo começa a falhar quando não há condições ideais de observação e também para comprimentos de onda maiores. O modelo baseado em dispersão múltipla e outras correções são necessários para obter resultados mais precisos em determinadas condições.

Adicionalmente, outras hipóteses foram tidas em consideração, como a dependência do comprimento de onda do grau de polarização ou do fator de despolarização.

O modelo construído para os padões de polarização do céu noturno ajudará a planear observações futuras e corrigir a polarização de fundo em observações palarimétricas que usem o VLT.