Астронет > Фарадея эффект

Астронет: Г. Г. Павлов, "Физика Космоса", 1986 Фарадея эффект
http://variable-stars.ru/db/msg/1188578

Фарадея эффект

- вращение плоскости (в общем случае эллипса) поляризации эл.-магн. волны при распространении ее в гиротропной среде. Наиболее важным в астрофизике частным случаем гиротропной среды явл. разреженная плазма с магн. полем. В ней для каждого направления и частоты излучения $\nu$ имеетсяя два типа независимо распространяющихся собств. колебаний (нормальных волн, НВ) с различными (вообще говоря, эллиптическими) поляризациями (см. Поляризация электромагнитного излучения), разными показателями преломления n₁ и n₂ и коэфф. поглощения k₁ и k₂. Распространяющаяся в плазме поляризованная волна явл. когерентной суперпозицией НВ, имеющих разные фазовые скорости: c/n₁ и c/n₂. Это различие приводит к изменению вдоль направления распространения сдвига фаз $\Delta\varphi$ между колебаниями в составляющих НВ [ $\Delta\varphi=(2\pi\nu/c)\int\limits^L_0 \;(n_1-n_2)\;dl$ ; интеграл берется вдоль пути, проходимого излучением], т.е. изменению в расстоянием поляризации результирующей волны. Ф.э. возникает в важном частном случае, когда поляризации НВ близки к круговым, т.е. при $(\nu_B/\nu)(\sin^2\theta/2\cos\theta)\ll 1$ , $\nu_B$ - электронная циклотронная частота, $\theta$ - угол между магн. полем и направлением распространения излучения. Угол поворота эллипса поляризации
$\chi(рад)={\pi\nu\over c} \int\limits^L_0 \;(n_1-n_2)\;dl={\pi\over c} \int\limits^L_0 \;{\nu_{0e}^2 \nu_B \cos\theta \over {\nu^2-\nu_B^2}}\;dl$ ,
при $\nu\gg\nu_B \quad \chi(рад)={2,36\cdot 10^4 \over {\nu^2}} \int\limits^L_0 \;NB\cos\theta\;dl$ .
Здесь $\nu_{0e}=(Ne^2/\pi m)^{1/2}$ - электронная ленгмюровская частота, N - электронная концентрация, B - магн. поле; все величины в ед. СГС. Эта ф-ла применима к достаточно разреженной плазме ( $\nu_{0e}\ll \nu|\nu-\nu_B|$ ) для частот, не слишком близких к $\nu_B$ . Кроме того, подразумевается, что на пути распространения волна не испытывает поглощения или рассеяния ( $\int\limits^L_0 \;(k_1+k_2)\;dl/2\ll 1$ ).

Ф.э. особенно важен в радиоастрономии. Так, напр., в межзвездной среде для N=0,1 см³, $B=10^{-6}$ Гс ( $\nu_B$ =2,8 Гц) и $\theta$ =0 на пути L=100 пк=3,1 $cdot 10^{20}$ см угол $\chi=8,1\cdot 10^{-4}\lambda^2$ ( $\lambda$ в см), что дает $\chi$ =73 рад для $\lambda$ =3 м и $\chi$ =0,73 рад для $\lambda$ =30 см. Измерение на разных длинах волн угла ориентации эллипса поляризации излучения далекого радиоисточника позволяет определить меру вращения $RM=\int\limits^L_0 \;NB\cos\theta\;dl$ , т.е. дает информацию о плотности межзвездного газа, магн. поле и расстояние до источника.

Ф.э. может также возникать при прохождении излучения сквозь плазму в самом источнике. Напр., в солнечной короне при N=10⁸ см^-3, B=10 Гс, $\theta$ =0 на пути L=10¹⁰ см угол $\chi\approx 260 \lambda^2$ , т.е. $\chi > 1$ для $\lambda >$ 0,06 см.

Часто Ф.э. приводит к уменьшению степени линейной поляризации излучения (фарадеевская деполяризация). Напр., если протяженный вдоль луча зрения источник линейно поляризованного (в одном направлении) излучения находится в плазме с магн. полем, то от разных частей источника наблюдатель принимает излучение с различно ориентированной (из-за разных путей L) поляризацией, что уменьшает поляризацию суммарного излучения. Из-за этого, в частности, поляризация синхротронного излучения в плоскости Галактики наблюдается только в направлениях, перпендикулярных магн. полю, где Ф.э. мал. Фарадеевская деполяризация возникает также вследствие конечной ширины полосы частот $\Delta\nu$ приемной аппаратуры, когда изменение $\chi(\nu)$ в этой полосе не мало: $(\Delta\nu/2\nu_0)\chi(\nu_0)>1$ ( $\nu_0$ - рабочая частота).

В оптически толстой плазме (т.е. при $\int\limits^L_0 \;(k_1+k_2)\;dl/2\gg 1$ ) Ф.э. существен, если $\chi>1$ на средней длине волне пробега фотона, т.е. при $\delta\equiv (2\pi\nu/c)[|n_1-n_2|/(k_1+k_2)]>1$ . Если в плазме возникают фотоны, поляризация к-рых не совпадает с поляризацией НВ (напр., при синхротронном излучении релятивистских электронов или при томсоновском рассеянии), то при $\delta >1$ происходит деполяризация (нарушается фазовая связь между НВ) из-за хаотич. распределения излучающих или рассеивающих частиц; при $\delta\gg 1$ тзлучение распространяется в плазме и выходит из нее в виде некогерентной смеси НВ. В частности, при $\nu_B\ll\nu$ магн. поле уменьшает линейную поляризацию для длин волн $\lambda>\lambda_*\equiv 2\pi\sqrt{2e/3B_{||}}\simeq 1,12\cdot 10^{-4}B^{-1/2}$ см, где $B_{||}=B\cos\theta$ . Для $B_{||}\approx(3-10)$ Гс $\lambda_*$ попадает в оптич. диапазон, а для $B_{||}\sim(10^6-10^{10})$ Гс - в рентгеновский. Т.о., измерение спектра линейной поляризации оптич. и рентг. источников позволяет определять магн. поле в излучающей области.

Лит.:
Железняков В.В., Электромагнитные волны в космической плазме, М., 1977; Долгинов А.З., Гнедин Ю.Н., Силантьев Н.А., Распространение и поляризация излучения в космической среде, М., 1979.

(Г.Г. Павлов)

Г. Г. Павлов, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru