Radioastronomía:

1. Radioastronomía: Karl Jansky:1932 Los logros del pasado… ALMA: 2010 …y los desafíos del futuro

2. Radioastronomía: los logros y los retos Luis F. Rodríguez, Centro de Radioastronomía y Astrofísica, Campus Morelia, UNAM • Introducción • Grandes logros • Logros recientes • Los desafíos del futuro • La radioastronomía en México

3. ¿Cómo podemos estudiar al resto del lejano Universo? • Exploración Directa • Radiación Electromagnética • Neutrinos • Rayos Cósmicos • Ondas Gravitationales La radiación electromagnética es el caballito de batalla de la astronomía…

4. James Clerk Maxwell (1831-1879), físico escocés que descubre que la luz es sólo parte de un fenómeno más amplio: la radiación electromagnética.

5. La radiación electromagnética está formada por ondas de una longitud característica

6. Las predicciones de Maxwell son comprobadas por Heinrich Hertz, quien en 1888 logra producir y detectar ondas de radio

8. Rayos g Rayos X UV Visible Infrarrojo Radio

10. La Ventana de Radio Va de 20 m a 0.3 mm (¡un factor de casi 10,000!). En contraste, la ventana óptica va de 0.8 a 0.4 mm (un factor de sólo 2). => Uno no puede observar toda la ventana de radio con el mismo tipo de radiotelescopio. La ventana de radio está limitada por el extremo de las longitudes de onda grandes por la opacidad de la ionosfera, mientras que por el extremo de las longitudes de onda cortas, la atmósfera se vuelve opaca debido a la absorción por moléculas como el vapor de agua y el oxígeno molecular.

12. ¿Cuál es en realidad el mayor logro de la radioastronomía? • Más allá de las contribuciones científicas que veremos en un momento, la radioastronomía convenció a la comunidad astronómica de que valía la pena observar al Universo afuera de los límites de la ventana óptica…

13. Luz, ondas de radio, rayos X… • En cierto modo lo mismo (todas obedecen las leyes de Maxwell)… • Pero también diferentes. • Así como con la luz se pueden hacer imágenes, espectroscopía, etc., lo mismo es válido para las otras ventanas, sólo que hay que tener los aparatos adecuados.

14. Karl Jansky c. 1932

17. Grandes descubrimientos • A través de los años, se han entregado cuatro Premios Nobel de Física a radioastrónomos y, desde un cierto punto de vista, uno podría pensar que estas son las más grandes aportaciones.

18. 1974: Antony Hewish y Martin Ryle Descubrimiento de los pulsares Técnica de la síntesis de apertura

20. 1978: Robert W. Wilson y Arno Penzias Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo

22. 1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr. Descubrimiento del pulsar binario

24. 2006: John Mather y George Smoot Descubrimiento de la forma de cuerpo negro y de la anisotropía de la radiación cósmica de fondo

26. Sin embargo… • Sería un error juzgar a la radioastronomía (o a cualquier otra rama de la astronomía) sólo por el número de Premios Nobel de Física recibidos. • La Astronomía tiene sus propias metas y prioridades que son claves para la astronomía y no necesariamente importantes para la Física.

27. Emisión sincrotrónica • Electrones de muy alta velocidad (relativistas) en un campo magnético emiten la llamada radiación sincrotrónica que generalmente sólo se puede “ver” (o sea detectar) en la ventana de radio.

28. Radiogalaxia Fornax A Radio

30. Expansión Supernovas en Otras Galaxias

31. Emisión Térmica • Cuando se tiene emisión térmica, la energía de las ondas electromagnéticas (los llamados fotones) es comparable con la energía de las partículas que emiten y entonces las observaciones de radio trazan al Universo Frío

32. Nube Molecular Diámetro= 1-10 años-luz Temperatura = 10-100 K Densidad = 1,000-10,000 cm**-3 Formadas por moléculas y polvo Masa = 1-10000 masas solares Sitios de la formación estelar

33. Mecanismo de excitación de los Objetos Herbig-Haro HH 1 HH 2

34. Paradigma actual de la formación estelar

35. Emisión del polvo de un disco que formará planetas

37. ¿Disco compacto?

38. También se pueden detectar “líneas” provenientes de átomos o moléculas. La primera línea detectada fue la línea de 21 cm proveniente del hidrógeno, el componente principal del Universo.

39. Hidrógeno Neutro en Galaxias • NGC 6946 • En gris vemos las estrellas. • En azul vemos la emisión de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. • El hidrógeno está mucho más uniformemente que las estrellas.

40. Corrientes de gas entre las galaxias interactuantes Observaciones de la línea de 21 cm Muchas veces se encuentran cosas inesperadas… Optical image of M81 Group (DSS)

42. Orion KL Se han detectado más de 100 moléculas en el espacio interestelar

43. Los máseres de vapor de agua en la galaxia NGC 4258 se han usado para hacer imágenes precisas de la rotación de un disco molecular alrededor de un hoyo negro supermasivo en el centro de esta galaxia

44. Clases de radiotelescopios • Los radiotelescopios vienen en dos posibilidades: antenas solas o interferómetros

45. Antena sola

46. Ventajas de una Antena Sola Relativamente sencilla Puede utilizar receptores incoherentes (i. e. Bolómetros) Los arreglos de receptores permiten en la actualidad mapeos rápidos Se detecta todo el flujo dentro del haz

47. Interferómetro Very Large Array

48. Ventajas de un interferómetro Mayor resolución angular Producen imágenes de millones de pixeles Sustituyen al acero con la electrónica Obtienen posiciones de enorme precisión

49. Tres grandes inteferómetros se están desarrollando para el futuro • ¿Porqué tres?: Esto es necesario para cubrir desde las ondas decamétricas hasta las submilimétricas. • Los dos primeros proyectos: LOFAR (dm y m) y SKA (cm) están en etapas preliminares, pero el tercero (ALMA, para ondas milimétricas y submilimétricas) cuenta ya con financiamiento internacional.

50. LOFAR