1 / 50

La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible

La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible. E.M. Arnal *,**. (*) Instituto Argentino de Radioastronomía, CONICET (**) Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas,UNLP. Reunión AAA, 2005, La Plata. ¿Qué es la Radioastronomía?.

patty
Download Presentation

La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible E.M. Arnal*,** (*) Instituto Argentino de Radioastronomía, CONICET (**) Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas,UNLP Reunión AAA, 2005, La Plata Instituto Argentino de Radioastronomía

  2. ¿Qué es la Radioastronomía? • Es una técnica astronómica de observación que explora el Universo detectando, en forma generalmente pasiva, radiación emitida por los cuerpos celestes • 126 observatorios en radio –de un total 456 observatorios- en 36 países Instituto Argentino de Radioastronomía

  3. 2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m) Instituto Argentino de Radioastronomía

  4. Transparencia Atmosférica Instituto Argentino de Radioastronomía

  5. Premios Nobel • 1974M. RyleSíntesis de Apertura • 1974A. HewishPulsares • 1978A. Penzias + R. WoodrowRadiación de Fondo • 1983S. ChandrasekharEstr. y Evol. Estelar • 1983W. A. FowlerForm. elementos • 1993R. Hulse + J. H. Taylor Jr.Pulsar milisegundo • 2002 R. GiacconiFuentes Rayos X Instituto Argentino de Radioastronomía

  6. Ha sido crucial en revelar fenómenos como Fondo de Microondas Pulsares Instituto Argentino de Radioastronomía

  7. Movimientos Supralumínicos Cuasares Instituto Argentino de Radioastronomía

  8. Observaciones Radioastronómicas • Continuo • Espectroscópicas • Polarimétricas (I, U, Q, V) VLA Arecibo Instituto Argentino de Radioastronomía

  9. HPBW~ 15’ HPBW ~1’ Instituto Argentino de Radioastronomía

  10. Relevamientos de Continuo en la Galaxia 408 MHz 1420 MHz Sυ ~ υ-α α = índice espectral Instituto Argentino de Radioastronomía

  11. 2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m) Instituto Argentino de Radioastronomía

  12. Comparación a distintas frecuencias IAR 1420 MHz Instituto Argentino de Radioastronomía

  13. Emisión puede ser extendida (global) o localizada (fuente) Instituto Argentino de Radioastronomía

  14. Clases de Remanentes de Supernova (RSN) (http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/) Cáscara (Tycho) Pleriones (Cangrejo) (Reynoso et al. ,1997) RSN galácticos ~231 Compuesto (W44) (Giacani et al. 1997) Instituto Argentino de Radioastronomía

  15. Algunos estudios con RSN • Morfología: Permite investigar la hidrodinámica de los RSN mediante la identificación y localización de estructuras en el frente de choque. • Polarización:Permite determinar la intensidad, orientación y (no) uniformidad del campo magnético. • Indice espectral: Posibilita el conocimiento del espectro d energías de las partículas aceleradas. Instituto Argentino de Radioastronomía

  16. RSN CTB1 a υ~ 10 GHz (MPIfR) Instituto Argentino de Radioastronomía

  17. Aspecto de Tycho en óptico y en radio (λ~21,9 cm) Instituto Argentino de Radioastronomía

  18. Tycho: Midiendo velocidades de expansión Mapa diferencia de dos épocas Reynoso et al. 1997 Instituto Argentino de Radioastronomía

  19. Evolución temporal de la emisión de SN 1987 ( λ~12mm) ATCA Observaciones similares permiten construir la “curva de luz”de las denominadas radiosupernovas Instituto Argentino de Radioastronomía

  20. Observaciones multifrecuencia del RSN RXJ 1713.7-3946 • Interacción RSN-nube molecular • Máseres en OH –1720 MHz • Posible formación estelar • Química de ondas de choque Butt, Torres, Romero, et al. Nature 418, 499 (2002) Torres, Romero, Dame, et al. Phys. Rep. 382, 302 (2003) Instituto Argentino de Radioastronomía

  21. Campo Magnético en M51 a λ ~ 2,8 cm (υ~ 10,7 GHz) Instituto Argentino de Radioastronomía

  22. PULSARES • Baade y Zwicky (1934): estrellas de neutrones como etapa final • 1488 pulsares galácticos catalogados hasta el momento (*) • Gran mayoría sólo en radio, pero también en γ, X , óptico e IR • Radiación no térmica. Altamente polarizados • Períodos de rotación entre 1 milisegundo y unos 4 segundos • Campos magnéticos entre 107 y 1013 Gauss • Algunos pulsares residen en sistemas binarios • Elevadas velocidades espaciales (centenares de km/seg) (*) http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/ Instituto Argentino de Radioastronomía

  23. Estructura interna y “saltos” Instituto Argentino de Radioastronomía

  24. (retraso geométrico) > > (Rotación de Faraday) Instituto Argentino de Radioastronomía

  25. P se incrementa por pérdida energía rotacional, Frenado del pulsar o Spin-down Evolución de la frecuencia de rotación Frenado del pulsar o Spin-Down Instituto Argentino de Radioastronomía

  26. Edades, campos magnéticos, índice de frenado Si n=3 => n=2.5150.05 (Cangrejo) n=2.8±0.2 (PSR 1509-58) n=2.01±0.02 (PSR 0540-69) n= 1.4± 0.2 (Vela) (Tesla) Instituto Argentino de Radioastronomía

  27. Diagrama “ Hertzprung-Russell ”para pulsares Instituto Argentino de Radioastronomía

  28. Remanente de supernova + pulsar + nebulosa de viento del pulsar RSN a ~4.6 kpc ANTES (clásico!) τpul~16.000 años Vesp~2000 km/seg P~ 125 mseg μ~ 63-80 mas/año AHORA Midiendo μrad se Deriva μ~ 25 mas/año Vesp~800 km/seg ! τpul~ 39.000 años!! ¡Problemas en τpul! Instituto Argentino de Radioastronomía

  29. Estudio de los pulsares • Estudiar las condiciones físicas de la materia en condiciones extremas (ρ~1014 gm/cm3, B~1012 G, T 107 K) • Test para la teoría de la relatividad general. “Timing”en pulsares binarios: a) precesión de la órbita; b) determinación de los parámetros orbitales con gran precisión. En PSR 1937+16 Taylor & Weinberg (1989) determinaron que el período orbital decrece a una velocidad que coincide exactamente con la predicha por la teoría de la relatividad (pérdida de energía rotacional debido a emisión de radiación gravitatoria cuadrupolar;c) posible variación temporal de constantes fundamentales (e.g. G). Aunque depende de la ecuación de estado que describe el interior de la estrella de neutrones, se puede afirmar que, Instituto Argentino de Radioastronomía

  30. Espectroscopía del átomo de hidrógeno (HI) en radio Instituto Argentino de Radioastronomía

  31. Aspecto óptico y en λ~ 21 cm de una MISMA galaxia Instituto Argentino de Radioastronomía

  32. Aaa,aaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaa Extensión espacial del HI Instituto Argentino de Radioastronomía

  33. Campo de velocidades del HI ...Materia Obscura Instituto Argentino de Radioastronomía

  34. Estructura en espiral de la Vía Láctea Emisión de HI Emisión de continuo Instituto Argentino de Radioastronomía

  35. Propiedades del medio interestelar El estudio de la emisión de HI en λ~ 21 cm posibilita : • Campo de velocidades del HI a gran escala • Distribución espacial (azimut y latitud galáctico) del HI • Apartamientos de la simetría (alabeo, ensanchamiento) • Movimientos no-circulares (Centro galáctico, Nubes de alta Velocidad) • Corriente Magallánica (fenómeno de interacción con LMC y SMC) • Interacción de la componente estelar con el medio interestelar(cáscaras, burbujas interestelares, supercáscaras, chimeneas, gusanos) • Comparación con la distribución espacial de otros trazadores • Estudio de las fases del medio interstelar (CNM y WNM) Instituto Argentino de Radioastronomía

  36. Ara OB1 (l,b)=(336o.5,-1o.5) 12CO(λ~ 2.6mm) Imagen óptica Instituto Argentino de Radioastronomía

  37. Regiones HII compactas y ultracompactas Algunas propiedades: Algunas propiedades: • 2 x103 < ne < 2 x105 cm-3 • 0.005 pc < d < 0.5 pc • 2 x106 < ME < 1x109 pc cm-6 • 20 km/s < Δv < 80 km/s (LRR) • τdin~ 5x103 años (ψ~8Mo/año!!) • Av >> 20m (invisibles!!) • Formas muy variadas • Determinación de Te (LRR) Instituto Argentino de Radioastronomía

  38. Emisión térmica de una región HII Instituto Argentino de Radioastronomía

  39. Morfologías observadas • Irregulares o con máximos múltiples (~17%) • Núcleo – halo (~16%) • Esféricas o no resueltas (~ 43%) • Cáscara (~ 4%) • Cometarias (~20 %) Instituto Argentino de Radioastronomía

  40. Modelos teóricos y observaciones • Expansión clásica • Vientos estelares • Lluvia de champagne • Bow shocks Instituto Argentino de Radioastronomía

  41. Edades y Tasa de formación estelar • Evolución clásica => tasa de formación ~8 Mo/año • Solución: Bow shock=> conf. estática=> mayor edad Instituto Argentino de Radioastronomía

  42. Máseres y regiones HII H2O, CH3OH, OH, NH3 (CH3CN –Metil cianida) Instituto Argentino de Radioastronomía

  43. Regiones HII y nubes moleculares HCO+ (1—0) HPBW= 6” T~ 60 K nH2~6 105 cm-3 0.21 x 0.05 pc Núcleo compacto NH3 (1,1) HPBW=132” Halo Th~9 K dh ~3.7 pc NH2~5 103 cm-3 Núcleo Tn> 25 K nH2~4x 104 cm-3 dn~1.7 pc NH3 & SO HPBW~1” nH2~4x107 cm-3núcleo ultracompacto 0.05 x 0.02 pc Instituto Argentino de Radioastronomía

  44. Emisiones moleculares * • Observables unas 1000 transiciones de 130 especies moleculares • Mayoría de transiciones rotacionales ( J elevados) • Principalmente en la banda milimétrica y submilimétrica • CO, H2CO, NH3 , radicales muy activos (OH, SO), iones (HCO+, CH+), cadenas largas (HC13N), cíclicas (C3H2) • Isótopos (12C16O,13C16O,12C17O,12C18O,13C17O,13C18O) • Condiciones físicas (temperatura, densidad, masa, campo de velocidades) de las concentraciones moleculares • Determinación de B por medio de efecto Zeeman (CCH,CN,SO – mm-, OH,CCS,SO-cm) • Canales químicos de formación de moléculas (normales) • Química de las ondas de choque • Estructura interna de las nubes moleculares • Ionización interna=> determinación “local” de rayos cósmicos • Fenómenos internos (ej. flujos bipolares, discos) Instituto Argentino de Radioastronomía (*) http://physics.nist.gov/cgi-bin/micro/table5/start.pl

  45. Flujos bipolares y discos Instituto Argentino de Radioastronomía

  46. WR 130 408 MHz 2695 MHz 1420 MHz Instituto Argentino de Radioastronomía 60μm HI + continuo

  47. Resumen MUY, MUY general ... • Permite la observación de fenómenos que no tienen contrapartida a otras frecuencias • Posibilita, en algunos casos, el estudio de las propiedades de la materia en condiciones físicas extremas • Aporta datos complementarios de gran interés a otros campos de la Astronomía • El enorme poder resolvente y sensibilidad alcanzada por esta técnica, permite aplicar la misma al investigación de objetos extragalácticos, realizando un crucial aporte al estudio de la evolución del Universo. Instituto Argentino de Radioastronomía

  48. An inquiry into the nature of the -ray source 3EG J1820+0142 The region around 3EG J1828+0142 as seen from radio data from the large-scale survey by Reich & Reich (1986) after filtering the diffuse Galactic emission. A large, shell-type structure can be clearly seen. The shell is a weak source (the integrated flux density is 18.2 ± 2.1 Jy at 1.4 GHz) with a low surface brightness that very much resembles a typical SNR. The identification is confirmed by the non-thermal spectral index found for the radio emission: a= - 0.72 ± 0.18 (S(n) ~ na). VLA observations are shown on the right side for the inner location contour of the gamma-ray source. Only week sources can be seen. See Punsly, Romero, Torres & Combi A&A 364, 552, 2000 for details. Instituto Argentino de Radioastronomía

  49. Instituto Argentino de Radioastronomía

  50. Instituto Argentino de Radioastronomía

More Related