La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible

Presentación del tema: "La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible"— Transcripción de la presentación:

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 Instituto Argentino de Radioastronomía
Premios Nobel M. Ryle Síntesis de Apertura A. Hewish Pulsares A. Penzias + R. Woodrow Radiación de Fondo S. Chandrasekhar Estr. y Evol. Estelar W. A. Fowler Form. elementos R. Hulse + J. H. Taylor Jr Pulsar milisegundo R. Giacconi Fuentes Rayos X Instituto Argentino de Radioastronomía

6 Instituto Argentino de Radioastronomía
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 Instituto Argentino de Radioastronomía
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)
( Pleriones (Cangrejo) Cáscara (Tycho) (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 Instituto Argentino de Radioastronomía
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 Instituto Argentino de Radioastronomía
Observaciones multifrecuencia del RSN RXJ 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 Instituto Argentino de Radioastronomía
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) (*) Instituto Argentino de Radioastronomía

23 Estructura interna y “saltos”
Instituto Argentino de Radioastronomía

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

25 Frenado del pulsar o Spin-Down
P se incrementa por pérdida energía rotacional, Evolución de la frecuencia de rotación 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 ) n=2.01±0.02 (PSR ) n= 1.4± 0.2 (Vela) (Tesla) Instituto Argentino de Radioastronomía

27 Diagrama “ Hertzprung-Russell ”para pulsares
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28 Remanente de supernova + pulsar + nebulosa de viento del pulsar
RSN a ~4.6 kpc ANTES (clásico!) τpul~ años Vesp~2000 km/seg P~ 125 mseg μ~ mas/año AHORA Midiendo μrad se Deriva μ~ 25 mas/año Vesp~800 km/seg ! τpul~ 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 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
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31 Aspecto óptico y en λ~ 21 cm de una MISMA galaxia
Instituto Argentino de Radioastronomía

32 Extensión espacial del HI
Aaa,aaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaa 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 Instituto Argentino de Radioastronomía
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
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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 Instituto Argentino de Radioastronomía
Máseres y regiones HII H2O, CH3OH, OH, NH3 (CH3CN –Metil cianida) Instituto Argentino de Radioastronomía

43 Instituto Argentino de Radioastronomía
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-3 núcleo ultracompacto 0.05 x 0.02 pc Instituto Argentino de Radioastronomía

44 Emisiones moleculares *
Observables unas 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 (*)

45 Flujos bipolares y discos
Instituto Argentino de Radioastronomía

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

47 Instituto Argentino de Radioastronomía
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 J 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 = ± 0.18 (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

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