Observatorio Astronómico Nacional

Presentación del tema: "Observatorio Astronómico Nacional"— Transcripción de la presentación:

1 Observatorio Astronómico Nacional
ASTROFÍSICA ESPACIAL Jesús Martín-Pintado Martín Observatorio Astronómico Nacional Necesidad de la astrofísica espacial Requerimientos técnicos Exploración del sistema solar Más allá del sistema solar: Telescopios espaciales

2 Necesidad de la astrofísica espacial
El estudio del Universo se realiza a través: Radiación electromagnética Rayos Cósmicos Sondas Análisis de muestras in situ Toma de muestras y retorno a la tierra Parcialmente desde Tierra ==> Satélites Exploración espacial

3 Universo en todo su explendor
==> Se necesita observar todo el espectro electromagnético ! LIMITACIÓN : LA ATMOFERA! Absorción: Radio IR UV rayos X rayos gamma

4 ! LIMITACIÓN : LA ATMOFERA!
Perdida de nitidez Hubble Space Telescope

5 ! LIMITACIÓN : LA ATMOFERA!
Perdida de precisión Cosmic Background Explorer (COBE) Medidas de gran precisión de la radiación de fondo de microondas cuerpo negro a K al % muestra fluctuaciones espaciales : amplitud de Tamaño: 7 grados Tamaño Tierra

6 ! LIMITACIÓN : TAMAÑO DE LA TIERRA!
Resolución angular limitada en radio interferometria Resolución depende de la separación entre antenas The VLBI Space Observatory Programme (VSOP) Imagen tomada dede tierra Imagen tomada con VSOP (mejora la resolución en un factor 3 Radio jet a 6 cm

7 Requerimientos técnicos
El espacio es ideal para instalar los telescopios ¿en el futuro en la luna? Viabiliadad limitada debido a: Masa del satélite (5000 Kg) Consumo de energía (paneles solares, nuclear) Resistencia a la aceleración del lanzamiento Resistencia al bombardeo de Rayos Cósmicos Contaminación del espacio Velocidad limitada de las sondas Capacidad limitada de recogida de muestras Laboratorios muy especificos para análisis ….

8 Futuro: recogida de muestras y analisis en la Tierra en laboratorios especiales
La sonda americana STARDUST sobrevolarán el cometa P/Wild2 en enero de 2004 y tomará material de la coma para su análisis en la Tierra. La capsula regresará a la Tierra en enero de 2006 La sonda japonesa Nurses C (2002) traerá material de la superficie de un asteroide

9 Exploración del sistema solar
Estudiar las propiedades físicas y químicas de todos los objetos del sistema solar para comprender la formación y evolución de: El sistema solar Los planetas Los satélites Los asteroides Los cometas La vida

10 Exploración del sistema solar: Historia
Objeto Sonda País Acción Año Tierra Sputnik1 URSS Orbita 1957 Luna Luna1 URSS vuelo 1959 Sol Pioneer5 EEUU Vuelo 1959 Mercurio Mariner10 EEUU Vuelo 1973 Venus Venera1 URSS Vuelo 1961 Marte Mariner4 EEUU Vuelo 1977 Jupiter Voyager1 EEUU Vuelo 1977 Saturno Voyager1 EEUU Vuelo 1977 Urano Voyager2 EEUU Vuelo 1977 Neptuno Voyager2 EEUU Vuelo 1977 Plutón Pluto/Kuiper EEUU Vuelo 2004* Asteroide Galileo EEUU/UE Vuelo 1989 Halley Giotto UE Vuelo 1985

11 Exploración del sistema solar: Estadistica
Objeto Satélites Aterrizaje* Año Satélites Sol 11 (12) No Mercurio 1 No Venus 22(25) Si Venera7 Marte 6(30)2 Si Mars3 Jupiter 6(6) Si Galileo Saturno 3(3)1 No* (Titan) 2004* Cassini/Huygens Urano 1 No Neptuno 1 No Plutón (0)1 Asteroide 5(5) Si NEAR Cometa 7(7)1 No* ROSSETA

12 Vida en el sistema solar Marte: hielo, pasado agua y vida?
Titan:prebiótico Tierra:vida Europa:hielo y agua Marte: hielo, pasado agua y vida? ¿Vida pasada? Corrientes agua Hielo polo

13 Telescopios espaciales
Altas energías - Rayos Gamma -Rayos X Ultravioleta Optico Infrarrojo Radio Astrometría Óptico Energías mayores que 20 keV Energías de 0.11 a 20 keV Longitudes de onda de 100 a 2000 A Longitudes de onda de 2 a 60 micras Longitudes de onda A Longitudes de onda >40 micras

14 Altas energías Predichas mucho antes de su detección
Procesos que generan emisión en rayos X y gamma Colisión particulas de muy alta energia Espectro con E>72 keV Aniquliación particula-antiparticula Electron-positrrón linea a 511 KeV Decaimiento radiativo isotopos radiactivos: Lineas: Al26 a MeV Aceleración de partículas cargadas Campo mágnetico: sincrotrón (electrones) Campo electrostático: bremsstrahlung

15 Dispersión Compton (inverso) Recombinación de átomos muy ionizados
Fotones UV ===> fotones X y Gamma Recombinación de átomos muy ionizados Líneas del Si, Fe .. en rayos X

16 Más de 100 satélites en altas energías
Observación del Universo más energético Primera detección en los 1960 (globos y cohetes) Prime satélite: Explorer XI en 1961 (100 fotones) Detectó 22 fuentes en todas direcciones ===> Interacción de Rayos Cósmicos con la materia Más de 100 satélites en altas energías Finales de los 60: Descubrimiento espectacular Constelación de satélites Vela (pruebas nucleares) Detectaron destellos de Rayos Gamma del Universo Los eventos más energéticos del Universo Después de más de 30 años aún son un misterio

17 Binarias de rayos X Objeto colapsado +estrella +accrección de materia -Enanas blancas -Estrellas de neutrones -Agujeros negros >1.4 Msol Determinación de la masa y tamaño del objeto Cygnus X1 es el mejor candidato Menor que la Tierra (variación) HDE is a B0 supergigante con 30 Mo y periodo de 5.6 días Objeto compañero debe tener 7 Mo

18 Pulsares de rayos X Si el objeto es un estrellas de neutrones ==>pulsar radio y rayos X Pulsar de la nebula del cangrejo

19 Nucleos de galaxias activas
Posibles agujeros negros supermasivos (106-9 Mo) Hierro en MCG Emisión de Hierro del disco de acrección ensanchada por los movimientos y por el efecto gravitatorio

20 Lineas de emisión en rayos gamma
Generación de antimateria en núcleo de la galaxia Linea de 511 keV Estudio de la neuclosintesis explosiva Lineas de Al26 y Co56 producidas en supernovas

21 Destellos en rayos gamma
Grandes variaciones en brillo Detectados hace 30 años Galácticos Recientemente identificados en el optico =>Extragalácticos Mas lejano (10% de la edad del Universo, Maños) Brilló veces lo que el Sol y veces una supernova Hipernovas Colisión y unión estrellas de neutrones en el nucleo

22 Universo frio: infrarrojo y radio
Estudio de la materia interestelar y la formación estelar Propiedades y composición del gas y del polvo Balance energetico en el medio interestelar IRAS Cartografia de todo el cielo a 12, 25, 60 y 100 micras -Polvo de cometas llena el sistema solar -Protoestrellas embebidas en nubes moleculaes -Cirros de polvo en todas las direcciones galaxias con brotes de formación estelar -La galaxias ultraluminosas (protogalaxias)

23 ISO Complejidad química del medio interestelar Granos de polvo (nucleo y mantos helados) Núcleo Mantos helados Cristales de silicatos Agua, etanol, metano, formol..

24 Hidrocarburos aromaticos policiclicos HPA en el rectangulo rojo
Grandes moléculas: Hidrocarburos aromaticos policiclicos HPA en HD97300 HPA en el rectangulo rojo 240 UA

25 Agua en abundancia en el Universo (ISO+SWAS)
Pequeñas moléculas Detección por primnera vez del HPA más pequeño, el benceno Agua en abundancia en el Universo (ISO+SWAS) Orion Sistema solar

26 En el medio interestelar
Granos con mantos ricos en moléculas complejas Gran bundancia HPA (cancerigenos) y agua HPA+agua==> moléculas orgánicas complejas Ingredientes basicos de la vida Futuro: SIRTF Herschel