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 del espacio en astrofísica Requerimientos técnicos Exploración del sistema solar Más allá del sistema solar: Telescopios espaciales

2 Necesidad del espacio en astrofísica
Herramientas para el estudio del Universo Radiación electromagnética Rayos Cósmicos Sondas Análisis de muestras in situ Toma de muestras y retorno a la tierra Parcialmente desde la Tierra ==> Satélites  Exploración espacial 

3 Radiación electromagnética
Energía en forma de ondas electromagneticas viajando a la velocidad de la luz Energia de la radiación <> longitud de onda

4 Radio: < 1 K-102 K: materia fria y electrones energéticos
IR: K : polvo caliente, planetas, estrellas frías Visible: K : estrellas, planetas y nebulosas calientes UV: K : estrellas calientes, supernovas Rayos X: K : supernovas, cúmulos de galaxias, discos de acrección en agujeros negros Rayos gamma: > 108 K : discos de acrección en agujeros negros, aniquilación materia-antimateria, ...

5 Universo en todo su explendor
Necesita observar todo el espectro electromagnético !PROBLEMA: LA ATMOFERA! Absorción: Radio, IR, UV, rayos X y Gamma Perdida de : nitidez precisión Tamaño Tierra

6 En general la resolución angular depende de:
Longitud de onda /diámetro telescopio ==>Visible, IR e incluso radio la resolución depende de la atmósfera para diametros > 20 cm (VeR) Afecta : telescopios e interferometros El vapor de agua atmosférico afecta la observación: ==>Imposilidad de medir variaciones de brillo pequeñas Afecta: sismologia de estrellas y radiación de fondo Tamaño de la Tierra: ==>Limita el tamaño de los interferometros Afecta: Estudios de muy alta resolución angular

7 Requerimientos técnicos especificos
El espacio es ideal para instalar los telescopios ¿en el futuro en la luna? Viabiliadad limitada debido a Requerimientos técnicos especificos Masa del satelite Consumo de energía Resistencia a la aceleración del lanzamiento Resistencia al bombardeo de Rayos Cósmicos Contaminación del espacio Velocidadad de las sondas limitadas Capacidad de recogida de muestras limitada Laboratorios muy especificos para análisis ….

8 Lanzadores a orbita geoestacionaria
UE: Ariane kg EEUU: Titan kg Rusia: Zenit kg Japón: H-II kg China: CZ3B kg Coste: Mpts Ariane 5

9 Energía Habitualmente: paneles solares y baterias
Gran limitación de potencia por tamaño y peso y distancia al sol Sondas a los planetas exteriores: energia nuclear Generadores termoeléctricos de isotopos radiactivos Ni fusión ni fisión. Plutonio 238 Usados en 23 misones desde 1961 Accidente en 1996 Mars96 con 270 gr Voyager 1-2: 30 Kg: 470 w a 30 volt (ahora 315 y 319 w) Cassini : 33 Kg: 870 w a 30 volt

10 Velocidad de las sondas limitadas
Voyager 1 a Mkm viajando a km/hora Voyager 2 a Mkm viajando a km/hora Estrella más próxima a Mkm Ulises Necesidad de aprovechar: Empuje gravitatorio Estudios de varios objetos

11 La sonda Galileo es un buen ejemplo
Venus Tierra Ida +luna Graspa Cometa SL-9 Sonda Volcan en Io a 200 km

12 Futuro: recogida de muestras y analisis en la Tierra en laboratorio específicos
La sonda americana STARDUST sobrevolarán el cometa P/Wild2 en enero de 2004 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

13 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

14 Mercurio Mariner10 : Primer sistema para tomar imágenes imágenes 57% del planeta. -Temperatura :-183 a 187 dia/noche -Campo magnético débil -Sin traza de atmósfera -Mayor densidad que la esperada -Superfice con cráteres (agua en polos) Futuro : MESSENGER Hierro Lava Cráteres

15 Total enviadas: 25. Éxito: sólo 22!!! Venus: Mariner2 Venera4,5,6
Verea7,8 Mariner10 Venera9,10 Pioneer12 Venera14, 15 Venera16 Vega1,2 Magellan Temperatura superficie 425ºC Sonda atmos. :CO2: 95%, N:3%, O: <4% “Aterrizaje” en 1970, 475ºC y 95 bares Circulación atmósfera Fotos b/n de la superficie Imágenes de calidad: actividad volcánica Análisis del suelo: rocas raras, fondo del mar Imágenes polo norte (1-2 km de resolución) Globos para análisis de vientos Imagen de radar del 99% de la superficie Venera 9 Magellan ( m)

16 Marte Mariner4,6,7 Mars3 Mariner9 Viking1,2 Mars Global Surv. Mars Pathfinder En ruta: Futuro: Total enviadas: 30. Éxito: sólo 6!!! Fotos superficie, CO2, 5-10 bares, B Pimer aterrizaje Primer satélite en órbita. Canales Aterizaje, busqueda de vida. Vistas Corrientes de agua líquida Vehículo. Analisis rocas y vientos Nozomi (2003), 2001 Mars Odysses Mars exploration, Mars express (UE) Corrientes agua Hielo polo ¿Vida?

17 Jupiter Pioneer10,11 Voyager1,2 Galileo Imágenes particulas cargadas y campo B Dinámica atmosférica, relampagos, 3 nuevos satélites , anillos, Io vulcanismo Sonda Galileo Voyager

18 Saturno Pioneer11 Voyager1,2 Futuro: Ver 1000 anillos y 7 satélites. Aspecto raro de los anillos Cassini/Huygens (Saturno+ Titan) EEUU/UE

19 Urano Voyager2 Neptuno Plutón Eje magnetico más inclinado que rotación Canales de hielo en Ariel y Miranda. 10 satélites y un anillo Meteorología muy activa. 2anillos y 6 satélites Pluto/Kuiper Express (2004) Plutón Urano Neptuno

20 Posado en la superficie Feb 2001
Asteroides Graspa Ida Matilde Braille Eros Futuro: Galileo. Galileo. NEAR. Deep Space1. Posado en la superficie Feb 2001 NEAR Nurses C (Japón, 2002), NEAP (EEUU,2002) Eros 1150 m Graspa 5000 km Luna de Ida Eros 120 m

21 Cometas Giacobini-Z Halley Crigg-Skjellerup Hyakutake Borrelly Futuro: Sakigake, Suesui Giotto International Sun-Earth Explorer Vega1,2 NEAR Deep Space 1 Stardust y CONTOUR (USA) ROSSETA UE (2 sondas al nucleo) Halley Núcleo del cometa Giotto

22 Sol Pioneer5-9 SkyLab Explorer 49 Helios1 Slar Maximum M. Yohkoh Helios2 SOHO Futuro: En orbita lunar Fulguraciones solares Sondas imágenes A 47 Mkm del sol Radiación altas energías 43 Mkm del sol Desde el interior hasta corona Genesis Yohkoh Fotofera Cromosfera Corona

23 Plataforma con 12 instrumentos a 1.5 Mkm
SOHO Plataforma con 12 instrumentos a 1.5 Mkm Movimientos internos Actividad: manchas

24 Evolución eyección coronal
SOHO Ondas sísmicas Corona: campo mag. Origen viento solar Evolución eyección coronal

25 Nube alrededor Hale-Bopp
SOHO Enguyendo 2 cometas Nube alrededor Hale-Bopp Origen viento solar

26 Telescopios espaciales
Rayos Gamma Rayos X Ultravioleta Optico Infrarrojo Radio Astrometría Energías mayores que 20 keV Energías de 1 a 20 keV Longitudes de onda de 100 a 2000 A Longitudes de onda A Longitudes de onda de 2 a 60 micras Longitudes de onda >40 micras Óptico

27 Rayos Gamma Predichos antes de su detección
Procesos que generan emisión en rayos 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: Al XX a 1.08 MeV Aceleración de partículas cargadas Campo mágnetico: sincrotrón (electrones) Campo electrostático: bremsstrahlung

28 Observación del Universo más energético
Primera detección en (GloboXXX) Prime satélite Explorer XI en 1961 Detectó 22 fuentes en todas direcciones ===> Interacción de Rayos Cósmicos con la materia 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 son un misterios

29 Observatorios en Rayos Gamma
OSO-3 (1967) SAS2 (1972) COS-B (1975) CGRO (1991) Confirmo el descubrimeto??? Primer mapa completo del Universo Poca resolución angular Detcción de ….. Objetos en los que se detecta emision en rayos gamma Explosiones de supernovas, estrellas de neutrones, pulsares agujeros negros y galaxias activas y destellos rayos gamma. Nucleosintesis en SN

30 Rayos X Descubiertos en 1895 por Wilhelm Conrad Röetgen Primera detección de su emisión en el espacio en 1969 Cohete detectó una fuente muy intensa en Scorpius X1 OSO-3 detectó un destello en de rayos X en esta fuente Uhuru 1970 Ariel5, SAS-3 OSO-8 y HEAO1 Dedicada sólo rayos X. Mapa completo 334 fuentes. Estrellas binarias (accrección de materia), supernovas, galaxias activas Sisteam binarios medida de la masa estrellas neutrones y agujeros negros. Pulsares en rayos X. Nucleos activos materia ultrarelativista alrededor de agujeros negros supernasivos

31 The High-z Universe End of the Dark Ages: z ~ 6 - 20 (?)
Resolution: arcsec ~ 1 kpc (z=1) Identify: pregalactic structures competition between mergers and galaxy winds (size, mass distributions) distribution of luminous matter w.r.t. dark matter potentials

32 The High-z Universe Detectability:
cm HI out of equilibrium with CBR 2. Earliest star bursts (synchrotron) 3. Early CO (z > 4.2 for 10, for 2 1) HI Column Densities: cm-2 Typical L* galaxy to z~2  ~ 105 galaxies / deg2 rotation curves to z~1 CO: L* to z~20 (should they exist!)

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34 The High-z Universe (2) Other High-z Science:
Large scale structure studies Gravitational lensing of large samples Weak-lensing studies of dark matter dist’ns. Tests of the unified AGN model and routine polarization mapping (m.a.s. and larger) Megamasers to z~2 (OH) and z~0.15 (H2O) to track merger activity.

35 TRANSIENT SOURCES Sky Surveys:
The X-and--ray sky has been monitored highly successfully with wide FOV detectors (e.g. RXTE/ASM, CGRO/BATSE). The transient radio sky (e.g. t < 1 month) is largely unexplored. New objects/phenomena are likely to be discovered as well as the predictable classes of objects.

36 TRANSIENT SOURCES (2) TARGET OBJECTS: Neutron star magnetospheres
Accretion disk transients (NS, blackholes) Supernovae Gamma-ray burst sources Brown dwarf flares (astro-ph/ ) Planetary magnetospheres & atmospheres Maser spikes ETI

37 TRANSIENT SOURCES (3) Certain detections:
Analogs to giant pulses from the Crab pulsar out to ~5 Mpc Flares from brown dwarfs out to at least 100 pc. GRB afterglows to 1 µJy in 10 hours at 10 . Possibilities: -ray quiet bursts and afterglows? Intermittent ETI signals? Planetary flares?

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39 OBSERVABLE DISTANCES OF CRAB PULSAR’S GIANT PULSES

40 Methods with the SKA I. Target individual SNRs in galaxies to 5-10 Mpc
II. Blind Surveys: trade FOV against gain by multiplexing SKA into subarrays. III. In all cases, exploit coincidence tests to ferret out RFI

41 Milky Way Census Targets: Molecular cloud regions YSOs, jets
Main sequence stars (thermal!) Evolving & evolved stars Full Galactic Census: microquasars radio pulsars (P-DM searches, SKA-VLBI astrometry) SNR-NS connections (SGRs, magnetars, etc.)

42 Surveys with Parkes, Arecibo & GBT.
Simulated & actual Yield ~ 2000 pulsars.

43 SKA pulsar survey 600 s per beam ~104 psr’s

44 Pulsar Yield Up to 104 pulsars (~105 in MW, 20% beaming)
NS-NS binaries (~ 100, merger rate) NS-BH binaries (?) Planets, magnetars etc. Pulsars as probes of entire Galaxy: spiral arms pulsar locations vs. age electron density map (all large HII regions sampled) magnetic field map from Faraday rotation turbulence map for WIM (warm ionized medium)

45 Solar System Inventories: KBOs & Tracking NEOs
Thermal detection of KBOs out to AU (> 350 km)  SKA needs to go to ~20 GHz Orbital elements of NEOs (>200m): SKA as receiver element of bistatic radar configuration

46 The Main Technology Challenges
1. Cost per unit Ae / Tsys Arecibo (~$150M)  $3G EVLA I (~$200M)  $15G  Need to reduce costs to < $1G ( 5 to 15)

47 The Main Technology Challenges
2. Fully digital solutions to: sampling beam forming RFI rejection signal processing real time post processing  Concept studies + Moore’s Law

48 The Main Technology Challenges
3. Promoting & Maintaining radio-quiet sites.  Campaigning & working with governmental and international agencies and industry.

49 The Main Technology Challenges
4. Operations & Data Management of a highly multiplexed, wide-bandwidth instrument.  Automated operations, large-scale data mining and storage.

50 Future Timeline (1) 2001 White Paper to NSF for technology development ( 2006) 2002 Prioritized science goals (international) Design requirements SKA Management Plan established 2003 Strawman designs Site requirements 2005 Design Choice Site selection

51 Future Timeline (2) 2006-2010: Prototype array(s)
2010 SKA construction begins Completion