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Instituto Argentino de Radioastronomía1 La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible E.M. Arnal *,** (*) Instituto Argentino de Radioastronomía,

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2 Instituto Argentino de Radioastronomía1 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

3 Instituto Argentino de Radioastronomía2 ¿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

4 Instituto Argentino de Radioastronomía3 2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m)

5 Instituto Argentino de Radioastronomía4 Transparencia Atmosférica

6 Instituto Argentino de Radioastronomía5 Premios Nobel 1974 M. Ryle Síntesis de Apertura 1974 A. Hewish Pulsares 1978 A. Penzias + R. Woodrow Radiación de Fondo 1983 S. Chandrasekhar Estr. y Evol. Estelar 1983 W. A. Fowler Form. elementos 1993 R. Hulse + J. H. Taylor Jr. Pulsar milisegundo 2002 R. Giacconi Fuentes Rayos X

7 Instituto Argentino de Radioastronomía6 Ha sido crucial en revelar fenómenos como Fondo de Microondas Pulsares

8 Instituto Argentino de Radioastronomía7 Cuasares Movimientos Supralumínicos

9 Instituto Argentino de Radioastronomía8 Observaciones Radioastronómicas Continuo Espectroscópicas Polarimétricas (I, U, Q, V) VLA Arecibo

10 Instituto Argentino de Radioastronomía9 HPBW~ 15 HPBW ~1

11 Instituto Argentino de Radioastronomía10 Relevamientos de Continuo en la Galaxia 408 MHz 1420 MHz S υ ~ υ -α α = índice espectral

12 Instituto Argentino de Radioastronomía11 2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m)

13 Instituto Argentino de Radioastronomía12 Comparación a distintas frecuencias IAR 1420 MHz

14 Instituto Argentino de Radioastronomía13 Emisión puede ser extendida (global) o localizada (fuente)

15 Instituto Argentino de Radioastronomía14 Clases de Remanentes de Supernova (RSN) (http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/) Pleriones (Cangrejo) Cáscara (Tycho) Compuesto (W44) (Reynoso et al.,1997) (Giacani et al. 1997) RSN galácticos ~231

16 Instituto Argentino de Radioastronomía15 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.

17 Instituto Argentino de Radioastronomía16 RSN CTB1 a υ~ 10 GHz (MPIfR)

18 Instituto Argentino de Radioastronomía17 Aspecto de Tycho en óptico y en radio (λ~21,9 cm)

19 Instituto Argentino de Radioastronomía18 Tycho: Midiendo velocidades de expansión Mapa diferencia de dos épocas Reynoso et al. 1997

20 Instituto Argentino de Radioastronomía19 Evolución temporal de la emisión de SN 1987 ( λ~12mm) ATCA Observaciones similares permiten construir la curva de luzde las denominadas radiosupernovas

21 Instituto Argentino de Radioastronomía20 Observaciones multifrecuencia del RSN RXJ Butt, Torres, Romero, et al. Nature 418, 499 (2002) Torres, Romero, Dame, et al. Phys. Rep. 382, 302 (2003 ) Interacción RSN-nube molecular Máseres en OH –1720 MHz Posible formación estelar Química de ondas de choque

22 Instituto Argentino de Radioastronomía21 Campo Magnético en M51 a λ ~ 2,8 cm (υ~ 10,7 GHz)

23 Instituto Argentino de Radioastronomía22 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 10 7 y Gauss Algunos pulsares residen en sistemas binarios Elevadas velocidades espaciales (centenares de km/seg) (*)

24 Instituto Argentino de Radioastronomía23 Estructura interna y saltos

25 Instituto Argentino de Radioastronomía24 > > (retraso geométrico) (Rotación de Faraday)

26 Instituto Argentino de Radioastronomía25 Frenado del pulsar o Spin-Down Frenado del pulsar o Spin-down P se incrementa por pérdida energía rotacional, Evolución de la frecuencia de rotación

27 Instituto Argentino de Radioastronomía26 Edades, campos magnéticos, índice de frenado Si n=3 => n= (Cangrejo) n=2.8±0.2 (PSR ) n=2.01±0.02 (PSR ) n= 1.4± 0.2 (Vela) (Tesla)

28 Instituto Argentino de Radioastronomía27 Diagrama Hertzprung-Russell para pulsares

29 Instituto Argentino de Radioastronomía28 Remanente de supernova + pulsar + nebulosa de viento del pulsar RSN a ~4.6 kpc ANTES (clásico!) τ pul ~ años V esp ~2000 km/seg P~ 125 mseg μ~ mas/año AHORA Midiendo μ rad se Deriva μ~ 25 mas/año V esp ~800 km/seg ! τ pul ~ años!! ¡Problemas en τ pul !

30 Instituto Argentino de Radioastronomía29 Estudiar las condiciones físicas de la materia en condiciones extremas (ρ~10 14 gm/cm 3, B~10 12 G, T 10 7 K) Test para la teoría de la relatividad general. Estudio de los pulsares Timingen 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,

31 Instituto Argentino de Radioastronomía30 Espectroscopía del átomo de hidrógeno (HI) en radio

32 Instituto Argentino de Radioastronomía31 Aspecto óptico y en λ~ 21 cm de una MISMA galaxia

33 Instituto Argentino de Radioastronomía32 Extensión espacial del HI Aaa,aaaaaa aaaaaaaaaa aaaaaaaaaa aaaaaaaaaa aa

34 Instituto Argentino de Radioastronomía33 Campo de velocidades del HI...Materia Obscura

35 Instituto Argentino de Radioastronomía34 Estructura en espiral de la Vía Láctea Emisión de HI Emisión de continuo

36 Instituto Argentino de Radioastronomía35 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)

37 Instituto Argentino de Radioastronomía36 Ara OB1 (l,b)=(336 o.5,-1 o.5) Imagen óptica 12 CO (λ~ 2.6mm)

38 Instituto Argentino de Radioastronomía37 Regiones HII compactas y ultracompactas Algunas propiedades: 2 x10 3 < n e < 2 x10 5 cm pc < d < 0.5 pc 2 x10 6 < ME < 1x10 9 pc cm km/s < Δv < 80 km/s (LRR) τ din ~ 5x10 3 años (ψ~8Mo/año!!) Av >> 20 m (invisibles!!) Formas muy variadas Determinación de Te (LRR)

39 Instituto Argentino de Radioastronomía38 Emisión térmica de una región HII

40 Instituto Argentino de Radioastronomía39 Morfologías observadas Irregulares o con máximos múltiples (~17%) Núcleo – halo (~16%) Esféricas o no resueltas (~ 43%) Cáscara (~ 4%) Cometarias (~20 %)

41 Instituto Argentino de Radioastronomía40 Modelos teóricos y observaciones Expansión clásica Vientos estelares Lluvia de champagne Bow shocks

42 Instituto Argentino de Radioastronomía41 Edades y Tasa de formación estelar Evolución clásica => tasa de formación ~8 M o /año Solución: Bow shock=> conf. estática=> mayor edad

43 Instituto Argentino de Radioastronomía42 Máseres y regiones HII H 2 O, CH 3 OH, OH, NH 3 (CH 3 CN –Metil cianida)

44 Instituto Argentino de Radioastronomía43 Regiones HII y nubes moleculares NH 3 (1,1) HPBW=132 Halo T h ~9 K d h ~3.7 pc N H2 ~ cm-3 Núcleo T n > 25 K n H2 ~4 x 10 4 cm -3 d n ~1.7 pc HCO+ (10) HPBW= 6 T~ 60 K n H2 ~ cm x 0.05 pc Núcleo compacto NH 3 & SO HPBW~1 n H2 ~4x10 7 cm -3 núcleo ultracompacto 0.05 x 0.02 pc

45 Instituto Argentino de Radioastronomía44 Emisiones moleculares * Observables unas 1000 transiciones de 130 especies moleculares Mayoría de transiciones rotacionales ( J elevados) Principalmente en la banda milimétrica y submilimétrica CO, H 2 CO, NH 3, radicales muy activos (OH, SO), iones (HCO+, CH+), cadenas largas (HC 13 N), cíclicas (C 3 H 2 ) Isótopos ( 12 C 16 O, 13 C 16 O, 12 C 17 O, 12 C 18 O, 13 C 17 O, 13 C 18 O) 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) (*)

46 Instituto Argentino de Radioastronomía45 Flujos bipolares y discos

47 Instituto Argentino de Radioastronomía46 WR MHz 1420 MHz 2695 MHz 60μm HI + continuo

48 Instituto Argentino de Radioastronomía47 Resumen 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. MUY, MUY general...

49 Instituto Argentino de Radioastronomía48 An inquiry into the nature of the -ray source 3EG J The region around 3EG J 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: = ± 0.18 (S ). 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.

50 Instituto Argentino de Radioastronomía49

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