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Astronomía Orientada a la Instrumentación Últimos Estadios de Evolución Estelar - Nebulosas Planetarias - Supernovas - Supernovas Observaciones en rayos.

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Presentación del tema: "Astronomía Orientada a la Instrumentación Últimos Estadios de Evolución Estelar - Nebulosas Planetarias - Supernovas - Supernovas Observaciones en rayos."— Transcripción de la presentación:

1 Astronomía Orientada a la Instrumentación Últimos Estadios de Evolución Estelar - Nebulosas Planetarias - Supernovas - Supernovas Observaciones en rayos X - Emisión en rayos X - Emisión en rayos X - Satélites - Satélites - CIAO, reducción y análisis de datos de Chandra - CIAO, reducción y análisis de datos de Chandra - XSPEC, análisis espectral - XSPEC, análisis espectral Últimos Estadios de Evolución Estelar - Nebulosas Planetarias - Supernovas - Supernovas Observaciones en rayos X - Emisión en rayos X - Emisión en rayos X - Satélites - Satélites - CIAO, reducción y análisis de datos de Chandra - CIAO, reducción y análisis de datos de Chandra - XSPEC, análisis espectral - XSPEC, análisis espectral Martín A. Guerrero Roncel Instituto de Astrofísica de Andalucía Granada, 15 de Febrero de 2007 Martín A. Guerrero Roncel Instituto de Astrofísica de Andalucía Granada, 15 de Febrero de 2007

2 Presión del gas en Presión del gas en capas superiores capas superiores Presión del gas en Peso del gas Presión del gas en Peso del gas capas inferiores capas inferiores Presión del gas en Presión del gas en capas superiores capas superiores Presión del gas en Peso del gas Presión del gas en Peso del gas capas inferiores capas inferiores La vida de las estrellas: una lucha constante (e inutil) contra la gravedad. Últimos Estadios de Evolución Estelar Presión del gas: P = nKT Fuerza gravitacional: U = GM 2 /R Presión del gas: P = nKT Fuerza gravitacional: U = GM 2 /R 2/34

3 Teorema de Russell-Vogt: Si una estrella se encuentra en equilibrio hidrostático y térmico, y su energía la hidrostático y térmico, y su energía la obtiene de reacciones nucleares, entonces su obtiene de reacciones nucleares, entonces su estructura está completamente determinada estructura está completamente determinada por su masa y por la distribución de los por su masa y por la distribución de los diferentes elementos químicos en su interior. diferentes elementos químicos en su interior. Teorema de Russell-Vogt: Si una estrella se encuentra en equilibrio hidrostático y térmico, y su energía la hidrostático y térmico, y su energía la obtiene de reacciones nucleares, entonces su obtiene de reacciones nucleares, entonces su estructura está completamente determinada estructura está completamente determinada por su masa y por la distribución de los por su masa y por la distribución de los diferentes elementos químicos en su interior. diferentes elementos químicos en su interior. Últimos Estadios de Evolución Estelar Secuencia Principal Fase en la vida de una estrella en la que fusiona H en He en su núcleo. 1 M 10, años 10 M años 10 M años Secuencia Principal Fase en la vida de una estrella en la que fusiona H en He en su núcleo. 1 M 10, años 10 M años 10 M años 3/34

4 Últimos Estadios de Evolución Estelar El destino último de una estrella depende de su masa inicial. M i < M M i < M M < M i < 8-10 M M < M i < 8-10 M M i < M M i < M M i > 8-10 M M i > 8-10 M M i > 40 M M i > 40 M

5 Estrellas de Masa Baja e Intermedia (<8-10 M ) Secuencia Principal: Fusión de H en He en el núcleo de la estrella. Evolución muy lenta hasta que se agota el hidrógeno en el núcleo. Fase de Gigante Roja: Contracción del núcleo de He y fusión de H en una capa. Secuencia Principal: Fusión de H en He en el núcleo de la estrella. Evolución muy lenta hasta que se agota el hidrógeno en el núcleo. Fase de Gigante Roja: Contracción del núcleo de He y fusión de H en una capa. Para mantener el equilibrio hidróstatico, la temperatura y presión en la capa donde se fusiona H se hacen cada vez mayor, aumentando la luminosidad y expandiéndose la envoltura de la estrella, por lo que disminuye su temperatura superficial. Para mantener el equilibrio hidróstatico, la temperatura y presión en la capa donde se fusiona H se hacen cada vez mayor, aumentando la luminosidad y expandiéndose la envoltura de la estrella, por lo que disminuye su temperatura superficial. 5/34

6 Estrellas de Masa Baja e Intermedia (<8-10 M ) Rama Horizontal: Fusión de He en C y O en el núcleo de la estrella. La fusión de H en una capa hace crecer la masa del núcleo hasta que la presión y temperatura son suficientes para producir la fusión de He. El H se sigue fusionando en He en una capa. Rama Asintótica de Gigante: Se agota el He en el núcleo, que está compuesto por C y O. La fusión de He se produce en una capa, rodeada de otra capa donde el H se convierte en He. Rama Horizontal: Fusión de He en C y O en el núcleo de la estrella. La fusión de H en una capa hace crecer la masa del núcleo hasta que la presión y temperatura son suficientes para producir la fusión de He. El H se sigue fusionando en He en una capa. Rama Asintótica de Gigante: Se agota el He en el núcleo, que está compuesto por C y O. La fusión de He se produce en una capa, rodeada de otra capa donde el H se convierte en He. La estrella se convierte de nuevo en gigante roja. La fusión de H en He y de He en C y O se produce de forma alternativa, a través de pulsos térmicos (o flashes de He). Por razones aún inciertas, en algún momento la envoltura estelar se hace inestable y es eyectada al medio circumestelar. La estrella se convierte de nuevo en gigante roja. La fusión de H en He y de He en C y O se produce de forma alternativa, a través de pulsos térmicos (o flashes de He). Por razones aún inciertas, en algún momento la envoltura estelar se hace inestable y es eyectada al medio circumestelar. 6/34

7 Estrellas de Masa Baja e Intermedia (<8-10 M ) Las capas más externas de la estrella se expanden (10 km s -1 ) y forma una envoltura circumestelar. Aumento del flujo de fotones ionizantes (UV) cuando la T eff alcanza 30,000 K. Se desarrolla un fuerte viento estelar, v~1,000-4,000 km s -1 Las capas más externas de la estrella se expanden (10 km s -1 ) y forma una envoltura circumestelar. Aumento del flujo de fotones ionizantes (UV) cuando la T eff alcanza 30,000 K. Se desarrolla un fuerte viento estelar, v~1,000-4,000 km s -1 7/34

8 Nebulosas Planetarias Modelo de formación de nebulosas planetarias por interacción de vientos 8/34

9 Nebulosas Planetarias FLIERs (Fast Low-Ionization Emitting Regions) FLIERs Jets en precesión, bow-shocks, anillos, radios Jets en precesión, bow-shocks, anillos, radios 9/34

10 Nebulosas Planetarias Múltiples flujos colimados en diferentes direcciones (precesión, rotación) como responsables de la morfología observada (en combinación con el viento estelar rápido y los efectos dinámicos de la ionización). Múltiples flujos colimados en diferentes direcciones (precesión, rotación) como responsables de la morfología observada (en combinación con el viento estelar rápido y los efectos dinámicos de la ionización). 10/34

11 Espectros y Enriquecimiento Químico El espectro de una nebulosa planetaria presenta emisión mínima de contínuo y líneas permitidas de H y He y prohibidas de elementos más pesados (C, N, O, Ne, …) La composición química indica que contribuyen al enriquecimiento de He y N, así como de elementos con alto contenido de neutrones (Rb, Sr, …) El espectro de una nebulosa planetaria presenta emisión mínima de contínuo y líneas permitidas de H y He y prohibidas de elementos más pesados (C, N, O, Ne, …) La composición química indica que contribuyen al enriquecimiento de He y N, así como de elementos con alto contenido de neutrones (Rb, Sr, …) 11/34

12 Supernovas de Tipo Ia El destino último de la estrella progenitora de una nebulosa planetaria es convertirse en una enana blanca, un núcleo compacto de carbono y oxígeno: entre 0.6 y 1.4 M con un radio 0.01 R (~Tierra). Presión de electrones degenerados. Pero límite de Chandrasekhar de 1.4 M Presión de electrones degenerados. Pero límite de Chandrasekhar de 1.4 M Si en un sistema binario, la compañera puede transferir materia a la enana blanca cuando se convierte en gigante roja. Sucesivos estallidos de tipo nova. Cuando la masa de la enana blanca se aproxima al límite de Chandrasekhar, se inicia la fusión de C y O en el núcleo estelar. ¡La presión de degeneración no depende de la temperatura ! La fusión de C y O en elementos más pesados se produce en segundos y la energía liberada se transfiere a la materia de la estrella que explota. Pobre en H, rico en Ni, Co, Ca, Fe El destino último de la estrella progenitora de una nebulosa planetaria es convertirse en una enana blanca, un núcleo compacto de carbono y oxígeno: entre 0.6 y 1.4 M con un radio 0.01 R (~Tierra). Presión de electrones degenerados. Pero límite de Chandrasekhar de 1.4 M Presión de electrones degenerados. Pero límite de Chandrasekhar de 1.4 M Si en un sistema binario, la compañera puede transferir materia a la enana blanca cuando se convierte en gigante roja. Sucesivos estallidos de tipo nova. Cuando la masa de la enana blanca se aproxima al límite de Chandrasekhar, se inicia la fusión de C y O en el núcleo estelar. ¡La presión de degeneración no depende de la temperatura ! La fusión de C y O en elementos más pesados se produce en segundos y la energía liberada se transfiere a la materia de la estrella que explota. Pobre en H, rico en Ni, Co, Ca, Fe

13 Estrellas Masivas (>12 M ) Secuencia Principal: Fusión de H en He en el núcleo de la estrella. Fase de Gigante Roja: Contracción del núcleo de He y fusión de H en capa. Fase Asintótica de Gigante: Núcleo inerte de C y O, con fusión de He e H en capas. Fusión estable en el núcleo de átomos pesados: Carbono Neón (170 años) Neón Oxígeno (1 año) Oxígeno Silicio (<1 año) Silicio Hierro Secuencia Principal: Fusión de H en He en el núcleo de la estrella. Fase de Gigante Roja: Contracción del núcleo de He y fusión de H en capa. Fase Asintótica de Gigante: Núcleo inerte de C y O, con fusión de He e H en capas. Fusión estable en el núcleo de átomos pesados: Carbono Neón (170 años) Neón Oxígeno (1 año) Oxígeno Silicio (<1 año) Silicio Hierro El Hierro es al átomo más estable, es decir, su fusión no produce energía. El núcleo de hierro es soportado por la presión de degeneración, hasta que alcanza 1.4 M de degeneración, hasta que alcanza 1.4 M El Hierro es al átomo más estable, es decir, su fusión no produce energía. El núcleo de hierro es soportado por la presión de degeneración, hasta que alcanza 1.4 M de degeneración, hasta que alcanza 1.4 M

14 Explosión de Supernova (a) Estructura de capas de cebolla con un núcleo inerte de hierro. (b) El núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar y empieza a colapsar. La parte más externa del núcleo cae a velocidades hasta 70,000 km/s. La parte más externa del núcleo cae a velocidades hasta 70,000 km/s. La energía gravitatoria se invierte en descomponer los núcleos de Fe y en La energía gravitatoria se invierte en descomponer los núcleos de Fe y en fusionar electrones y protones en neutrones, liberando neutrinos. fusionar electrones y protones en neutrones, liberando neutrinos. (c) Las capas superiores se precipitan sobre el núcleo, pero éste ha detenido su colapso, soportado por la presión de degeneración de neutrones y por su colapso, soportado por la presión de degeneración de neutrones y por interacciones fuertes entre ellos. interacciones fuertes entre ellos. (a) Estructura de capas de cebolla con un núcleo inerte de hierro. (b) El núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar y empieza a colapsar. La parte más externa del núcleo cae a velocidades hasta 70,000 km/s. La parte más externa del núcleo cae a velocidades hasta 70,000 km/s. La energía gravitatoria se invierte en descomponer los núcleos de Fe y en La energía gravitatoria se invierte en descomponer los núcleos de Fe y en fusionar electrones y protones en neutrones, liberando neutrinos. fusionar electrones y protones en neutrones, liberando neutrinos. (c) Las capas superiores se precipitan sobre el núcleo, pero éste ha detenido su colapso, soportado por la presión de degeneración de neutrones y por su colapso, soportado por la presión de degeneración de neutrones y por interacciones fuertes entre ellos. interacciones fuertes entre ellos. 14/34

15 Explosión de Supernova (d) Las capas exteriores de la estrella rebotan sobre el núcleo de neutrones, produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. (e) La energía del choque se pierde, en gran parte, en disociar elementos pesados. El choque progresa gracias a la contribución energética de los neutrinos. El choque progresa gracias a la contribución energética de los neutrinos. (f) El choque alcanza las capas más exteriores, que son lanzadas al medio interestelar con velocidades de hasta 10,000 km/s. interestelar con velocidades de hasta 10,000 km/s. El resto estelar será una estrella de neutrones o un agujero negro, según su masa inicial sea menor o mayor que ~40 M inicial sea menor o mayor que ~40 M (d) Las capas exteriores de la estrella rebotan sobre el núcleo de neutrones, produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. (e) La energía del choque se pierde, en gran parte, en disociar elementos pesados. El choque progresa gracias a la contribución energética de los neutrinos. El choque progresa gracias a la contribución energética de los neutrinos. (f) El choque alcanza las capas más exteriores, que son lanzadas al medio interestelar con velocidades de hasta 10,000 km/s. interestelar con velocidades de hasta 10,000 km/s. El resto estelar será una estrella de neutrones o un agujero negro, según su masa inicial sea menor o mayor que ~40 M inicial sea menor o mayor que ~40 M 15/34

16 Morfología los Restos de Supernovas 16/34

17 Las Supernovas y Su Entorno Nucleosíntesis En el interior estelar - Fusión nuclear: He y átomos más pesados, C, N, O, Ne, Si, Ni, hasta Fe. - Fusión nuclear: He y átomos más pesados, C, N, O, Ne, Si, Ni, hasta Fe. - Captura lenta de neutrones (sobre todo en estrellas menos masivas) - Captura lenta de neutrones (sobre todo en estrellas menos masivas) Durante la explosión: - Captura rápida de neutrones: U, Th, Au, … - Captura rápida de neutrones: U, Th, Au, … Influencia en el entorno Inyección de elementos pesados y de energía mecánica en forma de onda de choque que, primero se propaga libremente durante cientos de años, y luego lo hace adiabáticamente al menos durante 10,000 años. La compresión de nubes moleculares cercanas puede inducir la formación de nuevas estrellas. Nucleosíntesis En el interior estelar - Fusión nuclear: He y átomos más pesados, C, N, O, Ne, Si, Ni, hasta Fe. - Fusión nuclear: He y átomos más pesados, C, N, O, Ne, Si, Ni, hasta Fe. - Captura lenta de neutrones (sobre todo en estrellas menos masivas) - Captura lenta de neutrones (sobre todo en estrellas menos masivas) Durante la explosión: - Captura rápida de neutrones: U, Th, Au, … - Captura rápida de neutrones: U, Th, Au, … Influencia en el entorno Inyección de elementos pesados y de energía mecánica en forma de onda de choque que, primero se propaga libremente durante cientos de años, y luego lo hace adiabáticamente al menos durante 10,000 años. La compresión de nubes moleculares cercanas puede inducir la formación de nuevas estrellas.

18 XX

19 Radiación electromagnética: - Longitud de onda con escalas de átomos. - Longitud de onda con escalas de átomos. - Temperaturas desde 1 a 100 millones de K. - Temperaturas desde 1 a 100 millones de K. Radiación electromagnética: - Longitud de onda con escalas de átomos. - Longitud de onda con escalas de átomos. - Temperaturas desde 1 a 100 millones de K. - Temperaturas desde 1 a 100 millones de K. Rayos X Núcleo Atómico Atomo Molécula Protozoo Alfiler Abeja Persona Edificio Longitud de onda en centímetros Rayos Gamma Rayos X Ultravioleta Visible Infrarrojo Microondas Radio 19/34

20 Ionización: - Colisiones protón (ion) / electrón. (cambio brusco en el movimiento) (cambio brusco en el movimiento) e - + p e - + p * e - + p + e - + p e - + p * e - + p + (continuo) (continuo) e - + I e - + I * e - + I + e - + I e - + I * e - + I + (líneas de emisión) (líneas de emisión) m p ~ 1,836 m e v p ~ v e /43 m p ~ 1,836 m e v p ~ v e /43 Menor número de colisiones y Menor número de colisiones y menor sección eficaz (porque +) menor sección eficaz (porque +) p + + I p + + I * p + + I + p + + I p + + I * p + + I + - Fotoionización e ionización colisional. Fotoionización: + I I + + e - Fotoionización: + I I + + e - Ionización colisional: e - + I I + + 2e - Ionización colisional: e - + I I + + 2e - Ionización capa interna (1s):, e - + I I *+ + 2e - I + + e -, (línea 6.4 keV Fe) Ionización capa interna (1s):, e - + I I *+ + 2e - I + + e -, (línea 6.4 keV Fe) Ionización: - Colisiones protón (ion) / electrón. (cambio brusco en el movimiento) (cambio brusco en el movimiento) e - + p e - + p * e - + p + e - + p e - + p * e - + p + (continuo) (continuo) e - + I e - + I * e - + I + e - + I e - + I * e - + I + (líneas de emisión) (líneas de emisión) m p ~ 1,836 m e v p ~ v e /43 m p ~ 1,836 m e v p ~ v e /43 Menor número de colisiones y Menor número de colisiones y menor sección eficaz (porque +) menor sección eficaz (porque +) p + + I p + + I * p + + I + p + + I p + + I * p + + I + - Fotoionización e ionización colisional. Fotoionización: + I I + + e - Fotoionización: + I I + + e - Ionización colisional: e - + I I + + 2e - Ionización colisional: e - + I I + + 2e - Ionización capa interna (1s):, e - + I I *+ + 2e - I + + e -, (línea 6.4 keV Fe) Ionización capa interna (1s):, e - + I I *+ + 2e - I + + e -, (línea 6.4 keV Fe) Procesos de Emisión de Rayos X 20/34

21 Otros procesos: - Scattering Compton Inverso: colisión fotón / electrón energético. colisión fotón / electrón energético. (cambio brusco en el movimiento) (cambio brusco en el movimiento) e - + e - + e - + e - + (continuo) (continuo) Importante en regiones de alta Importante en regiones de alta densidad de materia densidad de materia (disco de acrecimiento agujero negro). (disco de acrecimiento agujero negro). - Radiación Sincrotrón de partículas relativísticas. relativísticas. - Cuerpo negro con T eff > 100,000 K. Otros procesos: - Scattering Compton Inverso: colisión fotón / electrón energético. colisión fotón / electrón energético. (cambio brusco en el movimiento) (cambio brusco en el movimiento) e - + e - + e - + e - + (continuo) (continuo) Importante en regiones de alta Importante en regiones de alta densidad de materia densidad de materia (disco de acrecimiento agujero negro). (disco de acrecimiento agujero negro). - Radiación Sincrotrón de partículas relativísticas. relativísticas. - Cuerpo negro con T eff > 100,000 K. Procesos de Emisión de Rayos X

22 APECRaymond-SmithBremsstrahlungBlackbody 22/34

23 Fenómenos Violentos con Emisión en Rayos X Burbujas Circumestelares Choque de un viento estelar rápido (v>1,000 km/s) con el medio circundante en nebulosas planetarias (NGC 6543, el Ojo del Gato) y en burbujas en torno a estrellas de tipo Wolf-Rayet (NGC 6888, la Nebulosa en Cuarto Creciente). Burbujas Circumestelares Choque de un viento estelar rápido (v>1,000 km/s) con el medio circundante en nebulosas planetarias (NGC 6543, el Ojo del Gato) y en burbujas en torno a estrellas de tipo Wolf-Rayet (NGC 6888, la Nebulosa en Cuarto Creciente). 23/34

24 Fenómenos Violentos con Emisión en Rayos X Supernovas y Nebulosas creadas por Púlsares La composición química puede usarse para distinguir entre supernovas de tipo Ia (supernova de Tycho de 1,572) y de tipo II (Cas A, la supernova de 1,670). También puede observarse la nebulosa creada por el viento de la estrella de neutrones central, como en la Nebulosa del Cangrejo, la supernova de 1,054. Supernovas y Nebulosas creadas por Púlsares La composición química puede usarse para distinguir entre supernovas de tipo Ia (supernova de Tycho de 1,572) y de tipo II (Cas A, la supernova de 1,670). También puede observarse la nebulosa creada por el viento de la estrella de neutrones central, como en la Nebulosa del Cangrejo, la supernova de 1, /34

25 Fenómenos Violentos con Emisión en Rayos X Disco de Acrecentamiento en torno a un Agujero Negro y Jet Relativista Chorros energéticos de partículas moviéndose a velocidades c/2. Emisión en la región central debida al disco de acrecentamiento. Disco de Acrecentamiento en torno a un Agujero Negro y Jet Relativista Chorros energéticos de partículas moviéndose a velocidades c/2. Emisión en la región central debida al disco de acrecentamiento. XTE J Estrella Compañera Agujero Negro Jet 25/34

26

27 Observatorios de Rayos X 27/34

28 ¿Un Telescopio de Rayos X? 28/34

29 Los Espejos de Chandra y XMM-Newton Chandra (NASA) 4 espejos recubiertos de Iridio $425/onza Chandra (NASA) 4 espejos recubiertos de Iridio $425/onza XMM-Newton (ESA) 58 espejos recubiertos de Oro $670/onza XMM-Newton (ESA) 58 espejos recubiertos de Oro $670/onza 29/34

30 Detectores de Rayos X Detectores tipo Geiger: PSPC - Position Sensitive Proportional Counter (ROSAT, ) - Efecto fotoeléctrico de un gas inerte. - Efecto fotoeléctrico de un gas inerte. - Gran área y alta eficiencia de detección. - Gran área y alta eficiencia de detección. - Alta resolución temporal. - Alta resolución temporal. - Cantidad limitada de gas. - Cantidad limitada de gas. Detectores tipo Geiger: PSPC - Position Sensitive Proportional Counter (ROSAT, ) - Efecto fotoeléctrico de un gas inerte. - Efecto fotoeléctrico de un gas inerte. - Gran área y alta eficiencia de detección. - Gran área y alta eficiencia de detección. - Alta resolución temporal. - Alta resolución temporal. - Cantidad limitada de gas. - Cantidad limitada de gas.

31 Detectores de Rayos X Detectores tipo CCD: ACIS - AXAF CCD Imaging Spectrometer (Chandra) EPIC - European Photon Imaging Camera (XMM-Newton) - Sensibilidad UV y óptico: filtros (aluminio). - Sensibilidad UV y óptico: filtros (aluminio). - Silicio de mayor pureza: depletion depth y QE. - Silicio de mayor pureza: depletion depth y QE. - Un fotón de rayos X crea suficiente carga para ser medida (x,y,t,E). - Un fotón de rayos X crea suficiente carga para ser medida (x,y,t,E). - Lectura rápida (ACIS: 3.2 s) para evitar pile-up y reducir eventos out-of-time. - Lectura rápida (ACIS: 3.2 s) para evitar pile-up y reducir eventos out-of-time. - Saturación telemetría (10 Mbits/s/CCD): event grading. - Saturación telemetría (10 Mbits/s/CCD): event grading. Detectores tipo CCD: ACIS - AXAF CCD Imaging Spectrometer (Chandra) EPIC - European Photon Imaging Camera (XMM-Newton) - Sensibilidad UV y óptico: filtros (aluminio). - Sensibilidad UV y óptico: filtros (aluminio). - Silicio de mayor pureza: depletion depth y QE. - Silicio de mayor pureza: depletion depth y QE. - Un fotón de rayos X crea suficiente carga para ser medida (x,y,t,E). - Un fotón de rayos X crea suficiente carga para ser medida (x,y,t,E). - Lectura rápida (ACIS: 3.2 s) para evitar pile-up y reducir eventos out-of-time. - Lectura rápida (ACIS: 3.2 s) para evitar pile-up y reducir eventos out-of-time. - Saturación telemetría (10 Mbits/s/CCD): event grading. - Saturación telemetría (10 Mbits/s/CCD): event grading.

32 Detectores de Rayos X 32/34

33 Espectroscopia de Rayos X Chandra Low Energy Transmission Grating Spectrograph (LETGS)

34 CIAO y XSPEC 34/34 CIAO es el software de reducción y análisis de datos observados por Chandra. Puede bajarse de: En esta página se encuentra también WebChaSeR que da acceso al archivo de Chandra. Cuando se hallan datos disponibles de un objeto, estos se ordenan en dos directorios diferentes: - primary: incluye los datos ya listos para análisis en el fichero *evt2.fits - primary: incluye los datos ya listos para análisis en el fichero *evt2.fits - secondary: si fuese preciso aplicar calibraciones nuevas (y en general lo será), en este directorio se encuentran los ficheros necesarios, en particular el *evt1.fits - secondary: si fuese preciso aplicar calibraciones nuevas (y en general lo será), en este directorio se encuentran los ficheros necesarios, en particular el *evt1.fits Un fichero de eventos consiste en una lista de detecciones de fotones de rayos X, proporcionando para cada uno la posición (en coordenadas de detector, de cielo, …), tiempo y energía. Los datos pueden visualizarse con DS9 o pueden ser listados con la herramienta prism de CIAO, la cual incluye un menú con diferentes tareas como: dmcopy, para crear una imagen o filtrar un fichero de eventos, lightcurve, para generar una curva de luz, specextract, para extraer un espectro y los ficheros de calibración corespondientes. En general, será preciso haber definido previamente regiones (fuente y fondo) usando DS9. Los espectros pueden ser analizados con XSPEC, dentro del paquete XANADU que distribuye HEASARC: Una sesión típica puede ser: cpd /xw (abre la ventana gráfica) data ns_grp.pi (carga el espectro en formato PI, ns_grp.pi, de la estrella de neutrones de Cas A) ignore ** (elimina la perte del espectro por debajo de 0.3 keV y por encima de 10 keV) model phabs * power (selecciona un modelo con una componente de absorción y unaley de potencias) fit 100 (realiza el ajuste con 100 iteraciones máximo) plot data res (dibuja los datos y su ajuste) CIAO es el software de reducción y análisis de datos observados por Chandra. Puede bajarse de: En esta página se encuentra también WebChaSeR que da acceso al archivo de Chandra. Cuando se hallan datos disponibles de un objeto, estos se ordenan en dos directorios diferentes: - primary: incluye los datos ya listos para análisis en el fichero *evt2.fits - primary: incluye los datos ya listos para análisis en el fichero *evt2.fits - secondary: si fuese preciso aplicar calibraciones nuevas (y en general lo será), en este directorio se encuentran los ficheros necesarios, en particular el *evt1.fits - secondary: si fuese preciso aplicar calibraciones nuevas (y en general lo será), en este directorio se encuentran los ficheros necesarios, en particular el *evt1.fits Un fichero de eventos consiste en una lista de detecciones de fotones de rayos X, proporcionando para cada uno la posición (en coordenadas de detector, de cielo, …), tiempo y energía. Los datos pueden visualizarse con DS9 o pueden ser listados con la herramienta prism de CIAO, la cual incluye un menú con diferentes tareas como: dmcopy, para crear una imagen o filtrar un fichero de eventos, lightcurve, para generar una curva de luz, specextract, para extraer un espectro y los ficheros de calibración corespondientes. En general, será preciso haber definido previamente regiones (fuente y fondo) usando DS9. Los espectros pueden ser analizados con XSPEC, dentro del paquete XANADU que distribuye HEASARC: Una sesión típica puede ser: cpd /xw (abre la ventana gráfica) data ns_grp.pi (carga el espectro en formato PI, ns_grp.pi, de la estrella de neutrones de Cas A) ignore ** (elimina la perte del espectro por debajo de 0.3 keV y por encima de 10 keV) model phabs * power (selecciona un modelo con una componente de absorción y unaley de potencias) fit 100 (realiza el ajuste con 100 iteraciones máximo) plot data res (dibuja los datos y su ajuste)


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