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Publicada porBerengária Vela Modificado hace 9 años
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EXPLOSIONES DE SUPERNOVAS y sus REMANENTES EN EL CIELO Estela Reynoso, Elsa Giacani, Gabriela Castelletti, Sergio Paron, Martin Ortega y Gloria Dubner
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Universo visible: ~8000 millones de años luz ~50.000 millones de galaxias 1 supernova cada ~200 años en cada galaxia Explotan unas 8 supernovas por segundo En 1 hora aparecen casi 30.000 supernovas nuevas en el Universo!!
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Evolución estelar H He C+O Ne+Mg+O Si+S+ Fe
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Fusión de H 40 x10 6 K9 mill. de años “ de He 170 “ 1 millón de años “ de C 700 “ 1000 años “ de O 2100 “ ~10 años “ de Si 3500 “ ~días Colapso del núcleo 200.000 “ ~0.1 seg.
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Energy Budget Energy Fusion Stages H He C Fe
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Las supernovas pueden clasificarse ampliamente en dos clases según el mecanismo físico que originó el colapso: termonuclear SN tipo Ia En sistemas binarios con una estrella enana blanca C/O gravitacional collapse SN tipo Ib, Ic y II En estrellas de muy alta masa, al llegar a un núcleo de hierro. Se espera aproximadamente un 15 % de casos Se espera aproximadamente un 85 % de casos
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Destino final de las estrellas Estrellas con masa inicial entre 0.25 y 8 masas solares Estrellas con masa inicial mayor que 8 masas solares M final <1.4 Mo, aislada Enana blanca Pierden 20-30% de masa 1.4<M<3 MoM>3 Mo Agujero negro Supern ova tipo II Supern ova tipo I M final <1.4 Mo, con compañera Estrella de neutrones
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2005/06/20
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La luz declina al pasar los días después de la explosión y cambia su color
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SN2000E y SN1999el en NGC6951
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SN2002bo en NGC3190 en Virgo SN2001cm en NGC5965 SN2003gs en NGC936 SN2004bv en NGC6907 (24/5/04).La más brillante de 2004
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SN2001du (15/9/01) en NGC1365
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Tras una explosión de supernova, se forma una enorme nube de restos estelares: un remanente de supernova, que se expandirá por miles de años hasta confundirse con las nubes en el espacio y perder su identidad. Un RSN puede contener: Restos de la estrella que colapsó Una cáscara de material interestelar chocado que se expande Un objeto central compacto (estrella de neutrones o agujero negro) Una nebulosa sincrotrónica alrededor de la estrella de neutrones central (nebulosa de viento de pulsar, NVP) Radiación X difusa de origen térmico en el interior muy caliente y de origen no-térmico en el frente de choque o la nebulosa de viento de pulsar. Emisión óptica, infrarroja y hasta en rayos gama
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las propiedades de la estrella progenitora los mecanismos de explosión la densidad y distribución del gas Consecuencia de: circumestelar e interestelar la presencia de un remanente compacto la intensidad y orientación del campo magnético local La morfología observada en los RSN
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Tipo cascara:donde los electrones son acelerados en el frente de choque Crab-like o pleriones:donde las particulas relativistas son inyectadas por la estrella de neutrones central Compuestas: incluyen ambas componentes RSN han sido clasicamente clasificados segun su morfologia en ondas de radio en 3 tipos:
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Estrella de neutrones rotante
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¿Porqué es importante el estudio de las Supernovas?
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Porque estamos aquí gracias a ellas. Las supernovas juegan un papel fundamental tanto en la producción como en la diseminación de los elementos. Porque son la herramienta para entender la evolución y destino del Universo. Las supernovas de tipo Ia son valiosos faros standard que nos permiten medir la historia de la expansión cósmica. Porque controlan los cambios químicos del Universo. Las ondas de choque de las supernovas crean y destruyen moléculas.
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Porque son generadoras del nacimiento de estrellas nuevas. La muerte violenta de una estrella es uno de los principales mecanismos desencadenantes de la formación de estrellas nuevas. Porque controlan la circulación de materia y energía en las galaxias. Las supernovas son la principal fuente de rayos cósmicos. También comprimen, empujan y hasta desalojan gas interestelar de las galaxias.
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FASE EXPERIMENTAL
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wavefront Correlator B T2T1 Direction to source Computer disk Bsin
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I(l,m) V(u,v)= A(l,m) I(l,m) e dldm -2 i(ul+vm) 1-l 2 -m 2 - -
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VLA (Very Large Array; EE.UU.) ATCA (Australia Telescope Compact Array) GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope; India)
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-Calibración de amplitud y de fases -Calibración de la respuesta espectral -Corrección de RFI -Inversión (anti-transformación) de V(u,v) formación de la imagen y del haz (“beam”)... AIPS, MIRIAD
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CLEAN - I(l,m) = residuos + residuos = I (l,m) clean componentes “clean” * *
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W44 at 74 MHz
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u l Solución: agregar disco simple (“single dish”) Radiotelescopio de Parkes (Australia) 64 m Radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) 100 m Problema: FFT
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1418 MHz 1422 MHz
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Absorption feature at the kinematical velocity of RCW 103
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NUESTROS RESULTADOS Y LOS PROBLEMAS PENDIENTES
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SN 1006 Radio image at 1517 MHZ XMM image in the 0.5-2keV band
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3C397-Chandra
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Estrellas de Neutrones Radio Quietas / Silenciosas Fuentes puntuales en rayos X Muy brillantes en rayos X/Gama Débiles en el rango óptico Ausentes en ondas de radio
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Estrellas de neutrones radio-quietas (o radio silenciosas): Pueden ser: estrellas de neutrones normales (cuya energía proviene de la pérdida de energía rotacional), pero que no se detectan porque: son débiles, distantes o su haz no apunta a la Tierra. estrellas de neutrones que nacen con período muy largo y/o enormes campos magnéticos. Esto inhibiría la producción de pares e-/e+ en la magnetosfera, y entonces no puede haber emisión en radio.
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Objetos compactos centrales exoticos (CCO) estrellas de neutrones radio quietas (o radio silenciosas) pulsares anómalos en rayos X (AXP) repetidores en rayos gama blandos (SGRS) Magnetares ?
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Algunos tópicos por resolver Porqué se observan más pulsares que RSNs ? Cuál es la naturaleza de los objetos exóticos centrales ? Existe una relación causal entre la explosión de una SN y la formación de estrellas nuevas ? Cuánta energía pueden inyectar en total en las galaxias ? Si explota aproximadamente una SN por siglo (o una cada 2 siglos), porqué no se detectan SN recientes ?
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El grupo mantiene activas colaboraciones con investigadores de: Australia Canada Chile Estados Unidos Francia India
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Star with M > 10M o core collapse SN If the fall-back is large modest disk accretor little or none B~10 9 G B~10 15 G B~10 12 G radio quiet pulsar rotation SGR/AXP Magnetar slow cooling rapid normalrapid synch. nebula + companion X-ray pulsar thermal X- ray pt. src. nothing black hole neutron star X-ray pulsar
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