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1 Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia www.astrosmo.unam.mx

2 El Universo Cambiante de la Radioastronomía Luis F. Rodríguez Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia Karl Jansky:1932 ALMA: 2012

3 El Universo Cambiante de la Radioastronomía Un poco de historia y antecedentes Resultados radioastronómicos de grupos en el CRyA El futuro de la radioastronomía en México Temas:

4 ¿Cómo podemos estudiar los astrónomos al resto del lejano Universo? Radiación Electromagnética Exploración Directa Neutrinos Rayos Cósmicos Ondas Gravitacionales Pero, en la práctica la radiación electromagnética es el caballito de batalla de la astronomía…

5 Las predicciones de Maxwell son comprobadas por Heinrich Hertz, quien en 1888 logra producir y detectar ondas de radio

6 Rayos  Rayos X UV Visible Infrarrojo Radio

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9 ¿Porqué estudiar todo el espectro electromagnético? Ley de Wien: T = 3 K  Radio T = 3,000 K  Visible T = 3,000,000 K  Rayos X En realidad, las cosas son mas complejas y hay “objetos” muy calientes que también emiten en radio.

10 La Ventana de Radio Va de  20 m a 0.3 mm (¡un factor de casi 10,000!). En contraste, la ventana óptica va de 0.8 a 0.4  m (un factor de sólo 2). => Uno no puede observar toda la ventana de radio con el mismo tipo de radiotelescopio. La ventana de radio está limitada por el extremo de las longitudes de onda grandes por la opacidad de la ionosfera, mientras que por el extremo de las longitudes de onda cortas, la atmósfera se vuelve opaca debido a la absorción por moléculas como el vapor de agua y el oxígeno molecular.

11 ¿Cuál es en realidad el mayor logro de la radioastronomía? Más allá de las contribuciones científicas específicas, la radioastronomía convenció a la comunidad astronómica de que valía la pena observar al Universo afuera de los límites de la ventana visible…

12 Luz, ondas de radio, rayos X… En cierto modo lo mismo (todas obedecen las leyes de Maxwell)… Pero también diferentes. Así como con la luz se pueden hacer imágenes, espectroscopía, etc., lo mismo es válido para las otras ventanas, sólo que hay que tener los aparatos adecuados.

13 Grandes descubrimientos A través de los años, se han entregado cuatro Premios Nobel de Física a radioastrónomos y, desde un cierto punto de vista, uno podría pensar que estas son las más grandes aportaciones.

14 1974: Antony Hewish y Martin Ryle Descubrimiento de los pulsares Técnica de la síntesis de apertura 1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr. Descubrimiento del pulsar binario

15 1978: Robert W. Wilson y Arno Penzias Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo 2006: John Mather y George Smoot Descubrimiento de la forma de cuerpo negro y de la anisotropía de la radiación cósmica de fondo

16 Sin embargo… Sería un error juzgar a la radioastronomía (o a cualquier otra rama de la astronomía) sólo por el número de Premios Nobel de Física recibidos. La Astronomía tiene sus propias metas y prioridades que son claves para la astronomía y no necesariamente importantes para la Física.

17 Un claro ejemplo de esto es el descubrimiento de Baade de dos tipos de poblaciones estelares Población I Población II Galaxia espiral ESO 510-13

18 Clases de radiotelescopios Básicamente, los radiotelescopios vienen en dos variedades: antenas solas o interferómetros

19 Antena sola

20 Ventajas de una Antena Sola Relativamente sencilla Puede utilizar receptores incoherentes (i. e. bolómetros) Los arreglos de receptores modernos permiten mapeos rápidos Se detecta todo el flujo dentro del haz

21 Trayecto señal:

22 ¡La resolución angular de un radiotelescopio sólo es modesta, comparable a la del ojo humano! ¿Cómo mejorar esto?

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24 Very Large Array Interferómetro

25 Ventajas de un interferómetro Mayor resolución angular Producen imágenes de millones de pixeles Sustituyen al acero con la electrónica Obtienen posiciones de enorme precisión

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27 El Universo Cambiante Me concentraré ahora en presentarles algunos resultados de grupos del Centro de Radioastronomía y Astrofísica de la UNAM en Morelia, Michoacán que tiene que ver con cambios en objetos cósmicos (los cuales generalmente no muestran cambios en periodos del orden de la vida humana). Colaboradores del CRyA: Laurent Loinard, Rosa M. Torres, Laura Gómez, Yolanda Gómez, Lizette Guzmán, Susana Lizano. Colaboradores del IAUNAM: Salvador Curiel, Jorge Cantó, Arcadio Poveda, Christine Allen.

28 Comenzaré con resultados obtenidos con el VLA, que da resolución angular del orden de 0.1” a 1.0”

29 Chorros (expulsiones de gas) Chorros “clásicos” V = 0.001 c Disco alrededor de estrella joven Años para estudiarlos Radiación libre-libre Relativamente simétricos Chorros “relativistas” V = 0.9 c Disco alrededor de un hoyo negro Días para estudiarlos Radiación sincrotrónica Asimétricos por efectos relativistas

30 Expansión de nebulosas planetarias

31 Efecto Doppler Movimientos Propios

32 Distancia a estas nebulosas Mediante observaciones espectroscópicas determinamos la velocidad de expansión. Medimos la expansión en el plano del cielo, que es igual a velocidad/distancia. Conocemos la expansión en el plano del cielo y la velocidad de expansión a lo largo de la línea de visión y despejamos la distancia.

33 Guzmán et al, (2006) Observaciones del VLA Distancia = 6.0 +- 1.5 kpc, la máxima distancia determinada con esta técnica. M2-43

34 Variaciones en Regiones Ionizantes Alrededor de Estrella Masivas Jóvenes Pensamos que estas variaciones indican que aún existe caída de gas hacia estas estrellas jóvenes. Antes se creía que esto ya se había detenido para las etapas de evolución de estos objetos.

35 L1551 IRS5 VLA-A 2 cm

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37 De las observaciones y haciendo las siguientes suposiciones: Plano de la órbita paralelo al plano del cielo. Orbita circular. => M+m = 1.2 Msol; P = 260 años Si no fuera tan joven, la luminosidad del sistema binario sería como de 1 luminosidad solar, pero tiene 30 luminosidades solares. Esto implica que estas estrellas en formación tienen un exceso grande de luminosidad (por la acreción de gas que cae hacia ellas).

38 No todas las estrellas están en órbitas acotadas… En la nebulosa de Orión hemos descubierto tres estrellas que parecen haber salido disparadas de un mismo punto hace sólo 500 años.

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40 Las cosas están aún mas complicadas porque hay una tercera fuente (n) que también se aleja del mismo punto (Gomez et al. 2005, 2007), del cual salieron hace 500 años.

41 Los encuentros en sistemas estelares múltiples pueden llevar a la formación de binarias cercanas o inclusive fusiones, con la producción de eyecciones explosivas de gas (Bally & Zinnecker 2005).

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44 De hecho, alrededor de la región BN/KL está el bien conocido flujo con un límite superior a su edad de alrededor de 1000 años. Es posible que el flujo y la eyección de las estrellas ocurrieron en el mismo fenómeno, hace 500 años. La energía en el flujo es del orden de 4X10 47 ergs, quizá producida por la formación de un sistema binario cercano o inclusive por una fusión.

45 ¿Y si queremos mayor resolución angular?

46 Interferometría de Base Muy Larga Se puede obtener aún más resolución angular con esta técnica, 0.0001”. Esto porque la resolución angular de un interferómetro va como (longitud de onda)/(separación máxima). No siempre es aplicable, la fuente tiene que ser muy compacta e intensa (procesos de emisión no-térmicos). Con esta técnica se pueden medir muchos efectos sutiles, como la paralaje.

47 Paralaje Estelar Conforme la Tierra se mueve de un lado a otro del Sol (seis meses), las estrellas cercanas parecen cambiar su posición respecto a las estrellas lejanas de fondo. d = 1 / p d = distancia a las estrellas cercanas en parsecs p = ángulo de paralaje de la estrella en segundo de arco

48 T Tauri: el prototipo de una clase Nótese la extensión hacia la izquierda, para la cual no tenemos explicación.

49 Distancia = 147.6 +- 0.6 parsec, la mejor precisión obtenida para este tipo de estrellas (Loinard et al. 2007).

50 Uno detecta la combinación del movimiento elíptico del paralaje más el movimiento lineal debido al movimiento relativo entre la estrella y nuestro Sistema Solar.

51 Hemos iniciado un programa para medir con gran precisión las distancias a las regiones de formación estelar cercanas. Esta precisión se requiere conforme todas las otras mediciones (flujos) y los modelos se hacen mas exactos. Como parte de los estudios esperamos encontrar otras cosas.

52 La Radioastronomía en México Alrededor de 12 observadores y 6 teóricos (hay sólo como 150 astrónomos profesionales trabajando en México). Hasta ahora, todas las observaciones se han hecho en observatorios de otros países que están “abiertos” a usuarios externos. Hay dos grandes proyectos en desarrollo: Gran Telescopio Milimétrico (INAOE) Colaboración con el EVLA y ALMA (UNAM)

53 Gran Telescopio Milimétrico o Large Millimeter Telescope: un proyecto del INAOE y la U. de Massachusetts

54 Atacama Large Millimeter Array = ALMA

55 Atacama Large Millimeter Array Ubicado en Chajnantor, Chile en el desierto de Atacama a 5,000 metros de elevación. 64 (¿50?) antenas de 12 metros de diámetro cada una, más arreglo japonés. Financiamiento de EUA (350 M$), Europa (350 M$), y Japón (300 M$). Los astrónomos de México tendrán acceso competitivo a ALMA gracias a un proyecto de CONACyT (Campos Nuevos).

56 El objetivo principal de ALMA será ayudar a entender el Universo Frío: la formación de galaxias en el pasado y la formación de estrellas y planetas en el pasado y en el presente. Los procesos de formación pueden entenderse mejor en las ondas milimétricas y submilimétricas. ALMA será extremadamente versátil y podrá atacar una gran variedad de problemas astronómicos. Se esperan primeros resultados alrededor de 2009 y funcionamiento completo en 2012.

57 Conclusiones La radioastronomía tiene un futuro prometedor en nuestro país. Después de la radioastronomía comienza a haber en México ya unos pocos astrónomos interesados en la astronomía de rayos X y rayos gama. Este es un ejemplo de cómo México trata de mantener una actividad moderna y relevante en el mundo cada vez más competitivo de la astronomía en particular y la ciencia en general.

58 Muchas gracias por su atención www.astrosmo.unam.mx

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