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Publicada porGonzalo Molina Nieto Modificado hace 8 años
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Mirando Más Allá del Velo: Radioastronomía en México Stanley Kurtz Centro de Radioastronomía y Astrofísica UNAM, Campus Morelia
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Bosquejo de la charla El espectro electromagnético La Opacidad Mecanismos de emisión y los astros Los radiotelescopios CRyA - EVLA INAOE - GTM UNAM - MEXART Radioastronomía en General Radioastronomía en México
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El Espectro de Radiación Electromagnetica De hoy en d í a se utiliza todo el espectro para observar los astros
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Cómo son las ondas electromagnéticas? = longitud de onda = la frecuencia de la onda c = la velocidad de la luz: 300,000 km por SEGUNDO! Campo el é ctrico variable provoca un campo magn é tico Campo magn é tico variable provoca un campo el é ctrico
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¿Por qué observar en radio?
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Venus: observado con luz visible por la sonda Galileo.
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Venus: observado en ondas de radio por la sonda Magallanes y el radiotelescopio de Arecibo.
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Halo Centro Gal á ctico disco Usted Está aquí Vivimos en el disco de una galaxia espiral Polvo en el disco oculta otros astros del disco
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El centro galáctico es invisble con luz visible!
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El centro galáctico s í es visible con ondas de radio Tambi é n visible con rayos-X
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Procesos Radiativos: el continuo (cualquiera frecuencia) Radiaci ó n del fondo c ó smico Cuerpo negro a 2.7 Kelvin Emisi ó n bremsstrahlung dispersi ó n de electrones Radiaci ó n sincrotr ó nica electrones relativistas en campo magn é tico
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Procesos Radiativos: l í neas espectrales (ciertas frecuencias) Hidrógeno en estados Rydberg (excitados a n = muy alto, hasta 800) Hidrógeno cambio de espín Moléculas: rotación vibración tuneleo cuántico
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Las nubes moleculares a -250 º C s ó lo emiten en radio
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Azul: imagen óptica obtenida de Monte Palomar Rojo: imagen en radio a 20 cm, obtenida del VLA Galaxia elíptica NGC5532
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Verde: visible, gas frío en oxígenoVerde: visible, gas frío en oxígeno azul: rayos X, gas caliente azul: rayos X, gas caliente rojo: radio, radiación sincrotrónica rojo: radio, radiación sincrotrónica Supernova E0102-72
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Pulsares: estrellas de neutrones con rotaci ó n r á pida Campo magn é tico Eje de rotaci ó n Faro de radio ondas Estrella de neutrones
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Júpiter Visto en luz óptica En Rayos-X En Radio
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Los Radiotelescopios Existen en gran variedad: desde alámbrica hasta parabólica Dos dimensiones críticas: 1. la superficie lisa << 2. el diámetro grande >> Arreglos (conjuntos) Diámetros efectivos hasta 100,000 kil ó metros Altísima resolución angular Un sólo plato Diámetros más chicos de 3 a 305 metros Menos resolución angular
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de 3, 2, 1, y 0.8 mm 15 métros de diámetro liso a 0.020 mm 2500 métros sobre el nivel del mar SEST Sueco Europeo Sub-milimétrico Telescopio
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Arreglos de antenas ofrecen más alta resolución angular El EVLA: 27 antenas, cada una con di á metro de 25 metros Hecho con la participacion del CRyA y CONACyT
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El Gran Telescopio Milimétrico Proyecto del INAOE en Puebla: Más grande del mundo 50 metros de diámetro, para ondas milimétricas
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Comparación con el tamaño de la Tierra Torementas solares: Eyecciones de masa coronal Ráfagas Manchas solares Brotes de partículas
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La Magnetosfera: Un Escudo Natural del Viento Solar y Eyecciones de Masa Coronal
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La aurora: se ocurre en el Sur (australis), tanto como el Norte (boreal) El lado bonito de tormentas solares
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Transformador de 1200 MVA Destruido en 1989 Tard ó 1 a ñ o en reponerla a un Costo de 10 millones de d ó lares El lado feo de las tormentas solares
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CLIMA ESPACIAL Y TECNOLOGIA Satelites Astronautas Pilotos GPS Celulares Navegaci ó n Maya El é ctrica Grandes tuberias Televisi ó n Telecomunicaciones Caguamas P á jaros
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EL CENTELLEO INTERPLANETARIO Como se puede estudiar las tormentas solares
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MEXART: un radiotelescopio Michoacano
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Vista panorámica del terreno
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Antena de 140 pies (43 metros) del NRAO
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Características técnicas del radiotelescopio de Coeneo, Michoacan frecuencia de operación139.65 MHz elemento básicodipolo de 1 longitud de onda numero de elemento 4096 numero líneas Este-Oeste64, cada línea tiene 64 dipolos
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El Radio Laboratorio Del CRyA Proyectos de Radiotelescopia Electronica RF y Digital DSP, computaci ó n, y m á s
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FIN
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