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 Instituto Argentino de Radioastronomía

¿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 Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Transparencia Atmosférica Instituto Argentino de Radioastronomía

Instituto Argentino de Radioastronomía 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 Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Movimientos Supralumínicos Cuasares Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Instituto Argentino de Radioastronomía HPBW~ 15’ HPBW ~1’ Instituto Argentino de Radioastronomía

Relevamientos de Continuo en la Galaxia 408 MHz 1420 MHz Sυ ~ υ-α α = índice espectral Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Comparación a distintas frecuencias IAR 1420 MHz Instituto Argentino de Radioastronomía

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

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

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. Instituto Argentino de Radioastronomía

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

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

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

Evolución temporal de la emisión de SN 1987 ( λ~12mm) ATCA Observaciones similares permiten construir la “curva de luz”de las denominadas radiosupernovas Instituto Argentino de Radioastronomía

Instituto Argentino de Radioastronomía Observaciones multifrecuencia del RSN RXJ 1713.7-3946 Interacción RSN-nube molecular Máseres en OH –1720 MHz Posible formación estelar Química de ondas de choque Butt, Torres, Romero, et al. Nature 418, 499 (2002) Torres, Romero, Dame, et al. Phys. Rep. 382, 302 (2003) Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Instituto Argentino de Radioastronomía 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 107 y 1013 Gauss Algunos pulsares residen en sistemas binarios Elevadas velocidades espaciales (centenares de km/seg) (*) http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/ Instituto Argentino de Radioastronomía

Estructura interna y “saltos” Instituto Argentino de Radioastronomía

Instituto Argentino de Radioastronomía (retraso geométrico) > > (Rotación de Faraday) Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Edades, campos magnéticos, índice de frenado Si n=3 => n=2.5150.05 (Cangrejo) n=2.8±0.2 (PSR 1509-58) n=2.01±0.02 (PSR 0540-69) n= 1.4± 0.2 (Vela) (Tesla) Instituto Argentino de Radioastronomía

Diagrama “ Hertzprung-Russell ”para pulsares Instituto Argentino de Radioastronomía

Remanente de supernova + pulsar + nebulosa de viento del pulsar RSN a ~4.6 kpc ANTES (clásico!) τpul~16.000 años Vesp~2000 km/seg P~ 125 mseg μ~ 63-80 mas/año AHORA Midiendo μrad se Deriva μ~ 25 mas/año Vesp~800 km/seg ! τpul~ 39.000 años!! ¡Problemas en τpul! Instituto Argentino de Radioastronomía

Estudio de los pulsares Estudiar las condiciones físicas de la materia en condiciones extremas (ρ~1014 gm/cm3, B~1012 G, T 107 K) Test para la teoría de la relatividad general. “Timing”en pulsares binarios: a) precesión de la órbita; b) determinación de los parámetros orbitales con gran precisión. En PSR 1937+16 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, Instituto Argentino de Radioastronomía

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

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

Extensión espacial del HI Aaa,aaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaa Instituto Argentino de Radioastronomía

Campo de velocidades del HI ...Materia Obscura Instituto Argentino de Radioastronomía

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

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) Instituto Argentino de Radioastronomía

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

Regiones HII compactas y ultracompactas Algunas propiedades: Algunas propiedades: 2 x103 < ne < 2 x105 cm-3 0.005 pc < d < 0.5 pc 2 x106 < ME < 1x109 pc cm-6 20 km/s < Δv < 80 km/s (LRR) τdin~ 5x103 años (ψ~8Mo/año!!) Av >> 20m (invisibles!!) Formas muy variadas Determinación de Te (LRR) Instituto Argentino de Radioastronomía

Emisión térmica de una región HII Instituto Argentino de Radioastronomía

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

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

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

Instituto Argentino de Radioastronomía Máseres y regiones HII H2O, CH3OH, OH, NH3 (CH3CN –Metil cianida) Instituto Argentino de Radioastronomía

Instituto Argentino de Radioastronomía Regiones HII y nubes moleculares HCO+ (1—0) HPBW= 6” T~ 60 K nH2~6 105 cm-3 0.21 x 0.05 pc Núcleo compacto NH3 (1,1) HPBW=132” Halo Th~9 K dh ~3.7 pc NH2~5 103 cm-3 Núcleo Tn> 25 K nH2~4x 104 cm-3 dn~1.7 pc NH3 & SO HPBW~1” nH2~4x107 cm-3 núcleo ultracompacto 0.05 x 0.02 pc Instituto Argentino de Radioastronomía

Emisiones moleculares * Observables unas 1000 transiciones de 130 especies moleculares Mayoría de transiciones rotacionales ( J elevados) Principalmente en la banda milimétrica y submilimétrica CO, H2CO, NH3 , radicales muy activos (OH, SO), iones (HCO+, CH+), cadenas largas (HC13N), cíclicas (C3H2) Isótopos (12C16O,13C16O,12C17O,12C18O,13C17O,13C18O) 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) Instituto Argentino de Radioastronomía (*) http://physics.nist.gov/cgi-bin/micro/table5/start.pl

Flujos bipolares y discos Instituto Argentino de Radioastronomía

Instituto Argentino de Radioastronomía WR 130 408 MHz 2695 MHz 1420 MHz Instituto Argentino de Radioastronomía 60μm HI + continuo

Instituto Argentino de Radioastronomía Resumen MUY, MUY general ... 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. Instituto Argentino de Radioastronomía

An inquiry into the nature of the -ray source 3EG J1820+0142 The region around 3EG J1828+0142 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: a = - 0.72 ± 0.18 (S(n) ~ na). 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. Instituto Argentino de Radioastronomía

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