ASTROFÍSICA ESPACIAL Necesidad de la astrofísica espacial Requerimientos técnicos Exploración del sistema solar Más allá del sistema solar: Telescopios espaciales

Necesidad de la astrofísica espacial El estudio del Universo se realiza a través de: Radiación electromagnética Rayos Cósmicos Sondas Análisis de muestras in situ Toma de muestras y retorno a la tierra Parcialmente desde Tierra ==> Satélites Exploración espacial

Universo en todo su explendor ==> Se necesita observar todo el espectro electromagnético ! LIMITACIÓN : LA ATMÓSFERA! Absorción: Radio IR UV rayos X rayos gamma

! LIMITACIÓN : LA ATMÓSFERA! Pérdida de nitidez Hubble Space Telescope

! LIMITACIÓN : LA ATMÓSFERA! Pérdida de precisión Cosmic Background Explorer (COBE) Medidas de gran precisión de la radiación de fondo de microondas han mostrado: cuerpo negro a 2.7250 K al 99.994% fluctuaciones espaciales : -amplitud de 7 10-5 -tamaño: 7 grados

! LIMITACIÓN : TAMAÑO DE LA TIERRA! Resolución angular limitada en radio interferometría La resolución depende de la separación entre antenas The VLBI Space Observatory Programme (VSOP) Imagen tomada desde la Tierra Imagen tomada con VSOP (mejora la resolución en un factor 3) Radio jet 1413+135 a 6 cm

Requerimientos técnicos El espacio es ideal para instalar los telescopios ¿en el futuro en la luna? Viabilidad limitada debido a: Masa del satélite (5000 Kg) Consumo de energía (paneles solares, nuclear) Construcción de equipos con calidad espacial Velocidad limitada de las sondas Capacidad limitada de recogida de muestras Laboratorios especializados para su análisis

Futuro: recogida de muestras y análisis en la Tierra en laboratorios especializados La sonda americana STARDUST sobrevolará el cometa P/Wild2 en enero de 2004 y tomará material de la coma para su análisis en la Tierra. La cápsula regresará a la Tierra en enero de 2006 La sonda japonesa Nurses C (2002) traerá material de la superficie de un asteroide

Exploración del Sistema Solar Estudiar las propiedades físicas y químicas de todos los objetos del Sistema Solar para comprender la formación y evolución de: El sistema solar Los planetas Los satélites Los asteroides Los cometas La vida

Exploración del Sistema Solar: Historia Objeto Sonda País Acción Año Tierra Sputnik1 URSS Orbita 1957 Luna Luna1 URSS vuelo 1959 Sol Pioneer5 EEUU Vuelo 1959 Mercurio Mariner10 EEUU Vuelo 1973 Venus Venera1 URSS Vuelo 1961 Marte Mariner4 EEUU Vuelo 1977 Jupiter Voyager1 EEUU Vuelo 1977 Saturno Voyager1 EEUU Vuelo 1977 Urano Voyager2 EEUU Vuelo 1977 Neptuno Voyager2 EEUU Vuelo 1977 Plutón Pluto/Kuiper EEUU Vuelo 2004* Asteroide Galileo EEUU/UE Vuelo 1989 Halley Giotto UE Vuelo 1985

Exploración del Sistema Solar: Estadística Objeto Satélites Aterrizaje* Año Satélites Sol 11 (12) No Mercurio 1 No Venus 22(25) Si 1970 Venera7 Marte 6(30)2 Si 1971 Mars3 Júpiter 6(6) Si 1995 Galileo Saturno 3(3)1 No* (Titan) 2004* Cassini/Huygens Urano 1 No Neptuno 1 No Plutón 0(0)1 Asteroide 5(5) Si 2001 NEAR Cometa 7(7)1 No* ROSSETA

Vida en el sistema solar Marte: hielo, agua y vida en el pasado ? Titán:hielo+agua Europa: hielo+agua Tierra:vida Marte: hielo, agua y vida en el pasado ? Corrientes de agua Hielo en el polo ¿Vida pasada?

Telescopios espaciales Por diferentes razones cubren todo el espectro electromagnético Altas energías - Rayos Gamma -Rayos X Infrarrojo Energías mayores que 20 keV Energías de 0.11 a 20 keV Longitudes de onda de 2 a 200 micras

Altas energías Observación del Universo más energético Predichas antes de su observación Primera detección en 1960 (globos y cohetes) Primer satélite: Explorer XI en 1961 (100 fotones) Detectó 22 fuentes en todas direcciones ===> Interacción de Rayos Cósmicos con la materia

Más de 100 satélites en altas energías Finales de los 60: Descubrimiento espectacular Conjunto de satélites Vela (pruebas nucleares) Detectaron explosiones de Rayos Gamma del Universo Los eventos más energéticos del Universo Después de más de 30 años aún son un misterio Más de 100 satélites en altas energías Los últimos : Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) Chandra XMM-Newton

Emisores en altas energías: Binarias de rayos X Objeto colapsado +estrella +accrección de materia -Enanas blancas <1.4 Msol -Estrellas de neutrones -Agujeros negros > 2-3Msol Determinación de la masa y tamaño del objeto. El caso de Cygnus X1. Menor que la Tierra (variación) HDE 226868 es una B0 supergigante con 30 Mo y periodo de 5.6 días ==> Objeto compañero debe tener 7 Mo

Emisores en altas energías: Pulsares de rayos X Si el objeto es un estrellas de neutrones ==>pulsar radio y rayos X Pulsar de la nebulosa del cangrejo

Emisores en altas energías: Núcleos de galaxias activas Posibles agujeros negros supermasivos (106-9 Mo) Hierro en MCG-6-30-15 Emisión del Hierro en el disco de acrección ensanchada por los movimientos y por el efecto gravitatorio

Emisores en altas energías: Líneas en rayos Gamma Generación de antimateria en núcleo de la galaxia Línea de aniqulilación de materia a 511 keV Estudio de la nucleosíntesis explosiva Líneas : 26Al => 26Mg +positrón 56Co ==> 56Fe producidas en supernovas

Emisores en altas energías: Explosiones en rayos gamma Grandes variaciones en brillo Detectados hace 30 años Origen: Galácticos Recientemente identificados en el óptico =>Extragalácticos Más lejano (10% de la edad del Universo, 1.500 Maños) Brilló 1.000.000.000.000 veces lo que el Sol y 1.000 veces lo que una supernova ====> Origen: Hipernovas Colisión y unión de estrellas de neutrones en el núcleo

Universo frío: infrarrojo y radio Estudio de la materia interestelar y la formación estelar Propiedades y composición del gas y del polvo Balance energético en el medio interestelar (interacción estrellas medio circundante) Satélites más importantes: Infrared Astronomical Satelite (IRAS) Infrared Space Observato (ISO)

Emisores en el infrarrojo: Polvo de cometas que llena el sistema solar Protoestrellas embebidas en nubes moleculares Cirros de polvo en todas las direcciones Galaxias con brotes de formación estelar (75.000 ) La galaxias ultraluminosas (protogalaxias) Composición química del gas y polvo interestelar

Emisores en el infrarrojo: Granos de polvo Granos de polvo (núcleo y mantos helados) Núcleo Mantos helados Cristales de silicatos Agua, etanol, metano, ..

Hidrocarburos aromáticos policíclicos HPA en el rectangulo rojo Emisores en el infrarrojo: Grandes moléculas Hidrocarburos aromáticos policíclicos HPA en HD97300 HPA en el rectangulo rojo 240 UA

Emisores en el infrarrojo: Pequeñas moléculas CRL2688 Detección por primera vez del HPA más pequeño: el benceno Agua en abundancia en el Universo Orión Sistema Solar

En el medio interestelar Granos con mantos ricos en moléculas complejas Gran bundancia HPA y agua HPA+agua==> moléculas orgánicas complejas Ingredientes básicos de la vida Futuro: Herschel Sondas a: Marte Europa Titán

Altas energías Predichas mucho antes de su detección Procesos que generan emisión en rayos X y gamma Colisión particulas de muy alta energia Espectro con E>72 keV Aniquliación particula-antiparticula Electron-positrrón linea a 511 KeV Decaimiento radiativo isotopos radiactivos: Lineas: 26Al a 1.809 MeV Aceleración de partículas cargadas Campo mágnetico: sincrotrón (electrones) Campo electrostático: bremsstrahlung

Dispersión Compton (inversa) Recombinación de átomos muy ionizados Fotones UV ===> fotones X y Gamma Recombinación de átomos muy ionizados Líneas del Si, Fe .. en rayos X