Centelleo Interestelar (aka Interstellar Scintillation) Alumno: Harold Francke Curso: Medio Interestelar Profs: Simón Cassasus y Guido Garay

Introducción Se ha observado que el tamaño de las radiofuentes y la intensidad de pulsares sufre variaciones debido a efectos de centelleo que produce el plasma del medio interestelar (e interplanetario). Es muy interesante averiguar cómo está distribuido este plasma en la galaxia, ya que para muchas observaciones de alta resolución en radioastronomía este seeing de la Galaxia juega un papel crucial.

Modelo Simplificado del ISM  Consideremos una distribución de electrones libres entre la fuente, que se encuentra a una distancia z, y el observador.  El ISM tiene un índice de refracción m, con variaciones de amplitud rms  m y un tamaño a.

Cambio de fase  Al atravesar el segmento i-ésimo, un rayo de luz sufre un cambio de fase relativo:  Como hay z/a inhomogeneidades independientes, el valor rms total es la suma cuadrática de cada uno:

Ángulo de Scattering  Podemos aproximar el efecto de todo el ISM como si lo produjera una pantalla delgada en la mitad del camino.  La inclinación del frente de ondas una vez que pasa esta pantalla: Como la distancia en el plano de la pantalla sobre la cual la fase varia en  es a. Usando la ec. anterior, la inclinación del frente de ondas será:

Ángulo de Scattering  Recordemos que el índice de refracción de una onda electromagnética que se propaga a través de un gas de electrones libres es: (ver Lightman&Rybicki) dondecon esto, Expandiendo sólo a primer orden en ( _p/ )^2 se obtiene:

Tamaños aparentes observados El gráfico muestra observaciones de radiofuentes a distintas frecuencias. Se muestran sólo las estructuras más pequeñas observadas. Corresponden a centelleos interplanetarios.

Centelleos de Pulsares  Si de una fuente puntual llegan muchos rayos a través de caminos distintos, se puede producir interferencia si es que: –Los rayos efectivamente se cruzan  z > 2a/  –La diferencia de fase tiene que ser >  1 rad. Si la dispersión en diferencias de camino es  L: - Para lograr observar el patrón de interferencia, además el ancho de banda usado para observar tiene que ser lo suficientemente angosto como para que las fluctuaciones de intensidad estén correlacionadas. (>  1 rad)

Frecuencia de Decorrelación  Reemplazando  L y =c/ en la condición anterior, se obtiene: Si reemplazamos  ^2 con la expresión anterior y asumimos que  : usualmente Dm se define:

Observaciones de frec. de dec. Medida de f.d. (negras) y de ensanchamiento del pulso (blancas) La línea recta corresponde a f  Dm -2

Resumen de resultados más relevantes  Se observa una relación entre el tamaño angular aparente de radiofuentes, proporcional a v^-2. –a 100MHz  ~0.2 arcsec –a 2000MHz  ~0.001arcsec  Los datos son consistentes con  n ~ 3x10 -5 cm -3 y a ~ cm (¡una centésima de U.A.!)  Se observa que los pulsares presentan fluctuaciones en la amplitud de sus pulsos en horas o incluso minutos.  Se podrían medir distancias con el tamaño angular y la frecuencia de decorrelación, pero hay demasiadas incertezas.

Resumen Resultados  Se observa que la frecuencia de decorrelación cumple:  Comparando centelleos de fuentes a distintas latitudes galácticas se ha podido determinar que el grosor efectivo de la capa de electrones libres es ~ 1 kpc.

Referencias  “Physical Processes in the Interstellar Medium”, Spitzer  “Galactic Structure and the Aparent Size of Radio Sources”, A.C.S.Readhead & A.Hewish, Nature, 236, 440,1972  “Scattering of pulsar radiation in the interstellar medium”, J.M Sutton, MNRAS, 155, 51, 1971