Guillermo Gancio – CPA CONICET – Desarrollo Tecnológico

Presentación del tema: "Guillermo Gancio – CPA CONICET – Desarrollo Tecnológico"— Transcripción de la presentación:

1 Observación del Pulsares en el IAR, su detección y procesamiento de datos
Guillermo Gancio – CPA CONICET – Desarrollo Tecnológico Asociación Argentina Amigos de la Astronomía, Abril 2016

2 Historia de su descubrimiento y descripción de los pulsares.
Observación del Pulsares en el IAR, su detección y procesamiento de datos Historia de su descubrimiento y descripción de los pulsares. Radiotelescopio del IAR. Métodos de observación en Radio. Receptores Digitales, Radio Definida por Software. Propiedades de un Pulsar, Intensidad, Periodo, Centelleo (Scintillation), Medida de Dispersión (D.M.), Doblado (Folding), variación de velocidad. Primer medida del Pulsar Vela en el IAR. Software para proceso de datos. Propuesta de colaboración. Slides extras si queda tiempo…

3 Historia de su descubrimiento y descripción de los pulsares.
En Julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish (Premio Nobel de Física 1974), detectaron señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, lo que llamaron tentativamente LGM1 (Little Green Men u Hombrecitos verdes). 1,  s Hoy en día se conocen más de 600 púlsares con periodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos Descubrimiento del primer púlsar La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,  s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio. Hoy en día se conocen más de 600 púlsares con periodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos, con un promedio de 0,65 s. La precisión con que se ha medido el periodo de estos objetos es de una parte en 100 millones. El más famoso de todos los púlsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, denominado PSR , con un periodo de 0,033 s. Este púlsar se encuentra en el mismo punto en el que astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación entre supernova y estrella de neutrones, a saber, que ésta es remanente de la explosión de aquélla. Antony Hewish (Fowey, Cornualles, el 11 de mayo de 1924) es un destacado radioastrónomo británico que obtuvo el Premio Nobel de Física en 1974 por la síntesis de apertura de radio y su papel en el descubrimiento del primer púlsar, aunque ha habido muchas crÍticas respecto a este suceso debido a que quién realmente descubrió el primer púlsar fue su estudiante Jocelyn Bell. Wikipedia

4 Historia de su descubrimiento y descripción de los pulsares.
Un púlsar es una tipo de estrella denominada también Estrella de Neutrones. Estas estrellas poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de intensas ráfagas continuas de radiación electromagnética a través de sus polos magnéticos. Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente. Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares,1 2 3 a con un radio correspondiente aproximado de 12 km.4 b En cambio, el radio del sol es de unas 60 000 veces esa cifra Cualquier estrella de la secuencia principal con una masa inicial de más de 8 masas solares (súper gigante roja) puede convertirse en una estrella de Neutrones Wikipedia

5 Historia de su descubrimiento y descripción de los pulsares.
Esto es lo que se observa del pulsar Vela con el radiotelescopio de Hartebeesthoek (SA). Estos pulsos ocurren cada 89.8 milisegundos. Wikipedia

6 Radiotelescopio del IAR
Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas - Director: Dr. E. Marcelo ARNAL - Vice director: Dra. Paula BENAGLIA -Acuerdo de creación: 30/10/1962 Principal Objetivo: investigación científica en las frecuencias del Hidrogeno Neutro y divulgación de la radioastronomía en el hemisferio Sur. Primera Observación 24/3/1966 “50 Aniversario!”

7 Radiotelescopio del IAR

8 Radio Definida por Software.
Receptores Digitales Radio Definida por Software. El Software Defined Radio (SDR), o Radio Definida por Software, es un sistema de radiocomunicación donde la mayor parte de los componentes necesarios se implementan en software en lugar de en hardware. Ventajas de los SDR Volumen físico. Costo de Desarrollo. Reutilización. Reconfiguración. Mantenimiento. Rafael Micro R820T – MHz NF 3.5dB Sensitivity Worst Case -80dBm AGC range 104 dB Channel BW 6-8MHz inst USD 10 FOB Desarrollo con GNU-RADIO

9 Métodos de observación en Radio.
Espectro en frecuencia vs Temperatura de Antena - Polo Sur. Potencia Total, Antena pasando por delante de una Radiofuente. Calibración – Tubo de Ruido Perfil de Hidrogeno Neutro HI Polo Sur. Radio Fuente Observación realizada con Software desarrollado en lenguaje “C” en el IAR. Ancho de Banda de 2MHz – FFT 1024 puntos – Frecuencia central 1420MHz. Primer medida con SDR - Aproximadamente 4 min de observación mas 4 min de proceso off-line ,30 Abril 2014

10 Propiedades de un Pulsar Intensidad y Periodo de rotación
El primer parámetro de importancia es la intensidad de la señal del Pulsar. La intensidad de cualquier radiofuente se expresa en Jansky’s, en honor a Karl G. Jansky, Ingeniero Americano quien descubrió por primera vez las emisiones de radio de la galaxia. Detección de un Pulsar: Intensidad de Señal. Diámetro de antena. Frecuencia de Observación, menor frecuencia mayor intensidad. Ancho de banda del receptor. El grupo amateur Astropelier usando una antena de 25 metros con 100Mhz de ancho de banda llego a detectar 100 pulsares. > Cual es el menor diámetro de antena? Ancho de banda? Catalogo de Pulsares de ATNF Ciertos Pulsares presentan Pulsos Gigantes de forma aleatoria. Neutron Star Group – Steve Olney

11 Propiedades de un Pulsar: Intensidad y Periodo de rotación
Periodo: Velocidad de rotación desde los milisegundos hasta varios segundos. > – Segundos. De gran importancia son los pulsares de milisegundos. Los arreglos de medición de pulsares están en camino para detectar ondas gravitacionales de largo periodo, midiendo los efectos en los tiempos de arribo de los pulsos de los pulsares. El proyecto NANOGrav monitorea un conjunto de pulsares que juntos forman un observatorio de ondas gravitacionales de una escala galáctica. ΔSmin = minimum detectable flux density (watts per square metre per hertz - averaged over the period of the pulse) β = factor for imperfections in the observatory system, usually near to 1 (values >1 makes the system less sensitive) kb = Boltzmann's constant ( × Joules • K-1) S/Nmin = required minimum linear S/N for validation of result (professional require at least 6, amateurs ≥ 4) Tsys = System noise temperature (Ko) Ae= antenna aperture (m2) np = number of polarisations (usually 1 for amateurs, generally a maximum of 2) tint = integration time (observation time in seconds) Δf = pre-detection bandwidth (Hz) W = width of pulse (seconds) P = period of pulse (seconds) Neutron Star Group – Steve Olney

12 Propiedades de un Pulsar:
Intensidad y Periodo de rotación

13 Propiedades de un Pulsar: Centelleo (Scintillation)
La densidad de flujo indicada es una estimación para un promedio de pulsos. El efecto llamado centelleo, puede mejorar o reducir la intensidad de señal Esta puede ser la diferencia entre la detección y la falta de detección. A modo de ejemplo, la figura muestra la variación de la intensidad de la señal durante un período de observación de 85 minutos del Pulsar B Neutron Star Group – Steve Olney

14 Propiedades de un Pulsar: Medida de Dispersión (D.M.)
Al estudiar Pulsares un parámetro importante es la medida de dispersión (DM). Técnicamente, la DM es la "densidad de la columna integrada de electrones libres entre un observador y un pulsar". Quizás es más fácil pensar que la DM representa el número de electrones libres entre nosotros y el pulsar por unidad de superficie. Un efecto de la dispersión es el retraso en la llegada de los pulsos de menor frecuencia. Al usar anchos de banda grandes “>2MHz” se deben compensar los retrasos de cada canal, retrasando estos en función de la medida DM. Así que si podríamos construir un tubo largo del área de sección transversal de 1 cm cuadrados y se extiende desde nosotros para el pulsar, el DM sería proporcional al número de electrones libres dentro de este volumen. Crab Nebula pulsar PSR B from Arecibo observations

15 Propiedades de un Pulsar: Doblado (Folding)
-El algoritmo de doblado hace uso de la regularidad de rotación del Pulsar. -Mediante el muestreo de la señal del pulsar a un ritmo estable y conocido, es posible 'sincrónicamente integrar' la señal del pulsar en el software. -Esto se puede hacer de una manera limitada en tiempo real, pero es más conveniente realizarla “off-line” ya que permite visualizar los datos completos y trabajarlos “a mano” para obtener mejores resultados. Imaginemos que estamos observando un pulsar cuyo período de pulso es exactamente 1 segundo (1000 ms) - un valor bastante típico. Como la mayoría de los púlsares tienen un ciclo de trabajo de alrededor de 5%, nuestra pulsar típico imaginario tiene un pulso que tiene una duración de 50 ms. Neutron Star Group – Steve Olney

16 Primer medida del Pulsar Vela en el IAR.
9 de Abril 2015 Primer observación del Pulsar Vela procesado con software desarrollado para los receptores digitales usados en el IAR RTL-SDR. Aplicación desarrollada en colaboración por Peter W. East

17 Propiedades de un Pulsar:
Intensidad y Periodo de rotación Observación de Vela con diferentes tiempos de observación.

18 Primer medida del Pulsar Vela en el IAR.
Primer observación del Pulsar Vela procesado con software desarrollado para los receptores digitales usados en el IAR RTL-SDR. Aplicación desarrollada en colaboración por Peter W. East

19 En plataforma de desarrollo LINUX
Software para proceso de datos En plataforma de desarrollo LINUX PRESTO: PulsaR Exploration and Search Toolkit -- TEMPO: Tempo is a program for pulsar timing data analysis PSRSOFT: sistema para instalar paquetes de software -- Astropeiler Stockert Group: paquete de instalación para TEMPO, TEMPO2 Y PRESTO. – -- Usado en el IAR.

20 Software para proceso de datos

21 Sesión de Observación. Frecuencia de Observación 1-> OL 1570MHz – FI 160MHz = RF 1410MHz Frecuencia de Observación 2-> OL 1570MHz – FI 147MHz = RF 1423MHz #./rtl_sdr2_dual -f 160e6 -u 147e6 -h 1 -g 27 -q 30 -n 10e6 test.bin #pyhton mjd.py #Julian date of observation file > #python period.py -p –m #Script for TEMPO. >Coefficients for MJD= >Data for Pulsar B MJD= >Period ms Frequency Hz #rapulsar2 test.bin test.txt >…… > > > > >

22 B

23 Propuesta de colaboración.
Observación de pulsares con la antena del IAR. Mejoras en el Hardware de detección. Acceso a los datos para procesamiento con herramientas disponibles. Desarrollo de nuevas herramientas. Calculo de Medidas de Dispersión. Búsqueda de Pulsos Gigantes “?”. Búsqueda de Pulsos Individuales “?. Remoción de Interferencias. Generar una base de datos con pulsares Observados. Monitoreo Regular de pulsares. Practicas de Búsqueda de Pulsares.

24 Primera Detección de Ondas Gravitacionales
El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO, Virgo y GEO600 anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales, producidas por la fusión de dos agujeros negros a unos 410 megapársecs de la Tierra La señal recibió el código GW , GW es el acrónimo de onda gravitacional (en ingles) y el código numérico representa el año,mes y dia de su descubrimiento. Wikipedia

25 Púlsares y ondas gravitacionales
Se cree que tanto el nacimiento del Universo en el Big Bang como la colisión de agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias pueden producir ondas gravitacionales que continúan propagándose hasta nuestro Universo cercano. Las ondas gravitacionales provocan que el tiempo de llegada de los pulsos varíe unas pocas decenas de nanosegundos más de su longitud de onda, por lo que, para una frecuencia de 3 x Hz, corresponde a un ciclo por año. Esto significa que los pulsos llegaran 20ns antes en julio y 20ns mas tarde en enero. Proyecto “Pulsar Timing Array” Proyecto “NanoGrav”

26 Laboratorios en la actualidad
Desarrollo Instrumental Laboratorios en la actualidad Laboratorio de Electrónica Cámara Anecoica Caracterización de cámaras IR Laboratorio de Electrónica Campo para medida de Antenas

27 Desarrollo Instrumental Transferencia de Tecnología
MWR, Microwave Radiometer 23&36GHz NIRST, New Infra Red Sensor Technology IAR and the “SAC-D / Aquarius” Satellite Pad, Data Acquisition computers

28 Desarrollo Instrumental Transferencia de Tecnología
Proyecto TRONADOR II VEX-1A Desarrollo del software de las computadoras de TELEMETRIA. Asesoramiento en la planificación del armado del harness. Armado del Harness y planificación de la integración del harness y módulos electrónicos. Participación en campaña de lanzamiento.

29 Desarrollo Instrumental
Proyecto LLAMA Proyecto ALMA en Chile

30 Preguntas?.... Muchas Gracias!