Astrofísica de Altas Energías

Presentación del tema: "Astrofísica de Altas Energías"— Transcripción de la presentación:

1 Astrofísica de Altas Energías
Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia ¿Cómo podemos obtener información los astrónomos? ¿Qué es la astrofísica de altas energías? Un poco de historia La astronomía de rayos X Otros mensajeros Hoyos negros en el Universo La astronomía de rayos g Destellos de rayos g

2 ¿Cómo puede obtener información el astrónomo sobre el Universo?
Para objetos muy “cercanos” (en nuestro Sistema Solar) contamos con la exploración directa y con la radar astronomía.

3 Robot en Marte

4 Pero… La exploración directa sólo es aplicable a los objetos de nuestro Sistema Solar. Las naves espaciales mas rápidas viajan a unos 20 kilómetros por segundo, o sea que tardarían unos 50,000 años en llegar a la estrella más cercana, Proxima Centauri. Ya no digamos recorrer toda nuestra Galaxia o ir a otras galaxias.

5 Escalas del Universo

6 Hay otra manera “activa” de estudiar el Universo
La radar astronomía. Con esta técnica se envían ondas de radio a cuerpos cercanos del sistema solar, donde rebotan y parte de ellas regresan al radiotelescopio que las envió.

7 Radiotelescopio de Arecibo

8 Imágenes de un asteroide mediante radar astronomía
(el asteroide en si es emisor muydébil de ondas de radio)

9 ¿Porqué la radar astronomía está tan limitada?
El flujo de fotones que recibimos de un cuerpo decrece como la distancia al cuadrado. En la radar astronomía la intensidad de la señal “rebotada” decae ¡como la distancia a la cuarta potencia!

10 D L

11 D F’

12 Astrofísica de Altas Energías
Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia ¿Cómo podemos obtener información los astrónomos? ¿Qué es la astrofísica de altas energías? Un poco de historia La astronomía de rayos X Otros mensajeros Hoyos negros en el Universo La astronomía de rayos g Destellos de rayos g

13 La mayoría de la astronomía se hace de manera “pasiva”
Detectamos partículas u ondas que se produjeron en el pasado por los objetos cósmicos estudiados. Por esto se dice que somos “observadores” y no “experimentadores”.

14 ¿Cuáles son estos mensajeros del espacio?
La mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de fotones, también conocidos como ondas electromagnéticas (dualidad partícula-onda). Pero también tenemos: Rayos cósmicos Neutrinos Ondas gravitacionales

15 Cargas aceleradas emiten radiación EM

16 El espectro electromagnético

17 El espectro electromagnético en la vida diaria

18 Para las ondas electromagnéticas:
= longitud de onda = frecuencia c = velocidad de la luz

19 En la radioastronomía se mide la componente eléctrica del campo electromagnético, la cual se amplifica mediante equipo electrónico. En contraste, en el visible o en los rayos X, se detecta el fotón como si fuera “partícula”.

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22 OPTICO INFRARROJO

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25 Debido a que nuestra atmósfera es opaca a los rayos X y rayos g, esta astronomía ha estado siempre ligada con la industria aeroespacial En otras palabras, la astrofísica de altas energías sólo se pudo comenzar a desarrollar en la década de los 1950´s.

26 ¿Qué es la astrofísica de altas energías?
La que se realiza observando rayos X y rayos g. En general, la que se realiza en cualquier banda, pero que da información sobre procesos de alta energía, sobre todo aquellos en que las partículas alcanzan velocidades cercanas a las de la luz (procesos relativistas).

27 Rayos X Estos fotones tienen energías que van de 0.1 a 512 keV. Hay que recordar que los fotones visibles tienen del orden de keV (o sea, 1 eV). 1 eV equivale a temperaturas de 10,000 K 1 keV equivale a temperaturas de 10,000,000 K No se esperaba que hubiese fuentes tan calientes en el Universo (la superficie de las estrellas está típicamente a 10,000 K).

28 Radiación de cuerpo negro

29 Wilhelm Röntgen ( ) Wilhelm Röntgen ( )

30 Röntgen descubre en 1895 los rayos X
En 1949, Friedmann y sus colaboradores detectan rayos X del Sol, pero L(rayos X) es de sólo una millonésima de L(total).

31 En 1962 Giaconni y colaboradores usan un cohete para poner por fuera de la atmósfera este detector y reciben rayos X de Sco X1, una fuente lejana. Esta fuente tenía que ser de naturaleza muy distinta al Sol, muchísimo mas luminosa que el Sol en los rayos X.

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34 Los fotones de rayos X ionizan el gas que hay en el tubo y los electrones libres producto de la ionización crean una corriente que se puede medir. Como gas se emplea argón y otros gases nobles como kriptón o xenón porque no interfieren con los electrones liberados.

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36 Debido a que los distintos tipos de fotones o de partículas tienen distinta penetrabilidad, es posible blindar el “receptor” para que solo detecte de un tipo.

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38 1972: Satélite UHURU Resolución angular de 0.5 X 5 grados. Catálogo de 339 fuentes Cuatro tipos principales: Binarias de rayos X Núcleos de galaxias activas Supernovas Cúmulos de galaxias En todas estas fuentes es gas a millones de grados Kelvin el que produce los rayos X.

39 Binarias de Rayos X

40 Núcleos de galaxias activas

41 ¿Porqué son tan calientes los discos alrededor de objetos compactos?

42 Supongamos una masa m que rota cuasi-Keplerianamente alrededor de una masa M

43 Energía total = cinética + gravitacional
En órbita circular (o sea, cuasi-Kepleriana): Fuerza de atracción gravitacional = fuerza centrífuga Mientras más cerca del centro, más negativa, o sea que tiene que radiar esa energía.

44 Lo primero que hay que hacer notar es que:
Es una cantidad enorme de energía si el cuerpo central es una estrella de neutrones o un hoyo negro. Tomando M = 3 M(Sol) y R = 10 km, O sea, que se produce energía por gramo de materia que cae comparable con la aniquilación materia-antimateria.

45 Ahora, si igualamos la energía producida por unidad de tiempo en un anillo del disco:
con la energía electromagnética radiada por unidad de tiempo por anillo del disco: Obtenemos la temperatura del disco como función del radio y otros parámetros:

46 = 10**-6 M(Sol)/año Para M = 3 M(Sol), R = 10 km, y
la temperatura de disco alcanza 65 millones de grados Kelvin. Esto emite en los rayos X.

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48 Chandra HST Abell 2390 MS Cúmulos de galaxias

49 ¿Qué causa las altas temperaturas en las supernovas y cúmulos de galaxias?
Choques de alta velocidad. Gas moviéndose a cientos o miles de kilómetros por segundo produce altas temperaturas si es chocado. Para m = masa del protón y v = 1,000 km/s, Obtenemos una temperatura de 40,000,000 K.

50 Hasta los años 1960s la resolución angular de los telescopios de rayos X era muy mala.
Esto se debía a que los rayos X no rebotan en un espejo, sino que lo penetran. Sin embargo, los rayos X sí rebotan cuando llegan al espejo casi rasantes. Giacconi propuso el concepto de los espejos cilíndricos embebidos en los que los rayos X llegaban rasantes.

51 El primer telescopio de rayos X se utilizaría en la misión “Einstein”

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53 Esquema del observatorio “Einstein” (HEAO 2)

54 Uno de los tres telescopios del observatorio XMM-Newton.
58 espejos rasantes anidados. Angulo de incidencia = 0.5 grados. Cubiertos de oro

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57 Para los rayos g el efecto es tan limitante que ya ni los espejos de incidencia rasante sirven y hay que recurrir a otras técnicas para hacer telescopios.

58 El observatorio de rayos X Chandra alcanza resolución angular de 1” (equivalente a la de un telescopio óptico terrestre) y demuestra que muchos cuerpos astronómicos son fuentes de rayos X

59 Visión artística de Chandra en el espacio

60 Se han mandado a través de los años docenas de satélites para el estudio de los rayos X y los rayos g

61 Rayos X Rayos  Exploración planetaria

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63 ¿Cuáles son estos mensajeros del espacio?
La mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de fotones, también conocidos como ondas electromagnéticas (dualidad partícula-onda). Pero también tenemos: Rayos cósmicos Neutrinos Ondas gravitacionales

64 Rayos Cósmicos Partículas cargadas (o sea, no son fotones) que viajan por el espacio a velocidades cercanas a las de la luz. 90% protones, 9% núcleos de Helio, 1% electrones. Tienen como desventaja que se desvían en su trayecto a la Tierra y se pierde la información de la posición de la fuente que los originó.

65 Proyecto Auger Rayos Cósmicos

66 Tanque Cerenkov

67 Rayos cósmicos ultraenergéticos ¿De dónde provienen?

68 Neutrinos

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70 Neutrinos Partículas elementales neutras. Tienen masa muy pequeña.
Interaccionan muy débilmente con la materia y son muy difíciles de detectar.

71 Premio Nobel de Física 2002 Riccardo Giacconi Masatoshi Koshiba Raymond Davis Rayos-X Neutrinos SN 1987a Neutrinos Sol

72 Ondas gravitacionales
LIGO

73 Ondas gravitacionales
Fluctuación en el espacio-tiempo producida por la aceleración de grandes masas (así como un electrón acelerado radia ondas electromagnéticas, una masa acelerada radia ondas gravitacionales). No se les ha detectado nunca de manera directa, pero Taylor y Hulse recibieron el Premio Nóbel (1993) por el estudio de un pulsar binario que pierde energía de acuerdo a la predicción teórica.

74 1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr.
Descubrimiento del pulsar binario

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77 El Espectro de las Ondas Gravitacionales

78 Onda gravitacional

79 Onda electromagnética

80 Material disponible digitalmente
Ir a De ahí a “Otros Temas” y luego a “Astrofísica de Altas Energías” Ahí colocaré las presentaciones PowerPoint así como artículos y otros textos.