Mecanismos de radiación Bremsstrahlung (radiación libre-libre) En un plasma, electrones y protones se aceleran debido a la interacción electrostática.

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1 Mecanismos de radiación Bremsstrahlung (radiación libre-libre) En un plasma, electrones y protones se aceleran debido a la interacción electrostática. La potencia radiada viene dada por la fórmula de Larmor: Con d, el momento dipolar Colisiones entre partículas idénticas no producen radiación neta: Colisiones entre p-e sí que producen radiación, y es el electrón el que más radia

2 Mecanismos de radiación Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Colisiones entre p-e sí que producen radiación, y es el electrón el que más radia p e hv

3 Mecanismos de radiación Bremsstrahlung (radiación libre-libre)

4 T ex T bg TBTB

5 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) TeTe T bg En el caso de regiones HII, los e- se hallarían termalizados a T e =10**4K (>>T bg ) (región HII) La profundidad óptica se puede escribir como (radio): Con EM, la medida de emisión: En el caso de regiones HII (hidrógeno ionizado y medio homogéneo): TeTe nene L

6 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Como es habitual, tenemos dos casos: i) frecuencias bajas ii) frecuencias altas logT / logv para una región HII constante

7 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Estos dos regímenes se puede expresar como flujo S v i) frecuencias bajas ii) frecuencias altas

8 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Estos dos regímenes se puede expresar como flujo S v i) frecuencias bajas ii) frecuencias altas

9 Nebulosa de Orión Bremsstrahlung (radiación libre-libre)

10 Otras regiones HII

11 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Frecuencia de corte (turnover frequency). Ocurre cuando Región ópticamente delgada Región ópticamente gruesa Frecuencia de corte

12 Cygnus X5000 Jy Omega Nebula (M17)1000 Jy Orion Nebula (M42)520 Jy Rosette Nebula260 Jy Lagoon Nebula (M8)260 1.4 GHz Bremsstrahlung (radiación libre-libre)

13 Nebulosa Roseta

14 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Con valores típicos de una región HII La radiación libre-libre ocurre también (además de regiones HII) en nebulosas planetarias, novas, estrellas de atmósferas ionizadas, etc. Estos objetos son angularmente más pequeños que las HII, pero su alta densidad da EMs mayores. Por lo tanto sus frecuencias de corte son mayores que las de las regiones HII.

15 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Ejemplo: una nova En una nova hay radiación libre-libre debido a la expansión del gas eyectado. En los primeros instantes esperaríamos un ambiente ópticamente grueso: Si la velocidad de expansión de la nova es constante: Aunque se encuentra que

16 Bremsstrahlung (radiación libre-libre) Ejemplo: una nova Aunque se encuentra que

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18 electrón Radiación sincrotrón Campo magnético Mecanismos de radiación Radiación sincrotrón

19 Supernovas Cassiopea A: la fuente de radio más intensa (tras el Sol). Remanente de supernova.

20 Radiogalaxias

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22 Mecanismos de radiación Radiación sincrotrón Caso no relativista Caso relativista Por simplicidad, suponemos que v y B son perpendiculares La potencia emitida es (fórmula de Larmor):

23 Radiación sincrotrón. Beaming no relativistarelativista

24 Radiación sincrotrón. Frecuencia crítica En el caso no relativista, la frecuencia de ciclotrón (de giro) es: En el caso relativista, un observador solo observa la radiación cuando ve el haz. Esto corresponde a una frecuencia mayor que la frecuencia de giro: El electrón emite en frecuencias que son armónicos de la frecuencia crítica, resultando en el siguiente espectro (único electrón):

25 Radiación sincrotrón. Frecuencia crítica Para un factor de Lorentz de 1000 y un campo de10**(-4) Gauss tenemos que la frecuencia crítica es 1.1GHz. Esto es, la radiación sincrotrón en radio proviene de electrones ultra-relativistas.

26 Radiación sincrotrón Supongamos ahora una distribución de electrones con una distribución de energías que sigue una ley de potencias: La integración de la potencia de una distribución de electrones con su correspondiente espectro nos da la intensidad específica de una nube electrónica que emite radiación sincrotrón (fuentes ópticamente delgadas): La distribución de energía de los electrones de los rayos cósmicos tienen precisamente distribuciones de potencia con p=2.6

27 Radiación sincrotrón La distribución de energía de los electrones de los rayos cósmicos tienen precisamente distribuciones de potencia con p=2.6 Esta región está modulada por el viento solar y el campo magnético interplanetario Entonces deberíamos encontrar fuentes con índice espectral –0.8: ¿Ocurre esto?

28 De estas observaciones se deduce B y E para los electrones en estos objetos: B(Gauss) E(erg) RSN Cuásares Radiación sincrotrón Esto ocurre para muchas fuentes, radiogalaxias, cuásares, remanentes de supernova, etc. Es un gran éxito para la teoría de la radiación sincrotrón, puesto que armoniza observaciones de materias (rayos cósmicos) con observaciones de radiación (sincrotrón).

29 Radiación sincrotrón En realidad, la dependencia logS / logv ocurre para fuentes opticamente delgadas. Pero existe un comportamiento diferente a bajas frecuencias, donde la fuente es opticamente gruesa. Entonces: = frecuencia de corte Autoabsorción sincrotrón (la temperatura de brillo iguala la temperatura cinética de los electrones)

30 Radiogalaxias (Cygnus A)

31 Radiogalaxias (Cen A)

32 Cassiopea A11000 Jy Puppis A7000 Jy Crab Nebula (M1)1000 Jy HB 21500 Jy IC 443210 Jy Cygnus Loop300 Jy 100 MHz Radiación sincrotrón

33 La Nebulosa del Cangrejo (Crab Nebula)

34 La vida media de un electrón se puede calcular según: Se puede calcular que en el óptico: Y en rayosX: años año Pero la Nebulosa del Cangreo tiene más de 900 años. Solución: el púlsar acelera partículas a velocidades relativistas y proporciona un mecanismo de inyección contínua de partículas.

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38 Mecanismos de radiación Línea de 21cm. Líneas de recombinación

39 Perfil HI de la Galaxia

40 Perfil HI de la Galaxia

41 Perfil HI Si la línea responde a un perfil gaussiano: Mov. aleatorios dentro de la nube TATA v TLTL TKTK T L =max(T K )

42 Mecanismos de radiación Línea de 21cm

43 Mecanismos de radiación Línea de 21cm

44 Líneas de absorción T ex =50 K T bg = 10**5 K TBTB i.e. Nube HI, nube molecular i.e. SNR Un perfil contiene componentes “calientes” y “frías”, dependiendo de la anchura de la línea. Componentes “frías” poseen una profundidad óptica elevada y pueden dar lugar a absorción si están situadas delante de componentes a mayor temperaturas. LINEAS MÁS DELGADAS SON SUSCEPTIBLES DE MOSTRAR ABSORCIÓN.

45 Líneas de absorción LINEAS MÁS DELGADAS SON SUSCEPTIBLES DE MOSTRAR ABSORCIÓN (la alta temperatura hace disminuir el coeficiente de absorción).

46 Líneas de absorción Ejemplo: Absorción en la dirección de Cassiopea A.

47 Mecanismos de radiación Línea de 21cm – Otras galaxias

48 Línea de 21cm - cosmología Mapa de HI a alto redshift (era de re-ionización)

49 Mecanismos de radiación Líneas moleculares El hidrógeno atómico HI pasa a hidrógeno molecular H 2 en presencia de (granos de) polvo. El H2 no tiene dipolo eléctrico neto y no interacciona con la radiación. Lo mismo pasa con el O2 y N2. Es preciso entonces observar otras moléculas que, debido a su asimetría, sí que tenga dipolo. Es el caso del CO y su isótopo CO. 1213 Transiciones Electrónica Vibracional Rotacional Frecuencia Visible, UV Infrarrojo Radio m=masa e- a=tamaño molecular típico (1A) M=masa molecular típica (10mp)

50 Mecanismos de radiación Líneas moleculares Moléculas en el espacio Primera línea molecular en radio: OH: 1665/7 MHz CO: 115.27 GHz CO: 110.20 GHz 12 13 Muchas de estas moléculas se encuentran en densas nubes moleculares y, particularmente, en Sgr B2. Muchas moléculas orgánicas, pero sin signos precursores de vida. Líneas de CO (115GHz) y CS (48GHz). Revelan enormes nubes moleculares asociadas a regiones de formación estelar. Las regiones HII están asociadas a nubes moleculares

51 Mecanismos de radiación Líneas moleculares Moléculas en el espacio

52 Mecanismos de radiación Mapas de CO

53 Mecanismos de radiación Mapas de CO

54 Mecanismos de radiación Líneas de recombinación En las regiones HII, el hidrógeno se ioniza y recombina de manera continua (radiación UV de la estrella). De esta forma, el e- decae según múltiples estados cuánticos: Hz Por ejemplo, la línea Corresponde al hidrógeno con: Y emite un fotón a 7792.871 MHz Estas líneas son muy útiles para trazar regiones internas de nuestra galaxia oscurecidas por el polvo en el óptico.

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