Centelleo Interestelar ISM Prof. Simón Cassassus Felipe A. Olivares Estay Departamento de Astronomía – Universidad de Chile.

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1 Centelleo Interestelar ISM Prof. Simón Cassassus Felipe A. Olivares Estay Departamento de Astronomía – Universidad de Chile

2 2 de mayo de 2006ISM2 Origen y Observaciones  Scattering por plasma de electrones en el medio interestelar (e interplanetario)  Análogo al caso del seeing atmosférico  “seeing interestelar”  Evidencia Observacional  Variaciones de los máximos y dispersión en la señal de pulsares  Tamaños de las radio-fuentes cambian con la frecuencia de observación

3 2 de mayo de 2006ISM3 Refracción por Electrones Libres  Índice de refracción de un gas de electrones libres donde V es la velocidad de fase y es la frecuencia de la onda e.m. La frecuencia del plasma, p, esta dad por La velocidad de grupo es Donde podemos reemplazar V de la expresión (1) y obtener (1) (3) (2)

4 2 de mayo de 2006ISM4 Retraso Progresivo de la Radiación  Para el régimen « p Se puede calcular el tiempo que demora en llegar la radiación al observador. Si L es la distancia a la radio fuente, ocupando (2) y (3) se obtiene donde es la “medida de dispersión”. Se observa que la señal se retrasa más a frecuencias menores. Lo que se evalúa en la señal de un pulsar es la variación del tiempo de retardo con respecto a la frecuencia  Incluyendo la simplificación de la ecuación (4) se obtienen valores del orden de 0.03 cm -3 (4) (Falgarone & Lequeux; Gómez-Gonzáles & Guélin) con distancias conocidas a pulsares.

5 2 de mayo de 2006ISM5 Ángulo RMS de Scattering  Modelando el MIS Vamos a sintetizar el MIS en L/a regiones con índice de refracción m y variaciones espaciales de amplitud rms  m. El cambio de fase que se producirá en la radiación incidente debido a una de estas regiones será Cambio de Fase Total: (5)

6 2 de mayo de 2006ISM6 Modelo “Thin Phase Screen”  Cambio de Fase producido por una pantalla a L/2  Con la ecuación para el índice de refracción y obtenemos y reemplazando en la expresión para  (5) y luego en (6) se obtiene (6) Patrón de interferencia: 1) Que los rayos se crucen antes de alcanzar al observador (7)

7 2 de mayo de 2006ISM7 “Thin Phase Screen” Dispersión en caminos: Si se desea observar el patrón de interferencia el ancho de banda del receptor debe ser lo suficientemente pequeño para que la diferencia de fase entre distintos rayos cambie al menos 1 rad sobre el rango de frecuencias medido. 2)  frec. de decorrelación: Reemplazando el ángulo de scattering de (7) se obtiene donde supusimos  n e  n e (8) Además se puede inferir una distancia a el pulsar a partir de (8): Pero la distribución en aglomeraciones del gas refractante complica el análisis detallado de los datos.

8 2 de mayo de 2006ISM8 Readhead & Hewish 1972 (ref. 2) (20,000 m 2 array at Cambridge)  Estructura Galáctica a 81.5 MHz (20,000 m 2 array at Cambridge)  : elongación solar Diámetro aparente:  donde  I es el diámetro intrínseco 4C catalogue

9 2 de mayo de 2006ISM9  Fracción de “scintillating sources” - Gower, MNRAS, 1968 - Readhead, MNRAS, 1971 donde F(  ) es el máximo índice de centelleo observado para una fuente de diámetro . Ahora solo nos falta  0 para determinar la fracción. b II > 30º  Readhead & Hewish Comparación del modelo teórico y las observaciones del déficit de fuentes centelleantes 

10 2 de mayo de 2006ISM10  Tamaños Angulares de Radio Fuentes Readhead & Hewish Comparación de diámetros observados a distintas frecuencias con escalamiento teórico derivado de 81.5 MHz Se incluyen solo las fuentes más pequeñas Suponiendo líneas de visión a través de la Galaxia talque el scattering es siempre intenso se muestra el diámetro angular causado solo por scattering Very Long Baseline Interferometry (VLBI) method

11 2 de mayo de 2006ISM11 Sutton 1971 (ref. 3) Ensanchamiento del pulso  t Rango de frecuencias  sobre el cual las variaciones de intensidad están correlacionadas (frecuencia de decorrelación) Se asume la función de ensanchamiento truncada exponencialmente Análisis teórico del scattering  Algunos Resultados para 3 <  < 5, excepto para PSR113+16 donde se encontró un exponente de 2.6 ± 0.6 Aproximaciones a la relación de  -  t - D m  Contenido

12 2 de mayo de 2006ISM12  Relación de  y t con D m a 318 MHz Sutton Relación de escala: Pendiente del ajuste teórico: Se muestra una desviación significativa con el modelo teórico 1)Error en las suposiciones teóricas 2)Variaciones sistemáticas del scattering con la latitud galáctica o regiones HII en la línea de visión 3)Dos poblaciones de irregularidades de scattering 

13 2 de mayo de 2006ISM13 Conclusiones y Resultados  Gran importancia en observaciones radio astronómicas de alta resolución  Tamaño angular de las radio fuentes proporcional a -2  Datos consistentes con  n e ≈ 3·10 -5 cm -3 y a ≈ 10 -11 cm  Grosor efectivo de la capa Galáctica de electrones libres se determina con los diámetros angulares de fuentes a distintas latitudes, ~ 1 kpc  Podemos determinar distancias a radio fuentes con la frecuencia de decorrelación y el diámetro angular de scattering, pero existen demasiadas incertezas

14 2 de mayo de 2006ISM14 Referencias  Physical Processes in the Interstellar Medium, Spitzer, capítulo 3.6  Galactic Structure and Apparent Size of Radio Sources, A. C. S. Readhead & A. Hewish, 1972, Nature, 236, 440  Scattering of Pulsar Radiation in the Interstellar Medium, J. M. Sutton, 1971, MNRAS, 155, 51