La Radioastronomía: Estudiando el Universo Invisible

Instituto Argentino de Radioastronomía 1

La Radioastronomía:

Estudiando el Universo Invisible

E.M. Arnal*,**

(*) Instituto Argentino de Radioastronomía, CONICET(**) Facultad de Cs. Astronómicas y Geofísicas,UNLP

Reunión AAA, 2005, La Plata


¿Qué es la Radioastronomía?

• Es una técnica astronómica de observación que explora el Universo detectando, en forma generalmente pasiva, radiación emitida por los cuerpos celestes

• 126 observatorios en radio –de un total 456 observatorios- en 36 países


2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m)


Transparencia Atmosférica


Premios Nobel

• 1974 M. Ryle Síntesis de Apertura• 1974 A. Hewish Pulsares• 1978 A. Penzias + R. Woodrow Radiación de Fondo• 1983 S. Chandrasekhar Estr. y Evol. Estelar• 1983 W. A. Fowler Form. elementos• 1993 R. Hulse + J. H. Taylor Jr. Pulsar milisegundo• 2002 R. Giacconi Fuentes Rayos X


Ha sido crucial en revelar fenómenos como

Fondo de Microondas

Pulsares


Cuasares Movimientos Supralumínicos


Observaciones Radioastronómicas

• Continuo• Espectroscópicas • Polarimétricas (I, U, Q, V)

VLAArecibo


HPBW~ 15’

HPBW ~1’


Relevamientos de Continuo en la Galaxia

408 MHz

1420 MHz

Sυ ~ υ-α

α = índice espectral


2 MHz < υ < 800 GHz (0.375mm < λ < 150m)


Comparación a distintas frecuencias

IAR 1420 MHz


Emisión puede ser extendida (global) o localizada (fuente)


Clases de Remanentes de Supernova (RSN)(http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/)

Pleriones (Cangrejo) Cáscara (Tycho)

Compuesto (W44)

(Reynoso et al. ,1997)

(Giacani et al. 1997)

RSN galácticos ~231


Algunos estudios con RSNMorfología: Permite investigar la hidrodinámica de los RSN mediante la identificación y localización de estructuras en el frente de choque.

Polarización: Permite determinar la intensidad, orientación y (no) uniformidad del campo magnético.

Indice espectral: Posibilita el conocimiento del espectro d energías de las partículas aceleradas.


RSN CTB1 a υ~ 10 GHz (MPIfR)


Aspecto de Tycho en óptico y en radio (λ~21,9 cm)


Tycho: Midiendo velocidades de expansión

Mapa diferencia de dos épocas Reynoso et al. 1997


Evolución temporal de la emisión de SN 1987 ( λ~12mm) ATCA

Observaciones similares permiten construir la “curva de luz”de las denominadas radiosupernovas


Observaciones multifrecuencia del RSN RXJ 1713.7-3946

Butt, Torres, Romero, et al. Nature 418, 499 (2002)

Torres, Romero, Dame, et al. Phys. Rep. 382, 302 (2003)

Interacción RSN-nube molecularMáseres en OH –1720 MHzPosible formación estelarQuímica de ondas de choque


Campo Magnético en M51 a λ ~ 2,8 cm (υ~ 10,7 GHz)


PULSARESBaade y Zwicky (1934): estrellas de neutrones como etapa final

1488 pulsares galácticos catalogados hasta el momento (*)

Gran mayoría sólo en radio, pero también en γ, X , óptico e IR

Radiación no térmica. Altamente polarizados

Períodos de rotación entre 1 milisegundo y unos 4 segundos

Campos magnéticos entre 107 y 1013 Gauss

Algunos pulsares residen en sistemas binarios

Elevadas velocidades espaciales (centenares de km/seg)

(*) http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/


Estructura interna y “saltos”


l

e

e

dln)(cm

et

02

2

2

10

2

2 118

dlBnx. par

l

oe 2310128

dln

dlBnB

e

pare

par

B

B

0

0

>

>

(retraso geométrico)

(Rotación de Faraday)


Frenado del pulsar o Spin-Down

Frenado del pulsar o Spin-downP se incrementa por pérdida energía rotacional,

Evolución de la frecuencia de rotación


Edades, campos magnéticos, índice de frenado

Si n=3 =>

n=2.5150.05 (Cangrejo)n=2.8±0.2 (PSR 1509-58)n=2.01±0.02 (PSR 0540-69)n= 1.4± 0.2 (Vela)

(Tesla)


Diagrama “ Hertzprung-Russell ”para pulsares


Remanente de supernova + pulsar + nebulosa de viento del pulsar

RSN a ~4.6 kpcANTES (clásico!)τpul~16.000 añosVesp~2000 km/segP~ 125 msegμ~ 63-80 mas/añoAHORAMidiendo μrad se Deriva μ~ 25 mas/añoVesp~800 km/seg !τpul~ 39.000 años!!

¡Problemas en τpul!


Estudiar las condiciones físicas de la materia en condiciones extremas (ρ~1014 gm/cm3, B~1012 G, T 107 K) Test para la teoría de la relatividad general.

Estudio de los pulsares

“Timing”en pulsares binarios: a) precesión de la órbita; b) determinación de los parámetros orbitales con gran precisión. En PSR 1937+16 Taylor & Weinberg (1989) determinaron que el período orbital decrece a una velocidad que coincide exactamente con la predicha por la teoría de la relatividad (pérdida de energía rotacional debido a emisión de radiación gravitatoria cuadrupolar;c) posible variación temporal de constantes fundamentales (e.g. G). Aunque depende de la ecuación de estado que describe el interior de la estrella de neutrones, se puede afirmar que,

GdtdG 1110


Espectroscopía del átomo de hidrógeno (HI) en radio


Aspecto óptico y en λ~ 21 cm de una MISMA galaxia


Extensión espacial del HI

Aaa,aaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaa

aa


Campo de velocidades del HI

...Materia Obscura


Estructura en espiral de la Vía LácteaEmisión de HI Emisión de continuo


Propiedades del medio interestelarEl estudio de la emisión de HI en λ~ 21 cm posibilita :

Campo de velocidades del HI a gran escalaDistribución espacial (azimut y latitud galáctico) del HIApartamientos de la simetría (alabeo, ensanchamiento)Movimientos no-circulares (Centro galáctico, Nubes de alta Velocidad)Corriente Magallánica (fenómeno de interacción con LMC y SMC)Interacción de la componente estelar con el medio interestelar(cáscaras, burbujas interestelares, supercáscaras, chimeneas, gusanos)Comparación con la distribución espacial de otros trazadoresEstudio de las fases del medio interstelar (CNM y WNM)


Ara OB1 (l,b)=(336o.5,-1o.5)

Imagen óptica

12CO (λ~ 2.6mm)


Regiones HII compactas y ultracompactasAlgunas propiedades: Algunas propiedades:

2 x103 < ne < 2 x105 cm-3

0.005 pc < d < 0.5 pc

2 x106 < ME < 1x109 pc cm-6

20 km/s < Δv < 80 km/s (LRR)

τdin~ 5x103 años (ψ~8Mo/año!!)

Av >> 20m (invisibles!!)

Formas muy variadas

Determinación de Te (LRR)

dlnMEl

e0

2


Emisión térmica de una región HII


Morfologías observadas Irregulares o con máximos múltiples (~17%) Núcleo – halo (~16%) Esféricas o no resueltas (~ 43%) Cáscara (~ 4%) Cometarias (~20 %)


Modelos teóricos y observacionesExpansión clásicaVientos estelaresLluvia de champagneBow shocks


Edades y Tasa de formación estelar Evolución clásica => tasa de formación ~8 Mo/año

Solución: Bow shock=> conf. estática=> mayor edad


Máseres y regiones HII

H2O, CH3OH, OH, NH3

(CH3CN –Metil cianida)


Regiones HII y nubes moleculares

NH3 (1,1)HPBW=132”

HaloTh~9 K

dh ~3.7 pcNH2~5 103 cm-3

NúcleoTn> 25 K

nH2~4x 104 cm-3

dn~1.7 pc

HCO+ (1—0)HPBW= 6”

T~ 60 KnH2~6 105 cm-3

0.21 x 0.05 pc

Núcleo compacto

NH3 & SOHPBW~1”

nH2~4x107 cm-3 núcleo ultracompacto

0.05 x 0.02 pc


Emisiones moleculares *

Observables unas 1000 transiciones de 130 especies moleculares Mayoría de transiciones rotacionales ( J elevados) Principalmente en la banda milimétrica y submilimétrica CO, H2CO, NH3 , radicales muy activos (OH, SO), iones (HCO+, CH+), cadenas largas (HC13N), cíclicas (C3H2) Isótopos (12C16O,13C16O,12C17O,12C18O,13C17O,13C18O) Condiciones físicas (temperatura, densidad, masa, campo de velocidades) de las concentraciones moleculares Determinación de B por medio de efecto Zeeman (CCH,CN,SO – mm-, OH,CCS,SO-cm) Canales químicos de formación de moléculas (normales) Química de las ondas de choque Estructura interna de las nubes moleculares Ionización interna=> determinación “local” de rayos cósmicos Fenómenos internos (ej. flujos bipolares, discos)

(*) http://physics.nist.gov/cgi-bin/micro/table5/start.pl


Flujos bipolares y discos


WR 130408 MHz

1420 MHz

2695 MHz

60μm HI + continuo


Resumen

Permite la observación de fenómenos que no tienen contrapartida a otras frecuencias

Posibilita, en algunos casos, el estudio de las propiedades de la materia en condiciones físicas extremas

Aporta datos complementarios de gran interés a otros campos de la Astronomía

El enorme poder resolvente y sensibilidad alcanzada por esta técnica, permite aplicar la misma al investigación de objetos extragalácticos, realizando un crucial aporte al estudio de la evolución del Universo.

MUY, MUY general ...


An inquiry into the nature of the -ray source 3EG J1820+0142

The region around 3EG J1828+0142The region around 3EG J1828+0142 as seen from radio data from the large-scale survey by Reich & Reich (1986) after filtering the diffuse Galactic emission. A large, shell-type structure can be clearly seen. The shell is a weak source (the integrated flux density is 18.2 ± 2.1 Jy at 1.4 GHz) with a low surface brightness that very much resembles a typical SNR. The identification is confirmed by the non-thermal spectral index found for the radio emission: = - 0.72 ± 0.18 (S). VLA observations are shown on the right side for the inner location contour of the gamma-ray source. Only week sources can be seen. See Punsly, Romero, Torres & Combi A&A 364, 552, 2000 for details.



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