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V Escuela de Astrofísica

Módulo: Radioastronomía

Dr. Heinz Andernach

Departamento de Astronomía Universidad de Guanajuato

Edif. Central, UG, 21 de enero de 2014

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La transparencia de la atmósfera a lo largo del espectro electromagnético

1 Å = Angstrom = 10−10 m 1 mm 1 m frecuencia 300 GHz 300 MHz 3 MHz

100 m

La ventana de radio cubre 5 décadas de λ = 1 mm a 100 m observaciones a λ < 5 mm requieren sitios altos y claros/secos, pero se puede observar día y noche (evitando apuntar al Sol . . .); para λ> 30 m la ionósfera refleja (no absorbe!) la radiación cósmica

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La “Prehistoria” de la Radioastronomía

James Clerk Maxwell (1831-1879), basado en trabajos previos de Faraday, Volta y otros, demuestra que la electricidad y el magnetismo son dos aspectos de la misma fuerza; en 1862 predice la existencia de radiación electromagnética

Heinrich Hertz (1857-1894) produce las primeras ondas electromagnéticas de ~5 m de longitud de onda; consigue trasmitir y recibirlas, y demostrar que estan polarizadas y pueden interferir entre ellos (como ondas en la superficie del agua)

Onda electromagnética monocromática, plana y 100 % polarizada

Padrón de interferencia de dos emisoras de

ondas

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Thomas Alva Edison (1847-1931) es el primero en proponer (~1890) buscar la radiación en ondas de radio del Sol. Sir Oliver Lodge (1851-1940) mejora los receptores de radio y ~1897-1900 busca (en vano) la radiación del Sol. En paralelo Wilsing & Scheiner (1896) corrieron un experimento durante 8 días para detectar el Sol en radio. C. Nordman, en 1900, sube a 3100 m en el Mt.Blanc para evitar la (supuesta) absorción atmósfera y tampoco detecta al Sol. Su aparato hubiera sido sensible a destellos en radio del Sol activo, pero el Sol estaba en su mínimo de actividad....

En 1900, Max Planck (1858-1947) deriva la fórmula para el espectro de radiación (térmica) de un cuerpo negro: el máximo de radiación ocurre a un longitud de onda inversamente proporcional a la temperatura del cuerpo y decrece hacia ambos lados de este máximo.

T(Sol) ~5500 K

ondas de radio

Para el Sol se puede predecir un flujo despreciable (para la sensibilidad de los detectores de ~1900). à  Desalentó búsquedas de radiación solar subsecuentes ?

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En 1902, Oliver Heaviside (1850-1925) y Kennelly predicen la ionósfera, una capa de gas ionizado de la alta atmósfera, que refleja la radiación radio, y por tanto puede ser utilizada para la comunicación por radio en Tierra. Si refleja las ondas de radio à  bloquea su entrada del espacio à otro desaliento para buscar el Sol en radio. Sólo en 1920 se confirma su existencia. Además: sólo bloquea completamente para λ > 15 metros, pero es casi transparente para λ < 5 metros.

En 1901, Guglielmo Marconi (1874-1937) consigue la primera transmisión y recepción de señales de radio a traves del Atlántico (de Canadá a Inglaterra). En los años 1930 los laboratorios Bell Telephone estaban trabajando en la mejora de las comunicaciones transatlánticos, utilizando “ondas cortas” (de λ ~15 m o una frecuencia de ~20 MHz).

En 1928 los Bell Labs encargaron al ingeniero Karl G. Jansky (1905-1950) a estudiar un “ruido” o interferencia que afectaban estas transmisiones.

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Para la tarea Jansky construyó una antena dirigible en acimut (apodo “Merry-go-Round”). Tras varios meses podía clasificar las interferencias en – tormentas eléctricas (tanto cercanos y lejanos) -  un “ruido” difuso que alcanza su máximo una vez al día. Inicialmente sospecha que fue el Sol (que pasa ~6 del centro de la ‘Vía Láctea en diciembre), pero tras otros meses de observación . . . à  la señal está lejos del Sol, y alcanza su máximo cada 23h 56m à exactamente como las estrellas! El 5 de mayo 1933 la portada de New York Times publica su resultado: el “ruido” proviene de nuestra Vía Láctea y alcanza su máximo hacia el centro de la Vía Láctea è el nacimiento de la radioastronomía

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De los datos tomados por Jansky, W. Sullivan (1978) reconstruyó un “mapa de contornos” del cielo observado por Jansky, con una resolución de ~20° x 30° a una longitud de onda de ~15 metros.

Centro de Vía Láctea apenas abajo del horizonte

Sol y Júpiter no fueron detectados

el “haz” de la antena de Jansky

un trazo típico del telescopio en 20 min

el horizonte de Jansky

Con este descubrimiento Bell Telephone calificó la emisión tan débil que ni quisiera es interesante como una fuente de interferencia y no apoyó más investigaciones. Los resultados ni fueron tomados en serio por los astrónomos que en 1930 eran puros “astrónomos ópticos” y no sabían “que hacer” con esta observación. Jansky muere en 1950, antes de que se apreció la importancia de su descubrimiento.

El plano de la Vía Láctea

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Grote Reber (1911–2002, radioaficcionado) habia escuchado de Jansky y decidió en 1937 de construir su propio reflector de 9.7 m de diámetro en Wheaton (Illinois, E.U.), con posicionamiento sólo en elevación. Lo hace con su propio dinero y en su tiempo libre ! Observa en las noches para evitar interferencia humanas. Primero supuso radiación térmica y busca a λ~9 cm (3.3 GHz), después a λ~33 cm (0.9 GHz), no encontrando nada.... Finalmente la encuentra a ~1.9 m (160 MHz) y construyó el primer mapa de contornos en radio del hemisferio norte. La radiación tenía que ser no-térmica, pero en esta época no existía tal concepto en astronomía.

Reber fue el primero en alertar unos pocos astrónomos de la emisión cósmico en radio.

Tuvo grandes problemas de publicar su resultado en la revista Astrophysical Journal (en 1940 y 1944): el editor (O. Struve) mandó un comité de expertos a su casa para sondear la seriedad de Reber à en la duda se publicó su artículo . . .

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minimo

máximo

centro galáctico

Cygnus

Reber 1994, Ap&SS 227,93; observado antes de 1968, λ = 144 m (2.1 MHz) Mínimo en el Centro Galáctico es por la absorción del hidrógeno ionizado

Reber siguió estudiando el cielo en las ondas más largas posibles (150–300 m) y hasta escogió su residencia según los mejores lugares (“hoyos” en la ionósfera) del mundo: Alaska y Tasmania (Australia), donde construyó una “antena” (alambres colgados) con una apertura de casi un kilometro cuadrado !

G. Reber 1944 (Astrophys. J.): Mapas del cielo a 160 MHz

( λ = 1.9 m) de los dos hemisferios (coordenadas

equatoriales): la emisión está concentrada

en la Vía Láctea menciona (ni en el resumen) que también detectó al Sol !

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Durante la segunda guerra, J.S. Hey (físico británico) operaba los radares británicos para vigilar a los Alemanes y notó una “interferencia” hacia el este (Alemania) cada mañana. Sospechaba perturbaciones intencionales de los alemanes, al final descubrió (en 1942) que era radiación solar (que salía en el este cada mañana). Tuvo que mantener en secreto su descubrimiento hasta después de la guerra en 1946.

Hendrick van de Hulst y Jan Oort en 1964

Durante la ocupación Nazi de Holanda, Jan Oort, astrónomo holandés, recibe el artículo de G. Reber, y pone a su estudiante, Hendrick van de Hulst, a estudiar las posibilidades de estudiar el medio interestelar en ondas de radio. En 1945 van de Hulst sugiere buscar la línea “prohibida” del hidrógeno neutro, cuando el electron cambia su espín de paralelo al espín del protón, a un espín antiparalelo al espín del protón. En 1950 Ewen & Purcell (E.U.) detectan la línea seguido por astrónomos de Holanda y Australia.

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La antena (rectangular, del tipo “cuerno”) con el cual Ewen & Purcell descubrieron la emisión HI en 1951

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La línea del hidrogeno neutro (HI) a 21cm no es observable en el laboratorio, ya que el estado superior tiene un tiempo de vida de ~1.1 107 años. En objetos celestes el número de átomos es tan grande, que esta línea si es observable!

Su frecuencia y longitud de onda son muy precisamente conocidos: ν = 1.420405751789 GHz λ = 21.1061141 cm La gran ventaja de la radiación radio: penetra sin problemas el polvo en el plano de la Vía Láctea que nos bloquea la vista a las partes más lejanas (o centrales) de nuestra Galaxia.

Si observamos la línea del HI a una longitud de onda desplazada (λobs) concluimos un movimiento relativo (por el efecto Doppler) entre el HI y nosotros: vHI = c * z = c *(λobs – λrep)/λrep donde c = 300,000 km/s = velocidad de la luz, y

z = corrimiento al rojo (redshift), λrep =longitud de onda “en reposo” (21.106... cm) è  nos permite derivar la “cinemática” del HI en galaxias y hasta aplicar la “ley de Hubble” para derivar la distancia de galaxias lejanas D = vHI/H0

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SMC Centro Galactico

Lund Observatory ~1940

Vía Láctea en el visible

Como estamos dentro de nuestra galaxia, vemos sus estrellas concentradas en una banda luminosa, llamada “Vía Láctea”; Las nubes oscuras en la Vía Láctea no se deben a falta de estrellas, pero a nubes de polvo que oscurecen las estrellas detrás

Nubes de Magallanes

La Vía Láctea en luz visible: una “vista corta” . . .

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Centro Galáctico

Sol (nosotros) En 1958 Oort, Kerr & Westerhout publican observaciones del “HI” desde Holanda y Australia, con telescopios de 7.5 m y de 11 m, y con resolución angular entre 1.5° y 3°. Confirma la rotación de nuestra Galaxia y la distribución del hidrógeno con preferencia a lo largo de los brazos espirales. Hoy la línea del HI es un importante diagnóstico del medio interestelar y del contenido del hidrógeno de galaxias externas.

Distribución del HI proyectada al plano de la Vía Láctea (Oort, Kerr & Westerhout 1958, MNRAS 118, 379)

Imagen moderna de la galaxia M51 (“remolino”) y su compañera en óptico (blanco) y HI (azul) à el HI se extiende mucho más allá del tamaño óptico y sugiero “colas de marea” (interacción)

M51

NGC 5195

azul: HI blanco: óptico (DSS R,B)

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La Vía Láctea en todos los rangos del espectro electromagnético

– el disco del hidrógeno neutro es muy delgado – la luz visible es bloqueada por el polvo – los rayos X son absorbidas justamente por el hidrógeno

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Antena

amplificador

reflector (plato) parabólico

Principios de un Radiotelescopio – arreglos de dipolos (para bajas frecuencias, λ>~1m) -  reflectores (en general parabólicos) -  se pueden apuntar a cualquier dirección del cielo – pueden seguir al “movimiento” del objeto (compensar la rotación de la Tierra) – la radiación es reflejada y enfocada, y registrada con un receptor, después ampliada y registrada en forma digital en computadora – la precisión de la superficie del reflector determina la longitud de onda más corta (o frecuencia máxima) de recepción (precisión < λmin/20) – la resolución angular (distancia angular mínima entre dos “fuentes” que se puede distinguir es dada por Θ ~ 1.2 λ / D D = apertura (diámetro) del reflector à y aquí tenemos un problema . . .

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Las ondas de radio van desde ~1 mm (300 GHz) hasta ~100 metros (3 MHz). La luz visible tiene λ de 0.4 a 0.8 micrómetros à ondas de radio son entre 2 mil hasta 200 millones de veces más largas que ondas ópticas ! à  Necesitamos telescopios con una apertura de miles a millones de metros para alcanzar la misma resolución como en el óptico à  El ojo para luz visible tiene la misma resolución angular ( ~2’) como un reflector de 100 m para ondas de radio de λ ~ 6 cm !!

Técnicamente es imposible construir un radiotelescopio mayor que ~100 m que apunta a cualquier parte del cielo.

Comparación: Sol y Luna tienen un tamaño angular de ~30’ (o medio grado = 0.5°)

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El desgaste mecánico: el peligro de construcciones ambiciosas . . . El telescopio de 91 metros de apertura en Green Bank (WV, E.U.) Fue utilizado de ~1960 hasta 1988 como instrumento de “transito por el meridiano”, para muchos rastreos completos del cielo . . .

El telescopio colapsó el 15-Nov-1988 debido a una fisura en una sola placa metálica, crucial para su soporte.

El colapso dió origen al proyecto de construir el Green Bank Telescope (100 x 110 m)

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Resolución angular y mapeo con un radiotelescopio individual

lobulos laterales

ancho del haz

lobulo principal

diagrama polar

El radiotelescopio de 100 m en Effelsberg (Alemania) usado para λ ~ 2 m à 7 mm

En cada instante el telescopio recibe la radiación según su “diagrama polar”, centrado en su eje óptico, con un ancho proporcional a la longitud de onda observada.

Peso de 3000 toneladas !

Para “mapear” un area del cielo, se hace un “rastreo” (scan) de la zona (horizontal y vertical). Ejemplo: “mapa” de una radiofuente puntual y fuerte = esencialmente un mapa del “diagrama polar” del telescopio

lobulos laterales

lobulo principal

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El único otro radiotelescopio de 100m que puede apuntar libremente: el Green Bank Telescope (GBT, West Virginia, E.U.) construido de 1990-2000 tras el colapso de la antena de 300-ft

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Cómo mejorar la resolución ? Solución parcial: un reflector fijo D=300 m, reflector esférico; puede observar a máximo 18° del cenit; puede seguir alguna fuente celeste por unos pocos minutos, movimiendo el foco primario sobre el reflector; λmin ~6 cm; mejor resolución angular ~ 1’

Resolución angular de (Radio)Telescopes

λradio~ 106 x longitud de onda óptic Límites para D: ∼ 100 m

λ ∼ 1 m (300 MHz) θ ~ 1° λ ∼ 20 cm (1.4 GHz) θ ~ 10’ λ ∼ 2 cm (15 GHz) θ ~ 1’ Límite de precisión de la superficie

para un “plato” de 100 m Aumentar la frecuencia ν ⇒ utilizar menor apertura D

⇒  Límite práctico para la resolución de un “plato individual” ≈ 15” sólo 4x mejor que la observación a simple vista !

Solucion to the dilema: –  Interferometría (2 elementos, N elementos). –  Síntesis de apertura (rotación terrestre). –  VLBI (baseline ≤ φearth ≈ 10,000 km). –  Space VLBI (baseline ≈ apogee).

Dλ

θ 22.1~

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El major radiotelescopio individual en México: En GTM o LMT (Gran Telescopio Milimetrico o Large Millimetric Telescope). En construcción a 4500 m en la Sierra La Negra. Aún tiene reflector de 30 m, planeado para 50 m.

50 m

30 m

Pico de Orizaba 5700 m

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θ~λ/d

La solución: el principio de la interferometría

Dos radiotelescopios A y B a una distancia d (“línea de base”). Diferencia en camino de los rayos de una fuente es L. Interferencia constructiva cuando L = n λ , con n = 0,1,2, . . .). Una fuente causa un máximo cada cuando su ángulo cential cumple sen θ = n λ /d. La diferencia angular entre dos máximos es θ = λ / d = resolución angular del interferómetro! Ventaja: d puede ser MUCHO MAYOR que D, à  podemos obtener resoluciones competitivas, hasta mejores de telescopios ópticos individuales. En caso extremo, p.e. para = 1 mm, y d = 2 RTierra ~ 12000 km è θ ~ 17 µas. Dificultad: coherencia de la atmósfera para ondas cortas; visibilidad corta para d ~ 2 RTierra.

Padron de interferencia de una fuente que se mueve sobre un par de radioantenas

Diagrama polar del padron de interferencia

tiempo

d

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Volviendo a la historia... Resolución angular de antenas a baja frecuencia (~1°) era insuficiente para “identificar” una radiofuente (determinar su contraparte óptica en el cielo)

En 1947 se aprovecha un acantilado para simular un “interferómetro del mar” Una radiofuente produce interferencia constructiva entre en el rayo directo y el rayo reflejado por la superficie del mar, cuando d = n λ, n = 1, 2, 3, ... à  simula un interferometro de dos antenas (con la otra antena abajo del mar . . .)

diferencia en camino, d

superficie del mar

rayo reflejado

rayo directo

2h

h

Limitación: solo funciona a la salida y puesta de una radiofuente

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Con este método podían localizar tres de las radiofuentes más fuertes con una precisión de ~8’ (Bolton, Stanley & Slee 1949, Nature 164, 101). è Los tres tenían objetos ópticos muy destacados en sus “cajas de error”: 1)  Taurus A = la nebulosa del Cangrejo: un remanente de una supernova (observado como “estrella nueva” en 1054 por los chinos) 2)  Centauro A = NGC 5128 una galaxia elíptica a 12 millones de años luz !! 3)  Virgo A = Messier 87, galaxia más brillante del cúmulo de galaxias Virgo, a una distancia de 45 millones de años luz è  algunas galaxias emiten energías extremas en ondas de radio è  con tanta emisión se podrá detectar radiogalaxias a los “confines” del Universo

La primera “identificación” de radiofuentes

Nebulosa del Cangrejo NGC 5128 Messier 87

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Los mecanismos de radiación radio(continuo)

A)  radiación del cuerpo negro: contribuye significativamente en ondas de radio sólo para cuerpos más frios que ~50 K (p.e. el fondo de microondas cósmico a 2.7 K, ver abajo)

B) radiación sincrotrón (no-térmica): electrones muy rápidas giran en un campo magnético, atrapados en una hélice por la fuerza de Lorentz; – aceleración à radiación (Maxwell) – cada electrón emite en un cono estrecho; – protones emiten 18362 ~3.4 106 veces menos . . . – el espectro decrece con una ley de potencia hacia frecuencias altas; – fuentes compactas muestran auto- absorción a frecuencias bajas; – la radiación está polarizada si el campo magnético es suficientemente regular è  es la radiación que observaron Jansky y Reber de la Vía Láctea

fotón

v

cono de radiación

aceleración

log λ

opticamente delgado

opticamente grueso

2

22

1

1

cv

cmE e

−

== γγ

§  distribución de energía de electrones sigue ley de potencia:

con γ >> 1 = factor de Lorentz

Electrones relativistas en un campo magnético

dEkEdEEN p=)(

∫−−+∝2

1

/

/

2/)1(2/)1( ........),(υυ

υυ

υθυ ppBPα

è espectro de emisión radio sigue una ley de potencia:

αυ −∝S 2/)1( −−= pαTipicamente se observa α~0.8 p~2.6 lo cual es similar al espectro energético de los rayos cósmicos que llegan a la Tierra !

§  Para un electrón, la frequencia máxima de emisión es 2γ∝ para un rango de diferentes γ, la emisión cubre un gran rango del espectro

§  la emisión de cada e− puede ser sumado (caso ópticamente delgado)

Etotal del electrón:

campo magnético B

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29

Ejemplo de energías de electrones: Ee ~ 0.4 − 50 GeV (ɣ~ 103 − 104) en un campo de B ~ 1 µG (típico para lóbulos de radiogalaxias) emiten en longitudes de onda de radio (10 MHz .... 10 GHz o λ = 30 m . . . 3 cm) NOTA: en “plasmas”astrofísicos ( = gases parcial o totalmente ionizados) nunca ocurren “nubes” (cargadas) de puros electrones; siempre estan mezclados los electrones con los protones para tener un plasma neutro. Sin embargo, los protones sólo emiten 18362 veces menos (PRACTICAMENTE NADA) de radiación synchrotrónica.

La polarización de la radiación sincrotrón

La fuerza de Lorentz obliga al e− a seguir una hélice con una emisión instantanea en un cono de ancho medio de 1/γ radianes

eF v B= ×

1966ARA&A...4..245Gardner & Whiteoak

= campo magnético en el espacio

e = velocidad del electrón

campo magnético proyectado al plano del cielo

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Para un campo magnético uniforme, la polarización de la radiación ensemble de electrones is lineal, y perpendicular al campo magnétic (proyectado al plano del cielo. La fracción de polarización es dada por:

7333(%)

+

+=

ppP 0.7- 0.8 para p’s típicos: 2 < p < 4

sólo que nunca ocurre !

La fracción típica de polarización es de 0 % a ~20% y llega a ˜50% sólo en lóbulos muy difusos con una campo muy homogeneo

los campos magnéticos selen ser “tangled” (una mezcla de campos homogeneos y aleatorios) necesitamos considerar efectos de “depolarización”

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Ejemplo de polarización

Polarización entre 10 y 20% (algunos picos de ~40% a lo largo de los margenes de los lóbulos)

ctsy. R. Morganti 1997 32

Ejemplo de polarización en chorros de radio

ctsy. R. Morganti 1997 33

El viajar por zonas de plasma+ campo magnético (un medio “magneto-ionico”, interno o externo a la fuente) cambia al ángulo de polarización

dlBne∫−⋅=Δ 217106.2 λθ

§  If the medium is in front of the radio source: no change in the fractional polarization

§  If the medium is within the radio source: depolarization dependence on wavelength (if due to Faraday rotation)

Depolarización también ocurre por cambios de la dirección del campo magnético dentro del haz (resolución angular) de las observaciones

Ne = densidad de electrones térmicos del plasma dl = profundidad = componente del campo magnético paralela a la línea de visión Rotation measure (RM)

Se obtiene RM con observaciones a diferentes longitudes de onda

La rotación de Faraday

B

RM causado por electrones “térmicos” de densidad ~ 10−3 a 10-5 cm-3

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Campo magnético de la Vía Láctea en base a “Rotation Measures” de pulsares

J. L. Han 2004 in “Magnetized Interestellar Medium” 35

Se nota el cambio de dirección del campo magnético en brazos espirales alternantes

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La frecuencia de la radiación crece con el campo B y con la velocidad del electrón: de radio a rayos X; La radiación sincrotrón se ha medido por 1a vez en aceleradores de partículas terrestres; en objetos celestes fue confirmado por 1a vez en el chorro (óptico!) de la galaxia Messier 87 por su polarización (Baade 1954)

M87: chorro en óptico

imagen del HST La radiación sincrotrón domina en radiogalaxias como M87 o Cyg A. se extiende por hasta >100 veces del tamaño de la galaxia óptica ; tamaño total puede alcanzar hasta 10 millones años luz (como un cúmulo de galaxias ! campos de ~1 mGauss en los chorros (jets) saliendo del núcleo; campos de ~1 µG en los “lóbulos” 1 G = 10−4 T; 1 µG 10−10 T

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Ejemplo de una fuente discreta de emisión sincrotrón en nuestra Galaxia: remanente de supernova Casiopeia A a una distancia de ~3 kpc (11,000 ly) y de un diámetro de ~4’ (10 años luz); destello aprox. hace 300 años (posiblemente visto por Flamsted en 1680 ??) Debido a la alta resolución obtenido en radio se ha medido la vel. de expansión

http

://i

mag

es.n

rao.

edu/

Gala

ctic

_Sou

rces

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erno

va_R

emna

nts/

569

composicón artificial de Cas A sobre el VLA (de M. Bietenholz y R. Perley

mediante observaciones a lo largo de varios años à mov. propio

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La emisión sincrotrón dentro de nuestro sistema solar: el planeta Jupiter

Júpiter tiene un campo magnético fuerte que atrapa los electrones y protones del viento solar, similar al cinturón de van Allen de la Tierra

Júpiter a λ =21 cm tomado con el VLA (conf B), resolución ~5” en 1981 (1991AJ....102..795De Pater)

λ = 6 cm; config C

λ = 21 cm; config B

λ = 90 cm; config A

disco = térmico alas = no-térmico

dominadamente radiación no-térmica

puramente radiación no-térmica

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C) la radiación térmica (bremsstrahlung o “libre-libre”)

ocurre, como la radiación sincrotrón en un plasma (un gas totalmente ionizado), pero no por la aceleración magnética, sino por la fuerza electrostática (Coulomb); en cada “pasada” de un electrón cerca de un núcleo positivo (p.e. HII). Los electrones son “térmicas” (ve ~ 1% de vluz); la radiación no es polarizada; su espectro (“térmico”) es casi plano en altas frecuencias (opticamente delgado) y sigue una ley de flujo ~ frec2 en bajas frecuencias (opticamente grueso)

La radiación térmica se observa típicamente en regiones HII de formación estelar y en nebulosas planetarias (estrellas al final de su vida cuya capa exterior se “reventó”)

espectro de la nebulosa de Orión

frecuencia en MHz

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La nebulosa de Orion: una region HII con emisión térmica; mapas a λ = 3.6 cm

Con el Green Bank Telescope (GBT) de 100m se capta la emisión extendida

Con el VLA se mapea los detalles de la emisión a alta resolución; Con técnicas sofisticadas se puede combinar las imagenes de baja y alta resolución : se combina la transforción Fourier de la imagen GBT con los datos “u-v” del interferometro VLA y se retransforma al espacio real

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sincrotrón

libre-libre

radio IR lejano

emisión térmica

del polvo

Combinación de diferentes procesos radiativos en la galaxia “starburst” M82

galaxia del cigarro

M82

La emisión sincrotrón sigue una ley de potencia (recta), y sufre absorción a muy bajas frecuencias por regiones HII

A altas frecuencias en radio domina la emisión libre-libre de regiones HII, y en el IR lejano tenemos emisión térmica del polvo

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Dos telescopios de un interferómetro en cierto instante sólo registran una cierta “componente espacial” (componente de Fourier) de una fuente compleja. à  se requiere antenas a distintas líneas de base y orientaciones (E-O, N-S) à  para cambiar la orientación (visto de la fuente) ayuda la rotación de la Tierra En 1961 Sir Martin Ryle aplica este método e inventa la Sintesis de Apertura con 2 telescopios, más tarde aplicado para N telescopios.

Limitaciones y desarrollo de la interferometría

eje de rotación de la Tierra

La reconstrucción de imagenes requiere cálculo matemático complejo (transformación de Fourier bi-dimensional). Este método se usa en los radiointerferómetros actuales y le ganó el Premio Nobel de 1974 a Martin Ryle

A lo largo de una observación de ~12 h se “completan” las líneas de base y trazan arcos en el “plano Fourier”.

u [ λ ]

v [ λ ]

Plano Fourier

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http://alma.mtk.nao.ac.jp/e/aboutalma/more/images/system/pct_page08-08.gif

La síntesis de apertura: un truco para simular un telescopio gigante

Es importante observar una fuente compleja con la mayor variedad de líneas de base (visto desde la fuente) posible; la rotación de la Tierra nos ayuda en cambiar la orientación de las líneas de base ( y hasta la longitud: corta cuando la fuente está sobre el horizonte y más larga cuando culmina

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El fondo de microondas cósmico

Bob Wilson Arno

Penzias

En 1948 G. Gamow y otros predicen el “origen caliente” (Big Bang) del Universo à  debe haber una radiación omnidireccional tipo cuerpo negro (~10 Kelvin) En 1964 Bob Dicke y otros buscaban esta radiación en Princeton. Al mismo tiempo A.  Penzias y R. Wilson notan un “ruido” omnidireccional correspondiente a T ~3.5 K. à  Sólo un encuentro de los dos grupos resuelve el origen de este “ruido”...

Premio Nobel en 1978

En 1991 el satélite COBE mide con precisión el espectro del “cosmic microwave background” (CMB) à es el cuerpo negro más perfecto que conocemos COBE mide las primeras inhomogeneidades (~1/100,000) en el CMB à permite la formación de estructuras (“semillas” para la condensación de las galaxias) COBE 1992

WMAP 2001-2008

Desde 2001 el satélite WMAP mide las fluctuaciones del CMB y restringe los parámetros de nuestro Universo

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El descubrimiento de los pulsares (1967) En 1967 Anthony Hewish, con su estudiante Jocelyn Bell estudian el centelleo de radiofuentes desde Cambridge, UK. El centelleo permite estudiar el medio interplanetario y estimar el tamaño angular de radiofuentes compactas.

J. Bell revisó kilometros de registros en papel y encontró señales regulares (inusual para el centelleo). Durante meses especulan sobre señales de extraterrestres. . . En 1968 publican los datos, proponiendo que pueden ser “oscilaciones” de una estrella colapsada (enana blanca o estrella neutrónica.

En 1974 A. Hewish obtiene el Premio Nobel. Hoy sabemos que PSR B1919+21 es una estrella neutrónica cuyo haz magnético barre la Tierra cada 1.337 segundos.

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J. Taylor R. Hulse En 1975 utilizan el reflector de Arecibo para seguir los pulsos de PSR B1913+16 à notan que cada 7.75 h se alarga y acorta el período (de ~59 mseg) à  el pulsar está en una órbita con otra estrella, las masas de las dos se estiman en ~1.4 M⊙ – su “periastron” (distancia menor en cada órbita) es tan solo 1.1 R⊙ (~750,000 km) con v ~450 km/s à orientación del periastron mueve ~4.2°/año (efecto de relatividad general, como en Mercurio; durante los años siguientes se descubre que – su periodo orbital decrece por 76.5 microsegundos/año – el semieje mayor de la órbita decrece 3.5 m/año à deben fusionar dentro de ~300 millones de años

El pulsar binario de Taylor & Hulse (Premio Nobel en 1993)

Lo más fascinante: la decaida de la órbita (pérdida de energía) corresponde exactamente a lo que se espera en emisión de radiación de ondas gravitacionales, predichos por la relatividad general de Einstein à  primera evidencia indirecta para la existencia de ondas gravitacionales

Dröge & Priester 1956 Z. Astrophysik 40, 236

North Polar Spur

Minima of emission

47

Los primeros rastreos del cielo completo en radiocontinuo

Combinación de observaciones de una pared de dipolos de 5m x 5m (Kiel, Alemania) y 4 antenas Yagi en un cuadro de 1.6 x 1.6m en Sydney, Australia

200 MHz 17º x 17º

48

Cyg A Cen A

Cas A

LMC

SMC

M87

3C273 North Polar Spur

NCP

Mapa en radio continuo a 408 MHz (73 cm)

Haslam et al. 1982, A&AS 47, 1

Antenas: Jodrell Bank (76m) Effelsberg (100 m)

Parkes (64 m) haz = 45’-60’, suavizado a 2°

Centro Galáctico

Jodrell

Effelsberg

Parkes

Superposición de la radiación difusa con fuentes discretas

49

El debate sobre el origen de las “radio estrellas” En 1950 se habia detectado unas decenas de radiofuentes discretas (sólo tres “identificadas”). Ryle y otros pensaban que sean estrellas, pero ninguna coincidia con estrellas prominentes, ni estaban concentrados hacia la Vía Láctea. En (UK) determina la posición de otro fuente discreta (Cygnus A) con “precisión” (~2’) y W. Baade (E.U.) toma una imagen óptica de la región à  la fuente origina en una galaxia débil ! à  en 1954 se obtiene su espectro y se mide una velocidad radial de 16,800 km/s, lo cual le ubica según la ley de Hubble a ~700 millones de años luz! è otro ejemplo para una emisión tremenda de radiogalaxias Cygnus A

El descubrimiento de los cuasares

Hacia finales de los 1950, algunas fuentes fueron identificadas con objetos ópticos que parecían como estrellas, pero con un exceso en ultravioleto, y espectros altamente diferente a estrellas à no se podía identificar su naturaleza durante algunos años. En 1962 C. Hazard utiliza la antena de Parkes (AU) en una ocultación de la fuente 3C 273 para medir su posición precisa. M. Schmidt (E.U.) le saca un espectro y mide z=0.158 o vrad= 47,000 km/s ! Sólo entonces se podían explicar los espectros ópticos de otras fuentes, como p.e. de 3C 48 a z = 0.46 !

1953 – Jennison & Das Gupta [Nature 172, 996] descubren, usando radiointerferometría, que Cygnus A muestra 2 componentes separados por 1.5’; resulta ser común entre radiofuentes extragalacticas 1954 – Baade & Minkowski [ApJ 119, 206], usando posiciones interferométricas de Smith [1951, Nature 168, 555], localizaron opticamente a CygA y CasA, la primera siendo una fuente extragaláctica (vLOS = 26 830 km/s), con líneas de emisión de anchos de ~400 km/s, y morphología óptica sugiriendo 2 galaxias en colisión (más tarde rechazado). Tales galaxias con fuerte emisión en radio se denotaron radiogalaxias (radio galaxies) 1959 – Edge et al. [MNRAS 67, 37] publican el Third Cambridge (3C) Catalog, con 471 fuentes con S_159MHz > 9 Jy in el hemisferio norte (aún llamados “radio stars” por los autores) (algunos son Galácticos, p.e. remanentes de SN, pero la mayoría son extragalécticos)

CygA

50

Descubriendo más radiogalaxias y los Cuásares

Descubrimiento de los Cuásares

1960 – R. Minkowski [ApJ 132, 908] identifica la fuente 3C 295 con un miembro de un cúmulo de galaxies a z ~ 0.46 1960 – A. Sandage, con posición precisa de T. Matthews, identifica a 3C48 con un objeto estelar variable de 16 mag (con una débil nebulosidad), con un exceso en UV comparado con estrellas normales, y un espectro con líneas anchas de emisión a longitudes de onda “no familiares” Esta clase de objectos se nombraron “quasi-stellar radio sources” o quásares 1962 – Hazard, Mackey & Shimmins [Nature 197, 1037], usando la antena de 64 m en Parkes en una ocultación lunar de 3C273, ubicaron la fuente con precisión <1”, y detectan 2 componentes en placas ópticas: un obj. estelar de 13 mag, y 1 chorro eyectado

3C 295 en radio

3C 48, VLBI en radio 3C 273, MERLIN, UK 51

Imagen moderna

Imagen moderna

Imagen moderna

1963 – M. Schmidt [Nature 197, 1040] encuentra 4 líneas anchas de emission en el obj. estelar de 3C273 en acuerdo con las longitudes de onda de Hβ, Hγ, Hδ and Hε at z = 0.16. J. Oke encuentra a la línea Hα de 3C273 en el IR, y J. Greenstein identifica MgII en el espectro de 3C48 a z = 0.37, demonstrando que los quásares son extragalácticos 1965 – A. Sandage [ApJ 141, 1560] reporta una población grande de quásares “radio callados” (radio-quiet), similar a los quásares, e identificados por su exceso en UV), después llamados “blue stellar objects” (BSO) o “quasi-stellar objects” (QSO), pronto reconocidos de ser mucho mas (˜9 x) más común que los “radio-loud” quasars 1965 − M. Schmidt [ApJ 141, 1295] obtiene un redshift z=2.01 para la identificación óptica de la radiofuente 3C 9 en base de la línea de Ly α corrido de 1216 Å a 2450 Å; è vemos a 3C 9 en una época cuando el Universo era 1+z = 3 veces más pequeño ! Curiosidad: G. Haro & W. Luyten 1962, Bol. Tac. & Tonantzintla, enlistan a 3C 9 como PHL 2871, una “estrella azul” sin notar la coincidencia con una radiofuente... 52

53

Sobre la adopción del término “quasar” en la literatura astronómica propuesto en un artículo de divulgación por Hong-Yee Chiu, Phys. Today, 17, 21 mayo 1964

El entonces editor del Astrophysical Journal (S. Chandrasekhar) comenta en una nota de pie:

54

Imágenes modernos de 3C 273 z = 0.1584, cz = 47500 km/s ( à 1” = 2.37 /h75 kpc) En gris una imagen del Hubble Space Telescope (HST): el cuásar saturado y el “jet” hacia el suroeste desplazado del cuásar (un núcleo súperbrillante de una galaxia activa) superpuesto con contornos de emisión en radio continuo

Bahcall et al. 1995, ApJ 452, L91 http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/Tour.html

Extrato del DSS1, Palomar Sky Survey ~1950

chorro

resoluciones angulares: radio ~ 0.16” (MERLIN @ 18cm = 1.66 GHz óptico ~0.1” (HST)

21” = 50 kpc

55

Observatorio de rayos X “Chandra hν = 0.1-10 keV o λ = 2.5 Angstrom fuente: NED ( ned.ipac.caltech.edu )

http://www.astr.ua.edu/keel/agn/3c273.html

El telescopio NTT (~3m, Chile) muestra la galaxia huéspede gigante (envoltura difusa)

El chorro óptico muestra desviaciones de su forma en radio

Galaxias huéspede de cuásares

Galaxies huéspede de la mayoría de cuásars no se pueden ver directamente debido a su núcleo tan brillante que “eclipsa” la emisión de la galaxia.

Bloqueando la luz del centro del cuásar 3C 273, el HST puede detectar la luz de las estrellas de su galaxia huéspede

http://www.astromia.com/fotouniverso/quasar3c273.htm 56

57

Bahcall et al. 1997, ApJ 479, 642

Cuásares resueltos en el óptico con el Hubble Space Telescope: parecían puntuales en las placas antiguas por su núcleo extremamente brillante comparado con la galaxia difusa que lo alberga las imagenes ópticas del HST mostraron que cuasares pueden ocurrir tanto en galaxias espirales como elípticas

Distribución espectral de “Galaxias con Núcleo Activo” (AGN)

58

Este gráfico se llama “spectral energy distribution” (SED) y puede presentarse tanto en Fν o ν Fν (como aquí) en función de frecuencia (ver ejemplos en NED); usando ν Fν (como aquí) una SED plana implica energías iguales por década de ν

λ/cm λ/cm

ν/Hz

ü  pueden variar mucho en brillo en escalas de tiempo de semanas ü  se presentan como fuentes radio fuertes y compactas ü  las emisiones radio y ópticas son “fuertemente” polarizadas (>~2%) ü  poseen espectros similares a los de los cuásares ü  son parte de la clase de los blazares, juntamente con los objetos BL Lac (blazar = blazing quasistellar source, E. Spiegel 1978)

3C 345

59

colores: rayos X; contornos: emisión radio Curva de luz en rojo de 3C 345 (cubre 4 meses)

OVVs = Optically Violently Variable quasars

Los Objetos BL Lac

ü  llevan su nombre según su protótipo BL Lacertae (descubierto por Hofmeister en 1925) ü  también son fuentes radio fuertes y compactas (como los OVVs) ü  también varían rápidamente (pueden variar una orden de magnitud en menos de un mes) ü  su principal característica es la casi completa ausencia de líneas en su espectro: se observa solamente un continuo suave no-térmico (tan brillante que cubre las líneas)

3C 371

VLBI 0235+164

60

Curva de “luz” de BL Lac a λ = 3.8 cm (8 GHz) (ctsy H.D. Aller, UMRAO 26-m telescope data)

http://www.astr.ua.edu/keel/agn/vary.html

Mejorando la resolución angular de radiointerferómetros con “VLBI: Very Long Baseline Interferometry

con D ~ 8000 km à resolución de ~2 mas a 5 GHz (λ =6 cm)

Dλ

θ 22.1~

61

El primer experimento VLBI entre Green Bank (E.U.) Y Crimea (Rusia) en 1969

2012rsri.confE...4Matveyenko L. Early VLBI in the USSR

62

La técnica empieza ~1969 con telescopios en E.U. y Rusia (!) à a lo largo de unos años se descubre los “movimientos superlumínicos”, p.e. en el cuasar 3C 279: la componente del oeste mueve ~20 a.luz en sólo 6.5 años de tiempo à  apparentamente su vel. proyectada e es ~ 3 veces la velocidad de la luz

núcleo burbuja (ejectada)

Se explica con una velocidad casi de la luz, pero en dirección cerca de la línea de visión. Un ejemplo: tras 5 años de ejección la luz de B tarda 4 años menos à en 1 año vemos un desplazamiento de ~3 años luz

Movimiento superlumínico (vapp > c) Radio-nódulos individuales en

chorros de quásares: En algunas fuentes se mueven

aparentamente más veloz que la luz ?

Light-travel time effect:

material del chorro casi alcanza su propria luz que emite

63

núcleo estacionario

radio plasmón en movimiento

1977.5

1978.9

1980.5

Primera detección de una expansión aparentamente “superlumínica” (vapp > c) reportada por 3C 273 con vapp ~ 10 c en el periodo 1977 - 1980

(1981Natur.290..365Pearson et al.) ya interpretada con el efecto de una “ilusión relativista”

64

Hoy dia hay “peliculas” de la expansion de unos 350 radiofuentes en base a mapas de VLBI tomados durante periodos largos (ver www.physics.purdue.edu/MOJAVE/movies.html )

65

La vecindad solar: •  Se mide distancias a estrellas (*) con el efecto del

“paralaje” = movimiento de * relativo a otras ** (más lejanas)

durante medio año. •  Línea de base = 2 U.A. (~3 108 km) = diámetro orbital de la Tierra alrededor del Sol •  Ángulo de paralaje = ½ desplazamiento; muy

pequeños, medidos en segundos de arco (″) = 1º/3600 = 4.8 10-6 radianes

•  movimimiento anual por paralaje: - circulos (cerca de polos eclípticos) - elipses (latitudes eclípticas medianas) - líneas (en la eclíptica)

Otro logro de la interferometría a larga base: Paralajes trigonométricos precisos

66

Mejor medición del paralaje con radiointerferómetro VLBA (E.U.): - 12 observaciones de la estrella (radio emisor) T Tau Sb entre Sept 2003 y Julio 2005 con precisión de 0.1 mas = 10-4 arcsec - mejor ajuste (incluye mov. propio no-lineal): pradio = 6.71 ± 0.04 mas à distancia = 149 ± 0.7 pc (≙ error relativo 0.5 %); poptico=5.7±1.6 mas µ ~ 3 mas/año à vmp=2.1 km/s en el plano del cielo

Loinard et al. 2006, NRAO Newsletter 106, p.3

μα <0

μδ >0

movim.propio µ en 2 años

(latitud eclíptica ~2.5°)

1 mas = 0.001″

La técnica del VLBI permite medir el movimiento propio del Centro Galáctico

se mide la posición del C.G. relativo a varias radiofuentes extragalácticas,

8 años de obs.: 1996 - 2003 vz = 0.2 mas/a, vθ = 6.4 mas/a

Esto es un movimiento APARENTE, implica v¤ = 241 ± 15 km/s, para R0 = 8 kpc)

⇒ movimiento orbital del Sol

La radiofuente Sgr A* marca el centro de nuestra Vía Láctea (con un hoyo negro de ~3 106 M¤ )

2004ApJ...616..872Reid & Brunthaler

La precisión astrométrica del VLBI ha permitido medir movimientos propios de ~1 μas/año Esto corresponde al crecimiento de una uña de un astronauta en la Luna visto desde la Tierra ! La misma precisión se espera obtener para estrellas ópticas con la misión GAIA (lanzada en Dic. 2013)

67

68

El cielo en radio: muy diferente que el cielo en óptico

Imagen de ~45° del cielo a λ ~6 cm (resolución ~3.5’) sobre el paisaje de Green Bank W.V., E.U.

Fuentes extendidas se concentran alrededor de la Vía Láctea: remanentes de supernovas, regiones HII, nebulosas planetarias, pulsares, . . . Fuentes compactas ocupan el cielo uniformemente: son casi todas galaxias lejanas o cuasares (distancia típica ~5000 millones años luz); no más de 2 en un million de radiofuentes son estrellas!

Vía Láctea

91 m

De las ~4 millones de radiofuentes catalogadas quizas ~10% tienen su “identificación óptica”.

69 leda.univ-lyon1.fr/leda/view.html

1,000,000 galaxias (base de datos LEDA, Francia) en coordinadas supergalácticas. Profundidad típica z ~ 0.1 (~1000 millones años luz); las galaxias se organizan en cúmulos, supercúmulos y filamentos. La banda negra se debe a la absorción por la Vía Láctea

Vía Láctea

Todo el cielo en coordenadas supergalácticas

LMC

SMC

1991ApJS...75....1Becker et al.

Distribución de radiofuentes discretas en el hemisferio norte celeste, basado en un rastreo con el (colapsado) Green Bank 300-ft telescope: casi perfectamente uniforme

Solo las fuentes extendidas se concentran en el Plano Galáctico

no cubierto

70

fuente muy fuerte

Interferencia solar

~50,000 fuentes

71

Equal-area plot de las radiofuentes con S_1.4GHz > 100 mJy del NRAO VLA Sky Survey (NVSS) Todo el NVSS cubre 82% del cielo (δ > 40°) y contiene 1.8 millones de fuentes

fuentes en el plano de la Vía Láctea

La isotropía de la distribución de radiofuentes

72

Una ampliación de la capa polar norte del NVSS hasta su límite de detección r=15°

aprox. 58,500 fuentes

è NO HAY anisotropía detectable

Razón: radiofuentes son muy raros y tienen un rango muy grande de luminosidad; se “ven” hasta los confines del Universo pero en un cúmulo sólo hay 1 a 3 fuentes...

73

Para “ver” (opticamente) la galaxia o el cuasar que origina la emisión de radiofuentes (débiles) se requiere imagenes ópticas muy profundas: Ejemplo: en 1995 el Hubble Space Telescope dedicó 135 horas de exposición al “Hubble Deep Field”: cubre un area de 2 millonesimos del cielo (~2.5’) y contiene casi solo galaxias (~3000). Radiofuentes (contornos en amarillo) coinciden (en general) con galaxias. Pero: se tiene cubierto el todo el cielo en óptico, aunque sólo ~1000 veces menos sensible ! (pronto cambiará con nuevos rastreos en óptico . . . )

Hubble Deep Field 1995

contornos de radioemisión (VLA, E.U.)

74

Ejemplos de los radiointerferómetros más potentes actuales

7 antenas, max. 217 km; 151 MHz a 24 GHz

27 antenas, max. 35 km; 74 MHz a 43 GHz

6 antenas, max. 6 km; de 1 a 100 GHz

14 antenas, max. 2.7 km; de 120 MHz a 8 GHz

75

El Very Large Array (VLA), New Mexico, E.U., en función desde 1978, tiene 27 antenas de 25 m, con 9 de ellos a lo largo de c/u de 3 brazos en forma de una Y. Las antenas se pueden posicionar en 4 diferentes “configuraciones”, desde A: dispersados por 36.4 km, hasta D: todas antenas dentro de dmax ~1.03 km. Cubre el rango de frecuencias entre 74 MHz (λ= 4 m) a 43 GHz (λ= 7 mm), y resoluciones angulares desde 23’ (74 MHz, config D) hasta 0.04” (43 GHz, config A).

El VLA en su configuración más compacta (D): dmax = 1030 m En la congif. A cada “brazo” se extiende por 19 km

dmax

dmin

La gran versatilidad del VLA (ahora JVLA o EVLA) : sus 4 configuraciones

Config dmin dmax

km km D 0.035 1.03 C 0.035 3.4 B 0.21 11.1 A 0.68 36.4

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Parámetros observacionales básicas del VLA

La observación consiste en “scans” (exposiciones) de unos minutos, en el cual todas antenas siguen a la fuente El “campo de visión” (FOV) tiene diámetro del “haz primario”, HPBW ~ 1.2 λ/D; p.e. el VLA a 21 cm (D=25m) à FOV ~28’ (~disco solar) Para campos mayores hay que observar un “mosaico” (una “red” de apuntamientos). La resolución angular máxima es θ ~ 1.2 λ/dmax (~HPBW del “haz sintetizado”) Ejemplo: para λ = 7 mm (43 GHz) y dmax= 35 km à θ ~ 0.043” = 43 mas La sensibilidad para fuentes extendidas es limitada por la línea de base mínima, dmin, de tal manera que la mayor componente detectable tiene Φmax ~ 1.2 λ/dmin , p.e. para VLA-A (1.4GHz): dmin = 680 m, Φmax ~70” ; VLA-D: dmin = 35m, Φmax ~ 25’ à Un radiointerferómetro alcanza buena resolución, pero pierde la sensibilidad para fuentes extendidas. Para estudiar un gran rango de escalas de fuentes complejas, hay que observarlas, si posible, con varias configuraciones del interferómetro (p.e. el VLA). Hay que escojer frecuencia y configuración del interferómetro según la extensión y espectro de la fuente.

77

Mejor resolución aún: interferometría intercontinental

Con una distribución de ~10 a 20 telescopios con líneas de base hasta ~10,000 km se consigue resoluciones de ~1 millisegundo de arco

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Un interferómetro para ondas milimetricas recién construido

ALMA = Atacama Large Millimetric Array, el telescopio astronómico en Tierra más costoso (E.U., ESO, Japón, Taiwan, Chile) Inaugurado en 2013 en Chajnantor (Chile) a ~5100 m de altura, con 66 antenas separadas entre 150 m y 16 km; 54 antenas de 12 m, más 12 antenas de 7 m; “arreglo compacto” para captar estructuras más extendidas Trabaja en el rango de = 0.32 – 3.6 mm à resolución de 0.005” a 3” entró en operación en 2013.

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Artist’s concept of ALMA in one of its configurations. The red oval illustrates the Atacama Compact Array (ACA)

ACA: 4 antenas de 12 m y 12 antenas de 7 m

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Atacama Compact Array (ACA): 16 closely spaced antennas to study sources of “large” angular size (~few arcmin), e.g. molecular clouds or nearby galaxies. ACA consiste of four 12-m and twelve 7-m antennas (provided by Japan). In 2013 the Atacama Compact Array was named the Morita Array after Prof. Koh-ichiro Morita, designer of the ACA, who died on 7 May 2012 in Santiago.

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Algunas expectativas para ALMA . . .

La detección de galaxias a alto corrimiento al rojo (p.e. z > 1.5, <40% edad Universo)

en una imagen profunda del Hubble Space Telescope imagen profunda de ALMA

imagen simulada de un disco protoplanetario con estrella de 0.5 M⊙ y un protoplaneta de una masa como Júpiter

Astroquímica: 17,000 líneas espectrales predichos en una banda pequeña alrededor de λ = 1.7 – 2.3 mm

150 a.luz 320 a.luz

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Mayo, 2012: Espectros del gas del filamento depolvo de la radiogalaxia Cen A demuestran que el polvo orbita alrededor del centro de la galaxia (efecto Doppler)

Algunos de los primeros resultados de ALMA

polvo se aleja de nosotros

polvo se acerca a nosotros

imagen óptica de Cen A (NGC 5128) vendida como M87 en www.sciencedaily.com/releases/2012/10/121022122237.htm

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Ejemplos de lo que se puede hacer con ALMA https://science.nrao.edu/facilities/alma/didyouknow resolver nubes moleculares en galaxias cercanas que forman estrellas detectar el medio interestelar en galaxias de alto redshift revelar characteristicas de objetos del System Solar, p.e. - padrones del viento en Marte con una resolución de 300 km - trazar el agua atmosférico en Venus - detectar moléculas volátiles (HCN, CH3OH, H2CO, CS, HNC) en cometas activos revelar la naturaleza de discos planetarios alrededor de estrellas cercanas estudiar los alrededores de hoyos negros cercanos y lejanos El tiempo de observación para los proyectos arriba mencionados variaba entre 10 min hasta 3 horas, pero la competencia entre propuestas en muy dura : en Dic. 2013 se recibieron 1382 propuestas pidiendo 7300 hs de observación de Junio 2014 a octubre de 2015

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En construcción para bajas frecuencias

LOFAR = LOw Frequency ARray = arreglo de sensores fijos con centro en Holanda, creciendo hacia otros países europeos; mayoria de estaciones dentro de ~100 km en el norte de Holanda (con un “núcleo” de 2 x 3 km); otras estaciones en Alemania, Francia, Suecia, Polonia, Italia, hasta dmax ~1500 km Cada estación tiene dos tipos de sensores: Low Band Antennas (LBA): 10 – 90 MHz (3.3 m – 30 m) High Band Antennas (HBA): 110 – 250 MHz ( 1.2 – 2.7 m)

Arreglo no tiene partes movibles à se “apunta” por software,! Mayor desafio está en la reducción de datos y la limpieza de interferencia humana. à  requiere las computadores más rápidas en existencia; Sus principales objetivos: – magnetismo en fuentes cósmicas – la época temprana del Universo (reionización) línea del HI corrido al rojo a z~10–20 – Físcia Solar y Clima interplanetario – Rayos Cósmicos – Rastreos profundos de fuentes extragalácticas – Fuentes transientes y detección de pulsares

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Ejemplo de una estación de sensores del LOFAR

LBA

HBA

HBA

LBA

HBA

86

El radiotelescopio más grande concebido: Square Kilometre Array (SKA)

Kyoto 1993: 10 países deciden construir radiotelescopio de 1 km2 area colector 1999: proyecto es renombrado “Square Kilometre Array (SKA)” 2005: 20 países participantes; en una competencia para el lugar del SKA se decide que será o en Sudáfrica o en Australia (decisión final > 2012); lugar motivado por hemisferio sur (centro Vía Láctea) y áreas poco pobladas Proyecto dividido en tres rangos de frecuencia: SKA-lo : 70–450 MHz (1–4m); SKA-mid: 0.45 – 3 GHz (0.1–1m); SKA-hi: 3–10 GHz construcción de SKA1 (lo+mid) 2016-1019; costo 350 millones de Euros

87

Visión de una posible estación central del SKA en Sudáfrica:

Sudáfrica: 6 de 7 antenas de 12 m del arreglo KAT-7, precursor del MeerKAT con 80 telescopios de12 m, rango de frecuencia: 0.6 – 15 GHz; d ~ 20m – 8 km ( ... 60 km?) 2010: pruebas en progreso con KAT-7 (Sudáfrica)

Ambos países están construyendo protótipos (llamados “pathfinder”) de ~1% de la capacidad del SKA final:

88

ASKAP: Australian Square Kilometre Array Pathfinder – arreglo de 36 antenas de 12 m sobre un área de 6 km de diámetro; – frecuencia 0.7 – 1.8 GHz (16–40cm) – resolución angular ~10” ; – campo de visión ~30 deg2 (novedoso!) – comienzo de operaciones ~2013 – 75% del tiempo de los primeros 5 años dedicado a grandes proyectos (> 1500 h de observación cada uno) Dos proyectos principales elejidos: EMU: rastreo de ¾ del cielo a 20 cm en continuo para detectar un total de 70 millones de fuentes WALLABY: rastreo de ¾ del cielo en la línea del hidrógeno neutro (21 cm) à detectar y mapear ~500,000 galaxias en HI hasta z~0.26 (~1 Gpc o 3000 millones de años luz)

89

Lo novedoso de las antenas: el “haz” (campo de visión instantaneo) de una antena de 12-m es ~1.3° de diámetro; con los “phased array feeds” (PFA) se aumenta a 5.5° x 5.5° o unos ~ 30 deg2 à lo hace más rápido para rastrear grandes areas

FPA Vista del foco primario de las antenas de 12 m el “FPA” permite “bizcar” a regiones fuera del haz primario de un telescopio convencional

Campo de visión instantaneo del FPA del ASKAP; imagenes de la Luna a escala

¾ del cielo son ~30,000 deg2 à 1000 campos a observar por ~12 h = 1200 horas

90

Proyecto de “muchos Arecibos” en China: FAST y KARST

El concepto de China para su versión del SKA son varias antenas gigantes (~500 m de diámetro); aprovecha de hondeadas naturales (prov. Guizhou) Octubre 2010: empieza construcción del primero se espera su terminación en 2016

Más flexible que Arecibo: cubre +/- 40° del cenit utiliza 300m de los 500m en cada observación; se “apunta” el telescopio moviendo el foco colgado por cables; frecuencias: 70 MHz a 3 GHz (à 8 GHz)

Tendrá una superficie “activa” hecho de paneles

>>2016: KARST = varios FAST

91

El SKA final (>2020) será una combinación de tres tipos de antenas

sparse aperture arrays (arreglos esparcidos de apertura)

reflectores parabólicos

dense aperture arrays (arreglos densos de apertura)

No se sabe la partición entre los 3 tipos aún

92

¿ Para qué se necesita tales telescopios gigantescos ?

Lo más excitante de estos nuevos instrumentos no són las preguntas existentes que van a responder, sino las preguntas nuevas que provocarán.

No sólo para responder a las preguntas científicas que requieren mayor sensibilidad o resolución angular, mejor estadística con más objetos pero también para è  el desarrollo tecnológico de varios países è  mejorar la conciencia de los gobiernos en fomentar la investigación è  crear y protejer zonas aisladas del planetas para el estudio del cielo pero sobre todo:

93

F I N

94

Algunos proyectos de Tesis de Licenciatura (o hasta Maestría/ Doctorado)

u Búsqueda y estudio de radiogalaxias gigantes u Seguimiento del proyecto Radio Galaxy Zoo u “Estrellas Azules” de los veteranos mexicanos (G. Haro & colegas) à cuantos objetos extragalácticos entre ellos ?

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Una radiogalaxia típica

Cygnus A, observado con el VLA en varias configuraciones; Núcleo “alimentado” por un hoyo negro supermasivo (~108 M⊙); Chorros llevan el plasma hacia los lóbulos; empujan y chocan con el medio intergaláctico en los “hot spots”

400,000 años luz

tamaño de la galaxia óptica

lobulo oeste

lobulo este

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La radiogalaxia con mayor extensión en el cielo (Cen A, ~10° = 600 kpc) observado a 960 MHz (λ=31cm) con antena de D=27m, resolución angular ~50’). La radiofuente central fue subtraído, y coincide con la galaxia NGC 5128. La radiofuente excede el tamaño de la galaxia óptica por ~60 veces.

óptico radio

Imagen moderna a 1.4 GHz (21cm) y resolución de ~45”. La Luna está para dar la escala (Feain et al. 2009)

Bolton & Clarke 1960

NGC 5090 en el fondo

NGC 5128

Centaurus A ATCA 1.4 GHz, 20 cm

norte

este

Imagen basado en 1200 h de exposición con el ATCA à mosaico de 406 imagenes; utilizando datos antiguos de la antena de Parkes para la estructura extendida

Tamaño de radiogalaxias: qué tan grande pueden ser? tamaño total (LLS) puede ser de 10 a 200 veces mayor que la galaxia óptica (aunque algunas ni crecen fuera de su galaxia) -  la emisión en radio se extiende típicamente por ~100 a 500 kpc (0.3 a 1.5 millones de años luz; tamaño medio ~150 kpc) -  sólo aprox. un porciento de las radiogalaxias superan un tamaño de 1 Mpc (3.26 millones de años luz), 1 Mpc corresponde a todo un cúmulo de galaxias: à radiogalaxias gigantes (giant radio galaxies = GRGs) -  la más grande conocida hasta 2012 tiene 4.7 Mpc (proyectado en el cielo, con una inclinación desconocida à es un límite inferior !)

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3C  236,  WSRT  609  MHz                              Willis  et  al.  (1974)  

z=0.100  

40’  =  4.2  Mpc  

3C  236,  WSRT  609  MHz                              Willis  et  al.  (1974)  

z=0.100  

40’  =  4.2  Mpc  

3C  236,  WSRT  609  MHz                              Willis  et  al.  (1974)  

z=0.100  

40’  =  4.2  Mpc  

3C  236,  WSRT  609  MHz                              Willis  et  al.  (1974)  

z=0.100  

40’  =  4.2  Mpc  

¿ Qué son los “Giant Radio Galaxies” (GRG) ? Comunmente  aquellos  con  un    “largest  linear  size”  (LLS)    mayor    que      ~  1  Mpc  Primera  GRG  descubierta  en  1974:    Willis  et  al.    derivan    LLS  =  5.7  /h50  Mpc  à  4.2  /h75  Mpc  Hoy  usamos    H0  =  75  km/s/Mpc    para  definir  GRGs  deben  tener  un      LLS  ≥  1  Mpc  Recopilaciones  de  GRGs  desde      entonces,  p.e.  (entre  otros!):  1996MNRAS.279..257Subrahmanyan  1999MNRAS.309..100Ishwara-­‐Chandra  2001A&A...370..409Lara+  2001A&A...374..861Schoenmakers+  2005AJ....130..896Saripalli  2009AcA....59..431Kuligowska  2012ApJS..199...27Saripalli    2009ARep...53.1086Komberg+  

La  mayoría  son  galaxias,  pero    algunos  son  quásares    (GRQs)  :  2004MNRAS.347L..79Singal  2010A&A...523A...9Hocuk  &  Barthel  2011AcA....61...71Kuzmicz+    2012MNRAS.426..851Kuzmicz  &  Jamrozy    

La radiogalaxia más grande conocida hasta 2012: J1420-0545 descubierta por Machalski et al. con un “buen ojo” o el “instinto”... en el atlas del NVSS

Actualmente el rastreo más completo y sensible: NVSS (NRAO VLA Sky Survey, Condon et al. 1998) - Cubre el 82 % del cielo (Decl > -40º) a 1.4 GHz (λ = 21 cm) - Resolución angular de 45” - flujo mínimo ~2 mJy - catálogo de 1,800,000 fuentes - atlas de 2300 imágenes de 4º x 4º

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Finding Giant Radio Galaxies (GRGs) in Imaging Radio Surveys

Eric F. Jimenez A.

Ingrid R. Vázquez B.

Raúl F. Maldonado S.

Heinz  Andernach            &            three  summer  students                        Universidad  de  Guanajuato,    Mexico  

Currently known: ~100 GRGs with LLS > 1 Mpc /h75 all have LLS <3 Mpc; except 2 with 4.2 and 4.4 Mpc (only small fraction from visual inspection of radio atlases)

Method: inspect all 3050 images (4° x 4°) of NVSS and SUMSS covering all sky at ~45” resolution look for : extended or triple sources with LAS >~ 4’ (after “training” with known GRGs in NVSS) * check NED for optical ID with known z, near radio core or symmetry center à derive LLS (Mpc) * classify the optical ID: (a) already known as GRG, (b) known RG, (c) yet unknown as radio source

Results: we find the largest yet known GRG with LAS = 26’, z = 0.254 à LLS = 5.8 Mpc; * we duplicate the number of GRGs to ~200, and quadruple NGRG with LLS > 3 Mpc (from 2 to 8) * we add 4 new GRQs at z > 1, and find the first GRG identified with an optical spiral

J2345−0449      z  =  0.0756  

19’ = 1.5 Mpc SDSS        45”  

NVSS    1.4  G

Hz  

J1706+2248  z=0.254  

           LAS  =  26’  LLS  =  5.8  Mpc  

100

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J1706+2248  z=0.254  

           LAS  =  26’  LLS  =  5.8  Mpc  

2MASX J09313900+3204006

22´ z=0.225 4.2 Mpc

SDSS FIRST

~26’

SDSS

FIRST

NVSS 1.4 GHz

NVSS 1.4 GHz

2 de 3 nuevos GRGs > 4 Mpc (uno de 5.8 Mpc ! ) Los 3 son triples con lóbulos bien alienados, sin chorros que los conecta con los núcleos. El mayor GRG tiene chorro unilateral à Doppler boosted ? à aún mayor ??

Aparte de recuperar la m a y o r í a d e l a s G R G s reportadas en la literatura:

Para H0=75 , Ωm=0 .3 , ΩΛ=0.7: se ha extendido el número de GRGs a 222: 112 conocidos previamente y 110 nuevos; se ha cuadruplicado el número de GRGs con LLS > 3 Mpc; se han agregado 3 GRGs (3 QSOs) a los 9 ya conocidas con redshift z>1.

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¿Cuántas GRGs > 2Mpc no hemos visto aún?

Proyectos: -  medir su flujo à luminosidad (como se compara con RGs más normales -  cuantificar su ambiente : cuales están en cúmulos y cómo podían crecer -  medir su asimetría, tanto en flujo como en tamaño de los lados opuestos -  medir el grado de su torsión, etc.

Distribución cumulativa de tamaños de GRGs

exponente de −3 doble tamaño à 8 veces menos fuentes

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Una versión alterna del “Galaxy Zoo” el “Radio Galaxy Zoo” (“Citizen Science”) donde soy miembro fundador de un total de 34 científicos de 8 paises; fue lanzado al público el 18 Dic. 2013

http://radio.galaxyzoo.org

Ofrece una superposición de imagens de radiofuentes extendidas (complejas) sobre una imagen en óptico/IR, y * pide al voluntario relacionar la radiofuente con su contraparte óptica/IR * permite al usuario marcar cierta imagen para que lo comente un científico * hasta ahora ˜2000 voluntarios * unos pocos muy destacados, uno de ellos ha clasificado 21,000 imagenes en un mes ! * ya han (re)encontrado más de 20 de los GRGs que encontramos visualmente

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Ejemplo de la pagina que pone imagenes a discutir constantemente

è requiere mucho seguimiento; resultados muy diversos

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Reviviendo los origenes de la astronomía moderna mexicana Guillermo Haro y alumnos ~1950 a 1965 en Tonantzintla (INAOE) usaron una técnica especial para encontrar objectos ópticos de color extremo: -  3 exposiciones en la misma placa fotográfica con 3 diferentes filtros: azul (B), amarillo (Y) y ultravioleto (UV) -  cada exposición ligeramente desplazada -  permite distinguir colores extremos visualmente

è Catálogo “PHL” (Palomar-Haro-Luyten) : 1569 objetos “muy azules” U V < −0.4 2929 objectos “algo azules” −0.3 < U−V < −0.2 4248 objetos con −0.1 < U−V < 0.0 è Catálogo “Ton” con 2008 objetos (norte y sur Galáctico)

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Ejemplo: 2 areas de un placa con un objeto muy azul y uno muy rojo de izqierda a derecha: B, Y, UV (lamentablemente no ordenado en λ )

objeto muy violeto

objeto muy rojo

no se detecta en el violeto

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Qué se sabe hoy día de los 8746 “objectos PHL” y otros 2008 de “Ton” ?

Desventaja para la astronomía moderna: sólo se publicaron las posiciones con una precisión de ~1 arcmin sólo se publicaron “finding charts” para una pequeña parte de los objectos

La mayoría están con su posición original (errónea) en la base de datos SIMBAD -  Las más “famosas” (estudiadas) vienen con su posición correcta, pero en las referencias de estos objetos NO FIGURAN sus descubridores (p.e. Haro, Chavira, Luyten, etc.) -  hemos derivado las posiciones de ~1500 objetos con cartas de identificación publicadas -  Queremos identificar las ~7000 faltantes, ó con métodos automáticos, o utilizando cartas de identificación en los archivos del INAOE (a ser discutido con investigadores del INAOE)

è  Queremos dar el mérito a los descubridores mexicanos en los bases de datos actuales y saber cuales de los objetos son extragalácticos