Curso de radioastronom a 1334860
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Curso de Radioastronomía. Laurent Loinard. 7ª Escuela de Verano en Astrofísica Centro de Radioastronomía y Astrofísica Morelia, Michoacán 22 de junio - 3 de julio de 2007. Plan del curso. Presentación general – Definiciones . Ondas electromagnéticas

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Curso de radioastronom a 1334860

Curso de Radioastronomía

Laurent Loinard

7ª Escuela de Verano en Astrofísica

Centro de Radioastronomía y Astrofísica

Morelia, Michoacán

22 de junio - 3 de julio de 2007


Curso de radioastronom a 1334860

Plan del curso

Presentación general – Definiciones

  • Ondas electromagnéticas

  • Parte radio del espectro electromagnético

  • Efectos de la atmósfera

  • Efectos de resolución

  • Antenas únicas y interferómetros

  • Principales procesos de emisión

Técnicas de radioastronomía

Grandes descubrimientos de la radioastronomía

El futuro de la radioastronomía en México y el mundo


Curso de radioastronom a 1334860

Antes Ahora

¿Qué es ver?

Vemos un objeto cuando las células de nuestros ojos reciben y detectan la radiación electromagnética que emite o refleja dicho objeto.

Los astrónomos (ahora) vemos un astro cuando los detectores de nuestros telescopios reciben y detectan la radiación electromagnética que emite o refleja dicho astro.


Curso de radioastronom a 1334860

Onda electromagnética

Campo magnético

Campo eléctrico

Campo eléctrico

Campo magnético

¿Qué es la radiación electromagnética?

Definición: la radiación electromagnética se compone de paquetes de energía sin masa, asociados a campos electromagnéticos y propagándose a una velocidad constante, igual a la velocidad de la luz.


Curso de radioastronom a 1334860

Longitud de onda

Max

Max

Min

Caracterización de la radiación electromagnética

Longitud de Onda: l

Distancia entre dos máximos consecutivos

Frecuencia: n

Número de picos que atraviesen esta superficie cada segundo

ln = c

E = hn

y miden la energía de la radiación:

No son independientes:


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El espectro electromagnético

Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma

m

Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos

alfiler unicelulares atómicos

Longitud de onda larga

Longitud de onda corta

Frecuencia pequeña

Frecuencia alta

Baja energía

Alta energía


Curso de radioastronom a 1334860

El espectro electromagnético

Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma

m

Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos

alfiler unicelulares atómicos

Ondas de Radio:

0.5 mm < l < 500 m

0.5 MHz < n < 500 GHz

Parte visible del espectro:

0.4 mm < l < 0.7 mm

430 THz < n < 750 THz

6 décadas

Media década


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La radioastronomía

Definición:la radioastronomía es aquella rama de la astronomía que se concentra en la detección, el análisis y el estudio de la radiación electromagnética de tipo radio que emiten o reflejan los astros.

Lo que no es:


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Las ondas de Radio no son ondas de sonido

Las ondas de radio son ondas electromagnéticas de la misma naturaleza que la luz visible, ultravioleta o infrarroja y que los rayos gamma o X. Se pueden propagar en un medio o en el vació.

El sonido es una onda de presión moviéndose a través de un medio (aire, agua, etc.). Se genera, por ejemplo, cuando nuestras cuerdas vocales o las membranas de una bocina vibran y imparten dicha vibración al aire. La perturbación así generada se propaga hasta llegar a nuestros oídos. Allá, una membrana responde a la vibración y nuestro cerebro interpreta la señal recibida.

Medio


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No escuchas ondas de Radio cuando escuchas tu radio

Membrana de micrófono

Modulación electrónica

Onda de sonido digitalizada (5 Hz – 20 kHz)

Onda radio de referencia

A la frecuencia de transmisión

(e.g., 1100 kHz)

Señal

modulada

Onda radio de referencia modulada por el sonido digitalizado

AM – Modulación de amplitud

FM – Modulación de frecuencia


Curso de radioastronom a 1334860

El espectro electromagnético

Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma

Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos

alfiler unicelulares atómicos


Curso de radioastronom a 1334860

La atmósfera terrestre

Opacidad atmosférica

Solamente la parte visible-infrarroja y radio del espectro electromagnético se pueden observar desde la Tierra. Para todas las otras longitudes de onda, se tiene que usar satélites.


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Tipos de Radiotelescopios

Green Bank Telescope (WV)

Very Large Array (NM)

Antenas únicas (de un solo plato)

Interferómetros



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l

q =

1.22

D

Resolución espacial

Definición: Separación angular mínima entre dos objetos para que sean distinguibles para un instrumento dado.

Calculo:

Aquí, q es la resolución angular en radianes

l es la longitud de onda de la luz observada

D es el tamaño del instrumento


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Resolución espacial del ojo humano

Diámetro típico de la pupila durante el día = 2 milímetros

2 mm

Longitud de onda típica de la luz visible = 0.5 micras

q = 1.22 ´ 0.5 10-6 / 2 10-3 = 3 10-4 radianes = 1 minuto de arco

Equivalente al ángulo que subtiende una moneda de 1 peso a 70 metros de distancia


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Resolución espacial

¿Qué diámetro de telescopio necesitamos para obtener una resolución espacial de 1 segundo de arco ?

En el visible (l = 0.5 mm)

En el radio (l = 5 cm)

D = 12.6 cm

D = 12.6 km !!!!!!


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Concepto básico de interferometría

¿Que pasa si tapamos la mitad de la apertura de un telescopio?

NADA!!!...

No se necesita un telescopio entero: es suficiente tener elementos y conectarlos.

Un observatorio que usa este principio se llama un interferómetro


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Resolución espacial

Green Bank Telescope (WV)

Very Large Array (NM)

Tamaño

Tamaño

Antenas únicas (de un solo plato)

Interferómetros



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El Very Long Baseline Array

Tamaño = 8,000 km…


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Resolución espacial comparada

Ojo D = 2 mm Green bank D = 100 m Very Large Array D = 27km Very Long Baseline Array D = 8000 km

Resolución: 1 minuto de arco 2 minutos de arco 0.5 segundos de arco 1.5 milisegundos de arco

A 0.5 mm

A 5 cm

1 peso a 70 m 1 peso a 35 m 1 peso a 8 km 1 peso a 3,000 km…


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Problemas de sensitividad

¿Que pasa si tapamos la mitad de la apertura de un telescopio?

Casi

NADA!!!...

Pero sí pasa algo: la imagen pierde intensidad.

Si tapamos una fracción grande de la apertura, solamente quedan las estrellas más brillantes.

Problema de sensitividad…


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Problemas de sensitividad

VLA en configuración B equivalente a un telescopio de 9 km de diámetro. Pero solamente tiene 27 antenas de 25 metros cada una…

Fracción de superficie cubierta: 0.02%

Solamente se pueden ver objetos brillantes…


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Caso extremo…

Diámetro equivalente 8,000 km

Pero solamente 10 antenas de 25 m

Fracción de superficie cubierta: 10-10


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Principales procesos de emisión

  • Emisión sincrotón debida al movimiento de partículas cargadas en un campo magnético (medio interestelar, jets relativistas, entornos de agujeros negros, etc.)

  • Emisión de cuerpo negro de objetos fríos (nubes interestelar, etc.)

  • Emisión libre-libre debida al movimiento de partículas en un plasma (jets, Sol, etc.)

  • Emisión de líneas espectrales (átomos y moléculas) en nubes interestelares, protoestrellas, etc.


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Emisión sincrotón

La emisión sincrotón se produce cuando partículas cargadas entran en una zona donde existe un campo magnético. Las partículas están aceleradas a lo largo de una espiral que se enrolle alrededor del campo magnético, emitiendo emisión de tipo radio en el proceso.


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Emisión de cuerpo negro

Los cuerpos con temperaturas de 3 a 30 K emitten en la parte radio del espectro electromagnetico


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Emisión libre-libre

Emisión debida al movimiento de partículas cargadas en un plasma (también llamada bremsstrahlung)


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Espines paralelos: estado de alta energía

Emisión de líneas espectrales: caso de la estructura fina del hidrogeno atómico

Emisión de radiación a 21cm

Espines antiparalelos: baja energía

Probabilidad de transición muy baja (3 10-15 s-1 : una vez cada11 millones de años)


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Emisión de líneas espectrales: caso de las moléculas

Estados de vibración y rotación

Moléculas simples comunes en el espacio: CO, H2O, H2CO, NH3, etc..


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Una ventaja de observar líneas espectrales: efecto Doppler

Líneas espectrales tienen una frecuencia en reposo muy bien definida

Ve longitudes de onda más cortas

Ve longitudes de onda más largas

La diferencia en la frecuencia observada y la original da la velocidad de la fuente

Ve la longitud de onda original


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Principales procesos de emisión Doppler

  • Emisión sincrotón debida al movimiento de partículas cargadas en un campo magnético (medio interestelar, jets relativistas, entornos de agujeros negros, etc.)

  • Emisión de cuerpo negro de objetos fríos (nubes interestelar, etc.)

  • Emisión libre-libre debida al movimiento de partículas en un plasma (jets, Sol, etc.)

  • Emisión de líneas espectrales (átomos y moléculas) en nubes interestelares, protoestrellas, etc.

Continuo

Línea


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Conclusiones Doppler

Definición:la radioastronomía es aquella rama de la astronomía que se concentra en la detección, el análisis y el estudio de la radiación electromagnética de tipo radio que emiten o reflejan los astros.

Herramientas:antenas de un solo plato o interferómetros. Las antenas únicas tienen más sensitividad (pueden detectar objetos débiles) pero poca resolución. Los interferómetros pueden tener altísima resolución, pero tienen baja sensitividad…

Tipo de emisión:emisión continua (sincrotrón, de cuerpo negro o libre-libre) o de líneas (hidrogeno atómico , moléculas, etc.). Las técnicas de observación serán distintas para distintos tipo de emisión.