Búsqueda de Destellos de Rayos Gama a altas energías por Milagro y MiniHawc
Astrofísica de Altas Energías Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia ¿Cómo obtenemos...
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Astrofísica de Altas Energías
Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia
¿Cómo obtenemos información los astrónomos?
¿Qué es la astrofísica de altas energías?
Un poco de historia
La astronomía de rayos X
Hoyos negros en el Universo
La astronomía de rayos
Destellos de rayos
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Para objetos muy “cercanos” (en nuestro Sistema Solar) contamos con la exploración directa y con la radar astronomía.
¿Cómo puede obtener información el astrónomo sobre el Universo?
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Robot en Marte
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Pero…
• La exploración directa sólo es aplicable a los objetos de nuestro Sistema Solar.
• Las naves espaciales mas rápidas viajan a unos 20 kilómetros por segundo, o sea que tardarían unos 50,000 años en llegar a la estrella más cercana, Proxima Centauri.
• Ya no digamos recorrer toda nuestra Galaxia o ir a otras galaxias.
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Escalas del Universo
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La mayoría de la astronomía se hace de manera “pasiva”
• Detectamos partículas u ondas que se produjeron en el pasado por los objetos cósmicos estudiados.
• Por esto se dice que somos “observadores” y no “experimentadores”.
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¿Cuáles son estos mensajeros del espacio?
• Rayos cósmicos
• Neutrinos
• Ondas gravitacionales
• Pero en realidad, la mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de fotones, tambien conocidos como ondas electromagnéticas (dualidad partícula-onda)
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Proyecto Auger
Rayos Cósmicos
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Rayos Cósmicos
• Partículas cargadas (o sea, no son fotones) que viajan por el espacio a velocidades cercanas a las de la luz.
• 90% protones, 9% núcleos de Helio, 1% electrones.
• Tienen como desventaja que se desvían en su trayecto a la Tierra y se pierde la información de la posición de la fuente que los originó.
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Tanque Cerenkov
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Neutrinos
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Neutrinos• Partículas
elementales neutras.• Tienen masa muy
pequeña.• Interaccionan muy
débilmente con la materia y son muy difíciles de detectar.
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Ondas gravitacionales
LIGO
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Ondas gravitacionales
• Fluctuación en el espacio-tiempo producida por la aceleración de grandes masas (así como un electrón acelerado radia ondas electromagnéticas, una masa acelerada radia ondas gravitacionales).
• No se les ha detectado nunca de manera directa, pero Taylor y Hulse recibieron el Premio Nóbel (1993) por el estudio de un pulsar binario que pierde energía de acuerdo a la predicción teórica.
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El Espectro de las Ondas Gravitacionales
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Onda gravitacional
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Onda electromagnética
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Cargas aceleradas emiten radiación EM
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El espectro electromagnético
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El espectro electromagnético en la vida diaria
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cPara las ondas electromagnéticas:
= longitud de onda
= frecuencia
c = velocidad de la luz
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En la radioastronomía se mide la componente eléctrica del campo electromagnético, la cual se amplifica mediante equipo electrónico. En contraste, en el visible o en los rayos X, se detecta el fotón como si fuera “partícula”.
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OPTICO INFRARROJO
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Debido a que nuestra atmósfera es opaca a los rayos X y rayos , esta astronomía ha estado siempre ligada con la industria aeroespacial
En otras palabras, la astrofísica de altas energías sólo se pudo comenzar a desarrollar en la década de los 1950´s.
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¿Qué es la astrofísica de altas energías?
• La que se realiza observando rayos X y rayos
n general, la que se realiza en cualquier banda, pero que da información sobre procesos de alta energía, sobre todo aquellos en que las partículas alcanzan velocidades cercanas a las de la luz.
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Rayos X
• Estos fotones tienen energías que van de 0.1 a 512 keV. Hay que recordar que los fotones visibles tienen del orden de 0.001 keV (o sea, 1 eV).
• 1 eV equivale a temperaturas de 10,000 K• 1 keV equivale a temperaturas de 10,000,000 K• No se esperaba que hubiese fuentes tan calientes
en el Universo (la superficie de las estrellas está tipicamente a 10,000 K).
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Wilhelm Röntgen (1845-1923)
Wilhelm Röntgen (1845-1923)
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Röntgen descubre en 1895 los rayos X
En 1949, Friedmann y sus colaboradores detectan rayos X del Sol, pero L(rayos X) es de sólo una millonésima de L(total).
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En 1962 Giaconni y colaboradores usan un cohete para poner por fuera de la atmósfera este detector y reciben rayos X de Sco X1, una fuente lejana. Esta fuente tenía que ser de naturaleza muy distinta al Sol, muchísimo mas luminosa que el Sol en los rayos X.
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Los fotones de rayos X ionizan el gas que hay en el tubo y los electrones libres producto de la ionización crean una corriente que se puede medir. Como gas se emplea argón y otros gases nobles como kriptón o xenón porque no interfieren con los electrones liberados.
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Debido a que los distintos tipos de fotones o de partículas tienen distinta penetrabilidad, es posible blindar el “receptor” para que solo detecte de un tipo.
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1972: Satélite UHURU
Resolución angular de 0.5 X 5 grados.
Catálogo de 339 fuentes
Cuatro tipos principales:
Binarias de rayos X
Núcleos de galaxias activas
Supernovas
Cúmulos de galaxias
En todas estas fuentes es gas a millones de grados Kelvin el que produce los rayos X.
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Binarias de Rayos X
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Núcleos de galaxias activas
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¿Porqué son tan calientes los discos alrededor de objetos compactos?
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Supongamos una masa m que rota cuasi-Keplerianamente alrededor de una masa M
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RGMm
VmE 2
21
RmV
RGMm 2
2
RGMm
E21
Energía total = cinética + gravitacional
En órbita circular (o sea, cuasi-Kepleriana):
Fuerza de atracción gravitacional = fuerza centrífuga
Mientras más cerca del centro, más negativa, o sea que tiene que radiar esa energía.
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RGMm
E21
Lo primero que hay que hacer notar es que:
Es una cantidad enorme de energía si el cuerpo central es una estrella de neutrones o un hoyo negro. Tomando M = 3 M(Sol) y R = 10 km, 22.0 cmE
O sea, que se produce energía por gramo de materia que cae comparable con la aniquilación materia-antimateria.
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tR
RGMm
tE
221
RRT 22 24
Ahora, si igualamos la energía producida por unidad de tiempo en un anillo del disco:
con la energía electromagnética radiada por unidad de tiempo por anillo del disco:
Obtenemos la temperatura del disco como función del radio y otros parámetros:
4/1
38
RmGM
T
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= 10**-6 M(Sol)/añoPara M = 3 M(Sol), R = 10 km, y m
la temperatura de disco alcanza 65 millones de grados Kelvin. Esto emite en los rayos X.
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Chandra HST
Cúmulos de galaxias
Abell 2390
MS2137.3-2353
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¿Qué causa las altas temperaturas en las supernovas y cúmulos de galaxias?• Choques de alta velocidad. Gas moviéndose a
cientos o miles de kilómetros por segundo produce altas temperaturas si es chocado.
kTvm23
21 2
kmv
T3
2
Para m = masa del protón y v = 1,000 km/s,
Obtenemos una temperatura de 40,000,000 K.
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Hasta los años 1960s la resolución angular de los telescopios de rayos X era muy mala.
Esto se debía a que los rayos X no rebotan en un espejo, sino que lo penetran.
Sin embargo, los rayos X sí rebotan cuando llegan al espejo casi rasantes.
Giacconi propuso el concepto de los espejos cilíndricos embebidos en los que los rayos X llegaban rasantes.
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El primer telescopio de rayos X se utilizaría en la misión “Einstein”
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Esquema del observatorio “Einstein” (HEAO 2)
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Uno de los tres telescopios del observatorio XMM-Newton.
58 espejos rasantes anidados.
Angulo de incidencia = 0.5 grados.
Cubiertos de oro
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Para los rayos el efecto es tan limitante que ya ni los espejos de incidencia rasante sirven y hay que recurrir a otras técnicas para hacer telescopios.
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El observatorio de rayos X Chandra alcanza resolución angular de 1” (equivalente a la de un telescopio óptico terrestre) y demuestra que muchos cuerpos astronómicos son fuentes de rayos X
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Visión artística de Chandra en el espacio
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Se han mandado a través de los años docenas de satélites para el estudio de los rayos X y los rayos
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Material disponible digitalmente
• Ir a http://www.astrosmo.unam.mx/
• De ahí a Página de Luis F. Rodríguez
• Y de ahí a “Astrofísica de Altas Energías”
• Ahí colocaré las presentaciones PowerPoint asi como artículos y otros textos.