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Curso de Radioastronomía Laurent Loinard - ppt descargar
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Presentación del tema: "Curso de Radioastronomía Laurent Loinard"— Transcripción de la presentación:
2 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
3 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
4 ¿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. Antes Ahora
5 ¿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. Onda electromagnética Campo magnético Campo eléctrico Campo eléctrico Campo magnético
6 Caracterización de la radiación electromagnética
Longitud de Onda: l Max Min Longitud de onda Distancia entre dos máximos consecutivos Frecuencia: n Número de picos que atraviesen esta superficie cada segundo ln = c E = hn No son independientes: y miden la energía de la radiación:
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
8 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
9 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:
10 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
11 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
12 El espectro electromagnético
Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos alfiler unicelulares atómicos
13 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.
14 Tipos de Radiotelescopios
Green Bank Telescope (WV) Very Large Array (NM) Antenas únicas (de un solo plato) Interferómetros
15 Resolución espacial
16 Resolución espacial l q = 1.22 D
Definición: Separación angular mínima entre dos objetos para que sean distinguibles para un instrumento dado. Calculo: l D 1.22 q = Aquí, q es la resolución angular en radianes l es la longitud de onda de la luz observada D es el tamaño del instrumento
17 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 ´ / = radianes = 1 minuto de arco Equivalente al ángulo que subtiende una moneda de 1 peso a 70 metros de distancia
18 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 !!!!!!
19 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
20 Resolución espacial Tamaño Tamaño Antenas únicas (de un solo plato)
Green Bank Telescope (WV) Very Large Array (NM) Tamaño Tamaño Antenas únicas (de un solo plato) Interferómetros
21 Variar la resolución espacial : arreglos reconfigurables
Very Large Array (NM)
22 El Very Long Baseline Array
Tamaño = 8,000 km…
23 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 minutos de arco segundos de arco milisegundos de arco A 0.5 mm A 5 cm 1 peso a 70 m peso a 35 m peso a 8 km peso a 3,000 km…
24 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…
25 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…
26 Caso extremo… Diámetro equivalente 8,000 km
Pero solamente 10 antenas de 25 m Fracción de superficie cubierta: 10-10
27 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.
28 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.
29 Emisión de cuerpo negro
Los cuerpos con temperaturas de 3 a 30 K emitten en la parte radio del espectro electromagnetico
30 Emisión libre-libre Emisión debida al movimiento de partículas cargadas en un plasma (también llamada bremsstrahlung)
31 Emisión de líneas espectrales: caso de la estructura fina del hidrogeno atómico
Espines paralelos: estado de alta energía Emisión de radiación a 21cm Espines antiparalelos: baja energía Probabilidad de transición muy baja ( s-1 : una vez cada11 millones de años)
32 Emisión de líneas espectrales: caso de las moléculas
Estados de vibración y rotación Moléculas simples comunes en el espacio: CO, H2O, H2CO, NH3, etc..
33 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
34 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. Continuo Línea
35 Conclusiones 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.
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 Resolución 
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