Astrofísica de Altas EnergíasLuis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia

¿Cómo podemos obtener información los astrónomos?

¿Qué es la astrofísica de altas energías?

Un poco de historia

La astronomía de rayos X

Otros mensajeros

Hoyos negros en el Universo

La astronomía de rayos

Destellos de rayos

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?

Robot en Marte

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.

Escalas del Universo

Hay otra manera “activa” de estudiar el Universo

• La radar astronomía.• Con esta técnica se envían ondas de radio a

cuerpos cercanos del sistema solar, donde rebotan y parte de ellas regresan al radiotelescopio que las envió.

Radiotelescopio de Arecibo

Imágenes de un asteroide mediante radar astronomía

(el asteroide en si es emisor muydébil de ondas de radio)

¿Porqué la radar astronomía está tan limitada?

• El flujo de fotones que recibimos de un cuerpo decrece como la distancia al cuadrado.

• En la radar astronomía la intensidad de la señal “rebotada” decae ¡como la distancia a la cuarta potencia!

DL

24 DLF

DF’

422 )4(4'

DAL

DAFF

24 DLF

Astrofísica de Altas EnergíasLuis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia

¿Cómo podemos obtener información los astrónomos?

¿Qué es la astrofísica de altas energías?

Un poco de historia

La astronomía de rayos X

Otros mensajeros

Hoyos negros en el Universo

La astronomía de rayos

Destellos de rayos

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”.

¿Cuáles son estos mensajeros del espacio?

• La mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de fotones, también conocidos como ondas electromagnéticas (dualidad partícula-onda). Pero también tenemos:

• Rayos cósmicos• Neutrinos• Ondas gravitacionales

Cargas aceleradas emiten radiación EM

El espectro electromagnético

El espectro electromagnético en la vida diaria

cPara las ondas electromagnéticas:

= longitud de onda

= frecuenciac = velocidad de la luz

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”.

OPTICO INFRARROJO

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.

¿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 (procesos relativistas).

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 típicamente a 10,000 K).

Radiación de cuerpo negro

Wilhelm Röntgen (1845-1923)

Wilhelm Röntgen (1845-1923)

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).

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.

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.

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.

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.

Binarias de Rayos X

Núcleos de galaxias activas

¿Porqué son tan calientes los discos alrededor de objetos compactos?

Supongamos una masa m que rota cuasi-Keplerianamente alrededor de una masa M

RGMmVmE 2

21

RmV

RGMm 2

2

RGMmE

21

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.

RGMmE

21

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.

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

RmGMT

= 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.

Chandra HST

Cúmulos de galaxias

Abell 2390

MS2137.3-2353

¿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

kmvT3

2

Para m = masa del protón y v = 1,000 km/s,

Obtenemos una temperatura de 40,000,000 K.

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.

El primer telescopio de rayos X se utilizaría en la misión “Einstein”

Esquema del observatorio “Einstein” (HEAO 2)

Uno de los tres telescopios del observatorio XMM-Newton.

58 espejos rasantes anidados.

Angulo de incidencia = 0.5 grados.

Cubiertos de oro

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.

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

Visión artística de Chandra en el espacio

Se han mandado a través de los años docenas de satélites para el estudio de los rayos X y los rayos

Rayos X Rayos Exploración planetaria

¿Cuáles son estos mensajeros del espacio?

• La mayor parte del trabajo observacional se hace mediante la detección de fotones, también conocidos como ondas electromagnéticas (dualidad partícula-onda). Pero también tenemos:

• Rayos cósmicos• Neutrinos• Ondas gravitacionales

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.

Proyecto Auger

Rayos Cósmicos

Tanque Cerenkov

Rayos cósmicos ultraenergéticos¿De dónde provienen?

Neutrinos

Neutrinos• Partículas

elementales neutras.• Tienen masa muy

pequeña.• Interaccionan muy

débilmente con la materia y son muy difíciles de detectar.

Premio Nobel de Física 2002

Riccardo Giacconi Masatoshi Koshiba Raymond Davis Rayos-X Neutrinos SN 1987a Neutrinos Sol

Ondas gravitacionales

LIGO

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.

1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr.

Descubrimiento del pulsar binario

El Espectro de las Ondas Gravitacionales

Onda gravitacional

Onda electromagnética

Material disponible digitalmente

• Ir a http://www.crya.unam.mx/~l.rodriguez• De ahí a “Otros Temas” y luego a

“Astrofísica de Altas Energías”• Ahí colocaré las presentaciones PowerPoint

así como artículos y otros textos.