Astrofísica de Altas Energías

1. 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 g Destellos de rayos g

2. ¿Cómo puede obtener información el astrónomo sobre el Universo? Para objetos muy “cercanos” (en nuestro Sistema Solar) contamos con la exploración directa y con la radar astronomía.

3. Robot en Marte

4. 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.

5. Escalas del Universo

6. 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”.

7. ¿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)

8. Proyecto Auger Rayos Cósmicos

9. 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.

10. Tanque Cerenkov

11. Neutrinos

12. Neutrinos • Partículas elementales neutras. • Tienen masa muy pequeña. • Interaccionan muy débilmente con la materia y son muy difíciles de detectar.

13. Ondas gravitacionales LIGO

14. 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.

15. El Espectro de las Ondas Gravitacionales

16. Onda gravitacional

17. Onda electromagnética

18. Cargas aceleradas emiten radiación EM

19. El espectro electromagnético

20. El espectro electromagnético en la vida diaria

21. Para las ondas electromagnéticas: l n = longitud de onda = frecuencia c = velocidad de la luz

22. 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”.

25. OPTICO INFRARROJO

28. Debido a que nuestra atmósfera es opaca a los rayos X y rayos g, 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.

29. ¿Qué es la astrofísica de altas energías? • La que se realiza observando rayos X y rayos g. • En 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.

30. 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).

31. Wilhelm Röntgen (1845-1923) Wilhelm Röntgen (1845-1923)

32. 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).

33. 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.

36. 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.

38. 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.

40. 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.

41. Binarias de Rayos X

42. Núcleos de galaxias activas

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

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

45. 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.

46. 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, O sea, que se produce energía por gramo de materia que cae comparable con la aniquilación materia-antimateria.

47. 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:

48. Para M = 3 M(Sol), R = 10 km, y = 10**-6 M(Sol)/año la temperatura de disco alcanza 65 millones de grados Kelvin. Esto emite en los rayos X.

50. Chandra HST Abell 2390 MS2137.3-2353 Cúmulos de galaxias