Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma

Observaciones UV, Rayos X y
Rayos Gamma
Dr. Lorenzo Olguín Ruiz
Área de Astronomía
Universidad de Sonora
Ultravioleta
(UV)
Intervalos espectrales •  El ultravioleta (UV) cubre nominalmente el intervalo 100 – 300 nm (1000 Å – 3,000 Å). •  Atraviesa parcialmente la atmósfera •  Subregiones del UV: –  UVA : 3150 – 3990 Å. No lo absorbe la capa de ozono (O3) –  UVB : 2800 – 3140 Å. La mayor parte absorbido por O3 –  UVC : 1000 – 2790 Å. El O3 lo absorbe por completo •  La región de 10 a 100 nm (100 a 1000 Å) se le conoce como Ultravioleta Extremo (UVE). IUE: InternaSonal Ultraviolet Explorer. 1150 – 3350 Å.
(1978 - 1996) EUVE: Extreme Ultraviolet Explorer. λ70 – 760 Å (1992 – 2001) FUSE: Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer . λ905 – 1195 Å (1999-2007)
EUIT: Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (a bordo de
SOHO). Bandas en λ171, 195, 284, 304 Å. Observa el Sol.
GALEX: Galaxy Evolution Explorer. λ1350 – 2800 Å.
(2003-2013).
HST: Hubble Space Telescope. λ1150 – 17000 Å.
(1990 – hoy).
IUE: International Ultraviolet Explorer
Espejo con D = 0.45m
Ÿ Espectrógrafo echelle, en el
intervalo:
1150 – 3350 Å
(1150 – 1980: SWP
1800 – 3350: LWP)
Ÿ Resolución:
Alta:
R = 1.8 ✕ 104 y 1.3 ✕ 104
Baja:
R = 270 y 400
Operación: 1978 – 1996
http://science.nasa.gov/missions/iue/
Espectros IUE de HD 34085
Espectros IUE de la SN 1987A
Comportamiento del
espectro UV de la
SN 1987A
Comportamiento de la
velocidad radial del
remanente de SN 1987A
Espectros IUE de la NP K 3-27
CIV λ1549
HeII λ1640
CIII λ1909
Feibelman 2000, PASP, 112, 861.
GALEX + VLA + SWIFT
Sextans A
WFI on
MPG/ESO
2.2m
u,g,r,Hα
GALEX
Rayos X
(RX)
Intervalos espectrales •  Los Rayos X cubren el intervalo 0.1 – 10 keV (0.1 – 100 A). •  Los rayos X no atraviesan la atmósfera terrestre (afortunadamente!!) Einstein Observatory
(HEAO-B)
ŸLanzando el 13 de noviembre
de 1978
ŸEnergía Máxima: 8 keV
ŸResolución: centro 5 arcsec y
1.5 arcmin en el borde
ŸTiempo de operación: 2.5
años
Ÿ Orbita: 465 km (perigeo)
475 km (apogeo)
El satelite se quemó en la
atmósfera el 25 de marzo de
1982.
Chandra X-ray Observatory
(Advanced X-ray Astrophysics Observatory)
ŸLanzando el 23 de julio de 1999
ŸEspejo: D=1.2m
ŸEnergía: 0.1 - 10 keV
ŸResolución: 0.5 arcsec.
ŸTiempo de operación:
- planeado 5 años
- sigue en operación después de más
de 14 años.
ŸOrbita: 16,000 km (perigeo)
133,000 km (apogeo)
http://chandra.harvard.edu/
Rayos gamma
(Rγ)
Intervalos espectrales •  Los Rayos gamma cubren el intervalo < 0.01nm (< 0.1 A). E > 100 keV •  Los rayos gamma no atraviesan la atmósfera terrestre (afortunadamente!!) CGRO: Compton Gamma-Ray Observatory
ŸLanzando el 5 de abril de 1991
ŸEnergía: 21 keV – 30 GeV
ŸTiempo de operación:
9 años
ŸOrbita circular: 450 km
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/
cgro/index.html
Luna con EGRET
CGRO SWIFT: Swift Gamma-Ray Burst Mission
ŸLanzando el 20 de noviembre de 2004
ŸÁrea colectora BAT: 5200 cm2
ŸEnergía: 15 - 150 keV
ŸResolución: 1- 4 arcmin.
ŸTiempo de operación:
- planeado 6 años
- sigue en operación después de casi
10 años.
ŸOrbita: 567 km (perigeo) 585 km
(apogeo)
http://chandra.harvard.edu/
Detección de los destellos de rayos gamma
γ
Destellos de Rayos Gamma
(Gamma-ray Bursts)
Rápidos destellos en direcciones “aleatorias” del cielo.
Fueron descubiertos en los 60’s por satélites militares de EEUU
Duración: de unos pocos milisegundos a varios minutos.
Luminosidad: son cientos de veces más luminosos que una SN.
SWIFT ha detectado muchos GRB (ver video).
Número de destellos
de rayos gamma
como función de su
duración
(datos de BATSE en
CGRT).
Ÿ Larga duración: dt= 2 a cientos de segundos (<dt> = 30seg). Relacionados con la muerte de estrellas masivas (supernovas). No todas las SNs producen GRB. Ÿ Corta duración: dt < 2 seg (<dt> = 0.3 seg ). Se cree que pueden ser
consecuencia de la fusión de estrellas de neutrones o estrellas de neutrones con un
hoyo negro.
Hoyo negro
FERMI Gamma-Ray Space Telescope
ŸLanzando el 11 de junio de 2008
ŸOriginalmente fue llamado GLAST ŸInstruments: LAT y GBM LAT ŸEnergía: 20 MeV – 300 GeV
ŸArea ~ 8000 cm2 ŸResolución: ~pocos arcmin (high
energy) y 3 deg (100 MeV)
GBM
ŸEnergía: 10 keV – 1 MeV (LED) y
150keV – 30 MeV (HED).
ŸArea ~ 12 x 126 cm2
ŸResolución: sólo detección
GLAST
ŸTiempo de operación:
- planeado 5-10 años
- sigue en operación después de
~6.5 años.
ŸOrbita: 537 km (perigeo) 555 km
(apogeo)
http://chandra.harvard.edu/
Fermi
E > 1 GeV Fermi:
Pulsares detectados
GRB 130427A con LAT
Sistema binario que dará origen a una nova
Dirección de contacto:
lorenzo @ astro.uson.mx
Página Web:
http://www.astro.uson.mx/~lorenzo/AstrofisicaI/