1 / 26

El Universo violento y oscuro

El Universo violento y oscuro. Francisco J. Carrera Troyano Instituto de Física de Cantabria Consejo Superior de Investigaciones Científicas y Universidad de Cantabria. Abril 2005. X. Índice. El espectro electromagnético Efectos de la atmósfera Un paseo por el Universo de rayos X:

vinny
Download Presentation

El Universo violento y oscuro

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. El Universo violento y oscuro Francisco J. Carrera Troyano Instituto de Física de Cantabria Consejo Superior de Investigaciones Científicas y Universidad de Cantabria Abril 2005

  2. X

  3. Índice • El espectro electromagnético • Efectos de la atmósfera • Un paseo por el Universo de rayos X: • La Luna • El Sol • Júpiter • Estrellas binarias • Acreción • Agujeros negros • Galaxias “Normales” • Galaxias Activas: • El Universo oscurecido • Formación estelar • Línea de emisión del Fe a 6.4 keV • El Universo desde Cantabria

  4. El espectro electromagnético Ondas de radio, microondas, radiación infrarroja, radiación ultravioleta, rayos X y rayos gamma son todos radiación electromagnética Luz visible sólo una pequeña parte del espectro total

  5. Energía de la radiación Sólo procesos muy energéticos (x1000 visible) pueden producir rayos X y Gamma • Cuanto mayor es la frecuencia  (y menor es la longitud de onda ) mayor es la energía transportada

  6. Röntgen y la mano de su mujer (1/2 hora!) Procesos de emisión de rayos X Radiación de frenado: colisiones e- ión en gas muy caliente (T>106K ve->>) Efecto Compton inverso: colisión e- muy energéticos (v~c) con fotones Radiación sincrotrón: e- muy energéticos (v~c) en campo magnético muy fuerte

  7. Líneas de Emisión ... Fluorescencia CXC/M.Weiss

  8. Absorción fotoeléctrica ... y absorción

  9. Información espectral Estudiando el espectro de rayos X de los astros podemos averiguar su: • temperatura: qué iones aparecen • densidad: cuántos aparecen • composición: cuáles aparecen • campo magnético...

  10. Efectos de la atmósfera Atmósfera no transparente a todas las longitudes de onda: hay que situar observatorios fuera de la atmósfera

  11. La Luna (y el fondo) Rayos X del Sol reflejados en la Luna Parte no iluminada Fondo de rayos X difuso de más allá de la Luna (FRX)

  12. S+O+ Óptico HST Júpiter Rayos X del Sol reflejados en Júpiter Rayos X: Chandra

  13. Visible ~6000K El Sol Rayos X: 10000000K Rayos X: SOHO

  14. FRX Escorpio X-1

  15. Estrellas Binariascon transferencia de masa • Mayor parte estrellas en sistemas múltiples • Si hay transferencia de masa en una binaria compuesta de: • Una estrella “normal” • Un objeto compacto: • Enanas blancas • Estrellas de neutrones • Agujeros negros • Liberación de energía por acreción

  16. Acreción: ¿Qué es? • Caída de materia a la superficie de un astro, liberando la energía que poseía: • Eliberada~GM/Rm • Más cuanto más compacto

  17. v=2GM/R Epotencial=Egravitatoria v R M Agujeros negros: ¿Qué son? • Agujero negro: Superficie donde velocidad de escape = velocidad de la luz • Radio de SchwarzschildRS=2GM/c2:nada puede escapar de ese radio.

  18. La galaxia de Andrómeda Óptico: estrellas “normales” Rayos X: estrellas binarias

  19. Óptico: estrellas “normales” ¿Galaxias normales? Rayos X: XMM-Newton Turner et al. (2001)

  20. Rayos X: ¡núcleo activo! Segundo vistazo a Andrómeda

  21. Chris Done (University of Durham) Núcleos Galácticos Activos (AGN): El modelo estándar • Agujero Negro supermasivo (M=106-109 Masas Solares) • Disco de acreción (T>105K) • Chorro de e- muy energéticos colimados por el disco (~10%)

  22. El cielo profundo XMM Rayos X: agujeros negros HST Óptico: estrellas

  23.  Confirmación del corrimiento al rojo gravitatorio predicho por la Relatividad General de Einstein La línea de fluorescencia del Fe (a 6.4 keV) • Línea de emisión muy ancha (v>>, r<<) • Los rayos X pierden energía para poder escapar del potencial gravitatorio del agujero negro

  24. Gilli et al 2000 AGN como fuentes del FRX Los rayos X duros son la forma más eficiente de detectar la población dominante de AGN (algunos sólo en esa banda -y submm-) • AGN abundantes y brillantes, pero espectro  FRX • Se puede reproducir el espectro del FRX con AGN absorbidos/no absorbidos (3/1) • AGN producen la mayor parte (~90%) del FRX • La mayoría (~90%) de los AGN que producen el FRX presentan absorción (y están sin detectar) • Los AGN son fuentes brillantes en rayos X  La mayoría de los AGN presentan absorción y están sin detectar

  25. 12 7 6 5 4 3 (Giga-años) tiempo AGN y formación de galaxias • La mayor parte de las galaxias cercanas tienen un agujero negro supermasivo • La masa del agujero negro y la masa de la componente más vieja de las galaxias están relacionadas • La evolución de la formación de estrellas (~formación de galaxias) y de la emisión de rayos X (~crecimiento del agujero negro) son similares Los rayos X también dan información sobre el proceso de formación de galaxias “normales”

  26. Astronomía de rayos X • La astronomía de rayos X estudia los fenómenos más energéticos del Universo • La mayor parte de la radiación emitida por acreción en el Universo es absorbida • La formación de los núcleos activos está probablemente ligada a la formación de galaxias • Los rayos X más energéticos permiten observar estos procesos casi en exclusiva • Desde Cantabria se puede trabajar en todos estos temas: el Grupo de Astronomía de rayos X del IFCA

More Related