Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz Área de Astronomía Universidad de Sonora

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Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma

Dr. Lorenzo Olguín Ruiz

Área de Astronomía Universidad de Sonora

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Ultravioleta

(UV)

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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 (O

₃

) –  UVB : 2800 – 3140 Å. La mayor parte absorbido por O

₃

–  UVC : 1000 – 2790 Å. El O

₃

lo absorbe por completo

•  La región de 10 a 100 nm (100 a 1000 Å) se le conoce

como Ultravioleta Extremo (UVE).

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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).

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IUE: International Ultraviolet Explorer

Espejo con D = 0.45m

 Espectrógrafo echelle, en el intervalo:

1150 – 3350 Å

(1150 – 1980: SWP 1800 – 3350: LWP)

 Resolución:

Alta:

R = 1.8 ✕ 10

⁴

y 1.3 ✕ 10

⁴

Baja:

R = 270 y 400

Operación: 1978 – 1996

http://science.nasa.gov/missions/iue/

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Espectros IUE de HD 34085

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Espectros IUE de la SN 1987A

Comportamiento del espectro UV de la SN 1987A

Comportamiento de la velocidad radial del

remanente de SN 1987A

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Espectros IUE de la NP K 3-27

CIV λ1549

HeII λ1640

CIII λ1909

Feibelman 2000, PASP, 112, 861.

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Sextans A

GALEX + VLA + SWIFT

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GALEX WFI on

MPG/ESO 2.2m

u,g,r,Hα

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Rayos X

(RX)

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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!!)

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Einstein Observatory

(HEAO-B)

Lanzando el 13 de noviembre de 1978

Energía Máxima: 8 keV

Resolución: centro 5 arcsec y 1.5 arcmin en el borde

Tiempo de operación: 2.5 años

 Orbita: 465 km (perigeo) 475 km (apogeo)

El satelite se quemó en la

atmósfera el 25 de marzo de

1982.

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Chandra X-ray Observatory

(Advanced X-ray Astrophysics Observatory)

Lanzando el 23 de julio de 1999

Espejo: D=1.2m

Energía: 0.1 - 10 keV

Resolución: 0.5 arcsec.

Tiempo de operación:

- planeado 5 años

- sigue en operación después de más de 14 años.

Orbita: 16,000 km (perigeo) 133,000 km (apogeo)

http://chandra.harvard.edu/

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Rayos gamma

(Rγ)

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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!!)

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CGRO: Compton Gamma-Ray Observatory

Lanzando el 5 de abril de 1991

Energía: 21 keV – 30 GeV

9 años

Orbita circular: 450 km

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/

cgro/index.html

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Luna con EGRET

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CGRO

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SWIFT: Swift Gamma-Ray Burst Mission

Lanzando el 20 de noviembre de 2004

Área colectora BAT: 5200 cm²

Energía: 15 - 150 keV

Resolución: 1- 4 arcmin.

- planeado 6 años

- sigue en operación después de casi 10 años.

Orbita: 567 km (perigeo) 585 km (apogeo)

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γ

Detección de los destellos de rayos gamma

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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).

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Número de destellos de rayos gamma como función de su duración

(datos de BATSE en CGRT).

 Larga duración: dt= 2 a cientos de segundos (<dt> = 30seg). Relacionados con la muerte de estrellas masivas (supernovas). No todas las SNs producen GRB.

 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

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FERMI Gamma-Ray Space Telescope

Lanzando el 11 de junio de 2008

Originalmente fue llamado GLAST

Instruments: LAT y GBM

LAT

Energía: 20 MeV – 300 GeV

Area ~ 8000 cm²

Resolución: ~pocos arcmin (high energy) y 3 deg (100 MeV)

GBM

Energía: 10 keV – 1 MeV (LED) y 150keV – 30 MeV (HED).

Area ~ 12 x 126 cm²

Resolución: sólo detección

GLAST

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- planeado 5-10 años

- sigue en operación después de ~6.5 años.

Orbita: 537 km (perigeo) 555 km (apogeo)

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E > 1 GeV

Fermi

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Fermi:

Pulsares detectados

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GRB 130427A con LAT

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Sistema binario que dará origen a una nova

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Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz Área de Astronomía Universidad de Sonora