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Radioastronomía

Índice:

1. Introducción

2. Seguimiento de estallidos en Sistemas Binarios de Rayos X

2.1. Sistemas de dos estrellas

2.2. Sistemas binarios de interacción

2.3. Binarias de rayos X

2.4. Microcuásares

2.5. ¿Por qué observar estas binarias de rayos X?

3. Estudio de variabilidad de cuásares

4. Estudio de la magnetosfera de Júpiter
 


1. Introducción

Los programas científicos planteados cuentan con la limitación de la sensibilidad del radiotelescopio en la banda de trabajo. Se estima que el equipo disponible permitiría la realización de los siguientes programas científicos:

2. Seguimiento de estallidos en Sistemas Binarios de Rayos X

Este programa consistirá en el seguimiento de estrellas binarias de Rayos X que presentan estallidos detectables en radiofrecuencia [3]. El observatorio de Green Bank (EEUU) desarrolló hasta el año 2000 un programa de seguimiento de radiofuentes como el que pretendemos realizar ahora. Desde entonces, esta labor ya no se realiza de forma sistemática en ningún observatorio radioastronómico del mundo, de ahí la relevancia científica de este programa.

2.1. Sistemas de dos estrellas

Las estrellas binarias o dobles son sistemas formados por dos estrellas ligadas gravitatoriamente. Hoy en día sabemos que este es un fenómeno muy común en nuestra Galaxia, donde aproximadamente la mitad de las estrellas se han formado en este tipo de sistemas. Históricamente, su estudio ha proporcionado mucha información sobre la física estelar. Así, son la mejor herramienta disponible para la medida directa de la masa de las estrellas. Ha sido también gracias a sistemas binarios que contienen púlsares que se ha obtenido la comprobación experimental de algunas predicciones de la teoría de la relatividad general.

2.2. Sistemas binarios en interacción

Durante gran parte de su vida, las componentes de un sistema binario orbitan a distancias comparativamente mayores que las dimensiones de sus respectivos lóbulos de Roche, es decir, la superficie equipotencial que separa las regiones de influencia gravitatoria dominante de cada una de las componentes. Durante este tiempo, las estrellas del sistema evolucionan como si estuvieran aisladas. Sin embargo, a lo largo de la evolución de cada una de las componentes, algunos de los parámetros físicos del sistema (masa, radio, semieje orbital, viento estelar, etc.) pueden variar apreciablemente. De esta forma, se pueden producir situaciones en que el radio de una de las componentes sea comparable, o incluso mayor, que el tamaño de su lóbulo de Roche. En esta situación, es posible que haya una transferencia de masa entre las componentes del sistema a través del punto interno de Lagrange.

Alternativamente, también es posible que haya transferencia de masa debido al viento estelar. La captura y posterior acrecimiento de esta masa por parte de la compañera de la estrella donante puede dar lugar a fenómenos capaces de modificar sustancialmente las propiedades globales del sistema, que pueden ser observados en casi todo el espectro electromagnético.

2.3. Binarias de rayos X

Hay una amplia diversidad de sistemas binarios en interacción, dependiendo del mecanismo de transferencia de masa y del tipo de estrellas componentes. El tipo concreto que nos interesa es el de binarias de rayos X (que emiten en rayos X, de las que se conocen más de un centenar) y que además hayan sido detectadas en longitudes de onda radio. En la actualidad se conocen una veintena, e incluyen sistemas como Cygnus X-1, que posiblemente alberga un agujero negro, LSI +61°303 y Circinus X-1, las dos únicas radiofuentes del cielo claramente periódicas, además de los púlsares; y Cygnus X-3, famosa por sus erupciones radio en las que su luminosidad aumenta hasta tres órdenes de magnitud en poco más de un día.

 

Figura 11: Representación de una binaria de rayos X (Crédito: NASA/Hynes).

El interés de las binarias de rayos X reside en que muchos de los procesos físicos que tienen lugar en ellas son versiones a escala reducida de lo que sucede en algunas galaxias activas y cuásares. Al ser objetos pertenecientes a nuestra galaxia y, por lo tanto, relativamente cercanos, pueden ser estudiados con técnicas de alta resolución angular, como la interferometría de muy larga línea de base (Very Long Baseline Interferometry o VLBI), que nos permiten alcanzar resoluciones espaciales del orden de una unidad astronómica de distancia (UA), imposibles de alcanzar para una fuente extragaláctica.

2.4. Microcuásares

En los últimos años ha aumentado aún más el interés por las binarias de rayos X al descubrirse varias fuentes de rayos X denominados duros (con energías superiores a 40 keV) en la dirección del centro galáctico. Su contrapartida radio está constituida por una fuente central compacta y variable de la que emana un chorro o jet bipolar (Fig. 11). Se trata de binarias de rayos X en las que la componente compacta es un agujero negro con un disco de acrecimiento, perpendicularmente al cual se eyecta plasma a velocidad relativista y extremadamente colimado. Una de ellas, GRS1915+105, ha resultado ser la primera fuente conocida en la Galaxia que eyecta materia a velocidades aparentemente superlumínicas. Han sido bautizadas con el nombre de microcuásares porque se comportan como los cuásares, pero a escala reducida.

Un microcuásar se descubre habitualmente después de haber tenido lugar una explosión detectada con los telescopios espaciales de rayos X. Por contra, otros descubrimientos, como el de LS 5039, ha sido fruto de un minucioso proceso de cruce de catálogos (óptico, radio y rayos X). El resultado positivo de este método de identificación abre nuevas perspectivas en cuanto a la posibilidad de descubrir nuevos microcuásares que hasta ahora no han presentado ninguna explosión que nos alertara de su existencia. Además, este hecho indica que el fenómeno de los microcuásares podría ser mucho más común de lo que hasta ahora se había considerado.

2.5. ¿Por qué observar estas binarias de rayos X?

Algunas binarias de rayos X presentan, de manera no periódica, grandes erupciones en las que la emisión radio que observamos aumenta de manera extraordinaria. Como resultado de estas erupciones, en los días siguientes se ha podido observar, mediante el uso de técnicas de radio interferometría, la aparición de nubes de plasma desplazándose a velocidades relativistas. Para poder realizar este tipo de estudio, es importante conocer el momento en que tiene lugar la erupción. Ello requiere que se haga un seguimiento continuo de la emisión de la fuente, de manera que cuando su nivel de emisión aumente drásticamente se pueda alertar a la comunidad científica. Ello permite que diferentes grupos de científicos, que trabajan con diferentes instrumentos, puedan seguir la evolución y analizarla a diferentes longitudes de onda.

Otro modo sería el disponer de datos en radio de algunas binarias de rayos X que cubran largos periodos de tiempo observacionales permitiendo así estudiar la existencia de periodicidades y correlaciones con observaciones en otras longitudes de onda.

3. Estudio de la variabilidad de cuásares

Este programa se centra en el estudio de algunos de los objetos conocidos más antiguos del universo, los cuásares. Los cuásares u objetos cuasi-estelares (del inglés quasi-stellar object, quasar) parecen fuentes de luz puntuales, como las estrellas, pero su emisión de radiación es mucho más intensa. Un cuásar típico emite más energía por segundo que la que emite nuestro Sol en 200 años. El origen de esta emisión de energía tan intensa se cree que está relacionado con agujeros negros supermasivos, con masas millones de veces mayores que la masa del Sol. El estudio pretende la recopilación sistemática de datos sobre la emisión procedente de estos objetos, centrándose en los cuásares que muestran centelleos o guiños y se tratará, además, de estudiar el papel que juega el medio interestelar en este proceso de centelleo. Lo datos almacenados sobre los cuásares seleccionados que muestren una variabilidad significativa servirán para crear una base de datos que permitirá examinar y cuantificar estos períodos de fluctuación.

4. Estudio de la magnetosfera de Júpiter

La radiación en longitudes de onda de radiofrecuencia que recibimos de Júpiter proviene de la emisión térmica del planeta más la emisión no térmica de electrones de alta energía atrapados en la magnetosfera del gigante gaseoso. Debido a una diferencia en la alineación de los ejes de rotación y magnético de Júpiter, la intensidad no térmica varía con la rotación del planeta y es más evidente para valores de frecuencias entre 1 y 5GHz. El período de rotación tiene un valor cercano a las 10 horas por lo que la observación sistemática permitiría confirmar dicha variabilidad [4], tal y como podemos apreciar en la Figura 12.

El objetivo del programa es confirmar los modelos existentes sobre la estructura de la magnetosfera de Júpiter y la búsqueda de variabilidad no térmica originada por otras causas no relacionadas con el campo magnético joviano, como pueden ser variaciones en la actividad solar o los posibles cambios inducidos en el planeta por impacto de cometas o asteroides, como el Shoemaker-Levy en 1994 o el observado por astrónomos aficionados en julio de 2009 y en junio de 2010.

 

Figura 12: Variación en la emisión radio de Júpiter, a 1,42 GHz, a lo largo de su rotación (Carr y Gulkis , 1969).

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