Centelleo Interestelar (aka Interstellar Scintillation) Alumno: Harold Francke Curso: Medio...

Centelleo Interestelar(aka Interstellar Scintillation)

Alumno: Harold Francke

Curso: Medio Interestelar

Profs: Simón Cassasus y Guido Garay

Introducción

Se ha observado que el tamaño de las radiofuentes y la intensidad de pulsares sufre variaciones debido a efectos de centelleo que produce el plasma del medio interestelar (e interplanetario).

Es muy interesante averiguar cómo está distribuido este plasma en la galaxia, ya que para muchas observaciones de alta resolución en radioastronomía este seeing de la Galaxia juega un papel crucial.

Modelo Simplificado del ISM

Consideremos una distribución de electrones libres entre la fuente, que se encuentra a una distancia z, y el observador.

El ISM tiene un índice de refracción m, con variaciones de amplitud rms m y un tamaño a.

Cambio de fase Al atravesar el segmento i-ésimo, un rayo de luz

sufre un cambio de fase relativo:

Como hay z/a inhomogeneidades independientes, el valor rms total es la suma cuadrática de cada uno:

Ángulo de Scattering Podemos aproximar el efecto de todo el ISM como si lo

produjera una pantalla delgada en la mitad del camino. La inclinación del frente de ondas una vez que pasa esta

pantalla:

Como la distancia en el plano de la pantalla sobre la cual la fase varia en es a.

Usando la ec. anterior, la inclinación del frente de ondas será:

Ángulo de Scattering Recordemos que el índice de refracción de una onda

electromagnética que se propaga a través de un gas de electrones libres es: (ver Lightman&Rybicki)

donde con esto,

Expandiendo sólo a primer orden en (_p/)^2 se obtiene:

Tamaños aparentes observados

El gráfico muestra observaciones de radiofuentes a distintas frecuencias. Se muestran sólo las estructuras más pequeñas observadas. Corresponden a centelleos interplanetarios.

Centelleos de Pulsares Si de una fuente puntual llegan muchos rayos a través

de caminos distintos, se puede producir interferencia si es que:– Los rayos efectivamente se cruzan z > 2a/– La diferencia de fase tiene que ser > 1 rad. Si la

dispersión en diferencias de camino es L:

- Para lograr observar el patrón de interferencia, además el ancho de banda usado para observar tiene que ser lo suficientemente angosto como para que las fluctuaciones de intensidad estén correlacionadas. (> 1 rad)

Frecuencia de Decorrelación Reemplazando L y =c/ en la condición anterior,

se obtiene:

Si reemplazamos ^2 con la expresión anterior y asumimos que <n> <n>:

usualmente Dm se define:

Observaciones de frec. de dec.Medida de f.d. (negras) y de ensanchamiento del pulso (blancas)

La línea recta corresponde a f Dm-2

Resumen de resultados más relevantes Se observa una relación entre el tamaño angular

aparente de radiofuentes, proporcional a v^-2. – a 100MHz ~0.2 arcsec

– a 2000MHz ~0.001arcsec Los datos son consistentes con n ~ 3x10-5 cm-3 y a ~

1011 cm (¡una centésima de U.A.!) Se observa que los pulsares presentan fluctuaciones en

la amplitud de sus pulsos en horas o incluso minutos. Se podrían medir distancias con el tamaño angular y la

frecuencia de decorrelación, pero hay demasiadas incertezas.

Resumen Resultados

Se observa que la frecuencia de decorrelación cumple:

Comparando centelleos de fuentes a distintas latitudes galácticas se ha podido determinar que el grosor efectivo de la capa de electrones libres es ~ 1 kpc.

Referencias

“Physical Processes in the Interstellar Medium”, Spitzer

“Galactic Structure and the Aparent Size of Radio Sources”, A.C.S.Readhead & A.Hewish, Nature, 236, 440,1972

“Scattering of pulsar radiation in the interstellar medium”, J.M Sutton, MNRAS, 155, 51, 1971