El Universo en Radio Observando con el SRT (UCM) - Astronomía y Geodesia 2019/2020
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El Universo en Radio Observando con el SRT (UCM) Astronomía y Geodesia 2019/2020
Práctica observación con el SRT • ¿Por qué observar en radiofrecuencias? Breves nociones sobre radioastronomía • SRT: Small Radio Telescope • Elaboración de una propuesta de observación • Observando con el SRT • Análisis de datos Astronomía y Geodesia 2019/2020
BASICS OF RADIO ASTRONOMY Radioastronomía Electromagnetic Spectrum: Visible light only a fraction of the spectrum JPL D-13835 The Electromagnetic Spectrum: Wavelength/frequency chart 10-4 nm Gamma rays Frequency Wavelength Examples Examples 3 kilohertz (103 Hz) 100 kilometers (103 m) 10-2 nm Long Radio Waves 30 kilohertz (103 Hz) 10 Radio Frequencies (RF) X-rays 400 nm AM 300 kilohertz (103 Hz) 1 1 nm (violet) Longer Wavelengths Short Waves 3 Megahertz (106 Hz) 100 Meters Football Field Lower Frequencies FM & TV 30 Megahertz (106 Hz) 10 Ultraviolet 102 nm Human Radar 300 Megahertz (106 Hz) 1 Wavelength (nanometers) Visible light S-band X-band 3 Gigahertz (109 Hz) 100 millimeters (10 -3 m) OF RADIO ASTRONOMY BASICS 104 nm 30 Gigahertz Electromagnetic radiation (109 Hz) between10about 5 kHz and 300 GHz is referred to as with frequencies Infrared radio frequency (RF) radiation. Radio frequencies are divided into ranges called “bands,” such as “S-band,” “X-band,” 300 Gigahertz etc. (109 Hz) can be tuned Radio telescopes 1 to listen for frequencies Grains ofwithin Sand certain (red) Infrared Radiation bands. 1 mm = 106 nm 700 nm 3 Terahertz (1012 Hz) 100 micrometers (10 -6 m) 30 Terahertz (1012 Hz) 10 Bacterium Visible Light Range of 300 Terahertz (10 12 Hz) 1 10 cm = 108 nm Band Wavelengths (cm) Frequency (GHz) Ultraviolet Radiation 3 Petahertz (1015 Hz) L 30 -15 1 --92 m) 100 nanometers (10 Radio waves S 30 Petahertz (101515 - 7.5 Hz) 10 2-4 10 m = 1010 nm Virus C 7.5 - 3.75 4-8 X 300 Petahertz (10153.75 Hz) - 2.4 1 8 - 12 Wavelengths K X-rays 2.4 - 0.75 12 - 40 3 Exahertz (1018 Hz) 100 picometers (10 -12 m) 1 km = 1012 nm Atoms uencies Astronomía y Geodesia 30 Exahertz (10 18 Hz) 10 Note: Band definitions vary slightly among different sources. These are ballpark 2019/2020 Gamma Raysvalues. 300 Exahertz (1018 Hz) 1 The Properties of Electromagnetic Radiation 13
Radioastronomía Ondas de radio: Podemos observar de día y de noche Radiación Gamma, X Radiación infrarroja: Incluso si está y Ultravioleta: principalmente Visible nublado! Sólo detectable absorbida por la desde el espacio atmósfera Ondas de radio: Detectables desde observatorios terrestres Astronomía y Geodesia 2019/2020
appears to the naked eye, when all the colors of visible are merged and appear white. In a white/visible light photo, the part of the Sun that we Radioastronomía see is called the photosphere (its surface), with a temperature of about 6000 degrees Celsius, much cooler than the corona (atmosphere) but still very hot. Sometimes there are notable dark spots. These "sunspots" are caused by magnetic storms on the Sun (“Active Regions”). Sunspots come and go, so • La observación en radio features nos da on theinformación sobre Sun change every few days. procesos físicos que no podemos ver en otras adio wave are the names given to light with wavelengths from about 1 ters. Theselongitudes penetrate through de onda layers(visible, UV, infrarrojo, etc.) http://solar.physics.montana.edu/ypop/Spotlight/Today/visible.html the outer of solar gas. The Image courtesy depth to SDO/HMI NASA waves and microwaves come from depends on their exact wavelength. s constructed from microwaves with a wavelength of 1.7 centimeters. It Nos cture •of the Sun's da además atmosphere near theinformación "transition region" sobrethe between Ultraviolet el medio a través del cual viaja la onda. Light nd Visible of the 3 main layers of Light the corona (outerNever atmosphere), look at the Sun directly with Theyour image eyes! shows a portion of the layer of the Sun's This image was taken by a solar telescope km above the photosphere with atmosphere known the as the chromosphere, just above properregions ight “spots” are active filters. White light pictures show howsurface. the Sun’s the Sun Most of the UV light comes from unspots. You canappears also seeto the naked eye, when all the the sunpot colors of "active regions", where we can t are great strands or loops visible are of merged and appear white. In a sometimes see loops, large prominences rising high magnetic fields.white/visible These extendlight photo, the part ofabove the Sun that the surfacewe of the Sun. At the north and south f the Sun. see is called the photosphere (its surface), poles ofwith a less UV light is emitted -- these the Sun, cs.montana.edu/ypop/Spotlight/To temperature of about 6000 degrees regions Celsius,often muchend up looking dark in the pictures, tml cooler than the corona (atmosphere) but still giving risevery hot. to the term "coronal holes." The Sometimes eyama Radio Observatory in Japan . there are notable dark spots. These darkness of these polar regions can sometimes also "sunspots" are caused by magnetic be storms seen on the Sunmade with X-rays. in images (“Active Regions”). Sunspots comehttp://sdo.gsfc.nasa.gov/ and go, so ht features on the Sun change every few Radio Imagedays. courtesy NASA SDO/AIA Visible Ultravioleta http://solar.physics.montana.edu/ypop/Spotlight/Today/visible.html light as heat, theImage samecourtesy as heatNASA in restaurants keep food warm. Photosphere and Sun spots lampsSDO/HMI he Sun's power output is in the form of infrared light, though much of it e Earth's atmosphere. The picture here is made from light with a 083 nanometers (a Ultraviolet little more than Light a thousandth of a X-rays millimeter.) It shows Astronomía y Geodesia the area just above the Sun's surface (chromosphere), and some features 2019/2020 The term "X-Rays" refers to light with wavelengths
Source of continuous spectrum (blackbody) Radioastronomía Gas cloud Absorption line spectrum BASICS OF RADIO ASTRONOMY Emisión en el CONTINUO Kirchhoff’s Laws of Spectral Analysis 1. Radiación sincrotrón: interacción electrones con el campo magnético Ejemplos: Quásares, pulsars, remanentes de supernova, núcleos de Source of continuous galaxias activos… spectrum (blackbody) Gas cloud Remanente de 2. Radiación libre-libre: Interacción electrones con iones. Supernova Ejemplos: Regiones de formación estelar BASICS (SFR) OF RADIO ASTRONOMY Absorption line spectrum 3. Emisión térmica: Radiación de cuerpo negro Ejemplos: Polvo frío Kirchhoff’s Laws of Spectral Analysis Continuous spectrum Emission line spectrum Source of continuous Púlsar spectrum (blackbody) LÍNEAS DE EMISIÓN Y DE ABSORCIÓN: Gas cloud vibración, rotación de los átomos y moléculas en el gas. Radio BASICS OF RADIO ASTRONOMY Ejemplo: HIKirchhoff’s (21 cm) Laws of Spectral Analysis ContinuousAbsorption spectrum line spectrum Emission line spectrum Galaxias Source of continuous The same phenomena are at work in the non-visible portions of the spectrum, including the radio spectrum (blackbody) Gas cloud range. As the radiation passes through a gas, certain wavelengths are absorbed. Those same wavelengths appear in emission when the gas is observed at an angle with respect to the radiation Absorption line spectrum source. Júpiter The same phenomena are at work in the non-visible portions of the spectrum, including the radio Why range. As the radiation passes through a gas,do atoms certain absorbareonly wavelengths electromagnetic absorbed. Those same energy of a particular wavelength? And why do they wavelengths appear in emission whenemit the gas is observed at an angle with respect to the radiation only energy of these same wavelengths? What follows here is a summarized explanation, source. but for a more comprehensive one, see Kaufmann’s Universe, pages 90-96. Continuous spectrum Why do atoms Emission line spectrum absorb only electromagnetic energy of a particular wavelength? And why do they HI The answers emit only energy of these same wavelengths? lie inhere What follows quantum mechanics. is a summarized The explanation,electrons in an atom may be in a number of allowed but for a more comprehensive one,Astronomía y Geodesia see Kaufmann’s Universe, pages 90-96. energy states. In the atom’s ground state, the electrons 21 cm are in their lowest energy states. In order The answers lie in quantum mechanics. 2019/2020 Continuous spectrum Emission line spectrum The electrons in an atom may be in a number of allowed to jump to one of a limited number of allowed higher energy levels, the atom must gain a very
Small Radio Telescope (SRT) • Antena de 2 m de diámetro: Gran superficie colectora • Situada en el Complejo Astronómico de la Hita (Toledo) Coords. 39°34′07″ N 3°11′10″O • Rango de frecuencias: 1370-1800 MHz (Banda L: Continuo y Línea 21cm del Hidrógeno) Vista en tiempo real del SRT http://flh.dyndns.org:60006/main.htm Astronomía y Geodesia 2019/2020
Small Radio Telescope (SRT) Motor Reflector Elevación Motor Receptor Azimut Mástil Cable Señal Amplificador + Ordenador (graba Astronomía y Geodesia la señal) 2019/2020
Aplicación SRT: Crear Usuario https://srt.ucm.es Astronomía y Geodesia 2019/2020
Aplicación SRT: Tutorial https://srt.ucm.es El tutorial nos guiará por todos los pasos para enviar nuestra propuesta de observación con el SRT. Podremos utilizarlo todas las veces que queramos. 1. Título y descripción del proyecto de observación: • ¿Qué quiero observar? • ¿Cómo lo voy a hacer? • ¿Cuál es el interés científico de mi proyecto? ¿Se ha observado alguna vez? • ¿Qué datos espero obtener de las observaciones? • ¿Qué información voy a sacar de estos datos? Astronomía y Geodesia 2019/2020
Aplicación SRT: Tutorial 2. Programar observación: Qué objeto quiero observar y cuándo 1. Introducir Objeto: Se indica su identificador (nombre) y sus coordenadas astronómicas en Ascensión Recta y Declinación. En el caso del Sol y la Luna no son necesarias sus coordenadas, ya que el telescopio las determina teniendo en cuenta la fecha de observación. Para otros objetos del Sistema Solar (Júpiter): Buscar efemérides (https://ssd.jpl.nasa.gov/?ephemerides) 2. Fecha de observación: Se puede especificar o dejar vacía. En este último caso, sería el comité de evaluación el encargado de realizar la asignación de la fecha concreta. Cuidado con las fechas ocupadas! Astronomía y Geodesia 2019/2020
Aplicación SRT: Tutorial 3. Cómo voy a observarlo Una vez definidas mis observaciones, podré programar varias exposiciones del objeto. Tendré que determinar: 1. Modo de observación: Nos indica cómo va a medir la intensidad en la frecuencia seleccionada. • Modo 1: Indicado para objetos más cercanos y brillantes (Sol). Ofrece una menor resolución que e l modo 4. Recoge la señal en torno a la frecuencia central, usando una banda de un ancho 500 MHz. • Modo 4: Mayor resolución, indicado para fuentes más lejanas y débiles. Recoge la señal en torno a la frecuencia central, usando tres bandas de un ancho 500 MHz, con un espaciado de 7.81 kHz. 2. Frecuencia de observación Líneas en radio: 21cm HI (1420.405) Es importante poner al menos 2 decimales! Astronomía y Geodesia 2019/2020
Aplicación SRT: Tutorial
3. Cómo voy a observarlo
3. Tipo de exposición
• (NORMAL)-CONTINUUM-NORMAL: La señal se recoge siguiendo a la fuente conforme se
mueve en el cielo.
• (NORMAL)-MAP-25NPOINTS: La señal es acumulada siguiendo el punto de mayor intensidad
tras haber realizado un muestreo de 25 puntos alrededor de las coordenadas de apuntado. Los
puntos está espaciados 1/2 del ancho del haz de la radioantena ("beamwidth").
En este modo de exposición el tiempo de exposición es 0s.
4. Tiempo de exposición (~1h)
Configuración
• Activar Antena entre modos de Exposición
• Calibración: apuntado al zenith exposición
• Apuntado a la fuente
15' 5' 5' 15'
Astronomía y Geodesia
2019/2020Aplicación SRT: Tutorial 4. Seguimiento del proyecto • Primera fase: Editar, revisar y mandar mi proyecto. • Segunda fase: El comité evaluador valorará positiva o negativamente A el proyecto. 5. Datos finales de la observación: 1. Ficheros de calibración: apuntado al zenith 2. Intensidad medida desde el punto de calibración hasta nuestra fuente 3. Tablas de datos ASCII 4. Representación de nuestros datos: B Si hemos usado exp. tipo NORMAL Si hemos usado CONTINUUM: modo 25-POINTS: • Espectro de la fuente: A Imagen en falso • Evolución de la intensidad con el color tiempo: B Astronomía y Geodesia 2019/2020
Procesado de Datos Objetos con mejor señal en radiofrecuencias: Nebulosa del Sol Cassiopea A Sagitario A* Cangrejo Astronomía y Geodesia 2019/2020
Procesado de Datos Guía de procesado de datos Mapa 25 Puntos 1. Seleccionamos un objeto (e.g. el Sol). • Si se ha utilizado un modo de exposición 25 PUNTOS, obtendremos una imagen como esta: • Si se ha utilizado un modo de exposición CONTUNUUM-NORMAL, obtendremos un fichero .csv con información sobre el espectro de nuestra fuente: • Primera columna: Frecuencias en (Mhz) Intensidad vs. • Segunda Columna: Intensidad de la señal registrada en la antena Frecuencia (Espectro) Con dichos datos, podremos obtener un gráfico como el de la derecha (ESPECTRO DE LA FUENTE) Astronomía y Geodesia 2019/2020
Procesado de Datos 1. Descargar el fichero de datos conteniendo el espectro (formato CSV) desde la página web de la asignatura Intensidad vs. Frecuencia (Espectro) CrabNebula.csv Astronomía y Geodesia 2019/2020
Procesado de Datos 2a. Cargar el fichero en Matlab 2b. Cargar el fichero en Matlab Astronomía y Geodesia 2019/2020
Procesado de Datos 3. Determinar la frecuencia de la línea y calcular la velocidad relativa entre la nube de HI emisora y el SRT-UCM − # Desplazamiento Doppler = Intensidad vs. # Frecuencia (Espectro) Astronomía y Geodesia 2019/2020
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