Astronomía

Naturaleza y mecanismo de la variabilidad a corto plazo en la fuerza de radio de Sgr A *?

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El artículo de Phys.org ¿El filamento cósmico investiga los enlaces del agujero negro gigante de nuestra galaxia con un filamento de radio no térmico conectado al agujero negro galáctico? que discute (entre otras cosas) la importancia de lograr un alto rango dinámico para estudiar estos filamentos en la proximidad de la fuerte emisión asociada con Sgr A *. Menciona la fluctuación de la intensidad de radio de Sgr A * en escalas de tiempo tan cortas como cinco minutos (así como los efectos instrumentales que varían en el tiempo que también requieren atención y calibración).

El artículo se refiere a Zhao et al. 2016, que a su vez se vincula con Zhao et al. 1999. Pero hasta ahora tampoco puedo rastrear la naturaleza de las variaciones a corto plazo observadas en el brillo de radio de Sgr A * ni el mecanismo.

¿Cuál es la naturaleza de esta variación (amplitud, espectro de potencia, alguna periodicidad?) Y cuáles son los mecanismos propuestos?


Naturaleza de la variación en la intensidad de la señal

Del papel Variabilidad sin precedentes de Sgr A * en NIR mencionado en el comentario de Bit Chaser, Do et al. registran una enorme variabilidad en la fuerza de las emisiones de SGR A * en la banda NIR (Near InfraRed) descrita típicamente en aproximadamente 215 THz a 400 THz. Aquí hay una figura de su artículo:

Aquí vemos una enorme variabilidad del orden de decenas de minutos. En el espectro de radio, desde Variaciones de tiempo en la densidad de flujo de Sgr A * a 230 GHz detectadas con ALMA escrito por Iwata et al., vemos una variabilidad mucho menos dramática, sin una periodicidad clara, con eventos nuevamente del orden de decenas de minutos. Aquí hay una figura similar de su artículo:

Iwata y col. también realizan un análisis de Fourier de la variabilidad del flujo de señales que revela algunas periodicidades "no tan obvias" del orden de un minuto más o menos.

Brinkerink y col. tenga en cuenta que también hay variabilidades periódicas en escalas de tiempo más largas:

La emisión de Sgr A * entre las frecuencias de 20 GHz y 230 GHz muestra una variabilidad de la densidad de flujo de unas pocas decenas de por ciento en escalas de tiempo de una hora, hasta un 100% en escalas de tiempo de un mes, así como un comportamiento de llamarada ocasional (Dexter et al. ., 2013). En radio, Sgr A * tiene un espectro invertido (es decir, densidad de flujo creciente con frecuencia creciente) que alcanza su punto máximo en la 'protuberancia submm', alrededor de 350 GHz, más allá del cual el espectro cae abruptamente en el régimen infrarrojo.

Mecanismos propuestos para la variación en la intensidad de la señal

Hay varios mecanismos propuestos para las variaciones de la intensidad de la señal. Brinkerink y col. y Yusef-Zadah et al. proponen un flujo de salida colimado relativista del SGR A * que interactúa con el gas y el polvo cercanos. Yusef-Zadah y col. tenga este bonito mapa de su periódico: Observaciones de ALMA y VLA de emisión del medio ambiente de Sgr A*:

Los autores también argumentan que

La emisión milimétrica se produce por emisión de sincrotrón de electrones relativistas en equipartición con un campo magnético de ∼1,5 mG. El origen de estos no está claro, pero su coexistencia con gas caliente respalda escenarios en los que el gas se produce por la interacción de los vientos, ya sea de las estrellas S que se mueven rápidamente, la fotoevaporación de discos YSO de baja masa o por un chorro de agua. salida de Sgr A *.

Brinkerink y col. e Iwata et al. También se habla de la radiación de sincrotrón, que se produce cuando las partículas cargadas están sometidas a una aceleración perpendicular a su velocidad. Esperaríamos esto para cualquier estrella "ventosa" con un camino de periapsis cercano al agujero negro, pasando a través del campo magnético masivo asociado con SGR A *. Un ejemplo de esto citado en parte de la literatura es la estrella S0-2, que tiene un período orbital de 16 años y la órbita balística más rápida conocida, superando velocidades de 1/60 de la velocidad de la luz.


Destellos de infrarrojo cercano por la acumulación de gas alrededor del agujero negro supermasivo en el Centro Galáctico

Las mediciones recientes de las órbitas estelares 1, 2, 3 proporcionan evidencia convincente de que la fuente de radio compacta Sagittarius A * (refs 4, 5) en el Centro Galáctico es un agujero negro de 3,6 millones de masas solares. Sin embargo, Sgr A * es notablemente débil en todas las bandas de ondas que no sean la región de radio 6,7, lo que desafía las teorías actuales sobre la acumulación de materia y la radiación que rodea a los agujeros negros 8. Se desconoce la velocidad de rotación del agujero negro y, por lo tanto, tampoco la estructura del espacio-tiempo a su alrededor. Aquí presentamos observaciones infrarrojas de alta resolución de Sgr A * que revelan emisiones "inactivas" y varias llamaradas. La emisión infrarroja se origina en unos pocos milisegundos de arco del agujero negro y rastrea electrones muy energéticos o gas moderadamente caliente dentro de la región de acreción más interna. Dos erupciones exhiben una variabilidad cuasiperiódica de 17 minutos. Si la periodicidad surge de la modulación relativista del gas en órbita, la emisión debe provenir del exterior del horizonte de eventos y el agujero negro debe estar girando aproximadamente a la mitad de la velocidad máxima posible.


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3 Discusión

3.1 Polarización del polvo

Estas observaciones confirman la existencia de una alta polarización lineal fraccional en o cerca de Sgr A * a 230 GHz. Se pueden utilizar para eliminar la posibilidad de contaminación por polvo de la señal polarizada. A00 estimó que su haz central de 22 ′ ′ incluía 3,55 Jy de emisión libre libre (no polarizada) y 0,75 Jy de emisión de polvo a 220 GHz, lo que dejaba 2,2 ± 0,5 Jy para Sgr A *. A00 suponga que la emisión de polvo está polarizada al 3% en un ángulo de posición de 100 grados en función de las propiedades de mayor escala de la polarización del polvo. Si asumimos que el polvo y la emisión libre libre se distribuyen suavemente sobre este haz, entonces esperamos un factor de 22 × 22 3.6 × 0.9 = 150 de disminución en estas densidades de flujo para el resultado BIMA. Por lo tanto, incluso una emisión de polvo polarizado al 100% podría producir sólo ∼ 5 mJy de los 89 mJy observados de densidad de flujo polarizado.

¿Podría el polvo acumularse significativamente para producir la polarización observada? Si toda la emisión de polvo se concentrara en nuestro píxel central, entonces la fracción mínima de polarización del polvo es ∼ 12%. Sin embargo, esto deja solo una densidad de flujo de 0.5 Jy para la propia Sgr A *, que es muy baja dado el espectro conocido y el historial de observaciones de densidad de flujo milimétrica. La densidad de flujo mínima observada para Sgr A * a 1,3 mm es & gt 1 Jy (Zhao et al., 2002). La introducción de un factor de descorrelación ξ ≤ 1 da una densidad de flujo de 0,5 ξ - 1 Jy para Sgr A * y una fracción de polarización del polvo de 12 ξ - 1%. Nuestro límite de errores de ganancia derivados de J1733-1304 coloca la restricción ξ & gt 0.7, que no aumenta sustancialmente la densidad de flujo para Sgr A *. Las observaciones interferométricas de la polarización del polvo indican que la polarización del polvo rara vez supera el 20% y solo en casos de densas nubes moleculares formadoras de estrellas (Rao et al., 1998 Lai et al., 2002). Sería necesaria una coincidencia poco probable para colocar una nube tan rara, altamente agrupada y altamente polarizada en la ubicación de Sgr A *.

Por lo tanto, concluimos que los efectos de la polarización del polvo en nuestra medición son insignificantes y que la emisión está asociada con el propio Sgr A *.

3.2 Variaciones con longitud de onda y tiempo

Mientras que la fracción de polarización que medimos concuerda con la de A00, el ángulo de posición de 139 ± 4 grados no lo hace. A00 midió una polarización total del 4,1% (266 mJy) en un ángulo de posición de 89 ± 3 grados en el píxel central a 220 GHz. Parte de esta emisión polarizada es polvo que A00 asume que está polarizado al 3% (25 mJy) en un ángulo de posición de 100 grados. Podemos estimar los parámetros de polvo reales necesarios para que nuestras medidas coincidan. Dado que nuestra polarización Sgr A * medida es casi ortogonal en el espacio (Q, U) al píxel central de A00, la polarización del polvo requerida para el acuerdo es extrema: 300 mJy (o el 40% de los 750 mJy estimados de densidad de flujo de polvo) en ángulo de posición de 80 grados. Esta fracción de alta polarización es inconsistente con otras fracciones de polarización medidas como se discutió anteriormente. Por lo tanto, no podemos conciliar fácilmente el resultado de A00 220 GHz con el nuestro a través de las propiedades del polvo.

Podemos estimar la medida de rotación a partir de los datos del ángulo de posición en función de la frecuencia (Figura Detección interferométrica de polarización lineal de Sagitario A * a 230 GHz). La falta de despolarización del ancho de banda en los resultados de BIMA coloca un fuerte límite superior de ∼ 10 8 r a d m - 2 en el RM. Los resultados de LSB y USB para BIMA son casi idénticos, colocando un límite superior de 2 × 10 6 r a d m - 2. El mejor ajuste a estos puntos de datos es - 3 × 10 5 r a d m - 2 pero el error es & gt 10 6 r a d m - 2. Aunque podemos reconciliar todos los ángulos de posición BIMA y JCMT con RM ∼ - 3 × 10 6 radm - 2 y envolturas trifásicas entre 150 y 400 GHz, un RM tan grande conduciría a una despolarización sustancial en los pases de banda JCMT amplios (40 GHz). . Esperaríamos encontrar una fracción de polarización mucho más alta en los resultados de BIMA que tienen pasos de banda mucho más estrechos. De hecho, con base en las fracciones de polarización casi iguales en los resultados de BIMA y JCMT, podemos concluir nuevamente que la polarización debe ser & lt 10 6 r a d m - 2.

Sin embargo, si excluimos el resultado A00 220 GHz, encontramos que todas las detecciones de polarización restantes pueden explicarse como el resultado de un solo RM sin llevar a una despolarización sustancial. Medimos R M = - 4.3 ± 0.1 × 10 5 r a d m - 2 y un ángulo de posición de longitud de onda cero de 181 ± 2 grados. Incluir el resultado A00 220 GHz da - 4,3 × 1,6 × 10 5 r a d m - 2. Este error podría interpretarse en el sentido de que incluye los efectos del error de medición sistemática y la variabilidad. Si excluimos el resultado A00 de 150 y 220 GHz, encontramos R M = - 4.4 ± 0.4 × 10 5 r a d m - 2. Si bien la exclusión de los puntos JCMT de baja frecuencia en el ajuste RM parece ad hoc, tenga en cuenta que estos son los resultados menos confiables de JCMT debido al tamaño de haz mucho mayor. Sin embargo, esta medición de RM debe considerarse provisional.

No podemos eliminar la variabilidad como explicación de las diferencias en el ángulo de posición que se ven. Los resultados de A00 se obtuvieron en tres épocas separadas repartidas en 5 meses casi tres años antes que los resultados de BIMA. Sin embargo, no detectamos ningún cambio en el ángulo de posición de la polarización lineal con el tiempo en los datos BIMA (Figura Detección interferométrica de polarización lineal de Sagitario A * a 230 GHz). El χ 2 reducido es 0.5 para las cuatro épocas bajo la hipótesis de un ángulo de posición constante. Además, las mediciones de A00 a 375 y 400 GHz estaban separadas por 5 meses pero no muestran cambios aparentes. Por otro lado, la polarización lineal fraccionaria en los datos BIMA es ligeramente variable. La época final C3 es significativamente diferente de la media. El χ 2 reducido es 2,0 para las cuatro épocas bajo la hipótesis de una polarización constante.

Resumimos las detecciones y los límites superiores para la fracción de polarización lineal en la Figura Detección interferométrica de polarización lineal de Sagitario A * a 230 GHz. Hay una transición brusca en la fracción de polarización entre 100 y 200 GHz. Nuestra medición BIMA anterior que llevó a un límite superior a 112 GHz no se puede explicar por la despolarización del ancho de banda. La despolarización del ancho de banda ocurre a 112 GHz en 800 MHz de ancho de banda cuando R M & gt 1.0 × 10 7 r a d m - 2.

Por otro lado, la despolarización angular, que requiere que el RM cambie el ángulo de posición en & gt 180 grados a través de la cara de la fuente, es marginalmente adecuada. A 112 GHz, un RM varias veces 10 5 r a d m - 2 es suficiente. Por lo tanto, una región de acreción completamente turbulenta con una escala exterior comparable al tamaño de la fuente (& lt 1 A U, ver discusión a continuación) podría despolarizar la fuente. Sin embargo, las fluctuaciones de RM medidas en las regiones del Centro Galáctico y Cygnus tienen un máximo de & lt 10 3 radm - 2 en escalas de grados y son & lt & lt 1 radm - 2 cuando se extrapolan a escalas por debajo de 1 arco segundo (Lazio et al., 1990 Yusef-Zadeh et al., 1997). No obstante, la turbulencia en el entorno de acreción puede ser sustancialmente diferente de la del medio interestelar.

Una explicación alternativa es que Sgr A * consiste en una fuente no polarizada y una fuente polarizada con un espectro muy invertido que domina el espectro por encima de 230 GHz. Un modelo de dos componentes es natural tanto para los modelos de entrada como de salida, ya que deben tener en cuenta el espectro cada vez mayor en longitudes de onda milimétricas (Serabyn et al., 1997 Falcke et al., 1998). Todos los modelos (ver la siguiente sección) que se ajustan al espectro centímetro a submilimétrico incluyen al menos dos poblaciones distintas de partículas radiantes. Si el espectro aumenta como ν 2.5, entonces la fuente se despolarizaría en un factor de 0.16 entre 230 y 112 GHz, lo que es suficiente para explicar la ausencia de detección a 112 GHz. Los índices espectrales de & lt 1 y & gt 4 se excluyen de los resultados.

3.3 Polarización circular

La polarización circular no se detecta en ninguno de estos conjuntos de datos. Para el conjunto de datos acumulados, la polarización circular es menor que el ruido rms térmico de ∼ 1%. Solo en los datos de la matriz B hay un indicio de detección. Aquí la polarización circular es dos veces el ruido.

3.4 Origen y propagación de la polarización lineal

El RM máximo observado en el Centro Galáctico es del orden de unas pocas veces 10 3 r a d m - 2 (Yusef-Zadeh et al., 1997). Sin embargo, esto ocurre en un filamento no térmico a aproximadamente 0,5 grados de Sgr A * y puede que no sondeen las regiones ionizadas más densas hacia el Centro Galáctico. Una pantalla de dispersión interestelar hiperfuerte amplía significativamente la imagen de Sgr A * en todas las longitudes de onda (Lo et al., 1998 Lazio & amp Cordes, 1998 Bower et al., 2001a). Los parámetros físicos de esta pantalla de dispersión no están completamente restringidos. Sin embargo, podemos estimar un límite superior al RM de la pantalla. El RM máximo es ∼ 10 4 r a d m - 2 para modelos de superficies ionizadas de nubes moleculares (Yusef-Zadeh et al., 1994 Lazio & amp Cordes, 1998 Bower et al., 1999a). Sin embargo, la RM puede surgir en una región diferente de la región de dispersión. Sgr A * está incrustado en o detrás de Sgr A West, así como un halo ionizado denso que se extiende sobre ∼ 5 ′ (Pedlar et al., 1989 Anantharamaiah et al., 1999). Este halo tiene una densidad de 10 2 - 10 3 c m - 3 y una escala de 10 pc. Para intensidades de campo magnético de un miliGauss, el RM máximo es ∼ 10 7 r a d m - 2. De manera similar, Sgr A West tiene una densidad de 10 2 c m - 3, una escala de 1 pc y una intensidad de campo de miliGauss, lo que da un máximo de RM ∼ 10 5 r a d m - 2. Por lo tanto, mientras que la pantalla de dispersión interestelar no contribuye significativamente a la RM medida, el material que se acerca más a Sgr A * pero no directamente asociado con la acreción y el flujo de salida podría hacerlo.

Las observaciones milimétricas de VLBI requieren un tamaño para Sgr A * de 72 radios gravitacionales o menos a 43 GHz y tamaños que disminuyen como ∼ ν - 1 a frecuencias más altas (Bower & amp Backer, 1998 Lo et al., 1998 Krichbaum et al., 1998 Doeleman et al., 1998). al., 2001). Los perfiles de temperatura teóricos indican que la emisión proviene de un volumen dentro de unos pocos radios gravitacionales de Sgr A * (Melia & amp Falcke, 2001). En los modelos ADAF o CDAF, la fuente de 230 GHz está incrustada dentro de una región de acreción cuasi esférica. Las imágenes de Chandra en longitudes de onda de rayos X indican que Sgr A * se extiende en una escala consistente con el radio de esta región más grande, lo que sugiere una concentración de plasma térmico caliente (Baganoff et al., 2001b).

La emisión debe propagarse a través de la región de acreción sin una despolarización sustancial. Usando el RM medido - 4 × 10 5 r a d m - 2, podemos estimar la tasa de acreción. (Tenga en cuenta que las siguientes conclusiones también son válidas para el límite superior RM de 2 × 10 6 r a d m - 2 determinado a partir de los datos BIMA). Las tasas de acreción implícitas difieren entre los modelos debido a las diferentes relaciones entre la temperatura y el radio. Podemos calcular la tasa de acreción de Bondi-Hoyle asumiendo equipartición y una ecuación de campo magnético uniforme (5) de Bower et al. (1999a). Para producir el RM medido, la tasa de acreción debe ser 10 - 7 M sun y - 1. Sin embargo, esta tasa de acreción es demasiado baja para producir el espectro observado en dos órdenes de magnitud para los modelos ADAF y Bondi-Hoyle. Una tasa de acreción de 10 - 5 M sun y - 1 para estos modelos puede modelar el espectro, pero requiere un RM ∼ 10 10 r a d m - 2. Por otro lado, los modelos CDAF pueden modelar el espectro con ˙ M ∼ 10 - 8 M sun y - 1, lo que produce R M ∼ 10 6 r a d m - 2 (Quataert & amp Gruzinov, 2000). Los modelos Jet requieren una tasa de acreción de 10 - 8 M sun y - 1, que es consistente con un RM bajo (Falcke & amp Markoff, 2000). Melia y col. (2000) predicen 10-11 M sun y - 1, lo que subestima significativamente la RM. Este modelo requiere que el RM se origine fuera de Sgr A *.

Dos efectos pueden mitigar las conclusiones discutidas anteriormente. Se trata de inversiones del campo magnético y desviaciones de la equipartición entre la energía de las partículas y del campo magnético. Si el campo magnético se invierte con frecuencia, entonces el campo rms en la región es un mejor indicador del campo característico para un cálculo de RM (Ruszkowski & amp Begelman, 2002). Un modelo que predice un RM alto para un campo uniforme puede producir un RM menor en órdenes de magnitud si hay muchas inversiones de campo. Sin embargo, el número de inversiones de campo necesarias para tener en cuenta la diferencia entre los modelos ADAF o Bondi-Hoyle y nuestro RM medido es del orden de 10 8, que es extremo. Reducir la intensidad del campo magnético sustancialmente por debajo de los valores de equipartición reducirá el RM en el mismo factor. Sin embargo, estas reducciones se compensarán con el aumento necesario en la densidad de partículas para modelar el mismo espectro.

En los modelos de chorro, la emisión se origina en una región de escala similar que se puede ubicar a una distancia arbitraria del agujero negro. Es probable que la emisión de chorro se origine en un componente de choque compacto cerca de la base del chorro (Yuan et al., 2002). El campo magnético comprimido será perpendicular al eje del chorro, lo que implica que el chorro está orientado de norte a sur. El orden creciente del campo magnético hacia la base del chorro puede explicar la fracción de polarización que aumenta bruscamente con la frecuencia. Las observaciones de VLBI de alta frecuencia de quásares y objetos BL Lac indican que los ángulos de posición de los vectores eléctricos están típicamente, pero no siempre, alineados con el eje del chorro (Lister, 2001). El ángulo de inclinación de un chorro en Sgr A * no está bien restringido. Sin embargo, es posible un ángulo cercano a la línea de visión dado que las fuentes muy inclinadas a menudo producen la polarización lineal más alta en las fuentes de radio compactas. Esto plantea la posibilidad de que la emisión de radio / milímetro se transmita de forma relativista, lo que también puede explicar la ausencia de un chorro visible o componentes expulsados ​​a pesar de la fuerte variabilidad (por ejemplo, Bower & amp Backer, 1998).

El modelo de chorro no requiere propagación a través del medio de acreción. Sin embargo, el alto valor de la RM sugiere que puede atravesar parte del medio de acreción o salida (Beckert & amp Falcke, 2002). En los núcleos AGN, los RM máximos medidos son del orden de 2000 r a d m - 2 (Taylor, 2000). Esto argumenta que estamos investigando una región en Sgr A * bastante diferente a la de otros AGN.

El RM que medimos no es inconsistente con un límite inferior para el RM de la espectropolarimetría a 4.8 y 8.4 GHz (Bower et al., 1999a). No se detectó polarización lineal para RM tan altos como 10 7 r a d m - 2 en este experimento. La física de diferentes fuentes puede explicar la ausencia de polarización en las longitudes de onda más largas. Esto resultará si la fuente de frecuencia más baja está intrínsecamente despolarizada debido a un mayor desorden de campo interno, por ejemplo. Alternativamente, la despolarización del haz de primer plano a través de la fuente de frecuencia inferior mucho más grande puede explicar la ausencia de polarización lineal.

3.5 Predicciones para futuras observaciones

Una expectativa importante de emisión de un chorro es la polarización lineal variable (Marscher & amp Gear, 1985). La polarización variable también puede ser una medida de la estabilidad de la acreción en un modelo de disco. Por ejemplo, Liu & amp Melia (2002) han sugerido que la precesión del disco en una escala de tiempo de 100 días es una consecuencia de un valor muy bajo para el giro del agujero negro. Tal precesión podría conducir a un cambio en el ángulo de posición de la polarización si la orientación del disco está vinculada a la estructura del campo magnético. Todavía no hemos visto evidencia convincente de esta variación del ángulo de posición, excepto quizás en la discrepancia entre A00 y nuestro resultado. Se ha informado una variabilidad significativa en la intensidad total en longitudes de onda de centímetros, milímetros, submilimétricos y rayos X en escalas de tiempo de horas a años (Wright & amp Backer, 1993 Young et al., 2001 Baganoff et al., 2001a Zhao et al., 2001 Bower y col., 2002a). Correlacionar la variabilidad de la polarización con estos eventos podría ser una pista importante sobre el origen de la polarización. Sin embargo, la polarización estable que hemos medido durante 60 días y que A00 midió durante 5 meses entre 375 y 400 GHz sugiere que tales conexiones son posiblemente sutiles o requieran un monitoreo intensivo. Si los cambios en la polarización están asociados con los destellos de rayos X, entonces pueden tener una escala de tiempo de horas.

La detección de un RM y un índice de ley de potencia para la fracción de polarización se puede probar con observaciones en otras longitudes de onda. Las observaciones BIMA se pueden distribuir más ampliamente en el espacio de frecuencias. Los receptores de 1,3 mm son sensibles desde 210 a 270 GHz. Con placas de cuarto de onda debidamente calibradas, BIMA podría medir la diferencia esperada en el ángulo de posición de ∼ 20 grados en este rango. BIMA también puede medir diferencias en el índice de ley de potencia para la fracción de polarización en este mismo rango. Las observaciones interferométricas de 150 GHz deberían ver una fracción de polarización sustancialmente menor, pero un ángulo de polarización significativamente diferente al observado a 230 GHz. Las observaciones de frecuencia más alta pueden ver que la fracción de polarización continúa aumentando.

La variabilidad en la RM se puede utilizar como diagnóstico del medio de acreción o de salida. Sgr A * muestra variabilidad en todas las escalas de tiempo de horas a años en longitudes de onda de radio (Zhao et al., 2001 Bower et al., 2002a). Esta variabilidad puede ser indicativa de cambios en las tasas o condiciones de acreción o salida, que pueden reflejarse en el MR. Las escalas de tiempo de centelleo refractivo son del orden de 1 mes a 230 GHz para una velocidad de 100 k m s - 1.

La detección de polarización lineal plantea la posibilidad de VLBI polarimétrico. Las imágenes tomadas a frecuencias de 230 GHz o superiores se verán afectadas sólo débilmente por la dispersión y pueden mostrar los efectos de la relatividad general (Falcke et al., 2000 Broderick & amp Blandford, 2000 Bromley et al., 2001). Esta puede ser la mejor sonda disponible del entorno cercano de un agujero negro.


Simulaciones por computadora de espectros de fotones y partículas no térmicas de la fusión de cúmulos de galaxias

Hemos desarrollado un modelo numérico para la evolución temporal de los espectros de partículas y fotones resultantes de procesos no térmicos en los frentes de choque formados en la fusión de cúmulos de galaxias. La aceleración de Fermi se aproxima inyectando distribuciones de partículas según la ley de potencias durante un evento de fusión, sujeto a restricciones sobre las energías máximas de las partículas. Consideramos los procesos de sincrotrón, bremsstrahlung, Compton y Coulomb para los electrones, procesos nucleares, fotomesones y Coulomb para los protones, y la producción de electrones durante el proceso de fusión. La emisión de rayos gamma y de radio de banda ancha radiada por protones no térmicos y electrones primarios y secundarios se calcula tanto durante como después del evento de fusión. Consideramos las perspectivas para detectar radio no térmica y emisión de rayos gamma de cúmulos de galaxias y las implicaciones para el origen de rayos cósmicos de energía ultra alta y el fondo difuso de rayos gamma. Los choques de fusión de clústeres pueden acelerar los protones a 19 eV y les resulta difícil obtener energías más altas. Predecimos que VIDRIO detectará varias fusiones de conglomerados y, según los campos magnéticos medios en el medio del intragrupo, la matriz de baja frecuencia podría detectar entre varios y varios cientos.


Radio BrandeisGrupo de astronomía

Resumen: Las imágenes de la polarización lineal de la radiación de sincrotrón alrededor de los núcleos galácticos activos (AGN) identifican sus líneas de campo magnético proyectadas y proporcionan datos clave para comprender la física de la acreción y el flujo de salida de los agujeros negros supermasivos. Las imágenes polarimétricas de mayor resolución de AGN se producen con interferometría de línea de base muy larga (VLBI). Debido a que VLBI muestrea de forma incompleta la transformada de Fourier de la imagen de origen, cualquier reconstrucción de imagen que complete frecuencias espaciales no medidas no será única y se requieren algoritmos de reconstrucción. En este artículo, exploramos las extensiones del método de máxima entropía (MEM) a las imágenes VLBI polarimétricas lineales. A diferencia del trabajo anterior, nuestro algoritmo MEM polarimétrico combina un generador de imágenes Stokes I que usa solo mediciones de biespectro que son inmunes a la corrupción de la fase atmosférica con un generador de imágenes Stokes Q y U conjunto que opera en proporciones polarimétricas robustas. Demostramos la efectividad de nuestra técnica en observaciones de cuásares de longitud de onda de 7 y 3 mm del VLBA y observaciones simuladas del Telescopio Event Horizon de 1.3 mm de Sgr A * y M87. De acuerdo con estudios anteriores, encontramos que el MEM polarimétrico puede producir una resolución superior en comparación con el algoritmo CLEAN estándar cuando se obtienen imágenes de distribuciones de fuentes suaves y compactas. Como marco de imágenes, MEM es altamente adaptable, lo que permite una variedad de restricciones en la estructura de polarización. El MEM polarimétrico es, por tanto, una opción atractiva para la reconstrucción de imágenes con el EHT.

"Radiogalaxias en forma de X y el fondo de ondas gravitacionales de nanohercios", por David Roberts, L. Saripalli y R. Subrahmanyan en Astronomy in Focus, vol. Yo, en prensa (2015).

Resumen:& # 160La coalescencia de agujeros negros supermasivos (SMBH & # 8217s) en las fusiones de galaxias es potencialmente el contribuyente dominante al fondo de ondas gravitacionales de baja frecuencia (GWB). Merritt & amp Ekers (2002) propusieron que las radiogalaxias en forma de X son señales de tales coalescencias, y que su abundancia podría usarse para predecir la magnitud del fondo de ondas gravitacionales. En Roberts et al. (2015) presentamos imágenes de radio de los 52 candidatos a fuentes de radio en forma de X de la muestra de 100 seleccionados por Cheung (2007) para los que se disponía de datos de archivo VLA. Estas imágenes indican que como máximo el 21% de los candidatos podrían ser fuentes de radio genuinas en forma de X que se formaron al reiniciar los haces en una nueva dirección después de una fusión importante. Esto sugiere que menos del 1.3% de las fuentes de radio extendidas parecen ser candidatas para reorientaciones genuinas del eje (& # 8220spin flips & # 8221), mucho más pequeño que el 7% sugerido por Leahy & amp Parma (1992). Por lo tanto, el fondo de ondas gravitacionales asociado puede ser sustancialmente más pequeño que las estimaciones anteriores. Estos resultados se pueden utilizar para normalizar cálculos detallados de la tasa de coalescencia SMBH y el GWB. Encabezados de materia: galaxias: ondas gravitacionales activas & # 8212 & # 8212 radio continuo: galaxias

Resumen: Se han utilizado imágenes de Deep Very Large Array del quásar 3C 345 a 4,86 ​​y 8,44 GHz para estudiar la estructura y la polarización lineal de su chorro de radio en escalas que van de 2 a 30 kpc. Hay un núcleo sin resolver de 7-8 Jy con índice espectral & # 945 & # 126 = & # 82110.24 (I νvprop & # 957 & # 945). El chorro (haz de intensidad típica de 15 mJy & # 82111) consta de una sección recta de 2,5 cm que contiene dos nudos y dos nudos no colineales adicionales al final. La longitud total proyectada del avión es de aproximadamente 27 kpc. El índice espectral del chorro varía en & # 82111.1 & lt & # 126 & # 945 & lt & # 126 & # 82110.5. El chorro diverge con un ángulo de semiapertura de aproximadamente 9 & # 176, y es casi constante en brillo integrado a lo largo de su longitud. Una característica tenue al noreste del núcleo no parece ser un verdadero contra-chorro, sino más bien un lóbulo extendido de esta fuente de radio FR-II vista en proyección. La ausencia de un contra-chorro es suficiente para imponer restricciones modestas a la velocidad del chorro en estas escalas, requiriendo & # 946 & gt & # 126 0,5. A pesar de la indicación de precesión del chorro en la estructura de intensidad total, las imágenes de polarización sugieren en cambio un chorro redirigido al menos dos veces por colisiones con el medio externo. Sorprendentemente, los ángulos de posición del vector eléctrico en el cuerpo principal del chorro no son ni longitudinales ni transversales, pero forman un ángulo de aproximadamente 55 ° y # 176 con el eje del chorro en el medio, mientras que a lo largo de los bordes los vectores son transversales, lo que sugiere un campo magnético helicoidal. . No hay una rotación de Faraday significativa en la fuente, por lo que esa no es la causa del giro. La polarización fraccionada en el chorro promedia el 25% y es mayor en los bordes. En un artículo complementario, Roberts y Wardle muestran que el aumento diferencial de Doppler en un campo de velocidad relativista divergente puede explicar el patrón de vector eléctrico en el chorro.

Descubrimiento de un chorro de radio / rayos X a escala Kiloparsec en el quasar z = 4.72 GB 1428 + 4217, por C. Cheung (Laboratorio de Investigación Naval), L. Starwarz (ISAS, Japón), A. Siemiginowska (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica), D. Gobeille (Universidad del Sur de Florida), J. Wardle (Universidad Brandeis), D. Harris (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica) y D. Schwartz (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica) en Astrophys. J. Letters, 756, 20 (2012)

Resumen: Divulgamos el descubrimiento de un chorro largo unilateral 3farcs6 (24 kpc, proyectado) en el alto corrimiento al rojo, z = 4.72, quasar GB 1428 + 4217 en las nuevas observaciones de radio Chandra X-ray y Very Large Array (VLA). Este es el chorro de radio / rayos X a escala de kiloparsec de desplazamiento al rojo más alto conocido. El análisis de los datos de archivo de interferometría de línea de base muy larga de 2,3 y 8,6 GHz revelan un débil chorro unilateral que se extiende hasta & # 126200 pc y alineado dentro & # 12630 & # 176 de la emisión Chandra / VLA.El nudo distante 3farcs6 no se detecta en una imagen de archivo del Telescopio Espacial Hubble, y su distribución de energía espectral de banda ancha es consistente con un origen de la dispersión Compton inversa de fotones de fondo de microondas cósmicos para los rayos X. Suponiendo también la equipartición entre las partículas radiantes y el campo magnético, el factor de Lorentz del chorro implícito es & # 87765. Esto es similar a los otros dos casos conocidos de chorro de rayos X a escala z & # 126 de 4 kpc y más pequeño de lo que normalmente se infiere en los casos de menor desplazamiento al rojo. Aunque todavía se conocen unos pocos chorros de rayos X de quásar de corrimiento al rojo muy alto, para un origen Compton inverso, los datos actuales sugieren que son menos relativistas a grandes escalas que sus contrapartes de corrimiento al rojo más bajo.

Resumen: En este artículo utilizamos observaciones radiopolarimétricas del chorro del cercano quásar brillante 3C 345 para estimar la velocidad del fluido en escalas de kiloparsec. El chorro está muy polarizado y, sorprendentemente, los ángulos de posición del vector eléctrico en el chorro están "torcidos" con respecto al eje del chorro. Se investigan modelos simples de chorros magnetizados con el fin de estudiar varios posibles orígenes de la distribución del vector eléctrico. En un chorro transparente de simetría cilíndrica, aparecerá un campo magnético helicoidal transversal o longitudinal debido a cancelaciones parciales de los parámetros de Stokes entre la parte delantera y trasera del chorro. La opacidad del sincrotrón puede romper la simetría, pero conduce a una polarización fraccional menor que la observada y a una fuerte dependencia de la frecuencia que no se ve. El modelado muestra que el impulso diferencial de Doppler en un chorro divergente puede romper la simetría, permitiendo que un campo magnético helicoidal produzca un patrón de vector eléctrico retorcido. Se obtienen restricciones sobre la inclinación del chorro, las propiedades del campo magnético, el ángulo de apertura intrínseco y las velocidades del fluido y muestran que se requieren velocidades altamente relativistas (& # 946 & gt & # 126 0,95). Esto es consistente con el ángulo de apertura del chorro observado, con la ausencia de un contra chorro, con la polarización de los nudos al final del chorro y con algunos modelos de Compton inverso para la emisión de rayos X del chorro 3C 345. . Este modelo también se puede aplicar en escalas parsec y puede ayudar a explicar aquellas fuentes donde los ángulos de posición del vector eléctrico en el chorro no son paralelos ni transversales al eje del chorro.

Resumen: Presentamos una secuencia de cinco observaciones profundas de SS 433 realizadas durante el verano de 2007 utilizando el Very Large Array en la configuración A a 5 y 8 GHz. En este trabajo, estudiamos los perfiles de brillo de los chorros y su evolución en el tiempo. También examinamos la distribución del índice espectral en la fuente. Encontramos (como se informó anteriormente a partir del análisis de una sola imagen anterior) que los perfiles de los chorros este y oeste son notablemente similares si se tienen en cuenta la proyección y el haz Doppler. La secuencia de cinco imágenes nos permite desenredar la evolución del brillo de piezas individuales de chorro de las variaciones de potencia del chorro que se originan en el núcleo. Encontramos que el brillo de cada pieza del chorro se desvanece como una función exponencial de la edad (o la distancia desde el núcleo), e ^ <- tau / tau ^ < prime >>, donde & # 964 es la edad en emisión y & # 964 '= 55,9 & # 177 1,7 días. Este modelo evolutivo describe igualmente bien los chorros este y oeste. También hay una variación significativa (por un factor de al menos cinco) en la potencia del jet con la época de nacimiento, con los jets este y oeste variando en sincronía. La falta de desaceleración entre la escala de la emisión óptica de la línea de Balmer (10 15 cm) y la de la emisión de radio (10 17 cm) requiere que el material del chorro sea mucho más denso que su entorno. Encontramos que la relación de densidad debe exceder 300: 1.

Estructura y campos magnéticos en el sistema de chorro de precesión SS 433. II. Brillo intrínseco de los chorros, por David Roberts, John Wardle, Michael Bell, Matthew Mallory, Valerie Marchenko y Phoebe Sanderbeck (Universidad de Brandeis) en Astrophys. J. 719 de 1918 (2010)

Resumen: Las imágenes Deep Very Large Array de la fuente binaria de rayos X SS 433, también clasificada como microcuásar, se han utilizado para estudiar la distribución intrínseca del brillo y la evolución de sus chorros de radio. El brillo intrínseco de los chorros en función de la edad en el momento de la emisión del material del chorro se recupera mediante la eliminación de los efectos de refuerzo y proyección Doppler. Encontramos que, intrínsecamente, los dos chorros son notablemente similares cuando se comparan para iguales & # 964, y que se describen mejor mediante el refuerzo Doppler de la forma D 2 + & # 945, como se esperaba para chorros continuos. Los brillos intrínsecos de los chorros en función de la edad se comportan de manera compleja. En el rango de edad de 60 días & lt & # 964 & lt 150 días, las desintegraciones del jet se representan mejor mediante funciones exponenciales de & # 964, pero las funciones lineales o de ley de potencia no se excluyen estadísticamente. A esto le sigue una región de hasta & # 964 & # 126 = 250 días durante los cuales el brillo intrínseco es esencialmente constante. En épocas posteriores, la desintegración del chorro se puede ajustar aproximadamente como funciones exponenciales o de ley de potencia de & # 964.

Espectros de polarización completa de 3C 279, por D. Homan (Universidad de Dennison), M. Lister (Universidad de Purdue), H. Aller (Universidad de Michigan), M. Aller (Universidad de Michigan), J. Wardle (Brandeis) en Astrophys. J. 696, 328 (2009)

Resumen: Presentamos los resultados de observaciones de matriz de línea de base muy larga multifrecuencia a escala parsec de la región central de 3C 279 en Stokes I, polarización lineal y polarización circular. Estos espectros de polarización completa se modelan mediante simulaciones de transferencia radiativa para restringir el campo magnético y las propiedades de las partículas del chorro de escala parsec en 3C 279. Encontramos que las propiedades de polarización de la región del núcleo, incluida la cantidad de polarización lineal, la cantidad y el signo de la rotación de Faraday, y la cantidad y el signo de la polarización circular se pueden explicar mediante una imagen física consistente. La base del chorro, componente D, se modela como un chorro cónico de estilo Blandford-K & # 246nigl no homogéneo dominado por un campo magnético poloidal ordenado por vectores a lo largo del eje del chorro, y estimamos su flujo magnético neto. Este campo poloidal es responsable de la polarización lineal y circular de este componente no homogéneo. Más abajo del chorro, el campo magnético en dos características homogéneas está dominado por choques locales y una fracción más pequeña del campo poloidal ordenado por vectores permanece a lo largo del eje del chorro. Este campo poloidal restante proporciona una rotación interna de Faraday que impulsa la conversión de Faraday de polarización lineal en polarización circular a partir de estos componentes. En esta imagen, encontramos que el chorro está cinéticamente dominado por protones con las partículas radiantes dominadas por electrones en una fracción aproximada de gsim75%, lo que aún permite el potencial de una mezcla significativa de positrones. Con base en las cantidades de conversión de Faraday deducidas para los componentes homogéneos, encontramos un rango plausible para el límite inferior en el espectro de energía de partículas relativista de 5 lsim & # 947 l lsim 35. La imagen física descrita aquí no es única si la rotación de Faraday y la despolarización observadas ocurren en pantallas externas al chorro, sin embargo, encontramos la explicación conjunta de las observaciones de polarización lineal y circular de un solo conjunto de campos magnéticos y propiedades de partículas internas a el jet para ser una prueba convincente de esta imagen.

Estructura y campos magnéticos en el sistema de chorro de precesión SS 433. I. Imágenes multifrecuencia de 1998, por David Roberts, John Wardle, Scott Lipnick, Phillip Selesnik y Simon Slutsky (Universidad de Brandeis) en Astrophys. J. 676, 584 (2008)

Resumen: El Very Large Array se ha utilizado en cinco frecuencias para estudiar la estructura y la polarización lineal de SS 433 en escalas tan pequeñas como & # 1260.1 '' & # 126 = 500 AU. Cada chorro consta de una línea de cresta curva y afilada en el borde de ataque, además de una importante emisión de chorro de salida, lo que muestra que están envueltos por plasma relativista difuso. Ningún modelo cinemático con velocidad de chorro constante se ajusta a nuestras imágenes en todas las escalas, pero son consistentes con variaciones en la velocidad de chorro de alrededor de +/- 10% alrededor del valor óptico. Nuestras imágenes muestran chorros continuos con componentes brillantes que ocurren simultáneamente en los dos chorros aproximadamente cada 35 días. Cuando se corrigen los efectos de proyección y el refuerzo Doppler, las intensidades de los dos chorros son intrínsecamente muy similares. La polarización lineal fraccionada de hasta el 20% está presente a lo largo de las crestas, mientras que el núcleo está esencialmente no polarizado. Las medidas de rotación son consistentes con una pantalla de primer plano con RM & # 126 = + 110 rad m -2 más una contribución asimétrica más grande cerca del núcleo. Los campos magnéticos aparentes en los chorros están aproximadamente alineados con las crestas en la mayoría, pero no en todos, de cada chorro. El chorro está más polarizado entre los componentes que en los propios componentes, lo que sugiere que el mecanismo que los crea comprime una parte enredada del campo magnético en una capa transversal parcialmente ordenada. La emisión fuera del chorro está muy polarizada, con m & # 126 = 50% en algunos lugares, lo que sugiere un orden a gran escala del campo magnético que rodea a los chorros. Esta señal polarizada puede confundir la determinación de las orientaciones del campo magnético en los propios chorros. Sin embargo, las imágenes son consistentes con un campo magnético de chorro que está en todas partes paralelo a las hélices.

Deep Chandra y Multicolor HST Seguimiento de los Jets en dos poderosos quásares de radio, por R. Sambruna (NASA GSFC), M. Gliozzi (George Mason), D. Donato (George Mason), L. Maraschi (Osservatorio di Brera), F. Tavecchio (Osservatorio di Brera), C. Cheung (MIT) , M. Urry (Yale) y J. Wardle (Brandeis) en Astrophys. J. 641, 717 (2006)

Resumen: Presentamos imágenes profundas (70-80 ks) de Chandra y HST ACS multicolor de dos chorros alojados por los poderosos quásares 1136-135 y 1150 + 497, junto con nuevas observaciones de radio. Las fuentes tienen una morfología FR II y fueron seleccionadas de nuestro estudio previo de rayos X y chorro óptico para un seguimiento detallado con el objetivo de obtener mejores restricciones en la morfología del chorro de longitudes de onda múltiples y los espectros ópticos y de rayos X de nudos individuales y para probar modelos de emisión. para derivar parámetros físicos con mayor precisión. Se confirman todos los nudos ópticos y de rayos X detectados en nuestras exposiciones cortas anteriores, junto con algunas nuevas características débiles. Los mapas superpuestos y los perfiles de emisividad a lo largo del chorro muestran una buena correspondencia entre las regiones de emisión en las diversas longitudes de onda, algunos muestran compensaciones entre los picos de nudo de & lt1 ". En 1150 + 497 los perfiles de rayos X, ópticos y de radio disminuyen de manera similar con una distancia desde el núcleo hasta & # 1267 ", después de lo cual la emisión de radio aumenta más que la de rayos X. No se observan variaciones espectrales de rayos X en 1150 + 497. En 1136-135 se observa un comportamiento interesante, por el cual, aguas abajo del nudo más prominente en & # 1266.5 "del núcleo, la emisión de rayos X se desvanece, mientras que la emisión de radio se aclara. El espectro de rayos X también varía, con la Aplanamiento del índice de fotones de rayos X de & # 915X& # 1262 en la parte interior a & # 915X& # 1261.7 hasta el final del jet. Interpretamos el comportamiento del chorro en 1136-135 en un escenario en el que el flujo relativista sufre una desaceleración sistemática a lo largo del chorro, y discutimos brevemente las principales consecuencias de este escenario. Este último se analiza con más detalle en nuestro artículo complementario (Tavecchio et al.).

¿Deceleración por arrastre en el chorro del quásar 1136-135?, por F. Tavecchio (Osservatorio di Brera), L. Maraschi (Osservatorio di Brera), R. Sambruna (NASA GSFC), M. Gliozzi (George Mason), D. Donato (George Mason), C. Cheung (MIT) , J. Wardle (Brandeis) y M. Urry (Yale)) en Astrophys. J. 641, 732 (2006)

Resumen: & # 160 Al modelar la emisión de longitudes de onda múltiples de regiones sucesivas en el chorro del quásar PKS 1136-135, encontramos indicios de que el chorro sufre una desaceleración cerca de su final en una escala (desproyectada) de & # 126400 kpc. Adoptamos una aproximación de flujo continuo y discutimos la posibilidad de que la desaceleración inferida de un factor de Lorentz de & # 915 = 6.5 a 2.5 sea inducida por arrastre de gas externo. Se discuten algunas consecuencias de este escenario.

Resumen: Se utilizaron imágenes de archivo del telescopio espacial Hubble WFPC2 para buscar emisiones ópticas asociadas con los chorros de radio de varios quásares luminosos. A partir de esta búsqueda, informamos nuevas detecciones ópticas de puntos calientes en el conocido blazar 3C 454.3 y los cuásares dominados por lóbulos 3C 275.1 y 3C 336. También encontramos emisiones ópticas en las proximidades del punto caliente en 3C 208 pero creemos una alineación casual. También se detecta la emisión óptica del chorro de escala de segundo de arco en 3C 454.3. Se analizan los datos de radio de archivo multifrecuencia del VLA y MERLIN, y se presentan los espectros de sincrotrón de estos puntos calientes de alta potencia. Estimamos que sus frecuencias de ruptura están en el rango de 10 10 -10 11 Hz, con grandes incertidumbres debido a la gran brecha en la cobertura de frecuencia entre las bandas de radio y óptica. También calculamos sus campos magnéticos de equipartición y encontramos que la anti-correlación entre la frecuencia de ruptura y el campo magnético encontrada por Brunetti et al. para puntos calientes de menor potencia se extiende a estos puntos calientes de alta potencia. Esto respalda su modelo de puntos calientes basado en la aceleración de choque y las pérdidas de sincrotrón.

Polarimetría de línea de base muy larga concurrente de 43 y 86 GHz de 3C 273 , por Joanne Attridge (MIT Haystack Observatory), John Wardle (Brandeis University) y Daniel Homan (Dennison University) en Astrophys. J. Letters 633, 85 (2005)

Resumen: Presentamos imágenes VLBI de polarización lineal e intensidad total de resolución submiliarcsegundo de 3C 273, utilizando datos concurrentes de 43 y 86 GHz tomados con el Very Long Baseline Array en mayo de 2002. La estructura que se ve en el chorro más interno sugiere que, fortuitamente, hemos atrapado el chorro en el acto de cambiar de dirección. Las imágenes de polarización confirman que el núcleo no está polarizado (polarización fraccionada & lt = 1%) a 86 GHz, pero también muestran campos magnéticos bien ordenados (m & # 12615%) en el chorro interior, a una distancia proyectada de 2,3 pc del núcleo. En esta región fuertemente polarizada, la medida de rotación cambia a través del chorro en & # 1264.2 & # 21510 4 rad m -2 sobre un ancho angular de aproximadamente 0.3 mas. Si la falta de polarización en el núcleo también se atribuye a una pantalla de Faraday, entonces debe estar presente una dispersión de medida de rotación & gt & # 1265.2 & # 21510 4 rad m -2 en o delante de esa región. Estas se encuentran entre las medidas de rotación más altas reportadas hasta ahora en el núcleo de cualquier galaxia o quásar activo, y deben ocurrir fuera (pero probablemente cerca) de la región emisora ​​de radio. El gradiente de la medida de rotación transversal tiene el mismo sentido que el observado por Asada y colaboradores y por Zavala y Taylor a distancias centrales mayores. La magnitud del gradiente transversal disminuye rápidamente con la distancia hacia abajo del chorro y parece ser variable.

Chorros de escalas Sub-Parsec a Kiloparsec: una conexión física, por F. Tavecchio, L. Maraschi (Brera), R.M. Sambruna (GMU), C.M. Urry (Yale), C.C. Cheung (Brandeis), J.K. Gambill (GMU), R. Scarpa (ESO). 2004, ApJ, aceptado

Resumen: El descubrimiento de Chandra de la emisión de rayos X brillantes de chorros a escala kpc permite conocer los parámetros físicos del flujo del chorro a gran escala. En el extremo opuesto, estudios extensos de los chorros relativistas internos en Blazars con observaciones de longitudes de onda múltiples, arrojan información comparable en escalas sub-parsec. En el marco de modelos de radiación simples para las regiones de emisión, comparamos los parámetros físicos de los chorros en estas dos escalas muy diferentes en los únicos dos Blazars bien estudiados para los que Chandra ha resuelto la emisión a gran escala. En particular, encontramos que los factores y poderes Doppler relativistas derivados de forma independiente en las dos escalas son consistentes, lo que sugiere que el chorro no sufre una desaceleración o disipación severas. Además, las presiones de equipartición internas en el chorro interior y en los nudos brillantes de rayos X externos escalan inversamente con la sección transversal del chorro como se esperaba en la imagen simple de un chorro en equipartición que se expande libremente.

Resumen: Presentamos imágenes de polarización circular VLBA de alta resolución y multifrecuencia de la fuente de radio 3C 84 en el centro de NGC 1275. Nuestras imágenes revelan una distribución compleja de polarización circular en el parsec interno del chorro de radio, con niveles locales superiores al 3% de polarización. , el más alto hasta ahora detectado con técnicas VLBI. La polarización circular cambia de signo a lo largo del chorro, lo que hace que el 3C 84 sea también el primer chorro de radio en mostrar ambos signos de polarización circular simultáneamente. El espectro y el signo cambiante de la polarización circular indican que es poco probable que sea puramente intrínseco a la radiación de sincrotrón emitida. El proceso de conversión de Faraday hace una contribución significativa y quizás dominante a la polarización circular, y el espectro observado sugiere que el proceso de conversión está cerca de la saturación. El cambio de signo en la polarización circular a lo largo del chorro puede resultar de esta saturación o puede deberse a un cambio en el orden del campo magnético después de una aparente curva en el chorro. A partir de las pequeñas escalas espaciales probadas aquí, & # 126 0,15 pc, y los niveles comparativamente altos de polarización circular inferidos para la fuente variable intradiaria PKS 1519-273, sugerimos una conexión entre pequeñas escalas espaciales y la producción eficiente de polarización circular.

Una encuesta de los jets de radio extendidos con Chandra y HST, por R.M. Sambruna, J.K. Gambill (Univ. George Mason), L. Maraschi, F. Tavecchio, R. Cerutti (Oss Brera), CC Cheung (Univ. Brandeis), CM Urry (Univ. Yale), G. Chartas (Univ. Penn State), 2004, ApJ, aceptado

Resumen: Presentamos los resultados de un estudio óptico y de rayos X de una muestra de 17 jets de radio en AGN realizado con Chandra y HST. La muestra se seleccionó de la radio y es imparcial para la detección en longitudes de onda más cortas, pero preferentemente incluye fuentes transmitidas. Encontramos que la emisión de rayos X es común en escalas de kpc, con más de la mitad de los chorros de radio que exhiben al menos un nudo de rayos X en las imágenes de Chandra. Las distribuciones de los índices espectrales de radio a rayos X y radio a ópticos para los chorros detectados son similares a los límites para las no detecciones, lo que sugiere que todos los chorros de radio brillantes tienen contrapartes de rayos X que serán visibles en más tiempo. observaciones. La comparación de las morfologías de radio y rayos X muestra que la mayoría de los chorros de rayos X tienen estructuras que mapean de cerca la radio. El análisis de la SED de los nudos de chorro sugiere que los nudos en los que los rayos X y las radio morfologías se rastrean entre sí producen rayos X por dispersión de IC del fondo cósmico de microondas. Los nudos restantes producen rayos X por el proceso de sincrotrón. Los cambios espectrales se detectan a lo largo de los chorros, con la relación de las densidades de flujo de rayos X a radio y óptico a radio disminuyendo desde las regiones internas a las externas. Esto sugiere la presencia de una contribución adicional al flujo de rayos X en la parte interna del chorro, ya sea del sincrotrón o del IC de la luz estelar. Alternativamente, en un escenario de IC / CMB puro, el plasma se desacelera a medida que fluye desde las regiones internas hacia las externas.Finalmente, los índices espectrales de rayos X para los nudos más brillantes son planos, lo que indica que la mayor parte de la luminosidad de los chorros se emite a energías GeV, y plantea la interesante posibilidad de futuras detecciones con GLAST.

Monitoreo de Blazar a escala Parsec: los datos, por Roopesh Ojha, Daniel C. Homan, David H. Roberts, John F. C. Wardle, Margo F. Aller, Hugh D. Aller y Philip A. Hughes. 2004, ApJS, 150, 187: 237.

Resumen: Presentamos las imágenes y los datos de modelado obtenidos de un experimento de polarización VLBA de doble frecuencia y seis épocas que monitorea una muestra de 12 blazares. Las observaciones se realizaron a 15 y 22 GHz a intervalos bimensuales espaciados uniformemente durante 1996. La llegada del VLBA hace posible un conjunto de datos con calibración confiable, así como muestreo temporal regular y frecuente. La detección de polarización circular, estudios de movimiento adecuados y variabilidad de flujo y polarización en la muestra son algunos de los temas que este conjunto de datos pone a disposición para una investigación sólida.

Resumen: El reciente descubrimiento de un chorro de rayos X en el cuásar z = 4,3 GB & # 1261508 + 5714 por Yuan et al. (astro-ph / 0309318) y Siemiginowska et al. (astro-ph / 0310241) provocó una búsqueda de su contraparte de radio. Aquí, informamos el descubrimiento exitoso de una débil emisión de radio del jet a 1.4 GHz utilizando datos de archivo VLA. La emisión de rayos X se interpreta mejor como una emisión de Compton (IC) inversa del CMB, como lo discutieron los investigadores anteriores. En este escenario, su alta relación de luminosidad de rayos X a radio monocromática, en comparación con los chorros de rayos X IC / CMB previamente detectados con un corrimiento al rojo más bajo, es una consecuencia natural de su alto corrimiento al rojo.

La vista XMM-Newton del halo de rayos X y el chorro de NGC 6251, por R.M. Sambruna (1), M. Gliozzi (1), D. Donato (1), F. Tavecchio (2), C.C. Cheung (3), R. Mushotzky (4) ((1) GMU, (2) OAB Merate, (3) Universidad Brandeis, (4) NASA GSFC). 2003, Astronomía y Astrofísica, aceptado

Resumen: Presentamos una observación XMM del chorro de radio y el halo difuso de la galaxia de radio cercana NGC6251. El espectro EPIC del halo de la galaxia se ajusta mejor mediante un modelo térmico con temperatura kT & # 1261,6 keV y abundancias subsolares. Curiosamente, se requiere un componente adicional de rayos X duros para ajustarse a los espectros EPIC del halo por encima de 3 keV, y se confirma de forma independiente mediante una observación de archivo de Chandra. Sin embargo, su origen físico no está claro. Parece poco probable la contribución de una población de binarios de rayos X de baja masa no detectados. En cambio, el componente de rayos X duros podría deberse a la dispersión de Compton inversa de los fotones CMB de los electrones relativistas dispersos por todo el halo de la galaxia, o la emisión de bremsstrahlung no térmica. La interpretación IC / CMB, junto con los límites de la emisión de radio difusa, implica un campo magnético muy débil, mientras que un origen bremsstrahlung no térmico implica la presencia de una gran cantidad de electrones muy energéticos. También detectamos la emisión de rayos X del chorro exterior (& # 1263.5 '), lo que confirma los hallazgos anteriores de ROSAT. Tanto el espectro EPIC como el ACIS del chorro se ajustan mejor mediante una ley de potencia con índice de fotones & # 1261.2. Los datos descartan formalmente un modelo térmico. Asumiendo un origen de los rayos X del chorro a través de IC / CMB, como lo sugieren los argumentos energéticos, y asumiendo que la equipartición implica un gran factor Doppler (delta & # 12610). Alternativamente, es posible un haz más débil para campos magnéticos varios órdenes de magnitud más bajos que el campo de equipartición.

Observaciones en el infrarrojo cercano de galaxias anfitrionas BL Lacertae, por C. C. Cheung (1,4), C. Megan Urry (2,4), Riccardo Scarpa (3,4) y Mauro Giavalisco (4) (1) Brandeis Univ. (2) Universidad de Yale. (3) Observatorio Europeo Austral (4) STScI. 2003, ApJ, aceptado

Resumen: Se obtuvieron imágenes de infrarrojo cercano multibanda de doce objetos BL Lacertae con el telescopio de 2,5 m en el Observatorio Las Campanas para determinar las propiedades de sus galaxias anfitrionas subyacentes. La emisión resuelta se detectó claramente en ocho de los objetivos de menor desplazamiento al rojo (hasta z & # 1260,3), y se modeló con una ley de brillo superficial r ^ <1/4> de De Vaucouleurs. Encontramos que las morfologías coinciden bien con los perfiles de galaxias elípticas, y que los objetos BL Lac residen en huéspedes grandes y luminosos, pero por lo demás normales, en consonancia con estudios anteriores realizados predominantemente en longitudes de onda ópticas. La magnitud de banda K absoluta mediana de las galaxias en este estudio es -26.2, el radio medio de media luz es 4.2 +/- 2.3 kpc, y su color R-K integrado promedio es 2.7 +/- 0.3 mag. Estos se encuentran dentro del rango de valores medidos previamente en la banda H por Kotilainen et al. y Scarpa et al. en un número comparable de objetivos. Tomando sus datos junto con nuestros resultados, encontramos una relación de Kormendy de banda K de mejor ajuste de mu_ = 4,3 log_ <10> (r_/ kpc) + 14.2 mag arcsec ^ <-2>, virtualmente idéntico al obtenido para elípticas normales. Finalmente, los colores del infrarrojo cercano determinados para cinco galaxias (promedio J-K = 0.8 +/- 0.3 mag) son las primeras mediciones de este tipo para los huéspedes BL Lac, y coinciden con las esperadas de las antiguas poblaciones estelares en los desplazamientos al rojo BL Lac.

Modelos teóricos para producir radiación polarizada circularmente en fuentes de radio extragalácticas, por John F. C. Wardle (1) y Daniel C. Homan (2), (1) Brandeis Univ. (2) Radioastronomía Nacional Obs. 2003, para aparecer en las actas de "Polarización circular de fuentes de chorro relativistas", eds R. P. Fender y J.-P. Macquart, en Astrofísica y Ciencias Espaciales.

Resumen: Discutimos la producción de polarización circular en fuentes de radio compactas tanto por el mecanismo intrínseco como por la conversión de Faraday. Prestamos especial atención a la estructura del campo magnético, considerando campos parcialmente ordenados y láminas de Laing, y distinguiendo entre campos uniformes y unidireccionales. (Este último puede verse limitado por argumentos de conservación de flujo). En la mayoría de los casos, la conversión de Faraday es el mecanismo más importante. Las operaciones de conversión en Stokes U, que pueden ser generadas por rotación interna de Faraday, o por fluctuaciones del campo magnético, que por lo tanto pueden producir polarización circular incluso en un par de plasma puro. También mostramos que el espectro de polarización circular en un chorro no homogéneo puede ser bastante diferente al de una fuente uniforme, ya que es plano o incluso invertido.

Chandra Observations of Nuclear X-Ray Emission from a Sample of Radio Sources, por JK Gambill (1), RM Sambruna (1), G. Chartas (2), CC Cheung (3), L.Maraschi (4), F. Tavecchio (4), CM Urry (5), JE Pesce (1) (1) George Mason University, (2) Penn State University, (3) Brandeis University, (4) Osservatorio Astronomico di Brera, (5) Yale University aceptado para publicación en Astronomía y Astrofísica

Resumen: Presentamos las propiedades de los rayos X de una muestra de 17 fuentes de radio observadas con el Observatorio de rayos X Chandra como parte de un proyecto destinado a estudiar la emisión de rayos X de sus chorros de radio. En este artículo, nos concentramos en las propiedades de rayos X de los núcleos no resueltos. La muestra incluye 16 cuásares (11 dominados por núcleos y 5 dominados por lóbulos) en el rango de desplazamiento al rojo z = 0,30-1,96, y una radiogalaxia de baja potencia en z = 0,064. No hay emisión difusa de rayos X alrededor de los núcleos de los quásares, a excepción de la galaxia cercana de baja potencia que tiene una emisión difusa en una escala y con una luminosidad consistente con otras FRI. No se detecta una variabilidad de alta amplitud a corto plazo dentro de las exposiciones relativamente cortas de Chandra. Sin embargo, 1510-089 muestra cambios de flujo de baja amplitud con una escala de tiempo de $ sim $ 25 minutos. Los espectros de rayos X de los núcleos de los quásares generalmente están bien descritos por un modelo de ley de potencia única con absorción galáctica. Sin embargo, en seis cuásares encontramos un exceso de emisión de rayos X suaves por debajo de 1,6 keV. Curiosamente, detectamos una línea de emisión de capa de Fe K, consistente con la emisión de Kalpha fluorescente de hierro frío, en un lóbulo y dos fuentes dominadas por el núcleo. El índice medio de fotones de rayos X para los cuásares de la muestra es Gamma = 1,66 y dispersión, sigma = 0,23. La pendiente espectral promedio para nuestra muestra es más plana que la pendiente encontrada para cuásares radio silenciosos y para AGN radio ruidosos con orientaciones de chorro más grandes, esto indica que la emisión afecta la emisión de rayos X de los núcleos en nuestra muestra de cuásares.

Nuevas Detecciones de Emisiones Ópticas de Quasar Jets a escala Kiloparsec, por C. C. Cheung, J. F. C. Wardle, Tingdong Chen y S. P. Hariton (Universidad de Brandeis). para aparecer en las actas de: "La física de los jets relativistas en la era Chandra y XMM", editores G. Brunetti, D.E. Harris, R.M. Sambruna y G. Setti, sometidos a New Astronomy Review.

Resumen: Presentamos los resultados iniciales de la detección de emisión óptica en los chorros de radio de escala de segundo de arco de dos cuásares utilizando imágenes del archivo del Telescopio Espacial Hubble. La emisión óptica tiene un aspecto muy nudoso y es consistente con la emisión de sincrotrón de electrones altamente relativistas en el chorro. Combinando estas observaciones con las de características previamente reportadas en otros cuásares, una tendencia emergente parece ser que sus índices espectrales radio-ópticos son más pronunciados que los de características similares en chorros de fuentes de radio de menor potencia.

Observaciones de Chandra de tres quásares SDSS en z & # 1266, por D. A. Schwartz (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica), C. C. Cheung, J. F. C. Wardle (Universidad de Brandeis). para aparecer en las actas de: "Active Galactic Nuclei: from Central Engine to Host Galaxy", Meudon, reunión de julio de 2002 ASP Conference Series, Eds .: S. Collin, F. Combes e I. Shlosman

Resumen: Las observaciones instantáneas de Chandra de los tres cuásares más distantes conocidos entonces, con corrimientos al rojo de 5,82, 5,99 y 6,28, dieron detecciones significativas incluso en las observaciones cortas, de 6 a 8 ks. Las proporciones de rayos X a luminosidad óptica indican que los quásares serán detectables en rayos X si existen en desplazamientos al rojo aún mayores. Las presentes observaciones apuntan a dos descubrimientos emocionantes. Una fuente de rayos X extendida 23 segundos de arco de SDSS1306 + 0356 puede ser un chorro que emite radiación Compton inversa procedente del fondo cósmico de microondas. SDSS 1030 + 0524 no parece ser una fuente puntual y puede ser un sistema de lentes gravitacionales o contener un chorro de rayos X a pequeña escala.

Probing the Circular Polarization of Relativistic Jets on VLBI Scales, por Daniel C. Homan (1) y John FC Wardle (2) ((1) National Radio Astronomy Obs. (2) Brandeis Univ.), 2002. Para aparecer en las actas de "Polarización circular de fuentes de chorro relativistas", eds RP Fender y J.-P. Macquart, en Astrofísica y Ciencias Espaciales.

Resumen: Los estudios de alta resolución de polarización circular nos permiten ver dónde surge en un chorro, estudiar su espectro y nivel fraccional local, y comparar estos resultados con medidas locales de polarización lineal y rotación de Faraday. Aquí no solo revisamos los resultados anteriores de los estudios de polarización circular de Very Long Baseline Array (VLBA), sino que también presentamos nuevos resultados preliminares sobre dos cuásares. En el núcleo de PKS 0607-157, encontramos una fuerte polarización circular a 8 GHz y niveles mucho más débiles a 15 GHz. Combinado con los datos de polarización lineal, favorecemos un modelo simple donde la circular es producida por la conversión de Faraday impulsada por una pequeña cantidad de rotación de Faraday. En el núcleo de 3C345, encontramos una fuerte polarización circular a 15 GHz en un componente con distinta polarización lineal. Este componente central es ópticamente grueso a 8 GHz, donde no detectamos polarización circular. Con tendencias opuestas en frecuencia para PKS 0607-157 y 3C345, parece claro que las condiciones locales en un chorro pueden tener un fuerte efecto sobre la polarización circular y deben tenerse en cuenta al estudiar objetos no homogéneos con observaciones multifrecuencia.

Detección de emisión de sincrotrón óptico del chorro de radio de 3C279, por C. C. Cheung, Universidad de Brandeis, 2002. Aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal Letters.

Resumen: Divulgamos la detección de emisión óptica y ultravioleta del chorro de escala kiloparsec del conocido quásar 3C & # 126279. Un nudo brillante, descubierto en las imágenes de la cámara de objetos débiles del telescopio espacial Hubble en las bandas V y U, coincide con un pico en el chorro de radio y # 1260.6 segundos de arco desde el núcleo. La detección también se confirmó en imágenes de Wide Field Planetary Camera-2. También se analizan los datos de radio Archival Very Large Array y MERLIN que ayudan a mostrar que el espectro y el espectro óptico / UV de alta energía son consistentes con un origen de sincrotrón de la misma población de electrones relativistas responsables de la emisión de radio.

PKS 1510-089: Una vista frontal de un jet relativista, por Daniel C. Homan (1), John F.C. Wardle (2), Chi C. Cheung (2), David H. Roberts (2), Joanne M. Attridge (3) ((1) NRAO, (2) Brandeis University, (3) MIT Haystack Observatory), 2002. Aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal.

Resumen: El blazar de rayos gamma PKS 1510-089 tiene un chorro de milisegundo de arco altamente superluminal en un ángulo de posición (PA) de -28 grados y un chorro de segundo de arco con un PA inicial de 155 grados. Con una diferencia de PA de 177 grados entre los chorros de milisegundos de arco y milisegundos de arco, el PKS 1510-089 es quizás el chorro de radio más desalineado jamás observado y sirve como un ejemplo gráfico de los efectos de proyección en un chorro relativista de gran haz. Aquí presentamos los resultados de las observaciones diseñadas para cerrar la brecha entre las escalas de milisegundos de arco y segundos de arco. Encontramos que una `` característica contraria '' detectada previamente al chorro de segundo de arco es alimentada directamente por el chorro de milisegundo de arco. Esta característica se encuentra a 0.3 '' del núcleo, lo que corresponde a una distancia desproyectada de 30 kiloparsecs. La característica parece estar dominada por una emisión de choque y tiene un campo magnético casi perfectamente ordenado a lo largo de su borde exterior. Concluimos que lo más probable es que se trate de una curva de choque, vista de frente, donde el chorro cruza nuestra línea de visión para formar el segundo chorro de arco sur. Si bien la curva parece ser de casi 180 grados cuando se ve en proyección, estimamos que el ángulo de curvatura intrínseco está entre 12 y 24 grados. La causa de la curvatura es incierta, sin embargo, favorecemos un escenario en el que el chorro se dobla después de que sale de la galaxia, ya sea por la presión del ariete debido a los vientos en el medio intracúmulo o simplemente por el gradiente de densidad en la transición al medio intergaláctico.

Una encuesta de chorros de radio extendidos en AGN con Chandra y HST: primeros resultados, por Rita M. Sambruna (Universidad George Mason), L. Maraschi, F. Tavecchio (Oss Brera), C.Megan Urry (Universidad de Yale), CC Cheung (Brandeis Univ.), G. Chartas (Penn State Univ.), R. Scarpa (ESO), Jessica K. Gambill (George Mason Univ.) 2002. Aceptado para su publicación en The Astrophysical Journal.

Resumen: Presentamos los primeros resultados de un estudio óptico y de rayos X de una muestra de jets de radio AGN con Chandra y HST. Nos centramos aquí en las primeras seis fuentes observadas en rayos X, en cuatro de las cuales se detectó por primera vez un chorro de rayos X brillante. En tres de cada cuatro casos, la emisión óptica del chorro también se detecta en nuestras imágenes HST. Comparamos la morfología de los rayos X con la radio derivada del procesamiento mejorado de los datos de archivo VLA y construimos distribuciones de energía espectral (SED) para los nudos de emisión más conspicuos. En la mayoría de los casos, los SED, junto con la similitud de las morfologías de rayos X y radio, favorecen un origen Compton inverso de los rayos X. El origen más probable de los fotones semilla es el Fondo Cósmico de Microondas, lo que implica que los chorros todavía son relativistas en escalas de kiloparsec. Sin embargo, en el primer nudo del chorro PKS 1136-135, es probable que los rayos X se produzcan a través del proceso de sincrotrón. En los cuatro casos, se requieren factores de Lorentz en masa de unos pocos. Los mapas de radio de los dos chorros no detectados por Chandra o HST sugieren que son menos emitidos a gran escala que las otras cuatro fuentes detectadas. Nuestros resultados demuestran que, a la sensibilidad y resolución de Chandra, la emisión de rayos X de los chorros extragalácticos es común, proporcionando información esencial sobre sus propiedades físicas.

Monitoreo de Blazar a escala Parsec: Variabilidad de flujo y polarización, por Daniel C. Homan, Roopesh Ojha, John F. C. Wardle, David H. Roberts, Margo F. Aller, Hugh D. Aller, Philip A. Hughes. 2001. Enviado a The Astrophysical Journal.

Resumen: Presentamos el análisis del flujo y la variabilidad de polarización de chorros de radio a escala parsec de un experimento de polarización VLBA de doble frecuencia y seis épocas que monitorea 12 blazares. Las observaciones se realizaron a 15 y 22 GHz a intervalos bimestrales durante 1996. Aquí analizamos el comportamiento del flujo, la polarización fraccionada y el ángulo de posición de polarización de las regiones del núcleo y las características del chorro, considerando tanto las tendencias lineales de estas cantidades con el tiempo como las fluctuaciones más rápidas. sobre las tendencias lineales. La naturaleza de frecuencia dual de las observaciones nos permite examinar la evolución espectral, separar los efectos de Faraday de los cambios en el orden del campo magnético y también deducir estimaciones empíricas de las incertidumbres en la medición de las propiedades de las características del chorro de VLBI (ver el Apéndice). [reducido]

Detección de un chorro de rayos X en 3C 371 con Chandra, por Joseph E. Pesce, Rita M. Sambruna, F. Tavecchio, L. Maraschi, C. C. Cheung, C. Megan Urry y R. Scarpa. 2001. Aceptado por The Astrophysical Journal Letters. & # 160Descargar PDF. La figura 1 (en color) está disponible en formato GIF y PDF.

Resumen: Reportamos la detección en rayos X del chorro radio / óptico de 3C 371, de una exposición corta (10 ks) a Chandra en marzo de 2000. También presentamos una nueva observación MERLIN a 1.4 GHz junto con un análisis renal del archivo HST WFPC2 Imagen F555W. A pesar de la limitada relación señal-ruido de los datos de Chandra, la morfología de los rayos X es claramente diferente a la de la emisión radio / óptica, con el nudo de rayos X más brillante a 1,7 "del núcleo y poca emisión de rayos X desde el nudo radio / óptico más brillante a 3,1 ". Construimos las distribuciones de energía espectral para las dos regiones de emisión a 1.7 "y 3.1". Ambos muestran que el flujo de rayos X está por debajo de la extrapolación del continuo radio-óptico, lo que sugiere un sincrotrón de haz moderado de una población de electrones con un corte de alta energía decreciente como un mecanismo de emisión plausible.

Realización de películas a partir de imágenes radioastronómicas con AIPS, por C. C. Cheung, D. C. Homan, J. F. C. Wardle, D. H. Roberts. 2001. NRAO AIPS Memo # 106.

Resumen: Presentamos una receta detallada para hacer películas a partir de observaciones de radio de varias épocas de fuentes astronómicas. Las imágenes se interpolan linealmente en el tiempo para crear una sucesión uniforme de fotogramas de modo que se pueda compilar una película continua. Aquí, describimos el procedimiento y llamamos la atención sobre los detalles específicos necesarios para hacer una película exitosa. En particular, discutimos los problemas relacionados específicamente con la realización de películas de polarización. El procedimiento descrito aquí se ha implementado en scripts en el paquete AIPS de NRAO (Brandeis AIPS Movie Maker - BAMM) que están disponibles para uso público (http://www.astro.brandeis.edu).

Observaciones de polarización circular a escala Parsec de 40 Blazars, por D. C. Homan, J. M. Attridge y J. F. C. Wardle. 2001. Aceptado por The Astrophysical Journal.

Resumen: Presentamos los resultados de polarización circular de un estudio de 5 GHz de las propiedades de polarización a escala parsec de 40 AGN realizado con el VLBA. Encontramos 11 detecciones de polarización circular en el nivel 3 sigma o superior. Esto casi cuadriplica el número de fuentes detectadas en polarización circular con resolución VLBI. No encontramos correlación entre la polarización fraccionaria lineal y circular en nuestra muestra. Una explicación probable es la despolarización de Faraday externa en los núcleos de AGN que reduce la polarización lineal pero deja la polarización circular sin cambios. Al comparar los nuestros y otros resultados recientes con las observaciones hechas hace 20 años, encontramos que, en cinco de seis casos, las fuentes tienen hoy el mismo signo de polarización circular que hace 20 años. Esto sugiere la presencia de una propiedad a largo plazo de los chorros, como la polaridad de un flujo magnético neto, que es estable en escalas de tiempo mucho más largas que las de los estallidos individuales.

Monitoreo de Blazar a escala Parsec: Mociones adecuadas, por D. C. Homan, R. Ojha, J. F. C. Wardle, D. H. Roberts, M. F. Aller, H. D. Aller y P. A. Hughes. Aparecido en The Astrophysical Journal 2001, vol 549, p. 840.

Resumen: Presentamos los movimientos propios obtenidos de un experimento de polarización VLBA de doble frecuencia y seis épocas que monitorea una muestra de 12 blazares. Las observaciones se realizaron a 15 GHz y 22 GHz a intervalos bimensuales durante 1996. Diez de las once fuentes para las que se pudo determinar de manera confiable el movimiento adecuado son superlumínicas. Solo J2005 + 77 no tiene componentes superlumínicos. Tres fuentes (OJ287, J1224 + 21 y J1512-09) muestran un movimiento más rápido que 10 h ^ <-1> c, lo que requiere $ gamma_$ de al menos 10h ^ <-1> (H_0 = 100h km / s / Mpc). Comparamos nuestros resultados con los de la literatura y encontramos movimientos fuera del rango observado previamente para cuatro fuentes. Si bien algunos componentes del chorro exhiben un movimiento no radial significativo, la mayor parte del movimiento es radial. En al menos dos fuentes hay componentes que se mueven radialmente en ángulos de posición estructural significativamente diferentes. En cinco de seis fuentes (3C120, J1224 + 21, 3C273, 3C279, J1512-09 y J1927 + 73) que tienen múltiples componentes con movimiento propio medible, el componente más interno es significativamente más lento que los demás, lo que sugiere que la aceleración ocurre en el chorro. En los movimientos de los componentes individuales observamos al menos un movimiento de desaceleración y dos aceleraciones de `` flexión '' que tienden a alinear sus movimientos con una estructura de mayor escala. También discutimos en detalle nuestros procedimientos para obtener resultados cinemáticos robustos a partir de datos VLBI multifrecuencia que abarcan varias épocas.

La naturaleza de los chorros: evidencia de observaciones de polarización circular, por John F. C. Wardle, Daniel C. Homan. A aparecer en "Partículas y campos en radiogalaxias", Eds. Robert A. Laing y Katherine M. Blundell, Serie de conferencias ASP

Resumen: Revisamos observaciones recientes de radiación polarizada circularmente de AGN realizadas con el VLBA y con el ATCA. También discutimos brevemente las detecciones de las fuentes galácticas Sag A * y SS433. El origen de la polarización circular sigue siendo una cuestión abierta en la mayoría de los casos, y discutimos cuatro posibles mecanismos. La polarización circular detectable es una propiedad común de los quásares, pero no de las radiogalaxias, y siempre está asociada con el núcleo compacto. Existe una creciente evidencia de que el signo de la polarización circular permanece igual durante al menos dos o tres décadas en el tiempo, lo que sugiere que es una propiedad fundamental del chorro.

Mediciones de distancia directa a fuentes de radio superlumínicas, por D. C. Homan y J. F. C. Wardle. Aparecido en The Astrophysical Journal (2000) vol 535, pág. 575.

Resumen: Presentamos una nueva técnica para medir directamente las distancias a fuentes de radio superlumínicas. Al comparar los movimientos propios observados de los componentes en un chorro de radio a escala parsec con sus factores Doppler medidos, podemos deducir la distancia a la fuente de radio independientemente de los peldaños estándar en la escala de distancia cosmológica. Esta técnica requiere que el ángulo del chorro a la línea de visión y la relación del patrón a las velocidades del flujo estén suficientemente restringidos. Evaluamos una serie de posibilidades para restringir estos parámetros y demostramos la técnica en un componente bien definido en el chorro de escala parsec del quásar 3C279 (z = 0.536). Encontramos una distancia de tamaño angular a 3C279 mayor que 1.8 (+ 0.5, -0.3) n ^ <1/8> Gpc, donde n es la relación entre la densidad de energía en el campo magnético y la densidad de energía en las partículas radiantes en ese componente de chorro. Para un Universo Einstein-de Sitter, esta medida restringiría la constante de Hubble a H & lt 65 n ^ <-1/8> km / s / Mpc en el nivel de dos sigma. Medidas similares en fuentes de mayor corrimiento al rojo pueden ayudar a discriminar entre modelos cosmológicos. & # 160

1999 y antes

Detección y medición de polarización circular a escala Parsec en cuatro AGN, por D. C. Homan y J. F. C. Wardle. Aparecido en The Astronomical Journal (1999) vol 118, pg 1942. Descargar PDF

Resumen: Presentamos cinco épocas de observaciones VLBA de 15 GHz de 13 AGN. Estas observaciones se calibraron especialmente para detectar la polarización circular de la escala de pársec y nuestras técnicas de calibración se discuten y analizan en detalle. Obtuvimos detecciones confiables de polarización circular a escala parsec en los chorros de radio de 4 AGN: 3C84, PKS 0528 + 134, 3C273 y 3C279. Para cada uno de estos objetos, nuestras detecciones están al nivel de & # 126 0,3-1% de polarización circular fraccional local. Nuestras observaciones son consistentes en múltiples épocas (y diferentes técnicas de calibración) en el signo y la magnitud de la polarización circular observada. 3C273 y 3C279 experimentan explosiones en el núcleo durante nuestras observaciones y los cambios en la polarización circular de ambas fuentes están correlacionados con estas explosiones. En general, observamos que la polarización circular es casi coincidente con los fuertes núcleos VLBI de estos objetos; sin embargo, en 3C84 la polarización circular se ubica un milisegundo de arco completo al sur del pico de la fuente, y en la época de 1996.73 de 3C273 la polarización circular se asocia predominantemente con el componente jet emergente. Nuestras observaciones apoyan la conclusión teórica de que la emisión de polarización circular es una función sensible de la opacidad, siendo más fuerte cuando la profundidad óptica está cerca de la unidad. La polarización circular puede producirse como un componente intrínseco de la radiación de sincrotrón o por la conversión de Faraday de polarización lineal a circular. Nuestras observaciones de frecuencia única no distinguen fácilmente entre estos posibles mecanismos, pero independientemente del mecanismo, la notable consistencia a través de la época del signo de la polarización circular observada sugiere la existencia de un campo magnético unidireccional, estable y a largo plazo. Las observaciones de un solo plato de 3C273 y 3C279 a 8 GHz por Hodge y Aller sugieren que esta estabilidad puede persistir durante décadas en nuestro marco de observación.

Interacciones de radio jet-medio ambiente en escalas de Parsec en Blazar 1055 + 018, por J. M. Attridge, D. H. Roberts y J. F. C. Wardle. Apareció en Astrophys.J. (1999) vol 518, pág. 87.

Resumen: Como parte de nuestro estudio de los campos magnéticos de AGN, hemos observado recientemente una gran muestra de blazares con Very Long Baseline Array. Aquí informamos el descubrimiento de un chorro llamativo de dos componentes en la fuente 1055 + 018, que consta de una columna interna con un campo magnético transversal y una capa límite fragmentaria pero distinta con un campo magnético longitudinal. La distribución de polarización en la columna vertebral apoya fuertemente los modelos de chorro de choque, mientras que en la capa límite sugiere una interacción con el medio circundante. Este comportamiento sugiere una nueva forma de comprender las diferentes propiedades de polarización de los blazares de líneas fuertes y débiles.

Chorros de positrones y electrones asociados con el Quasar 3C279, por J. F. C. Wardle, D. C. Homan, R. Ojha y D. H. Roberts. Aparecido en Nature (1998) vol 395, pág. 457. Descargar PDF

Resumen: Un problema pendiente desde hace mucho tiempo en la astrofísica extragaláctica es la composición de los chorros relativistas de plasma que fluyen desde los núcleos de los cuásares y las galaxias activas, ya sea predominantemente un plasma "normal" (electrón - protón) o un "par" (electrón - positrón) plasma. Distinguir entre estas posibilidades es crucial para comprender los procesos físicos que ocurren cerca de los supuestos agujeros negros supermasivos en los núcleos galácticos que crean los chorros. Aquí presentamos un nuevo enfoque al problema de la composición del chorro, mediante la detección de emisiones de radio polarizadas circularmente del quásar arquetípico 3C279, utilizando el VLBA. La polarización circular se produce mediante la conversión de Faraday, que requiere que la distribución de energía de las partículas radiantes se extienda a energías muy bajas, lo que indica que los pares de electrones y positrones son un componente importante del plasma en chorro. Detecciones similares en otras tres fuentes de radio sugieren que, en general, los chorros de radio extragalácticos están compuestos principalmente por un plasma de electrones y positrones.


El radiotelescopio de Effelsberg cumple 50 años

El radiotelescopio de 100 m del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn celebra su 50 aniversario en 2021. La construcción del telescopio en un valle de Eifel a unos 40 km al suroeste de Bonn se llevó a cabo en tres años y medio, de 1967 a 1971. El 12 de mayo de 1971, se celebró una inauguración oficial en el sitio del telescopio, cerca de las dos aldeas de Eifel, Effelsberg y Lethert, que ahora son distritos de la ciudad de Bad Münstereifel.

Para conmemorar el aniversario, en mayo de 2021 se completó una cuarta ruta de senderismo astronómica, la Ruta del viaje en el tiempo. Tiene una longitud total de 5 km alrededor del radiotelescopio de 100 m, presentando los 50 años de historia del radiotelescopio de Effelsberg. en 20 paneles. Los paneles informan sobre resultados científicos con el telescopio, así como notables innovaciones técnicas como la instalación de un nuevo subreflector o la construcción de la estación LOFAR Effelsberg para observaciones de radio en longitudes de onda más largas.

La ruta del viaje en el tiempo del radiotelescopio de Effelsberg comienza en el pabellón de visitantes. La foto muestra la estación no. 1 . [más]

La ruta del viaje en el tiempo del radiotelescopio de Effelsberg comienza en el pabellón de visitantes. La foto muestra la estación no. 1 (Inauguración y Primeras Observaciones, 1971) frente a la entrada del pabellón y el radiotelescopio de 100 m al fondo.

La ruta del viaje en el tiempo del radiotelescopio de Effelsberg comienza en el pabellón de visitantes. La foto muestra la estación no. 1 (Inauguración y Primeras Observaciones, 1971) frente a la entrada del pabellón y el radiotelescopio de 100 m al fondo.

El radiotelescopio de 100 m del Instituto Max Planck de Radioastronomía se encuentra en un valle de un arroyo directamente en la frontera entre los estados alemanes de Renania del Norte-Westfalia y Renania-Palatinado. Desde el estacionamiento para visitantes cerca de los pueblos de Eifel de Effelsberg y Lethert, ambas partes del municipio local de Bad Münstereifel, hay unos 15 minutos a pie hasta el radiotelescopio y el pabellón de visitantes de aposs con una vista directa del telescopio en sí.

Como una retrospectiva de 50 años de exitoso trabajo de investigación con el radiotelescopio Effelsberg de 100 m, en mayo de 2021 se inauguró una nueva ruta de senderismo, la & quot; Time Travel Trail & quot; en las cercanías del radiotelescopio Effelsberg. Comienza en el pabellón de visitantes en las inmediaciones del radiotelescopio de 100 m, conduce alrededor del telescopio en una ruta de poco más de 5 km y termina en el mirador directamente frente a la antena gigante. Desde allí, un corto camino en zigzag conduce directamente al pabellón.

"La nueva ruta de senderismo no solo presenta una visión fascinante de 50 años de investigación y tecnología en Effelsberg, sino que también permite ver el espectacular telescopio y el hermoso paisaje circundante de Eifel desde diferentes perspectivas", dice Alex Kraus, gerente de la estación de Effelsberg. Radio Observatorio. "Ya durante mi doctorado en el instituto, tuve mucho tiempo de observación con el telescopio para estudiar la variabilidad a corto plazo de los núcleos galácticos activos". Este tema está documentado en la Estación No. 8 de la Ruta del Viaje en el Tiempo.

El Time Travel Trail describe en un total de 20 estaciones una serie de eventos de cinco décadas de historia del radiotelescopio de 100 m, desde su inauguración en 1971 hasta el 50 aniversario en el presente año 2021.

Estos incluyen hitos científicos y técnicos, desde el primer descubrimiento de las moléculas de agua y amoníaco fuera de los límites de nuestra Vía Láctea en 1977/79 hasta el récord mundial de resolución angular de solo 11 microsegundos de arco (equivalente al diámetro de una moneda de 1 centavo). en la superficie de la Luna) mediante observaciones espaciales VLBI con el telescopio de 100 m. Además, hay hitos técnicos como la instalación de un nuevo subreflector con superficie ajustable en 2006 y la puesta en servicio de un segundo radiotelescopio in situ, la estación Effelsberg de la red europea de telescopios LOFAR.

Mapa de los alrededores del radiotelescopio de Effelsberg. Las posiciones de las 20 estaciones del Time Travel Trail son . [más]

Mapa de los alrededores del radiotelescopio de Effelsberg. Las posiciones de las 20 estaciones del Time Travel Trail están marcadas. Las primeras 12 estaciones, así como la estación no. 19 y no. 20 se encuentran en el área del estado federal de Renania del Norte-Westfalia y las estaciones no. 13 a 18 en el área de Renania-Palatinado. La frontera estatal entre los dos estados federales corre directamente al lado del telescopio de 100 m.

Mapa de los alrededores del radiotelescopio de Effelsberg. Las posiciones de las 20 estaciones del Time Travel Trail están marcadas. Las primeras 12 estaciones, así como la estación no. 19 y no. 20 se encuentran en el área del estado federal de Renania del Norte-Westfalia y las estaciones no. 13 a 18 en el área de Renania-Palatinado. La frontera estatal entre los dos estados federales corre directamente al lado del telescopio de 100 m.

La Ruta del Viaje en el Tiempo recorre el sitio del observatorio de radio, en el área no de uno sino de dos estados alemanes (Renania del Norte-Westfalia y Renania-Palatinado).

Esta ruta de senderismo, marcada con un símbolo de telescopio negro sobre un fondo amarillo, se estableció en cooperación del Instituto Max Planck de Radioastronomía con el "Freundeskreis Sahrbachtal", el "Tourist-Information / Stadt Bad Münstereifel" y el OG Bad Münstereifel. del Eifelverein. Complementa los tres senderos astronómicos ya existentes, Planet Trail, Milky Way Trail y Galaxy Trail, que representan casi toda la escala de distancias cósmicas desde nuestro sistema solar hasta las galaxias más distantes a distancias de miles de millones de años luz.

“El Eifelverein Bad Münstereifel felicita al radiotelescopio Effelsberg en su 50 aniversario y se enorgullece de haber implementado ahora otra ruta de senderismo atractiva e informativa, en colaboración con los otros socios de cooperación, y además de los dos“ Eifelschleifen ”ya existentes de Bad Münstereifel al telescopio y alrededor de Effelsberg ", dice Bernhard Ohlert, presidente del OG Bad Münstereifel de Eifelverein.

& quot; El Freundeskreis Sahrbachtal e.V. envía felicitaciones por el 50 aniversario del radiotelescopio Effelsberg, que está magistralmente incrustado en el entorno natural de las montañas Ahr. Con este instrumento científico constantemente mejorado se podrían obtener importantes resultados en la investigación astronómica ”, añade Walter Brüggemann, presidente de Freundeskreis. & quotLa Freundeskreis da la bienvenida a la apertura de la nueva Ruta de viaje en el tiempo como una oferta para obtener más información y conocimiento para los excursionistas interesados. Esperamos la continuación de nuestra buena cooperación con el MPIfR, que ha crecido históricamente en la historia, y agradecemos la excelente cooperación y el impacto en el turismo.

"Con la Ruta de viaje en el tiempo, tenemos un atractivo conjunto de rutas de senderismo astronómicas en el radiotelescopio de Effelsberg", concluye Norbert Junkes, responsable de prensa del Instituto Max Planck de Radioastronomía, a quien se remonta la concepción de las cuatro rutas de senderismo. "En el futuro, nos gustaría expandir aún más el sistema de estaciones de conexión virtual entre nuestros senderos, lo que ya convierte al Sendero Planetario con la estación & quotSirius & quot del telescopio APEX en Chile en el sendero astronómico más largo de la Tierra".

Mesa con las 20 estaciones del Time Travel Trail en el radiotelescopio de Effelsberg. El sendero recorre un total . [más]

Mesa con las 20 estaciones del Time Travel Trail en el radiotelescopio de Effelsberg. El sendero recorre una longitud total de 5 km y cubre los 50 años de historia del radiotelescopio de 100 m desde la inauguración hasta su aniversario en 2021.

Mesa con las 20 estaciones del Time Travel Trail en el radiotelescopio de Effelsberg. El sendero recorre una longitud total de 5 km y cubre los 50 años de historia del radiotelescopio de 100 m desde la inauguración hasta su aniversario en 2021.

A continuación, se ofrece una breve descripción de las 20 estaciones de la Ruta de viaje en el tiempo (ver también la tabla en la Figura 3):

1. La primera estación del sendero representa la inauguración del radiotelescopio después de aproximadamente tres años de construcción el 12 de mayo de 1971. Ya el 23 de abril, el remanente de supernova HB21 fue observado como la primera medición exitosa (& quotFirst Light & quot) con el Effelsberg Radio telescopio.

2. Estación no. 2 marca el inicio de las operaciones completas para el radiotelescopio Effelsberg y sus sistemas receptores el 1 de agosto de 1972. En el mismo año, se realizaron las primeras mediciones de púlsares a una longitud de onda de 2,8 cm, que fue la longitud de onda más corta utilizada para las observaciones de púlsares a este hora.

3. En 1973, el radiotelescopio de Effelsberg se integró en una red mundial de radiotelescopios ("Interferometría de línea de base muy larga", VLBI), que ya se encontraba en una etapa muy temprana de su funcionamiento. Se realizaron las primeras mediciones con líneas de base transatlánticas, posibilitadas por la conexión del telescopio de 100 m con radiotelescopios en EE. UU.

4. Un año después, en 1974, el radiotelescopio de Effelsberg se utilizó como estación receptora de la sonda solar HELIOS durante seis meses durante el día. HELIOS fue el primer gran proyecto de vuelo espacial alemán. Ese mismo año se publicó el primer mapa completo de la emisión de radio de la galaxia de Andrómeda M31 a una longitud de onda de 11 cm.

5. Debido a su alta sensibilidad, el radiotelescopio de Effelsberg es ideal para mediciones de señales de radio extremadamente débiles. Sin embargo, las líneas espectrales de agua H2O (1977 en M33) y amoníaco NH3 (1979 en IC342) podrían detectarse por primera vez en otras galaxias a varios millones de años luz de distancia.

6. Después de unos diez años de mediciones con los tres radiotelescopios totalmente orientables más grandes de la Tierra en ese momento (Effelsberg: 100 m, Jodrell Bank: 76 m, Parkes: 64 m de diámetro), el mapa más preciso de la emisión de radio de el cielo completo a 73 cm de longitud de onda se publicó en 1982.

7.Las observaciones de una amplia gama de líneas espectroscópicas de la molécula de amoníaco NH3 con el radiotelescopio de Effelsberg llevaron a la introducción de un termómetro cósmico para derivar la temperatura de las nubes moleculares.

8. El radiotelescopio de Effelsberg fue fundamental para el descubrimiento de la variabilidad a corto plazo en los núcleos de las fuentes de radio extragalácticas. En las regiones centrales de galaxias activas extremadamente distantes (por ejemplo, 0917 + 624, a nueve mil millones de años luz de distancia), se encuentran variaciones de brillo en unas pocas horas y, por lo tanto, se pueden detectar estructuras tan pequeñas como el tamaño de nuestro sistema solar.

9. El efecto Zeeman es la división de líneas espectrales en campos magnéticos (Premio Nobel para Pieter Zeeman 1902). La verificación de este efecto en el espacio se demostró por primera vez con el radiotelescopio Effelsberg para la molécula de agua H2O. Esto permite la investigación de campos magnéticos en nubes moleculares.

10. Un raíl circular de 64 m de diámetro soporta todo el peso del radiotelescopio Effelsberg. Después de 25 años de funcionamiento, este riel tuvo que ser reemplazado por completo. Para este propósito, el telescopio con su peso total de 3200 toneladas tuvo que ser "levantado" para el momento del reemplazo del riel.

11. La teoría de la relatividad general de Einstein y aposs predice un cambio continuo en la dirección de un eje de rotación de púlsar y aposs (precesión geodésica) cuando se mueve en el campo gravitacional de una estrella compañera. Con el radiotelescopio de Effelsberg, este efecto se pudo comprobar por primera vez en el caso del púlsar PSR 1913 + 16.

12. El estudio sistemático de los campos magnéticos de las galaxias y de nuestra Vía Láctea se inició mediante observaciones de emisión de radio polarizada con el radiotelescopio de Effelsberg. Un buen ejemplo se presenta en un mapa detallado para estudiar el campo magnético de nuestra galaxia vecina M31 a una longitud de onda de 6 cm.

13. El subreflector del radiotelescopio de Effelsberg con un diámetro de 6,50 m se encuentra cerca del punto focal en la punta de las cuatro patas de apoyo. El 5 de octubre de 2006, se instaló un espejo nuevo y mejorado con 100 elementos de superficie activa controlados por motor, lo que aumentó aún más el rendimiento del radiotelescopio.

14. La primera estación alemana del radiotelescopio europeo de baja frecuencia LOFAR se construyó en el emplazamiento del Radio Observatorio de Effelsberg. Las estaciones LOFAR están distribuidas en varios países de Europa y están conectadas directamente a través de conexiones rápidas de línea de datos.

15. En el radiotelescopio de Effelsberg se están ejecutando programas especiales de medición para encontrar nuevos púlsares. PSR J1745 + 10 es el primer púlsar de milisegundos descubierto en Effelsberg. Es un llamado "púlsar de la viuda negra", donde la radiación de alta energía de púlsar y apóstoles está vaporizando casi por completo a su pareja con el tiempo.

16. Un pulsar con un campo magnético extremadamente fuerte, el llamado magnetar, fue detectado con el radiotelescopio de Effelsberg en las inmediaciones del centro de la Vía Láctea. Se mueve en un período orbital de unos 500 años alrededor del agujero negro supermasivo en el centro (Sgr A * con más de 4 millones de masas solares).

17. Dentro del proyecto Effelsberg-Bonn-HI-Survey (EBHIS), se observó el cielo septentrional completo a la luz de la línea espectral de hidrógeno neutro (HI) de 21 cm con el radiotelescopio Effelsberg.

18. Estudio de las líneas espectrales de los máseres de agua en la galaxia NGC 4258 en una red Space-VLBI que conecta el telescopio espacial RadioAstron con varios radiotelescopios terrestres, incluido el telescopio de 100 m, la resolución angular más alta en astronomía con 11 microarcsegundos. sólo se puede lograr.

19. El "Global Millimeter VLBI Array" (GMVA) se utiliza para investigar detalles dentro de las regiones centrales de galaxias como Perseus A, Cygnus A, M87 y Sgr A * (centro de la Vía Láctea) con una resolución angular muy alta. Con una longitud de onda de solo 3,5 mm, la radio Effelsberg de 100 m que participa en la radio se lleva a sus límites.

20. En 2021, el radiotelescopio de Effelsberg cumplió los primeros 50 años de su vida. Para conmemorar la ocasión, el servicio postal alemán emitió un sello de aniversario “50 Jahre 100-m-Radioteleskop Effelsberg”. Continuarán los programas de observación e investigación con el telescopio de 100 m.

El Time Travel Trail en el radiotelescopio Effelsberg complementa los tres senderos astronómicos existentes alrededor del radio observatorio, Planet Trail, Milky Way Trail y Galaxy Trail, que incluyen la escala de distancia astronómica completa desde nuestro sistema solar hasta las galaxias más distantes miles de millones de años luz. fuera.


Los púlsares como herramientas para la física fundamental y la astrofísica amplificada

La gran cantidad de púlsares descubiertos por el SKA, en combinación con la excepcional precisión de sincronización que puede proporcionar, revolucionará el campo de la astrofísica de púlsares. El SKA proporcionará un censo completo de púlsares tanto en la Galaxia como en los cúmulos globulares galácticos que se puede utilizar para proporcionar un mapa detallado de la densidad electrónica y los campos magnéticos, la dinámica de los sistemas y sus historias evolutivas. Este censo completo proporcionará ejemplos de casi todos los resultados posibles de la evolución de estrellas masivas, incluido el descubrimiento de sistemas muy exóticos como los sistemas de agujeros negros de púlsares y los púlsares de submilisegundos, si existen. Estos sistemas exóticos permitirán pruebas únicas del límite de campo fuerte de la gravedad relativista y la ecuación de estado en densidades extremas. Las masas de púlsares y sus compañeros binarios (planetas, enanas blancas, otras estrellas de neutrones y agujeros negros) se determinarán en ~ 1% para cientos de objetos. Con el SKA podemos descubrir y cronometrar púlsares de milisegundos altamente estables que comprenden una matriz de temporización de púlsar para la detección de ondas gravitacionales de baja frecuencia. El SKA también proporcionará censos parciales de galaxias cercanas a través de detecciones periódicas y de pulso único, proporcionando información importante sobre el medio intergaláctico.

La investigación básica en radioastronomía en el NRL cuenta con el apoyo de la Oficina de Investigaciones Navales.