Centelleo Interestelar (aka Interstellar Scintillation)

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Centelleo Interestelar(aka Interstellar
Scintillation)

• Alumno Harold Francke
• Curso Medio Interestelar
• Profs Simón Cassasus y Guido Garay

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Introducción

• Se ha observado que el tamaño de las radiofuentes
  y la intensidad de pulsares sufre variaciones
  debido a efectos de centelleo que produce el
  plasma del medio interestelar (e
  interplanetario).
• Es muy interesante averiguar cómo está
  distribuido este plasma en la galaxia, ya que
  para muchas observaciones de alta resolución en
  radioastronomía este seeing de la Galaxia juega
  un papel crucial.

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Modelo Simplificado del ISM

• Consideremos una distribución de electrones
  libres entre la fuente, que se encuentra a una
  distancia z, y el observador.
• El ISM tiene un índice de refracción m, con
  variaciones de amplitud rms ?m y un tamaño a.

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Cambio de fase

• Al atravesar el segmento i-ésimo, un rayo de luz
  sufre un cambio de fase relativo
• Como hay z/a inhomogeneidades independientes, el
  valor rms total es la suma cuadrática de cada uno

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Ángulo de Scattering

• Podemos aproximar el efecto de todo el ISM como
  si lo produjera una pantalla delgada en la mitad
  del camino.
• La inclinación del frente de ondas una vez que
  pasa esta pantalla

Como la distancia en el plano de la pantalla
sobre la cual la fase varia en ?? es a. Usando la
ec. anterior, la inclinación del frente de ondas
será
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Ángulo de Scattering

• Recordemos que el índice de refracción de una
  onda electromagnética que se propaga a través de
  un gas de electrones libres es (ver
  LightmanRybicki)

donde
con esto,
Expandiendo sólo a primer orden en (?_p/?)2 se
obtiene
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Tamaños aparentes observados

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

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Centelleos de Pulsares

• Si de una fuente puntual llegan muchos rayos a
  través de caminos distintos, se puede producir
  interferencia si es que
• Los rayos efectivamente se cruzan ? z gt 2a/?
• La diferencia de fase tiene que ser gt? 1 rad. Si
  la dispersión en diferencias de camino es DL

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

• Reemplazando ?L y ?c/? en la condición anterior,
  se obtiene

Si reemplazamos ?2 con la expresión anterior y
asumimos que lt?ngt ? ltngt
usualmente Dm se define
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Observaciones de frec. de dec.
Medida de f.d. (negras) y de ensanchamiento del
pulso (blancas) La línea recta corresponde a
f ? Dm-2
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Resumen de resultados más relevantes

• Se observa una relación entre el tamaño angular
  aparente de radiofuentes, proporcional a v-2.
• a 100MHz ? 0.2 arcsec
• a 2000MHz ? 0.001arcsec
• Los datos son consistentes con ?n 3x10-5 cm-3 y
  a 1011 cm (una centésima de U.A.!)
• Se observa que los pulsares presentan
  fluctuaciones en la amplitud de sus pulsos en
  horas o incluso minutos.
• Se podrían medir distancias con el tamaño angular
  y la frecuencia de decorrelación, pero hay
  demasiadas incertezas.

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Resumen Resultados

• Se observa que la frecuencia de decorrelación
  cumple
• Comparando centelleos de fuentes a distintas
  latitudes galácticas se ha podido determinar que
  el grosor efectivo de la capa de electrones
  libres es 1 kpc.

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Referencias

• Physical Processes in the Interstellar Medium,
  Spitzer
• Galactic Structure and the Aparent Size of Radio
  Sources, A.C.S.Readhead A.Hewish, Nature, 236,
  440,1972
• Scattering of pulsar radiation in the
  interstellar medium, J.M Sutton, MNRAS, 155, 51,
  1971