Una mirada al Universo profundo en rayos X

Tamaño: px
Comenzar la demostración a partir de la página:

Download "Una mirada al Universo profundo en rayos X"

Transcripción

1 Una mirada al Universo profundo en rayos X Xavier Barcons Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)

2 Indice Motivación y herramientas El Universo en rayos X Los observatorios modernos de rayos X: Chandra y XMM- Newton Algunos hitos recientes en Astronomía de rayos X El medio intergaláctico caliente Galaxias Activas y el Universo oscurecido AGNs atípicos: cuestionando el modelo unificado Rastreando el cielo: Resultados del programa AXIS Cielo profundo en rayos X Retos para el futuro

3 Cómo empezó la Astronomía Se descubren dos hechos sorprendentes: Una fuente extremadamente de rayos!hasta brillante el año1990! X? en rayos X y muy poco aparente en el óptico (Sco X-1) Una radiación difusa por todas direcciones (la radiación cósmica de fondo de rayos X) Y, por supuesto, la Luna no se ve de Junio de 1962: Giacconi y colaboradores envian un cohete (Aerobee) a más de 80 km de altura durante 5 min con 3 detectores de rayos X. Objetivo: detectar los rayos X solares reflejados en la Luna.

4 Sco X-1 FRX

5 Riccardo Giacconi (Génova 1931) Premio Nobel de Física

6 Procesos cósmicos que producen radiación X Plasmas (gases ionizados) a temperaturas de millones de grados (bremsstrahlung y lineas) Electrones muy energéticos en campos magnéticos intensos (sincrotrón) Efecto Compton inverso sobre electrones energéticos. Material en caída hacia objetos compactos o agujeros negros (discos de acreción) Cascadas de pares electrón-positrón

7 Los grandes observatorios Chandra (NASA) Julio 1999 XMM-Newton (ESA) Diciembre 1999

8 Cómo funciona un telescopio de rayos X?

9 Espectroscopía de baja resolución (E/ E~20-50) espacialmente resuelta (0.5 ). Espectroscopía dispersiva de resolución intermedia ( Ang, E/ E~ ) Chandra Cámara de Alta Resolución (HRC): Placa Micro-Canal Espectrómetro CCD Avanzado (ACIS) Red de Transmisión de baja energía (LETG): kev, E/ E= (+HRC-S) Red de Transmisión de Alta Energía (HETGS): kev, E/ E 1000 (+ACIS-S)

10 Espectroscopía de baja resolución (E/ E~20-50) espacialmente resuelta (15 ). Espectroscopía dispersiva de resolución intermedia ( Ang, E/ E~ ) XMM-Newton EPIC: (3) Cámaras CCD de imagen espectroscópica kev (2) Espectrógrafos dispersivos por reflexión (RGS): kev (1) Monitor óptico (OM): imagen óptica/uv y grismas.

11 Comparación de Chandra y XMM-Newton XMM-Newton: Area efectiva 0.4 m 2 Resolución angular: 15 HEW Sensitividad límite: erg cm -2 s -1 Chandra: Area efectiva: 0.08 m 2 Resolución angular: 0.5 HEW Sensitividad límite: <10-16 erg cm -2 s -1

12 N132D SNR OVIII Fe line OVII

13 SNRs y Púlsares EL Púlsar del Cangrejo Púlsar Chandra

14 Campo Magnético en estrellas de neutrones aisladas Primera detección de líneas de absorción ciclotrón en una estrella de neutrones aislada: medida directa del campo magnético. Líneas ciclotrón B~8 x Gauss Bignami, Caraveo, De Luca & Mereghetti E

15 El centro Galáctico en rayos X

16 Cúmulos de galaxias Coma Sérsic

17 Cooling flows, calentemiento, turbulencia,? Ausencia de líneas de emisión de Fe L La temperatura del gas intracúmulo no baja de 1/3 de la temperatura exterior Calentamiento del gas en el centro de los cúmulos Gran cantidad de gas a K (FUSE) O VIII Mg XII Fe L

18 El medio intergaláctico caliente (WHIM) Las simulaciones predicen: Una importante fracción de la materia bariónica se encuentra en el medio intergaláctico a T~ K El IGM está más caliente a redshift más bajo debido a la caida de los bariones en los pozos de potencial. Podría incluso estar a temperaturas mayores debido al calentamiento derivado de la formación estelar y de la actividad en los AGNs. Davé et al 2002

19 Historia térmica del WHIM Davé et al (2001)

20 Detección del WHIM asociado al Chandra grupo local FUSE Nicastro et al 2002

21 OVII del WHIM local XMM-Newton Rasmussen et al 2002

22 Detección del WHIM más allá del grupo local H , z=0.297 Detección 2σ de absorbentes OVII, OVIII,NeIX, en sistemas previamente conocidos z= Mathur et al 2002

23 Detección de un grupo de galaxias frío en absorción? Detección (3.6σ) de OVI en absorción a z=0.058 EW=30 ma, implica turbulencia >200 km/s No hay rastro de OVII o OVIII, T~10 5 K Pks , z=0.069 Zona permitida Barcons, Paerels et al 2004

24 La visión de los AGN en rayos X C. Done, Durham U (Chris Done, Univ of Durham)

25 El espectro en rayos X de los AGN Radiación del disco de acreción reprocesada por una corona de electrones energéticos Reflexión (línea del Fe y retroceso Compton) Absorbentes Exceso blando (radiación directa del disco)

26 La variedad de perfiles de la línea de Fe K Nandra (2001) Reeves et al (2001) Toroide Disco XMM ASCA

27 Efectos relativistas en la línea de MCG < > t < > t ASCA XMM Mín Flare Iwasawa et al. (1996, 1999) Fabian et al 2002

28 Absorbentes (parcialmente) H z= ionizados XMM-Newton Absorbentes ionizados en RX ~ Absorbentes asociados en UV IUE Barcons, Carrera & Ceballos 2003b

29 Absorbentes ionizados en ata resolución espectral Sako et al 2001

30 La importancia la absorción: el fondo de rayos X y el modelo unificado para AGNs La densidad espectral de energía es máxima a ~30 kev Modelo unificado: Mezcla de AGNs, con distintas cantidades de absorción fotoeléctrica reproduce el fondo de rayos X Predicciones: La mayoría de la acreción se produce en AGNs absorbidos Deben existir grandes cantidades de Cuásares absorbidos a alto redshift Gilli et al 2000

31 AGNs atípicos: cuestionando el modelo unificado H , z= Seyfert 1.8/1.9 Hα/Hβ>27 Absorción esperada: >10 22 cm -2 XMM-Newton: Disco + reprocesado Absorción<10 20 cm -2 Barcons, Carrera & Ceballos 2003

32 Cuásares de tipo 2 Seleccionado por su emisión en rayos X QSO con líneas estrechas a z=1.246 Luminosidad X > erg/s Radiofuente doble Emisión X no relacionada con los lóbulos radio AGN normal moderadamente absorbido en rayos X XMM VLA Barcons et al 1998 Barcons et al 2003

33 El muestreo del Survey Science Centre de XMM-Newton Cada apuntado de XMM-Newton descubre ~ nuevas fuentes de rayos X. En un año, se añaden entre y nuevas fuentes El muestreo del Survey Science Centre consiste en: Programa central: 1000 fuentes brillantes 1000 fuentes intermedias 1000 fuentes débiles 1000 fuentes en el plano Galáctico Imágenes ópticas de muchos campos de XMM-Newton Identificaciones estadísticas OY Car

34 El Programa AXIS (An XMM- Newton International Survey) Espina dorsal del programa de identificación del SSC ~85 noches en INT, NOT, TNG y WHT (Abril 00-Abril 02) Multipropósito, pero concentrado en: Flujos intermedios Flujos brillantes Plano galáctico Imagen óptica Consorcio: IFCA, IAC, LAEFF, VILSPA, Leicester, MPE, AIP, MSSL, CESR, Bristol, OAS, Brera, Central Lancashire, Cambridge.

35 AXIS: Identificaciones fuera del plano galáctico 1.E BLAGN 1.E NELG 13+8 Galaxias 2 BL LAC 54+8 Estrellas Luminosity/1E44 1.E+00 1.E-01 1.E-02 1.E-03 BLAGN Y Gal Y BLAGN P NELG P BL Lacs NELG Y Gal P 1.E z

36 Galaxias sin líneas de emisión, fuertemente emisoras en X z=0.044 L X =10 42 erg/s TNG XMM Γ=1.7 N H = cm -2 Subaru

37 XMS: Muestra a flujos intermedios (> erg/cm 2 /s) Class Number BLAGN 141 NELG 29 ALG & Clus 7 Stars 32 BL Lacs 1 TOTAL 210

38 XMS: Magnitud óptica frente a flujo en rayos X r/r optical magnitude F X /F opt = F X /F opt = X-ray flux kev (erg cm -2 s -1 )

39 XMS: Enrojecimiento óptico a flujos débiles 3,0 2,5 g'-r' 2,0 1,5 1,0 BLAGN NELG ALG Stars Unid 0,5 0,0-0,5-1, X-ray flux ( kev)

40 XMS: Colores ópticos Optical colours 3,0 2,5 2,0 1,5 r'-i' 1,0 0,5 Galaxias tempranas 0,0-0,5 QSOs -1,0-1,0 0,0 1,0 2,0 3,0 g'-r'

41 Índice espectral en rayos X (Γ) dn(e)/de E -Γ Ley de potencias simple dn(e)/de exp(-σ abs (E)N H )E Ley de potencias absorbida N H no detectad Mateos et al (2004a)

42 Evolución espectral?

43 Absorción fotoeléctrica Fuentes con exceso blando Absorción en: 10% de los AGN de tipo 1 40% de los AGN de tipo 2 Todas las Galaxias sin líneas de emisión

44 XMMU J S kev = 7.2 x erg cm -2 s -1 z=0.872 N H = cm -2 L 2-10 = erg s -1 XMM WHT/ISIS Broad-Line AGN

45 Comparación con modelos para el fondo de rayos X Source too faint Source too faint Abs too low Abs too low Los modelos predicen el doble de fuentes absorbidas Faltan las más absorbidas N H > cm -2

46 Las observaciones más profundas con Chandra La mayoría (50%) de la emisión X (acreción en AGNs) en el Universo ocurre a z<1 Fuentes progresivamente más enrojecidas, incluyendo EROs. Tozzi et al 2001, Barger et al 2003, Alexander et al 2003

47 La observación más profunda con XMM-Newton

48 Resultados preliminares en el Lockman Hole AGN de tipo 1 (15): Ninguno absorbido Buen ajuste con Γ 2 4 tienen excesos blandos, con kt~ kev, todos variables espectralmente Adicionalmente, otro presenta variaciones temporales en el índice espectral Mateos et al 2004b AGN de tipo 2 (6): 5 absorbidos con N H = cm -2 (uno de ellos muy variable) 1 no absorbido No identificadas (4): 1 altamente absorbida, con una componente de scattering y línea de emisión de Fe

49 Variabilidad espectral en AGN de tipo 1 AGN tipo 1 (líneas anchas) z=0.784 N H =0 Γ= <Γ>=1.83

50 Variabilidad espectral en AGN de tipo 2 Source #94; AGN tipo 2; z=0.205 Mateos et al 2004b

51 AGN de tipo 2 sin absorción AGN de tipo 2 (líneas estrechas) z=0.711 Γ=1.8 N H =0

52 Fuente no identificada, fuertemente absorbida y con 5% de scattering Γ=2.1±0.1 N H = cm -2 f=95% z~1, si es la línea Fe Prototipo de fuente de rayos X a flujos débiles

53 Algunas conclusiones La mayoría de la emisión en Rayos X en el Universo, es debida a acreción en agujeros negros supermasivos. La acreción oscurecida en AGNs enrojecidos se vuelve más importante a flujos débiles Cerca del 50% de la energía generada por acreción a z<1, historia reciente Generalmente consistente con los modelos unificados de AGNs, pero: Existen AGNs de tipo 2 NO absorbidos en rayos X Un 10% de los AGNs de tipo 1 están absorbidos en rayos X Existen AGNs de muy baja actividad, dificilmente detectable en el óptico, pero fuerte en rayos X.

54 Retos para el futuro Cosmología de precisión, usando cúmulos de galaxias Evolución química del Universo Formación y evolución de los agujeros negros supermasivos y su relación con la formación de galaxias Caracterización del medio intergaláctico caliente Las primeras grandes estructuras en el Universo Efectos de la gravedad fuerte en los alrededores de agujeros negros

55 DUO (Dark Universe Observatory) Cluster survey mission combining X- ray dedicated obs with ground based observations Free-flyer version of ABRIXAS/ROSITA, focusing on 1º FOV CCD detector. Proposed to NASA as SMEX (PI: R.E. Griffiths), with significant European participation. Under Phase A now. Obtain cosmological parameters to high precision from cluster redshift counts and power spectrum (0<z<1.5)

56 λ [h -1 Mpc] DUO k [h Mpc -1 ] w Ω E Ω M

57 XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy) Collaborative ESA/JAXA mission Under pre-phase A study Major X-ray observatory, separate mirror (MSC) and detector (DSC) spacecrafts (active alignment 50 m) Broadband response kev (incl multilayer coating) m 1 kev, 5 (goal 2 ) Instruments: Large FOV CCD/DFET (5 ) Cryogenic 1 imaging spectrographs, 1 kev, 5 6 kev High energy detector High count rate detector Extended Field of View Imager (15 )

58 Ciencia con XEUS AGN a z=7 Primeros AGN WHIM Grupo de galaxias Evolución Química Cerca del Aguje Negro de 3C27

Astronomía de altas energías: rayos x, rayos gamma y rayos cósmicos

Astronomía de altas energías: rayos x, rayos gamma y rayos cósmicos Astronomía de altas energías: rayos x, rayos gamma y rayos cósmicos Observaciones desde fuera de la atmósfera necesarios Rayos γ : λ < 10-12 m Rayos x : 10-12 < λ < varios 10-8 m E > varios 100 kev E:(0.1-varios

Más detalles

Tema 2: Propiedades y medición de la radiación electromagnética

Tema 2: Propiedades y medición de la radiación electromagnética Tema 2: Propiedades y medición de la radiación electromagnética Espectro de la radiación electromagnética Conceptos básicos para la medición: Densidad de flujo Luminosidad Intensidad Brillo superficial

Más detalles

Astrofísica γ de Altas Energías"

Astrofísica γ de Altas Energías Astrofísica γ de Altas Energías Remanentes de Supernova! Sistemas binarios! Núcleos Galácticos Activos! Marcos López Univ. Complutense Madrid! Curso 2013/14! Índice n Otras Fuentes Galácticas (II) Remanentes

Más detalles

ESPECTRÓMETROS. Máster. Astrofísica. sica INSTRUMENTACIÓN N ASTRONÓMICA

ESPECTRÓMETROS. Máster. Astrofísica. sica INSTRUMENTACIÓN N ASTRONÓMICA INSTRUMENTACIÓN N ASTRONÓMICA Máster Astrofísica sica ESPECTRÓMETROS 1 ESPECTRÓMETROS Espectroscopía. Resolución espectral. Espectrógrafos de prismas Espectrógrafos sin rendija. Prisma objetivo. Componentes

Más detalles

Tema 2.2 Observación, instrumentos y sensores. 1. 2.2.1. Observación astronómica.

Tema 2.2 Observación, instrumentos y sensores. 1. 2.2.1. Observación astronómica. Tema 2.2 Observación, instrumentos y sensores. 1 2.2.1. Observación astronómica. La observación de los objetos celestes puede realizarse mediante cualquier tipo de radiación que emitan ellos mismos u otros

Más detalles

El medio interestelar y supercáscaras de hidrógeno neutro.

El medio interestelar y supercáscaras de hidrógeno neutro. El medio interestelar y supercáscaras de hidrógeno neutro. Medio interestelar. A comienzos del siglo XX, Hartmann fue el primero en encontrar una evidencia observacional que el espacio entre las estrellas

Más detalles

CURSOS DE ASTROFÍSICA, DE NOVIEMBRE DE Instituto de Geofísica y Astronomía Calle 212, N 2906 entre 29 y 31, La Coronela,

CURSOS DE ASTROFÍSICA, DE NOVIEMBRE DE Instituto de Geofísica y Astronomía Calle 212, N 2906 entre 29 y 31, La Coronela, CURSOS DE ASTROFÍSICA, 14-25 DE NOVIEMBRE DE 2016 Instituto de Geofísica y Astronomía Calle 212, N 2906 entre 29 y 31, La Coronela, La Lisa, La Habana, Cuba Por : Dominique BALLEREAU Observatorio de París,

Más detalles

AGUJEROS NEGROS SUPERMASIVOS Y EL CENTRO GALÁCTICO

AGUJEROS NEGROS SUPERMASIVOS Y EL CENTRO GALÁCTICO Rev.R.Acad.Cienc.Exact.Fís.Nat. (Esp) Vol. 104, Nº. 1, pp 203-212, 2010 XI Programa de Promoción de la Cultura Científica y Tecnológica AGUJEROS NEGROS SUPERMASIVOS Y EL CENTRO GALÁCTICO JUAN MARÍA MARCAIDE

Más detalles

MOMENTOS ASTRONÓMICOS DEL OBSERVATORIO DEL TEIDE I. El Sol vibra

MOMENTOS ASTRONÓMICOS DEL OBSERVATORIO DEL TEIDE I. El Sol vibra MOMENTOS ASTRONÓMICOS DEL OBSERVATORIO DEL TEIDE I El Sol vibra A finales de la década de los 70, fruto de las observaciones realizadas con los instrumentos instalados en el Observatorio del Teide, se

Más detalles

Los destellos de rayos gamma y su detección en alta montaña

Los destellos de rayos gamma y su detección en alta montaña Los destellos de rayos gamma y su detección en alta montaña D. Allard 1, I. Allekotte 2, C. Alvarez 3, H. Asorey 2, X. Bertou 2, O. Burgoa 4, M. Gomez Berisso 2, O. Martínez 3, A. Rovero 5, O. Saavedra

Más detalles

Polvo y Gas en la Vía Láctea El gas y el polvo están generalmente asociados. Las nubes de polvo y gas se concentran hacia el plano de nuestra galaxia.

Polvo y Gas en la Vía Láctea El gas y el polvo están generalmente asociados. Las nubes de polvo y gas se concentran hacia el plano de nuestra galaxia. Polvo y Gas en la Vía Láctea El gas y el polvo están generalmente asociados. Las nubes de polvo y gas se concentran hacia el plano de nuestra galaxia. Gas en la Vía Láctea - El gas (nubes de HI, HII, CO)

Más detalles

Astronomía fuera del visible Beatriz García, Ricardo Moreno, Rosa M. Ros

Astronomía fuera del visible Beatriz García, Ricardo Moreno, Rosa M. Ros Astronomía fuera del visible Beatriz García, Ricardo Moreno, Rosa M. Ros International Astronomical Union Universidad Tecnológica Nacional, Argentina Colegio Retamar de Madrid, España Universidad Politécnica

Más detalles

TEMA 9. CTE 2 - Tema 9 1

TEMA 9. CTE 2 - Tema 9 1 TEMA 9 Galaxias: aspectos históricos, clasificación. Rotación de galaxias. La existencia de materia oscura. Tasa de formación de estrellas en galaxias. Galaxias interactuantes. El Grupo Local. CTE 2 -

Más detalles

Astronomía y Astrofísica. Curso 2008-09

Astronomía y Astrofísica. Curso 2008-09 Astronomía y Astrofísica Curso 2008-09 INFORMACIÓN DE LA ASIGNATURA Profesores: Santiago Pérez-Hoyos y Ricardo Hueso Créditos: 4.5 = 3 (p) + 1.5 (np) Horario: Viernes 8:00 11:00 Evaluación: continua y/o

Más detalles

Cuando el Sol se eclipsa para desaparecer, se ve mejor su grandeza. Séneca. Espacio 0.42

Cuando el Sol se eclipsa para desaparecer, se ve mejor su grandeza. Séneca. Espacio 0.42 Cuando el Sol se eclipsa para desaparecer, se ve mejor su grandeza. Séneca EL SOL PLANETARIO - OBSERVATORIO - SIMULADOR - TALLERES - CURSOS - Y MUCHO MÁS EL SOL El Sol, nuestra estrella más cercana, es

Más detalles

Introducción al calor y la luz

Introducción al calor y la luz Introducción al calor y la luz El espectro electromagnético es la fuente principal de energía que provee calor y luz. Todos los cuerpos, incluído el vidrio, emiten y absorben energía en forma de ondas

Más detalles

La gran mayoría de la luz que vemos en el cielo es producida por estrellas. Durante

La gran mayoría de la luz que vemos en el cielo es producida por estrellas. Durante 8 Resumen en Español La gran mayoría de la luz que vemos en el cielo es producida por estrellas. Durante el día vemos la luz del sol, que es la estrella más cercana. Durante la noche, a parte de las estrellas,

Más detalles

Capítulo 8. Perfiles planos de la temperatura iónica en TJ-II

Capítulo 8. Perfiles planos de la temperatura iónica en TJ-II Capítulo 8 Perfiles planos de la temperatura iónica en TJ-II Capítulo 8. Perfiles planos de la temperatura iónica en TJ-II 163 8.- Perfiles planos de la temperatura iónica en TJ-II En los plasmas de TJ-II

Más detalles

LIRGI. Una mirada profunda en radio a las galaxias luminosas en el infrarrojo MIGUEL ÁNGEL PÉREZ TORRES Y ANTXON ALBERDI ODRIOZOLA

LIRGI. Una mirada profunda en radio a las galaxias luminosas en el infrarrojo MIGUEL ÁNGEL PÉREZ TORRES Y ANTXON ALBERDI ODRIOZOLA LIRGI Una mirada profunda en radio a las galaxias luminosas en el infrarrojo MIGUEL ÁNGEL PÉREZ TORRES Y ANTXON ALBERDI ODRIOZOLA Las galaxias luminosas en el infrarrojo son verdaderas fábricas de supernovas.

Más detalles

MORFOLOGÍA A GRAN ESCALA DEL MEDIO INTERESTELAR

MORFOLOGÍA A GRAN ESCALA DEL MEDIO INTERESTELAR MORFOLOGÍA A GRAN ESCALA DEL MEDIO INTERESTELAR GAS CORONAL 5.3 Ω log T Ω 5.9-2.3 Ω log n Ω -1.5 factor de llenado 0.2-0.5 presión: p/k Ω 10 4 cm 3 K Componente muy difuso y caliente. Se observa gracias

Más detalles

La estrella más masiva

La estrella más masiva EL LÍMITE DE MASA SUPERIOR PARA LAS ESTRELLAS _ La estrella más masiva CUAN GRANDE PUEDE SER UNA ESTRELLA?. Para los astrónomos más grande puede interpretarse cómo de mayor radio o de mayor masa. El radio

Más detalles

Temario de Astrofísica Estelar

Temario de Astrofísica Estelar Temario de Astrofísica Estelar UNIDAD 1. FÍSICA BÁSICA Y PROCESOS RADIATIVOS (14 horas) 1.1 El campo de radiación 1.1.1 Los tres niveles de descripción (macroscópico, electromagnético y cuántico). 1.1.2

Más detalles

El telescopio solar GREGOR en el escenario de la investigacio n internacional

El telescopio solar GREGOR en el escenario de la investigacio n internacional El telescopio solar GREGOR en el escenario de la investigacio n internacional GREGOR es un telescopio alemán actualmente instalado en el Observatorio del Teide del Instituto de Astrofísica de Canarias

Más detalles

INTERACCION DE LA RADIACION CON LA MATERIA

INTERACCION DE LA RADIACION CON LA MATERIA Pág. 1 de 11 INTERACCION DE LA RADIACION CON LA MATERIA Cuando se habla de reacciones nucleares se hace referencia a todo tipo de interacción con los núcleos atómicos. Un tema más general, que engloba

Más detalles

El Sol. Datos: 2 1030 kg. Radio. 620 km/s. Vescape. Luminosidad 3.8 1026 W Magnitud abs 4.8 Tsuperficie. 5800K Tipo Espectral G2 V

El Sol. Datos: 2 1030 kg. Radio. 620 km/s. Vescape. Luminosidad 3.8 1026 W Magnitud abs 4.8 Tsuperficie. 5800K Tipo Espectral G2 V El Sol Datos: Masa Radio Densidad Vescape Protación (ecu) 2 1030 kg 7 108 m 1.4 620 km/s 24.6 días Luminosidad 3.8 1026 W Magnitud abs 4.8 Tsuperficie 5800K Tipo Espectral G2 V El Sol Datos: M /M = 333333

Más detalles

VIAJE AL CENTRO DE LA VIA LACTEA Pablo de Vicente Abad. Nuestra galaxia: La Vía Láctea

VIAJE AL CENTRO DE LA VIA LACTEA Pablo de Vicente Abad. Nuestra galaxia: La Vía Láctea 299 Este artículo apareció publicado en el Anuario Astronómico del Observatorio de Madrid para el año 1996. Su apariencia puede haber cambiado al ser reprocesado con pdflatex y nuevos ficheros de estilo.

Más detalles

Universidad de Puerto Rico En Humacao Departamento de Física y Electrónica Programa de Bachillerato en Física Aplicada a la Electrónica

Universidad de Puerto Rico En Humacao Departamento de Física y Electrónica Programa de Bachillerato en Física Aplicada a la Electrónica Universidad de Puerto Rico En Humacao Departamento de Física y Electrónica Programa de Bachillerato en Física Aplicada a la Electrónica A. Título: B. Codificación del Curso: FISI 3136 C. Número de horas

Más detalles

Telescopios y detectores astronómicos. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz. Área de Astronomía Universidad de Sonora. 2/24/15 UNISON - Hermosillo Son 1

Telescopios y detectores astronómicos. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz. Área de Astronomía Universidad de Sonora. 2/24/15 UNISON - Hermosillo Son 1 Telescopios y detectores astronómicos. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz Área de Astronomía Universidad de Sonora 2/24/15 UNISON - Hermosillo Son 1 Observando a través de la atmósfera terrestre La atmósfera terrestre

Más detalles

Estrellas de Neutrones: en los límites de la Física José A. Pons Departament de Física Aplicada Universitat d Alacant

Estrellas de Neutrones: en los límites de la Física José A. Pons Departament de Física Aplicada Universitat d Alacant Estrellas de Neutrones: en los límites de la Física José A. Pons Departament de Física Aplicada Universitat d Alacant El Átomo Ernest Rutherford (1910) * El átomo está formado por electrones y protones

Más detalles

Un paseo por el Universo: del Big Bang al origen de la vida

Un paseo por el Universo: del Big Bang al origen de la vida Un paseo por el Universo: del Big Bang al origen de la vida J. Miguel Mas Hesse LAEFF-INTA Introducción a la Astronomía y Astrofísica CosmoCaixa Galaxias y Cosmología Un paseo por el Universo, del Big-Bang

Más detalles

EXPLOSIONES CÓSMICAS INTRODUCCIÓN SUPERNOVAS

EXPLOSIONES CÓSMICAS INTRODUCCIÓN SUPERNOVAS Rev.R.Acad.Cienc.Exact.Fís.Nat. (Esp) Vol. 103, Nº. 2, pp 399-407, 2009 X Programa de Promoción de la Cultura Científica y Tecnológica EXPLOSIONES CÓSMICAS JUAN MARÍA MARCAIDE OSORO * * Real Academia de

Más detalles

Principios básicos de Absorciometría

Principios básicos de Absorciometría Principios básicos de Absorciometría Prof. Dr. Luis Salazar Depto. de Ciencias Básicas UFRO 2004 NATURALEZA DE LA LUZ MECÁNICA CUÁNTICA Isaac Newton (1643-1727) Niels Bohr (1885-1962) Validación del modelo

Más detalles

El motor de la Nebulosa del Cangrejo

El motor de la Nebulosa del Cangrejo UNIVERSITAT AUTÒNOMA DE BARCELONA Bellaterra, 30 de març de 2012 -------------------------------------------------------------------------------------- INFORMACIÓN EMBARGADA HASTA HOY, 30 DE MARZO, A LAS

Más detalles

6 de Junio, 20 hs., Lic. M. Oddone:

6 de Junio, 20 hs., Lic. M. Oddone: 6 de Junio, 20 hs., Lic. M. Oddone: Las Nubes de Magallanes Historia de Las Nubes Nube Menor Nube Mayor Satélites o no? Historia de las Nubes Abd Al-Rahman Al Sufi (903 986) Astrónomo Persa Libro Estrellas

Más detalles

3. Principios de medición de la calidad del aire

3. Principios de medición de la calidad del aire 3. Principios de medición de la calidad del aire 3.1. Medición. Medir es contar, comparar una unidad con otra, dar una valoración numérica, asignar un valor, asignar números a los objetos. Todo lo que

Más detalles

Resumen. La estructura del Universo. El espectro de la luz

Resumen. La estructura del Universo. El espectro de la luz Resumen La estructura del Universo El Universo visible está compuesto de varios elementos, entre los cuales hidrógeno enformagaseosaeselmásbásicoyabundantedetodos.estegasestádistribuido inomogéneamente

Más detalles

1.2 Radiación térmica de una fuente ideal. Radiación diluida Magnitudes y sistemas de magnitudes La Ley del inverso de los cuadrados

1.2 Radiación térmica de una fuente ideal. Radiación diluida Magnitudes y sistemas de magnitudes La Ley del inverso de los cuadrados Astronomía Observacional e Instrumentación 1.- Fuentes astronómicas y su radiación 1.1 El espectro electromagnético 1.2 Radiación térmica de una fuente ideal. Radiación diluida 1.3 Estrellas. 1.3.1 Magnitudes

Más detalles

Espectrómetros de fluorescencia de rayos-x

Espectrómetros de fluorescencia de rayos-x Espectrómetros de fluorescencia de rayos-x Diseño básico de una espectrómetro de dispersión de energías y de un espectrómetro de dispersión de longitudes de onda (fundamentos) EDXRF con óptica 2D EDXRF

Más detalles

Espectrometría de Radiación gamma

Espectrometría de Radiación gamma Espectrometría de Radiación gamma B.C. Paola Audicio Asistente de Radiofarmacia, CIN Fundamento La espectrometría gamma consiste en la obtención del espectro de las radiaciones gamma emitidas por los radionucleidos.

Más detalles

CINEMATICA Y DINAMICA ESTELAR. MASAS DE GALAXIAS

CINEMATICA Y DINAMICA ESTELAR. MASAS DE GALAXIAS CINEMATICA Y DINAMICA ESTELAR. MASAS DE GALAXIAS ESQUEMA CINEMÁTICA GALÁCTICA Dinámica estelar Distribución de velocidades de las estrellas CURVAS DE ROTACIÓN Relación con el campo gravitatorio DISPERSION

Más detalles

FUNDAMENTOS DE ENERGÍA SOLAR

FUNDAMENTOS DE ENERGÍA SOLAR FUNDAMENTOS DE ENERGÍA SOLAR Dr. Ricardo Guerrero Lemus 1 DUALIDAD ONDA/PARTÍCULA DE LA LUZ: A partir de finales del siglo XVII empezó a prevalecer el punto de vista mecánico de Newton por el que la luz

Más detalles

Astrofísica moderna. En la segunda parte de esta asignatura tratamos la historia de la astronomía en los últimos años.

Astrofísica moderna. En la segunda parte de esta asignatura tratamos la historia de la astronomía en los últimos años. Astrofísica moderna En la segunda parte de esta asignatura tratamos la historia de la astronomía en los últimos 60-80 años. La visión del universo en los años 1930 1. Sistema solar 2. Estrellas 3. Galaxias

Más detalles

DEPARTAMENTO DE FÍSICA Y QUÍMICA IEES SEVERO OCHOA TÁNGER FÍSICA SEGUNDO DE BACHILLERATO CONTENIDOS 1. Contenidos comunes: Utilización de estrategias

DEPARTAMENTO DE FÍSICA Y QUÍMICA IEES SEVERO OCHOA TÁNGER FÍSICA SEGUNDO DE BACHILLERATO CONTENIDOS 1. Contenidos comunes: Utilización de estrategias DEPARTAMENTO DE FÍSICA Y QUÍMICA IEES SEVERO OCHOA TÁNGER FÍSICA SEGUNDO DE BACHILLERATO CONTENIDOS 1. Contenidos comunes: Utilización de estrategias básicas de la actividad científica, tales como: el

Más detalles

RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA Y TÉCNICAS DE OBSERVACIÓN. Curso Introducción a la Astronomía 1

RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA Y TÉCNICAS DE OBSERVACIÓN. Curso Introducción a la Astronomía 1 RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA Y TÉCNICAS DE OBSERVACIÓN Curso 2011-12 Introducción a la Astronomía 1 Brillo Magnitud aparente El ojo detecta la luz de forma logarítmica, es decir, detecta cambios no de manera

Más detalles

Agujeros Negros en los nucleos de todas las galaxias? Deborah Dultzin Instituto de Astronomia, UNAM. Congreso de la AMC 2012

Agujeros Negros en los nucleos de todas las galaxias? Deborah Dultzin Instituto de Astronomia, UNAM. Congreso de la AMC 2012 Agujeros Negros en los nucleos de todas las galaxias? Deborah Dultzin Instituto de Astronomia, UNAM Congreso de la AMC 2012 Muerte de estrellas tipo solar: eyectan la atmosfera y dejan una enana blanca

Más detalles

Astronomía. Ayudantía 10 Prof. Jorge Cuadra Ayudante: Paulina González

Astronomía. Ayudantía 10 Prof. Jorge Cuadra Ayudante: Paulina González Astronomía Ayudantía 10 Prof. Jorge Cuadra Ayudante: Paulina González 1.- La cantidad fundamental que determina la presión y temperatura central de una estrella es: a) Masa. b) Luminosidad. c) Temperatura

Más detalles

ACTIVIDAD SOLAR Y CLIMA TERRESTRE. Instituto de Astrofísica de Canarias. Facultad de Ciencias Físicas, ULL. Manuel Vázquez Abeledo

ACTIVIDAD SOLAR Y CLIMA TERRESTRE. Instituto de Astrofísica de Canarias. Facultad de Ciencias Físicas, ULL. Manuel Vázquez Abeledo ACTIVIDAD SOLAR Y CLIMA TERRESTRE Manuel Vázquez Abeledo Instituto de Astrofísica de Canarias Facultad de Ciencias Físicas, ULL 4 Junio 2008 LA ACTIVIDAD SOLAR LA ACTIVIDAD SOLAR El Sol es una estrella

Más detalles

Técnicas Observacionales

Técnicas Observacionales Técnicas Observacionales 1 Técnicas Observacionales 1. Técnicas generales y particulares 2. Instrumentos 2 1. Técnicas generales y particulares 1.1. Técnicas generales Análisis de la Posición Análisis

Más detalles

9. Evolución Estelar 08 de mayo de 2009

9. Evolución Estelar 08 de mayo de 2009 9. Evolución Estelar 08 de mayo de 2009 1. La secuencia principal El diagrama de Hertzsprung-Russell Estrellas de la secuencia principal Gigantes Gigantes rojas Supergigantes Enanas blancas 1 El interior

Más detalles

CAPÍTULO II. FUENTES Y DETECTORES ÓPTICOS. Uno de los componentes clave en las comunicaciones ópticas es la fuente de

CAPÍTULO II. FUENTES Y DETECTORES ÓPTICOS. Uno de los componentes clave en las comunicaciones ópticas es la fuente de CAPÍTULO II. FUENTES Y DETECTORES ÓPTICOS. 2.1 INTRODUCCIÓN. Uno de los componentes clave en las comunicaciones ópticas es la fuente de luz monocromática. En sistemas de comunicaciones ópticas, las fuentes

Más detalles

IMÁGENES DE LA INVESTIGACIÓN

IMÁGENES DE LA INVESTIGACIÓN 1 2 El Observatorio Astronómico Nacional, Ubicado en Llano del Hato, Cordillera de Mérida, Municipio Rangel, Estado Mérida, Venezuela a 3600 msnm, entre frailejones y el bello paisaje andino, nos abre

Más detalles

15/03/2010. Espectrofotometría INTRODUCCIÓN

15/03/2010. Espectrofotometría INTRODUCCIÓN Espectrofotometría Daniel Olave Tecnología Médica 2007 INTRODUCCIÓN Espectrofotometría Es la medida de la cantidad de energía radiante absorbida por las moléculas a longitudes de onda específicas. La espectrofotometría

Más detalles

Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz Área de Astronomía Universidad de Sonora

Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma. Dr. Lorenzo Olguín Ruiz Área de Astronomía Universidad de Sonora Observaciones UV, Rayos X y Rayos Gamma Dr. Lorenzo Olguín Ruiz Área de Astronomía Universidad de Sonora Ultravioleta (UV) Intervalos espectrales El ultravioleta (UV) cubre nominalmente el intervalo 100

Más detalles

Índice general. Introducción 1

Índice general. Introducción 1 Índice general Introducción 1 1. La atmósfera 3 1.1. Introducción........................ 4 1.2. Composición de la atmósfera............... 4 1.3. La estructura de la atmósfera.............. 8 1.3.1. La

Más detalles

Los cúmulos globulares Palomar

Los cúmulos globulares Palomar Los cúmulos globulares Palomar Resumen Xavier Bros Los 15 cúmulos globulares Palomar se detectaron a medianos del siglo pasado analizando las placas del Sky Survey obtenidas desde el Observatorio Monte

Más detalles

Astrofísica Espacial

Astrofísica Espacial Haga clic para modificar el estilo de subtítulo del patrón Centro de Astrobiología (CSIC - INTA) La Astronomía y los desarrollos tecnológicos El Universo, la atmósfera y el espectro electromagnético Por

Más detalles

El Sol nuestra estrella. Valentín Martínez Pillet Instituto de Astrofísica de Canarias

El Sol nuestra estrella. Valentín Martínez Pillet Instituto de Astrofísica de Canarias El Sol nuestra estrella Valentín Martínez Pillet Instituto de Astrofísica de Canarias Exploración del Sistema Solar Exploración del Sistema Solar Atmosfera externa de una estrella activa Atmosfera externa

Más detalles

PROGRAMA DE ASIGNATURA

PROGRAMA DE ASIGNATURA PROGRAMA DE ASIGNATURA ASIGNATURA: Elementos de espectroscopía astronómica con red de difracción AÑO: 2014 CARÁCTER: Especialidad CARRERA: Lic. en Astronomía RÉGIMEN: cuatrimestral CARGA HORARIA: 48 UBICACIÓN

Más detalles

Campos magneticos. Desarrollo:

Campos magneticos. Desarrollo: Campos magneticos Para Estrellas con planetas extrasolares Por : Cristian Báez 1. Introducción Desde hace miles de años que el hombre a observado el firmamento y se ha cuestionado sobre dónde y hacia dónde

Más detalles

Todos los conceptos de Calidad de un detector, se cuantifican en parámetros que todos los fabricantes miden según estrictas normas.

Todos los conceptos de Calidad de un detector, se cuantifican en parámetros que todos los fabricantes miden según estrictas normas. Detectores Digitales de Rx Tener buenos detectores es un tema fundamental para todos los sistemas que necesitan formar imágenes, pero en el caso de los Rayos X su importancia se acrecienta, ya que tener

Más detalles

Apéndice 2. Puesta a punto y uso del Espectrómetro

Apéndice 2. Puesta a punto y uso del Espectrómetro Puesta a punto del espectrómetro 1 Apéndice 2. Puesta a punto y uso del Espectrómetro I) INTRODUCCIÓN II) DESCRIPCIÓN DEL EQUIPO III) ENFOQUE IV) MEDIDA DE ÁNGULOS DE DIFRACCIÓN V) USO DE LA REJILLA DE

Más detalles

Medio interestelar en galaxias (ISM)

Medio interestelar en galaxias (ISM) Medio interestelar en galaxias (ISM) Ejemplo: galaxia del Sombrero, polvo y gas. El ISM es: La materia entre estrellas La atmósfera de una galaxia El ISM contiene información sobre temperatura, presión,

Más detalles

Tema 8. Sensores. Teledetección 2º Curso de IT en Topografía EPS Jaén

Tema 8. Sensores. Teledetección 2º Curso de IT en Topografía EPS Jaén Teledetección 2º Curso de IT en Topografía EPS Jaén 1. Clasificación de los sensores 2. Sensores pasivos fotográficos 3. Sensores pasivos óptico-electrónicos 4. Sensores pasivos de antena 5. Sensores activos

Más detalles

RESUMEN DE PROPIEDADES DE LAS ONDAS ELECTROMAGNETICAS

RESUMEN DE PROPIEDADES DE LAS ONDAS ELECTROMAGNETICAS RESUMEN DE PROPIEDADES DE LAS ONDAS ELECTROMAGNETICAS 1. Pueden ser generadas por la aceleración de cargas eléctricas oscilantes con alta frecuencia. 2. Las ondas se desplazan a través del vacio con: B

Más detalles

SUPERFICIE ESPECULAR Y LAMBERTIANA

SUPERFICIE ESPECULAR Y LAMBERTIANA SUPERFICIE ESPECULAR Y LAMBERTIANA Especular: es la superficie ideal en la que se cumple perfectamente la ley de la reflexión (ángulo incidente = ángulo reflejado). Lambertiana: es la superficie, también

Más detalles

Color, temperatura y espectro

Color, temperatura y espectro Color, temperatura y espectro El color de una estrella es un indicador de su temperatura. Según una relación conocida con el nombre de ley de Wien, cuanto mayor es la temperatura de una estrella, más corta

Más detalles

INSTITUTO DE FÍSICA DE CANTABRIA IFCA

INSTITUTO DE FÍSICA DE CANTABRIA IFCA INSTITUTO DE FÍSICA DE CANTABRIA IFCA INTRODUCCIÓN El Instituto de Física de Cantabria (IFCA) es un centro de investigación creado en 1995, cuya titularidad comparten el Consejo Superior de Investigaciones

Más detalles

Principios básicos de mediciones atmosféricas RADIACIÒN

Principios básicos de mediciones atmosféricas RADIACIÒN RADIACIÒN Principios de radiación Los objetos que se encuentran a temperaturas mayores al cero absoluto (0 K) emiten radiación. Un objeto que emite la máxima radiación posible para la temperatura a la

Más detalles

1.99 x 10 30 kg (3.33 x 10 5 M o ) 6.96 x 10 5 km (109 R o ) 1410 kg m -3 3.90 J s -3 5800ºK 15,500,000ºK 25 dias

1.99 x 10 30 kg (3.33 x 10 5 M o ) 6.96 x 10 5 km (109 R o ) 1410 kg m -3 3.90 J s -3 5800ºK 15,500,000ºK 25 dias Características Generales - El Sol es una estrella normal, típica. Como esta cerca la podemos estudiar en gran detalle. No podemos ver su interior, pero basados en las observaciones superficiales y modelos

Más detalles

Lo que los granos de polvo pueden decirnos sobre el Universo

Lo que los granos de polvo pueden decirnos sobre el Universo NOTA DE PRENSA Instituto de Astrofísica de Andalucía IAA-CSIC Glorieta de la Astronomía sn 18008 Granada Lo que los granos de polvo pueden decirnos sobre el Universo Astrónomos del IAA han desarrollado

Más detalles

Mediciones en altura. Licenciatura en Ciencias de la Atmósfera Principios Básicos de Mediciones Atmosféricas Diciembre 2011.

Mediciones en altura. Licenciatura en Ciencias de la Atmósfera Principios Básicos de Mediciones Atmosféricas Diciembre 2011. Mediciones en altura Licenciatura en Ciencias de la Atmósfera Principios Básicos de Mediciones Atmosféricas Diciembre 2011 Noelia Misevicius Sumario Introducción Métodos para realizar mediciones en altura

Más detalles

Primera luz para la cámara PAU, diseñada para estudiar la energía oscura del Universo

Primera luz para la cámara PAU, diseñada para estudiar la energía oscura del Universo NOTA DE PRENSA Instituto de Física Teórica Teléfono: 912999879 comunicacion.ift@uam.es http://www.ift.uam-csic.es Primera luz para la cámara PAU, diseñada para estudiar la energía oscura del Universo *

Más detalles

MÉTODOS DE FLUORESCENCIA DE RAYOS X

MÉTODOS DE FLUORESCENCIA DE RAYOS X MÉTODOS DE FLUORESCENCIA DE RAYOS X Métodos de Fluorescencia de rayos X. Los espectros de rayos X característicos se excitan cuando se irradia una muestra con un haz de radiación X de longitud de onda

Más detalles

LAS GALAXIAS MÁS CERCANAS Y SUS MOVIMIENTOS

LAS GALAXIAS MÁS CERCANAS Y SUS MOVIMIENTOS LAS GALAXIAS MÁS CERCANAS Y SUS MOVIMIENTOS Mario Pedreros Avendaño Departamento de Física - Facultad de Ciencias Universidad de Tarapacá, Casilla 7-D, Arica e-mail: mpedrero@uta.cl Resumen Las galaxias

Más detalles

El primer paso para investigar la evolución de galaxias es comprender las propiedades actuales de esas galaxias. Galaxias Elípticas

El primer paso para investigar la evolución de galaxias es comprender las propiedades actuales de esas galaxias. Galaxias Elípticas El primer paso para investigar la evolución de galaxias es comprender las propiedades actuales de esas galaxias. Galaxias Elípticas Familia que agrupa varias clases de galaxias cd: masivas y luminosas,

Más detalles

ESTIMACIÓN SATELITAL DEL RECURSO SOLAR: MODELO CHILE-SR

ESTIMACIÓN SATELITAL DEL RECURSO SOLAR: MODELO CHILE-SR ESTIMACIÓN SATELITAL DEL RECURSO SOLAR: MODELO CHILE-SR Center for Solar Energy Technologies Cristian Cortés 14 de agosto de 2015 Contenidos Estimación satelital de la irradiación solar en la superficie

Más detalles

Observables e Instrumentación en Astronomía

Observables e Instrumentación en Astronomía Observables e Instrumentación en Astronomía Información sobre el Universo: Radiación electromagnética, distribución. Otros observables: neutrinos, rayos cósmicos, ondas gravitatorias Efectos de la atmósfera

Más detalles

Calculo de Dosis 3.5 Monte Carlo

Calculo de Dosis 3.5 Monte Carlo Calculo de Dosis 3.5 Monte Carlo Dr. Willy H. Gerber Instituto de Fisica Universidad Austral Valdivia, Chile Objetivos: Comprender la forma como se calcula la dosis empelando el método de Monte Carlo.

Más detalles

Francisco Colomer Sanmartín (f.colomer@oan.es) es doctor en Astrofísica en el Observatorio Astronómico Nacional.

Francisco Colomer Sanmartín (f.colomer@oan.es) es doctor en Astrofísica en el Observatorio Astronómico Nacional. FR A N C FRANC Francisco Colomer Sanmartín (f.colomer@oan.es) es doctor en Astrofísica en el Observatorio Astronómico Nacional. 26 ANCISCO COLOMER SANMARTÍN En su búsqueda de alcanzar cada vez mayor detalle

Más detalles

Tema 5. Espectroscopias: Infrarroja, Ultravioleta-Visible, Absorción y Emisión Atómica

Tema 5. Espectroscopias: Infrarroja, Ultravioleta-Visible, Absorción y Emisión Atómica Tema 5. Espectroscopias: Infrarroja, Ultravioleta-Visible, Absorción y Emisión Atómica 5.1 Introducción 5.2 Espectroscopía del Infrarrojo (IR). 5.2.1 Fundamentos 5.2.2 Descripción de la técnica 5.2.3 Interpretación

Más detalles

Horacio S. Wio Beitelmajer (a)

Horacio S. Wio Beitelmajer (a) FISICA ESTADISTICA ESTRELLAS: ENANAS BLANCAS Horacio S. Wio Beitelmajer (a) (a) Electronic address: wio@ifca.unican.es http://www.ifca.unican.es/users/wio/ Enanas Blancas No corresponde al estudio de ni

Más detalles

Generadores de Radiación Ionizante Formulas & Ejercicios

Generadores de Radiación Ionizante Formulas & Ejercicios Generadores de Radiación Ionizante Formulas & Ejercicios Dr. Willy H. Gerber Instituto de Fisica Universidad Austral Valdivia, Chile Objetivos: Dominar los modelos asociados a la generación de radiación

Más detalles

Formación de las Estrellas. Estrellas binarias. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora

Formación de las Estrellas. Estrellas binarias. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora Formación de las Estrellas. Estrellas binarias. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora Nacimiento de una estrella Vía Láctea Nebulosa del Águila Estrellas en el interior de la nube Orión Caricatura

Más detalles

Soluciones Problemas Capítulo 3: Mecánica cuántica I. λ (nm)

Soluciones Problemas Capítulo 3: Mecánica cuántica I. λ (nm) Soluciones Problemas Capítulo 3: Mecánica cuántica I ) (a) La distribución espectral viene dada por R(λ) (/4)cu(λ), donde u(λ) es la densidad de energía radiada que a su vez viene dada por la ley de Planck:

Más detalles

El Calentamiento Global y Las tormestas solares

El Calentamiento Global y Las tormestas solares Calentamiento Global y Cambio Climático. Mitos y Realidades ACADEMIA DE INGENIERÍA de la Provincia De Buenos Aires La Plata 21 de Noviembre de 2014 El Calentamiento Global y Las tormestas solares Silvia

Más detalles

CÁLCULO MICRODOSIMÉTRICO MEDIANTE SIMULACIÓN MONTE CARLO DE LA ENERGÍA DEPOSITADA POR ELECTRONES DE BAJA ENERGÍA EN AGUA

CÁLCULO MICRODOSIMÉTRICO MEDIANTE SIMULACIÓN MONTE CARLO DE LA ENERGÍA DEPOSITADA POR ELECTRONES DE BAJA ENERGÍA EN AGUA CÁLCULO MICRODOSIMÉTRICO MEDIANTE SIMULACIÓN MONTE CARLO DE LA ENERGÍA DEPOSITADA POR ELECTRONES DE BAJA ENERGÍA EN AGUA M. Moraleda, J.M. Gómez-Ros, P. Arce, A. Delgado CIEMAT. Av. Complutense 22. 284

Más detalles

Gravitación. Resumen: Contenidos: Nivel: Segundo ciclo de ESO y Bachillerato

Gravitación. Resumen: Contenidos: Nivel: Segundo ciclo de ESO y Bachillerato Gravitación Resumen: En esta unidad se pretende que los alumnos, mediante la observación de las órbitas de los satélites galileanos de Júpiter y de las estrellas cercanas al centro galáctico, determinen

Más detalles

4 00:00:15,1 --> 00:00:19,0 la humanidad ha observado el cielo intentando comprender el Cosmos

4 00:00:15,1 --> 00:00:19,0 la humanidad ha observado el cielo intentando comprender el Cosmos The Hot And Energetic Universe - Spanish 1 00:00:05,500 --> 00:00:09,0 El Universo fue siempre la última frontera 2 00:00:09,200 --> 00:00:12,0 de la búsqueda humana del conocimiento. 3 00:00:13,0 -->

Más detalles

Radiación. Cuerpo Negro Espectros Estructura del Atomo Espectroscopia Efecto Doppler. L. Infante 1

Radiación. Cuerpo Negro Espectros Estructura del Atomo Espectroscopia Efecto Doppler. L. Infante 1 Radiación Cuerpo Negro Espectros Estructura del Atomo Espectroscopia Efecto Doppler L. Infante 1 Cuerpo Negro: Experimento A medida que el objeto se calienta, se hace más brillante ya que emite más radiación

Más detalles

Las estructura electrónica de los átomos

Las estructura electrónica de los átomos Las estructura electrónica de los átomos Al preguntarnos por las diferencias entre las propiedades químicas y físicas de los elementos, así como, su forma de enlazarse y la forma en la cual emiten o absorben

Más detalles

El Universo es todo, sin excepciones.

El Universo es todo, sin excepciones. El Universo es todo, sin excepciones. Materia, energía, espacio y tiempo, todo lo que existe forma parte del Universo. La teoría del Big Bang explica cómo se formó. Dice que hace unos 15.000 millones de

Más detalles

Tema 6: Ondas. periodicidad temporal: F( x, t ) = F( x, t + T ) tiempo. Onda: Perturbación espacial y/o temporal de una propiedad de un sistema

Tema 6: Ondas. periodicidad temporal: F( x, t ) = F( x, t + T ) tiempo. Onda: Perturbación espacial y/o temporal de una propiedad de un sistema Tema 6: Ondas Onda: Perturbación espacial y/o temporal de una propiedad de un sistema Propiedad del sistema velocidad de propagación Tiempo 1 Tiempo 2 Tiempo 3 Posición espacial Onda periódica: El valor

Más detalles

2. DESARROLLO EXPERIMENTAL

2. DESARROLLO EXPERIMENTAL otro lado, también ha crecido el interés por el desarrollo de materiales en forma de película delgada con propiedades termoluminiscentes. Las películas de carbono nitrurado depositadas por la técnica de

Más detalles

Ingeniería Física, Universidad Tecnológica de Pereira, A. A.097 Pereira, Colombia.

Ingeniería Física, Universidad Tecnológica de Pereira, A. A.097 Pereira, Colombia. Revista Bistua ISSN 01204211 Universidad de Pamplona, Pamplona-Colombia Análisis Espectroscópico De Un Plasma De Aluminio En Atmósfera De Nitrógeno Producido Por Láser Pulsado K. L. Salcedo 1,2,, C.A.

Más detalles

Astrofísica Avanzada. Máster Fisymat. Almudena Zurita Muñoz. Curso 2014-2015

Astrofísica Avanzada. Máster Fisymat. Almudena Zurita Muñoz. Curso 2014-2015 Astrofísica Avanzada Máster Fisymat Curso 2014-2015 Almudena Zurita Muñoz Astrofísica Avanzada I. Técnicas observacionales e instrumentación. Almudena Zurita (23 enero - 13 feb) II. Métodos numéricos en

Más detalles

Remanentes de supernova que brillan en rayos-x

Remanentes de supernova que brillan en rayos-x Remanentes de supernova que brillan en rayos-x Jorge A. Combi Los remanentes de supernova (RSN), restos gaseosos de la explosión de una estrella (fenómeno comúnmente conocido como supernova - SN), se forman

Más detalles

Radiación. La radiación electromagnética

Radiación. La radiación electromagnética Radiación Curso Introducción a las Ciencias de la Tierra y el Espacio II La radiación electromagnética Es el portador de la información de los objetos astronómicos. Es la forma en que la energía electromagnética

Más detalles

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia Dirección de tesis de licenciatura Maestría y Doctorado en Astronomía www.crya.unam.

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia Dirección de tesis de licenciatura Maestría y Doctorado en Astronomía www.crya.unam. Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia Dirección de tesis de licenciatura Maestría y Doctorado en Astronomía www.crya.unam.mx FORMACION DE ESTRELLAS Y PLANETAS Luis F. Rodríguez CRyA,

Más detalles

Estrellas de Neutrones Pulsares Supernovas Campos Magnéticos Binarias de Rayos X

Estrellas de Neutrones Pulsares Supernovas Campos Magnéticos Binarias de Rayos X 1 Estrellas de Neutrones Pulsares Supernovas Campos Magnéticos Binarias de Rayos X 3 Valle de México 4 Una Estrella de Neutrones en el Valle de México 5 Una Estrella de Neutrones en el Valle de México

Más detalles

Las ventanas atmósfericas

Las ventanas atmósfericas TEMA 2 La radiación electromagnética. El pasaje de la radiación a través de la atmósfera. Las leyes de la radiación. Magnitudes aparentes y absolutas. CTE 2 - Tema 2 1 Las ventanas atmosféricas Las ventanas

Más detalles