Centelleo Interestelar
(aka Interstellar Scintillation)
Alumno: Harold Francke
Curso: Medio Interestelar
Profs: Simón Cassasus y Guido Garay
Introducción
Se ha observado que el tamaño de las radiofuentes y
la intensidad de pulsares sufre variaciones debido
a efectos de centelleo que produce el plasma del
medio interestelar (e interplanetario).
Es muy interesante averiguar cómo está distribuido
este plasma en la galaxia, ya que para muchas
observaciones de alta resolución en
radioastronomía este seeing de la Galaxia juega un
papel crucial.
Modelo Simplificado del ISM


Consideremos una distribución de electrones
libres entre la fuente, que se encuentra a una
distancia z, y el observador.
El ISM tiene un índice de refracción m, con
variaciones de amplitud rms m y un tamaño a.
Cambio de fase

Al atravesar el segmento i-ésimo, un rayo de luz
sufre un cambio de fase relativo:

Como hay z/a inhomogeneidades independientes,
el valor rms total es la suma cuadrática de cada
uno:
Ángulo de Scattering


Podemos aproximar el efecto de todo el ISM como si
lo produjera una pantalla delgada en la mitad del
camino.
La inclinación del frente de ondas una vez que pasa
esta pantalla:
Como la distancia en el plano de la
pantalla sobre la cual la fase varia
en  es a.
Usando la ec. anterior, la
inclinación del frente de ondas
será:
Ángulo de Scattering

Recordemos que el índice de refracción de una onda
electromagnética que se propaga a través de un gas
de electrones libres es: (ver Lightman&Rybicki)
donde
con esto,
Expandiendo sólo a primer orden en (_p/)^2 se obtiene:
Tamaños aparentes observados
El gráfico muestra
observaciones de
radiofuentes a distintas
frecuencias. Se muestran
sólo las estructuras más
pequeñas observadas.
Corresponden a centelleos
interplanetarios.
Centelleos de Pulsares

Si de una fuente puntual llegan muchos rayos a través
de caminos distintos, se puede producir interferencia si
es que:
– Los rayos efectivamente se cruzan  z > 2a/
– La diferencia de fase tiene que ser > 1 rad. Si la
dispersión en diferencias de camino es L:
- Para lograr observar el patrón de interferencia, además
el ancho de banda usado para observar tiene que ser lo
suficientemente angosto como para que las fluctuaciones
de intensidad estén correlacionadas. (> 1 rad)
Frecuencia de Decorrelación

Reemplazando L y =c/ en la condición anterior,
se obtiene:
Si reemplazamos ^2 con la expresión anterior y asumimos
que <n>  <n>:
usualmente
Dm se define:
Observaciones de frec. de dec.
Medida de f.d. (negras) y de
ensanchamiento del pulso
(blancas)
La línea recta corresponde a
f  Dm-2
Resumen de resultados más relevantes

Se observa una relación entre el tamaño angular
aparente de radiofuentes, proporcional a v^-2.
– a 100MHz  ~0.2 arcsec
– a 2000MHz  ~0.001arcsec



Los datos son consistentes con n ~ 3x10-5 cm-3 y a ~
1011 cm (¡una centésima de U.A.!)
Se observa que los pulsares presentan fluctuaciones en
la amplitud de sus pulsos en horas o incluso minutos.
Se podrían medir distancias con el tamaño angular y la
frecuencia de decorrelación, pero hay demasiadas
incertezas.
Resumen Resultados

Se observa que la frecuencia de
decorrelación cumple:

Comparando centelleos de fuentes a
distintas latitudes galácticas se ha podido
determinar que el grosor efectivo de la capa
de electrones libres es ~ 1 kpc.
Referencias
“Physical Processes in the Interstellar
Medium”, Spitzer
 “Galactic Structure and the Aparent Size of
Radio Sources”, A.C.S.Readhead &
A.Hewish, Nature, 236, 440,1972
 “Scattering of pulsar radiation in the
interstellar medium”, J.M Sutton, MNRAS,
155, 51, 1971

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