Artículo para AstronomíA, Diciembre 2010

ASKAP, el “Australia SKA Pathfinder”

ASKAP, el “Australian SKA Pathfinder” Introducción En los últimos años Australia está realizando una apuesta muy fuerte por la investigación astronómica y el desarrollo tecnológico que ésta conlleva. En concreto, los astrónomos australianos están volcados en la construcción del “Australian SKA Pathfinder” (ASKAP). Este interferómetro de última generación tendrá un enorme campo de visión (30 grados cuadrados a frecuencias de 1.4 GHz), una gran velocidad de observación y un enorme rango dinámico. ASKAP, que comenzará las operaciones científicas en 2013, dispondrá de 36 radiotelescopios separados hasta 6 km, cada uno de 12 metros de tamaño y la posibilidad de observar entre 700 MHz y 1.8 GHz. ASKAP realizará cartografiados de todo el cielo observable desde su posición en la Tierra, el Observatorio Radioastronómico de Murchinson (Australia Occidental), confeccionando un mapa profundo del gas neutro de la Vía Láctea, investigando el origen del magnetismo del Universo, precisando las propiedades de los púlsares y otros objetos compactos, detectando la emisión de gas neutro de más de medio millón de galaxias hasta un desplazamiento al rojo de 0.26 y la radiación sincrotrón de unas 70 millones de galaxias hasta desplazamiento al rojo de 1. ASKAP está colocando a Australia en una posición inmejorable para ser el país anfitrión del “Square Kilometre Array” (SKA), un ambicioso proyecto internacional que pretende construir miles de radio receptores en un área tan grande como un continente y que revolucionará completamente nuestro conocimiento del Cosmos.

Imagen de portada: Composición artística mostrando 4 de las antenas de ASKAP y la galaxia M 83 combinando imágenes de hidrógeno atómico (azul claro, datos conseguidos usando el interferómetro ATCA), óptico (verde y rojo, DSS) y ultravioleta (satélite GALEX, azul oscuro). El tamaño de M 83, cuya componente de gas neutro ocupa algo más de 1º en el cielo, ha sido exagerado en esta composición. Crédito: M 83: Ángel R. López-Sánchez, Bärbel Koribalski y el equipo de LVHIS (The Local Volume HI Survey). ASKAP: Ross Forsyth, CSIRO. Composición: Ángel R. López-Sánchez. Ángel R. López-Sánchez

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Figura 1. Vista del Observatorio Radioastronómico de Murchinson (MRO) en Australia Occidental con 4 de las antenas de ASKAP que ya están instaladas. Crédito: Ross Forsyth (CSIRO).

Tradición radioastronomía en Australia Los astrónomos australianos llevan más de 70 años investigando el Universo en ondas de radio. Este interés surgió a raíz de los estudios de radar para la defensa de Sydney durante la Segunda Guerra Mundial. Entre 1946 y 1954 los científicos e ingenieros de la División de Radiofísica de CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, el organismo gubernamental que controla la investigación científica y sus aplicaciones industriales y comerciales en Australia) construyeron varios radiotelescopios sobre los acantilados de Dover Heights, al este de Sydney. Para la década de 1960 ya se habían construido los observatorios de Mills Cross (actualmente, SKAMP, Square Kilometre Array Molonglo Prototyp) y Parkes. El radiotelescopio de Parkes1 , con sus 64 metros de tamaño, es uno de los mayores del mundo. A pesar de haberse terminado en 1961 sigue realizando investigación científica de primer nivel, sobre todo estudios de púlsares. A finales del siglo pasado, el Radio Laboratorio de Física de CSIRO (con sede central en Sydney, en el mismo lugar en el que se encuentra el Australian Astronomical Observatory, AAO2) se había escindido en dos institutos: Information and Communication Technologies (ICT) y Australia Telescope National Facility (ATNF). Científicos de ambos centros liderados por John O’Sullivan fueron los primeros en desarrollar el sistema WiFi como aplicación directa de la radioastronomía. CSIRO consiguió la patente WLAN en 1996 que ahora usan cientos de millones de dispositivos electrónicos en todo el mundo. Esto está repercutiendo económicamente a Australia muy positivamente y sirve de excelente ejemplo de cómo la investigación científica induce enorme beneficios al país que la promueve. El ATNF controla los tres observatorios astronómicos del estado de Nueva Gales del Sur: Parkes, el interferómetro Australia Telescope Compact Array (ATCA, Narrabri)3 y la antena de 22 metros de Mopra4 1

http://www.parkes.atnf.csiro.au/

Es el antiguo Anglo-Australian Observatory, se cambió el nombre en julio de 2010 cuando el gobierno australiano se hizo cargo completamente de su gestión. 2

ATCA consta de 6 radiotelescopios de 22 metros separados entre 30 metros y 6 kilómetros y observa entre 1 y 100 GHz. En 2009 se instaló un nuevo correlador, el CABB (Compact Array Broadband Backend), que permite observaciones más profundas. Más detalles en: http://www.narrabri.atnf.csiro.au/ 3

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La antena de Mopra, similar a las de ATCA, está especializada en observaciones milimétricas. Los detalles en http:// www.narrabri.atnf.csiro.au/mopra/ Ángel R. López-Sánchez

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(Coonabarabran). Todos estos radiotelescopios (Figura 2), junto con otros más pequeños localizados en otros estados australianos pueden unirse para realizar observaciones interferométricas de larga base (Long Baseline Array, LBA). Hace exactamente un año, el ATNF se fusionó con la Estación de Seguimiento de Satélites de Tidbindilla, el Canberra Deep Space Communications Complex (CDSCC)5 , creándose una división de CSIRO dedicada en exclusiva al estudio del Cosmos, CSIRO Astronomy & Space Science.

Figura 2. Mapa de Australia y Nueva Zelanda señalando los complejos radiotelescópicos más importantes existentes (cuadrados azules) y las estaciones propuestas para la construcción del SKA (círculos rojos). En la costa oriental se encuentran el radiotelescopio de Parkes, la antena de Mopra, el interferómetro ATCA (Australia Telescope Compact Array) y la Estación de Seguimiento de Satélites de Tidbindilla (Canberra Deep Space Communications Complex). En la costa occidental se está construyendo ASKAP. Crédito: Imágenes de ATCA, Mopra, Parkes y Tidbindilla: Ángel R. López-Sánchez; imagen ASKAP: Ross Forsyth (CSIRO); Mapa: CSIRO.

Con el objetivo de atraer la atención internacional de Australia como el mejor lugar para la construcción del Square Kilometre Array (SKA), los científicos australianos iniciaron recientemente el proyecto de ASKAP. Su financiación no ha cesado de crecer desde que comenzó en 2007, es más, se ha incrementado notablemente en el último año. La llegada de ASKAP también ha influido en la gestión de los institutos de investigación radioastronómica australianos: aparte de la ampliación del ATNF también se creó el International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) en Perth. Características de ASKAP La construcción de ASKAP está siendo liderada y completamente financiada por CSIRO, con colaboraciones de astrofísicos e ingenieros de otras universidades y empresas australianas, de los Países Bajos, Canadá y EE.UU. El rango de frecuencias en las que ASKAP observará es entre 700 MHz y 1.8 GHz, con un ancho de banda de 300 MHz y 16384 canales. ASKAP se está construyendo a unos 35 kilómetros del pueblecito de Boolardy, en la comarca de Murchinson (Australia Occidental), a 700 km al norte de Perth. Esta región ocupa una extensión mayor que los Países Bajos, pero con la diferencia que mientras en éstos la población es de unos 16,5 millones de personas, la comarca de Murchinson tiene censadas sólo 16 almas. En efecto, la principal ventaja del Observatorio Radioastronómico de Murchinson (MRO) es su baja densidad de población: se trata de un lugar completamente aislado y “silencioso”, donde las señales de radio propias de la actividad humana (estaciones de televisión, radio, móviles, ordenadores) son nulas y no interfieren con las débiles señales astronómicas. Las antenas de ASKAP no poseen sólo dos ejes para el movimiento en altura y azimut, sino un tercero central que impide la rotación del campo durante largos de observación (Figura 3). Sin embargo, la característica que hace únicas a las antenas de ASKAP es un revolucionado sistema denominado “Phased Feed Arrays”, que hace que cada antena no tenga sólo un pixel en una dirección determinada, sino 192 elementos (Figura 4). Este revolucionario instrumento, que actualmente se encuentra en fase de desarrollo en el ATNF, es el responsable de que ASKAP tenga un campo de visión tan grande: 30 grados cuadrados.

CDSCC es una de las tres estaciones de Deep Space Network de NASA junto a la de Robledo de Chavela en Madrid y la de Goldstone, California. Los detalles en http://www.csiro.au/places/CDSCC.html 5

Ángel R. López-Sánchez

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Figura 3. (Izquierda) Ensamblaje de Diggidumble, la primera antena de ASKAP, en enero de 2010. Crédito: Carole Jackson (CSIRO). (Derecha) Pruebas nocturnas de la primera antena de ASKAP, donde se aprecia el movimiento sobre el eje de polarización) Crédito: CSIRO.

Figura 4. Detalle del prototipo del “Phased Array Feeds” (esa especie de cuadrado de ajedrez verde en el foco del radiotelescopio) instalado en la antena prototipo de ASKAP en Parkes en julio de 2008. Crédito: David McClenaghan (CSIRO).

La construcción del ASKAP comenzó en enero de 2010 cuando se instaló la primera de sus 36 antenas. Todo en Australia tiene un nombre curioso, a esta antena se la ha bautizado como “Diggidumble” (nombre que los miembros de la tribu aborigen de Wajarri Yamatji, dueños originarios de la región, dan a una colina con la cima plana cercana al emplazamiento de ASKAP) y, al igual que sus hermanas, fue construida en China por la 54th Research Institute de China Electronics Technology Group Corporation. Durante septiembre y octubre de 2010 se colocaron otras 5 antenas en el observatorio. Juntas, y una vez el sistema de “Phased Feed Arrays” esté instalado en cada radiotelescopio, formarán el complejo BETA (Boolardy Engineering Test Array), que comenzará a funcionar a finales de 2011. Se espera que ASKAP esté completado para finales de 2012. Ángel R. López-Sánchez

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Primeras observaciones de ASKAP La primera antena de ASKAP ya se ha usado con fines científicos, al haber contribuido a observaciones LBA: juntando la señal recibida por Diggidumble con los datos obtenidos usando la mayoría de radiotelescopios en Australia y los de la nueva antena de 12 m cerca del pueblo de Warkworth (Nueva Zelanda, a más 5,500 kilómetros), un grupo de astrofísicos australianos liderados por Steve Tingay (ICRAR) investigó el núcleo de Centauro A (Figura 5), a 14 millones de años luz de distancia, con una resolución angular de sólo 1 pc (3.26 años luz, sería lo equivalente a identificar la cabeza de un alfiler a 20 kilómetros de distancia). En efecto, Centauro A (NGC 5128) alberga un núcleo de galaxia activo, donde un agujero negro supermasivo, de unas 50 millones de veces la masa del Sol, genera unos chorros de emisión en radio que alcanzan millones de años luz de distancia. La Figura 5 también muestra la emisión global en radiocontinuo de Centauro A usando datos del interferómetro ATCA y de la antena de Parkes. Se necesitaron 406 apuntados del ATCA y más de 1200 horas de observación para conseguir esta imagen. ASKAP será capaz de tomar los datos para hacer una imagen similar en sólo 5 minutos.

Figura 5. (Izquierda) Espectacular imagen de radio de la galaxia Centauro A usando datos de ATCA y Parkes a frecuencias de 20 cm. El campo de visión es de 10º x 5º. Los puntos blancos son radiogalaxias de fondo. (Imagen central) Imagen en radiocontinuo (a 6 cm) de los “chorros bipolares” del centro de Centauro A, que se alejan unos 32,700 años luz del agujero negro central, usando VLA (Very Large Array, Nuevo México, EE.UU.). (Imagen inferior): Región central de Centauro A mostrando detalles de sólo 3.26 años luz. Imagen conseguida usando LBA uniendo radiotelescopios de Australia (primera antena de ASKAP incluida) y Nueva Zelanda. Créditos: Imagen de toda la radiogalaxia: Ilana Feain, Tim Cornwell & Ron Ekers (CSIRO), ATCA, el apuntado del lóbulo central norte es cortesía de R. Morganti (ASTRON), y los datos de Parkes son cortesía de N. Junkes (MPIfR). Lóbulos de radio centrales: J.O. Burns (U. Missouri), D. Clarke (St. Mary’s U.), NRAO / AUI / NSF. Núcleo: S. Tingay (ICRAR) / ICRAR, CSIRO y AUT. Ángel R. López-Sánchez

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Proyectos de cartografiados científicos (Survey Science Projects) Dado el enorme campo de visión de ASKAP, este interferómetro va a estar dedicado básicamente a realizar cartografiados. El ATNF seleccionó 10 proyectos científicos (denominados Survey Science Projects, SSPs) que incluyen las observaciones más importantes a realizar con ASKAP. Estos SSPs, que suponen el 75% del tiempo de observación, estudiarán desde púlsares a radiogalaxias a desplazamientos al rojo (redshift) de 1, aunque sobre todo ASKAP será una máquina para buscar el gas atómico de centenares de miles de galaxias. Dada la novedad de un instrumento como ASKAP, mucha de la tecnología y del proceso de observación, reducción, análisis y clasificación de los datos está aún gestionándose. Las contribuciones de los grupos de trabajo de los SSPs con los ingenieros y científicos de ASKAP son fundamentales a la hora de lograr el éxito final. Incluso aún se están desarrollando los ordenadores y el software necesarios para la toma y análisis de la ingente cantidad de datos que ASKAP proporcionará. Los sistemas de software de ASKAP son los responsables de planificar las observaciones, monitorizar y controlar las antenas, procesar las observaciones para conseguir los productos científicos (la detección de la gran mayoría de las fuentes se hará de forma automática, así una parte importante de la fase previa es el desarrollo de algoritmos eficaces de detección y parametrización de radiofuentes) y archivar los resultados. ASKAP obtendrá unos 4 Gb de datos científicos finales (un DVD) en sólo dos segundos. En una media hora, ASKAP recopilará tanta información como la obtenida sumando todas las observaciones en radio de todos los radiotelescopios que han existido hasta entonces.

Figura 6. Imagen de la galaxia NGC 300 en el Grupo del Escultor, donde la emisión del gas atómico está dada con color rojo y la emisión estelar corresponde a colores azul y verde. El disco de H I de NGC 300 ocupa algo más de 1º en el cielo y muestras algunas distorsiones en su parte externas que pueden ser consecuencia del escape de gas en dirección opuesta al movimiento de la galaxia por diferencias de presión. Ver Westmeier, Braun & Koribalski (2010). Crédito de la imagen: Tobias Westmeier (ICRAR).

WALLABY: cartografiado de todo el cielo en hidrógeno atómico Uno de los aspectos que hace a ASKAP un instrumento tan competitivo es la búsqueda y clasificación del hidrógeno atómico (gas HI) existente en las galaxias, permitiendo conocer la distancia (gracias a la línea de emisión de HI en radio a 21 cm) de cientos de miles de galaxias. A esta tarea se va a dedicar el cartografiado WALLABY (“Widefield ASKAP L-band Legacy All-Sky Blind Survey”) coordinado por los astrofísicos Bärbel Koribalski (CSIRO) y Lister Stavely-Smith (UWA/ICRAR). Observará el 75% de todo el cielo (todo el hemisferio sur celeste y el hemisferio norte celeste desde el ecuador hasta declinación +30º), detectando hasta 500,000 galaxias a un desplazamiento al rojo de 0.26 (equivalente a mirar atrás en el tiempo hasta unos 3,000 millones de años). Además de la localización espacial de estas galaxias, WALLABY usará los datos de la línea de HI para estimar la masa de gas, la cantidad de materia oscura, la masa total y la dinámica de las galaxias. Se estima que WALLABY necesita unos 13 meses de observaciones continuas (y recordamos que en radio se observan las 24 horas) para completar su cartografiado. Los objetivos principales de WALLABY son: Ángel R. López-Sánchez

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Figura 7. Imagen de la pareja de galaxias NGC 1512 (galaxia espiral central) y NGC 1510 (una galaxia azul enana compacta que corresponde al punto blanco brillante abajo derecha de NGC 1512). El color rojo corresponde a la componente estelar, la distribución de estrellas jóvenes brillantes viene dada en color azul (emisión en ultravioleta usando datos del satélite GALEX) mientras que la distribución de hidrógeno atómico corresponde al color verde (imagen usando ATCA). Además de la extensa distribución de gas neutro que este sistema posee, destacamos que los lugares con mayor densidad de hidrógeno atómico corresponden a la posición de los cúmulos estelares jóvenes que se observan en ultravioleta. Ver Koribalski & López-Sánchez (2009). Crédito: Ángel R. López-Sánchez y Bärbel S. Koribalski (CSIRO).

1. Analizar cómo se forman las galaxias, incluyendo la Vía Láctea, estudiar su dinámica e investigar el número de galaxias satélites que poseen. La Figura 6 muestra una imagen de NGC 300 en el Grupo del Escultor (a 6.2 millones de años luz) donde se aprecia la enorme extensión del gas atómico (en rojo, datos conseguidos con ATCA por Tobias Westmeier, CSIRO) con respecto a la componente óptica de la galaxia (en azul y verde). El análisis de la dinámica del gas atómico ha permitido determinar con precisión la masa total de NGC 300, incluyendo su contenido de materia oscura. WALLABY encontrará todas las galaxias enanas (masas del orden de 108 masas solares) hasta 200 millones de años luz de distancia, y galaxias supermasivas como Malin 1, de 5x1010 masas solares, en el límite del cartografiado. 2. Estudiar la evolución de las galaxias y cómo suceden los fenómenos de formación estelar en ellas. Bärbel Koribalski también lidera el cartografiado LVHIS, el “Local Volume HI Survey”, que analiza el gas atómico en una muestra de unas 80 galaxias del Volumen Local (una esfera centrada en la Vía Láctea y con radio de 33 millones de años luz) usando datos de ATCA. La Figura 7 muestra como ejemplo la impresionante imagen de la pareja de galaxias NGC 1512/1510: la distribución de gas neutro es unas 4 veces mayor que la componente óptica de NGC 1512, mostrando dos largos brazos espirales que parecen haberse desarrollado más por las fuerzas de marea provocadas por la interacción entre ambas galaxias. WALLABY conseguirá datos de similar calidad, pero cubriendo el 75% del cielo (y no sólo unas pocas galaxias) y objetos más allá del Volumen Local 3. Investigar y contabilizar los efectos de las fusiones y las interacciones de galaxias. Aquí están realizando grandes avances en los últimos años, dadas las características de los nuevos detectores y el avance de las técnicas informáticas que permiten conseguir imágenes más profundas en radio y en óptico. Se está encontrando que es muy difícil encontrar galaxias completamente aisladas: si se miran con detalle prácticamente todas, incluida la Vía Láctea, muestran rasgos de interacciones actuales o pasadas. Estos indicios se observan primero en gas atómico que en imágenes ópticas. Como ejemplo, vemos que el brazo de gas neutro nordoriental de NGC 1512 ha sido destruido por la interacción con la galaxias enana NGC 1510, que ha disparado además la formación estelar en los alrededores. Ángel R. López-Sánchez

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4. Estudiar la función de masas del gas atómico HI (cuántas galaxias existen en cada rango de masas) y su variación con la densidad de galaxias (se encuentran galaxias más masivas en los centros de los cúmulos de galaxias que en los grupos de galaxias en las periferias de los cúmulos). También se investigaran los procesos físicos que gobiernan la distribución y la evolución del gas frío en las galaxias. 5. Finalmente, WALLABY analizará los parámetros cosmológicos relacionados con las galaxias ricas en gas y la naturaleza de la “web” cósmica que conforma la estructura a gran escala del Universo. El cartografiado de WALLABY proporcionará la muestra más extensa y homogénea de galaxias detectadas en gas atómico y será complementado con datos en otras frecuencias. La gran mayoría de las galaxias detectadas por WALLABY no estarán resueltas espacialmente dada su lejanía, pero para las 30,000 galaxias con tamaño mayor de 1.5 minutos de arco sí se obtendrán sus parámetros estructurales y masas. Puedes encontrar más información en http://www.atnf.csiro.au/research/WALLABY/ .

Figura 8. Región del cartografiado ATLAS (Australia Telescope Large Area Survey) que muestra la emisión en radiocontinuo (a 1.4 GHz) de miles de galaxias. Crédito de la imagen: Minnie Mao, Ray Norris (CSIRO) y equipo ATLAS.

EMU: emisión en continuo de radio de 70 millones de galaxias EMU (Evolutionary Map of the Universe), liderado por el astrofísico Ray Norris (CSIRO), está dedicado a la observación en continuo de radio del universo extragaláctico, con el objetivo científico de estudiar la formación estelar y la importancia de los núcleos activos de galaxias (AGNs) en la evolución del Cosmos. Para ello, EMU hará un cartografiado profundo a una frecuencia de 1.4 GHz en la misma región del cielo que WALLABY, detectando la emisión de hasta más de setenta millones de objetos extragalácticos. Sin duda, descubrirá nuevos tipos de radiogalaxias. La resolución espacial conseguida en EMU será 10 segundos de arco (similar a la que se espera alcance WALLABY), realizándose las observaciones a la vez que se toman los datos de WALLABY. Los objetivos científicos principales a cubrir con EMU son: 1. Trazar la evolución de las galaxias con formación estelar desde desplazamientos al rojo de 2 hasta el presente usando frecuencias que no están afectadas ni por la extinción por polvo interestelar ni por la emisión molecular. Se estima que EMU detectará unos 45 millones de galaxias con formación estelar, proporcionando pistas clave sobre la influencia de la masa de las galaxias, ambiente, e historia y ritmo de formación estelar en su emisión en radio. La Figura 8 muestra como ejemplo de lo que EMU conseguirá una zona del cartografiado ATLAS (Australia Telescope Large Area Survey, investigador principal Ray Norris) usando ATCA y que revela la emisión en radiocontinuo de miles de galaxias. Hay que remarcar, no obstante, que los datos en radiocontinuo no proporcionan la distancia a las galaxias: este parámetro debe obtenerse de otras maneras, como usando los resultados de WALLABY o espectros ópticos. Ángel R. López-Sánchez

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2. Trazar la evolución de los agujeros negros supermasivos en el centro de los AGNs a lo largo de la historia del Universo, investigando a la vez su relación con los fenómenos de formación estelar. EMU detectará unos 25 millones de AGNs y clasificará cada uno atendiendo no sólo a sus características en radio sino a sus propiedades multifrecuencia, buscando relaciones entre AGNs con otras propiedades de las galaxias. 3. Usar la distribución de fuentes de radio para estudiar la estructura a gran escala del Universo y restringir, de forma independiente a la hecha hasta ahora, los parámetros cosmológicos. A la vez, se determinará cómo las fuentes de radio pueblan los halos de materia oscura, proporcionando pistas claves sobre la física de galaxias, grupos y cúmulos de galaxias. 4. Crear un atlas completo de la emisión en el Hemisferio Sur Celeste de la Vía Láctea en continuo de radio, investigando tanto regiones de formación estelar Galácticas como restos de supernovas y la propia estructura de nuestra Galaxia. Tienes más información sobre EMU en: http://www.atnf.csiro.au/people/rnorris/emu/ Otros cartografiados científicos Además de estos dos grandes cartografiados, ASKAP dedicará una buena fracción de su tiempo de observación a estos 8 proyectos: 1. GASKAP, Galactic ASKAP Spectral Line Survey (Investigadores principales: J. Dickey y N. McClureGriffths). Hará un estudio de alta resolución espectral de las líneas de HI y OH en la Vía Láctea y en las Nubes de Magallanes. GASKAP detectará máseres de OH emitidos por estrellas evolucionadas y regiones de formación estelar, emisión difusa de nubes moleculares, HI en absorción y las estructuras del gas atómico relacionadas con los vientos de las estrellas masivas y las explosiones de supernova. La Figura 9 muestra el mapa del gas neutro de la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes obtenido por el cartografiado GASS (Galactic All-Sky Survey, investigadora principal Naomi McClure-Griffhs, CSIRO): GASKAP llegará un orden de magnitud más profundo.

Imagen de la emisión en hidrógeno atómico de todo el Hemisferio Sur Celeste conseguida por el cartografiado GASS (Galactic All-Sky Survey), que usa la antena de Parkes. El centro de la imagen corresponde al Polo Sur Celeste, el Ecuador Celeste está en el círculo exterior y las 0 h de Ascensión Recta corresponderían a la línea que une el centro con el borde superior de la imagen, creciendo en sentido contrario a las agujas del reloj. Los colores indican saltos de velocidad, siendo el amarillo -280 km/s, el verde claro -60 km/, el azul claro +70 km/s, el azul oscuro +200 km/s y el púrpura +360 km/s. La intensidad del color corresponde, en escala logarítmica, al brillo del gas en ese rango concreto de velocidad. En la imagen se distingue claramente el plano de la Vía Láctea (línea blanca intensa central), las Nubes de Magallanes (púrpura y azul oscuro) y la Corriente Magallánica (graduación de colores rojos-amarillos-verdes-azules conectando las Nubes de Magallanes). Crédito: S. Janowiecki y Naomi McClure-Griffhs (CSIRO). Ángel R. López-Sánchez

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2. DINGO, Deep Investigation of Neutral Gas Origins (IP: M. Meyer). Está dedicado al estudio del hidrógeno atómico en galaxias en lugares concretos del cielo, pero alcanzando mucha mayor profundidad que WALLABY, de forma que las observaciones permitan detectar HI en galaxias a un desplazamiento al rojo de 0.5. Se realizarán medidas detalladas de parámetros cosmológicos fundamentales como la densidad del gas atómico o la función de masas de HI en función del redshift. 3. FLASH, First Large Absorption Survey in H I, (IP: E. Sadler). Busca identificar gas neutro en absorción (WALLABY y DINGO, como GASKAP, buscan estudiar el hidrógeno atómico en emisión) usando radiogalaxias lejanas como fondo. FLASH analizará el contenido en gas neutro de galaxias a alto redshift (entre 0.5 y 1.0), donde la emisión en HI es demasiado débil para identificarse. 4. POSSUM, Polarization Sky Survey of the Universe's Magnetism (IPs: B. Gaensler, R. Taylor & L. Landecker). Usará medidas de la polarización de la luz en radio para crear un mapa de los campos magnéticos de buena parte del firmamento, incluyendo la Vía Láctea. 5. VAST, An ASKAP Survey for Variables and Slow Transients (IPs: T. Murphy & S. Chatterjee). Investigará fenómenos transitorios de duración mayor de 5 segundos en frecuencias de radio. Estos fenómenos pueden estar relacionados con estrellas, púlsares intermitentes, binarias de rayos X, magnetoestrellas, variables, supernovas en radio y la contrapartida en radio de las explosiones de rayos gamma. 6. CRAFT, The Commensal Real-time ASKAP Fast Transients survey (IP: P. Hall). Buscará fenómenos transitorios de muy corta duración (menos de 5 segundos), que suelen estar asociados con los casos más energéticos que se pueden dar en el Universo para un objeto individual. Como las condiciones físicas de estos sistemas son extremas, permiten investigar cómo se comporta la materia bajo unas condiciones muy distintas a las que se consiguen en la Tierra. 7. COAST, Compact Objects with ASKAP: Surveys and Timing (IP: I. Stairs). Este cartografiado estará dedicado a catalogar y monitorizar púlsares para determinar con alta precisión sus propiedades, en particular, los tiempos entre cada pulso. Estos datos permitirán limitar (o incluso detectar) ondas gravitatorias predichas por las teoría de la Relatividad General. 8. VLBI, The High Resolution Components of ASKAP: Meeting the Long Baseline Specifications for the SKA (IP: S. Tingay). ASKAP podrán combinarse con otros radiotelescopios de Australia y Nueva Zelanda con el objetivo de medir movimientos propios y paralajes a púlsares y obtener imágenes de muy alta resolución de AGNs (como el ya visto de Centauro A). Para ello, se están desarrollando nuevos equipos de procesamiento de datos, herramientas de software para correlación de señales provenientes de radiotelescopios separados por miles de kilómetros y sistemas de transmisión de datos de alta velocidad. Esto hace de ASKAP único en comparación con otros prototipos para el SKA. Australia y el SKA Uno de los objetivos finales que los astrofísicos australianos pretenden mostrar es que la candidatura que presentan Australia y Nueva Zelanda (Figura 2) para el Square Kilometre Array (SKA) es la mejor del mundo por la excelencia del lugar en el que sería instalado (en centro de SKA estaría también en el MRO), las infraestructuras ya disponibles, la seguridad económica y empresarial que tienen estos países y la experiencia personal y técnica existente. SKA será un gigantesco radiointerferómetro con un kilómetro cuadrado de área colectora, siendo unas 10,000 veces más sensible que los instrumentos disponibles hoy día.SKA es un consorcio internacional en el que están involucrados 20 países, incluyendo Australia, Nueva Zelanda y países en Europa (España entre ellos), África, Asia y América. SKA proporcionará nuevas vistas sobre la formación de las galaxias, las estrellas y la estructura a gran escala del universo primitivo (sobre todo, en la época conocida como “Edad Oscura”, entre el Big Bang y las galaxias más lejanas que ya vemos formadas, dando también pistas sobre qué son la materia y la energía oscuras), tests muy potentes a la teoría de la Relatividad General (análisis de púlsares, agujeros negros y búsquedas de ondas gravitatorias), el origen del magnetismo cósmico y la búsqueda de planetas como la Tierra en estrellas cercanas al Sol. Más información: ASKAP website: http://www.atnf.csiro.au/projects/askap/ ATNF website: http://www.atnf.csiro.au/ SKA website (nodo internacional): http://www.skatelescope.org

Ángel R. López-Sánchez Miembro de los SSPs de WALLABY y EMU Agrupación Astronómica de Córdoba [email protected] El Lobo Rayado: http://angelrls.blogalia.com

Ángel R. López-Sánchez

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FIGURAS 1. Vista del Observatorio Radioastronómico de Murchinson (MRO) en Australia Occidental con 4 de las antenas de ASKAP que ya están instaladas. Crédito: Ross Forsyth (CSIRO). 2. Mapa de Australia y Nueva Zelanda señalando los complejos radiotelescópicos más importantes existentes (cuadrados azules) y las estaciones propuestas para la construcción del SKA (círculos rojos). En la costa oriental se encuentran el radiotelescopio de Parkes, la antena de Mopra, el interferómetro ATCA (Australia Telescope Compact Array) y la Estación de Seguimiento de Satélites de Tidbindilla (Canberra Deep Space Communications Complex). En la costa occidental se está construyendo ASKAP. Crédito: Imágenes de ATCA, Mopra, Parkes y Tidbindilla: Ángel R. López-Sánchez; imagen ASKAP: Ross Forsyth (CSIRO); Mapa: CSIRO. 3. (Izquierda) Ensamblaje de Diggidumble, la primera antena de ASKAP, en enero de 2010. Crédito: Carole Jackson (CSIRO). (Derecha) Pruebas nocturnas de la primera antena de ASKAP, donde se aprecia el movimiento sobre el eje de polarización) Crédito: CSIRO. 4. Detalle del prototipo del “Phased Array Feeds” (esa especie de cuadrado de ajedrez verde en el foco del radiotelescopio) instalado en la antena prototipo de ASKAP en Parkes en julio de 2008. Crédito: David McClenaghan (CSIRO). 5. (Izquierda) Espectacular imagen de radio de la galaxia Centauro A usando datos de ATCA y Parkes a frecuencias de 20 cm. El campo de visión es de 10º x 5º. Los puntos blancos son radiogalaxias de fondo. (Imagen central) Imagen en radiocontinuo (a 6 cm) de los “chorros bipolares” del centro de Centauro A, que se alejan unos 32,700 años luz del agujero negro central, usando VLA (Very Large Array, Nuevo México, EE.UU.). (Imagen inferior): Región central de Centauro A mostrando detalles de sólo 3.26 años luz. Imagen conseguida usando LBA uniendo radiotelescopios de Australia (primera antena de ASKAP incluida) y Nueva Zelanda. Créditos: Imagen de toda la radiogalaxia: Ilana Feain, Tim Cornwell & Ron Ekers (CSIRO), ATCA, el apuntado del lóbulo central norte es cortesía de R. Morganti (ASTRON), y los datos de Parkes son cortesía de N. Junkes (MPIfR). Lóbulos de radio centrales: J.O. Burns (U. Missouri), D. Clarke (St. Mary’s U.), NRAO / AUI / NSF. Núcleo: S. Tingay (ICRAR) / ICRAR, CSIRO y AUT. 6. Imagen de la galaxia NGC 300 en el Grupo del Escultor, donde la emisión del gas atómico está dada con color rojo y la emisión estelar corresponde a colores azul y verde. El disco de H I de NGC 300 ocupa algo más de 1º en el cielo y muestras algunas distorsiones en su parte externas que pueden ser consecuencia del escape de gas en dirección opuesta al movimiento de la galaxia por diferencias de presión. Ver Westmeier, Braun & Koribalski (2010). Crédito de la imagen: Tobias Westmeier (ICRAR). 7. Imagen de la pareja de galaxias NGC 1512 (galaxia espiral central) y NGC 1510 (una galaxia azul enana compacta que corresponde al punto blanco brillante abajo derecha de NGC 1512). El color rojo corresponde a la componente estelar, la distribución de estrellas jóvenes brillantes viene dada en color azul (emisión en ultravioleta usando datos del satélite GALEX) mientras que la distribución de hidrógeno atómico corresponde al color verde (imagen usando ATCA). Además de la extensa distribución de gas neutro que este sistema posee, destacamos que los lugares con mayor densidad de hidrógeno atómico corresponden a la posición de los cúmulos estelares jóvenes que se observan en ultravioleta. Ver Koribalski & López-Sánchez (2009). Crédito: Ángel R. López-Sánchez y Bärbel S. Koribalski (CSIRO). 8. Imagen de una zona del cartografiado ATLAS (Australia Telescope Large Area Survey) que muestra la emisión en radiocontinuo (a 1.4 GHz) de miles de galaxias. Crédito de la imagen: Ray Norris (CSIRO) y equipo ATLAS. 9. Imagen de la emisión en hidrógeno atómico de todo el Hemisferio Sur Celeste conseguida por el cartografiado GASS (Galactic All-Sky Survey), que usa la antena de Parkes. El centro de la imagen corresponde al Polo Sur Celeste, el Ecuador Celeste está en el círculo exterior y las 0 h de Ascensión Recta corresponderían a la línea que une el centro con el borde superior de la imagen, creciendo en sentido contrario a las agujas del reloj. Los colores indican saltos de velocidad, siendo el amarillo -280 km/s, el verde claro -60 km/, el azul claro +70 km/s, el azul oscuro +200 km/s y el púrpura +360 km/s. La intensidad del color corresponde, en escala logarítmica, al brillo del gas en ese rango concreto de velocidad. En la imagen se distingue claramente el plano de la Vía Láctea (línea blanca intensa central), las Nubes de Magallanes (púrpura y azul oscuro) y la Corriente Magallánica (graduación de colores rojos-amarillos-verdes-azules conectando las Nubes de Magallanes). Crédito: S. Janowiecki, y Naomi McClure-Griffhs (CSIRO). Portada: Composición artística mostrando 4 de las antenas de ASKAP y la galaxia M 83 combinando imágenes de hidrógeno atómico (azul claro, datos conseguidos usando el interferómetro ATCA), óptico (verde y rojo, DSS) y ultravioleta (satélite GALEX, azul oscuro). El tamaño de M 83, cuya componente de gas neutro ocupa algo más de 1º en el cielo, ha sido exagerado en esta composición. Crédito: M 83: Ángel R. López-Sánchez, Bärbel Koribalski y el equipo de LVHIS (The Local Volume HI Survey). ASKAP: Ross Forsyth, CSIRO. Composición: Ángel R. López-Sánchez

Ángel R. López-Sánchez

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