The variation of hydrogen density in an area in Taurus is compared with Mc Cuskey’s optical absorption measurements. Results are different from those found in a region studied by Bok. Such a difference is probably due to a decrease in atomic hydrogen density related with grain density. 21 cm observations were made with the 300 ft radiotelescope at NRAO, USA.Asociación Argentina de Astronomí

Garzoli, S.L.

Varsavsky, C.M.

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Garzoli, Silvia L.

Varsavsky, Carlos Manuel

Servicio de Difusión de la Creación Intelectual

RADIOASTRONOMIACOMUNICACIONESBúsqueda de una nube íntergaláctica en Microscopio en 21-cm.W. G. L. PöppELInstituto Argentino de RadioastronomíaAbstract: The region in Microscopiiun in which Hoffmeister found an intergalactic absortion cloud Wixs studied in 21 cm. No correlation has been found between these HI observations and those of Hoffmeister. As the paper will be published elsewhere we give here only a syntesis.Se estudió una zona de Microscopio en 21-cm, en la cual Hoffmeister (1963a,b) descubriera una extensa nube de absorción con la notable particularidad de ser extragaláctica.Las observaciones fueron hechas en dos series con el radiotelescopio de Parque Pereyra operado por la Carnegie Institution de Washington y el I.A.R. En la pri­mera serie (octubre 1966-febrero 1967) se delimitó una red rectangular en coordenadas ecuatoriales en el rango 305° <AR< 317° y —45° <D< —37°. En bajas velocida­des (—100 a 120 km/s) se observaron 51 puntos ob­teniéndose 175 perfiles de 16'° netos de observación ca­da uno. Los perfiles presentan siempre un solo pico sim­ple, centrado cerca de v=0 y con una temperatura de pico que oscila entre 6 y 10°K, aunque hay una zona marginal hacia el NO, fuera de la nube, en la que pre­sentaban temperaturas de hasta 23°K. No se encontró correlación entre estas observaciones y las ópticas. Una extensión a altas velocidades se hizo para 35 puntos (—260 < V < -^ 320 km/s), obteniéndose 105 perfiles sin detectar hidrógeno dentro del ruido medio que ca­racteriza a las observaciones. Este se estima en 3°K.En la segunda serie (setiembre 1967-febrero 1968, complementada en marzo y abril 1969), se ampliaron las observaciones mediante un ecjuipo más sensible. En ba­jas velocidades (—100 a -[-100 km/s) esta vez se ob­servaron 130 puntos, obteniéndose 872 perfiles, ahora con un tiempo medio de observación de 7.5 minutos ca­da uno. El ruido total medio para cada punto resultó ser 0.7°K. Las características generales de estas obser­vaciones son similares a las anteriores. Graficando di­versas propiedades de estos perfiles (temperatura pico, ancho mitad, área total encerrada, ancho a 5°K) en un mapa AR,D conjuntamente con el esquema de Hoffmeis­ter, se llegó a la conclusión que no había correlación alguna entre las observaciones ópticas y radioastronómicas. En altas velocidades se eligieron tres puntos extendiendo las observaciones a un rango de —400 a -[-400 km/s. Se obtuvieron 57 perfiles sin detectar hidrógeno. El ruido medio de estas observaciones se estima inferior a 1°K.La conclusión final es que no ha podido estable­cerse correlación alguna entre los límites bosquejados por Hoffmeister y nuestros perfiles de H dentro de las posibilidades de nuestro receptor. Gabrían entonces apa­rentemente cuatro posibilidades:a) Que el hidrógeno observado sea por ejemplo lo­cal y no pertenezca a la nube y c^ue en ésta no haya hidrógeno atómico. En ese caso el límite instrumental para la temperatura debida a la nube se estima en 0.7°K en el rango —400 a -^400 km/s.b) Que el hidrógeno observado pertenezca predo­minantemente a la nube y tenga una distribución total­mente diferente a la óptica, e inclusive muchísimo más extensa. La nube tendría entonces que hallarse muy cercana, dentro del sistema local. Gabe agregar cjue, por falta de placas, Hoffmeister hizo notar que eventual­mente la nube podría estar más extendida hacia el E y NE que lo que aparece en su bosquejo.c) Que el hidrógeno de la nube esté enmascarado dentro de los perfiles observados debido al hidrógeno de otras fuentes y que por ello no sea posible detectar correlación con la distribución óptica. Esta alternativa es plausible dado el ancho de los perfiles y que 1~ 0°.d) Que la nube tenga una velocidad tal que esca­pe al rango observado. Ello implicaría | v [> 400 km/s, lo cual es poco plausible, dado que por su forma y ex­tensión, su distancia sería comparable —según Hoffmeis­ter— con la de las nubes de Magallanes.-Hoffmeister, C., A. N. 287, 55, 1962‘y — Hoffmeister, C., Z. für A'trophys, 55, 46 1962*^.La distribución de hidrógeno neutro en una región de Taurus. Observaciones de alta resolución.10Silvia L. Garzolí y Carlos M, VarsavskyInstituto Argentino de RadioastronomíaAbstract: The variation of hydrogen density in an area in Taurus is compared rvith Me Cuskey’s optical absortion measurements. Results are different from those found in a region studied by Bok. Such a difference is probably due to a decrease in atomic hydrogen density related with grain density. 21 cm observations were made with the 300 ft radiotelescope at NRAO, USA.Con el Radiotelescopio de 300 pies del National Radio Astronomy Observatory de los EE. UU. se mi­dieron más de 10.000 perfiles de la línea de 21 cm del hidrógeno atómico en una región de Taurus de 150 grados cuadrados centrada en AR = 4^ 30“, D = 27°, cdn el objeto de buscar una correlación entre las me­didas ópticas y de radio.Se comparó la variación de la densidad de hidrógeno atómico con las mediciones ópticas de Me Cuskey. Se obtiene un decremento de la densidad con el oscureci­miento de 1,6x1020 átomos cm-2 mag-b En un área de 8 grados cuadrados estudiada por Bok se observa un au­mento de 0,4 X 1020 átomos cm-2 mag -bLa diferencia entre estos resultados puede deberse a la diferencia entre los métodos utilizados para el aná­lisis en cada caso. La estimación de los errores cometidos en ambos métodos, nos lleva a dar preferencia al primer resultado. En ese caso nos sentiríamos justificados de decir que en Taurus, a medida que la densidad de granos aumenta ,1a densidad de hidrógeno atómico o bien per­manece constante o decrece suavemente.Esto probablemente signifique que a medida que la densidad en una nube de gas y polvo crece, el hidrógeno atómico se transforma en molecular, de forma tal que, en una nube densa podemos esperar encontrar hidrógeno atómico y molecular en cantidades apreciables.Observación de una concentración peculiar de Hidrógeno Neutro.Esteban Bajaja — Fernando R. ColombInstituto Argentino de RadioastronomíaAbstract: Observations were made of a HI cloud at 1 = 280, b = — 18, With a center of mass velocity — 30 km/sec. The velo­city distribution along the cloud varies continuousky from — 20 to — 40, showing definite sub concentrations. Isophotes of peak intensities and charts of Nj^ distribution are given for some velo­city ranges. Possible interpretations are discussed.Las observaciones del presente trabajo fueron obte­nidos con el radiotelescopio del Instituto Argentino de Radioastronomía.La concentración se encontró durante las observa­ciones que estamos realizando para un atlas general en una región comprendida entre 220° < 1 <300° y —30°< b < —15°.En 1 = 280° y b = —18° apareció una fuerte emisión de hidrógeno con una temperatura pico de aproximada­mente 20°K, ancho medio 6 Km/s. y velocidad —30 Km/s. Alrededor de 200 puntos fueron observados en la zona con una separación de 1°.Cada perfil fue descompuesto en gaussianas para poder así substraer la contribución del hidrógeno local (V ~ O Km / s.) De esta forma se obtuvieron las tempe­raturas pico, dispersiones y velocidades. En muchos casos varias velocidades eran vistas simultáneamente, distri­buidas entre —10 y — 50 Km/s.En las figs. 1 y 2 pueden verse isofotas para el rango de velocidades —26 > v > —36 y v < —36 Km/s.Las velocidades de esta nube son prohibidas en ei modelo de Schmidt. Debido a esto la distancia no puede ser estudiada, lo mismo que la dimensión y masa de la nube. La Tabla 1 muestra, para varias distancias r, la distancia al plano galáctico Z, la distancia al centro ga­láctico R, dimensiones Li x L¿ y masa M.TABLA Ir Z R Li X L2 MKpc Kpc Kpc Kpc X Kpc Mo0.1 0.03 10 0.009 X 0.026 2.6 X 1021 0.3 9.8 0.087 X 0.262 2.6 X 10^10 3.1 12.4 0.87 X 2.62 2.6 X 10650 15.4 49 4.35 xl2.1 6.5 X 102100 30.9 93.7 8.7 X 26.2 2.6 X 10®11

La distribución de hidrógeno neutro en una región de Taurus : Observaciones de alta resolución

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La distribución de hidrógeno neutro en una región de Taurus : Observaciones de alta resolución

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