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Pulsar timing Considerazioni tecnicheConsiderazioni tecniche Modelli di timingModelli di timing Pulsar BinariePulsar Binarie.

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Presentazione sul tema: "Pulsar timing Considerazioni tecnicheConsiderazioni tecniche Modelli di timingModelli di timing Pulsar BinariePulsar Binarie."— Transcript della presentazione:

1 Pulsar timing Considerazioni tecnicheConsiderazioni tecniche Modelli di timingModelli di timing Pulsar BinariePulsar Binarie

2 Ancora sulla Dispersione… Dispersione:Dispersione: Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare causano dispersione Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare causano dispersione Impulsi a bassa frequenza arrivano prima Impulsi a bassa frequenza arrivano prima ( in MHz) : Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare causano dispersione Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare causano dispersione Impulsi a bassa frequenza arrivano prima Impulsi a bassa frequenza arrivano prima ( in MHz) : Se non corretto, limpulso sarà diluito attraverso la banda Se non corretto, limpulso sarà diluito attraverso la banda

3 De-dispersioneDe-dispersione N 1 serie temporale dedispersa N serie temporali a banda stretta DM T.O.A.

4 StrumentiStrumenti ISMISM Receiver FilterbankFilterbank Data-Acq.Data-Acq.

5 LArte del Pulsar Timing Elevata precisione Elevata precisione Test di GR unici Test di GR unici Elevata precisione Elevata precisione Test di GR unici Test di GR unici …dopo il fit del modello:

6 Pulsar Timing Misura del tempo di arrivo degli impulsi (TOA) Misura del tempo di arrivo degli impulsi (TOA) Trasferimento al baricentro del sistema solare Trasferimento al baricentro del sistema solare Misura del tempo di arrivo degli impulsi (TOA) Misura del tempo di arrivo degli impulsi (TOA) Trasferimento al baricentro del sistema solare Trasferimento al baricentro del sistema solare

7 Stima dei Parametri Parametri di spin: Parametri astrometrici: posizione, moto proprio, parallasse Parametri di spin: Parametri astrometrici: posizione, moto proprio, parallasse

8 Pulsar Binarie 5 Parametri Kepleriani: P orb, a p, e,, T 0 5 Parametri Kepleriani: P orb, a p, e,, T 0 Assumendo una massa canonica di 1.4 M si può stimare la massa della compagna in funzione di i. La massa minima si ha per i=90° Funzione di massa: Funzione di massa: Parametri Post-Kepleriani Parametri Post-Kepleriani

9 Pulsar Binarie Un esempio interessante Un esempio interessante: PSR J P = P = 570ms - Periodo orbitale 230 giorni Eccentricità = P = P = 570ms - Periodo orbitale 230 giorni Eccentricità = Massa minima della compagna 11 M Nessuna evidenza ottica di una stella di massiva !

10 Pulsar Timing: Sommario Si paragona il modello (,, P, dP/dt, P orb, etc..) con i TOA Si paragona il modello (,, P, dP/dt, P orb, etc..) con i TOA Si ottiene una soluzione coerente, con residui random Si paragona il modello (,, P, dP/dt, P orb, etc..) con i TOA Si paragona il modello (,, P, dP/dt, P orb, etc..) con i TOA Si ottiene una soluzione coerente, con residui random Straordinaria precisione: il Periodo di PSR B : P = s Leccentricità orbitale di J : e < 0.8 x – Loggetto più rotondo dellUniverso

11 3 – Le Pulsars come strumenti Teorie della gravitàTeorie della gravità CosmologiaCosmologia Pianeti al di fuori del sistema solarePianeti al di fuori del sistema solare Explosioni di SupernovaExplosioni di Supernova Mezzo interstellareMezzo interstellare Fisica della materia ultradensaFisica della materia ultradensa Vedremo adesso alcune applicazioni:

12 Teorie della Gravità: Onde Gravitazionali Teorie della Gravità: Onde Gravitazionali Lorbita si restringe di 1 cm al giorno! Lorbita si restringe di 1 cm al giorno! Le due stelle si fonderanno in ~300 Milioni di anni

13 Una scoperta recente (Tesi di Dottorato di Marta Burgay): Una scoperta recente (Tesi di Dottorato di Marta Burgay): P orb = 2.4 hr e = 0.08 P A = 22 ms P B = 2.8 s Tempo di coalescenza di soli 85 Milioni di anni Implica un aumento del tasso di coalescnza dei sistemi binari di almeno un ordine di grandezza. P orb = 2.4 hr e = 0.08 P A = 22 ms P B = 2.8 s Tempo di coalescenza di soli 85 Milioni di anni Implica un aumento del tasso di coalescnza dei sistemi binari di almeno un ordine di grandezza. La prima pulsar doppia: due pulsar in un sistema binario altamente relativistico

14 Avanzamento relativistico del periastro di 16° per anno, il più elevato mai osservato Misura estremamente precisa dello Shapiro delay Decadimento del periodo orbitale dovuto alla perdita di energia per emissione di onde gravitazionali osservabile in pochi mesi

15 Le millisecond pulsar come rivelatori di Onde Gravitazionali Timing relativo di un campione di millisecond pulsar Timing relativo di un campione di millisecond pulsar Bracci di un gigantesco rivelatore di onde gravitazionali. Bracci di un gigantesco rivelatore di onde gravitazionali. Timing relativo di un campione di millisecond pulsar Timing relativo di un campione di millisecond pulsar Bracci di un gigantesco rivelatore di onde gravitazionali. Bracci di un gigantesco rivelatore di onde gravitazionali. Pulsar Timing Array

16 I primi pianeti al di fuori del sistema Solare, in orbita attorno a una pulsar. PSR B by Wolszczan & Frail (1992) PSR B by Wolszczan & Frail (1992)

17 Evidenza di esplosioni di Supernova asimmetriche

18 Evidenza - Disallineamento fra momento di spin e momento orbitale - Velocità spaziali delle pulsar fino a 1000 km/s - Disallineamento fra momento di spin e momento orbitale - Velocità spaziali delle pulsar fino a 1000 km/s Meccanismo di kick sconosciuto Evidenza di esplosioni di Supernova asimmetriche

19 Precessione Geodetica Accoppiamento Accoppiamento Relativistico Spin-Orbita Previsto per la prima pulsar binaria da Damour & Ruffini (1974) Periodo di precessione previsto in GR: (e.g. Barker & OConnell 1975, Börner et al. 1975) Accoppiamento Accoppiamento Relativistico Spin-Orbita Previsto per la prima pulsar binaria da Damour & Ruffini (1974) Periodo di precessione previsto in GR: (e.g. Barker & OConnell 1975, Börner et al. 1975) Per la prima pulsar binaria B : p = 1.21 deg/year Per la prima pulsar binaria B : p = 1.21 deg/year Quali effetti ci aspettiamo di osservare ?

20 The Effects of Geodetic Precession The Effects of Geodetic Precession

21 La pulsar può non essere sempre visibile La forma dellimpulso può cambiare La pulsar può non essere sempre visibile La forma dellimpulso può cambiare Cosa abbiamo osservato per la PSR B ?

22 La forma dellimpulso di PSR B Weisberg et al

23 Precessione geodetica in B Il fascio diventa più piccolo La pulsar sparirà nel 2025

24 Glitch delle pulsar giovani Glitch delle pulsar giovani Fisica dello stato solido in condizioni estreme: Fisica dello stato solido in condizioni estreme: Per / =10 –8 : R=-0.1mm!

25 Con I glitch si studia la struttura interna delle stelle di neutroni Dal fenomeno di rilassamento si ricavano informazioni sul supefluido Dal fenomeno di rilassamento si ricavano informazioni sul supefluido I glitch sono sovrapposti al rallentamento secolare I glitch sono sovrapposti al rallentamento secolare

26 Pulsar come sonde della struttura della Galassia Modello di densità degli elettroni liberi nel mezzo interstellare Disomogeneità del mezzointerstellare Struttura della Galassia Modello di densità degli elettroni liberi nel mezzo interstellare Disomogeneità del mezzointerstellare Struttura della Galassia Old situation: New situation:


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