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

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

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

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

3 t DM = DM 430 MHz 100 s /DM /MHz 1400 MHz 3 s /DM /MHz Allargamento degli impulsi dovuto alla dispersione Frequency Frequency Frequency time

4

5 Allargamento degli impulsi dovuto allo scattering t scatt 1 4

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7 De-dispersioneDe-dispersione N 1 serie temporale dedispersa N serie temporali a banda stretta DM

8 Impulsi singoli e impulsi mediati Limpulso mediato è stabile

9 tempo

10 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

11 time Time residual Stima accurata del periodo di ripetzione degli impulsi

12 Nello stesso modo si può misurare il rallentamento secolare

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

14 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

15 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

16 Molte pulsar sono orologi estremamamente stabili P = sec In questa pulsar, dopo alcuni anni di timing si può prevedere il tempo di arrivo degli impulsi con una precisione di 1 s a distanza di 1 anno ! Una stabilità di orologio ( ) paragonabile ai migliori standard atomici

17 Le pulsar come orologi

18 3 – Le Pulsars come strumenti Teorie della gravitàTeorie della gravità 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:

19 Ancora sulle 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

20 NOT ALLOWED sin i = 1 Pulsar mass Companion mass

21 La stabilità di orologio delle pulsar si rivela uno strumento ideale per lo studio della Relatività Generale

22 La modifica della forma delle orbite: Lavanzamento del periastro

23 Il ritardo relativistico del tempo di arrivo degli impulsi Shapiro Delay

24 Gravitational redshift & time dilation La modulazione relativistica del tempo di arrivo degli impulsi

25 Il restringimento delle orbite dovuto allemissione di onde gravitazionali Orbital decay

26

27 Teorie della Gravità: Tests In ogni teoria della Gravità, i valori dei parametri post-Kepleriani (PK) dipendono dalle masse e dai valori dei parametri Kepleriani Le masse sono incognite Mass Function constraints NOT ALLOWED sin i = 1

28 Teorie della Gravità: Tests La misura di 1 parametro PK limita I valori delle masse

29 Teorie della Gravità: Tests La misura di 2 parametri PK determina le masse nellambito di una data teoria

30 Teoria della Gravità: Tests 3 parametri PK: in una teoria corretta le linee si intersecano in un punto !

31 Teoria della Gravità : Tests Ma non se la teoria non è corretta !

32 Hulse & Taylor: Nobel 1993 PSR B radiative predictions of GR verified at 0.2% level

33 PSR B

34 La scoperta di PSR J (Aprile 2003) Binary pulsar P = 22.7 ms Orbital period = 2.4 hr Eccentricity = 0.08 Orbital parameters suggest that the system is relatively massive, probably consisting of two NSs Huge periastron advance (16.88 deg/yr)

35 La separazione orbitale diminuisce di 2.5 mt allanno !! Pulsar Neutron Star companion Il tempo di coalescenza relativamente breve (85 Myr) e la vicinaza (500 pc) di questo sistema implicano un alto tasso di coalescenze nella Galassia !

36 Letà apparente di questa pulsar non è molto elevata La stella di neutroni compagna potrebbe essere ancora osservabile come radio pulsar !

37 Il segnale di pulsar da parte della stella di neutroni compagna venne scoperto alcuni mesi dopo

38 22.7 ms 1.7 x Myr 6 x 10 9 G 1,080 km 5 x 10 3 G 6 x erg s km s -1 A 2.77 s 0.88 x Myr 1.6 x G 1.32 x 10 5 km 0.7 G 1.6 x erg s km s -1 P SpinDown age B surf R LC B LC E rotational Mean Orbit Velocity B Basic Parameters..

39 Tests di Relatività Generale

40 Mass-mass diagram for J A&B

41 Mass function A Mass-mass diagram for J A&B

42 Mass function B Mass-mass diagram for J A&B

43 Mass ratio Mass-mass diagram for J A&B

44 Periastron advance Mass-mass diagram for J A&B

45 Grav. Redshift + 2 nd order Doppler Mass-mass diagram for J A&B

46 Shapiro s Mass-mass diagram for J A&B

47 Shapiro r Mass-mass diagram for J A&B

48

49 M B =1.250(5)M M A =1.337(5)M Mass-mass diagram for J A&B

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52 Shapiro delay in PSR-A arrival times

53 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

54 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)

55 Evidenza di esplosioni di Supernova asimmetriche

56 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

57 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 ?

58 The Effects of Geodetic Precession The Effects of Geodetic Precession 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 ?

59 La forma dellimpulso di PSR B Weisberg et al

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

61 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!

62 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

63 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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