Pulsar.

Presentazione sul tema: "Pulsar."— Transcript della presentazione:

1 Pulsar

2 Argomenti Proprietà delle pulsar Osservazioni Le Pulsar come strumenti

3 1 - Proprietà delle Pulsar
La scoperta Parametri osservabili Stima dell’età Stima del campo magnetico Formazione ed evoluzione Diagramma B-P Massa di una pulsar Dimensioni Struttura

4 Un pò di storia… Nel 1932 Chadwick scopre il neutrone
Nel 1934 Baade & Zwicky suggeriscono che “stelle” costituite prevalentemente da neutroni dovrebbero essere formate in esplosioni di Supernova Nel 1939 Oppenheimer & Volkov calcolano dimensioni e masse di queste “stelle di neutroni” che stimano ~20 km e ~1.4M Nel 1967 una studentessa, durante il suo lavoro di tesi con A.Hewish su un esperimento di scintillazione…

5 La scoperta… Jocelyn Bell scopre un segnale periodico extra-terrestre di s alla posizione: RA 19:19:36 DEC +21:47:16 Little Green Men ?!

6 L’ identificazione… Altri segnali simili in altre direzioni – no LGM !
Un giornalista battezza questi segnali: Pulsating Radio Sources = PULSARs Hewish et al. (1968) discutono tre modelli: - un oggetto oscillante - un oggetto orbitante - un oggetto ruotante Nane Bianche o Stelle di Neutroni ? Il dilemma risolto con la scoperta di una Pulsar associata con il Resto di Supernova della Crab Nebula

7 La Crab Nebula Remnant della supernova AD1054
La Crab Nebula (M1) ancora luminosa, nonostante l’età Una “strana” stella vicino al centro: Mention giant pulses used for discovery. Staelin & Reifenstein scoprono la pulsar nel 1968

8 La Crab Pulsar Il periodo P=33 ms, aumenta di 36ns/giorno
Il periodo “breve” scarta la Nana Bianca: Oscillazioni radiali possibili solo per P>1sec Stima del raggio dell’oggetto ruotante: Radial velocities for NS gives periods < 1 s Con M=1.4 M e il periodo della Crab pulsar Rmax = 1.7 • 107 cm Raggio tipico di una Nana Bianca: 109 cm

9 Formazione Le Pulsar si formano in una esplosione di Supernova
Come back when we discuss p-pdot diagram B critical = 4.4x10^13 G Il Momento angolare e il flusso magnetico si conservano

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11 Età di una pulsar e campo magnetico
. Perdita di energia da dipolo magnetico ruotante P e P osservati Periodo . B  (P P)1/2 tempo c = 1 P 2 . P

12 1000 yr Pulsar appena nata Hubble time death line
Una pulsar appena nata ha un campo magnetico elevato e un periodo di spin relativamente breve

13 1000 yr Hubble time death line
Una pulsar giovane evolve molto rapidamente e rallenta. Il suo campo magnetico può smorzarsi col tempo

14 1000 yr Hubble time death line Died pulsars
Le Pulsar lente con un campo magnetico basso non sono più osservabili come radiosorgenti

15 1000 yr Hubble time death line
Un pulsar “morta” può essere riaccelerata e “ringiovanita” da una stella compagna durante la sua evoluzione.

16 1000 yr Hubble time Una pulsar “superveloce” appena nata death line

17 Pulsars “riciclate” e binarie X
Il trasferimento di massa da una stella compagna “riaccelera” una pulsar “morta” La durata di questa fase di trasfermento di momento angolare determina il periodo di spin finale (osservato fino a 1.5 ms) NASA La pulsar rinasce come “recycled pulsar”

18 Percorsi evolutivi Il sistema binario può distruggersi nell’esplosione di supernova Molte pulsar sono isolate Nella fase “pre-riciclaggio” osserviamo pulsar in orbita con una stella di sequenza principale LMXB con riciclaggio in corso scoperta in 1998 Le LMXB hanno periodi lunghi di accrescimento Sistemi pulsar-WD circolari HMXB hanno periodi brevi di accrescimento e vanno incontro a una seconda esplosione di SN Molti sistemi distrutti, e osserviamo solo pochi sistemi NS-NS eccentrici

19 Percorsi evolutivi

20 1) Stella primaria massiva e stella secondaria leggera
La stella più massiva evolve prima Esplosione di Supernova Può eventualmente appesantire la compagna > 6 M 1 M In una esplosione di supernova, il sistema può restare legato se la massa espulsa è < ½ Mtot. Se c’è stato abbastanza accrescimento nella fase precedente, questo è possibile Orbite eccentriche Tempo di evoluzione lungo della stella leggera: spin-up della NS

21 Il disco di accrescimento cede momento angolare alla NS
Come abbiamo detto, la fase di evoluzione della stella di piccola massa è molto lunga e consente la formazione di un “disco di accrescimento” intorno alla Stella di Neutroni La materia si avvicina sempre più alla NS trasportando momento angolare La materia si “aggancia” al campo magnetico della NS Il disco di accrescimento cede momento angolare alla NS La materia scorrendo lungo le linee di campo B si incanala sui poli magnetici L’energia gravitazionale che si libera durante l’accrescimento ai poli produce raggi X

22 Quando la secondaria ha terminato la sua evoluzione, l’emissione di raggi X cessa e rimane un sistema composto da una Nana Bianca e una Stella di Neutroni L’orbita si è circolarizzata a seguito di effetti di marea occorsi durante la fase di accrescimento La stella di neutroni ha acquistato un notevole momento angolare di spin ed è osservabile come una radiopulsar superveloce

23 2) Stella primaria e stella secondaria massive
La stella più massiva evolve prima ed eventualmente cede massa alla compagna Esplosione di Supernova  10 M 6 M A secondo di quanta massa è stata ceduta alla compagna e di quanta ne viene espulsa nell’esplosione, il sistema può restare legato Orbite eccentriche Tempo di evoluzione relativamente veloce della stella (relativamente massiva): spin-up della NS moderato

24 Quando la secondaria ha terminato la sua evoluzione, fa una esplosione di supernova. Se il sistema rimane legato, rimane un sistema composto da due Stelle di Neutroni L’orbita che si era eventualmente circolarizzata a seguito di effetti di marea occorsi durante la fase di accrescimento, per effetto dell’esplosione sarà di nuovo eccentrica La stella di neutroni primaria ha acquistato un moderato momento angolare di spin (la fase di accrescimento della secondaria relativamente massiva è relativamente rapida), mentre la stella di neutroni secondaria ha il periodo di spin connesso alla sua “nascita”. il sistema è potenzialmente osservabile come una pulsar doppia

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27 Le pulsar “superveloci” (le “millisecond pulsar” ) sono particolarmente abbondanti negli Ammassi Globulari NGC 6441 NGC 6522 NGC 6266

28 Masse La teoria: 1.4 M Dipende dalla equazione di stato
L’accrescimento può aumentare la massa Le osservazioni indicano un valore medio ~1.35M Come back when we discuss p-pdot diagram Not too bad with true age of 950 years

29 Dimensione e struttura
Molto dipendente dalla equazione di stato I risultati attuali indicano: Come back when we discuss p-pdot diagram Not too bad with true age of 950 years g cm-3

30 Le pulsar come sorgenti radio
Magnetosfera Proprietà dell’emissione radio Impulsi singoli e impulsi integrati Geometria

31 Magnetosfera la rotazione induce un campo elettrico
cariche elettriche vengono strappate via il plasma riempie lo spazio circostante co-rotazione con la pulsar cilindro-luce: v=RL=c linee di campo B aperte

32 Magnetosfera sui poli – linee di campo B aperte
differenza di potenziale ~ 1012 V! le cariche vengono accelerate fattore  ~106 , v  c cascata di coppie e+ e- ? radiation da “curvatura”

33 Gli impulsi singoli come “istantanea” dei processi di emissione nella magnetosfera
Gli impulsi singoli sono molto variabili

34 Gli impulsi mediati rivelano la struttura globale della magnetosfera
Limpulso mediato è stabile

35 Profili di impulsi mediati

36 Struttura degli impulsi: il modello a “cono vuoto”

37 …o a cono vuoto con un nucleo centrale

38 Spettro radio delle pulsar
Le pulsar hanno spettri “ripidi” (titpico: -1.66) Massima intensità intorno a 400 MHz Osservate fino a 86 GHz

39 La popolazione delle pulsar

40 2 Osservazioni Tecniche di ricerca di pulsar
Tecniche di pulsar “timing”

41 Ricerche di pulsar Popolazione galattica Dispersione
Tecniche di ricerca Spazio dei parametri: RA, Dec,P, DM, … Accelerazione doppler

42 Populazione Galattica delle Pulsar
Le pulsar nascono sul piano Galactico: Cercando sul piano si scoprono le pulsar giovani

43 Dispersione Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare causano dispersione Impulsi a bassa frequenza arrivano dopo ( in MHz): Dispersione: Se non corretto, l’impulso sarà “diluito” attraverso la banda

44 Dispersione La dispersione come indicatore di distanza: In generale:

45 Popolazione galattica delle Pulsar
Modello per ne Ma prima della scoperta , la DM di una pulsar non è nota Ricerca in DM

46 Dove cercare le pulsar Survey su larga scala:
Tutto il cielo: ideale, ma richiede tempi lunghi Piano Galattico: porta alla luce pulsar giovani ad alta DM Alte latitudini Galattiche: pulsar “vecchie” e a bassa DM Nubi di Magellano: pulsar “extragalattiche”

47 Oppure … Ricerche “mirate”: Ammassi Globulari: pulsar al millisecondo
Resti di Supernova: pulsar giovani Sorgenti “puntiformi”: sorgenti gamma, sorgenti a spettro ripido, sorgenti polarizzate

48 Scelta del tempo di campionamento
Compromesso: periodo-minimo/data-rate Tempo di campionamento: ts, 50-300s Teorema di Nyquist : Pmin=2 ts Periodo minimo teorico: (vequator<c) P=0.46 ms (stabilità)

49 Scelta della frequenza e larghezza di banda
Compromesso: Spettro ripido: bassa frequenza Scattering: alta frequenza Dispersione: banda stretta Sensibilità: banda larga

50 Tecniche di ricerca

51 Accelerazione Doppler
Il moto in un sistema binario cambia il periodo apparente di ripetione degli impulsi Gli algoritmi standard non tengono conto del Doppler e non sono in grado di rivelare sistemi binari

52 Compensazione del Doppler