Pulsar “timing” Considerazioni tecniche Modelli di timing Pulsar Binarie

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

De-dispersione T.O.A. -1 -2 -3 DM 1 serie temporale “dedispersa” N serie temporali a banda stretta

Strumenti ISM Receiver Filterbank Data-Acq.

L’Arte del Pulsar Timing Elevata precisione Test di GR unici …dopo il fit del modello:

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

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

Pulsar Binarie 5 Parametri Kepleriani: Porb, ap, e, , T0 Parametri Post-Kepleriani Funzione di massa: 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°

Pulsar Binarie Black Hole? Un esempio interessante: PSR J1740-3052 P = 570ms - Periodo orbitale 230 giorni Eccentricità = 0.579 Massa minima della compagna 11 M Nessuna evidenza ottica di una stella di massiva !

Pulsar Timing: Sommario Si paragona il modello (,, P, dP/dt, Porb, etc..) con i TOA Si ottiene una soluzione coerente, con residui “random” Straordinaria precisione: il Periodo di PSR B1937+21: P = 0.00155780649243270.0000000000000004 s L’eccentricità orbitale di J1012+5307: e < 0.8 x 10-6 – L’oggetto più “rotondo” dell’Universo

3 – Le Pulsars come strumenti Vedremo adesso alcune applicazioni: Teorie della gravità Cosmologia Pianeti al di fuori del sistema solare Explosioni di Supernova Mezzo interstellare Fisica della materia ultradensa

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

Una scoperta recente (Tesi di Dottorato di Marta Burgay): La prima pulsar doppia: due pulsar in un sistema binario altamente relativistico Porb= 2.4 hr e = 0.08 PA = 22 ms PB = 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.

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

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

I primi pianeti al di fuori del sistema Solare, in orbita attorno a una pulsar. PSR B1257+12 by Wolszczan & Frail (1992)

Evidenza di esplosioni di Supernova asimmetriche

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

Precessione Geodetica Accoppiamento Relativistico Spin-Orbita Previsto per la prima pulsar binaria da Damour & Ruffini (1974) Periodo di precessione previsto in GR: (e.g. Barker & O’Connell 1975, Börner et al. 1975) Per la prima pulsar binaria B1913+16: p = 1.21 deg/year Sun Symbol on windings 2 and ‘8’ in eqn editor Quali effetti ci aspettiamo di osservare ?

The Effects of Geodetic Precession

The Effects of Geodetic Precession La pulsar può non essere sempre visibile La forma dell’impulso può cambiare Cosa abbiamo osservato per la PSR B1913+16?

La forma dell’impulso di PSR B1913+16 1981 Weisberg et al.’89 1995

Precessione geodetica in B1913+16 Il fascio diventa più piccolo La pulsar sparirà nel 2025

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

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

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