Pulsar

Argomenti Proprietà delle pulsar Osservazioni Le Pulsar come strumenti

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

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…

La scoperta… Jocelyn Bell scopre un segnale periodico extra-terrestre di 1.337 s alla posizione: RA 19:19:36 DEC +21:47:16 Little Green Men ?!

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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”

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

Percorsi evolutivi

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

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

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

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

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

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

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

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 1011-14 g cm-3

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

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

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”

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

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

Profili di impulsi mediati

Struttura degli impulsi: il modello a “cono vuoto”

…o a cono vuoto con un nucleo centrale

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

La popolazione delle pulsar

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

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

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

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

Dispersione La dispersione come indicatore di distanza: In generale:

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

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”

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

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)

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

Tecniche di ricerca

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

Compensazione del Doppler