Pulsar “timing” Considerazioni tecniche Modelli di timing

Presentazione sul tema: "Pulsar “timing” Considerazioni tecniche Modelli di timing"— Transcript della presentazione:

1 Pulsar “timing” Considerazioni tecniche Modelli di timing
Pulsar Binarie Applicazioni

2 Ancora sulla 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

3 Allargamento degli impulsi dovuto alla dispersione
time Frequency Frequency Frequency time time DM  430 MHz  100 s /DM /MHz 1400 MHz  3 s /DM /MHz tDM = 1.2 104 3

4

5 Allargamento degli impulsi dovuto allo scattering
1 tscatt  4

6

7 De-dispersione -1 -2 -3 DM 1 serie temporale “dedispersa” -N
N serie temporali a banda stretta

8 Impulsi singoli e impulsi mediati
Limpulso mediato è stabile

9 tempo

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

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

12 Nello stesso modo si può misurare il rallentamento secolare

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

14 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°

15 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 B : P =  s L’eccentricità orbitale di J : e < 0.8 x – L’oggetto più “rotondo” dell’Universo

16 Molte pulsar sono orologi estremamamente stabili
Una stabilità di “orologio” (10-14) paragonabile ai migliori standard atomici 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 !

17 Le pulsar come orologi

18 3 – Le Pulsars come strumenti
Vedremo adesso alcune applicazioni: Teorie della gravità Pianeti al di fuori del sistema solare Explosioni di Supernova Mezzo interstellare Fisica della materia ultradensa

19 Ancora sulle 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°

20 Companion mass sin i = 1 NOT ALLOWED Pulsar 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:
L’avanzamento del periastro

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

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

25 Il restringimento delle orbite dovuto
all’emissione 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 sin i = 1 Mass Function constraints NOT ALLOWED Le masse sono incognite

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

33 PSR B

34 La scoperta di PSR J0737-3039 (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 all’anno !!
Neutron Star companion Pulsar 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 L’età 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 Basic Parameters . . A B P SpinDown age Bsurf RLC BLC Erotational
Mean Orbit Velocity 22.7 ms 1.7 x 10-18 210 Myr 6 x 109 G 1,080 km 5 x 103 G 6 x 1033 erg s-1 301 km s-1 2.77 s 0.88 x 10-15 50 Myr 1.6 x 1012 G 1.32 x 105 km 0.7 G 1.6 x 1030 erg s-1 323 km s-1 . .

39 Tests di Relatività Generale

40 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B

41 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Mass function A

42 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Mass function B

43 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Mass ratio

44 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Periastron advance

45 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Grav. Redshift + 2nd order Doppler

46 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Shapiro s

47 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
Shapiro r

48 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B

49 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B
MB=1.250(5)M MA=1.337(5)M

50 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B

51 Mass-mass diagram for J0737-3039A&B

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 “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)

55 Evidenza di esplosioni di Supernova asimmetriche

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

57 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 B : p = 1.21 deg/year Sun Symbol on windings 2 and ‘8’ in eqn editor Quali effetti ci aspettiamo di osservare ?

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

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

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

61 “Glitch” delle pulsar giovani
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
I “glitch” sono sovrapposti al rallentamento secolare Dal fenomeno di rilassamento si ricavano informazioni sul supefluido

63 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: