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 extraterrestre 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:
• 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:
Fcentrifugal
M2
 R  M 1    G  M 1  2  Fgrav
R
2
 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
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
.
B  (P P)1/2
tempo
c =
1 P
.
2 P


3c 3
I
19
B
P P  3.2  10 P P Gauss
82 R 6 sin 2 
Pulsar appena nata
Una pulsar appena nata ha un campo magnetico elevato e un periodo di spin
relativamente breve
Una pulsar giovane evolve molto rapidamente e rallenta.
Il suo campo magnetico può smorzarsi col tempo
Died pulsars
Le Pulsar lente con un campo magnetico basso non sono più osservabili
come radiosorgenti
Un pulsar “morta” può essere riaccelerata e
“ringiovanita” da una stella compagna durante la
sua evoluzione.
Una pulsar “superveloce”
appena nata
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
Può eventualmente appesantire la compagna
> 6 M
Esplosione di Supernova
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
Tempo di evoluzione lungo della stella
leggera: spin-up della NS
Orbite eccentriche
• 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
 10 M
6 M
Tempo di evoluzione relativamente veloce
della stella (relativamente massiva): spin-up
della NS moderato
Esplosione di Supernova
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
• 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 6522
NGC 6266
NGC 6441
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
Dimensione e struttura
• Molto dipendente dalla equazione di stato
• I risultati attuali indicano:
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
Fel / Fgrav  1012
• 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”
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
Dispersione:
• Gli elettroni liberi nel
mezzo interstellare
causano dispersione
• Impulsi a bassa
frequenza arrivano dopo
( in MHz):
dt  4.15 10  
6
2
low
2
high

 DM
• Se non corretto, l’impulso
sarà “diluito” attraverso la
banda
Dispersione
La dispersione come
indicatore di distanza:
L
ne const
DM   ne dl  ne L
0
In generale:
ne  ne ( x, y, z )
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:
v  R    2R / P  c
 P  2R / c  0.21 ms
(vequator<c)
Fcentrifugal  Fgrav 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