PulsarPulsarPulsarPulsar

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• Proprietà delle pulsarProprietà delle pulsar

• OsservazioniOsservazioni

• Le Pulsar come strumentiLe Pulsar come strumenti

1 - 1 - Proprietà delle PulsarProprietà delle Pulsar1 - 1 - Proprietà delle PulsarProprietà delle Pulsar

• La scopertaLa scoperta• Parametri osservabiliParametri osservabili• Stima dell’etàStima dell’età• Stima del campo magneticoStima del campo magnetico• Formazione ed evoluzioneFormazione ed evoluzione• Diagramma B-PDiagramma B-P• Massa di una pulsarMassa di una pulsar• DimensioniDimensioni• StrutturaStruttura

Un pò di storia…Un pò di storia…Un pò di storia…Un pò di storia…• Nel Nel 19321932 Chadwick scopre il neutrone Chadwick scopre il neutrone• Nel Nel 19341934 Baade & Zwicky suggeriscono Baade & Zwicky suggeriscono

che “stelle” costituite prevalentemente da che “stelle” costituite prevalentemente da neutroni dovrebbero essere formate in neutroni dovrebbero essere formate in esplosioni di Supernova esplosioni di Supernova

• Nel Nel 19391939 Oppenheimer & Volkov calcolano Oppenheimer & Volkov calcolano dimensioni e masse di queste “stelle di dimensioni e masse di queste “stelle di neutroni” che stimano ~20 km e ~1.4Mneutroni” che stimano ~20 km e ~1.4M

• Nel Nel 19671967 una studentessa, durante il suo una studentessa, durante il suo lavoro di tesi con A.Hewish su un lavoro di tesi con A.Hewish su un esperimento di scintillazione…esperimento di scintillazione…

La La scopertascoperta……La La scopertascoperta……

• Jocelyn Bell scopre un Jocelyn Bell scopre un segnale periodico extra-segnale periodico extra-terrestre di 1.337 s alla terrestre di 1.337 s alla posizione:posizione:

RA 19:19:36RA 19:19:36

DEC +21:47:16DEC +21:47:16

• Little Green Men ?!Little Green Men ?!

L’ identificazioneL’ identificazione……L’ identificazioneL’ identificazione……• Altri segnali simili in altre direzioni – no LGM !Altri segnali simili in altre direzioni – no LGM !• Un giornalista battezza questi segnali:Un giornalista battezza questi segnali: PulsaPulsating ting RRadio Sources = PULSARsadio Sources = PULSARs• Hewish et al. (1968) discutono tre modelli:Hewish et al. (1968) discutono tre modelli: - un oggetto oscillante- un oggetto oscillante - un oggetto orbitante- un oggetto orbitante - un oggetto ruotante- un oggetto ruotante• Nane Bianche o Stelle di Neutroni ?Nane Bianche o Stelle di Neutroni ?• Il dilemma risolto con la scoperta di una Il dilemma risolto con la scoperta di una

Pulsar associata con il Resto di Supernova Pulsar associata con il Resto di Supernova della Crab Nebuladella Crab Nebula

La Crab NebulaLa Crab NebulaLa Crab NebulaLa Crab Nebula• Remnant della supernova AD1054Remnant della supernova AD1054• La Crab Nebula (M1) ancora luminosa, La Crab Nebula (M1) ancora luminosa,

nonostante l’etànonostante l’età• Una “strana” stella vicino al centro:Una “strana” stella vicino al centro:

• Staelin & Reifenstein scoprono la pulsar nel 1968• Staelin & Reifenstein scoprono la pulsar nel 1968

La Crab PulsarLa Crab PulsarLa Crab PulsarLa Crab Pulsar• Il periodo P=33 ms, aumenta di 36ns/giornoIl periodo P=33 ms, aumenta di 36ns/giorno• Il periodo “breve” scarta la Nana Bianca:Il periodo “breve” scarta la Nana Bianca:

Oscillazioni radiali possibili solo per P>1secStima del raggio dell’oggetto ruotante:

Oscillazioni radiali possibili solo per P>1secStima del raggio dell’oggetto ruotante:

gravlcentrifuga FR

MMGMRF

22

12

1

Con M=1.4 M e il periodo della Crab pulsar

Rmax = 1.7 • 107 cm

Raggio tipico di una Nana Bianca: 109 cm

Con M=1.4 M e il periodo della Crab pulsar

Rmax = 1.7 • 107 cm

Raggio tipico di una Nana Bianca: 109 cm

FormazioneFormazioneFormazioneFormazioneLe Pulsar si formano in una esplosione di SupernovaLe Pulsar si formano in una esplosione di SupernovaLe Pulsar si formano in una esplosione di SupernovaLe Pulsar si formano in una esplosione di Supernova

Il Momento angolare Il Momento angolare

e il flusso magnetico si e il flusso magnetico si conservanoconservano

Il Momento angolare Il Momento angolare

e il flusso magnetico si e il flusso magnetico si conservanoconservano

Per

iodo

tempo

P eP e P osservatiP osservati

c = 1 P

2

Perdita di energia da dipolo Perdita di energia da dipolo magnetico ruotante magnetico ruotante

Età di una pulsar e campo magneticoEtà di una pulsar e campo magnetico

.B (P P)1/2

.

. P

Gauss102.3sin8

3 19262

3

PPPPR

IcB

Pulsar appena nata

Una pulsar appena nata ha un campo magnetico elevato e un periodo di spin relativamente breve

1000 yr

deat

h lin

e

Hubble time

Una pulsar giovane evolve molto rapidamente e rallenta.

Il suo campo magnetico può smorzarsi col tempo

1000 yr

deat

h lin

e

Hubble time

Died pulsars

Le Pulsar lente con un campo magnetico basso non sono più osservabili come radiosorgenti

1000 yr

deat

h lin

e

Hubble time

Un pulsar “morta” può essere riaccelerata e “ringiovanita” da una stella compagna durante la sua evoluzione.

1000 yr

deat

h lin

e

Hubble time

Una pulsar “superveloce” appena nata

1000 yr

Hubble time

deat

h lin

e

Pulsars “riciclate” e binarie Pulsars “riciclate” e binarie XX

Pulsars “riciclate” e binarie Pulsars “riciclate” e binarie XX

• 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)

• 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)

• La pulsar rinasce come “recycled pulsar”• La pulsar rinasce come “recycled pulsar”NASANASA

Percorsi evolutiviPercorsi evolutiviPercorsi evolutiviPercorsi evolutiviIl sistema binario può distruggersi nell’esplosione di Il sistema binario può distruggersi nell’esplosione di supernovasupernovaIl sistema binario può distruggersi nell’esplosione di Il sistema binario può distruggersi nell’esplosione di supernovasupernova

Molte pulsar sono isolateMolte pulsar sono isolateMolte pulsar sono isolateMolte pulsar sono isolate

Le LMXB hanno periodi lunghi di accrescimentoLe LMXB hanno periodi lunghi di accrescimento Le LMXB hanno periodi lunghi di accrescimentoLe LMXB hanno periodi lunghi di accrescimento

Sistemi pulsar-WD circolariSistemi pulsar-WD circolariSistemi pulsar-WD circolariSistemi pulsar-WD circolari

HMXB hanno periodi brevi di accrescimento e vanno HMXB hanno periodi brevi di accrescimento e vanno incontro a una seconda esplosione di SNincontro a una seconda esplosione di SNHMXB hanno periodi brevi di accrescimento e vanno HMXB hanno periodi brevi di accrescimento e vanno incontro a una seconda esplosione di SNincontro a una seconda esplosione di SN

Molti sistemi distrutti, e osserviamo solo pochi Molti sistemi distrutti, e osserviamo solo pochi sistemi NS-NS eccentricisistemi NS-NS eccentriciMolti sistemi distrutti, e osserviamo solo pochi Molti sistemi distrutti, e osserviamo solo pochi sistemi NS-NS eccentricisistemi NS-NS eccentrici

Nella fase “pre-riciclaggio” osserviamo pulsar in orbita Nella fase “pre-riciclaggio” osserviamo pulsar in orbita con una stella di sequenza principalecon una stella di sequenza principaleNella fase “pre-riciclaggio” osserviamo pulsar in orbita Nella fase “pre-riciclaggio” osserviamo pulsar in orbita con una stella di sequenza principalecon una stella di sequenza principale

LMXB con riciclaggio in corso scoperta in 1998LMXB con riciclaggio in corso scoperta in 1998LMXB con riciclaggio in corso scoperta in 1998LMXB con riciclaggio in corso scoperta in 1998

Percorsi evolutiviPercorsi evolutiviPercorsi evolutiviPercorsi evolutivi

1) Stella primaria massiva e stella secondaria leggera

Orbite eccentriche

> 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

La stella più massiva evolve primaEsplosione di Supernova

Tempo di evoluzione lungo della stella leggera: spin-up della NS

Può eventualmente appesantire la compagna

• 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

10 M 6 M

La stella più massiva evolve prima ed eventualmente cede massa alla compagna

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 eccentricheTempo 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

NGC 6266

NGC 6522NGC 6441

Le pulsar “superveloci” (le “millisecond pulsar” ) sono particolarmente abbondanti negli Ammassi Globulari

MasseMasseMasseMasse• La teoria: 1.4 MLa teoria: 1.4 M

• Dipende dalla Dipende dalla equazione di stato equazione di stato

• L’accrescimento può L’accrescimento può aumentare la massa aumentare la massa

• Le osservazioni Le osservazioni indicano un valore indicano un valore medio ~1.35Mmedio ~1.35M

Dimensione e strutturaDimensione e strutturaDimensione e strutturaDimensione e struttura• Molto dipendente dalla equazione di statoMolto dipendente dalla equazione di stato• I risultati attuali indicano:I risultati attuali indicano:

1011-14 g cm-31011-14 g cm-3

Le pulsar come sorgenti radioLe pulsar come sorgenti radioLe pulsar come sorgenti radioLe pulsar come sorgenti radio

• MagnetosferaMagnetosfera

• Proprietà dell’emissione radioProprietà dell’emissione radio

• Impulsi singoli e impulsi integratiImpulsi singoli e impulsi integrati

• GeometriaGeometria

MagnetosferaMagnetosferaMagnetosferaMagnetosfera

• la rotazione induce un la rotazione induce un

campo elettrico campo elettrico

• la rotazione induce un la rotazione induce un

campo elettrico campo elettrico 1210/ gravel FF

• cariche elettriche cariche elettriche vengono strappate viavengono strappate via• cariche elettriche cariche elettriche vengono strappate viavengono strappate via

• il plasma riempie lo spazio il plasma riempie lo spazio circostantecircostante• co-rotazione con la pulsarco-rotazione con la pulsar• cilindro-luce:cilindro-luce:

v=Rv=RLL=c =c

• linee di campo B aperte linee di campo B aperte

• il plasma riempie lo spazio il plasma riempie lo spazio circostantecircostante• co-rotazione con la pulsarco-rotazione con la pulsar• cilindro-luce:cilindro-luce:

v=Rv=RLL=c =c

• linee di campo B aperte linee di campo B aperte

MagnetosferaMagnetosferaMagnetosferaMagnetosfera

• sui poli – linee di campo B apertesui poli – linee di campo B aperte• differenza di potenziale ~ 10differenza di potenziale ~ 101212 V! V! • le cariche vengono accelerate le cariche vengono accelerate • fattore fattore ~10 ~106 6 , v , v c c• cascata di coppie ecascata di coppie e++ e e- - ??• radiation da “curvatura”radiation da “curvatura”

• sui poli – linee di campo B apertesui poli – linee di campo B aperte• differenza di potenziale ~ 10differenza di potenziale ~ 101212 V! V! • le cariche vengono accelerate le cariche vengono accelerate • fattore fattore ~10 ~106 6 , v , v c c• cascata di coppie ecascata di coppie e++ e e- - ??• radiation da “curvatura”radiation da “curvatura”

Gli impulsi singoli come “istantanea” dei Gli impulsi singoli come “istantanea” dei processi di emissione nella magnetosferaprocessi di emissione nella magnetosfera Gli impulsi singoli come “istantanea” dei Gli impulsi singoli come “istantanea” dei

processi di emissione nella magnetosferaprocessi di emissione nella magnetosfera

• Gli impulsi singoli sono molto variabili• Gli impulsi singoli sono molto variabili

Gli impulsi mediati rivelano la struttura Gli impulsi mediati rivelano la struttura globale della magnetosferaglobale della magnetosfera

Gli impulsi mediati rivelano la struttura Gli impulsi mediati rivelano la struttura globale della magnetosferaglobale della magnetosfera

• Limpulso mediato è stabile• Limpulso mediato è stabile

Profili di impulsi mediatiProfili di impulsi mediatiProfili di impulsi mediatiProfili di impulsi mediati

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

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

La popolazione delle pulsarLa popolazione delle pulsar La popolazione delle pulsarLa popolazione delle pulsar

2 Osservazioni 2 Osservazioni 2 Osservazioni 2 Osservazioni

• Tecniche di ricerca di pulsarTecniche di ricerca di pulsar

• Tecniche di pulsar “timing”Tecniche di pulsar “timing”

Ricerche di pulsarRicerche di pulsar Ricerche di pulsarRicerche di pulsar

• Popolazione galatticaPopolazione galattica

• DispersioneDispersione

• Tecniche di ricercaTecniche di ricerca

• Spazio dei parametri: RA, Dec,P, DM, …Spazio dei parametri: RA, Dec,P, DM, …

• Accelerazione dopplerAccelerazione doppler

Populazione Galattica delle PulsarPopulazione Galattica delle PulsarPopulazione Galattica delle PulsarPopulazione Galattica delle Pulsar

Le pulsar nascono sul piano Galactico:Le pulsar nascono sul piano Galactico:Le pulsar nascono sul piano Galactico:Le pulsar nascono sul piano Galactico:

Cercando sul piano si scoprono le pulsar giovaniCercando sul piano si scoprono le pulsar giovaniCercando sul piano si scoprono le pulsar giovaniCercando sul piano si scoprono le pulsar giovani

DispersioneDispersioneDispersioneDispersione

Dispersione:Dispersione:Dispersione:Dispersione:

• Gli elettroni liberi nel Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare mezzo interstellare causano dispersionecausano dispersione

• Impulsi a bassa Impulsi a bassa frequenza arrivano dopofrequenza arrivano dopo

(( in MHz) in MHz)::

• Gli elettroni liberi nel Gli elettroni liberi nel mezzo interstellare mezzo interstellare causano dispersionecausano dispersione

• Impulsi a bassa Impulsi a bassa frequenza arrivano dopofrequenza arrivano dopo

(( in MHz) in MHz)::

DMdt highlow 2261015.4

• Se non corretto, l’impulso Se non corretto, l’impulso sarà “diluito” attraverso la sarà “diluito” attraverso la bandabanda

• Se non corretto, l’impulso Se non corretto, l’impulso sarà “diluito” attraverso la sarà “diluito” attraverso la bandabanda

DispersioneDispersioneDispersioneDispersioneLa dispersione come La dispersione come

indicatore di distanza:indicatore di distanza:

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indicatore di distanza:indicatore di distanza:

L

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),,( zyxnn ee In generale:In generale:In generale:In generale:

Popolazione galattica delle PulsarPopolazione galattica delle PulsarPopolazione galattica delle PulsarPopolazione galattica delle Pulsar

Modello Modello per n per nee

Modello Modello per n per nee

Ma prima della scoperta , la DM Ma prima della scoperta , la DM

di una pulsar non è notadi una pulsar non è nota

Ma prima della scoperta , la DM Ma prima della scoperta , la DM

di una pulsar non è notadi una pulsar non è nota

Ricerca in DMRicerca in DMRicerca in DMRicerca in DM

Dove cercare le pulsarDove cercare le pulsarDove cercare le pulsarDove cercare le pulsar

• Survey su larga scala:Survey su larga scala:• Survey su larga scala:Survey su larga scala:

Tutto il cieloTutto il cielo: ideale, ma richiede tempi lunghi: ideale, ma richiede tempi lunghi Tutto il cieloTutto il cielo: ideale, ma richiede tempi lunghi: ideale, ma richiede tempi lunghi

Piano GalatticoPiano Galattico: porta alla luce pulsar giovani: porta alla luce pulsar giovani

ad alta DM ad alta DM

Piano GalatticoPiano Galattico: porta alla luce pulsar giovani: porta alla luce pulsar giovani

ad alta DM ad alta DM

Alte latitudini GalatticheAlte latitudini Galattiche: pulsar “vecchie” e a: pulsar “vecchie” e a

bassa DM bassa DM

Alte latitudini GalatticheAlte latitudini Galattiche: pulsar “vecchie” e a: pulsar “vecchie” e a

bassa DM bassa DM

Nubi di MagellanoNubi di Magellano: pulsar “extragalattiche”: pulsar “extragalattiche” Nubi di MagellanoNubi di Magellano: pulsar “extragalattiche”: pulsar “extragalattiche”

Oppure …Oppure …Oppure …Oppure …

• Ricerche “mirate”:Ricerche “mirate”:• Ricerche “mirate”:Ricerche “mirate”:

Ammassi GlobulariAmmassi Globulari: pulsar al millisecondo: pulsar al millisecondo Ammassi GlobulariAmmassi Globulari: pulsar al millisecondo: pulsar al millisecondo

Resti di SupernovaResti di Supernova: pulsar giovani: pulsar giovani

Resti di SupernovaResti di Supernova: pulsar giovani: pulsar giovani

Sorgenti “puntiformi”Sorgenti “puntiformi”: sorgenti gamma,: sorgenti gamma,

sorgenti a spettro ripido, sorgenti a spettro ripido,

sorgenti polarizzatesorgenti polarizzate

Sorgenti “puntiformi”Sorgenti “puntiformi”: sorgenti gamma,: sorgenti gamma,

sorgenti a spettro ripido, sorgenti a spettro ripido,

sorgenti polarizzatesorgenti polarizzate

Scelta del tempo di campionamentoScelta del tempo di campionamentoScelta del tempo di campionamentoScelta del tempo di campionamento

Tempo di campionamentoTempo di campionamento:: ttss, , 50-30050-300ss Tempo di campionamentoTempo di campionamento:: ttss, , 50-30050-300ss

Teorema di Nyquist Teorema di Nyquist :: P Pminmin=2=2 ttss Teorema di Nyquist Teorema di Nyquist :: P Pminmin=2=2 ttss

Periodo minimo teoricoPeriodo minimo teorico::

(v(vequatorequator<c) <c)

Periodo minimo teoricoPeriodo minimo teorico::

(v(vequatorequator<c) <c) ms21.0/2

/2v

cRP

cPRR

gravlcentrifuga FF P=0.46 ms (stabilità)P=0.46 ms (stabilità) P=0.46 ms (stabilità)P=0.46 ms (stabilità)

Compromesso: periodo-minimo/data-rateCompromesso: periodo-minimo/data-rate Compromesso: periodo-minimo/data-rateCompromesso: periodo-minimo/data-rate

Scelta della frequenza e larghezza di bandaScelta della frequenza e larghezza di bandaScelta della frequenza e larghezza di bandaScelta della frequenza e larghezza di banda

Compromesso:Compromesso: Compromesso:Compromesso:

Spettro ripidoSpettro ripido: bassa frequenza: bassa frequenza

Spettro ripidoSpettro ripido: bassa frequenza: bassa frequenza

DispersioneDispersione:: banda strettabanda stretta

DispersioneDispersione:: banda strettabanda stretta

ScatteringScattering: : alta frequenzaalta frequenza ScatteringScattering: : alta frequenzaalta frequenza

SensibilitàSensibilità: banda larga: banda larga

SensibilitàSensibilità: banda larga: banda larga

Tecniche di ricercaTecniche di ricercaTecniche di ricercaTecniche di ricerca

Accelerazione DopplerAccelerazione Doppler

• Il moto in un sistema binario cambia il periodo Il moto in un sistema binario cambia il periodo apparente di ripetione degli impulsiapparente di ripetione degli impulsi• Il moto in un sistema binario cambia il periodo Il moto in un sistema binario cambia il periodo apparente di ripetione degli impulsiapparente di ripetione degli impulsi

• Gli algoritmi standard non tengono conto del Gli algoritmi standard non tengono conto del

Doppler e non sono in grado di rivelare sistemi binariDoppler e non sono in grado di rivelare sistemi binari

• Gli algoritmi standard non tengono conto del Gli algoritmi standard non tengono conto del

Doppler e non sono in grado di rivelare sistemi binariDoppler e non sono in grado di rivelare sistemi binari

Compensazione del DopplerCompensazione del Doppler