Centro de Radioastronomía y Astrofísica Campus Morelia de la UNAM

Presentación del tema: "Centro de Radioastronomía y Astrofísica Campus Morelia de la UNAM"— Transcripción de la presentación:

1 Centro de Radioastronomía y Astrofísica Campus Morelia de la UNAM
Pulsares Luis F. Rodríguez Centro de Radioastronomía y Astrofísica Campus Morelia de la UNAM Resumen Introducción ¿Qué nueva información han dado? El pulsar doble

2 ¿Qué son los pulsares? Los pulsares son estrellas de neutrones en rotación. Las estrellas de neutrones son objetos muy compactos con aproximadamente la masa del Sol, pero un diámetro de unos 20 km. Rotan decenas o inclusive cientos de veces por segundo y emiten un haz de ondas de radio. Si estamos en el trayecto de ese haz, detectamos un pulso con cada vuelta - el ‘modelo del faro’.

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5 ¿Cómo se forman los pulsares?
Los pulsares se forman al final de la vida de una estrella masiva. El núcleo de la estrella se colapsa para formar una estrella de neutrones que rota rapidamente y está altamente magnetizada (como resultado de la conservación del momento angular y del momento magnético). Las capas externas de la estrella son eyectadas en una explosión de supernova. Nos quedamos con un pulsar en el centro de una remanente de supernova en explosión.

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7 Pulsar Magnetic Field Synchrotron Radiation

8 Fórmula de Radiación de Dipolo Magnético
Tasa de pérdida por radiación dipolar magnética: dE/dt = -2(d 2 m/dt 2)2 /3c3 ; m = Bn R3n/2 m: momento magnético de la NS O dE/dt = - Bn2 R6n n4 sin2 /6c3 dE/dt ~ 1035 erg/s for Bn ~ & P=0.1s Solución a esta ecuación e índice de frenado: E = I n2 dn/dt = - K na; a: índice de frenado Para el modelo de dipolo a=3. Las observations dan a entre 1.4 y 2.8 Larmor formula for electric dipole radiation: dE/dt = -2e^2 a^2/c^3 = -2(d d/dt)^2/c^3 The deviation of the breaking index from 3 could probably be due to torque on the pulsar from outflow of particles.

9 Astrofísica de los Pulsares
Parámetros: B  1012 Gauss gNS  1011 g FEM  109 gNS mp   1012 volts

10 Interior de una estrella de neutrones

11 La Nebulosa del Cangrejo y su Pulsar
Explotó en 1054 DC - observada por los chinos. El pulsar al centro da 30 vueltas por segundo. Los pulsos se detectan desde la banda de radio hasta los rayos g.

12 Chandra HST

13 Distribución de los Períodos de los Pulsares
Número total conocido ~ 1500 Pulsares ‘Normales’: segundos Pulsares de ‘Milisegundos’: ms. Se conocen unos 80.

14 Formación de los pulsares de milisegundos
En realidad son muy viejos (~109 años). Se han ‘reciclado’ mediante acreción de una compañera binaria evolucionada. Está acreción acelera la rotación a periodos de milisegundos. Durante la fase de acreción el sistema puede ser detectable como un pulsar de rayos X.

15 ¿Dónde están ubicados los pulsares?
La mayoría de los pulsares conocidos están en el disco de nuestra Galaxia - La Vía Láctea. Unos 20 están en nuestras galaxias vecinas, las Nubes de Magallanes. Alrededor de 30 pulsares jóvenes están asociados con remanentes de supernova. Más de una tercera parte de los pulsares de milisegundo conocidos están en los cúmulos globulares.

16 Distribución de pulsares en el Plano Galáctico

17 Los pulsares como herramientas astronómicas
Dispersión Interestelar Medida de Rotación

18 Dispersión Interestelar
431 MHz 430 MHz Densidad de columna de electrones: DM =  ne(l) dl Exceso tiempo de propagación: t (sec) = DM / 2.4110–4 [f(MHz)]2

19 Dispersión Interestelar
El gas ionizado en el medio interestelar hace que las ondas de menor frecuencia llegan a la Tierra con un pequeño retraso en comparación con las de frecuencias más La cantidad de retraso puede usarse para estimar la distancia al pulsar.

20 El sonido de los pulsares
En orden decreciente de período. B0329 Vela Cangrejo B1939

21 Interstellar Dispersion
Ionised gas in the interstellar medium causes lower radio frequencies to arrive at the Earth with a small delay compared to higher frequencies. Given a model for the distribution of ionised gas in the Galaxy, the amount of delay can be used to estimate the distance to the pulsar.

22 Pulsars as Clocks . Pulsar periods are generally very stable.
However, they are not constant - all pulsars are slowing down. The ratio of period P to slowdown rate P gives an estimate of the pulsar age - typically 106 years. Young pulsars have unpredictable changes in period - glitches and period noise. Millisecond pulsars have extremely stable periods. .

23 Pulsares binarios Algunos pulsares están en órbita alrededor de otra estrella. Los periodos orbitales van de 1.6 horas a varios años. Sólo unos cuantos por ciento de los pulsares normales son binarios, pero mas de la mitad de los pulsares de milisegundo lo son. Las estrellas que acompañan a a los pulsares van de enanas blancas muy ligeras (~0.01 masas solares) a estrellas pesadas normales ( masas solares). Siete pulsares tienen como compañera a estrellas de neutrones. Un pulsar tiene tres planetas en órbita a su alrededor.

24 Distribution of Dispersion Measures

25 . P- P Diagram . . Multibeam surveys:
PSR J Young pulsars have rapid slow-down rates: t = P/(2P) High-B pulsars also slow down rapidly: Bs ~ (PP)1/2 Most millisecond pulsars are binary . . Multibeam surveys: New sample of young & high-B pulsars Several mildly recycled binary pulsars, filling gap between MSPs and ‘normal’ pulsars

26 Con el tiempo, el pulsar pierde momento angular y campo magnético, moviéndose al “cementerio” de los pulsares…

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28 PSR J1119-6127 - G292.2-0.5 New SNR! New Association! ATCA 1.4 GHz
P = 407 ms Age = 1.7 kyr No catalogued SNR Faint ring on MOST GPS Deep ATCA observation revealed shell SNR exactly centred on pulsar! New SNR! New Association! PSR: Camilo et al. (2000) SNR: Crawford et al. (2001)

29 Pulsar – SNR Associations
Cumulative Distribution by Year of Discovery

30 El Pulsar Binario PSR B1913+16
Descubierto por Hulse & Taylor en 1975 Periodo del pulso: 59 ms Periodo orbital: h 45m Es un sistema binario con dos estrellas de neutrones Velocidad en el periastro: ~ de la velocidad de la luz

31 Orbit Parameters for PSR B1913+16
Keplerian: Semi-major axis (19) s Eccentricity (4) Orbital period (7) days Longitude of periastron (6) degrees Time of periastron (3) (MJD) Post-Keplerian (or relativistic): Periastron advance (11) deg/year Grav. redshift + Transverse Doppler (2) ms Orbital period decay (6) x 10-12

32 Neutron-star masses PSR B1913+16: Periastron advance Grav. Redshift
Orbit decay First two measurements determine the masses of the two stars Both neutron stars! (Diagram from C.M. Will, 2001)

33 . . Decaimiento de la Orbita de PSR B1913+16
Predicción basada en los parámetros medidos y la teoría de la relatividad general de Einstein Pb(pred)/Pb(obs) = / . . (Damour & Taylor 1991,1992)

34 PSR B1913+16 Premio Nobel a Taylor & Hulse en 1993
Primer descubrimiento de un pulsar binario Primera evidencia observacional de ondas gravitacionales Primera determinación precisa de las masas de las estrellas de neutrones Confirmación de la relatividad general como una descripción precisa de las interacciones en campos gravitacionales fuertes Premio Nobel a Taylor & Hulse en 1993

35 1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr.
Descubrimiento del pulsar binario

36 Otra comprobación de la teoría de la relatividad general de Einstein

37 PSR J0737-3039A/B Un Sistema Doble de Pulsares
Sistema binario compuesto de dos pulsares PSR JO A Período de pulsación de 22 ms PSR JO B Período de pulsación de 2.7 s Período orbital de 2.4 horas

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39 PSR J0737-3039A/B Un Sistema Doble de Pulsares
¿Porqué es tan especial? High mean orbital velocities and accelerations than other binary systems: ~1 million kilometers per hour Large masses ~ Mo & ~ 1 million kilometers ¿Qué pone a prueba? Allow for tests of General Relativity and alternate theories of gravity in the strong-field regime – strongly dependent on the mass ratio Determine the model-independent “post-Keplerian” parameters and compare with the predictions of General Relativity Shapiro Delay Orbital Decay Periastron Advance Gravitational Redshift

40 Radiación Gravitacional
Precesión - 5 2 æ P ö 3 1 é G ù ( m m ) 3 w & = 3 ç b ÷ + ê 1 2 ú è 2 p ø 1 - e 2 ë c 3 û Retraso de Shapiro G t = 2 m ln [ 1 - sin i sin ( j - j ) ] D c 3 2 Grav Redshift/Alargam. tiempo v r 1 G 2 æ P ö 3 m ( m +2m ) 3  = ç b ÷ e 2 1 2 c 2 è 2 ( p ø m + m ) 4 1 2 3 Radiación Gravitacional - 5 æ 192 ö p G 5 & 3 æ P ö 3 æ 73 37 ö 1 m m P = - ç ÷ ç b ÷ ç 1 + e 2 + e 4 ÷ 1 2 b è 5 ø c 5 è 2 p ø è 24 96 ø ( 1 - e 2 ) 7 ( ) 2 m + m 1 1 2 3

41 Retraso de Shapiro Observado

42 Resultados

43 Diagrama “Masa-Masa” Kramer et al. 2006