Pulsares

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Pulsares
Luis F. Rodríguez
Centro de Radioastronomía y Astrofísica Campus
Morelia de la UNAM
Resumen

• Introducción
• Qué nueva información han dado?
• El pulsar doble

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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.

3
(No Transcript)
4
(No Transcript)
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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(No Transcript)
7
Pulsar
Magnetic Field
Synchrotron Radiation
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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 1012 P0.1s
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 a3. Las observations
dan a entre 1.4 y 2.8
Larmor formula for electric dipole radiation
dE/dt -2e2 a2/c3 -2(d d/dt)2/c3
The deviation of the breaking index from 3 could
probably be due to torque on the pulsar from
outflow of particles.
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Astrofísica de los Pulsares
Parámetros
B ? 1012 Gauss gNS ? 1011 g? FEM ? 109 gNS mp
? ? 1012 volts
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Interior de una estrella de neutrones
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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.

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HST
Chandra
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Distribución de los Períodos de los Pulsares
Número total conocido 1500

• Pulsares Normales 0.1 - 8.5 segundos
• Pulsares de Milisegundos 1.5 - 25 ms. Se
  conocen unos 80.

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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.

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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.

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Distribución de pulsares en el Plano Galáctico
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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?104 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.
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El sonido de los pulsares

• En orden decreciente de período.
• B0329
• Vela
• Cangrejo
• B1939

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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.
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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 (10 - 15
  masas solares).
• Siete pulsares tienen como compañera a
  estrellas de neutrones.
• Un pulsar tiene tres planetas en órbita a su
  alrededor.

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Distribution of Dispersion Measures
25
.
P- P Diagram
PSR J1119-6127

• 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
27
(No Transcript)
28
PSR J1119-6127 - G292.2-0.5
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)
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Pulsar SNR Associations
Cumulative Distribution by Year of Discovery
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El Pulsar Binario PSR B191316
Descubierto por Hulse Taylor en 1975
Periodo del pulso 59 ms Periodo orbital
7h 45m Es un sistema binario con dos estrellas
de neutrones
Velocidad en el periastro
0.001 de la velocidad de la luz
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Orbit Parameters for PSR B191316
Keplerian
Semi-major axis 2.3417592(19)
s Eccentricity 0.6171308(4) Orbital
period 0.322997462736(7) days Longitude of
periastron 226.57528(6) degrees Time of
periastron 46443.99588319(3) (MJD)
Post-Keplerian (or relativistic)
Periastron advance 4.2226621(11) deg/year Grav.
redshift Transverse Doppler 4.295(2)
ms Orbital period decay -2.422(6) x 10-12
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Neutron-star masses

• PSR B191316
• 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)
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Decaimiento de la Orbita de PSR B191316

• Predicción basada en los parámetros medidos y la
  teoría de la relatividad general de Einstein
• Pb(pred)/Pb(obs) 1.0023 /- 0.0046

.
.
(Damour Taylor 1991,1992)
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PSR B191316

• 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
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PSR J0737-3039A/B Un Sistema Doble de Pulsares

• Sistema binario compuesto de dos pulsares
• PSR JO737-3039A
• Período de pulsación de 22 ms
• PSR JO737-3039B
• Período de pulsación de 2.7 s
• Período orbital de 2.4 horas

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(No Transcript)
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PSR J0737-3039A/BUn 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 1.2-1.3 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

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Precesión
2
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Retraso de Shapiro
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Grav Redshift/Alargam. tiempo
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Radiación Gravitacional
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192
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p
96
24
2
3

2
1
41
Retraso de Shapiro Observado
42
Resultados
43
Diagrama Masa-Masa
Kramer et al. 2006