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Pulsares

Pulsares. Luis F. Rodríguez. Centro de Radioastronomía y Astrofísica Campus Morelia de la UNAM. Resumen. Introducción ¿Qué nueva información han dado? El pulsar doble. ¿Qué son los pulsares?. Los pulsares son estrellas de neutrones en rotación.

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  1. 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’.

  3. ¿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.

  4. Pulsar Magnetic Field Synchrotron Radiation

  5. 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 & 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.

  6. 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.

  7. HST Chandra

  8. 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.

  9. 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.

  10. ¿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.

  11. Distribución de pulsares en el Plano Galáctico

  12. Los pulsares como herramientas astronómicas • Dispersión Interestelar • Medida de Rotación

  13. 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

  14. 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.

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

  16. 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.

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

  18. El Pulsar Binario PSR B1913+16 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

  19. 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) = 1.0023 +/- 0.0046 . . (Damour & Taylor 1991,1992)

  20. PSR B1913+16 • 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

  21. 1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr. Descubrimiento del pulsar binario

  22. 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

  23. 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

  24. & w Precesión 5 2 - æ ö é ù P 1 G 3 3 ( ) m m + b = 3 ç ÷ 1 2 ê ú 2 3 2 1 e c - è ø ë û p Retraso de Shapiro G [ ] ( ) j - j t 2 m ln 1 sin i sin = - D c 2 0 3 Grav Redshift/Alargam. tiempo v r 1 2 m ( ) m +2m æ ö G P 3 3 2 1 2 e  b = ç ÷ ( ) 4 m m c 2 2 p è ø + 3 1 2 Radiación Gravitacional 5 - 5 æ ö æ ö æ ö G P 73 37 1 m m 3 192 3 p & 2 4 + + P b 1 2 = - 1 e e ç ÷ ç ÷ ç ÷ b 7 ( ) 1 5 c 5 2 p ( 1 - e 2 ) m m è ø è ø è ø 24 96 2 + 3 1 2

  25. Retraso de Shapiro Observado

  26. Resultados

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

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