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.
• 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’.
¿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.
Pulsar
Magnetic Field
Synchrotron
Radiation
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
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.
Chandra
HST
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.
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.
¿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.
Distribución de pulsares en el Plano Galáctico
Los pulsares como herramientas
astronómicas
• Dispersión Interestelar
• Medida de Rotación
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
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.
El sonido de los pulsares
• En orden decreciente de período.
• B0329
•Vela
•Cangrejo
• B1939
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.
Con el tiempo, el
pulsar pierde
momento angular y
campo magnético,
moviéndose al
“cementerio” de los
pulsares…
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
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)
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
1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr.
Descubrimiento del pulsar binario
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
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 ~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
Precesión
-5
 Pb  3 1  G m m 
w& = 3 ÷
2  3 ( 1 + 2 )
1- e c
 2p 

2
3
Retraso de Shapiro
G
t
2
m ln 1 sin i sin (j - j 0 ) ]
=
D
c3 2 [ -
v
r
Grav Redshift/Alargam. tiempo
1
G 3  Pb  3 e m2 (m1 +2m2 )
g = 2 ÷
( m1 + m2 )43
c  2p 
2
Radiación Gravitacional
-5

 G 3  P  3  73
37 
1
m1m2
P&b = -  192p ÷ 5  b ÷ 1 + e 2 + e 4 ÷
7
1
 5  c  2p   24
96  (1 - e 2 ) 2 ( m1 + m2 ) 3
5
Retraso de Shapiro Observado
Resultados
Diagrama “Masa-Masa”
Kramer et al. 2006
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Una presentacion PowerPoint sobre pulsares