Ch

risti

an

Go

uif

fès

Atelier "pulsars, théories et observations “, 16 et 17 janvier 2006, IAP, Paris

En collaboration avec Philippe Laurent

et avec le concours de François Lebrun et Michael Forot

(Serv

ice d

’As

tro

ph

ysiq

ue C

EA

-Sacla

y)

Simultaneous γ-ray/radio observations of

giant radio pulses from the Crab Pulsar

Aaro

n G

old

en

(Nati

on

al

Un

ivers

ity

of

Irela

nd

, G

alw

ay)

INTEGRAL et les pulsars

La mission INTEGRAL

•Mission m

oyennede l’ESA

•Collaboration ESA-RKA-NASA

–ESA: satellite (copieXMM-Newton)

–RKA: lancement(fuséePROTON)

–NASA: station écoute(Goldstone)

•Instruments:

–IBIS: Italie-France

–SPI: France-Allemagne

–JEM-X: Danemark

–OMC: Espagne

•Misen orbiteen Octobre

2002 depuis

Baïkonour

•Mission type observatoire(temps ouvert:

75%)

•Appelsd’offre

annuels

•Logicielsde traitementet données

distribuéespar l’ISDC(INTEGRAL Science

data Centre)

•Mission prévuepour 3-5 ans, extension

jusqu’en2008 acceptée(décisionnovembre

2005), nouvelle revue en 2007 (avis

favorablejusqu’en2010-2012?)

L’im

ageur

IBIS

(15 keV-10 M

eV)

2 plans de détections

ISG

RI

:15 keV –1 M

eV

PIC

sIT: 170 keV-10 M

eV

Le s

pectr

om

ètr

eS

PI

(20 keV –

8 M

eV)

•∆E/E (FWHM): ~ 2 keV

•Sensibilité: 3 m

illiCrabe

•Champ: 24°(diamètre)

•Résolution: 2.6°

2 détecteurs JEM-X

Caméra optique

+ I

SD

C

L’observatoire

INTEGRAL

La caméra ISGRI:

•CdTe(16384 pixels)

•15 keV –

1 M

eV

•Champ de vue

: 19°x 19°

•Résolution: 12’

•précisionde localisation 1’

•∆E/E (FWHM) : ~ 5-10%

•Sensibilité

: 1 m

illiCrabe

PICsIT:

•Caméra

CsI

•170 keV-10 M

eV

L’imageurIBIS

•Spectro-imageuràbase de semiconducteursnon refroidis

•1èremondiale

•Détecteur: Tellurure

de cadmium (CdTe) 4 x 4 x 2 mm

•16384 voiesindépendantesde mesure

spectrométrique

•Mesure

de la hauteur et dutemps de montéede l’im

pulsion(�

correction des pertesde charge)

•Fond interne trèsfaible

•Réglageautomatiquedes seuils

de chaquepixel avantchaque

observation

•Surveillance continue dubruit des détecteurs

•Défautsd’uniform

ité<1% (garantipar la géométriedes détecteurs)

•6 ansde développement

ISGRI (INTEGRAL Soft Gam

ma-Ray Imager)

Observing Observingtime time

0%

0%

100%

100%

50%

50%

Open time

(65%)

Open time

(70%)

Core

Programme

(35%)

Core

programme

(30%)

Core

programme

(25%)

Launch

Launch

Nom

inal mission

Nom

inal mission

Approved

Approvedextension

extension

2003

2003

2004

2004

Performance verification

2005

2005-- 2008

2008

Open time

(75%)

Milestones

Milestonesof

of the

theobserving

observingprogramme

programme

Carte d’exposition du télescope IBIS jusqu’àla révolution 300

(mars 2005)

20-1

00 k

eV

�résolutiondufond diffusgamma àbasseénergie: > 90% de l’émissionestdue à

des

sources ponctuelles(Lebrunet al, 2004)

�catalogue de sources: découvertede nouvellespopulations de sources (Bird et al, 2005)

Les régionscentralesde la Voielactéevuepar IBIS/ISGRI

�Confirm

ation de la production de 26Al dansles étoilesmassiveset les supernovae

�estimation dutauxde supernovae dansla Galaxie

(Dielet al, 2006)

Carte de l’26Al dansles régionscentralesde la Galaxievuepar SPI

�résolution temporelle de ~ 100 microsecondes

pour chaque instrument

�non spécifiée par des contraintes électroniques

et/ou de télémétrie (pas de pression de la

communauté

scientifique pour obtenir une m

eilleure

résolution temporelle)

�enseignement pour les futures missions �

voir

présentation de Philippe Laurent (projet Simbol-X)

Analyse temporelle avec INTEGRAL

Falangaet al, 2005

IGR J00291+5934 : un cas d’école pour INTEGRAL

Gra

nd c

ha

mp

de

vue

+ r

ésolu

tion a

ngula

ire

Résolu

tion t

em

pore

lle

Sp

ectr

oscop

ie

RX

TE

INT

EG

RA

L

Pro

t= 1

,6 m

sec, P

orb

= 2

,5 h

La nébuleuse et le pulsar du Crabe

La source de référence pour l’analyse temporelle

@ESO/VLT

Un peu d’histoire !

CO

S-B

Nature, 1982

Observation de NP 0532 E

γ> 20 MeV

Cos-B

(Natu

re, 1982)

La chambre àétincelles

La signature d’un photon gamma

Bernard Agrinier, Forum du SAp"40 ans d’Astrophysique Spatiale au CEA", 2 décembre 2005

Intensité

ISG

RI

20-1

00 k

eV

JE

M-X

3-2

5 k

eV

INT

EG

RA

L -

200

5

Phase

La courbe de lumière du Crabe

00.4

0.2

0.6

-0

.2-

0.4

Une petite recommandation : Vérifier le m

arquage en temps de l’instrument avant de

développer une nouvelle théorie sur l’émission des pulsars !

Err

eur

lors

d’u

ne m

ise à

jour

d’u

n logic

iel : lig

ne d

e c

ode

male

ncontr

eusem

en

t com

menté

e!

(ao

ût

2003)

(mars

2004)

(Co

rrecti

on

ap

pliq

uée)

F.I.G.A.R.O. (French andItalianGAmma-Ray Observatory)

FIG

AR

O –

19

86

0.1

7 -

3.7

5 M

eV

FIG

AR

O –

19

90

0.1

5 -

3.7

4 M

eV

Intensité

ISG

RI

20-1

00 k

eV

JE

M-X

3-2

5 k

eV

INT

EG

RA

L -

200

5

Phase

Déphasage radio-gamma

Au

str

ali

e,1

988

F.I

.G.A

.R.O

.

Rap

po

rt d

es 2

pic

s d

’ém

issio

n d

u p

uls

ar

P1

P2

Phase

Intensité

Lo

g E

(keV

)

Rapport P2/P10. 1.2 2.4

FIG

AR

O

-2.

-1.

0.

1.

2.

3.

4.

5.

6.

Masn

ou

et

al,

1994

Bernard Agrinier, Forum Sap, 2 décembre 2005

Bernard Agrinier, Forum du SAp"40 ans d’Astrophysique Spatiale au CEA", 2 décembre 2005

Michael Forot, thesis

IBIS

Co

mp

ton

mo

de

IBIS

Co

mp

ton

mo

de

(200

(200

-- 500 k

eV

)5

00 k

eV

)

Travaux en cours

Recherche du pulsar PSR J1833-1034 dans

SNR G21.5-0.9, période = 61.8 msec

Recherche de PSR 0833-45

Recherche PSR0540-69 dans le Grand

Nuage de Magellan, P=50msec

�Release of AO-4: 13 M

arc

h 2

00

6

�Due date for Proposals:

21 A

pri

l2006

(inform

ations sur http://integral.esac.esa.int/)

Sur

vostablettes: prochainappeld’offre

Aaro

n G

old

en

, A

nd

y S

heare

r, P

ad

raig

O’C

on

no

r

(Nati

on

al

Un

ivers

ity

of

Irela

nd

, G

alw

ay)

Atelier "pulsars, theoriesandobservations “, 16 et 17 janvier 2006, IAP, Paris

avec le concours de Christian Gouiffèset Philippe Laurent

Simultaneous γ-ray/radio observations

of giant radio pulses from the Crab

Pulsar

Traditionalobservations ofpulsars

made

at‘mono’wavelengths

Traditionalunderstandingof

magnetosphericemission

•radio emissionoccurs

‘close’

to polar cap

•HE emissionoccurs

‘elsewhere’(i.e. outergap)

•not

cle

arthere

isan obvious

connectionbetweenthetwo…

Multiwavelength

Observations of the

Magnetosphere

Problemswithmodels

•Polar cap -explainsfluxes, notlight curves

•Outergap -explainslight curves, notfluxes…

Weneedtemporally

resolved, multiwavelengh(polarimetric?)

observations to complementfull scalemagnetosphere

models…

BU

T t

he

mis

sin

gli

nk

-h

ow

do

we

make

the

co

nn

ec

tio

n

betw

een

rad

io &

HE

em

issio

n?

?

Multiwavelength

Observations of the

Magnetosphere

Crabpulsar provides‘gold standard’

magnetosphere

Radio emissionis‘coincident’withHE

emission, ‘radio precursor’→

pole,

double-peaks→

magnetosphere.

Bright HE source atmagnetosphere

dominatedbands, IR, optical, hard X-ray,

γ-ray, UHE γ-ray.

Also, radio emissionunusual-Crabemits

‘giantradio pulses’…

Multiwavelength

Observations of the

Crab Pulsar

Stochasticburstsofradio emission101-103greater

thanmeanflux

Duration~µsecs

-lo

calis

ed

em

issio

nregion

Usually

associatedwith

sp

ecif

icregionsofphase

-localisedemission

reg

ions

Associatedwitha ‘mixedbag’ofpulsars -‘new’and‘old’

Giant Radio Pulses -A new window

on the magnetosphere…

msec

‘Crab’

‘old’Giant Radio Pulses -Census

Cognard

thefirstto

notice thescalingwith

themagneticfieldatthe

light cylinder…

This isfamiliar…

Giant Radio Pulses -Trends…

Op

tic

al p

ea

k v

sB

ly

Possible to show correlation in optical luminosity with magnetic

field strength at the light cylinder…

interesting phenomenology…

Shearer & Golden, ApJ, 547, 967 (2002)

Light Cylinder Bfield& Optical

Emission…

•Crab GRPs…

–Three features…

•Power law tail

•Roll-over

•Sharp cut-off

–At 2 distinct phases

•Main pulse and inter

pulse

–Structure seen down

to a few nsec..!

Giant Radio Pulses & the Crab

Structure at 3 nseclevel

(resolving 1m at 2 kpc)!!

Qu

esti

on

s:

Can weshow a correlationin GRP emissionandHE

emission?

Are theprofoundvariations in radio associatedwith

detectablechanges atHE bands?

Can welinkcoherentradio emissionwiththepresumed

source ofHE emission, pair-production?

Giant Radio Pulses & HE Emission

–3,600 coincident pulses

–γflux <2.5 mean flux @

GRP events

•Unlikely via Inverse Compton Scattering

•Explicable as ~ 1% particle flux increase & turbulence?

Simultaneous γ-ray/radio observations

-CGRO/GBT (1995)

Pro

ble

m:

GettingGRPsnota problem…

GettingsufficientHE photons a problem!

Go to thebestwindowto gethighestS/N data (and

avoidover-subscribedfacilities)…

→highspeed opticalphotometry

Giant Radio Pulses & HE Emission

WHT (La Palma)

Westerbork(NL)

Simultaneous optical/radio

observations -APD/PuMa

Op

tic

al ti

me

re

so

luti

on

5 µ µµµ

s, ra

dio

tim

e r

es

olu

tio

n 6

.4 µ µµµ

s

90µ µµµsec

Data

An

aly

sis

Cav

eats

Skytransparency(τ

c~ 30 secs)

Opticalphotons 20 periods±GRP TOA used,

-placedin 200 binsperperiod

-10,034 data sets of41 periodseach

Foldingall

non-G

RPphase photons →

averagepulse profile

Foldingat

GR

Pphase photons →

optical‘GRP’pulse profile

Giant optical pulses are on average 3% brighter that norm

al

optical pulses

Optical pulses coincident with GRPsare 7.8 σ

brighter

than the mean profile.

•O

pti

cal li

nk

-3% enhancement in optical emission

-~ 30% of GRP energy -expect ~ 1% from ICS

→not Inverse Compton Scattering

-Density increase Fluxopt∝

N (incoherent)

-Phase alignment (plus high energy alignment?)

→outer magnetosphere

Pla

sm

a t

urb

ule

nce?

-local density enhancements < 10 µsecduration,

could explain observations…

Can we rule out variation in pair production?

Not immediately -need γ-ray data…

Giant Radio Pulses & Optical Emission

Observations in optical→

flux increaseathighenergies

associatedwithgiantradio pulse

Expectation isthatsimilarflux increaseassociatedwithX-ray

andγ-rayemissionfromthesameregionsin m

agnetosphere

UsingISGRI (15-20 keV), estimate

100~200 ksecsdata required

to reach3%

Crabobservedbi-annually

by INTEGRAL as calibrator-idea

wasto coordinate

simultaneousradio observations…

Simultaneous γ-ray/radio

observations with INTEGRAL?

Calibration run~ 50 ksecoftemporal data suitablefor analysis

FirstrunwithPuMaatWesterbork

in M

arch 2004.

Simultaneous γ-ray/radio

calibration run -

results

Prelim

inary

analysisofthedata ~ 2σdeviationofγ-rayGRP

frommeanpulse -promising…

Estimations fromopticalobservations →

needfor ~ 200 ksec

simultaneousdata from

Crab

Detectionin opticalargues stronglyfor γ-ray/radio correlation.

Simultaneous γ-ray/radio calibration run

-conclusions

Othercalibration runsto beanalysed…

Weplan a requestfor 200 ksecAO time+ simultaneousradio…

Needto maximise radio coveragewithfollowing

radio telescopes

•Lovell(UK)

•Effelsberg

(GER)

•Westerbork

(NL)

•Parkes(Australia)

•GBT/Arecibo (USA)

………..N

an

ca

y(F

ran

ce)?

Future joint γ-ray/radio observations

with INTEGRAL