Vengono proposti i migliori candidati individuati nei due ammassi, acquisiti mediante l’utilizzo dei paramenti elencati nel paragrafo4.2. In seguito vedremo com’è possibile manipolare i paramenti, con l’obiettivo di conseguire migliori risultati. 4.3.1 Candidati migliori
Al termine dell’intero processo di riduzione, sono state collezionate 292 possibili pulsar in NGC 6388 e 394 in NGC 5946. Ad essi sono allegati altrettanti grafici, come quello di figura3.11 a pagina 74. I plot sono stati esaminati ad uno ad uno, seguendo la procedura esposta nel paragrafo2.4.2. Sono stati isolati, quindi, i candidati più promettenti e, dopo aver annotato il periodo e la DM a cui sono stati rilevati, sono stati creati nuovi plot degli stessi, usufruendo di altre osservazioni dei due GC.
Si apre una piccola parentesi per precisare cosa s’intende, nel caso specifico, per “promettente”. Non vengono presi in considerazione solo i grafici che ostentano i classici attributi di un buon candidato (qui se ne contano appena una manciata, sommando entrambe le osservazioni), bensì quelli che sicuramente non possono essere scartati. Per motivi legati, ad esempio, a fluttuazioni del gas interstellare e/o ad eclissi da parte della compagna, la pulsar non è sempre visibile. Perciò, avendo tempo calcolo a disposizione e volendo raschiare il fondo del barile, si è deciso di eseguire il folding pure su questi altri candidati, nell’ipotesi che l’assenza di caratteristiche adeguate nel plot potesse essere ascritta alle suddette cause. Marginalmente, anche la creazione dei plot può avere un ruolo nell’identificazione del candidato. Quando si genera un grafico con prepfold si può scegliere, tramite le opzioni -n e -nsub, il numero di sotto-integrazioni del waterfall della serie temporale e dei canali in frequenza (figg.4.5e 4.7). Un numero eccessivamente alto implicherebbe uno scarso segnale in ogni sotto-integrazione, rendendo difficoltoso, agli occhi dell’utente, il riconoscimento della traccia verticale, che dovrebbe aiutare a discernere un buon candidato. Un numero troppo basso, viceversa, non consentirebbe di constatare la
continuità del segnale. In base a questi argomenti, il folding sulle altre osservazioni, per sicurezza, viene eseguito anche sui grafici dall’esito incerto.
In seguito a queste ulteriori discriminazioni, il numero dei candidati è stato notevolmente ridimensionato. Difatti soltanto ∼ 36% ed il ∼ 26% dei candidati, rispettivamente, è stato reputano idoneo per passare alla selezione successiva. La percentuale complementare è contrassegnata da candidati che evidenziano palese- mente gli aspetti distintivi delle RFI (se ne ha un prototipo in figura 3.13). Per questa ragione si è ritenuto vano procedere con il folding, di questi ultimi, sugli altri set di dati. Notare la bassa percentuale di “buoni” candidati riscontrata in NGC 5946. In quest’ammasso, sfortunatamente, si annoverano parecchi candidati spuri. Probabilmente il radiotelescopio, durante la fase di osservazione, è stato affetto in particolar modo dalle interferenze terresti, generate da qualche sorgente locale.
(a) Pbary' 4.93 ms DM ' 209.8 cm−3pc (b) Pbary' 5.62 ms DM ' 238.9 cm−3pc (c) Pbary' 7.25 ms DM ' 534.4 cm−3pc
Figura 4.5: Il profilo dei tre candidati migliori riscontrati in NGC 6388. Nelle sotto- didascalie compare il periodo e la DM di ciascuno.
Nelle figure4.5e4.6sono esibiti i profili più interessanti, dei candidati individuati nei due GC. In essi si intravede un impulso, frutto del folding svolto sulle sotto- integrazioni presenti nel waterfall. Purtroppo il picco non è ben delineato, esile e non risalta a sufficienza sul rumore. I candidati con il χ2 ridotto più elevato, tra questi
primo, a titolo d’esempio, è mostrato il waterfall dei canali in frequenza, in aggiunta ad altri plot diagnostici, incontrati nel paragrafo 3.5.3. Il plot del ˜χ2 in funzione
della DM esibisce un picco incoraggiante, cosa che si ripresenta, all’incirca alla stessa maniera, anche per gli alti cinque candidati.
Il folding di tutti i candidati, oltre a quelli qui riprodotti, sulle altre osservazioni degli ammassi, non le ha attestate come possibili pulsar. D’altro canto bisogna tenere a mente che per NGC 5946 avevamo a disposizione, per la conferma dei candidati, solamente di un altro set di dati. Mentre per NGC 6388 potevamo avvalerci di ben sei osservazioni, al di là di quella adoperata nella ricerca alla cieca, tutte con esito negativo. Di conseguenza non possiamo affermare con certezza che i candidati trovati in NGC 5946 possano essere considerati spuri.
(a) Pbary' 4.67 ms DM ' 103.0 cm−3pc (b) Pbary' 4.59 ms DM ' 259.8 cm−3pc (c) Pbary ' 8.76 ms DM ' 447.8 cm−3pc
Figura 4.6: Il profilo dei tre candidati migliori riscontrati in NGC 5946. Nelle sotto- didascalie compare il periodo e la DM di ciascuno.
Si sottolinea, infine, che la DM a cui è stato corretto il segnale delle possibili pulsar (esposto nelle sotto-didascalie delle due figure), appartenenti allo stesso GC, assume valori discostanti. Questo può essere letto come un indizio della non autenticità di alcuni candidati, se conoscessimo con precisione la DM dell’ammasso. Gli oggetti che abitano in questi angusti agglomerati stellari, saranno affetti grossomodo alla stessa maniera dal gas che li separa da noi e perciò avranno una densità di colonna simile tra
Figura 4.7: Plot diagnostici del candidato di figura4.5b. In alto a sinistra il waterfall dei canali in frequenza. Gli altri quattro plot sono dedicati, massimizzando il ˜χ2, alla calcolo della DM, di P e del ˙P .
loro. Si possono scorgere delle discrete disparità tra le pulsar che si trovano, rispetto alla linea di vista dell’osservatore, all’inizio ed alla fine, o tra il bordo ed il centro dell’ammasso. Al massimo questo potrebbe spiegare il divario di quasi 30 cm−3pc
tra gli oggetti di figura 4.5ae 4.5b, qualora venissero accreditate come pulsar. In questa circostanza, dove non sappiamo a priori la DM vera, tutti i candidati sono posti sullo stesso piano, ma non appena giungerà la conferma di uno di loro, potremo automaticamente scartare quelli con DM significativamente divergente.
4.3.2 Come affinare la ricerca
Proviamo, adesso, a investigare i possibili motivi che ci hanno condotto, nei diversi passaggi della ricerca, all’esito nullo. A tal proposito, riesaminiamo lo spazio dei parametri del paragrafo 4.2. Vediamo quelli che possono aver influito maggiormente sui risultati e come porvi rimedio.
Partiamo con la parte osservativa. In questo caso l’intento è, principalmente, ridurre il più possibile Smin della (4.1). Le vie più immediate per conseguire tale
obiettivo sono: aumentare la durata e la frequenza dell’osservazione. Un’osservazione più lunga, a parità di canali in frequenza e del campionamento della serie temporale, porta ad una maggiore dimensione del file da ridurre e, quindi, ad accrescere il lavorio sul calcolatore. Ma soprattutto rende più ardua l’individuazione di oggetti
che descrivono orbite molto strette, come spesso accade per le MSP. Come discusso in §2.6, l’orbita complica la rilevazione di una pulsar. Le tecniche che correggono l’effetto Doppler orbitale, con l’esclusione del metodo della modulazione di fase, tuttavia raramente usato, richiedono un Tobs Porb. Esse, infatti, operano su
frammenti di orbita, corti a tal punto da poter considerare l’accelerazione costante al loro interno. Nella circostanza in cui l’osservazione contenga molteplici rivoluzioni della pulsar, attorno alla compagna, si può sempre spezzettarla in un secondo momento. In questo caso l’orbita, piuttosto che ad una curva, sarà approssimata ad una poligonale. Anche se potrà apparire controintuitivo, è preferibile trattare con oggetti che orbitano su ellittiche eccentriche, perché, tranne nelle vicinanze del periastro, conserveranno per una durata maggiore il regime di linearità. Un’altra possibilità, per migliorare la sensibilità delle nostre osservazioni, è quella di spostarsi a lunghezze d’onda più corte. Questa traslazione serve a rendere meno evidenti i vari fenomeni causati dal mezzo interstellare, che influiscono sull’equazione (4.2), e in aggiunta si diminuisce la temperatura di fondo cielo. Ciò consentirebbe, inoltre, ad ampliare la banda d’osservazione ed il numero di canali, purché venga rispettata la condizione ∆ν ν, raccogliendo un maggiore quantità di fotoni. Lavorare ad alta frequenza (i.e. & 2 GHz), sorvolando su eventuali complicazioni in campo ingegneristico, implica però uscire dalla finestra dello spettro in cui si ha il picco dell’emissione radio. Avevamo evidenziato in §1.2.2che il flusso raggiunge il massimo attorno a qualche centinaio di MHz e decresce rapidamente, oltre 1 GHz, per colpa degli indici spettrali ripidi.
Passiamo ad ispezionare i parametri impiegati nel processo di riduzione. In particolare tratteremo la somma armonica, la correzione della DM e dell’effetto Doppler orbitale. La tecnica della somma armonica, come menzionato in §4.2.2, non è molto rilevante per le MSP. Ma nell’eventualità in cui i nostri GC siano popolati esclusivamente da pulsar dal modesto duty cycle, è preferibile ripetere la ricerca con una cifra di armoniche superiore ad 8. Per la DM, invece, è stato scelto l’intervallo massimo da esplorare e la maniera in cui suddividerlo, ovvero abbiamo agito sia sul DMmax che sul δDM (§2.4.1). In un riesame futuro dei dati, dunque, si può provare
a incrementare il range della DM e/o campionarla in modo più fine. Comunque, la scoperta di una singola pulsar in un GC darebbe un enorme contributo alle indagini successive, delimitando il valore della DM per tutti gli altri oggetti dello stesso ammasso. Per quanto riguarda l’effetto Doppler, come suggerito poc’anzi, si possono percorrere due strade: aumentare il valore dello zmax e/o frazionare l’osservazione in
più parti.
È possibile, quindi, insistere e sperare nella ricerca in questi due GC. Basta riprogrammare l’acquisizione dei dati e ripetere, soprattutto, la procedura di riduzione, mediante una permutazione delle succitate soluzioni sui parametri.