La Recherche des Pulsars avec Virgo Tania Régimbau VIRGO/ARTEMIS.

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1 La Recherche des Pulsars avec Virgo Tania Régimbau VIRGO/ARTEMIS

2 Evolution de la Sensibilité de Virgo

3 Comparaison avec LIGO

4 Sources dOndes Gravitationnelles Sources périodiques (pulsars) Sources impulsionnelles (supernovae) Coalescence de binaires denses (DNS, DBH…) Fond stochastique (cosmologique, astrophysique)

5 Génération dOndes Gravitationnelles par les Etoiles à Neutrons précession triaxialité accrétion modes doscillation

6 Composantes de polarisation de londe: Effet Doppler dû au mouvement orbital autour du Soleil et à la rotation de la Terre: Emission triaxiale - Signal

7 Emission triaxiale – Sensibilité Valeurs supérieures en négligeant lémission électromagnétique

8 recherche aveugle (espace de Fourier) - cohérente: sensibilité optimale dans une région limitée de lespace des paramètres (centre galactique/Gould Belt, paramètres de rotation des pulsars jeunes) sur un faible échantillon de données - semi-cohérente (transformées de Radon/Hough): sensibilité sous-optimale/temps de calculs optimisés recherche dirigée des pulsars connus (domaine temporel, filtre adapté) - cibles privilegiées: pulsars jeunes (rapides/ellipticité grande) et proches - observations radio: distance, coordonnées célestes, fréquence et dérivées, glitches? - paramètres du filtre: Emission triaxiale - Détection

9 Emission tri-axiale – Premiers Résultats LIGO S2, recherche dirigée pour 28 pulsars isolés (gr-qc/0410007)

10 Modes dOscillations Fluide G: mode de gravité (polaire) P: mode de pression (polaire) F: mode fondamental de surface (polaire) R: mode de rotation (axial) Espace temps W(aves) (polaire+axial)

11 Astéroséismologie La fréquence et le temps de relaxation dépendent seulement de la masse et du rayon et déterminent de façon unique léquation détat (EOS) Andersson-Kokkotas (1996-98)

12 Sensibilité des modes F et W Sathyaprakash, LSC meeting, March 2004 signal: sinusoïde amortie filtre adapté à 2 paramètres: masse et rayon recherche en coïncidence avec lobservation de glitches en radioastronomie

13 Catalogue des pulsars avec glitches PSRJPeriod (s)dP/dt D(kpc)association N glitches 1J0835-45100.089331.25008E-13 0.29SNR:Vela 14 2J1740-30150.606674.6587E-13 3.28* 14 3J1341-62200.193342.53107E-13 8.55SNR:G308.8-0.1 12 4J0534+22000.033094.22765E-13 2 SNR:Crab 11 5J1801-23040.41581.12882E-13 13.49SNR:W28(?) 6 6J1048-58320.123679.6319E-14 2.98* 3 7J1644-45590.455062.00902E-14 5.3* 3 8J1803-21370.133621.34105E-13 3.94SNR:G8.7-0.1(?) 3 9J1825-09350.768985.22853E-14 1* 3 10J2116+14140.440152.89263E-16 4.43* 3 11J0358+54130.156384.39686E-15 2.07* 2 12J1105-61070.063191.58266E-14 7.07* 2 13J1721-35320.280422.51862E-14 6.36* 2 14J1731-47440.829831.63626E-13 4.98* 2 15J1755-25211.175979.01928E-14 4.12* 2 16J1801-24510.124921.27906E-13 4.61* 2 18J1910-03090.50462.18734E-15 10.25* 2

14 Conclusions Emission triaxiale: La sensibilité des interféromètres terrestres permet déjà de fixer des contraintes intéressantes sur lamplitude gravitationnelle et lellipticité Dans le cadre de la recherche dirigée, nous avons besoin des observations radios pour suivre de façon précise lévolution de la période et la position de la source (pulsars jeunes rapides et proches) Modes doscillation: Constituent un moyen unique de sonder lEOS des étoiles à neutrons. Nous avons besoin des observations radios pour déterminer linstant démission (en coïncidence avec les glitches) et confirmer une éventuelle détection.