Pulsars et Ephémérides planétaires: Intérets et limitations GTEP – 18 janvier 2007 A. Fienga Q. Kral.

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1 Pulsars et Ephémérides planétaires: Intérets et limitations GTEP – 18 janvier 2007 A. Fienga Q. Kral

2 Problématique du raccordement entre éphémérides planétaires et ICRF 1995 +: ICRF – radio-astrométrie au sol 1500 objets extragalactiques, dont ~250 très stables Précision de définition: +/- 10  as (M. Feissel-Vernier, 2006) Idéalement, observations relatives des planètes / aux sources ICRF

3 Problématique du raccordement entre éphémérides planétaires et ICRF Observations VLBI des sondes en orbite autour des planètes (Delta DOR)

4 Problématique du raccordement entre éphémérides planétaires et ICRF Couverture de l'orbite terrestre par l'ensemble des donnees Delta DOR disponibles (83) Orbite presque couverte Grande precision ds le raccordement ~ 5 mas Dépendance envers les techniques de suivis de sondes Observations VLBI des sondes en orbite autour des planètes (Delta DOR)

5 Radio Pulsar? Radio Pulsars = Etoile à neutron avec émission radio régulière.

6 2 Méthodes d'observations Radio Pulsar Timing (TOA) VLBI / VLBA Chatterjee et al Jenet et al.

7 pulsar timing? Temps Intensité Radio Pulsar Timing (TOA) 1- Mesure du temps d'arrivée (TOA) de chaque impulsion

8 pulsar timing? Radio Pulsar Timing (TOA) 2- Détermine un TOA thérorique qui représente au mieux le TOA Le mouvement de l'observateur La rotation de la Terre L'orbite de la Terre Le mouvement du pulsar Le mouvement du compagnon si binaire Le mouvement propre La déflection dûe aux planètes

9 pulsar timing? Radio Pulsar Timing (TOA) 3- Ajustement du TOA théorique

10 Tempo 2.0 Radio Pulsar Timing (TOA)

11 VLBI / VLBA Observations d'astrométrie absolue ou relative au voisinage d'une source ICRF Bande optimale : 1.4 – 1.7 Ghz (Chatterjee 2003) Wide-band Ionospheric Calibration solves for the differential ionosphere between the calibrator and target, using the visibility data itself over a wide spanned bandwidth. This technique was used to determine the parallax of B0950+08 and 8 other pulsars: see the results here.the results here In-Beam Calibration uses a compact faint extra-galactic source in the same primary beam (~30 arcmin) as the target pulsar, reducing the target-calibrator separation from a few degrees to a few arcminutes, and eliminating time interpolation. The parallax to B0919+06 was determined using this technique: see the results here.the results here Higher Frequency Observations at 5 GHz have comparable (and small) ionospheric and tropospheric phases, leading to successful astrometry with phase-referenced observations. However, the number of pulsars that can be observed at 5 GHz is limited when using the VLBA alone. GPS Corrections may be usable in order to reduce the effects of the differential ionosphere between the phase reference source and the target. This technique may be used in combination with the others, or in cases where a nearby calibrator (< 2 degrees) exists for the target. Chatterjee et al,

12 Pulsar Astrometry Project with the VLBA Chatterjee et al, Brisken et al « The pace of parallax measurements has increased dramatically with the ability to gate the VLBA correlator and the development of new techniques for correcting ionospheric phase perturbations. « Milleseconds astrometry of ~50 pulsars http://www.astro.cornell.edu/~shami/psrvlb/ Chatterjee et al, Brisken et al Bartel et al (1996) «Toward a frame tie via millisecond pulsar VLBI «

13 Pulsar Astrometry Project with the VLBA Chatterjee et al, Brisken et al 63 pulsars observed in VLBA and TOA http://www.astro.cornell.edu/~shami/psrvlb/ Chatterjee et alICRF_ext1

14 Quelques Intérets scientifiques actuels des pulsars... Physique propre de ces objets complexes Tests de RG en limite des champs forts Detection des ondes gravitationelles DM

15 Pulsars et Ephémérides planétaires VLBA/VLBI : Raccordement entre pulsars et ICRF TOA = F(K pulsars, K terre ) Rôle des Ephémérides planétaires dans les déterminations des paramètres physiques du pulsar ? 1937+21 => 10 ans d'observations Example:

16 Pulsars et Ephémérides planétaires TOA = F(K pulsars, K terre ) (K pulsars ) INPOP (K pulsars ) DE405 1937+21

17 Pulsars et Ephémérides planétaires TOA = F(K pulsars, K terre ) (K pulsars ) INPOP (K pulsars ) DE405 (α,δ) VLBI = (19:39:38.5613 +/- 0.0004, 21:34:59.130 +/- 0.003) (Bartel et al. 1996) Δ (α,δ) TOA_INPOP = ( 3, -5) mas Δ (α,δ) TOA_DE405 = ( 1.5, -7) mas 1937+21

18 Pulsars et Ephémérides planétaires (α,δ) TOA dans le repère des éphémérides planétaires Ecliptique Equateur ICRF Equateur INPOP Equateur DE405 ε ICRF γ INPOP γ DE405 γ ε ε INPOP o ICRF o INPOP o DE405 ) ) ) Δ (α,δ) TOA_INPOP = ( 3, -5) mas Δ (α,δ) TOA_DE405 = ( 1.5, -7) mas

19 Pulsars et Ephémérides planétaires (α,δ) TOA dans le repère des éphémérides planétaires TOA sont dépendants des éphémérides planétaires Peut-on « corriger » les TOA de cette dépendence ? Intérets pour les EP ?

20 Pulsars et Ephémérides planétaires Tempo: Fit uniquement (K pulsars ) Kral et al 2007: Fit (K pulsars, K terre ) TOA = F(K pulsars, K terre ) (K pulsars )(K pulsars, K terre ) 1937+21

21 Pulsars et Ephémérides planétaires TOA = F(K pulsars, K terre ) (K pulsars ) (K pulsars, K terre ) A partir K terre => INPOP(TOA)

22 Pulsars et Ephémérides planétaires INPOP06-INPOP(TOA) TOA ne sont pas suffisement précis / tracking MGS Différences en distances Terre-SSB (m)

23 Pulsars et Ephémérides planétaires INPOP-INPO(0437) Différences en longitude Terre-SSB (arcsec) Différences en latitude Terre-SSB (arcsec) TOA ne sont pas suffisement précis / Delta DOR

24 Pulsars et Ephémérides planétaires TOA => (α,δ) dans repère des éphémérides planétaires (α,δ) VLBI / ICRF Raccordement des éphémérides à l'ICRF via les pulsars

25 Méthode 1 (Bartel et al. 1996) TOA=> (α,δ) EP (α,δ) VLBI / ICRF (α,δ) VLBI = Rot(xyz) (α,δ) EP Raccordement des éphémérides à l'ICRF via les pulsars Méthode très simple MAIS Ne découple pas d'autres effets Pas de dérive séculaire du raccordement

26 Méthode 1 via Pulsar Astrometry Project (α,δ) VLBI = Rot(xyz) (α,δ) EP dosta = 'vlba' stations= VLBA_SC, VLBA_HN, VLBA_NL, VLBA_FD, VLBA_LA, VLBA_PT, VLBA_KP, VLBA_OV, VLBA_BR, VLBA_MK ! When day = 52471 ! year 2002.540000 LST = 'VLBA_PT' start = 18:00:00 ! Sources srccat / ! Pulsar epoch = 2002.540000 source = 'B1937+21' ra = 19:39:38.584041 dec = 21:34:58.769108 epoch = 'J2000' calcode = 'G' / ! Phase calibrators ! sep = 88.83267 4 arcmin source = 'J1935+2031' ra = 19:35:10.472879 dec = 20:31:54.15430 epoch = 'J2000' / ! sep = 123.618994 arcmin source = 'J1946+2300' ra = 19:46:06.251974 dec = 23:00:04.41105 epoch = 'J2000' / ! Geodesy calibrators source = 'J1924+1540' ra = 19:24:39.455875 dec = 15:40:43.94129 epoch = 'J2000' / source = 'J1911+2658' ra = 19:11:35.077351 dec = 26:58:13.76339 epoch = 'J2000' / source = 'J2023+2223' ra = 20:23:23.160215 dec = 22:23:52.52586 epoch = 'J2000' / source = 'J2024+1718' ra = 20:24:56.563450 dec = 17:18:13.19760 epoch = 'J2000' / endcat / (19 :39 :38.58406, 21: 34 :58.7684) Chatterjee et al => (α,δ) VLBI / (Bartel et al 1996) = (19:39:38.5613, 21:34:59.130 ) 63 pulsars observed in VLBA and TOA

27 Méthode 2 (Kral et al. 2007) TOA = F(K' pulsars, (α,δ) VLBI, K terre ) (α,δ) VLBI / ICRF Raccordement des éphémérides à l'ICRF via les pulsars MAIS à l'heure actuelle, TOA ne sont pas suffisement précis / tracking de sondes...!!!

28 A faire dans la suite... (α,δ) VLBI = Rot(xyz) (α,δ) EP Pour tester et valider les raccordements ICRF/EP Avec un important travail d'homogénéïsation des données et de mise en place d'un catalogue cohérent ! Pour tester les modèles de binaires... Pour ajuster les EP...il faut attendre un peu !... Et pour la détection d'ondes gravitationelles, aussi

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