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1、脉冲星基础脉冲星基础 物理部分物理部分高 峰 中国科学院国家授时中心 脉冲星发现发展的几点意义1. 20世纪60年代天文学四大发现之一； 2. 中子星的预言被证实； 3. 可预测引力波的存在； 4. 射电脉冲星和射线脉冲星的关系被确 认； 5. 寻找太阳系之外行星系统最成功的例子 ； 6. 认知了中子星产生的主要机制； 7. “脉冲星”钟获得了较大的发展； 8. 成为研究星际介质的有力工具。脉冲星发现简史1. 1933年中子星在理论上被预言； 2. 1934年提出超新星爆发可产生中子星 ； 3. 1939年提出了中子星结构； 4. 1967年意大利天文学家帕西尼paper 中指出“在蟹状星云中
2、存在一个由中 子组成的星，它每秒自转多次，有很 强的磁场，磁偶极辐射给星云以能量 ”； 5. 1967年英国剑桥大学的休伊什教授和 贝尔小姐意外发现射电脉冲星； 1933-1967(时间漫长的原因？)1. 光学望远镜观测不到； 2. 偶然发现也是未知； 3. 射电望远镜： 1. 灵敏度不够（多数脉冲星流量密度 0.1Jy,典型大射电望远镜本身噪音 100Jy）； 2. 时间常数：小周期信号被大时间观测平 滑掉； 没有人猜测研究中子星的辐射特性及理论 模型 （休伊什教授，贝尔小姐）安东尼休伊什FRS（英语：Antony Hewish，1924年5月11日，生 于英格兰康沃尔郡福伊）是一位英国射电
3、天文学家，与马丁赖尔共 同获得1974年诺贝尔物理奖，以表彰休伊什在射电合成孔径的发展与 脉冲星被发现的参与，休伊什也是1969年英国皇家天文学会爱丁顿奖 章的得奖者。1954y星际闪烁的推测1964y角径小于0.51角秒、 波长大于1米射电源可产生星 际闪烁1965y在蟹状星云得角径0.2 角秒的致密成份.1965y剑桥大学穆拉德射电 天文台新建射电望远镜接收波 长为3.7m,观测常数为0.1s.贝尔于1965年从格拉斯哥大学毕业获得科学学士学位，1969年于剑桥大学纽霍学院（ 后改名为默里爱德华兹学院）获博士学位。在剑桥，她与休伊什等人共同建造8 利用 星际闪烁研究类星体的射电望远镜。在1
4、967年7月，她在跟踪在天空中的星星的图表记 录上发现了少许的“浮渣”。贝尔女士发现，脉冲信号非常规律的以约每秒一次的脉冲率 跳动。这一脉冲的来源暂时被称为“小绿人1号”（Little Green Man 1，或LGM-1，现在 被称为PSR B1919+21），几年后被确认为一个快速旋转的脉冲星。“我在这儿搞一项新的技术来拿博 士学位，可一帮傻乎乎的小绿人 却选择了我的天线和我的频率来 同我们通讯”。1977年出版的一本由著名脉冲 星专家撰写的“脉冲星”专著的第 一页写道：“献给乔丝琳贝尔博 士，没有她的有洞察力的、坚持 不断的努力，我们现在还可能没 有从事脉冲星研究的这份快乐。”脉冲星的物
5、理部分赫罗图（Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram）是 丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天 文学家罗素分别于1911年和1913年 各自独立提出的。后来的研究发现 ，这张图是研究恒星演化的重要工 具，因此把这样一张图以当时两位 天文学家的名字来命名，称为赫罗 图。赫罗图1.年青(引力为主)2.主序（平衡）主序后(辐射)3.老年：白矮星1.44M中子星1.44-2M黑洞 脉冲星的“赫罗图” 毫秒脉冲星（P20ms）200 脉冲双星（双星中有一颗是脉 冲星）130 X-ray脉冲星 80 反常X-ray脉冲星 12 磁星10151017G 6 1. 在星团
6、中发现的 98 2. 银河系之外 25 3. 双脉冲星 1脉冲星“视觉盛宴”脉冲星物理参数1.中子星的质量：假定中子星半径为,全部由中子组成，共有个中子 每个中子所占空间为：中子平均间距:中子的动量与中子距离应满足测不准关系：中子星稳定的条件是中子动能和引力能近似：中子的引力势能由一个中子受体积内所有中子作用决定 ：当中子的动能和引力能相等时，稳定态中子数如下 脉冲星物理参数2.脉冲星的转动能损率脉冲星的快速自转动能为:假设脉冲星是一个均匀球体，自转轴通过球心，其转动惯量可转动能损率为3.磁偶极辐射模型和磁场的估计旋转周期为P的垂直磁矩为 的磁偶极辐射功率为脉冲星物理参数磁 偶极模型是假定偶极
7、辐射功率等于自转能损率，故式中除了磁场外，都是常数和观测量，可计算磁场4.制动指数一般，假定自转频率变慢的规律是角速度的幂律形式K为常数，n为制动指数，由磁偶极模型可给出脉冲星物理参数5.特征年龄 脉冲星的自转变化遵从如下规律假定初期周期非常小，则积分后可得：脉冲星的观测特性 观测技术 1.灵敏度问题射电望远镜观测脉冲星的灵敏度公式C为观测资料的信噪比；Tsys系统噪声温度；Tsky背景哭噪声温度；G天线增益；Np观测馈源的极化数；v接收系统的频带宽度；t_int观测时间；P脉冲周期；W脉冲等效宽度；观测技术脉冲宽度W所受的影响：结论：距离、星际介质的 电子密度和观测频率都 会影响到脉冲星的观
8、测 灵敏度。观测技术2.角分辨率脉冲星观测分辨率要求并不高 对灵敏度有较高的要求 提高灵敏度的方法 研制大型射电望远镜 按周期折叠的方法提高灵敏度（折叠后 平均脉冲的形状长期不变）观测技术单个脉冲和按周期折叠(PSR0329+54)观测技术 消色散接收技术的应用灵敏度与频带宽度的1/2次方成正比，带度增加 100倍，灵敏度就增大10倍； 接收机带宽限制上限tau是脉冲宽度；观测技术右图：PSR1641-45观测结果 Parkes 64通道纵坐标：频率通道数 横坐标：到达时间（以周期表示）观测技术消色散技术的原理： 根据理论计算出每个频率通 道的延迟时间，在补延迟时 间以后把各通道记录叠加在 一
9、起，既消除色散影响，又 提高了灵敏度；观测技术谐波的非相干相加技术观测技术消色散多通接收机处理数据的步骤 1.在一定的色散量范围内(如DM=0-200),按一定步长，进行消色散叠 加（如DM=0.5,这样就产生了400个消色散后的结果）； 2.将这400种消色散后的结果进行富利叶变换，进行丰相干相加，选 出信噪比较高的谱线作为候选者； 3.对候选谱线，按周期值对时间序列折叠，然后以候选谱线的周期 和色散为中心，分别对周期和色散量在小范围内搜索，选择敏感 的谱线； 4.考察累积脉冲轮廓及相位和频率的关系，判断是否具有脉冲星辐 射特性； 5. 对最佳候选者再次观测确认。脉冲星的观测特性 辐射特性
10、1. 表征辐射过程的各种脉冲 1.单个脉冲和子脉冲 上图：PSR0329+54单个脉 冲记录，频率410MHZ,仪器 时间常数为20ms,单个脉冲 强度、形状相位、和偏振 随机变化，有精细结构， 子脉冲是强偏振的；下图：漂移子脉冲理想化图，p1 自转周期，p2为子脉冲分离间隔， p3为漂移周期。辐射特性2.零脉冲零脉冲是指哪些强度小于正常脉冲强度1%的脉冲，脉冲星本身所固有 的。脉冲发射的沉寂和再现；自转周期相当明确；一般零脉冲只占520%；死亡的前夜；辐射特性3.微脉冲当时间常数减小到10微秒时，一 些脉冲星的子脉冲就显示出微 结构，特征宽度为周期的0.1%; 右上：PSR0950+08的一
11、个单脉冲微 脉结构； 右下：PSR0950+08在430MHZ和 1406MHZ上的观测；辐射特性2.平均脉冲（辐射窗口） 按周期折叠，同步叠加；可以提高观测灵敏度；长期保持稳定性；平均脉冲宽度的三种表示半功率宽度10%宽度等值宽度脉冲宽度和形状是区分脉冲星的重要 依据。辐射特性3.平均脉冲（形状变化） 右上：不同的脉冲星平均脉冲形状 各不相同；右下：少数脉冲星出现平均脉冲模式变化PSR1237+25PSR0329+54实线是正常模式虚线是反常模式辐射特性4.平均脉冲（随频率变化）右上：12颗脉冲星的多频观测平均脉冲形状和宽度的变化 右下：三颗脉冲星脉冲宽度随频率变化出现“吸收”现象；（占少数
12、）辐射特性5.平均脉冲（单峰多峰）右上：PSR1462-03多频观测在低频 时为单峰，在高频处则为三峰结构右下：PSRB0450+55平均脉冲成分 高斯拟合分离由三峰变五峰辐射特性6. 平均脉冲（频谱）上式为脉冲星的频谱（幂律谱）S为流量密度；a为谱指数，典型值为1.5，高频为2；在低频处存在频谱反转，反转发生在100-500MHz间脉冲星脉冲的时间特性前瞻性应用脉冲星钟 毫秒脉冲星的自转周期非常稳定，是自然界最稳定的钟 读准需要较长的时间，必须建立脉冲星钟计时模型 短期稳定性不如原子钟，长期稳定性超过原子钟脉冲星脉冲的时间特性 脉冲星研究方法 1.通过观测脉冲到达时间(TOA)测得脉冲星的周
13、期、周期 导数、色散等基本观测参数； 2.由周期、周期导出推定年龄、磁场、制动指灵长、发现 双星及测定双星参数； 3.由一年以上的观测测定脉冲星的位置； 4.结合适当星际介质模型可以估计脉冲星距离； 5. 通过脉冲周期的不均匀变化可以进一步研究脉冲星 内部结构和信息。脉冲星脉冲的时间特性 脉冲星位置的确定=500s太阳到达地球时间；地球公转角速度；和 分别是脉冲星的黄 经和黄纬； 最大时延对应脉冲 星的黄经； 黄纬和振幅有关；脉冲星脉冲的时间特性考虑色散延迟、钟差、相对论效应、归算到太阳系质心 最后到达时间：脉冲星自转模型：残差为：脉冲星脉冲的时间特性脉冲星到达时间(TOA)分析步骤 将观测到的TOA转换到太阳系质心 采用自转参数、天体测量参数等近似值结合分析模型进行最小二乘法 拟合，得到自转相位的残差； 根据残差表现的系统趋势，对脉冲星参数和分析模型进行修正后重新拟 合；右图：残差系统趋势： 周期：线性变化 周期导数：二次曲线 位置：正弦曲线 自行：振幅增的正弦曲线
