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Interstellar Scintillation of pulsars 脉冲星星际闪烁 周爱芝 上海天文台 合作导师： 洪晓瑜 研究员 合作导师： 吴鑫基 教授

Interstellar Scintillation of pulsars 脉冲星星际闪烁 周爱芝 上海天文台 合作导师： 洪晓瑜 研究员 合作导师： 吴鑫基 教授. OUTLINE OF TALK 脉冲星星际闪烁简介 理论模型 观测资料 理论拟合 讨论. 一 星际闪烁 星际介质对脉冲信号会产生三种效应 : (1) 星际介质的色散 ( 色散量 DM) 银河系中自由电子密度分布模型 (2) 星际磁场引起的法拉弟旋转 ( 旋转量 RM) 星际空间的磁场结构 (3) 星际介质的散射 ( 散射量 SM)

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Interstellar Scintillation of pulsars 脉冲星星际闪烁 周爱芝 上海天文台 合作导师： 洪晓瑜 研究员 合作导师： 吴鑫基 教授

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Presentation Transcript

  1. Interstellar Scintillation of pulsars 脉冲星星际闪烁 周爱芝 上海天文台 合作导师： 洪晓瑜 研究员 合作导师： 吴鑫基 教授

  2. OUTLINE OF TALK • 脉冲星星际闪烁简介 • 理论模型 • 观测资料 • 理论拟合 • 讨论

  3. 一 星际闪烁 星际介质对脉冲信号会产生三种效应: (1)星际介质的色散(色散量DM) 银河系中自由电子密度分布模型 (2)星际磁场引起的法拉弟旋转(旋转量RM) 星际空间的磁场结构 (3)星际介质的散射(散射量SM) 星际电子密度分布不规则性的尺度

  4. 星际介质散射现象的分类: (1) 弱散射: u<1; (2) 过渡散射: u=1; (3) 强散射: u>1. 衍射式闪烁(DISS) 折射式闪烁(RISS)

  5. 衍射式闪烁(DISS): Scheuer 1968; Rickett, 1969 星际介质小空间尺度:10^6--10^8米; 特征时标(消相干时标τd): 几分钟到几小时; 消相干带宽Δυd: 100KHz到1MHz; 主要是进行二维动态譜的观测 折射式闪烁(RISS): Sieber 1982; Rickett等, 1984 星际介质大空间尺度:10^10--10^12米; 特征时标(消相干时标τr): 几天到几月; 主要是进行长期流量的监测

  6. 散射引起的观测效应 • 角径的展宽 • 脉冲的展宽 • 流量密度的变化 • 二维动态谱中频率的漂移现象

  7. 从二维动态谱可以得到衍射式闪烁的重要参量:从二维动态谱可以得到衍射式闪烁的重要参量: 消相干时标τd和消相干带宽Δυd

  8. 单个脉冲：内秉变化 平均脉冲： 内秉变化？ 星际闪烁？

  9. 脉冲星星际闪烁研究现状 理论方面: 折射式闪烁理论(Romani等, 1986; Blandford等, 1986) 星际介质以及电子涨落譜的性质 (Bhat等, 1998, 1999,2002) 观测方面: 长期流量密度的监测(Rickett等,1990; LaBrecque等, 1994; Esamdin等, 2000) 二维动态譜的监测(Stinebring等, 1996; Wang等, 2001)

  10. 二 理论模型 • 薄屏模型 • 厚屏模型 • 双成分模型

  11. 薄屏模型 角径的展宽 通过屏所看到的源的视角径为:

  12. Blandford和Narayan 1985年 流量密度的变化 归一化的流量密度 流量密度的自相关函数

  13. 厚屏模型(连续介质模型) Uscinski 1968 角径的展宽 通过厚度z所产生的平面波方向角分布谱的半宽为: 而对于βz>>1, 厚屏和薄屏所得到的结果相近

  14. Romani, Narayan和Blandford 1986 Blandford, Narayan和Romani 1986 流量密度变化 流量密度的自相关函数

  15. 双成分模型 Cordes等, 1991 Gwinn等, 1993 钱善瑎和张喜镇, 1996: 对于双成分模型, 散射强度 的密度分布函数为:

  16. 理论结构函数 Romani 等(1986) Blandford 等(1986) 流量密度结构函数的公式: D(τ)=2[F(0)-F(τ)]

  17. 闪烁指数m: 闪烁时标 : 结构区对数斜率p:

  18. 三 观测资料 • 关于脉冲星流量密度长期变化的观测 • 时间跨度 至少1～2年，最好4～5年 • 观测频次 ～每周1次 • 接收机稳定性好 • 观测信噪比高 • 符合上述条件的观测资料很少！

  19. 乌鲁木齐观测 • 92cm的观测: 约有10颗星有1～2年的观测， • 但信噪比高的仅有1颗，能给出完整的结构函 • 数。 • 18cm的观测: 约有70多颗有1～2年的观测， • 是脉冲到达时间观测的副产品，信噪比只要 • 求5～10。资料处理表明，不能获得完整的结 • 构函数。

  20. 乌鲁木齐观测92cm的 PSR B0329+54流量密度时变

  21. 乌鲁木齐18cm观测的70颗脉冲星的流量变化

  22. Stinebring等2000长达五年监测资料

  23. 从流量变化获得观测的结构函数（D()） Rickett和Lyne 1990 其中< F> 为平均流量 Ij ，Ij+ 分别是第j天和第J+ 天的流量 是间隔为天的次数

  24. 四 理论拟合 • 脉冲星流量密度的自相关函数（钱善瑎 1995）:

  25. 折射式闪烁理论中参数的物理意义: (1) : 电子密度涨落谱指数 (2)D: 脉冲星的距离 (3)V: 脉冲星相对于散射屏的横向速度 (4)H: 散射强度为1/e的厚度 (5) : , 表征散射强度的物理量

  26. 散射强度和散射角 依赖于 :

  27. (1) 电子密度功率谱 =2/s是空间波数 inner: 内截止波数 outer: 外截止波数

  28. 如果满足条件 则功率谱符合一个幂率谱形式: Kolmogorov 谱: 介质的湍动能量从大尺度向小尺度 的级联传递并耗散成热量 Super-Kolmogorov谱: 不存在湍流过程 星际分子云集团非连续的相互重叠

  29. PSR B1642-03 时 起主导作用, 当 无论其它参数怎么调整, 都得不到与观测符合的 结构函数 排除

  30. 时调整其它四个参数得到 的理论结构函数

  31. 时调整其它四个参数不能 得到和观测相符的结构函数

  32. (2) D • 超新星遗迹成协 • 周年视差法 • H I吸收线测量法 • DM方法 Lyne, Manchester和Taylor 1985 给出距离估计的误差为: 1.5---2倍

  33. Taylor和Cordes 1993 TC93电子密度模型 被广泛用于从色散量导出脉冲星的距离, 距离误差大约为25 %. PSR B0136+57 PSR B0525+21 PSR B2111+46 PSR B0329+54 PSR B0740-28

  34. Cordes和Lazio, 2002 NE2001电子密度模型 PSR B1642-03 PSR B0736-40 H I吸收线测量法

  35. (3) 速度 • 到达时间测量法(Harrison等,1993; Wang等, 2001) • 射电干涉测量法(Brisken等,2000; Fomalont等,1997 • Toscano等,1999) • 星际闪烁测量法(Wang等, 2001; Gupta等,1994) 闪烁速度 Gupta等, 1994 Cordes和Rickett, 1998

  36. PSR B1642-03 不同的测量方法给出的速度不一样: Lyne 1982自行速度110公里/秒 Gupta 1995 自行速度 660公里/秒 闪烁速度 562公里/秒 S2000等 闪烁速度 374公里/秒 王娜等 2001 闪烁速度 1049公里/秒

  37. 距离和速度确定后, 其它的三个参数对 结构函数的影响 H

  38. (4) H 采用连续介质的等效散射屏模型 散射屏的位置放在观测者和脉冲星的中间位置 初值取H=D/2 H的改变对结构函数的影响很小

  39. (5) 星际介质散射强度 Cordes等 1985 散射强度公式: 时: 作为自由参数

  40. 单频结果（610MHz） • 双频结果（327MHz和610MHz)

  41. （1） 这7颗星视线方向的电子密度涨落谱 为Kolmogorov谱(K谱), 而不是Super- Kolmogorov谱(S谱) S2000衍射式测量方法得到谱的性质 不同 PSR B1642-03: S谱(S2000) PSR B0329+54: 不确定(S2000)

  42. (2) 闪烁指数, 特征时标和对数斜率的理 论拟合值都与观测符合 (3)这7颗脉冲星的流量密度变化 可以用折射式星际闪烁理论来解释

  43. 距离的测量误差对结构函数的影响 25% 距离的测量误差 对结构函数的影 响不大

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