脉冲星在银河系中空间分布的讨论(英文)

已发表的三个脉冲星星表共有384颗。采用这个样本并用一种经验的方法修正观测选择效应,获得脉冲星按银心距离的分布和银河系中可能存在的脉冲星总数。一个明显的峰值在离银心5—7KPC处。脉冲星的总数为(8.4±3.7)×10~4。采用束因子值为5和平均寿命为9×10~6年,得到诞生率为每15—38年产生一颗。     

速度分布和银盘厚度效应对正常脉冲星Z向分布的影响

基于彭秋和等1978年得到的无扰动有限厚盘引力势,根据两个引力势参数(h_(z1)= 0．001kpc,h_(z2)=0．325 kpc)和两个速度分布参数(σ_(v1)=115km/s,σ_(v2)=200 km/s)组合的4种情况,对4×10~5颗脉冲星做了三维蒙特卡洛模拟．4×10~5颗脉冲星按着10~8年间隔被分成20组,计算了每组“逃逸”脉冲星所占比例．对每组中“未逃逸”脉冲星,分别在0＜r＜25kpc和5＜r＜11kpc两个区域中对|z|分布做了统计,研究了“未逃逸”脉冲星在这两个区域中的分段标高和累积标高的演化特征．“未逃逸”脉冲星的分段标高在一定空间范围内的变化不规则,但累积标高的变化却比较平滑．在相对长的时间里(＞10~8年),银盘厚度对脉冲星累积标高演化有显著的复杂影响；在相对短的时间中(＜2×10~7年),这种效应很小,而且累积标高对时间的依赖关系是线性的．在长时间里,初始速度分布对累积标高也有显著影响．在引力势h_(z2)=0．325 kpc的条件下,在径向范围5＜r＜11kpc和时间t=9．22×10~6年以及σ_(v2)=200km/s的情况下,模拟的累积标高是0．596±0．005 kpc．     

国家授时中心40米射电望远镜Crab脉冲星周期跃变监测

脉冲星周期跃变是一种罕见的现象,是研究其内部结构的探针。针对2019年2月~12月国家授时中心昊平观测站40 m射电望远镜在脉冲星计时观测中监测Crab脉冲星的数据,采用脉冲星计时方法,用TEMPO2拟合程序进行分析。结果表明,Crab脉冲星在2019年7月23日(MJD 58687)附近发生了一次周期跃变现象,该跃变自转增量为Δv_g=5.33(4)×10^-7Hz,自转变化量为Δv_g/v=17.9(1)×10^-9,并伴随着恢复系数Q~0.88的指数恢复过程。此次Crab脉冲星周期跃变的监测及处理,证实了40 m射电望远镜对脉冲星的监测性能,同时为研究周期跃变的产生机理积累了样本。     

自转极慢的脉冲星

自转周期为85秒的脉冲星Ｊ2144-3933大概是迄今发现的自转得最慢的脉冲星了。西澳大利亚大学的天文学家扬(Ｍ.Ｙｏｕｎｇ)说,该脉冲星自转得太慢不可能产生足够强的电场来发射射电辐射。但扬也认为Ｊ2144-3933也可能代表着一类在银河系内尚未发现的未知品种的脉冲星,这类?..     

快速射电暴的数据统计

快速射电暴于2007年首次在脉冲星巡天的历史数据中被发现,是一种在射电波段观测到的具有色散量的单个强脉冲,其特征为持续时间仅为若干毫秒,峰值流量密度可达到央斯基量级。类似于射电脉冲星的单个脉冲,但其色散显著超过同一视线方向上银河系内星际介质的预期最大值。对截止2018年6月帕克斯望远镜、绿岸望远镜、阿雷西博射电望远镜、UTMOST望远镜和ASKAP望远镜已探测到的52例快速射电暴进行了观测量统计分析,根据模型扣除银河系星际介质导致的色散量后,快速射电暴平均色散量为584.5 pc·cm^-3,暗示着快速射电暴来自河外。通过最佳拟合估算红移幂律分布谱dN/dF_obs=4.14±1.30×F■sky^-1·day^-1。根据分析结果预计,FAST望远镜使用19波束接收机后,其多科学目标同时巡天在经过一年时间内能发现大约10个快速射电暴,将有效地扩大样本数量,为快速射电暴研究提供重要信息。     

各具特色的脉冲星

各具特色的脉冲星自从１９６７年英国女天文学家贝尔（ＪｏｃｅｌｙｎＢｅｌｌ）在她的导师休伊什（ＡｎｔｈｏｎｙＨｅｗｉｓｈ）的指导下发现首例脉冲星（Ｐｕｌｓａｒ）ＰＳＲ１９１９＋２１至今，已在我们银河系内发现了约６００颗脉冲星。现在，普遍认为脉冲星是有很...     

基于双谱滤波的综合脉冲星时算法研究

毫秒脉冲星的自转频率非常稳定,提供了一种独立的基于遥远自然天体并能持续数百万乃至数十亿年的时间基准,具有稳定性强、运行时间长、服务范围广等特点.为了减弱毫秒脉冲星计时观测中各种高斯噪声对脉冲星时的影响,研究了一种基于双谱滤波的综合脉冲星时构建算法,处理分析了国际脉冲星计时阵(International Pul-sar Timing Array,IPTA)最新发布的4颗毫秒脉冲星(PSR J0437-4715、J0613-0200、J1713+0747和J1909-3744)的观测数据,分析了不同时间尺度综合脉冲星时的稳定性,并与构成国际原子时(International Atomic Time,TAI)的4家授时单位原子钟稳定性进行了比较.结果表明:双谱滤波算法能够较好地抑制观测噪声,提高综合脉冲星时的稳定性.相比于经典加权算法,综合脉冲星时1 yr、10 yr稳定度从7.77×10^-14、8.56×10^-16分别提高到1.50×10^-14、3.50×10^-16,单脉冲星时稳定性的提升也类似.同时发现,综合脉冲星时稳定性在5 yr及以上时间尺度上优于原子钟稳定性,可用于改善当前原子时的长期稳定性.     

FAST 19波束脉冲星漂移扫描巡天模拟

脉冲星搜索是500 m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope,FAST)的主要科学目标之一。针对FAST设备性能,模拟FAST脉冲星巡天,优化巡天方案,对即将开展的FAST脉冲星巡天项目具有重要的实用价值。基于Parkes多波束巡天、Parkes中纬度巡天和Parkes高纬度巡天的结果,利用脉冲星分布模拟软件包PsrPopPy,模拟得到了银河系中正常脉冲星和毫秒脉冲星的空间分布样本,并根据FAST设备参数进行了虚拟观测。结果表明,使用FAST 19波束接收机漂移扫描观测模式,在中心频率为1250MHz,带宽为400 MHz,每波束扫描时间为13.5 s,有效积分时间为6.0 s的情况下,在赤纬为-14~?12′～65~?48′天区内,可发现1600颗正常脉冲星和238颗毫秒脉冲星。为获得银河系中脉冲星自旋演化的样本,使用evolve代码进行了再次模拟。设置相同的观测参数的情况下,在全天范围内模拟探测到孤立正常脉冲星1749颗,并得到其在P-P图上的分布。     

中子星中心致密天体的双星起源

探讨了认为中心致密天体(CCO)起源于双星的可能性.首先, CCO与正常遗迹脉冲星有着相似的平均自旋周期,但CCO的平均表面磁场强度(B～5.4×10~(10)Gs)低于正常遗迹脉冲星(B～7.7×10~(12)Gs)～2个量级.同时,几乎所有的正常遗迹脉冲星均分布在爱丁顿吸积加速线以上,而CCO全部分布在自旋加速线以下.因此怀疑CCO可能起源于双星吸积加速过程.其次,基于中子星再加速理论,分析了CCO可能的双星演化过程:双星系统中, CCO以M～1017g·s~(-1)的吸积率,经过～106yr的时间共吸积△M～10~(-2)M⊙的物质,其自旋周期将会从P～10 s降低至P～0.1 s,表面磁场强度将会从B～10~(12)Gs降低至B～1010Gs.考虑到～106yr的演化时标远大于CCO遗迹的年龄(～0.3–7 kyr),猜想CCO可能是双星系统中第1颗恒星超新星爆发的产物,而第2颗恒星超新星爆发后双星解体,留下CCO和第2颗恒星的超新星遗迹.该模型预言在CCO附近可能存在一颗年轻的正常脉冲星(P～0.02 s, B～1012Gs),并期望未来的射电望远镜和高能探测器能够进行搜寻.     

脉冲星计时研讨会在临潼举行

毫秒脉冲星时间尺度的观测研究,近年来在国际上发展很快,已成为时间频率领域研究的前沿课题。利用毫秒脉冲星 PSR1937 21计时观测资料可以获得3×10~(-15)的频率稳定度,与地面最好的原子钟水平相当。世界上许多国家都开     

脉冲星钟模型精度分析

毫秒脉冲星具有很高的自转稳定性,利用脉冲星自转极其稳定的特性可以开展许多应用研究,如:脉冲星时间标准的建立、宇宙背景引力波的探测、X射线脉冲星导航应用等等.利用国际脉冲星计时阵(International Pulsar Timing Array,IPTA)中J0437-4715和J1713+0743 2颗源的实测数据开展脉冲星钟模型参数精度分析和脉冲到达时间(Time Of Arrival,TOA)预报精度研究.通过研究得知,目前脉冲星自转频率测量精度为10-15Hz,频率1阶导数测量精度为10~(-23)s~(-2),且自转参数测量精度随观测时间跨度每4–5 yr提高1个量级.另外,利用J0437-4715 10 yr观测数据建立的钟模型,其脉冲到达时间预报偏差4.8 yr之内可保持在1μs之内.因此,利用该脉冲星建立时间标准用于校准原子时,可以使原子时相对于地球时(Terrestrial Time,TT)的偏差在4.8 yr之内小于1μs.     

毫秒脉冲星计时观测的研究进展

对毫秒脉冲星时间测量的理论、方法和技术研究的进展进行了阐述。根据近年来取得的观测研究结果,毫秒脉冲星计时测量误差～2×10－7秒,毫秒脉冲星自转周期稳定性足以和现代原子钟相媲美：其相对频率不稳定度达到1×10－14（1年≤γ≤5．2年）,并可望更高。近年来,脉冲星计时观测系统的接收灵敏度获得很大改进,计时观测的数据采集、处理技术、脉冲到达时间分析模型研究等都有长足发展。通过综合脉冲星时间算法得到的脉冲星时间尺度将比现代原子时具有更高的长期稳定度。叙述了脉冲星的物理特性及有关计时观测系统的技术成果,如观测频率和带宽的选择,消色散和接收系统灵敏度等问题。最后对毫秒脉冲星时间测量的误差源进行了讨论,并对脉冲星时间尺度的应用前景做了展望。     

脉冲星PSR 1951 32的γ辐射

对欧洲γ天文卫星COS-B数据的分析表明,从PSR 1951 32方向来的30—5000MeVγ光子到达时间具有显著的周期位相结构。我们用相关分析方法研究了该脉冲星附近天区γ光子强度的空间分布,求出100MeV和300MeV能量处脉冲星γ射线的积分流强:F(E>100MeV)=4.1×10~(-7)ph·cm~( 2)·s~(-1),F(E>300MeV)=8×10~(-8)·ph·cm~(-2)·s~(-1)。PSR1951 32方向的γ光子大部分为周期性成分,并且集中在一个相当窄的相位区域内。     

利用费米卫星大面积望远镜对脉冲星的观测研究

费米γ射线空间望远镜(Fermi)自2008年8月观测任务开始以来,以其优越的观测性能开启了γ射线天文学研究的新纪元。其搭载的大面积望远镜(LAT)在脉冲星探测和研究方面取得了巨大的成功。除了探测到已知脉冲星的γ射线脉冲辐射信号外,LAT还能够利用γ射线数据的盲寻技术独立发现脉冲星,此外还提供了大量γ射线源进行射电脉冲搜寻。Fermi-LAT的观测带来了γ射线脉冲星数量的显著增长,确立了脉冲星是银河系内主要的γ射线源,并且探测到了毫秒脉冲星的γ射线辐射。一般来说,在长时标下脉冲星的γ射线辐射流量稳定且脉冲形状多呈现双峰结构,能谱可由具有指数截断的幂律谱描述。综述了利用Fermi-LAT数据寻找脉冲辐射信号的方法和研究γ射线脉冲星所得到的主要结果,并简要介绍了近年来在脉冲星研究方面取得的新成果。     

毫秒脉冲星

毫秒脉冲星PSR1937 214的发现是近几年天体物理学中的一次重要事件。本文介绍了该星的发现史和主要观测事实。该星自转周期为1.557806449023毫秒,是转动最快的脉冲星。周期变率为1.24×10~(-19)秒/秒。在它的周围没有明亮的超新星遗迹。这颗脉冲星的引人注目的特征是磁场低和在P—P图上位置独特。文中还评述了解释这颗脉冲星的四种模型;(1)起源于吸积X射线双星的中子星,通过从伴星吸积物质而加速到毫秒周期;(2)Michel和Dessler提出的盘模型脉冲星中的普通一员;(3)双中子星并合体;(4)辐射年龄小的脉冲星。最后一种可能性是本文作者提出的。根据具有相似特征的脉冲星倾向于分布在同一条PP~(-5)等值线及可按等值线排成演化序列的事实,作者按光速圆柱磁能衰减来定义脉冲星辐射年龄t:B/8π∝PP~(-5)=C_0exp(-2t/τ)(τ为磁能衰减时标),井据此认为PSR1937 214和蟹状星云脉冲星、船帆座脉冲星都是辐射年轻的。     

GPS BLOCK IIF星载原子钟长期性能分析

星载原子钟长期性能的分析对于系统完好性监测、卫星钟差确定与预报等具有重要的作用.GPS最新型的BLOCK IIF系列卫星于2016年2月6日部署完成.通过星载原子钟的频率准确度、频率漂移率、频率稳定度、观测噪声水平和钟差周期特性这5个指标的长期变化,分析评估了GPS BLOCK IIF星载原子钟的长期性能.计算分析表明:铷钟的频率准确度为7.1×10~(-12)±2.1×10~(-13),频率漂移率为(5.5×10~(-14)±1.1×10~(-14))/d,平均噪声水平约为0.2 ns;铯钟的频率准确度为1.0×10~(-12)±2.9×10~(-15),频率漂移率为(3.4×10~(-15)±5.4×10~(-16))/d,平均噪声水平约为1.0 ns,并且指标变化相对平稳;铷钟的2 h、6 h、12 h和天稳定度分别为3.4×10~(-14)、2.3×10~(-14)、7.3×10~(-15)与6.0×10~(-15);铯钟对应的稳定度指标分别为1.9×10~(-13)、1.1×10~(-13)、7.9×10~(-14)和5.5×10~(-14);卫星钟差存在显著周期项,主周期分别近似为卫星轨道周期的1/2、1倍或2倍.     

年轻脉冲星周期-磁场分类及演化

年轻脉冲星多处于超新星遗迹(Supernova Remnant, SNR)中, 其分为转动供能脉冲星(Rotation-powered SNR-PSR)、磁星(Magnetar)和中心致密天体(Central Compact Object, CCO), 这3类年轻脉冲星有着不同的自旋周期及磁场强度分布. % 其中, 遗迹磁星(SNR-Magnetar)的平均自旋周期比转动供能遗迹脉冲星大近一个量级, 平均磁场强度高近两个量级. % 同时, 中心致密天体比转动供能遗迹脉冲星的平均磁场强度低近两个量级. % 这3类年轻脉冲星不同的物理性质, 可能源于其不同的前身星或不同的超新星爆发过程, 也可能源于其中子星诞生后的不同演化过程. % 此外, 转动供能遗迹脉冲星比年轻的转动供能非遗迹脉冲星具有更快的平均自旋周期、更大的平均磁场强度和更短的平均特征年龄. % 这暗示新诞生的中子星经时间约为$10^5$--$10^6$yr的演化过程, 其自旋速度将减小近一半, 同时其磁场强度也将衰减近一半.     

1987年9月23日日偏食云台多波段联合观测

本文给出了1987年9月23日云南日偏食射电多波段观测结果。 1.取得了太阳活动低年射电太阳半径:在8.2厘米、10.6厘米、21.1厘米三波段分别为1.060、1.068和1.083r⊙。 2.暗条N—2上空射电源被观测到:它们在三波段立体角范围分别是0.4～1.0×10~(-8)Sr,1.2～2.0×10~(-8)Sr,4.2×10~(-8)Sr;平均亮温度分别在1.0～1.2×10~6K,1.7～2.4×10~6K,3.4×10~6K。 3.观测到日珥E—1上空射电源:立体角范围在三波段分别为0.4×10~(-8)Sr,0.3×10~(-8)Sr,0.8×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度分别为3.0×10~6K,5.3×10~6K,8.0×10~6K。 4.谱斑上空射电源观测到3个,三波段立体角分别为0.8～1.3×10~(-8)Sr,0.8～1.8×10~(-8)Sr,1.6～6.0×10~(-8)Sr。全是热源,平均亮温度分别为0.7～0.8×10~6K,1.0～1.1×10~6K,1.0～2.8×10~6K。晕的辐射标度分别为8.0×10~(28)电子数~2/厘米~5,6.7×10~(28)电子数~2/厘米~5,3.7×10~(28)电子数~2/厘米~5。 5.在日面西北边缘100°～115°范围内观测到日冕凝聚区,它的立体角范围在三波段分别是0.3～0.7×10~(-8)Sr,0.6×10~(-8)Sr,1.3×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度在三波段分别为0.8～1.6×10~6K,5.4×10~6K,7.4×10~6K。它的延伸高度在三波段分别为2.10×10~4km,3.53×10~4km,4.72×1     

乌鲁木齐天文站脉冲星观测研究新进展

乌鲁木齐天文站自 1 999年研制完成 1 .5GHz频段室温双偏振消色散接收系统。 2 0 0 2年又完成 1 .5GHz频段致冷式双偏振消色散接收系统。我们成功地完成了第一个国际合作协议的任务。为在我国建立高灵敏度的观测脉冲星设备和取得优秀的脉冲星观测结果作出了贡献。为了进一步发展乌站脉冲星观测 ,第二个合作协议包括利用致冷式系统进行脉冲星大样本的监测和建立低频段的基带技术的消色散系统。     

基于实测数据的综合脉冲星时研究

介绍了脉冲星计时在几个重要方面的应用,给出了脉冲星时间尺度的简要定义.基于澳大利亚PARKES天文台的毫秒脉冲星实测计时数据,建立了基于4颗毫秒脉冲星的综合脉冲星时,并将其稳定度σz与原子时进行比较,最后分析了影响综合脉冲星时的几个重要因素及其对脉冲星计时精度的影响与应用.