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)

星际电子密度分布不规则性的尺度

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)

2

2F

F

d

ar

ru

r

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

星际介质中的随机湍流导致观测平面上的闪烁图案的不稳定；

— —观测者 星际介质 脉冲星三者之间的相对速度，使得变化着的闪烁图案相对观测者又有移动；

射电强度在空间上的变化反映为强度随时间的变化

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

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

单个脉冲：内秉变化

平均脉冲： 内秉变化？ 星际闪烁？

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)

贰二 理论模型

• 薄屏模型

• 厚屏模型

• 双成分模型

薄屏模型 角径的展宽

通过屏所看到的源的视角径为 :

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

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

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

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 :

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)]

闪烁指数 m:

闪烁时标 :

结构区对数斜率 p:

r r

/ 2m D

pD

r ( ) / 2rD D

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！

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。

乌鲁木齐观测 92cm 的PSR B0329+54 流量密度时变

乌鲁木齐 18cm 观测的 70 颗脉冲星的流量变化

Stinebring 等 2000 长达五年监测资料

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W 是间隔为天的次数

1 1 0 1 0 0

0 . 0 1

0 . 1

Str

uc

tur

e F

un

cti

on

L a g ( d a y s )

PSR0329+54的时变图和结构函数图

0 1 0 0 2 0 0 3 0 0 4 0 0 5 0 0

0 . 0

0 . 5

1 . 0

1 . 5

2 . 0

2 . 5

Flu

x/<

Flu

x>

T im e ( d a y s )

•四 理论拟合脉冲星流量密度的自相关函数（钱善瑎 1995 ） :

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

4C

2

4 410NCC

2NC

散射强度 和散射角 依赖于 :*Q s

(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

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 :

如果满足条件则功率谱符合一个幂率谱形式 :

不存在湍流过程星际分子云集团非连续的相互重叠

κ outer≤κ ≤κ innerr

起主导作用 , 当 4 时

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 4

PSR B1642-03

11/ 3 时调整其它四个参数得到的理论结构函数

时调整其它四个参数不能得到和观测相符的结构函数

4

(2) D

给出距离估计的误差为 : 1.5---2倍

•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

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+57PSR B0525+21PSR B2111+46PSR B0329+54PSR B0740-28

Cordes 和 Lazio, 2002 NE2001 电子密度模型

PSR B1642-03PSR B0736-40

H I吸收线测量法

(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

4

4

3.85 10

2.53 10

ISS

ISS

A

A

Gupta 等 , 1994

Cordes 和 Rickett, 1998

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

距离和速度确定后 , 其它的三个参数对结构函数的影响

4C H

(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

(5) 星际介质散射强度Cordes 等 1985 散射强度公式 :

时:

2

4 410NCC

4C 作为自由参数

• 单频结果（ 610MHz ）

• 双频结果（ 327MHz 和610MHz)

（ 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

PSR B1642-03: S 谱 (S2000) PSR B0329+54: 不确定 (S2000)

(4 ) / 20(4 ) / 2

( )2

dmm

不同

(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

距离的测量误差对结构函数的影响

距离的测量误差对结构函数的影响不大

25%

速度的测量误差对结构函数的影响

速度的测量误差对结构函数没有太大的影响

±30 公里 /秒

乌鲁木齐 S2000 327MHz 610MHz

• 在这两个频率上 , 电子密度涨落谱都 符合 Kolmogorov 谱

• 理论拟合得到的 C-4 的值随频率的增大 而减小

五 讨论

1 国内这个选题的研究仅仅是个开端 , 今后将继续 这方面的工作

2 目前的理论不能解释所有脉冲星的流量长期 变化 , 需要进一步改进理论模型

3 乌站 18cm 的观测时间跨度不够 , 信噪比不高 , 需要改进

谢谢 !