报告人：杜源杰空间中心 2013-08-22

报告人：杜源杰空间中心

2013-08-22

脉冲星辐射机制和辐射区域

Du Y. J.Du Y. J., Qiao G. J., Han, J. L., Lee K. J. & Xu R. X. 2010, MNRAS, 406, 2671-2677 (model), Qiao G. J., Han, J. L., Lee K. J. & Xu R. X. 2010, MNRAS, 406, 2671-2677 (model) Du Y. J.Du Y. J., Han, J. L., Qiao G. J. & Chou C. K. 2011, ApJ, 731, 2 (vela), Han, J. L., Qiao G. J. & Chou C. K. 2011, ApJ, 731, 2 (vela) Du Y. J.Du Y. J., Qiao G. J., Han, J. L. & Wang W. 2012, ApJ, 748, 84 (crab), Qiao G. J., Han, J. L. & Wang W. 2012, ApJ, 748, 84 (crab) Du Y. J.Du Y. J., Qiao G. J. & Chen D. 2013, ApJ, 763, 29 (MSP), Qiao G. J. & Chen D. 2013, ApJ, 763, 29 (MSP)

报告内容研究背景研究背景 VelaVela 脉冲星射电和伽玛波段脉冲辐射脉冲星射电和伽玛波段脉冲辐射 CrabCrab 脉冲星多波段（射电到脉冲星多波段（射电到 TeVTeV ）辐射）辐射毫秒脉冲星射电和伽玛波段脉冲辐射毫秒脉冲星射电和伽玛波段脉冲辐射总结总结

研究背景——脉冲星辐射 2008 年以前，人们只发

现七颗伽玛射线脉冲星；

Fermi 伽玛射线望远镜升空以来，五年年时间里已发现 132 颗伽玛射线脉冲星，包括年轻脉冲星和毫秒脉冲星

这为我们深入研究脉冲星的高能辐射带来了前所未有的机遇和挑战。

背景介绍——脉冲星辐射物理脉冲辐射的物理图像

主要的研究问题：辐射区域和辐射机制

Yong Pulsar MSP

J0437-4715J0101-6422J0034-0354

伽玛射线脉冲轮廓两个尖锐的主峰， P1的宽度比 P2的窄

P1 与 P2 的相位间隔为 0.42 ， P1/P2 随能量变化

在桥辐射中间有第三个峰 (P3) ，它的强度和相位位置也随着能量的变化而变化

P1

P3

P2

Vela 脉冲星的 GeV 相位平均谱

Hyper-exponential power law cut-off

Crab—— 多波段脉冲轮廓

双峰

“ 桥辐射”

相位对齐

Crab——TeV 脉冲轮廓

Crab ： 50-400 GeV 谱

Fermi data

Crab—— 相位平均谱

Ku

iper et al. 2001, A

&A

, 378, 918

研究背景——毫秒脉冲星分类

MSP

J0034-0534 J0101-6422 J1744-1134J0437-4715

Radio Lag

研究背景 —— J0034-0534

• Phase aligned

研究背景 —— J0101-6422Moderate radio phase lag (Δ 0∼ .2–0.3)

研究背景 —— J0437-4715

Larger radio lag (Δ 0∼ .43)

研究背景 —— J1744-1134γ -ray peak precedes the radio peak

脉冲星高能辐射模型外间隙模型 (Cheng 、 Roman

i)

极冠模型 (Harding)

双极交脊模型 (Dyks)

狭长间隙 (Harding)

环间隙模型 (Qiao)

分离层模型 (Bai)

极冠模型（ Vela ）Daugherty & Harding 1996

辐射高度： 2—3 中子星半径很小的磁倾角： α非常小，接近于正转子

外间隙模型（ Vela ）

Romani & Yadigaroglu 1995• 同时给出了伽玛射线、 X射

线和射电脉冲轮廓• 伽玛射线辐射（ P1和 P2 ）

来自于一极；而射电辐射来自于另一极的极冠区

Comments from Lommen et al. 2007 “Our results imply a connection be

tween the radio and X-ray emission mechanisms for Vela that is not consistent with outer gap model … It is not clear how a correlation could exist between the radio and high energy regimes in these models”.

双极交脊模型（ Vela ）Dyks & Rudak 2003

静态偶极场rmax< 0.95RLC

Caustics in water

修正的双极交脊（ Vela ）Fang & Zhang 2010, ApJ

Retarded dipole field

Yu, Fang & Jiang 2009

环区和核区环间隙模型最早是由 Qiao et al. (2004) 提出的。

临界磁力线 critical field line 把整个开放磁力线区域分成了核区 core gap 和环区annular gap 两个部分。

环区的半径对于短周期的年轻和毫秒脉冲星而言是更大的，因此这个区域是个理想的“加速器”，它有足够高的电势差来加速带电粒子从而产生各个波段的脉冲辐射。

Ruderm

an & S

utherland 1975

轮廓模拟的思路

(0)rλ)κ (1)(rλκ )(r NNs ψψ

α,ψ

Re (α,ψ)

θnull (α,ψ)

rN (0)

rN (ψ)

CentralEmission height

Gaussian distribution

]2

)(exp[),(

2

20

2

llI Io

Aberration retardation

Project onto the sky

I(φ0,ζ0)256 bins of φandζ

I(φ,ζ)

View angle

轮廓模拟的详细步骤

划分极冠区投影到天球上的辐射强度辐射方向辐射相位脉冲轮廓

StepⅠ: 划分极冠区Dividing polar cap

Projected intensity

Emissiom direction

Emission phase

Light curve plotting

磁倾角 α: 70 deg 视线角 ζ: 64 deg 临界磁力线 θN (ψ)

最后开放磁力线 θP (ψ)

磁力线的“足点（ footpoint ）” 环区和核区各分为 40 个圈（ ring

s ）

Core Gap

Annular Gap

Torus fitting

ζ

(Ng & Romani 2008)

PA fittingα β(Johnston 2005)

StepⅡ：投影到天球上的辐射强度

两个高斯分布的强度用来计算投影的辐射强度：

• 每条磁力线上的强度有一个高斯分布 (参数 : κ,λ,σarc_AG,σarc_CG, ratio, I1, I2 , ICG)

• 在同一磁力线平面 (ψ) 内的一簇磁力线上最强的辐射强度遵循另一个高斯分布：

(参数 : σpeak_AG,σpeak_CG)

• 环区和核区所用参数略微不同。

Dividing polar cap

Projected intensity

Emissiom direction

Emission phase


共转自转轴坐标系中的方向 nspin

磁坐标系中磁力线上每点的辐射方向 nB

Step : Ⅲ 辐射方向Dividing polar cap

Projected intensity

Emissiom direction

Emission phase


观察者坐标系中的方向 nobserver = {nx, ny, nz}

Tα

光行差效应

)/narctan(n xy0 )nnn/arccos(n 2z

2y

2xz0

Step Ⅳ: 辐射相位• 辐射高度差效应（ Retardation effect ）需要用来修正上一步得到的相位φ.

• 由于光子在不同的位置上产生后，需要运行不同的时间才能飞出磁层，因此就会有一个相位差 Δφret 。这会导致在更高位置上产生的光子会先到达地球。

• 最终的相位为 φ= φ0 -Δφret 。

Dividing polar cap

Projected intensity

Emissiom direction

Emission phase


LCret Rr /)cos( Wang et al. 2006

Step Ⅴ: 脉冲轮廓在环间隙和核间

隙框架下， Vela脉冲星多波段的模拟轮廓（黑色实线 256 bins ）与观测轮廓（红色实线）

P1 和 P2 来自于环区， P1的辐射高度略低于 P2

P3 和桥辐射来自于核区

Dividing polar cap

Projected intensity

Emissiom direction

Emission phase


射电相位超前环间隙模型可以解释射电峰比 P1相位超前约 0.13 。

射电辐射产生于环区（比伽玛射线辐射）更高更窄的辐射区。

单极的环间隙和核间隙模型就能解释 Vela 的伽玛射线辐射和射电辐射。

环间隙加速电场 (E‖) 产生

• 产生的原因：在光速圆柱半径附近，磁流管中的带电粒子由于不能随中子星共转而逃逸出磁层。为了保持整个系统的电中性，中子星必须补偿所逃逸的带电粒子，当这些粒子流动时，由于偏离了当地的 GJ电荷密度，故平行与磁力线方向的电场因此而产生。

• 电流回路闭合 : 环区和核区输出电荷符号相反的带电粒子。

E‖计算微磁流管（ beamlet ）

逃逸高度： r1 = RLC

逃逸粒子的电荷密度 :

RLC

Ω

)()( 1 LCGJb Rr

E‖计算结果

• 粒子数守恒和磁通量守恒

• 泊松方程：

初级粒子的能谱流动初级粒子的数密度为：

当加速电场与曲率辐射相平衡时，洛伦兹因子为

初级粒子的能谱一般为幂律谱 dN/dγ ＝ N0 γ-a

确定辐射高度 P1 ：高度分布范围小

P3 + bridge ：高度分布范围广

P2 ：高度分布范围广，但由于光性差效应和辐射高度差效应被压缩

同步－曲率辐射谱

初级粒子的同步 -曲率辐射谱：

投射角

模拟的脉冲轮廓在环间隙和核间隙框架下， Vela 脉冲星多波段的模拟轮廓（黑色实线， 256 bins ）与观测轮廓（红色实线）

P1 和 P2 来自于环区，P1的辐射高度略低于P2

P3 和桥辐射来自于核区

Du Y. J.Du Y. J., Han, J. L., Qiao G. J. & Chou C. K. , Han, J. L., Qiao G. J. & Chou C. K. 2011, ApJ, 731, 22011, ApJ, 731, 2

射电相位超前环间隙模型可以解释射电峰比 P1相位超前约 0.13 。

射电辐射产生于环区（比伽玛射线辐射）更高更窄的辐射区。

单极的环间隙和核间隙模型就能解释 Vela 的伽玛射线辐射和射电辐射。

Vela 相位平均谱 3 个成份（ P1 、 P

2 和 P3 ）的曲率同步辐射

位置确定： P1: 0.62RLC, ψ=-110°

P2: 0.75RLC, ψ=131°

P3: 0.28RLC, ψ=-104°

三个自由参数： γ min 、 γ max 、 Ω

相位分离谱• P1 和 P2：位于环区的磁力线，投射角较大，次级粒子的同步辐射对 <1GeV 能断的贡献不可忽略

• P3 ：位于核区的磁力线，投射角小，初级粒子曲率辐射主导

发射率和辐射高度的关系开放磁力线上每点的发射率并不是均匀的；它们在峰位置附近近似呈高斯分布。

Crab ： radio-TeV

>20GeV 的脉冲辐射刚刚被切伦科夫望远镜 MAGIC与 VERITAS发现，相位对齐的脉冲轮廓

P1 和 P2 来自于环区，各波段的辐射高度相似导致相位对齐的脉冲轮廓

桥辐射来自于核区，核区辐射贡献的大小取决于视线角（ ζ=63deg ）。

Du Y. J.Du Y. J., Qiao G. J.,& Wang W. 2012, ApJ, 748, 84, Qiao G. J.,& Wang W. 2012, ApJ, 748, 84

Crab ：全波段谱• 100eV 到 10MeV ：次级电子对同步辐射的贡献

• 100MeV 到 20GeV ：初级粒子同步辐射和曲率辐射的贡献

• >20GeV: 次级电子对的逆康普顿散射的贡献

毫秒脉冲星 PSR J0034-0354Du et al. 2013, ApJ, 763, 29

年轻脉冲星 Du et al. 2010, MNRAS, 406, 2671

毫秒脉冲星 Du et al. 2010, MNRAS, 406, 2671

脉冲辐射——小结在自洽的环间隙模型框架下，我们模拟的 Vela 、 Crab 脉冲星多波段的伽玛射线脉冲轮廓、相位平均谱和相位分离谱，可以较好的反映观测现象。

环间隙模型很好的解释了 Vela 的 P3 （包括脉冲轮廓和谱）的特征。

环间隙模型还可以很好的解释毫秒脉冲星、 Crab 和Vela 射电相位问题。

环间隙模型很好的解释了 Crab甚高能（ >100GeV ）的脉冲辐射问题。

此研究方向已发表了四篇论文：一篇于 2010 年发表在 MNRAS上；另外关于 Vela 脉冲星（ 2011 ）、 Crab 脉冲星（ 2012 ）和毫秒脉冲星（ 2013 ）的三篇论文均发表在 ApJ 上。

谢谢各位老师和同学！

报告人：杜源杰 空间中心 2013-08-22

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报告人：杜源杰空间中心 2013-08-22