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脉冲星研究的现状与展望
乔国俊北京大学文理学院天文学系
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脉冲星研究的现状与展望
I. 简介
II. 引力波的检测
III. 新天体的搜寻 IV. 对“磁星”的挑战 V. 广阔的前景、(守时性和导航)
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近近 5050 年来的发现年来的发现 Many discoveries over the Many discoveries over the
past 50yrpast 50yr– 脉冲星脉冲星– 微波背景微波背景– Cosmic EvolutionCosmic Evolution– Dark Matter in galaxiesDark Matter in galaxies– QuasarsQuasars– Jets + Superluminal Jets + Superluminal
motionmotion– 引力辐射间接验证引力辐射间接验证– Aperture SynthesisAperture Synthesis– Cosmic MasersCosmic Masers– Giant Molecular CloudsGiant Molecular Clouds
脉冲星的发现
大约 70% 脉冲星是 Parkes 射电望远镜发现的
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脉冲辐射的产生:灯塔模型
谢 谢 !
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PSR 0329+54, P=0.715s
PSR 0833-45, P=89 毫秒
PSR 1937+21, P=1.558 毫秒
PSR 1937+21: P=0.001,557,806,448,872,75(3) 秒
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SGRs,AXPs
High BRadio
Pulsars
MillisecondRadio
Pulsars
V. Kaspi 2006
GRB
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Observations of gamma-ray pulsars
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8
Pulses at1/10th true rate
Where we are…Gamma Only
MSP
Radio+Gamma
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Thompson, astro-ph/0312272 Abdo et al. 2010,ApJS
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脉冲星研究的现状与展望I. 研究历史简介
II. 引力波的检测
1 )间接检测 2 )直接检测 3 )作为引力波源被检测
III. 新天体的搜寻 IV. 对“磁星”的挑战
V 、广阔的前景
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脉冲双星 B1913+16
Hulse & Taylor , 1975
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23/4/20 12 Taylor, J.Astrophys.Astr. 1995
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Post-Keplerian Timing Parameters : PSR B1913+16 Taylor, J.Astrophys.Astr.1995
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PSR B1913+16
Weisberg, 2005
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Weisberg &Taylor, 2004 astr-ph/0407149
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Weisberg &Taylor, 2004 astr-ph/0407149
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Rate of orbital period change in other gravitational theories, normalized to G.R
Weisberg 2005
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PSR J0737-3039
Kramer et al. 2005,astr-ph/0503386
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PSR J0737-3039 : the advantages of Double PSR
Lyne 2005
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The future fate of B1913+16 in 50 Million Year Timesteps
Size of Sun
Now250 M.Y.
Weisberg 2004
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Double Pulsar J3037-3039
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脉冲星研究的现状与展望I. 研究历史与已有成果
II. 引力波的检测 1 )间接检测 2 )直接检测 3 )作为引力波源被检测
III. 新天体的搜寻 IV. 脉冲星是中子星还是夸克星? V. 脉冲星 - 磁星 - 伽玛暴
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23/4/20 24 Kip,S.T. 2001
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大爆炸(年)
0.00001 1
100,000
1,000,000
1,000,000,000 1
5,000,000,000
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Direct Observations of gravitational waves (GW)
The Laser Interferometer Space Antenna (LISA)
Base line:5 million KM, Frequency: 10 - 1 to 10 - 4HzObjects: Massive BH merging …
GW: nanometers
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Direct Observations of gravitational waves (GW)
Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) in the USA consisting of two facilities, one at Hanford (WA) and the other at Livingston (LA), hosting two 4-km and one 2-km interferometers
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Possible detections of GW
Possible GW
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Gravitational wave backgroundGravitational wave background
Pulsars=arms of huge gravitational wave Pulsars=arms of huge gravitational wave detectordetectorSearch for spatial patterns in timing residuals!Search for spatial patterns in timing residuals!
Manchester & Lyne, 2003
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Error in Earth Velocity Manchester & Lyne, 2003
Dipole - Opposite sign in opposite directions
Quadrupole -Opposite sign in orthogonal directions
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脉冲星研究的现状与展望
I. 研究历史与已有成果
II. 引力波的检测 1 )间接检测 2 )直接检测 3 )作为引力波源被检测
III. 新天体的搜寻 IV. 脉冲星是中子星还是夸克星? V. 脉冲星 - 磁星 - 伽玛暴
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Neutro-star/Neutron-star Inspiral
Kip,S.T. 2001
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23/4/20 33
Binary Black Hole Mergers
Kip,S.T. 2001
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23/4/20 34Kip S. Thorne,2001Rogan,et al. astro-ph/0605034
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Gravitational wave background from Big BangGravitational wave background from Big Bang
For example, van Straten et al. (2001) : over 40months of observing PSR J0437-4715
obtained a residual root-mean-square of only 130 ns
To be improved. ~ 3GHz or higher
DM(dispersion
measure)
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脉冲星研究的现状与展望
I. 研究历史与已有成果
II. 引力波的检测
III. 新天体的搜寻 脉冲星 - 黑洞;亚毫秒脉冲星; IV. 脉冲星是中子星还是夸克星? V. 脉冲星 - 磁星 - 伽玛暴
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The BH-PSR system
1). Strong gravitational effects; 2). Gravitational microlensing effects (Self-lensing by binary, Gould,1995)
3). Effects of event horizon!4). Particle beam action with the BH
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Stellar mass BH: a compact object with Mass>3Msun
– neutron star neutron degeneracy pressure balances gravity • Oppenheimer
– black hole so massive that nothing can balance gravity
collapse to a point singularity Mass of an invisible star > 3 M⊙ :
black hole !
Supernova
sunNS 3MM
Zhang X.N., 2005
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Difficulties to search for BH-PSR system
Several groups have been searching for BH-PSR system, but It does not find one!
● For shout orbit period binary: it is very difficult to find it! DM, P, Tobt, e,…
●Can we find it at X-ray bands?
Zhang, Qiao, Han, 1998,PABei,16,274
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23/4/20 41
Accretion induced
collapse (AIC) of WD
=>0.1ms SS
Du,Xu,Qiao,Han,. MN , 2009
If a pulsar: P<0.5ms? =>
Quark Star!
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23/4/20 42
Possible test of SS and NS
1. Rotational period: SS can reach sub-millisecond2. Mass-radius. 3. Solid strange star or NS?4. Binding energy of the surface. Bare strange star. Can we take a test from radiation: The difference between vacuum gap and free flow?
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23/4/20 43http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0211/0211_illustration.pdf
Neutron Stars
v.s.
Quark Stars
Pulsars: Neutron or quark stars?Pulsars: Neutron or quark stars?
“To probe pulsars by GW” http://vega.bac.pku.edu.cn/rxxu R. X. Xu
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Milestones in detecting PSRs faster and fasterMilestones in detecting PSRs faster and fasterMilestones in detecting PSRs faster and fasterMilestones in detecting PSRs faster and fasterSp
in
freq
uen
cy
P ~ 1s (1967)
Sub-ms periods (P < 1 ms)
Keplerian frequency (Mass-shedding limit)
Stable axis-symmetric spin (GW radiation)
P = 33ms (1968)
P = 1.6ms (1982)
P = 1.4ms (2006)
PSR 1937
Crab
PSR 1748
XTE 1739P = 0.89ms (2007)?
Only possible in QS model !
“To probe pulsars by GW” http://vega.bac.pku.edu.cn/rxxu R. X. Xu
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23/4/20 45
脉冲星研究的现状与展望
I. 研究历史与已有成果
II. 引力波的检测
III. 新天体的搜寻 IV. 对“磁星”的挑战 V. 广阔的情景
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23/4/20 46
反常 X 射线脉冲星( AXP ) & 软伽玛重复暴( SGR )
SGRs,AXPs
High BRadio
Pulsars
RadioPulsars
MillisecondRadio
Pulsars
V. Kaspi 2006
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23/4/20 47
Basic observations: AXP
spin periodsP: 2-- 12 s , 10 Know Pdot≈ 10-13 to 10-11 s/s, spinning down
Large timing noise Edot< LX spin down time scales: 103—105 yr very soft X--ray spectra lack of bright optical counter parts SNR
Mereghetti, et al. astroph/0205122
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23/4/20 487-29-2009
Basic observations: SGR
super-outbursts 1044reg/s (low-energy gamma-ray and X-ray bursts)
Observations for AXP: spin periods P: 5-- 8 s
Pdot ≈ 10^-13 to 10-11 s/s
Large timing noise Edot <LX soft X--ray spectra secular spin down on time scales: 103—105 yr lack of bright optical counter parts SNR
Mereghetti, et al. astroph/0205122
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23/4/20 49
Models
Edot < LX
==
1) Accretion => energy2) B => energy: Magnetar 3) Glitch NS => energy4) Quark star => energy
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对 magnetar 模型的挑战• 射电脉冲星 J1847-0130 ●Anti-Magnetar: PSR J1718-3718 PSR J1852+0040
B ~ 9.4 × 10^13 G ; Lx = 5.3×10^33 erg/s
B ~ 7.4 × 10^13 GX-ray E_dot = 3.0 × 10^32 erg s^−1
Bs = 3.1×10^10 G 强磁场≠》 X-ray 辐射 辐射≠》强磁场 • Radio: XTE J1810–197
AXP 1E 1547.05408 AXP 1E2259+586,
射电 《≠》 弱磁场 B ~ 5.9 × 10^13 G
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对 magnetar 模型的挑战
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23/4/20 52
AXP XTE J1810–197 :p=5.54 s, B=1.7x10^14 G
Camilo at al. ApJ. 2007,669,561
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23/4/20 53
AXP XTE J1810–197
Camilo et al.2007,ApJ.659 , L37
polarimetric profiles over time andfrequency.
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23/4/20 54
AXP 1E 1547.05408
1.4–8.4 GHz. 8.4 GHz.
Camilo et al.2008,ApJ.
P = 2.069 s, B = 2.2 × 10^14 G,
100% linearly polarized
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几种脉冲星的比较
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Rea et al. ,arXiv:1010.2781 56
![Page 57: 2015-11-201 脉冲星研究的现状与展望 乔国俊 北京大学文理学院天文学系 2015-11-202 脉冲星研究的现状与展望 I. 简介 II. 引力波的检测 III. 新天体的搜寻](https://reader037.vdocuments.pub/reader037/viewer/2022102422/56649f325503460f94c4da90/html5/thumbnails/57.jpg)
persistent thermal emission requires an interiorenergy reservoir
total internal magnetic energy
B=1015G, EB=1.7×1047 erg
57
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SGR & AXP : Magnetars or Quark Stars?
Mcrust 10^-6 Msun ---10^-5 Msun
58
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59
SGR & AXP : Magnetars or Quark Stars?
Mcrust 10^-6 Msun ---10^-5 Msun
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23/4/20 60
脉冲星研究的现状与展望
I. 研究历史与已有成果
II. 引力波的检测
III. 新天体的搜寻 IV. 对“磁星”的挑战 V. 大设备、大前景
![Page 61: 2015-11-201 脉冲星研究的现状与展望 乔国俊 北京大学文理学院天文学系 2015-11-202 脉冲星研究的现状与展望 I. 简介 II. 引力波的检测 III. 新天体的搜寻](https://reader037.vdocuments.pub/reader037/viewer/2022102422/56649f325503460f94c4da90/html5/thumbnails/61.jpg)
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Conclusion: there is bright future
There is a new chance for us: SKA, FAST▬▬▬► ♣ pulsar black-hole systems ♣ sub-millisecond pulsars ♣ timing highly-stable millisecond pulsars: Gravitational wave background from Big BangGravitational wave background from Big Bang
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23/4/20 62
The Square Kilometre Array (SKA)
SKA (Square Kilometre Array)• Cradle of Life, • Probing the Dark Ages, • The origin and evolution of Cosmic Magnetism, • Strong field tests of gravity using PSR and BH • Galaxy evolution, cosmology and dark energy,
FAST(The Five-Hundred-meter Aperture
Telescope) -Spectral Lines; -Pulsar Survey; -Pulsars and Gravitational Wave; -Galaxy;-Cradle of Life Arecibo: effective aperture-200m , FAST-300m, the sensitivity is 2.25times than Arecibo.
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23/4/20 63
Simulated Galactic pulsar population Discovered in a SKA survey of the entire sky. 20, 000 pulsars will be found!!!
Cordes et al. astr-ph/0505555
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23/4/20 64
For a background of SMBH binaries: hc = A f-2/3
.1 s5 years
Expected Regime
1 s, 1 year(Current ability)
.1 s10 years
SKA10 ns5 years40 pulsars
Jenet,F. A., 2005
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23/4/20 65
Thank you !
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23/4/20 66
Double Binary PSR J0737-3039
Kramer et al 2005
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23/4/20 67
A Pulsar Timing Array
· Accurate timing for PSR at different directions Improve parameters of PSR ▬▬▬► * It can direct test the GW * Background GW of massive BH * PSR timing clock
![Page 68: 2015-11-201 脉冲星研究的现状与展望 乔国俊 北京大学文理学院天文学系 2015-11-202 脉冲星研究的现状与展望 I. 简介 II. 引力波的检测 III. 新天体的搜寻](https://reader037.vdocuments.pub/reader037/viewer/2022102422/56649f325503460f94c4da90/html5/thumbnails/68.jpg)
23/4/20 68
Other sources of GW
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AXP XTE J1810–197 : 1.4G
P^dot 及流量随时间的变化
Camilo et al.2007,ApJ.663 , 497
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23/4/20 70Casares, stro-ph/0612312,