脉冲星在银河系内的分布

脉冲星在银河系内的分布

国家天文台王陈2009 年 7 月 23 日

摘要银河系内的脉冲星分布

观测到的正常脉冲星的分布观测到的毫秒脉冲星的分布

脉冲星的高速运动观测到的脉冲星高速运动不对称超新星爆炸导致脉冲星的高速运动踢出速度与自转的关系脉冲星动力学年龄与特征年龄的比较

银河系内脉冲星的内禀分布脉冲星诞生率、演化和死亡线光度分布和空间分布脉冲星高速度对空间分布的影响银道面附近的脉冲星分布

脉冲星的种类• 正常脉冲星• 毫秒脉冲星

•P < 100 ms•Pdot < 1e-17

• AXP 和 SGR（磁星）

•周期长 5-12s•B*>1e14G

•高能辐射

脉冲星 P-Pdot 分布图

脉冲星的种类• 正常脉冲星• 毫秒脉冲星

•P < 100 ms•Pdot < 1e-17

• AXP 和 SGR（磁星）

•周期长 5-12s•B*>1e14G

•高能辐射

观测到的正常脉冲星分布现在总共观测到约 1700 颗正常脉冲星（估计银河系中脉冲星总数约为 100,000 颗）

巡天观测主要是通过射电波段（如 400MHz ， 1

400MHz 等）观测有很强的选择效应，如：

平方反比率，越远的脉冲星越暗（ S=L/d^2)

银河系中心及另外半边（相对太阳）电子柱密度较大，星际色散（ DM ）和星际散射都很严重。

正常脉冲星的空间分布1715 颗正常脉冲星在银河系内的分布

银盘

正常脉冲星（ |b|<20° ）在银盘上的投影分布

Sun

Kramer et al. 2003, MNRAS, 342,1299

perseus

perseusSagittaniusCar

ina

Nor

maCru

x

Scu

tum

在旋臂上有聚集效应+

选择效应：太远，或 DM 太大，看不见

脉冲星（ |b|<20° ）沿银经的分布

脉冲星沿垂直于银盘方向（ z 方向）的分布

0.0 0.3-0.3 -0.6 -0.9 -1.2 -1.5 0.6 0.9 1.2 1.5

Z (kpc)

标高：脉冲星： ~ 300 pc

星族 I 恒星： 50~100 pc

毫秒脉冲星 (MSP) 的分布扣除球状星团中的 MSP ，约有 100 颗。周期小，难观测（星际色散、散射影响较大）。

D<3kpc ，或在球状星团中。大部分在双星系统中，伴星一般质量较小银盘投影密度 28+-12kpc^-2

标高～ 500pc ，与其前身 LMXB 基本吻合。L>0.3 mJy kpc^2 的 MSP 约有 200000 颗。

MS 分布图 fromATNF

毫秒脉冲星的分布：相对弥散较大

脉冲星的位置不是一直不变的！！运动得很快！

Hobbs figure

银道坐标

233 个脉冲星在银河系中的运动圆圈表示脉冲星，线条表示预测的脉冲星在 100 万年内的运动轨迹

（不考虑脉冲星径向速度）

Hobbs et al. 2005, MNRAS, 360, 974

脉冲星速度及观测分布可观测量：自行（ PM ）：脉冲星在天空背景上投影位置的变化（角速

度，单位：毫角秒每年， mas/yr ）自行的观测方法：

脉冲星测时（ timing ）观测可直接得到脉冲星在天空背景上的自行角速度。绝大多数脉冲星的自行都是用这种办法。（ PA chapter 5 ）

干涉阵测量脉冲星的星际闪烁限制其自行速度（ PA chapter 21.8 ）直接测量脉冲星位置随时间的变化。

注意：如果知道脉冲星到我们的距离，就可以算出其绝对自行速度 Vperp （ Km/s ）

自行速度 Vperp 只是天球面上的速度（垂直于视线方向）。

Guitar Nebular （吉他星云）中的脉冲星 B2224 ＋ 65 的高速运动

B2224+65

V = 1640 (D/1.6 kpc) km/s

1994 2001

1994 ：内圈

2001 ：外圈

Vperp = 1640 (D/1.6 kpc) km/s

Guitar Nebular （吉他星云）中的脉冲星 B2224 ＋ 65 的高速运动

SNR G5.4-1.2 附近脉冲星 1757-24 的高速运动

Bow shock:J0437-4715

其它年轻脉冲星的高速运动

B1508+55B1508+55 D = 2.37 +0.23-0.20 kpc

PM = 96.6 mas/yr

V = 1083 +103-90 km/s

（ P = 0.7397 s ）

VLBA 用三角视差法测量脉冲星的距离和速度

位置随时间移动


233 个脉冲星自行速度的 2D 分布 ( 垂直视线方向速度）

所有 233 个脉冲星特征年龄 t_c < 3 Myr

毫秒脉冲星正常脉冲星（非 recycled ） <V2D>=246(22) Km/s

<V3D> = 4<V2D>/ = 2<V1D>

<V2D>=87(13) Km/s

为什么脉冲星速度这么大？

脉冲星前身是 OB 型星，速度～ 30 Km/s脉冲星速度 100 － 500Km/s ，个别 >100

0 Km/s

问题？

脉冲星高速度的起源

可能原因：双星轨道破裂（超新星爆炸时发

生）一般只能产生不大于 100Km/s 的速度，想得

到更高的速度要求爆炸前双星距离非常小。不对称超新星爆炸给予中子星踢出

速度可以达到 1000Km/s 以上。

不对称超新星爆炸导致脉冲星高速运动

火箭效应

Vkick

不对称超新星爆炸给予中子星踢出速度

Core

shell

SNR

pulsar

证据：成协的脉冲星 / 超新星遗迹系统

Guitar Nebular

B2224+65

SNR

V ～ 1600 Km/s

L ~ 6.5 kly

D ~ 0.015°T ~ 300 y

踢出速度和不对称爆炸的证据脉冲星双星系统中的观测特性需

要踢出速度的存在 PSR J0045-7319 双星系统（ pulsar/B-sta

r ） PSR B1913+16 和 PSR J0737-3039 一些双星其系统速度很大，如 X-ray 双星

Circinux X-1 （ V_sys > 500 Km/s ），以及PSR J1141-6545 （ V_sys ~ 125 Km/s ），

Be/X-ray 双星的高偏心率，必须有 kick 速度的存在

超新星和超新星遗迹的直接观测证据对 SNe 和 SNRs 的直接观测显示超新星爆

炸非球对称

SL

S

Vkick S

LPSR J0045-7319(P=0.93s, Porb=51 day)

B star

S

L

S LS L

轨道进动

踢出速度和不对称爆炸的证据脉冲星双星系统中的观测特性需要

踢出速度的存在 PSR J0045-7319 双星系统（ pulsar/B-star ） PSR B1913+16 和 PSR J0737-3039 （ MSP/N

S ）一些双星其系统速度很大，如 X-ray 双星 Circi

nux X-1 （ V_sys > 500 Km/s ），以及 PSR J1141-6545 （ V_sys ~ 125 Km/s ），


超新星和超新星遗迹的直接观测证据对 SNe 和 SNRs 的直接观测显示超新星爆炸非

球对称

S

L

S L

He star

S Vkick

S

L

PSR 1913+16

S

L

PSR J0737-3039A (P=22.7 ms)

PSR B(P=2.77 s)Orbital e=0.088, Porb=2.45h

Systemic proper motion ：Vkick>100 km/s

踢出速度和不对称爆炸的证据脉冲星双星系统中的观测特性需

要踢出速度的存在 PSR J0045-7319 双星系统（ pulsar/B-star ） PSR B1913+16 和 PSR J0737-3039 一些双星其系统速度很大，如 X-ray 双星 Ci

rcinux X-1 （ V_sys > 500 Km/s ），以及 PSR J1141-6545 （ V_sys ~ 125 Km/s ）


超新星和超新星遗迹的直接观测证据对 SNe 和 SNRs 的直接观测显示超新星爆炸

非球对称

S

L

脉冲星踢出速度的物理机制

三种主要机制流体动力学驱动机制：不对称物质抛射磁场－中微子驱动机制：不对称辐射电磁驱动机制：偏心磁偶极子的不对称辐射

流体动力学驱动机制塌缩核内质量分布不对称，使得超新星爆炸不对称，导致质量火箭效应（mass-rocket ）

不对称起源于爆炸前星核的超稳振荡（由壳层核燃烧驱动），如非径向的g-mode 振荡，另外 O-Si包层中的强烈对流可能导致更大的不对称性。

振荡幅度在塌缩过程中可以增大5－ 10倍。作用时标比较短，～ 100 ms O

Si Burning shells

Fe core

~107g/cm3

~109.5K

~0.4M

Seed for global asymmetry

中微子－磁场驱动机制塌缩引力能的 99% 都是转化为中微子辐射出去超强磁场导致不对称的中微子辐射，使得中子星获得反冲的 kick 速度（ neutrino rocket ）

需要很强的初始磁场（不小于 1e15 G ）作用时标～ 1s

几种可能的作用方式：弱相互作用宇称不守恒不对称的磁场强度分布磁场动力学效应

1. 弱相互作用宇称不守恒在强磁场中，中微子宇称相对于磁场方向是不对称的

要求磁场 : Vkick ~ 50 B15 km/s

2. 不对称的磁场强度分布BN

BS3. 磁场动力学效应

以上机制都要求 : B>1015G

不对称中微子辐射

中微子吸收系数取决于 |B| ，使得不同地方辐射的中微子强度不同。

要求 Vkick ~ 300 km/s

中微子驱动的对流会使某些区域会形成“暗斑”，导致辐射不对称。也要求磁场～ 1e+15 G

电磁驱动机制（ Harrison & Tademaru effect ， 197

5 ）

如果脉冲星的磁偶极子是偏心的，当其旋转时，磁偶极辐射会带走动量，从而对脉冲星有反冲作用，产生kick 速度

发生在脉冲星诞生之后，时标非常长（ 107 s ，不是“突然”的踢出）

Kick 速度取决于转动动能的损耗。要求初始自转周期比较小（ P_i < a few ms)

Vkick = 1400 (1 ms/P_i ) Km/s

Ωμ

如何限制踢出机制！

踢出速度与其它物理量的关系

脉冲星踢出速度与自转的关系（ spin-kick relation)

与踢出速度相关的物理量有没有？？？有：脉冲星自转轴方向（ spin ）

速度方向比较容易知道脉冲星自转轴方向比较难以限制三种测量（限制） spin 方向的方法：

利用年轻脉冲星星风云的形态来确定 spin ；利用脉冲星偏振轮廓数据来限制 spin ；对双星系统，可以通过其现在的轨道参数来限制spin-kick 关系。

Chandra X 射线望远镜对年轻脉冲星星风云的观测

Crab Vela

利用年轻脉冲星星风云的形态来确定 spin

Ψrot

V

Ψrot

V

•观测显示对这几颗年轻脉冲星，其自转轴方向与自行方向都比较一致•其初始周期 < 100 ms （除了 J0538+2817 ）

数据太少，而且这种方法只对周围有脉冲星星风云的年轻脉冲星有效！

Wang, Lai & Han 2006, ApJ

利用有 S型偏振轮廓的脉冲星观测数据，我们得到 24 颗脉冲星自转轴投影方向以及 spin-kick 夹角 .

脉冲星偏振轮廓限制脉冲星自转轴投影方向

Wang, Lai & Han 2006, ApJ

spin-kick 方向趋于一致

脉冲星双星系统中限制 Spin-kick 关系方法与假设

B A

B

A

(He star)

(NS)

B 星 SN 爆炸

两个假设 :爆炸前轨道圆化和同步假设，即

B 星的爆炸不影响 A 星的质量和运动（爆炸瞬间）

爆炸前

爆炸后

θ 为 L_i 与 L_f 的夹角； γ 为 V_k 与 L_i 的夹角

关键是 θ 值（前后轨道角动量之夹角）的测量：掩食光变曲线 S_Bf 与 L_f 的夹角。如对双脉冲星系统 PSR J0737-3039 。测地岁差（ geodetic procession ） S_Af 与 L_f 的夹角，因为 S_Af //S_Ai // L_i 即为 L_i 与 L_f 的夹角 θ

B

A

(NS)

爆炸后

双中子星系统（ NS/NS ）： ms pulsar + NS ， 8个

脉冲星与大质量伴星（ Pulsar/MS ）系统： 3 个

年轻脉冲星与重白矮星伴星系统（ Pulsar/MWD ）： 2 个

大质量 X 射线双星（ HMXB ）：仅考虑高偏心率的 HMXB ， 5 个

计算结果：脉冲星 / 大质量伴星系统

Pulsar/MWD

e 较大的 HMXB

踢出速度与自转的关系小结年轻脉冲星的星风云和射电脉冲星的偏振观测显

示 spin 与 kick 间有较强的关联：其方向趋于一致。前者相应的初始周期一般小于 100 ms 。

双星系统中 kick 与前中子星的 spin 一般不一致。相应中子星 spin 周期在几百毫秒左右。

spin-kick 方向一致性的起源

基本原理：

kick

NSP

如果，垂直自转轴方向的踢出力被平均抵消了，只剩下平行方向的持续作用力

Spin － kick 方向一致

如果，垂直自转轴方向的踢出力没有被抵消

Spin － kick 方向不一致

Spin-kick 关系对踢出机制的限制年轻脉冲星的星风云和射电脉冲星的偏振观测显示 spin 与 kick 间有

较强的关联：其方向趋于一致。前者相应的初始周期一般小于 100 ms 。双星系统中 kick 与前中子星的 spin 一般不一致。相应中子星 spin

周期在几百毫秒左右。

踢出时标约为几百毫秒到 1s

电磁驱动机制不起主要作用，

流体动力学机制和磁场－中微子驱动机制可能性较大。

观测结果

脉冲星动力学年龄与特征年龄动力学年龄：脉冲星以现在的速度从银盘诞生地运动到现在位

置所需的时间。特征年龄：磁偶极辐射使脉冲星损失自转角动量，从而周期变

大，从开始较小周期到现在周期所需的时间为特征年龄

特征年龄与动力学年龄之比较对年轻脉冲星，二者比较一致年老脉冲星其动力学年龄一般小于特征年龄可能机制：磁场耗散使 Pdot 变小从而

Plot ： t_c – t_k

脉冲星“流量” J(P)

P P ＋ dP

脉冲星诞生率

脉冲星“流量” J(P) 分布函数流量： P － P+dP 之间脉冲

星的流量

诞生率（单位：个 / 世纪） = 流量

类比：水的流量dVVSVdS

SSJ

VS ),(1

)( V

观测到的脉冲星流量随 P 的分布

Lorimer et al. 2006 MNRAS

不考虑 beaming 效应

最大值： 0.34±0.05 PSRs/century

or 每 300 年一个

考虑 beaming 效应

最大值：～ 1.4 PSRs/century

or 每 60 年一个

估计：诞生率约为每 60 - 300 年一个（光度 L_400>1 mJy kpc^2)

与超新星发生频率（ 50 年一个）吻合。

death-linedeath-line

脉冲星的演化与死亡线• 脉冲星在 P-Pdot 图上的演化： P 变大， Pdot 变小

• 磁场不变时： PxPdot 在演化中保持不变

• 磁场实际上在减小•当 pair production 停止时：脉冲星死亡死亡线

• 死亡线的位置取决于加速区域和机制

recycled

脉冲星的内禀空间分布和光度分布由于观测的选择效应，观测分布与内禀分布可能

不一样内禀空间分布和光度分布

径向分布垂直银盘方向分布光度分布，光度

研究这些分布有利于了解脉冲星的诞生和演化指导观测

脉冲星的内禀空间分布和光度分布Monte Carlo 模拟得到内禀分布

假定三个分布是独立的设定初始参数， Monte Carlo 模拟得到分布考虑观测效应，将分布与观测对比调整初始参数，使模拟结果与观测符合的最好注意：结果严重依赖于电子密度模型（定距离用）

S-model ，环向对称，平滑模型C-model ，（ NE2001 ）考虑星际介质的成团性（包括旋

臂结构）。更合理！

径向分布

• 朝银心方向增大，反银心方向变小• 靠近银心附近密度较小• 峰值在离银心 3kpc 左右

Ne S-model

Ne C-model

Lorimer et al. 2006, MNRAS, 372, 777

可以用 gamma 函数拟合

Sun

偏心的 gamma 函数拟合

Yusifov & Kucuk, 2004, A&A, 422, 545

z 分布

标高～ 330 pc ( 与观测分布基本一致） >> 星族 I 恒星标高 50-100 pc

Ne C-model


标高～ 330pc

Ne S-model

标高～ 180pc

可以用指数函数拟合

光度 L 分布

Ne S-model

Ne C-model


• 以前采用的分布：

• 最新拟合发现：

F ＝－ 0.77 （ Ne C-model ）

可以用幂律函数拟合

即： F ＝－ 1

（光度 L<0.1 mJy kpc2 的脉冲星很难计数）

)(LL

脉冲星相对于银道面的运动


银盘大致上远离银道面运动！

脉冲星高速度对其在银河系中分布的影响

脉冲星前身星－大质量恒星都集中分布在银盘上，其标高很小（ 50 － 100pc ），脉冲星刚诞生时也应该位于这个分布内。

超新星爆炸给予的高 kick 速度使得脉冲星重新分布

可以用模拟的方法研究高速度对分布的影响

脉冲星分布的模拟研究初始样本

演化后的样本

可“观测”的样本

位置、速度和年龄磁场和周期等

动力学其它量随时间演化

选择效应

观测数据

K-S 检验

See the review by Dunc Lorimer: astro-ph/0308501

Sun & Han 2004, MNRAS, 350, 232

脉冲星分布的模拟研究：结果

Sun & Han 2003, MNRAS

初始标高 60pc, 初始速度弥散 300Km/s

银道面和银心区域中的脉冲星

银道面特别是银心上电子密度比较大，星际散射很严重。

脉冲散射长度正比于 v － 4 ，低频散射较严重

低频（ 400MHz ）巡天很难发现银道面 ( 包括银心）上的脉冲星，高频（ 1400MHz ）才可以

通过高频巡天在银盘发现了大约 85 颗脉冲星

这些银道面上的脉冲星都比较年轻（刚诞生）

通过这些脉冲星的星际散射可以研究银盘的性质

星际散射对脉冲宽度的影响

总结银河系内的脉冲星分布


脉冲星的高速运动观测到的脉冲星高速运动不对称超新星爆炸导致脉冲星的高速度踢出速度与自转的关系脉冲星动力学年龄与特征年龄的比较

银河系内脉冲星的内禀分布脉冲星诞生、演化和死亡光度分布和空间分布脉冲星高速度对空间分布的影响银道面附近的脉冲星分布

聚集在银盘和旋臂上弥散较大

<V> ~ 256 Km/s ，部分 >1000Km/s

三种踢出机制spin-kick 关系限制踢出机制

磁场耗散导致 t_k<t_c

诞生率～ 60 － 300 年一个，死亡线

其 z 方向标高随时间而增大ρ(R): Gamma 函数 ;ρ(z): 指数 ;ρ(L): 幂率分布

物质密度高，散射严重

谢谢！

Other examples

原理：偏振轮廓的旋转矢量模型

Phase

脉冲星在银河系内的分布

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