脉冲星自转不稳定性 ---- 周期跃变与时间噪声 (pulsar astronomy: 4ed. chap. 7)

脉冲星自转不稳定性脉冲星自转不稳定性-------- 周期跃变与时间噪声周期跃变与时间噪声

(Pulsar Astronomy: 4ed. Chap. 7)(Pulsar Astronomy: 4ed. Chap. 7)

袁建平新疆天文台

参考文献：参考文献： Review: F. D’Alessandro, ApSS, 246, 73 A. G. Lyne , 1999, ptgr conf. 141 A. G. Lyne, et al. 1995 JApA, 16, 179

Paper: M. Yu, et al. 2013 MNRAS, 429, 688, J. P. Yuan, et al. 2010, MNRAS, 404,289, N. Wang, et al. 2000, MNRAS, 317,843 A. G. Lyne, MNRAS, 2000, 315, 534. G. Hobbs, et al. MNRAS 2010, 402, 1027.

2013/8/16 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC 2

内容内容一、跃变跃变的概述参数，跃变的发生，跃变的大小，跃变后的恢复，其它物理量的变化；二、时间噪声时间噪声的大小，时间噪声的周期性，时间噪声的功率谱

引言引言

脉冲到达时间：实测与模型之间的差值叫残差。残差不是白噪声：模型没有考虑到：自行、进动、伴星、自转

不稳定性（跃变和到达时间噪声）。

南山 25米

周期跃变：周期跃变：

自转突然加快： 10-10 ＜ Δν/ν＜ 10-5 ，短时标事件，不可准确预计，年轻脉冲星。

跃变跃变到达时间残差图：到达时间残差图：

频率变化图频率变化图

Lyne 1995

跃变跃变探测到 134 颗脉冲星总计发生 408 次跃变跃变数据库： http://www.atnf.csiro.au/people/pulsar/psrc

at/glitchTbl.html 已正式发表的

http://www.jb.man.ac.uk/pulsar/glitches/gTable.html 包括最新未正式发表的

Yu et al 2013

(Lyne et al. 2000)

跃变参数跃变参数

发生跃变的时间自转变化率的变化大小频率一阶导数的变化大小恢复时标恢复指数 Q 实际观测到的有些跃变没有

指数恢复过程

2013/8/16 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

Glitch Parameters:

Q=0.8(4)

跃变较小恢复较快，恢复时标较短恢复指数较大跃变后自转减慢率有恒变

810)8(4.2/ 310)2(5/

410)9(28.1/ p

典型的跃变：典型的跃变： Crab pulsarCrab pulsar

Wang 2001

1996, Oct MJD 50369.394

Q=0.4(4)跃变较大恢复较慢，恢复指数较小跃变后自转减慢率有恒变自转频率的一阶导数 nudot 线性增加：自转频率的二阶导数。

典型的跃变：典型的跃变： Vela PulsarVela Pulsar

62.15(2) 10 900 dd

Wang 2000

巨跃变巨跃变 B 2334+61 两个指

数恢复过程跃变后恢复很小。自转减慢率的突然变

化，转移的转动惯量有相当部分的来自于弱耦合的超流，大部分返回平衡态。

有效制动力矩：突然变化， Ti-Tm

vortex creep (Alpar 1993) 模型

Yuan et al. 2010

J1718-3718的跃变与众不同 , 制动力矩持续增大—负的制动指数。磁层粒子流增加。

Manchester. 2011

慢跃变慢跃变

Zou, W. Z. et al. 2004, MNRAS, 354, 811 J. P. Yuan, 2010,

频繁跃变频繁跃变 1737-301737-30

W. Z. 2008J. P. Yuan, 2010, MNRAS

• 20 年一共探测到 22 个周期跃变，相对变化幅度：

• 增加•最大跃变为：

• PSRs J0537−6910, B0833−45, B1046−58, B1800−21 的跃变幅度变化较大，• PSRs B1338−62, B1757−24,

B1758−23 跃变幅度较均一。

61.85 10

69 10~10

Tiny glitchesTiny glitches 微跃变微跃变

11 910 10

PSRs B0144+59, B0402+61, B0525+21, J1705−3423, B1815−14, B1900+06, B1907+10 B2224+65, Yuan et al. 2010

Unseen glitches Unseen glitches 遗漏的跃变遗漏的跃变

Wang 2001

产生机制产生机制 ---- 详见彭老师的报告详见彭老师的报告

星震 -- 星体发生形变，转动惯量减小，而角动量守恒，导致自转加快。

星震

当 Δν/ν=10-8 ： ΔR=-0.1mm

中子星：壳层和超流超流 -- 内部转速较

快的超流突然脱销，角动量转移到转速较慢的壳层，使得观测到得自转加快。

挑战：一个模型解释各种不同类型的跃变

跃变：突然发生跃变：突然发生

Dodson 2002 ApJ, 564, 85

Vela, <40 s

跃变在线实时报告程序跃变在线实时报告程序只有对 Crab, Vela 进行每天长时间

的检测。其它脉冲星一周或一个月才观测几分

钟、十几分钟。只有南非 Hart 射电天文台有跃变在

线实时报告程序。跃变大多都是实际发生后几天 - 几年

后才“发现”。

跃变的发生跃变的发生 -- -- 可预测吗？可预测吗？

对于 PSR J0537-6910，B1800-21, B1737-30, Vela 跃变的时间间隔与跃变大小相关。

PSR J0537-6910

(Middleditch et al. 2006)

跃变的发生跃变的发生 -- -- 可预测吗？可预测吗？

对于大多数脉冲星，跃变发生的时间间隔辐射泊松分布。跃变的大小与时间间隔的分布符合幂律分布 melatos et al 2008

(Wang et al. 2012)

跃变脉冲星的特征年龄跃变脉冲星的特征年龄

跃变活动性参数跃变活动性参数

似乎与自转减慢率有关

大小大小

双峰分布两种不同的跃

变机制

Yu 2013

跃变发生时自转减慢率的变化跃变发生时自转减慢率的变化制动力矩的变化典型值 ~ 0.001

Change of of the Vela Pulsar

Lyne 2000

跃变后的恢复过程：无恢复跃变后的恢复过程：无恢复

(Yuan et al. 2010)

PSR B1758-23

跃变后的恢复过程：跃变后的恢复过程：

自转减慢率的恒变化

PSR B1838-04

(Yuan et al. 2010)

跃变后的恢复过程跃变后的恢复过程指数恢复 + 线性恢

复恢复时标：分钟– ~ 年

(Yuan et al. 2010) (Yu et al. 2013)

恢复因子恢复因子

(Yu et al. 2013)

多个指数恢复过程多个指数恢复过程Vela 脉冲星 4 个指

数恢复过程

多个指数恢复过程多个指数恢复过程B2334+61 在 2005 年

的跃变： 2 个指数恢复过程。

跃变后表面磁场的变化跃变后表面磁场的变化

跃变后表面磁场增强

跃变可能会使脉冲星演化成磁星 Lin, Zhang 2004

小结小结跃变现象是丰富的，具有多样性的。

跃变是研究中子星内部结构和物理过程的探针。

长年累月的观测是很有必要的。

时间噪声：时间噪声：

时间噪声：自转的微扰（微小涨落）。连续的、长时标，低频噪声（红噪声）。

Hobbs 2010

到达时间噪声到达时间噪声基础性的理论工作是 Boynton et al. 1972 分析

Crab 两年的到达时间，提出 ph, f, fdot 相应的随机行走。

Cordes & Downs 1985 认为随机行走模型简单。 Cordes & Helfand 1980 分析了 11 颗，数据少，跨度短。 D’Alessandro et al. 1995 分析了 7 年 45颗星。 Stair (2000), Shabanova (2001),Livingstone (2005)… 分析了少数几颗星据长度 10 年 ---20 年数据。

大样本长时间跨度的时间噪声研究少。

引言引言低频噪声：解释：行星伴星（ Wolszczan 1992,

PSR B1257+12 ），自由进动（ Stair 2000) ，随机过程，混沌动力学过程 (Harding et al. 1990 ） …

分类：相位噪声自转频率噪声自转减慢噪声大多数到达时间噪声物理本质仍然不清楚。意义：有助于探索和研究中子星的组成、内部结构和物理反应过程。

04/21/23 41脉冲星时间噪声研究

时间噪声的活动性参数时间噪声的活动性参数Cordes Helfand

1980 分子：数据跨度为 T的

TOA拟合二项式后的RMS 残差

分母： Crab 数据跨度为 T的 TOA拟合二项式后的 RMS 残差

这个参数依赖于 Crab，

时间噪声的“大小”时间噪声的“大小”“ 时间噪声的大

小”用参数来反映

自转减慢率较大的年轻脉冲星比年老的脉冲星有更大的时间噪声

Hobbs 2010

只是在单一时

标上反映噪声大小， Matsakis et al. 1997从阿伦方差推广出一个统计量，在各种时标上测量脉冲星的稳定性。

Hobbs 2010

残差的周期性残差的周期性

1540-06 ：周期为 4.38yr ，这个周期信号可能是地球质量的行星伴星引起的，用一个行星模型来拟合后，残差中仍然由明显的成分，

Hobbs 2010

1642-03 ：残差有明显的准周期性，连续的峰值的周期从 3.4 年到 6.6 年。功率谱没有单一的周期性，而是多个低频成分：

23/4/21 52

Lyne et al 2010

23/4/21 53

Lyne et al 2010

间歇脉冲星间歇脉冲星有辐射时的自转减

慢率比没有辐射时的自传减慢率大。

Kramer et al. 2006

23/4/21 55

+ 自转减慢率的增加，辐射束 core辐射的相对强度也增加。

+ 变化的起源是磁层带电粒子流的变化。+ 在两个状态之间转换，转换很快，每个状态持续几个月 ~ 几年。

+ 模式变换，消零，间歇辐射，轮廓改变，时间噪声都是磁层的变化引起。

时间噪声的功率谱时间噪声的功率谱时间噪声的谱可以用一个（或两个） power-law 模型

来拟合。功率谱密度为幂率形式， Alpha = -1, -3, -5, 对应相位、频率， fdot 的“随机行走”。

谱分析可以检验时间噪声的理论模型。

04/21/23 56

B0031-07 alpha= 0,

B0628-28 alpha = -1,tau> 2yr, alpha = -5,

B1642-03 复杂的振荡形式，不能由“随机行走”来模拟。

Lomb, Hz, log xy, Power. PSR J1918+1444

频谱泄漏：频谱泄漏：

非均匀时间间隔的观测。

非等精度。Cholesky 方法 ,

Coles 2011

时间噪声的功率谱时间噪声的功率谱Cheng 1987 a, b 磁层模型和 Jones 1990 co-

rotating vortex 模型能解释 micro-jump event ，时间噪声的幂率谱。

但不能解释所有的观测。 (D’Alessandro 1997)

04/21/23 60

总结总结时间噪声在脉冲星中普遍存在与年龄反相关不能简单的解释为 ph,f, fdot 的随机行走噪声的结构随数据跨度而变化，数据越长，准

周期特征就越多，短时间的数据显示出明显的频率二阶导数。

小于 1 万年的脉冲星的时间噪声主要是来自于跃变的恢复过程。

88 月月 1919 日晚自由讨论日晚自由讨论 ------ 脉冲星软件的安装于使用脉冲星软件的安装于使用

有意参加：提前安装好 PSRCAT, TEMPO2

脉冲星自转不稳定性 ---- 周期跃变与时间噪声 (pulsar astronomy: 4ed. chap. 7)

Documents

hospital standards 4ed indonesian

singer solucionario 4ed

constituicao ingles 4ed

manual mediacao judicial 4ed

semiologia general - 4ed - padilla, cossio

ibge - leia me 4ed

kwt lowtemp 4ed

guia pmbok 4ed -portugues

exercicios lathi-ding 4ed

revista ruta inmobiliaria 4ed

dinámica - shames - 4ed

livro defesacivil 4ed completo

7.5.2pcm 系统的抗噪声性能信号成分 ...

especificacao tecnica apsei 4ed

manual urgencias quirurgicas 4ed

8.3 信噪比和噪声系数

já está! | 4ed

0 questoescomentadas 4ed apu

hechoenrd 4ed

densetsu magazine 4ed