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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 ---- 周期跃变与时间噪声 (Pulsar Astronomy: 4ed. Chap. 7). 袁建平 新疆天文台. 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,

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

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  1. 脉冲星自转不稳定性----周期跃变与时间噪声(Pulsar Astronomy: 4ed. Chap. 7) 袁建平 新疆天文台

  2. 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. Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  3. 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 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  4. 引言 南山 25米 • 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）。

  5. 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。 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  6. 跃变 到达时间残差图： Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  7. 频率变化图 Lyne 1995 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

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

  9. Yu et al 2013 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  10. 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 (Lyne et al. 2000) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  11. 典型的跃变： Crab pulsar • 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 Wang 2001 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  12. 典型的跃变： Vela Pulsar • 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。 Wang 2000 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  13. 巨跃变 Yuan et al. 2010 13 • 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

  14. Manchester. 2011 14 • 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。

  15. 慢跃变 Zou, W. Z. et al. 2004, MNRAS, 354, 811 J. P. Yuan, 2010, Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  16. 频繁跃变 1737-30 • 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。 W. Z. 2008 J. P. Yuan, 2010, MNRAS Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  17. Tiny glitches微跃变 PSRs B0144+59, B0402+61, B0525+21, J1705−3423, B1815−14, B1900+06, B1907+10B2224+65, Yuan et al. 2010 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  18. Unseen glitches 遗漏的跃变 Wang 2001 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  19. 产生机制 --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 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  20. 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 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  21. 跃变：突然发生 Vela, <40 s Dodson 2002 ApJ, 564, 85 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  22. 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”。 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  23. 跃变的发生 -- 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) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  24. 跃变的发生 -- 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) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  25. 跃变脉冲星的特征年龄 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  26. 跃变活动性参数 • 似乎与自转减慢率有关 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  27. 大小 • 双峰分布 • 两种不同的跃变机制 Yu 2013 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  28. 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 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  29. Change of of the Vela Pulsar Lyne 2000 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  30. 跃变后的恢复过程：无恢复 PSR B1758-23 (Yuan et al. 2010) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  31. 跃变后的恢复过程： PSR B1838-04 • 自转减慢率的恒变化 (Yuan et al. 2010) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  32. 跃变后的恢复过程 • 指数恢复+线性恢复 • 恢复时标：分钟– ~年 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  33. (Yuan et al. 2010) (Yu et al. 2013) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  34. 恢复因子 (Yu et al. 2013) Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  35. 多个指数恢复过程 • Vela脉冲星4个指数恢复过程 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  36. 多个指数恢复过程 • B2334+61在2005年的跃变：2个指数恢复过程。 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  37. 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 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  38. 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。 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  39. 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 Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  40. 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。

  41. 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。 脉冲星时间噪声研究

  42. 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，

  43. 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

  44. 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

  45. Hobbs 2010

  46. Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  47. Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  48. Hobbs 2010

  49. Pulsar School - Aug. 2013, NAOC

  50. 残差的周期性 Hobbs 2010 • 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，

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