Transcript 脉冲轮廓
脉冲星辐射机制和辐射区域
Du Y. J., Qiao G. J., Han, J. L., Lee K. J. & Xu R. X. 2010, MNRAS, 406, 2671-2677 (model)
Du Y. J., Han, J. L., Qiao G. J. & Chou C. K. 2011, ApJ, 731, 2 (vela)
Du Y. J., Qiao G. J., Han, J. L. & Wang W. 2012, ApJ, 748, 84 (crab)
Du Y. J., Qiao G. J. & Chen D. 2013, ApJ, 763, 29 (MSP)
报告人:杜源杰
空间中心
2013-08-22
报告内容
研究背景
Vela脉冲星射电和伽玛波段脉冲辐射
Crab脉冲星多波段(射电到TeV)辐射
毫秒脉冲星射电和伽玛波段脉冲辐射
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
J0437-4715
J0101-6422
J0034-0354
P1
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
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
Crab——相位平均谱
Kuiper et al. 2001, A&A, 378, 918
Fermi data
研究背景——毫秒脉冲星分类
MSP
Radio Lag
J0034-0534
J0101-6422
J0437-4715
J1744-1134
研究背景 —— J0034-0534
• Phase aligned
研究背景 —— J0101-6422
Moderate radio phase lag (Δ ∼ 0.2–0.3)
研究背景 —— J0437-4715
Larger radio lag (Δ ∼ 0.43)
研究背景 —— J1744-1134
γ -ray peak precedes the radio peak
脉冲星高能辐射模型
外间隙模型 (Cheng、Romani)
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
between 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
Ruderman & Sutherland 1975
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。
轮廓模拟的思路
rN (0)
Re (α,ψ)
Central
Emission height
α,ψ
rN (ψ)
θnull (α,ψ)
rs(ψ) λκ rN(ψ) (1 λ)κ rN(0)
Gaussian distribution
I ( , )
Io
2
Aberration
retardation
View angle
I(φ,ζ)
256 bins of φandζ
exp[
(l l 0)
2
Project onto
the sky
I(φ0,ζ0)
2
2
]
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
磁倾角α: 70 deg
Core Gap
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 (rings)
Annular Gap
Light curve plotting
Torus
ζ
fitting
(Ng & Romani 2008)
PA fitting
α
β
(Johnston 2005)
StepⅡ:投影到天球上的辐射强度
Dividing polar cap
Projected intensity
Emissiom direction
Emission phase
Light curve plotting
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。
Step Ⅲ: 辐射方向
Dividing polar cap
磁坐标系中磁力线上每点的辐射方向nB
Projected intensity
Tα
Emissiom direction
Emission phase
共转自转轴坐标系中的方向nspin
Light curve plotting
光行差效应
观察者坐标系中的方向 nobserver = {nx, ny, nz}
0 arctan(n
2
2
2
/n
)
arccos(n
/
n
n
n
)
0
z
x
y
z
y
x
Step Ⅳ: 辐射相位
Dividing polar cap
Projected intensity
Emissiom direction
Emission phase
Light curve plotting
• 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 。
ret r cos( ) / R LC
Wang et al. 2006
Step Ⅴ: 脉冲轮廓
Dividing polar cap
Projected intensity
Emissiom direction
Emission phase
Light curve plotting
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
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:
b ( r1 ) GJ ( R LC )
Ω
RLC
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
投射角
初级粒子的同步曲率辐射谱:
Du Y. J., Han, J. L., Qiao G. J. & Chou C. K.
2011, ApJ, 731, 2
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
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、P2
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:
γmin、 γmax 、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。
Du Y. J., Qiao G. J.,& Wang W. 2012, ApJ, 748, 84
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)。
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 J0034-0354
Du et al. 2013, ApJ, 763, 29
毫秒脉冲星PSR J0101-6422
Du et al. 2013, ApJ, 763, 29
毫秒脉冲星PSR J0437-4715
Du 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!