脉冲星模式变换的分类研究

发布时间：2020-07-11 06:14

【摘要】：模式变换是脉冲星辐射的一种特殊现象,通常表现为辐射状态的突变,如脉冲轮廓形状、相位、强度、子脉冲漂移速度等。从模式变换现象被发现距今已有近50年的历史,但是各种模式变换的研究散见于文献,缺乏系统的梳理,而物理机制也至今不明。本文旨在开展模式变换辐射特征的普查,并进行分类。从文献中共收集到64颗模式变换源,并收集和测量了辐射特征参数,这是迄今最大的样本。这些脉冲星的模式变换行为可以分为以下4种:脉冲星平均轮廓强度的变化、平均轮廓成分数量的变化、子脉冲漂移脉冲星漂移速率的变化、以及平均轮廓窗口的变化,我们分别对这四种行为对脉冲星进行了分类统计分析,结果说明不同的模式变换行为可能会出现在不同年龄段的脉冲星上面。对进行过不同模式的偏振观测的模式变换脉冲星,我们也判断了其模式变换时辐射波模的变化,发现大部分有波模切换的发生。除了统计分类外,本文还对年轻脉冲星PSR J0614+2229的多频数据进行了分析,研究了两种模式的辐射流量和谱、脉冲相位、脉冲宽度、偏振位置角曲线以及辐射区的差异。结果表明这颗星的相位靠前的辐射模式的谱要比靠后的模式的谱更平,在模式变换发生时磁场位形保持不变,但是两种模式高度随频率的降低有显著差别,辐射区域在脉冲星表面也沿环向发生了偏移。论文通过从文献中收集模式变换脉冲星得到了最新最全的模式变换脉冲星样本以及他们的部分参数,制作成了第一个模式变换脉冲星星表,这为FAST等天文望远镜未来的脉冲星辐射机制的观测研究大提供了很好的样本。本文也首次对脉冲星模式变换行为进行了分类描述,并首次发现不同的模式变换行为可以发生在不同年龄段的脉冲星上面,这对脉冲星模式变换行为的理解以及模式变换与消零和子脉冲漂移的关系的研究很有帮助。
【学位授予单位】：广州大学
【学位级别】：硕士
【学位授予年份】：2019
【分类号】：P145.6
【图文】：

脉冲星,观测记录,第一

C’代表他们所在的机构，后来在脉冲星星表中以其天球座标命名为19+21 和 PSR J1921+2153)，如图2.1 所示，其观测信号表现为规整的周期性 1.337 s)，最初发现时，Hewish 教授认为这是来自地外文明的信号，所发以“小绿人”命名 (如 CP1919: LGM-1)，但多普勒效应的测量结果显示这不像是来自有轨道运动的行星，更像是快速自转的致密天体，随后的更短秒脉冲星 (PSR B1937+21, P = 1.5 ms) 的发现排除了是白矮星的可能，认就是快速自转的中子星[12]。中子星作为恒星演化末期坍缩而成的产物，于钱德拉塞卡极限 (1.4 M⊙)[13]和奥本海默 -沃尔科夫极限 (3.2 M⊙)[14]接近原子核 (1014ρ⊙)1，半径 R 约 10 km，具有很强的磁场 (1012G) 和很短期。脉冲星的发现开辟了一个新的天文学分支——致密天体物理学，和类有机分子、宇宙微波背景辐射并称为 20 世纪 60 年代四大天文发现，Hew因此获得了 1974 年的诺贝尔物理学奖。

脉冲星辐射,辐射束,偶极磁场,角半径

2 脉冲星 W0为脉冲宽度在高频的最小值。目前对脉冲星辐射普遍的观点是，层中等离子体的辐射为窄带辐射，不同波段的辐射来自不同高度的等频率越高，辐射高度越低，因此偶极磁场中辐射束的角半径 ρ 会随着频而降低，并在高频渐趋于一极小值，如图 2.15 所示，称为半径到频率ius-to-Frequency Mapping, RFM)[35-36]。

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图 2.16 从脉冲星 PSR B1237+25 观测到的模式变换，在 P 波段 (318 MHz)，其成分 IV 和 V在反常模式下会变得很弱，然而成分 III 会增强两倍，在其它各个波段轮廓变化各不相同[4, 38]。2.7.1 脉冲星的表面温度与模式变换对于脉冲星的模式变换行为，张冰等人[39]在 1997 年已基于 RS 模型[35]给出了一种解释，认为在中子星冷却的过程中，会经历 3 种不同的辐射模式时期：对于具有磁偶极场的中子星，中子星在早期表面温度高于 T01(～ 106K, τ01= 4 × 104yr)内间隙 (Inner gap) 高度很低 (<10 m)，辐射以热峰逆康普顿散射 (Thermal-Peak-ICS模式为主导；在中期表面温度介于 T02(～ 105K, τ02= 3 × 105yr) 和 T01之间，内间隙比较高 (～ 50 m)，谐振逆康普顿散射 (Resonant-ICS) 模式占主导；晚期表面温度低于 T02，内间隙高度达到最高 (～ 100 m)，辐射由曲率辐射 (CR) 模式主导。对于年

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