脈沖星的高能觀測(cè)特征.ppt

脈沖星的高能觀測(cè)特征,張力 2009年7月27日，北京,2009年脈沖星天文學(xué)暑期講習(xí)班,內(nèi)容,一、伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡,三、伽瑪射線脈沖星觀測(cè)特征,四、其它銀河伽瑪射線源,二、高能伽瑪射線天空和銀河彌撒伽瑪射線,主要參考書和文獻(xiàn)：,A. G. Lyne & F. Graham-Smith ,Pulsar Astronomy， 2006, Combridge Univ. Press,Thompson D J in Cosmic Gamma-Ray Sources, ed. K S Cheng and G E Romero (Kluwer, Dordrecht Boston London 2004) p 149,Thompson D J , 2007, Gamma-Ray Pulsar Studies with GLAST, arXiv: 0711.4278,伽瑪射線表示電磁譜的高能端，由具有最高頻率或最短波長(zhǎng)的光子組成。,大于1MeV所有的光子都稱為伽瑪射線。,一、伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡,伽瑪射線由高能現(xiàn)象產(chǎn)生。,地點(diǎn): 超新星、脈沖星、類星體，星際和星系際介質(zhì)。,9/26/2006,Katsushi Arisaka, UCLA,5,The Extreme Universe,脈沖星,伽瑪暴,活動(dòng)星系核,超新星遺跡,射電星系,伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡的歷史：三個(gè)時(shí)期,CGRO之前,CGRO時(shí)期,CGRO后,Compton Gamma Ray Observatory (CGRO)： 1991年4月5日2000年6月4日。,1、CGRO 之前,50多年前，人們就認(rèn)識(shí)到研究空間伽瑪射線（ Morrison, 1958), 10年后，OSO3實(shí)驗(yàn)，獲得了來(lái)自空間的伽瑪射線的第一個(gè)肯定的探測(cè)(Clark et al，1968）,隨后開展了許多的實(shí)驗(yàn)：, Browning等(1971)發(fā)現(xiàn)了來(lái)自Crab脈沖星的脈沖的高能伽瑪輻射。, SAS-2衛(wèi)星： 銀河系的結(jié)構(gòu)的示蹤、Vela 脈沖星的發(fā)現(xiàn)、第一顆未被證認(rèn)的伽瑪射線源，195+5 ，后來(lái)稱為Geminga (Bignami et al 1983)。, COS-B衛(wèi)星：第一個(gè)高能伽瑪射線源表、發(fā)現(xiàn)第一個(gè)河外伽瑪射線源，類星體3C273 (Swanenburg et al 1978)且給出了作為空間延展源的分子云的觀測(cè)(Caraveo et al1980)。, HEAO-3攜帶了具有高譜分辨的低能伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡(Mahoney et al 1980)，它探測(cè)了來(lái)自銀心區(qū)的0.5 MeV正電子電子湮滅線(Riegler et al 1981)。,同期，地基探測(cè)器的伽瑪射線天體物理也在發(fā)展。VHE伽瑪射線天體物理中的一個(gè)里程碑為1989年，使用Whipple天文臺(tái)ACT得到了Crab星云（但不是脈沖星）的高置信度的探測(cè)(Weekes et al 1989)。,2、CGRO 時(shí)期,NASA四大天文臺(tái)： Hubble望遠(yuǎn)鏡（光學(xué)） CGRO（伽瑪射線） Chandra（X射線） Spitzer（紅外）,CGRO攜帶了4個(gè)伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡，每個(gè)都有自己的能區(qū)，探測(cè)技術(shù)和科學(xué)目標(biāo)。這4個(gè)儀器一起覆蓋了從小于15keV到約30GeV的能量，在電磁譜中有6個(gè)量級(jí)。三個(gè)較低能的儀器是：,爆發(fā)和暫現(xiàn)源探測(cè)器(BATSE）：能區(qū)15keV 1MeV。BATSE的重要結(jié)果：2700伽瑪暴，空間各向同性分布（總結(jié)見Fishman 1995)。,定向閃爍譜儀實(shí)驗(yàn)(OSSE）：能區(qū)：60 keV - 10 MeV。 OSSE成像了來(lái)自正電子湮滅的0.5 MeV線，測(cè)量了許多硬X射線/軟伽瑪射線源（總結(jié)見Kurfess 1996) 。,成像Compton望遠(yuǎn)鏡(COMPTEL）：有效能區(qū)0.8 MeV - 30MeV。在其結(jié)果中，COMPTEL成圖了銀河系中發(fā)射性Aluminum-26的分布，說(shuō)明了新近形成的物質(zhì)的位置（總結(jié)見Schonfelder et al1996)。,EGRET儀器,EGRET：Energetic Gamma Ray Experiment Telescope,EGRET：能區(qū)20 MeV 30 GeV 。關(guān)鍵： 在荷電粒子大背景中證認(rèn)伽瑪射線相互作用； 測(cè)量伽瑪射線達(dá)到時(shí)間，達(dá)到方向和能量。,大于10MeV，伽瑪射線的主要的相互作用過(guò)程是對(duì)產(chǎn)生一伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡實(shí)際上探測(cè)電子和正電子。,基本工作原理：進(jìn)入EGRET的伽瑪射線,先通過(guò)反符合系統(tǒng)，不產(chǎn)生信號(hào) ； 伽瑪射線在28個(gè)薄鉭(Ta)片中通過(guò)對(duì)產(chǎn)生把該伽瑪射線轉(zhuǎn)化為正負(fù)電子對(duì)； 火花室示蹤器記錄電子和正電子的路徑，觀測(cè)對(duì)相互作用和確定伽瑪射線的達(dá)到方向； 電子和正電子通過(guò)在一飛行時(shí)間（TOF）裝置中工作的兩個(gè)閃爍探測(cè)器。確認(rèn)粒子的達(dá)到方向并觸發(fā)火花室的讀出； 電子和正電子進(jìn)入量能器，產(chǎn)生一個(gè)電磁簇射，測(cè)量粒子的能量，從而測(cè)量原初伽瑪射線的能量； 宇宙線粒子在反符合系統(tǒng)中產(chǎn)生信號(hào)，使電子學(xué)不觸發(fā)火花室。這排除幾乎所有由進(jìn)入EGRET的宇宙線所產(chǎn)生的不想要的信號(hào)。,EGRET的基本性質(zhì)：,單光子角分辨，或點(diǎn)擴(kuò)展函數(shù)（PSF）是能量相關(guān)的。,http: /cossc.gsfc.nasa. gov/ docs/cgro/index.html,3、CGRO 后新伽瑪射線望遠(yuǎn)鏡,（1）AGILE,AGILE (Astro-rivelatore Gamma a ImmaginiLEggero) 是2006年4月23日發(fā)射的意大利衛(wèi)星。 r.it/。 AGILE 被計(jì)劃為一2年的發(fā)射。,與EGRET相同，AGILE對(duì)伽瑪射線探測(cè)取決于對(duì)產(chǎn)生過(guò)程。它有一示蹤器來(lái)轉(zhuǎn)換伽瑪射線且確定達(dá)到方向，一量能器來(lái)測(cè)量能量和一反符合探測(cè)器來(lái)排除空間中荷電粒子的巨大的背景 。,AGILE的高能探測(cè)器工作能區(qū)30 MeV到50 GeV。它有大視場(chǎng)（近似2.5弧度)，有可與EGRET相比的源靈敏度和角分辨。,AGILE還有一 X-射線成像儀器(稱為super-AGILE)。,脈沖星研究的一關(guān)鍵參數(shù)是timing。AGILE將有幾個(gè)微秒的單個(gè)伽瑪射線上的絕對(duì)時(shí)間延遲。,（2）FERMI Gamma-Ray Space Telescope,以前稱為GLAST（Gamma-ray Large Area Space Telescope）。已于2008年6月11日發(fā)射。,GLAST天文臺(tái)攜帶兩個(gè)科學(xué)儀器：, GBM(GLAST BurstMonitor):BATSE的后繼儀器。它將使用一組寬場(chǎng)探測(cè)器來(lái)監(jiān)測(cè)在能區(qū)10 keV - 30MeV中暫現(xiàn)空間。GBM能探測(cè)軟伽瑪重復(fù)暴，但它沒(méi)有一脈沖星的timing模式。, LAT (Large Area Telescope):是一對(duì)產(chǎn)生高能望遠(yuǎn)鏡，EGRET的后繼者。對(duì)中子星科學(xué)，LAT是主要的GLAST儀器。,GLAST LAT的一些主要特征：,巨大的視場(chǎng)( 近似2.4 弧度或約20% 空間)；,計(jì)劃的掃描模式每3小時(shí)看整個(gè)空間；,寬能區(qū) (20 MeV - 300 GeV）；,改進(jìn)的點(diǎn)擴(kuò)展函數(shù)(對(duì)E1 GeV 比EGRET好因子3) ；,大有效面積 (比EGRET好因子4)；,單光子絕對(duì)時(shí)間精度好于10微秒。,這些導(dǎo)致與EGRET相比靈敏度中因子30的改進(jìn)！,二、高能伽瑪射線天空和銀河彌撒伽瑪射線,EGRET構(gòu)建了整個(gè)高能伽瑪射線天空?qǐng)D。,主要特征：,銀河系是極亮的，特別是向著銀河系的內(nèi)部分。,最亮的持續(xù)源是脈沖星。,偏離銀面的許多亮源是在blazars。,許多源仍未被證認(rèn)。,1、銀河彌散伽瑪射線輻射,銀河系充滿了高能粒子，磁場(chǎng)，光子場(chǎng)核星際介質(zhì)。伽瑪輻射的空間分辨可示蹤銀河結(jié)構(gòu)。,銀河系：大部分恒星以旋臂的形式集中于高度h 300 pc的銀盤中。該盤充滿原子氣體（90%的H和10%的He組成且有一平均密度n 1/cm3。）它也包含強(qiáng)度B3G的一有序的磁場(chǎng)。銀暈：n0.01/cm3和一湍動(dòng)的磁場(chǎng)，延伸距離約(10 15) kpc。,產(chǎn)生EGRET能區(qū)伽瑪射線的物理過(guò)程是：,宇宙線粒子與星際介質(zhì)的非彈性碰撞產(chǎn)生次級(jí)粒子，特別是荷電和中性介子。中性介子幾乎立刻衰變?yōu)?個(gè)伽瑪射線。,與光子碰撞的宇宙線電子可通過(guò)逆Compton散射提升光子能量到伽瑪射線波段。主要的靶是整個(gè)銀河系中的光學(xué)和紅外光子。,另一個(gè)宇宙線電子過(guò)程涉及與星際氣體的碰撞，通過(guò)韌致輻射產(chǎn)生伽瑪射線。,核子和電子也可通過(guò)與磁場(chǎng)相互作用由同步輻射產(chǎn)生伽瑪射線。但實(shí)際上與其它來(lái)源相比是小的。,來(lái)自銀心區(qū)的伽瑪輻射的EGRET能譜以及計(jì)算的源分量如圖所示(Hunter et al 1997)。,在100MeV之下，電子軔致輻射是主要分量，而在較高能，核子核子0衰變是最主要的。與冪律譜相比預(yù)期的“bump”是清楚可見的。,GeV超,銀河彌散伽瑪射線模型：,Hunter et al(1997) 銀河輻射模型：CRs光子分布?xì)怏w分布；該模型重新產(chǎn)生了觀測(cè)到的伽瑪輻射的最主要的特征。,Strong, Moskalenko和Reimer (2000, 2004b)發(fā)展的GALPROP 模型。該模型強(qiáng)調(diào)宇宙學(xué)傳播計(jì)算和對(duì)伽瑪輻射的一較大的逆Compton貢獻(xiàn)。,伽瑪射線源的確定需要銀河彌散伽瑪射線模型！,2、伽瑪射線源：3EG表,單個(gè)伽瑪射線源表現(xiàn)為在模型的彌散發(fā)射上的超出。,EGRET分析過(guò)程使用了一最大似然方法來(lái)與擬合有和沒(méi)有一個(gè)源的空間的一給定區(qū)的幾率比較(Mattox et al 1996)。EGRET組的空間的最完全的分析似第三個(gè)EGRET表(3EG: Hartman et al 1999)。,從Hunter et al (1997)彌散模型入手，3EG分析檢驗(yàn)了每個(gè)觀測(cè)時(shí)期加上觀測(cè)時(shí)期的和，從發(fā)射開始到1995年底，使用了多個(gè)能區(qū)。因?yàn)镋GRET在該時(shí)期后僅間歇地工作。,伽瑪射線源的3EG結(jié)果：,在該圖中，符號(hào)大小顯示峰源亮度。該伽瑪射線天空似高度可變的，所以不是所有的源在所有的時(shí)間 都被看到，共271個(gè)3EG源。, 94個(gè)源說(shuō)明與稱為blazars的活動(dòng)星系核類可能成協(xié)。, 5顆脈沖星出現(xiàn)于表中。, Large Magellanic Cloud作為一延展的伽瑪射線源被探測(cè)到。,一個(gè)太陽(yáng)耀斑足夠亮以致于在源分析中被看到。,170源，總數(shù)的一半以上，仍未被證認(rèn)。,近期Cassandjian和Grenier(2008)發(fā)展了EGRET源的一個(gè)新表，基于彌散發(fā)射的一個(gè)新的模型(Grenier etal 2005)。該表，僅包含188個(gè)源，由于氣體濃度之故合并許多3EG源到彌散輻射，特別是在中等銀緯處。,三、伽瑪射線脈沖星觀測(cè)特征,第一個(gè)高能伽瑪射線源類是轉(zhuǎn)動(dòng)驅(qū)動(dòng)的脈沖星，開始于Crab和Vela，由SAS-2和COS-B所看到。EGRET擴(kuò)展伽瑪射線脈沖星數(shù)目至少到6個(gè)，其中由幾個(gè)其它的好候選體（總結(jié)見Thompson 2004)。,這些快速轉(zhuǎn)動(dòng)的中子星，最初在射電中看到(Hewish et al1968)，有強(qiáng)磁，電和引力場(chǎng)。在脈沖星磁球中被加速到高能的粒子可在中子星附近相互作用通過(guò)曲率輻射，同步輻射或逆Compton散射產(chǎn)生伽瑪射線。,1、觀測(cè)特征光曲線（light curves),CGRO證認(rèn)了7顆伽瑪射線脈沖星。圖8給出了7顆高置信度伽瑪射線脈沖星在5個(gè)能段中的光曲線：射電，光學(xué)，軟X射線(1 keV)，硬X射線/軟伽瑪射線10 keV - 1MeV)和硬伽瑪射線(大于100MeV)。,這些脈沖星光曲線的一些重要特征是：,它們?cè)谒胁ǘ尾幌嗤?。如在軟X射線中，一些的發(fā)射為熱的，或許來(lái)自中子星表面；熱發(fā)射不是射電或伽瑪輻射的起源。,不是所有的7顆都在最高能處被看到。PSRB1509 - 58由COMPTEL直到10MeV看到(Kuiper et al. 1999)，但在較高能處未被EGRET看到。, EGRET看到的6顆有一共同的特征 -光曲線中雙峰。,除大于100MeV的6顆高置信度脈沖星探測(cè)外，3顆額外的射電脈沖星顆由EGRET看到：PSR B1046-58, PSR B0656+14和PSR J0218+4232，僅一顆毫秒脈沖星有伽瑪射線發(fā)射的證據(jù)(Kuiper et al 2000, 2002)。,2、觀測(cè)特征寬帶譜（broadband spectra),觀測(cè)到的譜反映了加速荷電粒子的物理機(jī)制且有助于證認(rèn)產(chǎn)生脈沖輻射的相互作用過(guò)程。7顆最高置信度的伽瑪射線脈沖星的寬帶譜如圖所示。,特征：,射電發(fā)射（起源于相關(guān)過(guò)程）和高能發(fā)射（可能起源于在非相干過(guò)程中荷電粒子）間的差別對(duì)這些脈沖星的一些是可見的，特別是Crab和Vela。,Vela, Geminga和B1055-52都說(shuō)明在X射線中的一個(gè)熱分量，這被認(rèn)為來(lái)自熱中子星表面。,已知的脈沖星的伽瑪射線譜典型的是平的，具有在30MeV和幾個(gè)GeV之間約2或小于2的光子冪律指數(shù)。這些脈沖星的幾個(gè)的14GeV帶中看到的能量breaks。,無(wú)脈沖發(fā)射在大于30GeV處被看到，僅有EGRET觀測(cè)的上限，除Crab的 MAGIC 望遠(yuǎn)鏡的近期觀測(cè)外(Teshima, 2008)。,脈沖的能譜隨脈沖星相位變化。 譜隨相位變化的簡(jiǎn)單模式（ Fierro et al. 1998) 。,3、唯象的伽瑪射線 脈沖星性質(zhì),雖然伽瑪射線脈沖星的樣本不廣泛，但它確實(shí)提供了在數(shù)據(jù)中尋找趨勢(shì)的一些機(jī)會(huì)。這樣的唯象模式將是對(duì)AGILE和GLAST伽瑪射線脈沖星族的一個(gè)明顯的檢驗(yàn)。,已知脈沖星的轉(zhuǎn)動(dòng)能為：,其中，I是脈沖星的轉(zhuǎn)動(dòng)慣量，由此可以得到脈沖星的轉(zhuǎn)動(dòng)能量損失率為,可以證明脈沖星磁球中開場(chǎng)線的電壓為,高能伽瑪射線輻射效率,由Arons（1996）首先注意到的自轉(zhuǎn)變慢的能量到高能輻射的轉(zhuǎn)換效率似乎反比于開場(chǎng)線電壓。如圖所示。雖然它不能擬和所有的數(shù)據(jù)，但該關(guān)系在兩個(gè)量級(jí)上合理地好。,在V的低值處會(huì)發(fā)生什么？該趨勢(shì)不能連續(xù)，因?yàn)樵撔试?013volts之下的某處趨于100%。存在伽瑪射線發(fā)射的一尖銳的“death line”嗎？伽瑪射線發(fā)射是可能的最低電壓是什么？,該關(guān)系如何與伽瑪射線在1弧度內(nèi)成束的（幾乎肯定不正確）的假定相關(guān)？伽瑪射線脈沖趨于是寬的(例如，Geminga基本上通過(guò)中子星的轉(zhuǎn)動(dòng)輻射伽瑪射線)。這些脈沖形狀表明一個(gè)大束或一些優(yōu)先指向嗎？在伽瑪射線束形狀或大小中存在主要的變化嗎？,假定脈沖星的磁場(chǎng)是偶極場(chǎng)，則轉(zhuǎn)動(dòng)的磁偶極子輻射的能量損失率為,假定脈沖星的轉(zhuǎn)動(dòng)能可以完全轉(zhuǎn)化為磁偶極輻射的能量,所有伽瑪射線脈沖星觀測(cè)到的一個(gè)特征是高能截?cái)?。大于某個(gè)能量，脈沖的發(fā)射急劇下降。,如圖說(shuō)明該截?cái)嗟慕颇芰亢兔}沖星表面磁場(chǎng)間的關(guān)系，其中較低的能量截?cái)喟殡S一較高的磁場(chǎng)。雖然該表現(xiàn)處的模 式主要由2顆脈 沖星確定：PSR B1951+32, 其高 能截?cái)辔从蒃GRET 測(cè)量到但由TeV發(fā)射 的缺乏所表明；和 PSRB1509-58，其截 斷位于EGRET 能區(qū)之下。,4、近期AGILE和Fermi LAT等的一些結(jié)果,AGILE： 7顆高置信度的和13顆可能的伽瑪射線脈沖星,Fermi LAT3個(gè)月的觀測(cè)結(jié)果,發(fā)現(xiàn)了205顆高顯著性的伽瑪射線源。,Sky map of the LAT data （E300 MeV),Abdo, A. A. et al. 2009, ApJS, 183, 46,Fermi LAT: 29顆伽瑪射線脈沖星 （15顆已知的射電、X射線脈沖星和 14顆新的脈沖星）。 大部分未給出譜及流量。,Vela脈沖（Abdo, A. A. et al. 2009, ApJ, 696, 1084）,或,超新星遺跡CTA 1中脈沖星的發(fā)現(xiàn),大于100 MeV,周期：316.86 ms 周期導(dǎo)數(shù)： 3.614e-13 s/s,Abdo, A. A. et al. 2008, Science, 322, 1218,年輕射電脈沖星PSR J10285819 的脈沖的 射線的發(fā)現(xiàn)（ Abdo, A. A. et al. 2009, ApJ, 695, L72 ）,毫秒脈沖星 J0030+045的脈沖的伽瑪射線的發(fā)現(xiàn)（ Abdo, A. A. et al. 2009, ApJ, 699, 1171 ）,SNR 3C 58 中脈沖星J0205+6449 的脈沖分發(fā)現(xiàn)（ Abdo, A. A. et al. 2009, ApJ, 699, L102 ）,PSR J2021+3651 的脈沖的伽瑪射線（ Abdo, A. A. et al. 2009, ApJ, 700, 1059 ）,來(lái)自Crab脈沖星的大于25GeV的脈沖 射線觀測(cè)（Magic組，2008， Science）,四、其它銀河伽瑪射線源,1、雙星源,EGRET數(shù)據(jù)說(shuō)明來(lái)自雙星源的伽瑪輻射的一些顯示，但該情況還不敢肯定。,在3EG表中2個(gè)源，3EG J0241+6103和3EG J1824-1514位置上與LSI+61.303 (Kniffen et al 1997; Tavani et al 1998)和LS 5039 (Paredes et al 2000)分別一致。,來(lái)自這些HMXBs的TeV輻射的探測(cè)，顯示這樣的源顆加速粒子到產(chǎn)生在EGRET能帶中的伽瑪射線的能量。,LS 5039,Zhang， Zhang & Fang, 2009, PASJ, in press,LSI+61.303,2、其它銀河源,沿銀面的大部分3EG源仍未被證認(rèn)。,存在兩種方法來(lái)揭示這些源的可能的性質(zhì)：,基于其空間和譜性質(zhì)，作為一類的銀河EGRET源的特征開展研究。 如Mukherjee et al (19