KMS of Xinjiang Astronomical Observatory, CAS
| 年轻脉冲星的到达时间研究 | |
袁建平
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| Subtype | 博士 |
| Thesis Advisor | 王娜 |
| 2010-06 | |
| Degree Grantor | 中国科学院研究生院 |
| Degree Discipline | 天体物理 |
| Keyword | 中子星 脉冲星 观测 数据分析 |
| Abstract | 对脉冲星进行很多年的常规观测可以获得关于它的自转和位置等十分丰富 的信息。乌鲁木齐天文站南山25米射电望远镜脉冲星观测系统2002年7月升级后 增加了202颗观测目标，本论文给出这些脉冲星的自转参数和平均轮廓。 通过分析2002年至2008年12月之间观测的脉冲星计时数据，在21颗脉冲星 中发现了31个跃变，其中12颗脉冲星是首次探测到发生跃变。这些跃变的相 对大小 g = 是从10 11 到10 5 数量级。PSR B1737 30（J1740 3015）是已知的 约1800颗脉冲星中最频繁的跃变脉冲星之一，南山观测到该源总共发生了8个 跃变，对这颗源22年中总共22个跃变进行分析研究后发现，这颗脉冲星的跃 变幅度跨越的范围很大，从10 9 到10 6 。在PSR B1822 09（J1825 0935）、PSR J0631+1036和B1907+10这三颗年轻的脉冲星中发现了奇异的跃变行为，即“慢 跃变”。脉冲星跃变后的转动呈现多样性，即使同颗脉冲星，不同的跃变， 其恢复过程也不同。PSRs B0402+61、B0525+21和J1853+0545发生的三个小跃 变显示普通的恢复过程，但是PSRs B0144+59和B2224+65的自转频率在发生小 跃变后持续增加了几百天（相对于跃变前的趋势）。大多数大跃变显示出时 标为100–1000天的指数恢复过程。但是也有其他情形，比如B1758 23没有恢 复或者只有很少一点恢复，也就是在跃变后没有探测到频率的一阶导数j˙ j的 增加。除了指数恢复，在PSRs B1800 21和B1823 13发生两个大跃变中探测到 自转减慢率的恒变。它们和其他脉冲星也显示出部分指数恢复后紧跟着˙ 的线 性增加，这与Vela（船帆座）脉冲星的跃变类似。但是˙ 的增加率，也就是¨ ， 比Vela脉冲星要小一个数量级。对所有已知的跃变进行分析，表明跃变的相对 大小， g = 与脉冲星的年龄相关，年龄为10 5 年左右跃变最大，但是在所有年 龄上，跃变大小 g = 有两三个数量级的弥散分布。跃变的活动性与脉冲星的自 转减慢率成正相关，同样在所有的减慢率上，跃变的活动性也有宽的分布。对 一些（并非所有）脉冲星而言，跃变的大小与下次跃变的时间间隔相关，没有 发现跃变的大小与前次跃变的时间间隔相关的例子。从2002年7月至2009年8月的数据中得到了年轻脉冲星B2334+61相位连续的 转动参数，其中包括一个发生在2005年8月26日与9月8日（MJD 53608与53621） 之间很大的跃变。自转频率的相对增加量 g = 20:5 10 6 ，是目前已知 中最大的。虽然指数恢复部分所占的比例小于1%，可以用两个时标分别 为21天和147天的指数衰减来模拟。也观测到自转减慢率的长时标增加 ˙ p =˙ 0:011。拟合后的残差中有很明显的周期接近一年的振荡，这不可能是脉冲星位 置错误或自行引起的，这可能是中子星内部的效应引起的。本论文也介绍了一个用于平均轮廓消色散的数学方法。这个方法用来测试四个发生色散展宽的平均轮廓。其结果表明这个方法能显著的消除色散展宽， 脉冲宽度减小了7%至27%。 |
| Subject Area | 致密天体、高能和基础物理 |
| Pages | 111 |
| Funding Project | 脉冲星研究团组 |
| Language | 中文 |
| Document Type | 学位论文 |
| Identifier | http://ir.xao.ac.cn/handle/45760611-7/349 |
| Collection | 研究生学位论文 射电天文研究室 |
| Recommended Citation GB/T 7714 | 袁建平. 年轻脉冲星的到达时间研究[D]. 中国科学院研究生院,2010. |
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| File Name/Size | DocType | Version | Access | License | ||
| 年轻脉冲星的到达时间研究.pdf（5482KB） | 暂不开放 | License | Application Full Text | |||
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