測量脈沖雙星J1748- 2446A 的星際介質(zhì)效應(yīng)

包 茜

（西南大學(xué)，重慶 400700）

1 研究背景

自1967 年英國天文學(xué)家Hewish 與他的研究生Bell 女士發(fā)現(xiàn)脈沖星，驗(yàn)證了物理學(xué)家三十多年以前預(yù)言的中子星的存在。脈沖星是一種極其致密的天體，它的質(zhì)量較大，一般是太陽質(zhì)量的1～3 倍，但其半徑相對于太陽卻小很多，僅為10～15 km。因此，脈沖星表面的引力非常強(qiáng)，引力對任何物質(zhì)都有強(qiáng)大的約束作用。由于脈沖星的強(qiáng)大引力，絕大多數(shù)自由電子被壓縮近原子核中并形成中子。使其成為了具有超高密度，超強(qiáng)磁場和超高壓強(qiáng)的天體。演化為脈沖星前的恒星的磁場約為10-2T。當(dāng)恒星坍塌并形成脈沖星時(shí)，磁通量不變。脈沖星的表面積將在恒星塌縮后顯著縮小，其表面磁場最高可達(dá)到10-12T 量級，這是地面實(shí)驗(yàn)室的磁場不可能達(dá)到的強(qiáng)度。脈沖星強(qiáng)引力性質(zhì)，可用于通過測量脈沖星雙星系統(tǒng)軌道參數(shù)的變化來間接證明愛因斯坦的相對論效應(yīng)。地面上的實(shí)驗(yàn)室無法檢測到較弱的引力波的存在，但科學(xué)家們利用觀測脈沖雙星系統(tǒng)的共轉(zhuǎn)周期變化率來間接證明到引力波的存在[1]。脈沖雙星由一顆主脈沖星和一顆伴星組成。雙星系統(tǒng)可能是連接普通脈沖星和毫秒脈沖星之間橋梁。在天文學(xué)中，雙星系統(tǒng)很平常，已知的恒星中有近一半屬于雙星系統(tǒng)，可謂是千千萬萬。對中子星來說，所有伴有X 射線輻射的中子星，科學(xué)家們都認(rèn)為是雙星系統(tǒng)的成員。雙星系統(tǒng)以司空見慣。但是在脈沖星的世界里卻比較少見。目前流行的關(guān)于脈沖星的輻射模型為燈塔模型，見圖1，認(rèn)為脈沖星具有非常強(qiáng)的偶極磁場，來自偶極冠處的射電輻射束隨中子星自轉(zhuǎn)掃過地球上的射電望遠(yuǎn)鏡，形成一個個周期性脈沖。

圖1 脈沖星燈塔模型示意

2 星際介質(zhì)的色散效應(yīng)

2.1 脈沖星的色散現(xiàn)象

星際介質(zhì)對地球上所接收天體輻射的信號有很多的影響，包括色散量展寬（DM）、散射、法拉第旋轉(zhuǎn)（RM）、星際閃爍等。通過測量DM 值可以了解脈沖星到地球的距離，或是宇宙中某個特定空間中的星際介質(zhì)的密集程度。

電磁波在等離子體中的折射率n 與等離子體的電子密度ne和電磁波頻率v 相關(guān)：

圖2 脈沖到達(dá)時(shí)間觀測主要步驟

其中Vp是該等離子體的共振頻率：

式中：e 為電荷；m 為電荷質(zhì)量。電磁波在等離子體中傳播的群速度與頻率相關(guān)vg=cn，即高頻電磁波折射率更大，傳播速度更快。此外，電磁波在星際空間中的傳播群速度遠(yuǎn)小于光速，因此脈沖星的輻射經(jīng)過距離d 后到達(dá)射電望遠(yuǎn)鏡的時(shí)間比光速到達(dá)望遠(yuǎn)鏡的時(shí)間要長一點(diǎn)，傳播過程中的延遲時(shí)間t 為：

式中：l 是電磁波在空間中傳播的總路徑。一般情況下，觀測頻率v 遠(yuǎn)高于等離子頻率vp，群速度vg可以簡化為：

頻率為f 的脈沖到達(dá)射電望遠(yuǎn)鏡所需要的時(shí)間相對于它在真空中的傳播延遲為:單位為pc?cm-3。D 為色散常量，值為4.15× 103?pc-1?cm3?s，相對于真空中的傳播時(shí)間延遲為：

脈沖到 時(shí)間（簡稱TOA）是指觀測脈沖信號到達(dá)天線的時(shí)間 脈沖到達(dá)時(shí)間的觀測簡單明了，但實(shí)際數(shù)據(jù)處理卻很 雜，這是因?yàn)槊}沖到達(dá)時(shí)間受很多因素的印象。圖 是脈沖到達(dá)時(shí)間觀測的主要步驟[2]示意圖。

2.2 數(shù)據(jù)處理

所用數(shù)據(jù)源為掩食毫秒脈沖星PSR J1748-2446A, 要計(jì)算脈沖星的色散量DM，我們選擇通過得到脈沖星的時(shí)間到達(dá)延遲來獲得。要得到脈沖星的時(shí)間到達(dá)延遲，需要使用脈沖星數(shù)據(jù)處理軟件TEMPO2。

2.3 計(jì)算結(jié)果與討論

由圖3 計(jì)算的時(shí)間殘差結(jié)果，根據(jù)= 4.15×DM計(jì)算掩食附加色散量DM，見圖4。因?yàn)槲覀兊臄?shù)據(jù)觀測使用接收頻率都是相同的，使得實(shí)際每次觀測數(shù)據(jù)的中心頻率只有極其細(xì)微的偏差，所以掩食所附加的色散量的變化趨勢和到達(dá)時(shí)間延遲的變化趨勢是相同的。

圖3 掩食毫秒脈沖星的到達(dá)時(shí)間殘差

圖4 掩食毫秒脈沖星的色散量變化

3 星際介質(zhì)的法拉第旋轉(zhuǎn)效應(yīng)

3.1 脈沖星的法拉第旋轉(zhuǎn)量

線偏振電磁波通過有電磁場的介質(zhì)時(shí)，由于電磁場的影響而產(chǎn)生偏振面發(fā)生旋轉(zhuǎn)的。電磁場對電磁波的這種影響稱為法拉第旋轉(zhuǎn)，見圖5[3]。這是因?yàn)楦飨蛲缘木鶆蚪橘|(zhì)在磁場的作用下，線偏振電磁波中的右旋圓偏振與左旋圓偏振的折射率不同，使得出射介質(zhì)時(shí)兩種圓偏振的相位不同，新疊加的線偏振的偏振曲向發(fā)生了旋轉(zhuǎn)。其大小與電磁層的電子密度、電磁波的頻率及傳播路徑長度有關(guān)[4]。

圖5 法拉第旋轉(zhuǎn)示意

脈沖星的輻射穿過星際介質(zhì)時(shí)，受到其中磁場的影響，線偏振位置角會旋轉(zhuǎn)一個角度：

其中

式中:RM 為法拉第旋轉(zhuǎn)量；DM 為色散量；B||是磁場強(qiáng)度在視線方向上的分量；ne是自由電子密度。這個公式給出沿視線方向的平均磁場強(qiáng)度。這里要注意，計(jì)算的是平均磁場，它是按沿途的電子密度加權(quán)的。脈沖星輻射時(shí)強(qiáng)偏振的，通過對其觀測可以獲得偏振位置角等數(shù)據(jù)，根據(jù) θ=RM?λ2(rad ?m-2)，將偏振位置角與波長的平方作圖，得到的斜率就是法拉第旋轉(zhuǎn)量RM[5]。

3.2 數(shù)據(jù)處理

由于PSR J1748-244A 是一顆具有掩食現(xiàn)象的脈沖雙星系統(tǒng)，觀測到的數(shù)據(jù)包含被掩食這遮擋的部分，大大降低了數(shù)據(jù)的信噪比，使得偏振信號很低，偏振位置角也無法準(zhǔn)確的體現(xiàn)。這里我們就需要得到高信噪比的無掩食疊加數(shù)據(jù)。還需要將數(shù)據(jù)進(jìn)行偏振校準(zhǔn)。偏振校準(zhǔn)是為了在后續(xù)的工作中得到準(zhǔn)確的偏振位置較，以便于法拉第旋轉(zhuǎn)量RM 的計(jì)算。壓縮頻率，校準(zhǔn)后即可得到每個數(shù)據(jù)的偏振位置角，此時(shí)數(shù)據(jù)就是高偏振，有偏振位置角的疊加數(shù)據(jù)，將該數(shù)據(jù)制作成一個不受到掩食影響的標(biāo)準(zhǔn)文件，其中的偏振位置較看作是不受掩食影響的偏振位置角，即可用于計(jì)算RM。

3.3 計(jì)算結(jié)果

按照前面討論的計(jì)算RM 的方法，將單次觀測的數(shù)據(jù)與標(biāo)準(zhǔn)文件的相位對齊，得到各個相位對應(yīng)的偏振位置角的誤差值。求得在20 cm 處的RM 值為RM =178.5 ±3.8rad?m-2。在計(jì)算過程中我們還發(fā)現(xiàn)PSR J1748-2446A 在觀測波段10 cm 處檢測不到任何線性極化，無論是使用3 分鐘的剖面還是所有的觀測總和。表明該波段沒有發(fā)生掩食的證據(jù)。

4 討論與展望

本研究根據(jù)脈沖星的到達(dá)時(shí)間的性質(zhì)與星際介質(zhì)在空間的作用，測量了掩食脈沖雙星系統(tǒng)PSR J1748-2446A 在掩食處的色散量的變化以及法拉第旋轉(zhuǎn)的變化，為后續(xù)研究脈沖星輻射機(jī)制與掩食機(jī)制提供了幫助。觀測脈沖星的RM 來研究銀河系星際磁場至少具有三個方面的優(yōu)越性，意思脈沖星沒有內(nèi)稟的旋轉(zhuǎn)量，二是脈沖星在銀河系中的空間分布很廣泛，有可能或者宇宙空間的三維磁場結(jié)構(gòu)，三是脈沖星的觀測不僅能得到RM，同時(shí)還能得到DM。但本文的所用數(shù)據(jù)有限，只計(jì)算了2015 年里的脈沖星數(shù)據(jù)的色散量DM 以及法拉第旋轉(zhuǎn)RM。不能代表脈沖星長期的運(yùn)動規(guī)律。隨著我國貴州FAST500 米口徑射電望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展，希望在以后的工作中，可以獲得更多脈沖星的數(shù)據(jù)，進(jìn)一步研究宇宙空間中磁場的分布，有很多的數(shù)據(jù)來分析脈沖星的射電輻射機(jī)制與掩食脈沖星的掩食機(jī)制。