脉冲星的高能观测特征

1、脉冲星的高能观测特征 张力2009年7月27日，北京 2009年脉冲星天文学暑期讲习班内容一、伽玛射线望远镜三、伽玛射线脉冲星观测特征四、其它银河伽玛射线源二、高能伽玛射线天空和银河弥撒伽玛射线主要参考书和文献：A. G. Lyne & F. Graham-Smith ,Pulsar Astronomy，2006, Combridge Univ. PressThompson D J in Cosmic Gamma-Ray Sources, ed. K S Cheng and G E Romero (Kluwer, DordrechtBoston London 2004) p 149Thomps

2、on D J , 2007, Gamma-Ray Pulsar Studies with GLAST, arXiv: 0711.4278 伽玛射线表示电磁谱的高能端，由具有最高频率或最短波长的光子组成。大于1MeV所有的光子都称为伽玛射线。一、伽玛射线望远镜伽玛射线由高能现象产生。地点: 超新星、脉冲星、类星体，星际和星系际介质。9/26/2006Katsushi Arisaka, UCLA5The Extreme Universe脉冲星伽玛暴活动星系核超新星遗迹射电星系伽玛射线望远镜的历史：三个时期CGRO之前CGRO时期CGRO后Compton Gamma Ray Observatory

3、(CGRO)： 1991年4月5日2000年6月4日。1、CGRO 之前 50多年前，人们就认识到研究空间伽玛射线（ Morrison, 1958), 10年后，OSO3实验，获得了来自空间的伽玛射线的第一个肯定的探测(Clark et al，1968）随后开展了许多的实验： Browning等(1971)发现了来自Crab脉冲星的脉冲的高能伽玛辐射。 SAS-2卫星： 银河系的结构的示踪、Vela 脉冲星的发现、第一颗未被证认的伽玛射线源，195+5 ，后来称为Geminga (Bignami et al 1983)。 COS-B卫星：第一个高能伽玛射线源表、发现第一个河外伽玛射线源，类星体

4、3C273 (Swanenburget al 1978)且给出了作为空间延展源的分子云的观测(Caraveo et al1980)。 HEAO-3携带了具有高谱分辨的低能伽玛射线望远镜(Mahoney et al 1980)，它探测了来自银心区的0.5 MeV正电子电子湮灭线(Riegler et al 1981)。 同期，地基探测器的伽玛射线天体物理也在发展。VHE伽玛射线天体物理中的一个里程碑为1989年，使用Whipple天文台ACT得到了Crab星云（但不是脉冲星）的高置信度的探测(Weekes et al 1989)。2、CGRO 时期NASA四大天文台：Hubble望远镜（光学）C

5、GRO（伽玛射线）Chandra（X射线）Spitzer（红外） CGRO携带了4个伽玛射线望远镜，每个都有自己的能区，探测技术和科学目标。这4个仪器一起覆盖了从小于15keV到约30GeV的能量，在电磁谱中有6个量级。三个较低能的仪器是： 爆发和暂现源探测器(BATSE）：能区15keV1MeV。BATSE的重要结果：2700伽玛暴，空间各向同性分布（总结见Fishman 1995)。 定向闪烁谱仪实验(OSSE）：能区：60 keV - 10 MeV。 OSSE成像了来自正电子湮灭的0.5MeV线，测量了许多硬X射线/软伽玛射线源（总结见Kurfess 1996) 。 成像Compton望

6、远镜(COMPTEL）：有效能区0.8MeV - 30MeV。在其结果中，COMPTEL成图了银河系中发射性Aluminum-26的分布，说明了新近形成的物质的位置（总结见Schonfelder et al1996)。EGRET仪器EGRET：Energetic Gamma Ray Experiment Telescope EGRET：能区20 MeV 30 GeV 。关键：在荷电粒子大背景中证认伽玛射线相互作用；测量伽玛射线达到时间，达到方向和能量。 大于10MeV，伽玛射线的主要的相互作用过程是对产生一伽玛射线望远镜实际上探测电子和正电子。基本工作原理：进入EGRET的伽玛射线先通过反符合

7、系统，不产生信号 ；伽玛射线在28个薄钽(Ta)片中通过对产生把该伽玛射线转化为正负电子对；火花室示踪器记录电子和正电子的路径，观测对相互作用和确定伽玛射线的达到方向； 电子和正电子通过在一飞行时间（TOF）装置中工作的两个闪烁探测器。确认粒子的达到方向并触发火花室的读出； 电子和正电子进入量能器，产生一个电磁簇射，测量粒子的能量，从而测量原初伽玛射线的能量；宇宙线粒子在反符合系统中产生信号，使电子学不触发火花室。这排除几乎所有由进入EGRET的宇宙线所产生的不想要的信号。EGRET的基本性质：单光子角分辨，或点扩展函数（PSF）是能量相关的。http: /cossc.gsfc.nasa. g

8、ov/ docs/cgro/index.html3、CGRO 后新伽玛射线望远镜（1）AGILEAGILE (Astro-rivelatore Gamma a ImmaginiLEggero)是2006年4月23日发射的意大利卫星。r.it/。AGILE 被计划为一2年的发射。与EGRET相同，AGILE对伽玛射线探测取决于对产生过程。它有一示踪器来转换伽玛射线且确定达到方向，一量能器来测量能量和一反符合探测器来排除空间中荷电粒子的巨大的背景 。AGILE的高能探测器工作能区30 MeV到50 GeV。它有大视场（近似2.5弧度)，有可与EGRET相比的源灵敏度和角分辨。AGILE还有一 X-

9、射线成像仪器(称为super-AGILE)。脉冲星研究的一关键参数是timing。AGILE将有几个微秒的单个伽玛射线上的绝对时间延迟。（2）FERMI Gamma-Ray Space Telescope 以前称为GLAST（Gamma-ray Large Area Space Telescope）。已于2008年6月11日发射。GLAST天文台携带两个科学仪器： GBM(GLAST BurstMonitor):BATSE的后继仪器。它将使用一组宽场探测器来监测在能区10 keV - 30MeV中暂现空间。GBM能探测软伽玛重复暴，但它没有一脉冲星的timing模式。 LAT (Large A

10、rea Telescope):是一对产生高能望远镜，EGRET的后继者。对中子星科学，LAT是主要的GLAST仪器。GLAST LAT的一些主要特征：巨大的视场( 近似2.4 弧度或约20% 空间)；计划的扫描模式每3小时看整个空间；宽能区 (20 MeV - 300 GeV）；改进的点扩展函数(对E1 GeV 比EGRET好因子3) ；大有效面积 (比EGRET好因子4)；单光子绝对时间精度好于10微秒。这些导致与EGRET相比灵敏度中因子30的改进！二、高能伽玛射线天空和银河弥撒伽玛射线EGRET构建了整个高能伽玛射线天空图。主要特征：银河系是极亮的，特别是向着银河系的内部分。最亮的持续源

11、是脉冲星。偏离银面的许多亮源是在blazars。许多源仍未被证认。1、银河弥散伽玛射线辐射银河系充满了高能粒子，磁场，光子场核星际介质。伽玛辐射的空间分辨可示踪银河结构。银河系：大部分恒星以旋臂的形式集中于高度h 300 pc的银盘中。该盘充满原子气体（90%的H和10%的He组成且有一平均密度n 1/cm3。）它也包含强度B3G的一有序的磁场。银晕：n0.01/cm3和一湍动的磁场，延伸距离约(10 15) kpc。产生EGRET能区伽玛射线的物理过程是：宇宙线粒子与星际介质的非弹性碰撞产生次级粒子，特别是荷电和中性介子。中性介子几乎立刻衰变为2个伽玛射线。与光子碰撞的宇宙线电子可通过逆Co

12、mpton散射提升光子能量到伽玛射线波段。主要的靶是整个银河系中的光学和红外光子。另一个宇宙线电子过程涉及与星际气体的碰撞，通过韧致辐射产生伽玛射线。核子和电子也可通过与磁场相互作用由同步辐射产生伽玛射线。但实际上与其它来源相比是小的。来自银心区的伽玛辐射的EGRET能谱以及计算的源分量如图所示(Hunter et al 1997)。在100MeV之下，电子轫致辐射是主要分量，而在较高能，核子核子0衰变是最主要的。与幂律谱相比预期的“bump”是清楚可见的。GeV超银河弥散伽玛射线模型：Hunter et al(1997) 银河辐射模型：CRs光子分布气体分布；该模型重新产生了观测到的伽玛辐射

13、的最主要的特征。 Strong, Moskalenko和Reimer (2000, 2004b)发展的GALPROP 模型。该模型强调宇宙学传播计算和对伽玛辐射的一较大的逆Compton贡献。伽玛射线源的确定需要银河弥散伽玛射线模型！2、伽玛射线源：3EG表单个伽玛射线源表现为在模型的弥散发射上的超出。EGRET分析过程使用了一最大似然方法来与拟合有和没有一个源的空间的一给定区的几率比较(Mattoxet al 1996)。EGRET组的空间的最完全的分析似第三个EGRET表(3EG: Hartman et al 1999)。从Hunter et al (1997)弥散模型入手，3EG分析检验

14、了每个观测时期加上观测时期的和，从发射开始到1995年底，使用了多个能区。因为EGRET在该时期后仅间歇地工作。伽玛射线源的3EG结果：在该图中，符号大小显示峰源亮度。该伽玛射线天空似高度可变的，所以不是所有的源在所有的时间都被看到，共271个3EG源。 94个源说明与称为blazars的活动星系核类可能成协。 5颗脉冲星出现于表中。 Large Magellanic Cloud作为一延展的伽玛射线源被探测到。一个太阳耀斑足够亮以致于在源分析中被看到。170源，总数的一半以上，仍未被证认。近期Cassandjian和Grenier(2008)发展了EGRET源的一个新表，基于弥散发射的一个新的

15、模型(Grenier etal 2005)。该表，仅包含188个源，由于气体浓度之故合并许多3EG源到弥散辐射，特别是在中等银纬处。三、伽玛射线脉冲星观测特征 第一个高能伽玛射线源类是转动驱动的脉冲星，开始于Crab和Vela，由SAS-2和COS-B所看到。EGRET扩展伽玛射线脉冲星数目至少到6个，其中由几个其它的好候选体（总结见Thompson 2004)。 这些快速转动的中子星，最初在射电中看到(Hewish et al1968)，有强磁，电和引力场。在脉冲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过曲率辐射，同步辐射或逆Compton散射产生伽玛射线。1、观测特征光曲线（li

16、ght curves) CGRO证认了7颗伽玛射线脉冲星。图8给出了7颗高置信度伽玛射线脉冲星在5个能段中的光曲线：射电，光学，软X射线(300 MeV)Abdo,A.A. et al. 2009, ApJS, 183, 46Fermi LAT: 29颗伽玛射线脉冲星 （15颗已知的射电、X射线脉冲星和 14颗新的脉冲星）。大部分未给出谱及流量。Vela脉冲（Abdo,A.A. et al. 2009, ApJ, 696, 1084）或超新星遗迹CTA 1中脉冲星的发现 大于100 MeV周期：316.86 ms周期导数：3.614e-13 s/sAbdo,A.A. et al. 2008,

17、Science, 322, 1218年轻射电脉冲星PSR J10285819 的脉冲的 射线的发现（ Abdo,A.A. et al. 2009, ApJ, 695, L72 ）毫秒脉冲星 J0030+045的脉冲的伽玛射线的发现（ Abdo,A.A. et al. 2009, ApJ, 699, 1171 ）SNR 3C 58 中脉冲星J0205+6449 的脉冲分发现（ Abdo,A.A. et al. 2009, ApJ, 699, L102 ）PSR J2021+3651 的脉冲的伽玛射线（ Abdo,A.A. et al. 2009, ApJ, 700, 1059 ）来自Crab脉冲

18、星的大于25GeV的脉冲 射线观测（Magic组，2008， Science）四、其它银河伽玛射线源1、双星源EGRET数据说明来自双星源的伽玛辐射的一些显示，但该情况还不敢肯定。在3EG表中2个源，3EG J0241+6103和3EGJ1824-1514位置上与LSI+61.303 (Kniffen et al 1997; Tavani et al 1998)和LS 5039 (Paredes et al 2000)分别一致。来自这些HMXBs的TeV辐射的探测，显示这样的源颗加速粒子到产生在EGRET能带中的伽玛射线的能量。LS 5039 Zhang， Zhang & Fang, 2009, PASJ, in pressLSI+61.3032、其它银河源沿银面的大部分3EG源仍未被证认。存在两种方法来揭示这些源的可能的性质：基于其空间和谱性质，作为一类的银河EGRET源的特征开展研究。 如Mukherjee et al (1995)将未证认源的特征与银河示踪体进行了比较。McLaughlin et al(1996)提出了伽玛射线光变方法且发现一些银河源是可变的。Ozel和Thompson (1996)构造了2EG源的log N-logS分布。说明在高银纬处具有大于S的流量的未证认源数有一各向同性分布。Reimer和Thompson (