脉冲双星测时课件

脉冲双星测时：双星系统、引力波、PPTA

项目简介游霄鹏西南大学物理科学与技术学院脉冲双星测时：双星系统、引力波、PPTA项目简介游霄鹏1内容概要脉冲双星系统测时引力波探测简介ParkesPulsarTimingArray(PPTA)项目简介内容概要脉冲双星系统测时2脉冲双星系统简介一些脉冲星会与另一颗星相互绕转组成双星。轨道周期范围为1.6小时到几年。

极少部分的正常脉冲星与一半以上的毫秒脉冲星处在双星系统中。

脉冲双星的伴星质量范围：很低质量的白矮星（0.01M⊙）到大质量的恒星（10－15M⊙）

9个脉冲星的伴星是中子星。一个脉冲星有三个行星绕其旋转。脉冲双星系统简介一些脉冲星会与另一颗星相互绕转组成双星。轨道3脉冲双星测时1、双星轨道运动脉冲双星测时1、双星轨道运动4确定双星轨道的几个要素：1、几何要素：1）半长径a2）偏心率e2、位置要素：1）轨道倾角i2）近心点经度ω3、时间要素：

1）周期Pb2）过近心点时刻T05个开普勒参数:Pb，x=a

sini，，e，T0问题：观测上如何知道是双星？问题：如何用脉冲星测时测这些参数？确定双星轨道的几个要素：2、位置要素：3、时间要素：5个开普5脉冲星测时的方法：观测基本的脉冲星测时观测观测误差把观测到的望远镜到达时间改正到太阳系中心：观测站时间改为国际原子时：色散量改正(D=DM/(2.41×10-16)s)：Roemer项改正：太阳系的Shapiro延迟项改正：地球的Einstein延迟改正脉冲星测时的方法：观测基本的脉冲星测时观测：观测站时间改为国6脉冲星测时的方法：模型获得一系列改正到SSB在t

时刻的TOA

脉冲星测时模型，惯性系周期周期导数位置自行．．．最小二乘法脉冲星测时的方法：模型获得一系列改正到SSB在t时刻的TO7视向速度曲线1、双星运动脉冲星周期调制PSRB1913+16θ：真近点角2、周期变化推算轨道参数观测到的周期为e其中E:：偏近点角平近点角：M=E-esinE视向速度曲线1、双星运动脉冲星周期调制PSRB1913+8真近点角、平近点角、偏近点角或T质量函数：真近点角、平近点角、偏近点角或T质量函数：9双星系统的相对论效应双星对到达时间的调制与太阳系类似Roemer项Einstein项Shapiro项：相对论因子；u：偏近点角r:“range”项s:“shape”项Ф：轨道相位注：shapiro延迟可以用来测轨道倾角i和伴星质量mc双星系统的相对论效应双星对到达时间的调制与太阳系类似Roem10Shapiro延时-PSRJ1909-3744(Jacobyetal.2005)P=2.947msPb=1.533dParkes测时CPSR2

时间残差:

10分钟:230ns日常观测(~2小时):74ns

shaprio延迟可得:i=86.580.1degmc=0.2040.002Msun

质量函数可得:mp=1.4380.024MsunShapiro延时-PSRJ1909-3744(Ja11双星轨道的相对论演化相对论双星开普勒常数会发生变化最早测近日点进动的是水星43arc/centuryPSRB1913+164.2deg/year（GM/c2r）进动可以测双星的总质量PSRB1913+16mp+mc=2.8Msun1.轨道进动Mp=1.44080.0003MsunMc=1.38730.0003Msun(Weisberg&Taylor2005)双星轨道的相对论演化相对论双星开普勒常数会发生变化1.轨道122.轨道周期的变化由于引力辐射，轨道周期将会变快由开普勒常数的测量及广义相对论预测PSRB1913+16观测与理论值之比首次引力波的观测证据。还与横向速度（自行）相关PSRB1534+122.轨道周期的变化由于引力辐射，轨道周期将会变快133.测地岁差－旋转轴进动由于脉冲星旋转轴角动量与轨道角动量的耦合引起。观测到的辐射束发生改变甚至造成脉冲星消失PSRB1913＋162025年以后会消失进动周期:B1913+16:Tp=300年

J0737-3039A:Tp=75年J0737-3039B:Tp=71年19811995Weisbergetal.’89Kramer‘98Kramer‘98脉冲形状

脉冲宽度

3.测地岁差－旋转轴进动由于脉冲星旋转轴角动量与轨道角动量14总结：脉冲双星相对论效应注意后开普勒参数的测量依赖于引力理论。对于广义相对论：——后开普勒参数测量:近心点进动:时间膨胀和引力红移r:“range”Shapiro延迟s:“shape”Shapiro延迟Pb:引力辐射引起轨道衰减geod:测地岁差频率..PSRB1913+16: 测量出,,Pb

PSRJ0737-3039A/B 测量出,,r,s,Pb....总结：脉冲双星相对论效应注意后开普勒参数的测量依赖于引力理论15检验引力理论－PSRJ0737－3039A/B检验广义相对论:Krameretal.(2006)5个后开普勒参数测量质量比4

个可能的测试!超过任何系统准确度高达0.05%

(Krameretal

2006)MB=1.250(5)MMA=1.337(5)M检验引力理论－PSRJ0737－3039A/B检验广义相对16

首次发现脉冲双星

首次精确测量中子星质量

首次发现引力波存在的证据证实了广义相对论是一个精确描述强引力场的理论1993授予Taylor&Hulse诺贝尔奖TheHulse-TaylorBinaryPulsarPSRB1913+16首次发现脉冲双星1993授予Taylor&Hulse17PSRB1257+12–首次发现的太阳系外行星Wolszczan&Frail(1992);Wolszczanetal.(2000)A:3.4MEarth,66.5天B:2.8MEarth,98.2天C:~1MMoon,25.3天PSRB1257+12–首次发现的太阳系外行星Wols18内容概要脉冲双星测时引力波探测简介ParkesPulsarTimingArray(PPTA)项目简介内容概要脉冲双星测时19来自宇宙的信息电磁波宇宙线中微子引力波引力波探测简介来自宇宙的信息电磁波引力波探测简介20引力波:

时空的涟漪!由广义相对论和其他引力理论预言由大质量的物体加速引起引力波:

时21引力波的性质四极矩两种偏振模式

“+”“×”引力波的性质四极矩22引力波源高频(HF，10~104Hz)双中子星的碰撞低频(LF，10-4~1Hz）银河系中的致密双星

极低频(VLF，10-9~10-7Hz)

超大质量双黑洞的并和

甚低频(ELF，10-18~10-15Hz)

宇宙膨胀时造成的引力波起伏引力波源高频(HF，10~104Hz)极低频(23LIGO:LaserInterferometerGravitational-waveObservatory（激光干涉引力波天文台）美国国家科学基金会资助项目

两个站点:WashingtonStateandLouisiana

2个4公里真空臂,形成激光干涉

敏感的频率范围10–500赫兹第一代LIGO已经建成,第二代LIGO~2011最可能的引力波源是双中子星的碰撞LIGO:LaserInterferometerGra24LISA:LaserInterferometerSpaceAntenna（激光干涉太空天线）

欧洲航天局与美国航空航天局项目

三个空间探测器形成等边三角形，每边长5百万公里敏感的引力波频率10-4–10-1Hz计划在2015年发射最可能的引力波源：银河系中的致密双星系统和星系中心的黑洞并和LISA:LaserInterferometerSpa25引力波探测干涉仪测量方法基本公式:LIGO:h~10-22,L=4km,L~10-17cmLISA:h~10-21,L=5×106km,L~10-10cm脉冲星测时的方法引力波探测干涉仪测量方法26测时“噪音”的来源脉冲星本征噪音周期跃变脉冲星轮廓改变对脉冲星的扰动引力波背景球状星团加速轨道扰动，如行星等传播效应伴星的星风色散量的变化闪烁效应地球运动的扰动引力波背景太阳系参数的误差时钟误差时间尺度的误差时间转换的误差接收机误差测时“噪音”的来源脉冲星本征噪音地球运动的扰动27Earth时钟误差对于所有方向的脉冲星都一样Earth时钟误差对于所有方向的脉冲星都一样28Earth地球的运动造成的残差相反的方向上效果相反-偶极矩Earth地球的运动造成的残差相反的方向上效果相反-偶极矩29Earth引力波通过地球垂直方向上符号相反-四极矩Earth引力波通过地球垂直方向上符号相反-四极矩30内容概要脉冲双星测时引力波探测简介ParkesPulsarTimingArray(PPTA)项目简介内容概要脉冲双星测时31毫秒脉冲星阵(PPTA)项目目标直接探测引力波建立以脉冲星为基础的时间序列改进太阳系参数，用于太阳系质心改正毫秒脉冲星阵(PPTA)项目目标直接探测引力波32PPTA项目

主要合作者:AustraliaTelescopeNationalFacility,CSIRO,Sydney

DickManchester,GeorgeHobbs,DavidChampion,JohnSarkissian,JohnReynolds,MikeKesteven,WarwickWilson,GrantHampson,AndrewBrown,DavidSmith,JonathanKhoo,(RussellEdwards)SwinburneUniversityofTechnology,Melbourne

MatthewBailes,WillemvanStraten,JorisVerbiest,RameshBhat,SarahBurke,AndrewJamesonUniversityofTexas,Brownsville

RickJenetUniversityofCalifornia,SanDiego

BillColesFranklin&MarshallCollege,LancasterPA

AndreaLommenUniversityofSydney,Sydney

DanielYardleyNationalObservatoriesofChina,Beijing

JohnnyWenPekingUniversity,Beijing

KejiaLeeSouthwestUniversity,Chongqing

XiaopengYouCurtinUniversity,Perth

AidanHotanPPTA项目主要合作者:33研究方法硬件：PDFB3系统软件：发展测时软件,TEMPO2,系统误差小于2ns观测策略：2－3周的间隔，20颗毫秒脉冲星，5年，3个频率，685MHz,1400MHz,3100MHz测时精度要求:>10颗，100ns，其余的，1µs科学研究方向与方法：研究引力波的性质及探测方法研究时间系统的不确定性，建立脉冲星时间标准研究太阳历表的不确定性并且改正研究调查传播效应并改正研究射频干扰等影响并排除研究方法硬件：PDFB3系统34毫秒脉冲星的分布

PPTA脉冲星：周期<20ms,不在球状星团中毫秒脉冲星的分布PPTA脉冲星：周期<20ms,不35PPTA目前的主要研究结果1、模拟引力波背景(JenetandHobbs)2、数据得到的结果(Hobbsetal.2009)PPTA目前的主要研究结果1、模拟引力波背景(Jeneta363、20颗脉冲星的测时精度任务仍然艰巨，还需继续努力！Hobbsetal,20093、20颗脉冲星的测时精度任务仍然艰巨，还需继续努力！Hob374、CurrentandFutureLimitsontheStochasticGWBackground(Jenetetal.2006)10sTimingResidualsArecibodataforPSRB1855+09(Kaspietal.1994)andrecentPPTAdataMonteCarlomethodsusedtodeterminedetectionlimitforstochasticbackgrounddescribedbyhc=A(f/1yr)(where=-2/3forSMBH,~-1forrelicradiation,~-7/6forcosmicstrings)Currentlimit:gw(1/8yr)~210-8ForfullPPTA(100ns,5yr):~10-10CurrentlyconsistentwithallSMBHevolutionarymodels(e.g.,Jaffe&Backer2003;Wyithe&Loeb2003,Enokietal.2004)IfnodetectionwithfullPPTA,allcurrentmodelsruledoutAlreadylimitingEOSofmatterinepochofinflation(w=p/>-1.3)

andtensionincosmicstrings(Grishchuk2005;Damour&Vilenkin2005)4、CurrentandFutureLimitson385、FutureProspectsSinglesourcedetectionStochasticGWBackgroundPPTASKARangeofpredictedamplitudes(Jaffe&Backer2003;Wyithe&Loeb2003)5years,100nsDifficulttogetsufficientobservationswithPPTAalone-internationalcollaborationsimportant!Predictedmergerratesfor5x108Mbinaries(Wen&Jenet2009)PPTAcan’tdetectindividualbinarysystems-butSKAwill!5、FutureProspectsSinglesourc39TheGravitationalWaveSpectrumTheGravitationalWaveSpectru40色散对测时的影响色散量及其主要成分.测量色散量变化的方法20颗毫秒脉冲星的色散量变化太阳风对色散量的影响改正色散量的变化，提高脉冲星测时精度色散对测时的影响色散量及其主要成分.41色散量及其成分从地球到脉冲星，色散量的主要成分：地球电离层太阳风星际介质超新星遗迹伴星色散量及其成分从地球到脉冲星，色散量的主要成分：42色散量变化的测量方法多频率观测用高频观测数据拟合测时模型脉冲在不同频率上的测时差值来计算色散量的变化Parkes毫秒脉冲星阵项目:20颗2－3周观测685,1400,3100MHz.色散量变化的测量方法多频率观测43PSRJ1045-4509PSRJ1045-45091400MHz685MHz3100MHzPSRJ1045-4509PSRJ1045-4509144420颗毫秒脉冲星的色散量变化20颗毫秒脉冲星的色散量变化45改正色散量的变化，

提高脉冲星测时的精度多频段观测优势改正色散量变化的影响提高脉冲星测时的精度问题:改正的方法？噪声的影响？色散量的变化是否明显？改正色散量的变化，

提高脉冲星测时的精度多频段观测优势46我们首次提出改正方法改正了色散量变化的影响，但增加了噪音使用平滑的方法,减少了噪音但,平滑之后丢失了部分色散量变化的信息我们首次提出改正方法改正了色散量变化的影响，但增加了噪音47结果提高了6颗脉冲星的测时精度

J1939J1045周期28σ10σ周期导数28σ6σ自行17σ不变测时模型的参数变化结果提高了