脉冲双星测时课件

单击此处编辑母版标题样式,单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,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,Parkes Pulsar Timing Array(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（1015M,）,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,a,2）偏心率,e,2、位置要素：,1）轨道倾角i,2）近心点经度,3、时间要素：,1）周期,P,b,2）过近心点时刻,T,0,5个开普勒参数,:,P,b,，,x=a,sin,i,，,，,e,，,T,0,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/(2.4110,-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TO,7,视向速度曲线,1、双星运动,脉冲星周期调制,PSR B1913+16,：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,-,e,sin,E,视向速度曲线1、双星运动脉冲星周期调制PSR B1913+,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,：轨道相位,注：shapiro延迟可以用来测,轨道倾角,i,和伴星质量,m,c,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Roem,10,Shapiro,延时,-PSR J1909-3744,(Jacoby et al.2005),P=2.947 ms,P,b,=1.533 d,Parkes,测时,CPSR2,时间残差,:,10,分钟,:230 ns,日常观测,(2,小时,):74 ns,shaprio延迟可得,:,i,=86.58,0.1 deg,m,c,=0.204 0.002 M,sun,质量函数可得,:,m,p,=1.438,0.024 M,sun,Shapiro 延时-PSR J1909-3744(Ja,11,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,43 arc/century,PSR B1913+16 4.2 deg/year（,GM,/c,2,r,）,进动可以测双星的总质量,PSR B1913+16 m,p,+m,c,=2.8M,sun,1.轨道进动,M,p,=1.4408,0.0003 M,sun,M,c,=1.3873,0.0003 M,sun,(Weisberg&Taylor 2005),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,12,2.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,PSR B1913+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 PSR B1534+12,2.轨道周期的变化由于引力辐射，轨道周期将会变快,13,3.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 PSR B191316,2025年以后会消失,进动周期:,B1913+16:T,p,=300 年,J0737-3039A:T,p,=75 年,J0737-3039B:T,p,=71 年,1981,1995,Weisberg et al.89,Kramer 98,Kramer 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,P,b,:,引力辐射引起轨道衰减,geod,:,测地岁差频率,.,.,PSR B1913+16:,测量出,P,b,PSR J0737-3039A/B,测量出,r,s,P,b,.,.,.,.,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,PSR J0737,3039A/B,检验广义相对论,:,Kramer et al.(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,%,(Kramer et al,200,6,),M,B,=1.250(5)M,M,A,=1.337(5)M,检验引力理论PSR J07373039A/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&Huls,e诺贝尔奖,The Hulse-Taylor Binary Pulsar,PSR B1913+16,首次发现脉冲双星1993授予 Taylor&Hulse,17,PSR B1257+12,首次发现的太阳系外行星,Wolszczan Wolszczan et al.(2000),A:3.4 M,Earth,66.5,天,B:2.8 M,Earth,98.2,天,C:1 M,Moon,25.3,天,PSR B1257+12 首次发现的太阳系外行星Wols,18,内容概要,脉冲双星测时,引力波探测简介,Parkes Pulsar Timing Array(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 10,4,Hz),双中子星的碰撞,低频(LF，10,-4,1 Hz）,银河系中的致密双星,极低频,(VLF，10,-9,10,-7,Hz),超大质量双黑洞的并和,甚低频,(ELF，10,-18,10,-15,Hz),宇宙膨胀时造成的引力波起伏,引力波源高频(HF，10 104 Hz)极低频(,23,LIGO:Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory,（,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,:Washington State and Louisiana,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:Laser Interferometer Gra,24,LISA:Laser Interferometer Space Antenna,（,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,-1,Hz,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:Laser Interferometer Spa,25,引力波探测,干涉仪测量方法,基本公式:,LIGO:,h,10,-22,L,=4 km,L,10,-17,cm,LISA:,h,10,-21,L,=5,10,6,km,L,10,-10,cm,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,27,Earth,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,28,Earth,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,29,Earth,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,Parkes Pulsar Timing Array(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,32,PPTA 项目,主要合作者:,Australia Telescope National Facility,CSIRO,Sydney,Dick Manchester,George Hobbs,David Champion,John Sarkissian,John Reynolds,Mike Kesteven,Warwick Wilson,Grant Hampson,Andrew Brown,David Smith,Jonathan Khoo,(Russell Edwards),Swinburne University of Technology,Melbourne,Matthew Bailes,Willem van Straten,Joris Verbiest,Ramesh Bhat,Sarah Burke,Andrew Jameson,University of Texas,Brownsville,Rick Jenet,University of California,San Diego,Bill Coles,Franklin&Marshall College,Lancaster PA,Andrea Lommen,University of Sydney,Sydney,Daniel Yardley,National Observatories of China,Beijing,Johnny Wen,Peking University,Beijing,Kejia Lee,Southwest University,Chongqing,Xiaopeng You,Curtin University,Perth,Aidan Hotan,PPTA 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：23周的间隔，20颗毫秒脉冲星，5年，3个频率，685 MHz,1400 MHz,3100 MHz,测时精度要求:10颗，100ns，其余的，1s,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 20 ms,不在球状星团中,毫秒脉冲星的分布 PPTA脉冲星：周期 -1.3,),and tension in cosmic strings,(Grishchuk 2005;Damour&Vilenkin 2005),4、Current and Future Limits on,38,5、Future,Prospects,Single source detection,Stochastic GW Background,PPTA,SKA,Range of predicted amplitudes,(Jaffe Wyithe&Loeb 2003),5 years,100 ns,Difficult to get sufficient observations with PPTA alone-international collaborations important!,Predicted merger rates for 5 x 10,8,M,b,inaries,(Wen&Jenet 200,9,),PPTA cant detect individual binary systems-but SKA will!,5、Future ProspectsSingle sourc,39,The Gravitational Wave Spectrum,The Gravitational Wave Spectru,40,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,23周 观测,685,1400,3100 MHz.,色散量变化的测量方法多频率观测,43,PSR J1045-4509,PSR J1045-4509,1400 MHz,685 MHz,3100 MHz,PSR J1045-4509PSR J1045-450914,44,20,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,J1939 J1045,周期 28 10,周期导数 28 6,自行 17 不变,测时模型的参数变化,结果提高了6颗脉冲星的测时精度,48,对引力波探测的影响,引力波“红噪音”,色散量变化“红噪音”,但，色散量变化与观测频率有关,引力波信号与观测频率无关,改正色散量的变化,得到正确的参数,对引力波探测的影响引力波“红噪音”,49,星系中心黑洞引力波的产生与探测的模拟,星系中心黑洞引力波的产生与探测的模拟,50,太阳风以前的模型,现在用的太阳风密度的模型太简单,TEMPO:n,e0,=10 cm,-3,TEMPO2:n,e0,=4 cm,-3,已经证实了简单模型不准确,(You et al.2007),太阳风的复杂性,需要更好的模型，基于实测数据,太阳风以前的模型现在用的太阳风密度的模型太简单,51,新模型的建立,Wilcox Solar Observatory数据(1976年5月后),磁中线,20度线,太阳风的双态,“快风”（20度线以外）,“慢风”（20度线以内）,新模型的建立Wilcox Solar Observatory,52,太阳全景图,PSR J1744-1134,December 20,2004,太阳全景图PSR J1744-1134,December,53,新模型的结果,PSR J1744-1134，从2004年至2006年,新模型的结果PSR J1744-1134，从2004年至20,54,与实测数据对比,左图：我们的数据,(You et al.2007)；,右图：Nancay 观测站的数据,(Cognard et al.1996),与实测数据对比左图：我们的数据(You et al.20,55,对脉冲星测时的影响,模拟PSR J1744-1134三年的测时数据,对脉冲星测时的影响模拟PSR J1744-1134三年的测时,56,结论,发展了新的太阳风模型用于脉冲星测时,新的模型比原来的更好的改正了时间延迟,原来的模型会引起脉冲星测时参数的不准确,我们的新模型对于高精度测时很重要,结论发展了新的太阳风模型用于脉冲星测时,57,