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1、脉冲双星测时：双星系统、引脉冲双星测时：双星系统、引力波、力波、PPTA 项目简介项目简介游霄鹏西南大学物理科学与技术学院内容概要 脉冲双星系统测时 引力波探测简介 Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) 项目简介脉冲双星系统简介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。脉冲双星测时1、双星轨道运动确定双星轨道的几个要素

2、：1、几何要素： 1）半长径a 2）偏心率e2、位置要素： 1）轨道倾角i 2）近心点经度3、时间要素： 1）周期Pb 2）过近心点时刻T05个开普勒参数:Pb ，x = a sin i，e，T0问题：观测上如何知道是双星？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？问题：如何用脉冲星测时测这些参数？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EsRclkobsSSBfDttt2/clktDRsE：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

3、迟项改正：地球的Einstein延迟改正mean2/3obssysTOASPftS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 ii2iiN tn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-esinE真近点角、平近点角、偏近点角或T质量函数：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: “s

4、hape”项：轨道相位注：shapiro延迟可以用来测轨道倾角 i和伴星质量mcShapiro 延时延时 - PSR J1909-3744(Jacoby et al. 2005) P = 2.947 ms Pb = 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 degmc = 0.204 0.002 Msun 质量函数可得:mp = 1.438 0.024 Msun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/cent

5、ury PSR B1913+16 4.2 deg/year （GM/c2r） 进动可以测双星的总质量 PSR B1913+16 mp+mc=2.8Msun1. 轨道进动Mp = 1.4408 0.0003 MsunMc = 1.3873 0.0003 Msun(Weisberg & Taylor 2005)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+125/37/22425/351/3192733711522496pcbbpcm mPP

6、eeeGcmm bP()()/1.00130.0021b obsb predPP3. 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 B1913162025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Kramer 98Kramer 98脉冲形状脉冲形状 脉冲宽度脉冲宽度 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

7、” 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.PSR B1913+16:测量出, , Pb PSR J0737-3039A/B测量出, , r, s, Pb.检验引力理论PSR J07373039A/B002. 0001. 1expobsss检验广义相对论检验广义相对论:Kramer et al.(2006)5个后开普勒参数测量质量比个后开普勒参数测量质量比4 个可能的测试个可能的测试!超过超过任何任何系统系统准确度高达准确度高达0.05% (Kramer et al 2006)MB=1.250(5)MMA=1.337(5

8、)M 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授予授予 Taylor & Hulse诺贝尔奖诺贝尔奖The Hulse-Taylor Binary PulsarPSR B1913+16PSR B1257+12 首次发现的太阳系外行星首次发现的太阳系外行星Wolszczan & Frail (1992); Wolszczan et al. (2000)A: 3.4 MEarth, 66.5天B: 2.8 MEarth, 98.2天C: 1 MMoon, 25.3天内容概要 脉冲双星测时 引力波探测简介 Parkes

9、Pulsar Timing Array (PPTA) 项目简介来自宇宙的信息 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的性质 四极矩 两种偏振模式 “+” “”引力波源 高频 (HF，10 104 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LIGO: Laser Interferometer Gravitational-wave

10、 Observatory （激光干涉引力波天文台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 最可能的引力波最可能的引力波源是双中子星的源是双中子星的碰撞碰撞LISA: Laser Interferometer Space Antenna（激光干涉太空天线）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

11、 Hz 计划在2015年发射最可能的引力波源最可能的引力波源：银河系中的致密：银河系中的致密双星系统和星系中双星系统和星系中心的黑洞并和心的黑洞并和引力波探测 干涉仪测量方法 基本公式: LIGO: h10-22, L=4 km, L10-17cm LISA: h10-21, L=5106 km, L10-10cm 脉冲星测时的方法12yxLLhLL 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Earth时钟

12、误差对于所有方向的脉冲星都一样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引力波通过地球垂直方向上符号相反- 四极矩内容概要 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PPTA 项目 主要合作者主要合作者:Australia Telescope National Facility, CSIRO, Sydney Dick Manchester, George Hobbs, David Champion

13、, 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 JamesonUniversity of Texas, Bro

14、wnsville Rick JenetUniversity of California, San Diego Bill ColesFranklin & Marshall College, Lancaster PA Andrea LommenUniversity of Sydney, Sydney Daniel YardleyNational Observatories of China, Beijing Johnny WenPeking University, Beijing Kejia LeeSouthwest University, Chongqing Xiaopeng YouCurtin

15、 University, Perth Aidan Hotan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毫秒脉冲星的分布 PPTA脉冲星：周期 -1.3) and tension in cosmic strings (

16、Grishchuk 2005; Damour & Vilenkin 2005)5、Future ProspectsSingle source detectionStochastic GW BackgroundPPTASKARange of predicted amplitudes(Jaffe & Backer 2003; Wyithe & Loeb 2003)5 years, 100 nsDifficult to get sufficient observations with PPTA alone - international collaborations important!Predic

17、ted merger rates for 5 x 108 M binaries (Wen & Jenet 2009)PPTA cant detect individual binary systems - but SKA will!The Gravitational Wave Spectrum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量及其成分2122120dDMvvttKlnLe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 伴星色散量变化的测量方法

18、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.PSR J1045-4509PSR J1045-45091400 MHz685 MHz3100 MHz20颗毫秒脉冲星的色散量变化改正色散量的变化，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？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

19、息结果 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 得到正确的参数星系中心黑洞引力波星系中心黑洞引力波的产生与探测的模拟的产生与探测的模拟太阳风以前的模型 现在用的太阳风密度的模型太简单 TEMPO: ne0=10 cm-3 TEMPO2: ne0= 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，基于实测数据新模型的建立

20、 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）太阳全景图PSR J1744-1134, December 20, 2004新模型的结果PSR J1744-1134，从2004年至2006年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)对脉冲星测时的影响模拟PSR J1744-1134三年的测时数据结论 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