周期躍變是一種罕見而奇特的現(xiàn)象,是指少數(shù)脈沖星在短時間內(nèi)自轉(zhuǎn)速率突然跳變增加。截至目前,在190顆脈沖星當(dāng)中,共計探測到555次躍變事件。自1969年首次在Vela脈沖星當(dāng)中發(fā)現(xiàn)躍變現(xiàn)象以來,盡管躍變樣本逐漸增多,但是并未發(fā)現(xiàn)該類現(xiàn)象的明顯規(guī)律。此外,三種用于解釋躍變的產(chǎn)生機(jī)制的理論模型,都有著各自的局限性,且?guī)资陙聿⑽慈〉么蟮倪M(jìn)展。本篇論文的工作是利用南天區(qū)最好的Parkes射電望遠(yuǎn)鏡繼續(xù)躍變的觀測研究。該工作中,對每顆脈沖星計時觀測的時間跨度為3到7年不等。通過擬合計時殘差,我們在20顆脈沖星當(dāng)中探測到32次躍變事件。其中,有28次躍變?yōu)樾碌陌l(fā)現(xiàn);而另外4次是已經(jīng)發(fā)表過的躍變,但是我們更新了躍變后的自轉(zhuǎn)行為,均呈現(xiàn)出不同程度的指數(shù)恢復(fù)。這些躍變的幅度Δv/v在0.75×10^-9和8.6×10^-6之間,也是呈雙峰分布的結(jié)構(gòu)。值得注意的是,有8顆脈沖星是首次探測到躍變的發(fā)生。這些躍變行為通常為正常的躍變;而PSR J1602-5100中發(fā)生的躍變則是極其罕見的慢躍變,也是目前為止探測到最大幅度的慢躍變Δv_max/v～1... 

【文章來源】：西華師范大學(xué)四川省

【文章頁數(shù)】：45 頁

【學(xué)位級別】：碩士

【部分圖文】：

PSRB2334+61中的躍變：(a)相對于躍變前自轉(zhuǎn)頻率變化Δ；(b)Δ的放大圖，躍變后的自轉(zhuǎn)頻率減去躍變后的平均值；(c)躍變前后的的變化

前言2當(dāng)前，在約3000顆脈沖星當(dāng)中，僅發(fā)現(xiàn)190顆脈沖星總計約555次周期躍變現(xiàn)象[8]。其中，在吸積供能脈沖星SXP1062和PSRJ0613-0200當(dāng)中分別發(fā)現(xiàn)了目前最大和最小的躍變事件，其躍變的相對幅度分別為Δ~1.37×103和Δ~2.5×1012[9]。此外，著名的船夫座Vela脈沖星和蟹狀星云Crab脈沖星都是躍變最為頻繁的脈沖星。盡管躍變現(xiàn)象的樣本逐漸增多，但是目前并未發(fā)現(xiàn)躍變現(xiàn)象的明顯規(guī)律；除了統(tǒng)計上發(fā)現(xiàn)的以下特征[4]：躍變幅度呈雙峰分布，兩個峰值分別為106(大躍變)和109（小躍變）；大幅度的躍變通常發(fā)生在年輕的脈沖星當(dāng)中，并且伴隨著指數(shù)恢復(fù)；周期躍變主要發(fā)生在特征年齡為103~105年的脈沖星當(dāng)中；由于時間噪聲的存在，小的躍變現(xiàn)象很難探測；磁星當(dāng)中的躍變通常伴隨著流量的爆發(fā)。除了短時標(biāo)的自轉(zhuǎn)突然加快的正常躍變現(xiàn)象以外，還有兩類更為罕見的躍變現(xiàn)象：一類是慢躍變現(xiàn)象（SlowGlitch）；另一類是反躍變現(xiàn)象（Anti-glitch）。慢躍變現(xiàn)象（圖1-2）是鄒偉貞等人2004年在脈沖星PSRB1822-09中發(fā)現(xiàn)的自轉(zhuǎn)速率以指數(shù)形式緩慢的增加，持續(xù)時間為340天；該過程中自轉(zhuǎn)減慢率突然減小到最小值之后，再以指數(shù)形式恢復(fù)到躍變之前的值[10]。目前在6顆星當(dāng)中發(fā)現(xiàn)了30次慢躍變現(xiàn)象[8]。反躍變現(xiàn)象（圖1-3）是Archibald等人2013年第一次在磁星IE2259+586中發(fā)現(xiàn)的自轉(zhuǎn)突然減慢的現(xiàn)象，同時伴隨著流量的爆發(fā)[11]。圖1-2PSRB1822-09慢躍變。參考鄒偉貞等人的工作[10]。

前言3圖1-3磁星IE2259+586反躍變發(fā)生時的計時和流量特征。參考Archibald等人的工作[11]。理論上，認(rèn)為躍變行為是由于中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)的改變，造成觀測上的自轉(zhuǎn)加快現(xiàn)象。目前解釋理論主要有三種。第一種是星震模型。星震模型認(rèn)為，脈沖星自轉(zhuǎn)加快是中子星星殼的彈性應(yīng)力的突然釋放引起的。具體的，在中子星旋轉(zhuǎn)速度減慢過程中，這種彈性應(yīng)力逐漸積聚在原子核晶格所組成的固態(tài)星殼內(nèi)；某一時刻，應(yīng)力突然釋放導(dǎo)致橢率變化，并使星體轉(zhuǎn)動慣量突然減��；為保持星體角動量守恒，使得中子星轉(zhuǎn)速突然增加[12]。然而該模型與觀測不符，通過模型預(yù)測的躍變時間間隔遠(yuǎn)長于觀測結(jié)果。而來小禹等人認(rèn)為如果脈沖星本質(zhì)是奇異星，而不是中子星，星震模型則仍可以用以解釋躍變[13]。第二種是超流模型。該模型認(rèn)為﹐中子星殼層和殼層中核晶格里的中子超流的旋轉(zhuǎn)速度不同，由于某種機(jī)制，導(dǎo)致核晶格里的中子超流外流，最終把角動量轉(zhuǎn)移到外殼，因此導(dǎo)致觀測上的外殼旋轉(zhuǎn)加快[14]。第三種是中子星和外界交換能量、角動量模型，如中子星星風(fēng)制動導(dǎo)致反躍變或者吸積造成磁星發(fā)生躍變時伴隨X射線發(fā)射等[15]。綜上所述，脈沖星周期躍變是一種奇特而罕見的自轉(zhuǎn)不穩(wěn)定現(xiàn)象。50年過去了，觀測上仍無法預(yù)測躍變的發(fā)生，且理論模型也未取得良好的進(jìn)展。目前隨著FAST具有全世界最高靈敏度的觀測條件，能夠觀測那些極暗的脈沖星；同時Parkes射電望遠(yuǎn)鏡在不斷更新觀測系統(tǒng)，改善了脈沖星計時觀測條件。這些都將有利于躍變的跟蹤監(jiān)測，以及幫助理解躍變現(xiàn)象背后的物理機(jī)制。

【參考文獻(xiàn)】：
期刊論文
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