脉冲星的高能观测特征Word文件下载.docx
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、CGRO时期NASA四大天文台：
Hubble望远镜（光学）CGRO（伽玛射线）Chandra（X射线）Spitzer（红外）CGRO携带了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。
这个仪器一起覆盖了从小于keV到约GeV的能量在电磁谱中有个量级。
三个较低能的仪器是：
◎爆发和暂现源探测器（BATSE）：
能区keV－MeV。
BATSE的重要结果：
伽玛暴空间各向同性分布（总结见Fishman）。
◎定向闪烁谱仪实验（OSSE）：
能区：
keVMeV。
OSSE成像了来自正电子湮灭的MeV线测量了许多硬X射线软伽玛射线源（总结见Kurfess）。
◎成像Compton望远镜（COMPTEL）：
有效能区MeVMeV。
在其结果中COMPTEL成图了银河系中发射性Aluminum的分布说明了新近形成的物质的位置（总结见Schonfelderetal）。
EGRET仪器EGRET：
EnergeticGammaRayExperimentTelescopeEGRET：
能区MeV－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MeV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☆先通过反符合系统不产生信号☆伽玛射线在个薄钽（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。
、CGRO后－新伽玛射线望远镜（）AGILEAGILE（AstrorivelatoreGammaaImmaginiLEggero）是年月日发射的意大利卫星。
http:
agilermiasfcnrit。
AGILE被计划为一年的发射。
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MeV到GeV。
它有大视场（近似弧度）有可与EGRET相比的源灵敏度和角分辨。
AGILE还有一X射线成像仪器（称为superAGILE）。
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。
（）FERMIGammaRaySpaceTelescope以前称为GLAST（GammarayLargeAreaSpaceTelescope）。
已于年月日发射。
GLAST天文台携带两个科学仪器：
★GBM（GLASTBurstMonitor）:
BATSE的后继仪器。
它将使用一组宽场探测器来监测在能区keVMeV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（LargeAreaTelescope）:
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。
GLASTLAT的一些主要特征：
☆巨大的视场（近似弧度或约空间）☆计划的扫描模式每小时看整个空间☆宽能区（MeVGeV）☆改进的点扩展函数（对EGeV比EGRET好因子）☆大有效面积（比EGRET好因子）☆单光子绝对时间精度好于微秒。
这些导致与EGRET相比灵敏度中因子的改进！
*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。
◎最亮的持续源是脉冲星。
◎偏离银面的许多亮源是在blazars。
◎许多源仍未被证认。
、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≈pc的银盘中。
该盘充满原子气体（的H和的He组成且有一平均密度n～cm。
）它也包含强度B～μG的一有序的磁场。
银晕：
n～cm和一湍动的磁场延伸距离约（−）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π介子。
中性介子几乎立刻衰变为个伽玛射线。
★与光子碰撞的宇宙线电子可通过逆Compton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（Hunteretal）。
在MeV之下电子轫致辐射是主要分量而在较高能核子－核子π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：
◎Hunteretal（）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的最主要的特征。
◎Strong,Moskalenko和Reimer（,b）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！
、伽玛射线源：
EG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（Mattoxetal）。
EGRET组的空间的最完全的分析似第三个EGRET表（EG:
Hartmanetal）。
从Hunteretal（）弥散模型入手EG分析检验了每个观测时期加上观测时期的和从发射开始到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EG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个EG源。
★个源说明与称为blazars的活动星系核类可能成协。
★颗脉冲星出现于表中。
★LargeMagellanicCloud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。
★源总数的一半以上仍未被证认。
近期Cassandjian和Grenier（）发展了EGRET源的一个新表基于弥散发射的一个新的模型（Grenieretal）。
该表仅包含个源由于气体浓度之故合并许多EG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和COSB所看到。
EGRET扩展伽玛射线脉冲星数目至少到个其中由几个其它的好候选体（总结见Thompson）。
这些快速转动的中子星最初在射电中看到（Hewishetal）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。
、观测特征－光曲线（lightcurves）CGRO证认了颗伽玛射线脉冲星。
图给出了颗高置信度伽玛射线脉冲星在个能段中的光曲线：
射电光学软X射线（keV）硬X射线软伽玛射线keVMeV）和硬伽玛射线（大于MeV）。
这些脉冲星光曲线的一些重要特征是：
☆它们在所有波段不相同。
如在软X射线中一些的发射为热的或许来自中子星表面热发射不是射电或伽玛辐射的起源。
☆不是所有的颗都在最高能处被看到。
PSRB由COMPTEL直到MeV看到（Kuiperetal）但在较高能处未被EGRET看到。
☆EGRET看到的颗有一共同的特征光曲线中双峰。
除大于MeV的颗高置信度脉冲星探测外颗额外的射电脉冲星颗由EGRET看到：
PSRB,PSRB和PSRJ仅一颗毫秒脉冲星有伽玛射线发射的证据（Kuiperetal,）。
、观测特征－宽带谱（broadbandspectra）观测到的谱反映了加速荷电粒子的物理机制且有助于证认产生脉冲辐射的相互作用过程。
颗最高置信度的伽玛射线脉冲星的宽带谱如图所示。
特征：
★射电发射（起源于相关过程）和高能发射（可能起源于在非相干过程中荷电粒子）间的差别对这些脉冲星的一些是可见的特别是Crab和Vela。
★Vela,Geminga和B都说明在X射线中的一个热分量这被认为来自热中子星表面。
★已知的脉冲星的伽玛射线谱典型的是平的具有在MeV和几个GeV之间约或小于的光子幂律指数。
这些脉冲星的几个的－GeV带中看到的能量breaks。
★无脉冲发射在大于GeV处被看到仅有EGRET观测的上限除Crab的MAGIC望远镜的近期观测外（Teshima,）。
★脉冲的能谱随脉冲星相位变化。
谱随相位变化的简单模式（Fierroetal）。
、唯象的伽玛射线脉冲星性质虽然伽玛射线脉冲星的样本不广泛但它确实提供了在数据中寻找趋势的一些机会。
这样的唯象模式将是对AGILE和GLAST伽玛射线脉冲星族的一个明显的检验。
已知脉冲星的转动能为：
其中I是脉冲星的转动惯量由此可以得到脉冲星的转动能量损失率为可以证明脉冲星磁球中开场线的电压为高能伽玛射线辐射效率*◎由Arons（）首先注意到的自转变慢的能量到高能辐射的转换效率似乎反比于开场线电压。
如图所示。
虽然它不能拟和所有的数据但该关系在两个量级上合理地好。
在V的低值处会发生什么？
该趋势不能连续因为该效率在volts之下的某处趋于。
存在伽玛射线发射的一尖锐的deathline”吗？
伽玛射线发射是可能的最低电压是什么？
该关系如何与伽玛射线在弧度内成束的（几乎肯定不正确）的假定相关？
伽玛射线脉冲趋于是宽的（例如Geminga基本上通过中子星的转动辐射伽玛射线）。
这些脉冲形状表明一个大束或一些优先指向吗？
在伽玛射线束形状或大小中存在主要的变化吗？
假定脉冲星的磁场是偶极场则转动的磁偶极子辐射的能量损失率为假定脉冲星的转动能可以完全转化为磁偶极辐射的能量◎所有伽玛射线脉冲星观测到的一个特征是高能截断。
大于某个能量脉冲的发射急剧下降。
如图说明该截断的近似能量和脉冲星表面磁场间的关系其中较低的能量截断伴随一较高的磁场。
虽然该表现处的模式主要由颗脉冲星确定：
PSRB,其高能截断未由EGRET测量到但由TeV发射的缺乏所表明和PSRB其截断位于EGRET能区之下。
、近期AGILE和FermiLAT等的一些结果AGILE：
颗高置信度的和颗可能的伽玛射线脉冲星FermiLAT个月的观测结果发现了颗高显著性的伽玛射线源。
SkymapoftheLATdata（EMeV）Abdo,
A
Aetal,ApJS,,FermiLAT:
颗伽玛射线脉冲星（颗已知的射电、X射线脉冲星和颗新的脉冲星）。
大部分未给出谱及流量。
★Vela脉冲（Abdo,
Aetal,ApJ,,）或超新星遗迹CTA中脉冲星的发现大于MeV周期：
ms周期导数：
essAbdo,
Aetal,Science,,年轻射电脉冲星PSRJ–的脉冲的γ射线的发现（Abdo,
Aetal,ApJ,,L）毫秒脉冲星J的脉冲的伽玛射线的发现（Abdo,
Aetal,ApJ,,）SNRC中脉冲星J的脉冲分发现（Abdo,
Aetal,ApJ,,L）PSRJ的脉冲的伽玛射线（Abdo,
Aetal,ApJ,,）来自Crab脉冲星的大于GeV的脉冲γ−射线观测（Magic组Science）*四、其它银河伽玛射线源、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EG表中个源EGJ和EGJ位置上与LSI（KniffenetalTavanietal）和LS（Paredesetal）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。
LSZhangZhangFang,,PASJ,inpressLSI、其它银河源沿银面的大部分EG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Mukherjeeetal（）将未证认源的特征与银河示踪体进行了比较。
McLaughlinetal（）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（）构造了EG源的logNlogS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（）空间统计考虑和光变研究指出在未证认的EGRET源中存在银河族和可变的GeV伽玛射线发射体（Nolanetal）。
Gehrelsetal（）指出可能与附近Gould带complex成协的接近银面的具有不同性质的稳定的伽玛射线源族。
Cassandjian和Grenier（）注意到的这些的许多可是在EGRET数据中未被模型的气体云。
这些研究的最强的结论EGRET银河源由不止一族组成。
使用各种统计技术发现了EGRET源与恒星形成区（如Kaaret和CottamRomeroetal）超新星遗迹（如Sturner和DermerEspositoetal）或脉冲星风云（如Robertsetal）成协。
☆已知银河族与EGRET源的位置相关来区分其性质的方法。
Torresetal（）提供了作为EGRET源的超新星遗迹的观测和理论可能性的总结。
*所有这些源类都是可能的因为它们有加速粒子到高能的潜力其中粒子可相互作用来产生伽玛射线。
存在的问题:
脉冲星族也可解释银河未证认源的一部分（YadigarogluandRomani,Zhangetal）。
□所有这些源趋于位于相同的区域。
难分离这些种类。
□对大多数源不存在唯一的谱或时间特征没有脉冲或轨道周期存在。
□EGRET误差盒太大以致于不可能有唯一的成协。
谢谢！
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