АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 9, с. 818-831
УДК 524.52-466
СПЕКТР ТУРБУЛЕНТНОСТИ МЕЖЗВЕЗДНОЙ ПЛАЗМЫ В НАПРАВЛЕНИИ ПУЛЬСАРОВ Р8К В0809+74 И В0950+08
© 2008 г. Т. В. Смирнова, В. И. Шишов
Пущинская радиоастрономическая обсерватория Астрокосмического центра Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, Пущино Московской области, Россия Поступила в редакцию 20.10.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
Исследованы межзвездные мерцания пульсаров РБК В0809+74 и В0950+08 по наблюдениям на низких частотах: 41, 62, 89 и 112 МГц. Определены характерные временные и частотные масштабы дифракционных мерцаний на этих частотах. Комплексный анализ частотных и временных структурных функций, приведенных к одной частоте, показал, что спектр неоднородностей межзвездной плазмы в направлении обоих пульсаров является степенным. Показатель спектра флуктуаций неоднородностей межзвездной плазмы в направлении РБК В0950+08 существенно отличается от колмогоровского: п = 3.00 ± 0.05. В направлении РБК В0809+74 спектр степенной с показателем п = 3.7 ± 0.1. Обнаружена сильная угловая рефракция в направлении РБК В0950+08. Проведен анализ распределения неоднородностей вдоль луча зрения и показано, что мерцания РБК В0950+08 происходят на турбулентном слое с повышенной электронной концентрацией, который находится на расстоянии порядка 10 пк от наблюдателя. Для РБК В0809+74 распределение неоднородностей является квазиоднородным. Проведена оценка среднего квадрата флуктуаций электронной концентрации на неоднородностях с характерным масштабом р0 = 107 м в направлении четырех пульсаров. Локальный уровень турбулентности на этом масштабе в 20 раз выше в 10-пк слое, чем в протяженной области, ответственной за мерцания РБК В0809+74.
РАС Б: 98.38.Am, 97.60.Gb
1. ВВЕДЕНИЕ
Пульсары являются хорошим инструментом для исследования межзвездной плазмы (МЗП), поскольку имеют очень малый угловой размер и интенсивное излучение. Исследование их флуктуаций интенсивности в частотно-временной области позволяет исследовать спектр МЗП в различных направлениях нашей Галактики. Как было показано в работах [1, 2], наблюдательные данные по мерцаниям пульсаров статистически хорошо описываются степенным спектром неоднородностей с показателем п = 3.67, т.е. колмогоровским спектром, в очень широком диапазоне пространственных масштабов р. Однако наблюдается разброс значений показателя степени спектра п при одном и том же значении р для разных источников, что свидетельствует о том, что спектр в локальных направлениях Галактики может отличаться от колмогоровского. Применение нового метода для изучения МЗП с использованием комплексного анализа структурной функции, полученной по многочастотным наблюдениям мерцаний пульсаров, показало отличие спектра от колмогоровского [3— 5] для РБН В0329+54, В0437-47 и В1642-03. Целью данной работы было исследование спектра
МЗП в направлении близких и мощных на метровых волнах пульсаров РБН В0809+74 и В0950+ +08. Расстояние до этих пульсаров и их скорость известны по измерениям паралакса [6]: К = 433 пк, V = 102 км/с и К = 262 пк, V = 36.6 км/с для РБН В0809+74 и В0950+08, соответственно. Поскольку это одни из самых близких пульсаров, анализ их мерцаний позволяет исследовать ближайшую к Солнцу область межзвездной плазмы.
Полученные ранее наблюдательные данные показывают наличие трех компонент межзвездной турбулентной плазмы в окрестности Солнца на расстоянии порядка 1 кпк и меньше. Первая компонента соответствует турбулентной плазме, которая распределена в пространстве между рукавами приблизительно статистически однородно — компонента А по классификации, введенной в работах [7, 8]. Вторая компонента соответствует каверне с пониженной плотностью электронов (пе = 0.005 см"3) в окрестности Солнца и масштабом порядка 200—300 пк перпендикулярно галактической плоскости и 50—100 пк в плоскости галактики. Эта каверна выявлена по наблюдениям в рентгеновском диапазоне [9]. Наличие каверны
с пониженным уровнем турбулентности с масштабом порядка 100 пк выявлено также по анализу мерцаний пульсаров с мерой дисперсии от 3 до 35 пк см"3 [10]. Третья компонента соответствует слою с повышенным уровнем турбулентности на расстоянии порядка 10 пк от Солнца. Этот слой выявлен по наблюдениям межзвездных мерцаний квазаров в см-диапазоне волн [11, 12]. Этот слой был классифицирован как компонента C в работе [5]. В этой же работе было показано, что пульсар PSR J0437—4715 мерцает на неоднородностях слоя C.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ПЕРВИЧНАЯ ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Наблюдения PSR B0809+74 и B0950+08 проводились на радиотелескопах БСА и ДКР-1000 Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН на частотах 41, 62.43, 88.57 МГц (ДКР-1000) и 111.87 МГц (БСА) в течение декабря 2001 г.—января 2004 г. Поскольку помеховая ситуация на низких частотах была сложной, для анализа использовались только те записи, где помехи были малы. Принималось линейно поляризованное излучение. Использовались два многоканальных приемника: 128-канальный с полосой каждого канала А/ = 20 кГц на частотах 88.57, 62.43 и 111.87 МГц и 128-канальный приемник с полосой А/ = 1.25 кГц для регистрации сигнала на частоте 41 МГц. Время наблюдений на антенне БСА (частота 111.87 МГц) в каждом сеансе составляло 12 и 3.3 мин для PSR B0809+74 и B0950+08, соответственно, а на низких частотах — 35.5 мин для PSR B0809+74 и 15.63 мин для PSR B0950+ +08. Временное и частотное разрешение (At и А/) и используемое число каналов (NKaH) на каждой частоте указаны в табл. 1. Индивидуальные импульсы пульсаров записывались на диск компьютера во всех каналах с периодом, синхронизованным с предвычисленным заранее топоцентри-ческим временем прихода импульса. Затем проводилось смещение сигнала во всех каналах, соответствующее дисперсионному сдвигу на данной частоте (приведение к самому высокочастотному каналу), с заменой сигнала в каналах, пораженных помехами (если такие были), на средние значения, определенные по соседним каналам. Усиление во всех каналах приводилось к одному значению путем нормировки таким образом, чтобы дисперсия шумов во всех каналах была равна ее среднему значению, определенному по каналам, не пораженным помехами. На частотах 41—89 МГц запись велась в окне 1.8 P\ (Fi — период пульсара), а на 112 МГц — в окне 0.9 P\. Для улучшения отношения сигнал/шум (S/N) проводилось усреднение индивидуальных импульсов: от 15 импульсов на
Таблица 1. Параметры наблюдений
Параметр /, МГц
41 62.43 88.57 111.87
PSRB0809 + 74
At, мс 5.12; 2.56 5.15 5.38 2.56
NKaH 128; 64 96 96 128
А/, кГц 1.25; 20 20 20 20
Т, с 51.68 51.68 38.76 19.38
PSRB0950 + 08
At, мс 5.12; 2.56 2.56 2.56 2.56
NKaH 64 96 128 128
А/, кГц 1.25; 20 20 20 20
Т, с 20.24 15.18 20.24 5.06
112 МГц до 40 импульсов на низких частотах. Используемое время усреднения Т для обоих пульсаров на всех частотах приведено в табл. 1.
3. КОРРЕЛЯЦИОННЫЙ АНАЛИЗ ДАННЫХ
Для анализа вариаций интенсивности импульсного излучения от частоты (номера канала) в полосе многоканального приемника формировались спектры индивидуальных импульсов /(¡к) путем усреднения сигнала в выбранной области долгот импульса и в области внеимпульсного, шумового участка записи (по такому же числу долгот) /м(¡к) для каждого из каналов. Здесь ¡к = f + + ( — 1)Д¡ — частота к-го канала, ¡ — частота наблюдения. Затем проводилось вычитание шумовой составляющей IN (¡к) из /(¡к), и полученные таким образом спектры индивидуальных импульсов анализировались с целью получения информации, как в частотной, так и во временной областях.
Характерный частотный ¡dif и временно)й tdif масштабы мерцаний определялись с помощью корреляционного анализа. Считалась средняя нормированная на произведение среднеквадратичных отклонений а\а2 кросс-корреляционная функция (ККФ) между спектрами соседних, нешумовых импульсов, усредненных в заданном диапазоне долгот импульсного излучения. Нешумовыми импульсами считались импульсы, амплитуда которых превышала уровень 4ам. Средний профиль пульсара получался сложением всех индивидуальных импульсов в данный сеанс наблюдения. Поскольку время усреднения импульсов Т (табл. 1) было значительно меньше временно го масштаба мерцаний, то де-корреляция спектров соседних (усредненных) импульсов была несущественной, зато мы полностью
160 (а) РБЯ В0809 + 74
120 - / / \ f = 111.87 МГц 06.04.01
80 -
40 ~ /
12
0 1 1 1 1 1
1.0
0.8 0.6 0.4 0.2 0 -0.2 0-0.4 й 1.0 0.8 0.6 0.4 0.2 0 -0.2 -0.4
- (б)
50
100
150
200 мс
I
■ \
I \щ
1л. ЛиГ V, л/
■ ч,' ■
_1_I_I_I_I_I_
/Ч.
л
_/ \
■ ■
-^-\.-> ,-
_|_I_I_I_I_I_
-900 -600 -300 0 300 600 900 Сдвиг по частоте, КГц
Рис. 1. (а) — Средний профиль РБЯ В0809+74 на частоте 111.87 МГц по данным наблюдений 06.04.01. По оси ординат — интенсивность в относительных (компьютерных) единицах, по оси абсцисс — внутриимпульсное время в мс. Отмечены области долгот (интервал 1 и интервал 2, в которых проводилось усреднение интенсивности импульсов. (б) — Средние нормированные ККФ между спектрами соседних импульсов, интенсивности которых усреднены в указанных долготных областях 1 (нижний график) и 2 (верхний график).
0
2
1
избавлялись от некоррелированной составляющей шумов. Частотный масштаб определялся как сдвиг по частоте, при котором ККФ падает в 2 раза.
Поскольку мы принимаем линейно-поляризованное излучение, то должны принимать во внимание влияние поляризации на его частотно-временную структуру. На низких частотах у исследуемых нами пульсаров степень поляризации высокая: порядка 60% у РБЯ В0809+74 [13] на долготах передней части среднего профиля и существенно более низкая в хвостовой части профиля и (70-80)% у РБЯ В0950+08 [14] вдоль всего профиля. Мера вращения ЯМ = -11.7 рад/м2 для РБЯ В0809+74 [15]. Частота фарадеевского вращения
Рр [МГц] = 17.475/3/ЯМ, (1)
где / — частота, на которой проводятся наблюде-
ния, в сотнях МГц. Соответственно Рр = 2140 кГц на частоте 112 МГц и Рр = 59 кГц на частоте 41 МГц. Влияние поляризации на корреляционный анализ для РБЯ В0809+74 показано на рис. 1. Здесь указаны области долгот,
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.