射电脉冲星PSRB0329+54模式持续时标分布的观测研究

陈建玲，王洪光，王 娜，苏江波

(1. 运城学院 物理与电子工程系，山西 运城 044000；2. 中国科学院 新疆天文台，新疆 乌鲁木齐 830011)(3. 广州大学 天体物理中心，广东 广州 510006)

射电脉冲星PSRB0329+54模式持续时标分布的观测研究

陈建玲1,2，王洪光3，王 娜2，苏江波1

(1. 运城学院 物理与电子工程系，山西 运城 044000；2. 中国科学院 新疆天文台，新疆 乌鲁木齐 830011)(3. 广州大学 天体物理中心，广东 广州 510006)

利用乌鲁木齐25米望远镜在2004年3月份将近20天的数据，我们研究了PSRB0329+54在1.5GHz的模式变化。通过测量得出每个子积分轮廓前导成分和后随成分的相对强度的比值R的分布。结果发现，R的分布很好的符合高斯分布。我们统计了在这段观测中正常模式和反常模式的内禀持续时标分布，结果发现，正常模式和反常模式的时标分布均服从伽马分布，最佳时标参数分别为154.2分钟和31.5分钟。

脉冲星；模式变化；持续时标；伽马分布

0. 引言

脉冲星是能够发出周期性信号的致密天体，大多数射电脉冲星的累积轮廓的形状非常稳定，但少数一些脉冲星的轮廓可以观测到两种或者两种以上的形状，这就是脉冲星的模式变化现象。PSRB0329+54是具有模式变化的典型的一颗源，这颗源流量很强，且模式变化频繁。Lyne(1971)[1]第一次在408MHz探测到这颗源的反常模式，在每次几个小时的连续观测中，反常模式可以持续长达几十分钟。而在2.7GHz和14.8GHz频率上的观测说明，较高频率反常模式的轮廓与其在408MHz的轮廓并不相同(Hesse1973，Bartel1978)[2，3]。1977年5月14.8GHz的观测中，正常模式和反常模式分别观测到的总时间为2.6hr和0.7hr(Bartel1978)[3]。

Bartel(1982)综合了在410M-14.8GHz很宽频率范围内的观测结果，总结出脉冲星模式变化发生时，由于不同的脉冲成分相位发生变化而导致总的脉冲宽度变窄，反常模式不同成分的谱会变平或者变陡[4]。所有的偏振性质，尤其是线偏振位置角都要受到模式变化的影响，并且发现模式变化在1.4和9.0GHz两个频率上同时发生。在对PSRB0329+54在1.4GHz的脉冲轮廓进行了长期监测后(约2.3天)，他们得出结论，反常模式的持续时间一般从几个脉冲周期到几个小时，而模式变化的切换时间甚至可以短至一个周期。该项工作首次把1.4GHz的反常模式的轮廓分成三种。Suleimanova&Pugachev(2002)将观测延伸到较低的频率111.4MHz,并且发现，在模式变化发生时，只有一半的情况下外面成分相对于中心成分的相对强度也在同时变化[5]。

Xilourisetal.(1995)[6]首次对这颗源在10.5GHz进行了偏振观测，发现在这个频率上，反常模式出现的概率大约也为15%，这与1.4GHz的观测结果是一致的，但这个频率上的偏振性质与1.7GHz的有很大差别(Barteletal.1978)。在32GHz频率上，也可以很清楚地看到PSRB0329+54的模式变化(Krameretal. 1996)[7]。对这颗源模式变化的观测最高频率可以达到43GHz(Krameretal.1997)[8]。

利用乌鲁木齐南山25米望远镜，Alietal.(2003)对PSRB0329+54在327MHz和610MHz两个频率的模式变化进行了观测，分别得到了正常模式和反常模式所对应的前导成分和后随成分的相对谱指数[9]，之后，Liuetal. (2006)用同样的系统对这颗源进行了单脉冲观测，并且同时观测到了正常模式和反常模式[10]。我们总结了以前关于这颗源的模式变化的工作，见表1。从中可以看出，以前的观测工作主要限制在几个小时到几天的时间范围内，而观测我们的工作研究了PSRB0329+54在1.5GHz2004年3月两段八天的准连续数据,这是目前同类数据中最长的,为我们深入分析模式时标特征提供了必备条件。

表1 PSR B0329+54的模式变化的观测总结

1．观测数据以及处理方法

我们的观测数据利用的是南山25米望远镜得到的，其中心频率为1540MHz，总带宽为320MHz，一个周期采样点 256 个bins，最短积分时间 59.9秒，更多关于观测系统的详细介绍见Wangetal.2001[11]。观测时间为2004年3月12日到3月31日,由两段准连续观测组成， 每段持续8天(中间间断 2.3 天)，前八天的持续时间为180.2小时，后八天的持续时间为178.2小时，总时间360 小时。观测窗口有很多小的间隙，间隙的时间大约是几分钟，这可能是由于观测程序原因造成的。在1.5GHz，PSRB0329+54轮廓不同模式的主要特征是成分Ⅰ和Ⅲ的相对强度的变化，如图1所示，给出了这颗源的正常模式和反常模式的平均轮廓(该图是对所有正常模式和反常模式持续时间分别长于25分钟和15分钟的轮廓序列进行叠加后得到的)。

图1 PSR B0329+54正常模式和反常模式的平均轮廓图

图1中PSRB0329+54正常模式(实线)和反常模式(虚线)的平均轮廓，分别是对2000个以上的脉冲周期叠加得到的结果。图中的点表示观测的256个采样点在脉冲辐射窗口和中间以及附近的部分。点线为划分轮廓成分Ⅰ，Ⅱ，和Ⅲ时的边界。

2. 结果

2.1 比例R随时间的变化

图2中给出了为2004年3月两段数据前八天的连续观测所对应的R随时间的变化。横坐标表示观测时间，纵坐标起伏较大的线表示比值R，起伏较小的线表示比值R′，图中圆圈的部分表示观测间隙。

从图中可以很明显地看出，比值R在(0.35-0.8)之间和(0.7-1.8)两个区域之间变化，分别对应着轮廓的正常模式和反常模式，比值R′和R也有相同的变化趋势。根据比例R的明显区别，我们可以很容易的区分出PSR B0329+54的脉冲轮廓的正常模式和反常模式。在两段长时间的准连续观测中，我们可以分别识别出244次正常模式和133次反常模式序列。

图2

2.2 比例R的分布

图3

图3给出了两段准连续数据的正常模式和反常模式比例R的分布。左图为正常模式，右图为反常模式。

我们用了2004年3月12日到3月31日的准连续数据来研究比例R的分布，这段时期内总的积分时间为360.2小时，占了所有总观测时间的69%。正常模式和反常模式比例R的直方图分别见图3，该图表明R的分布很好地符合高斯分布，所以可以得出脉冲轮廓存在两种主要模式的结论。反常模式的比例的分布要比正常模式的比例分布离散很多，这表明反常模式没有正常模式稳定，这与以前的工作是一致的，即反常模式比正常模式有更长的稳定时标(Helfand1975)[13]。

4.3 模式持续时标分布

两段观测数据的时间窗口由148个观测子窗口和47个时间间隙组成。图4给出了准连续数据观测到的正常模式和反常模式的持续时标分布。左图为正常模式，右图为反常模式，横坐标为时间，单位为分钟，纵坐标为出现的次数。由于观测窗口时间为3个小时，所以正常模式的持续时间在175分钟附近出现一个峰值。从中可以看出，反常模式比正常模式典型的时间尺度要短得多，且无论对于正常模式还是反常模式，在较长的时间尺度出现的次数较少。

图4

由于观测窗口存在间隙，所以我们要从观测到的脉冲星模式持续时标的分布得到其内禀的持续时标分布，需要用贝叶斯推断的方法。Chenetal.2011年在工作中[14]，利用这两段持续八天的准连续数据，并结合JodrellBank天文台15米射电望远镜610MHz的每天观测数据，利用贝叶斯推断的方法对反常模式内禀的持续时标做了限定，结果发现，相比正态分布，比对数正态分布以及帕累托分布，形状参数略小于1的伽马分布能够更好地描述模式内禀的持续时标分布。对于正常模式和反常模式，伽马分布的最佳时标参数分别为154.2分钟和31.5分钟。而形状参数也有类似的值，对于正常模式为0.75(-0.17～+0.22)，而对于反常模式则为0.84(-0.22～+0.28)，这说明两种模式的物理机制可能是相同的。这项工作首次成功地限定了这颗脉冲星内禀的持续时标分布，这为我们从物理上理解脉冲星模式变化现象提供了非常有用的信息。

3. 总结和讨论

利用乌鲁木齐南山25米射电望远镜在2004年3月将近20天的准连续观测数据，我们研究了PSRB0329+54的模式变化现象。通过对比例R的分布的研究，结果发现PSRB0329+54有两种主要模式，分别为正常模式和反常模式。两种模式的主要区别在于前导成分和后随成分相对强度的变化以及模式的持续时标。通过研究我们发现，正常模式和反常模式分别占了观测时间的84.9%和15.1%，这与以前的工作是一致的。正常模式和反常模式观测到的最长的持续时间分别达4.4小时和2.47小时。平均脉冲轮廓的正常模式和反常模式的前导和后随成分的相对强度的比值都很好地符合高斯分布，其中正常模式和反常模式对应的平均值分别为0.56和1.17。反常模式比正常模式对应着更宽的高斯分布的宽度，这说明反常模式没有正常模式稳定。

[1]LyneA.G,Modechanginginpulsarradiation[J],MNRAS, 1971 ,153:27-32.

[2]HesseK.H.,PulseProfileVariationsinPSR0329 + 54at2695MHz[J],AstronomyandAstrophysics, 1973，27:373-377.

[3]BartelN.,SieberW.,WielebinskiR.,Observationsofpulsarsat14.8and22.7GHz[J],Astron.Astrophys, 1978,68:361-365.

[4]BartelN,MorrisD,SieberWetal,Themode-switchingphenomenoninpulsars[J],ApJ,1982 , 258:776-789.

[5]SuleimanovaS.A,PugachevV.D,BehaviorofPulsarB0329+54PulseCharacteristicsintheImmediateVicinityofModeSwitchTimesat111.4MHz[J],AstronomyReports, 2002, 46(l): 34-48.

[6]Xilourisetal.Pulsarpolarimetricobservationsat10.55GHz[J],AstronomyandAstrophysics, 1995, 293: 153-165.

[7]KramerM.,XilourisK.M.,JessnerA.etal.,Aturn-upinpulsarspectraatmm-wavelengths[J] ,AstronomyandAstrophysics, 1996, 306:867-876.

[8]KramerM.,JessnerA.,DoroshenkoO.etal.,ObservationsofPulsarsat7Millimeters[J],ApJ, 1997,488:364-367.

[9]Esamdin,Ali,Wu,X.J.,Zhang,X.Z.,Two-FrequencySimultaneousObservationsofMode-ChangingPhenomenaofPSR0329+54[J],ACTA,2003,44:223-226 .

[10]Liu,Z.Y.,Wang,N.,Urama,J.O.etal.,MonitoringofPulseIntensityandModeChangingforPSRB0329+54[J],ChJAA, 2006,Vol.6,Suppl.2, 64-67.

[11]WangN.,Manchester,R.N.,Zhang,J.etal.,PulsartimingatUrumqiAstronomicalObservatory:observingsystemandresults[J],MNRAS, 2001, 328:855-866.

[12]Rankin,J.M.,Towardanempiricaltheoryofpulsaremission.VI-Thegeometryoftheconalemissionregion:AppendixandtablesApJS[J], 1993, 85: 145-161.

[13]HelfandD.J,Manchester,R.N,TaylorJ.H,Observationsofpulsarradioemission.III-Stabilityofintegratedprofiles[J],ApJ,1975, 198:661-670.

[14]ChenJ.L.,Wang,H.G.,Wang,N.;etal.,LongtermmonitoringofmodeswitchingforPSRB0329+54[J],ApJ, 2011, 741, 48.

【责任编辑 马太来】

The Observational Study of Timescale Distributions for PSR B0329+54 Mode

Chen Jian-Ling1，2，Wang Hong-Guang3, Wang-Na2, Su Jiang-Bo1

(1.DepartmentofPhysicsandElectronicEngineering，YunchengUniversity,Yuncheng044000,China) (2.XinjiangAstronomicalObservatory,Urumqi,Xinjiang,830011,China) (3.CenterforAstrophysics,GuangzhouUniversity,Guangzhou51006,China)

he mode-switching phenomenon of PSR B0329+54 was studied by using the 20 days’ data of March in 2004 by Urumqi 25 m radio telescope at 1540 MHz. The distributions of relative intensity between the leading and trailing component were measured for the individual profiles. It is found that the ratio follows Gauss distribution well. The intrinsic mode timescale distributions for normal and abnormal mode were also calculated with our data. The results show that both timescale distributions of normal and abnormal mode are according with Gamma distribution, where the best scales time parameters is 154.2 minutes for normal mode and 31.5 minutes for abnormal mode separately.

Pulsars；Mode change; Timescale distribution

2015-08-11

西部之光(XBBS201422)；国家自然科学基金(U1431125)；运城学院博士启动基金(YQ-2012011,YQ-2014013)

陈建玲(1981-)，女，山西新绛人，运城学院物理与电子工程系讲师，博士，研究方向为射电脉冲量的观测与理论。

O

A

1008-8008(2015)06-0038-04