Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) - это проект, целью которого является использование преимуществ исключительной вращательной стабильности короткопериодных (миллисекундных) радиоимпульсаров. Основной целью PPTA является прямое обнаружение гравитационных волн. Для этого необходимо измерять еженедельное время прибытия (TOAs) пульсаров ∼20 с точностью от 100 до 500нс.
Для достижения этой цели необходимо учитывать и, по возможности, исправлять все систематические ошибки в ТЗ. Одной из таких поправок является задержка, вызванная плазмой между пульсаром и Землей. Большая часть этого вклада плазмы поступает от межзвездной среды (ISM), но вклад солнечного ветра нельзя игнорировать, и ионосфера иногда будет иметь важное значение.
Эта оценка может быть быстро уточнена путем повторного наблюдения за пульсаром с более широкими частотными диапазонами. Измеренные значения DM для известных в настоящее время радиоимпульсаров лежат в диапазоне от 2,38 до 1235 см-3 и от 2,65 до 244 см-3 для подмножества миллисекундных пульсаров.
Точные измерения DM показывают, что он часто имеет значительные временные вариации. Временная задержка 100нс при частоте наблюдения 1400 МГц, цель точности PPTA, соответствует варианту DM 4,72 × 10-5 см-3 шт. Изменения этого порядка могут происходить в ионосфере только для углов зенита, превышающих 80◦, или во время крупных геомагнитных бурь, поэтому коррекции ионосферы обычно не требуются.
При таком уровне точности синхронизации могут возникать значительные отклонения в ДУ из-за солнечного ветра, даже если пульсар находится на расстоянии 60◦ от Солнца. Изменения в межзвездной плазме DM возникают в результате плазменной турбулентности и обычно имеют колмогоровский энергетический спектр, что означает, что изменения больше в более длительных временных масштабах. В пульсарах, наблюдаемых проектом PPTA, такие колебания DM могут достигать уровней, которые требуют корректировки в течение нескольких дней или недель.
Очевидно, что цели проекта PPTA не могут быть достигнуты без измерения DM и корректировки на плазменную задержку для каждого наблюдения. Наиболее точные измерения TOA обычно производятся на частоте 1400 МГц, но единственный двухдиапазонный приемник, доступный на телескопе Parkes, работает на частотах 685 и 3100 МГц.
Таким образом, изменения DM измеряются с помощью двухдиапазонной системы в разное время, чем наблюдения TOA на частоте 1400 МГц. Поскольку DM изменяется относительно гладко, коррекцию DM можно интерполировать в эпоху первичного наблюдения TOA.
Ученые используют используем первые несколько лет измерений DM для тестирования методов коррекции солнечного ветра, изучения межзвездной турбулентности плазмы и получения алгоритмов для коррекции измерений TOA.
ПРИЧИНЫ ВАРИАЦИЙ ДМ
Вклад ионосферы и солнечного ветра хорошо изучен и может быть оценен с помощью различных методов независимо от PPTA. Общее электронное содержание ионосферы ("ТЭК") регулярно контролируется, поскольку необходимо корректировать навигационную систему Глобальной системы позиционирования (GPS), размещенную в обсерватории Паркса, но в этом редко возникает необходимость.
Корректировки для солнечного ветра внесены в стандартные импульсно-временные коды TEMPO и TEMPO2. Однако они предполагают сферически симметричный солнечный ветер с постоянным масштабным коэффициентом и не моделируют наблюдаемые изменения плотности ветра с широтой, долготой и временем, которые могут составлять до 4 раз на любом расстоянии.Предыдущий пакет, TEMPO, предполагает более высокую плотность по сравнению с TEMPO2. Ни то, ни другое не соответствует требуемой точности PPTA.
ДУ в связи с ИСМ варьируется по целому ряду причин. Например, вариации, известные как вариации для одноименных пульсаров с остатками суперновой, когда ионизированный газ дрейфует через линию видимости к пульсару. Например, содержание сухого вещества в пульсаре Vela снижалось со скоростью 0,04 см-3 пцир-1 с 1970 по 1985 г.
Аналогично Крабовый пульсар показывает вариации до 0,02 см-3 пикр-1 на 15 лет. Пульсары в бинарных системах, которые проявляют затмения, показывают вариации DM от ионизированной оболочки сопутствующего объекта. Они были измерены для двух бинарных пульсаров в шаровом кластере 47 Туканаэ.
Изменение DM на 0,0065 см-3 шт. для этих пульсаров PSRJ0023-7203J в 100 раз выше уровня, который потребовал бы корректировки для пульсаров PPTA. Еще большие изменения наблюдались в PSRB1259-63, который находится на орбите с массивной звездой B2e, достигая 10.7 и 7.7 см-3 pc во время периастронных переходов 1994 и 1997 годов, соответственно.
DM также варьируется из-за турбулентных пространственных вариаций, которые дрейфуют через линию видимости между Землей и пульсаром. В литературе они обычно характеризуются как линейные склоны в ДМ. Измерения таких значений dDM/dt для четырех пульсаров обсуждались в работе Backer et al, которая предложила dDM/dt ∝ (DM)1/2 и смоделировала изменение с использованием клиньев повышенной плотности.
Наблюдения 374 пульсаров были представлены Хоббсом и др., которые обнаружили такую же взаимосвязь. Однако с помощью теоретических пространственных характеристик турбулентного процесса можно лучше охарактеризовать вариации DM.
Физически внешняя шкала идентифицируется с наибольшей шкалой в среде, обычно с размером, при котором она становится неоднородной, а внутренняя шкала - это шкала, при которой происходит рассеяние. Энергия вводится в определенном масштабе между lo и li, поддерживая спектр. Эта энергия "каскадами" в частоте к Li, где она рассеивается.
Турбулентные изменения электронной плотности могут быть оценены на основе вариаций DM и различных дифракционных явлений, таких как угловое рассеяние, расширение импульса и интенсивность сцинтилляций. Дифракционные колебания вызваны гораздо меньшими колебаниями плотности масштаба и, таким образом, зондируют различные области пространственного спектра, чем изменения DM. Дифракционные колебания модулируются рефракционными колебаниями, которые могут использоваться для измерения масштаба между шкалой дифракции и шкалой DM.
АНАЛИЗ ДАННЫХ
PPTA, которая начала наблюдения в феврале 2004 года, использует 64-метровый радиотелескоп Паркса для хронометрических наблюдений 20 мс пульсаров. Один, PSRJ1824-2452, находится внутри шарового кластера M28, другие - на диске нашей Галактики. Поскольку PSRsJ1022+1001 и J1730-2304 находятся очень близко к эклиптической плоскости, методы синхронизации не могут обеспечить точное правильное движение в эклиптической широте; для этих двух пульсаров дается правильное движение в эклиптической долготе.
Каждый пульсар обычно наблюдается с интервалами 2-3 недели на частотах близких к 685 МГц (50 см), 1400 МГц (20 см) и 3100 МГц (10 см), где в скобках приводятся обозначения полосы (в зависимости от длины волны). Ученые использовали три бэкенд-системы: широкополосный коррелятор (WBC), систему цифрового банка фильтров (DFB1)2 и Caltech-Parkes-Swinburne Recorder 2 (CPSR2), когерентная система дедиспергирования, регистрирующая ортогональные линейные поляризации.
WBC обеспечивает 2-битную выборку с полосой пропускания до 1024 МГц для более ранних данных. DFB1 был установлен в июне 2005 года и обеспечивает 8-битную выборку 256 МГц полосы пропускания на 10 и 20 см. Наблюдения на расстоянии 10 и 50 см производятся одновременно с использованием двухдиапазонного приемника, обеспечивающего пропускную способность 64 МГц 50 команд 1024 МГц10 см.
