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有效面积(EA)标定是X射线天文探测仪器关键的测试项目之一.探测器有效面积地面标定只能采取长光束线进行测试,标定成本很高.有效面积在轨标定可利用已知流量的天然辐射源实现.蟹状星云(Crab Nebula)是天球上较亮的X射线天然辐射源之一,拥有最为详实的观测数据,是探测器在轨标定的标准光源.利用蟹状星云作为标定目标源,获得了掠入射聚焦型脉冲星探测器(Focusing X-ray Pulsar Telescope,FXPT)300–3000e V能段的有效面积.根据探测器在轨本底噪声水平以及有效面积,评估了探测器的观测灵敏度.经过在轨标定,掠入射聚焦型脉冲星探测器在轨有效面积为(2.39±0.39)cm~2@1.5ke V(3σ),观测灵敏度为2.24×10~(-3) photon·cm~(-2)·s~(-1)·ke V~(-1)(0.5–3 ke V,观测时间T=1000 s,探测信噪比nσ=5). 相似文献
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《天文和天体物理学研究(英文版)》2021,(7)
PMN J0218-2307(4 FGL J0218.9-2305) is classified as a blazar candidate with unknown type(BCU) in the fourth source catalog from the Fermi Large Area Telescope(Fermi-LAT).With the updated Fermi-LAT Pass 8 data,the γ-ray flaring activity toward PMN J0218-2307 is detected.The test statistic(TS) value of PMN J0218-2307 in energy band of 100 MeV-500 GeV is 133.893 with a significance level of 10.96σ.The maximum-likelihood photon flux is(8.131 ± 1.359) × 10~(-9) ph cm~(-2) s~(-1).A significantγ-ray flare in the period from 2008 August 4 to 2019 August 25 is found from the source.The spectral characteristics of GeV energy band of PMN J0218-2307 is similar to that of flat-spectrum radio quasars(FSRQs) in the local Universe. 相似文献
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毫秒脉冲星 总被引：3，自引：0，他引：3
毫秒脉冲星PSR1937 214的发现是近几年天体物理学中的一次重要事件。本文介绍了该星的发现史和主要观测事实。该星自转周期为1.557806449023毫秒,是转动最快的脉冲星。周期变率为1.24×10~(-19)秒/秒。在它的周围没有明亮的超新星遗迹。这颗脉冲星的引人注目的特征是磁场低和在P—P图上位置独特。文中还评述了解释这颗脉冲星的四种模型;(1)起源于吸积X射线双星的中子星,通过从伴星吸积物质而加速到毫秒周期;(2)Michel和Dessler提出的盘模型脉冲星中的普通一员;(3)双中子星并合体;(4)辐射年龄小的脉冲星。最后一种可能性是本文作者提出的。根据具有相似特征的脉冲星倾向于分布在同一条PP~(-5)等值线及可按等值线排成演化序列的事实,作者按光速圆柱磁能衰减来定义脉冲星辐射年龄t:B/8π∝PP~(-5)=C_0exp(-2t/τ)(τ为磁能衰减时标),井据此认为PSR1937 214和蟹状星云脉冲星、船帆座脉冲星都是辐射年轻的。 相似文献
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毫秒脉冲星时间尺度的观测研究,近年来在国际上发展很快,已成为时间频率领域研究的前沿课题。利用毫秒脉冲星 PSR1937 21计时观测资料可以获得3×10~(-15)的频率稳定度,与地面最好的原子钟水平相当。世界上许多国家都开 相似文献
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基于彭秋和等1978年得到的无扰动有限厚盘引力势,根据两个引力势参数(h_(z1)= 0．001kpc,h_(z2)=0．325 kpc)和两个速度分布参数(σ_(v1)=115km/s,σ_(v2)=200 km/s)组合的4种情况,对4×10~5颗脉冲星做了三维蒙特卡洛模拟．4×10~5颗脉冲星按着10~8年间隔被分成20组,计算了每组“逃逸”脉冲星所占比例．对每组中“未逃逸”脉冲星,分别在0＜r＜25kpc和5＜r＜11kpc两个区域中对|z|分布做了统计,研究了“未逃逸”脉冲星在这两个区域中的分段标高和累积标高的演化特征．“未逃逸”脉冲星的分段标高在一定空间范围内的变化不规则,但累积标高的变化却比较平滑．在相对长的时间里(＞10~8年),银盘厚度对脉冲星累积标高演化有显著的复杂影响；在相对短的时间中(＜2×10~7年),这种效应很小,而且累积标高对时间的依赖关系是线性的．在长时间里,初始速度分布对累积标高也有显著影响．在引力势h_(z2)=0．325 kpc的条件下,在径向范围5＜r＜11kpc和时间t=9．22×10~6年以及σ_(v2)=200km/s的情况下,模拟的累积标高是0．596±0．005 kpc． 相似文献
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通过对γ天文卫星COS-B观测数据的成像分析,我们在近银河中心区域找到一个新的γ射线源.图1为对50—150MeV能区γ射线的成像结果.图1中的“+”号为双星射电脉冲星PSR1820-11的位置,在γ射线成像误差范围内与γ强度峰的位置相符. 相似文献
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《天文和天体物理学研究(英文版)》2016,(5)
Long term observations by Brook et al. reveal that the derivative of rotational frequency of PSR J0738–4042 changed abruptly in 2005. Originally, the spin-down rate was relatively stable, with the rotational frequency derivative being-1.14×10~(-14)s~(-2). After September 2005, the derivative began to rise.About 1000 days later, it arrived at another relatively stable value of about-0.98 × 10~(-14)s~(-2), indicating that the pulsar is spinning-down relatively slowly. To explain the observed change in spin-down rate, we resort to an asteroid disrupted by PSR J0738–4042. In our model, the orbital angular momentum of the asteroid is assumed to be parallel to that of the rotating pulsar, so that the pronounced reduction in the spin-down rate can be naturally explained as due to the transfer of angular momentum from the disrupted material to the central pulsar. The derived magnetospheric radius is about 7.0 × 10~9 cm, which is smaller than the tidal disruption radius(8.7 × 10~(10)cm). Our model is self-consistent. It is shown that the variability in the spin-down rate of PSR J0738–4042 can be quantitatively accounted for by accretion from the asteroid disrupted by the central pulsar. 相似文献
8.
伴随着引力波事件GW170817的短暴GRB (Gamma-Ray Burst) 170817A首次提供了双中子星并合与短暴相联系的直接证据.但是短暴GRB 170817A具有非常弱的光度,意味着观测的视线方向可能偏离喷流轴方向.根据短暴静止系的峰值能量E_(p,i)和各向同性光度L_(iso)。之间的关系以及洛伦兹因子Γ和L_(iso)。之间的关系估算了短暴GRB 170817A以及长短暴GRB 060614观测角与喷流边缘的夹角θ'_(obs)和洛伦兹因子Γ,结果表明GRB 170817A的Γ=45±27,θ'_(obs)=2.2±0.5°,而GRB 060614的Γ=214±93,θ'_(obs)=0.5±0.1°.这个结果相当于GRB 170817A的正轴各向同性光度L_(iso,on)=(2.1±0.7)×10~(49) erg·s~(-1),比典型的短暴少2-3个数量级.GRB 060614的L_(iso,on)=(5.12±1.91)×10~(51) erg·s~(-1)与典型短暴相当.这意味着GRB 060614可能属于短暴类型,而GRB 170817A可能本质上就是一个弱暴. 相似文献
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探讨了认为中心致密天体(CCO)起源于双星的可能性.首先, CCO与正常遗迹脉冲星有着相似的平均自旋周期,但CCO的平均表面磁场强度(B～5.4×10~(10)Gs)低于正常遗迹脉冲星(B～7.7×10~(12)Gs)～2个量级.同时,几乎所有的正常遗迹脉冲星均分布在爱丁顿吸积加速线以上,而CCO全部分布在自旋加速线以下.因此怀疑CCO可能起源于双星吸积加速过程.其次,基于中子星再加速理论,分析了CCO可能的双星演化过程:双星系统中, CCO以M～1017g·s~(-1)的吸积率,经过～106yr的时间共吸积△M～10~(-2)M⊙的物质,其自旋周期将会从P～10 s降低至P～0.1 s,表面磁场强度将会从B～10~(12)Gs降低至B～1010Gs.考虑到～106yr的演化时标远大于CCO遗迹的年龄(～0.3–7 kyr),猜想CCO可能是双星系统中第1颗恒星超新星爆发的产物,而第2颗恒星超新星爆发后双星解体,留下CCO和第2颗恒星的超新星遗迹.该模型预言在CCO附近可能存在一颗年轻的正常脉冲星(P～0.02 s, B～1012Gs),并期望未来的射电望远镜和高能探测器能够进行搜寻. 相似文献
10.
根据高精度宇宙学N体数值模拟输出的星系团以及星系团X射线光度和质量的经验关系:L-M,在红移区间(0.14,0.3)内构建了一个X射线波段流量限为3×10~(-19)J·s~(-1)·cm~(-2)(如Local Cluster Substructure Survey,缩写为LoCuSS )的大质量星系团样本。利用高分辨率的Ray-tracing数值模拟对包含真实观测信息(即红移、大小和形状)的COSMOS背景星系源进行单个透镜的成像模拟,并统计星系团不同投影方向的巨弧(即L/W10)产生效率。依据数值模拟立方体的尺度建立观测光锥,再根据光锥内不同红移区间所占立方体的体积比例用对应数量、红移的透镜对光锥进行随机填充,通过平均它们的透镜效率,最终计算得到光锥内的平均强引力透镜效率为3.22_(-1.47)~(+2.73)×10~(-2)。 相似文献