Гигантские импульсы и микроимпульсы в радиоизлучении пульсаров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. П.Н. ЛЕБЕДЕВА АСТРОКОСМИЧЕСКИЙ ЦЕНТР

На правах, рукописи ¥

Кондратьев Владислав Игоревич

Гигантские импульсы и микроимпульсы в радиоизлучении пульсаров

Специальность 01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва — 2004

Работа выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им. П.Н. Лебедева РАН

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук М.В. Попов

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Т.В. Смирнова доктор физико-математических наук А.И. Цыган

Ведущая организация:

Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова

Защита состоится 26 апреля 2004 года в 15:00 на заседании Диссертационного совета Д002.023.01 Физического института им. П.Н. Лебедева РАН по адресу: 119991, Москва, Ленинский проспект, д. 53.

С диссертаций можно ознакомиться в библиотеке Физического института им. П.Н. Лебедева РАН.

Автореферат разослан

Ученый секретарь

Диссертационного совета

д.ф.-м.н.

ЮЛ. Ковалев

Общая характеристика работы

Актуальность работы. Радиоастрономические исследования пульсаров продолжаются вот уже на протяжении 35 лет от момента их обнаружения в 1967 году Э. Хьюишем и Д. Бэлл. Представляя собой вращающиеся нейтронные звезды с огромным магнитным полем, пульсары являются объектами пристального изучения. За это время были изучены многие свойства радиоизлучения пульсаров, такие как стабильный средний профиль, регулярный дрейф субимпульсов, эффект замирания излучения. Было написано много теоретических работ, в которых рассматривались вопросы механизма излучения пульсаров, внутреннего строения нейтронных звезд, их эволюции. Однако, до сих пор механизм радиоизлучения пульсаров остается неизвестным. Поэтому изучение таких коротких событий, как микроструктура импульсов, длительностью от десятков до сотен микросекунд, поможет лучше понять природу импульсного излучения пульсаров. Подобные исследования ранее были трудновыполнимы, поскольку для исследования микроимпульсов, в отличие, например, от исследования свойств средних профилей, нельзя использовать временное усреднение сигнала и необходимо проводить наблюдения только на очень крупных радиотелескопах, обладающих большой чувствительностью. Кроме того, эти наблюдения, также как и наблюдения гигантских импульсов, требуют регистрации и хранения больших объемов данных. Поэтому, в современном свете бурного развития вычислительных средств, быстрых аналогово-цифровых преобразователей и, наконец, с увеличением чувствительности радиотелескопов, это направление исследований является крайне важным.

Гигантские импульсы представляют собой уникальный феномен резкого увеличения интенсивности импульсов пульсаров, в сотни и тысячи раз превышающей интенсивность среднего профиля. Это явление обнаружено всего у нескольких пульсаров, поэтому его изучение является чрезвычайно интересным и важным для понимания его природы, тем более, что как оказалось, оно обладает рядом уникальных свойств, помимо огромной интенсивности, по сравнению с регулярным импульсным излучением. Изучение свойств гигантских импульсов поможет установить механизм как излучения собственно гигантских импульсов, так и обычного нормального излучения.

Пульсары являются галактическими объектами, импульсы радиоизлучения которых распространяются через межзвездную среду. Поэтому, можно сказать, что' пульсары являются зондами межзвездной среды, т.к. изучение наблюдаемых проявлений рассеяния радиоимпульсов на неоднородностях

3 М>С. ИАЦНО|1л.:|ЬНАЯ I I------------

плотности межзвездной плазмы, таких как мерцания, уширение импульсов, увеличение видимого углового размера, позволяет установить характеристики среды в направлении на пульсар, спектр ее турбулентности. Поэтому измерение параметров рассеяния также является важной задачей для определения свойств межзвездной среды.

Цели и задачи диссертационной работы:

• Создание пакета программ для цифровой обработки пульсарных данных, полученных при наблюдениях в полной полосе приема.

• Поиск гигантских импульсов от пульсара В1937+214, определение формы профиля, моментов прихода импульсов, распределение по энергиям и других свойств.

• Исследование микроструктуры импульсов пульсаров с субмикросекунд-ным временным разрешением, проведение статистического анализа свойств обнаруженных микроимпульсов.

• Измерение параметров рассеяния пульсаров В0329+54, В1641—45, В1508+55 и В1919+21 по наблюдениям на различных частотах.

Личный вклад автора в совместные работы. Все работы из списка публикаций по теме диссертации, за исключением работ [1,4] выполнены в соавторстве. Автор разобрался в методах цифровой обработки сигналов, им был'разработан пакет программ, который был использован при восстановлении данных во всех работах [1-9].

В работе [6], посвященной исследованию гигантских импульсов от пульсара В1937+214, автор разработал управляющий скрипт для поиска гигантских импульсов одновременно с построением спектров радиоизлучения на участке с импульсом и вне импульса, нахождением среднего профиля, дисперсии сигнала и др. Автор также принимал участие в обсуждении и интерпретации результатов.

В исследовании микроструктуры импульсов пульсаров с субмикросекунд-ным временным разрешением.[3,7-9] автор участвовал в обработке данных, в обсуждении, интерпретации и представлении полученных результатов.

Для измерения параметров рассеяния пульсаров [1,2,4,5] автором был написан пакет программ для анализа автокорреляционных функций частотной мерцательной структуры. Автор лично участвовал в наблюдениях пульсара В0329+54 на частоте 111 МГц на радиотелескопе БСА. Автором полностью была проведена обработка наблюдений, выполнен анализ результатов.

Научная новизна работы. Все основные результаты диссертации, выносимые на защиту, являются новыми и получены впервые. Они отражают решения поставленных задач и сведены в разделе "Основные результаты, выносимые на защиту".

Научная и практическая ценность работы. Разработанный пакет программ для цифровой обработки пульсарных данных может использоваться для восстановления данных, полученных при наблюдениях пульсаров в широкой полосе приема на разных радиотелескопах, при этом система регистрации может быть как S2, так и любой быстрый АЦП. В свете построения в последнее время большого числа пульсарных машин, дающих огромное количество потоков наблюдательных данных, такое программное обеспечение является просто необходимым.

Такой феномен, как гигантские импульсы, обнаружен только у семи пульсаров, но наиболее сильно они проявляются только у двух пульсаров, пульсара в Крабе и В1937+214. Эта область является малоизученной, поэтому определение параметров гигантских импульсов, проведенной в данной работе, позволяет лучше понять это явление, а кроме того, предоставляет обширный материал для теоретических построений, т.к. природа гигантских импульсов до сих пор неизвестна.

Исследованию микроструктуры импульсов пульсаров по сравнению с изучением средних профилей, дрейфа субимпульсов и др. также уделялось недостаточно внимания. Основные наблюдения проводились в метровом диапазоне длин волн, а наиболее изученной является микроструктура пульсаров В0950+08 и В1133+16. Природа микроимпульсов до сих пор до конца не ясна, не известен механизм их излучения, поэтому проведенное исследование микроструктуры нескольких пульсаров на высокой частоте 1650 МГц с суб-микросекундным временным разрешением поможет лучше понять условия формирования микроимпульсов, установить природу их излучения.

Измерение параметров рассеяния, таких как ширина полосы декорреляции и время мерцаний, является измерением характеристик межзвездной среды. Такие измерения вместе с измерениями других авторов на других частотах могут использоваться для построения спектра неоднородностей электронной концентрации межзвездной плазмы.

Апробация результатов. Все основные результаты и положения, выносимые на защиту, достаточно обоснованны в диссертации и положенных в ее основу публикациях. Результаты обсуждались на следующих семинарах и кон-

ференциях.

1. Школа-семинар молодых радиоастрономов "Современные методы обработки радиоастрономических наблюдений", Пущино (1996).

2. Международная конференция памяти И.С. Шкловского, С.А. Каплана и СБ. Пикельнера, Москва (1996).

3. XXVII Радиоастрономическая конференция, С.-Петербург (1997).

4. XXVI международная студенческая научная конференция "Физика космоса", Екатеринбург(1997).

5. XIII International Conference for Physics Students, Коимбра, Португалия (1998).

6. The European Workshop: 'The investigation and comparison of normal and millisecond pulsars", Пущино (1998).

7. IAU Colloquium №177 "Pulsar Astronomy — 2000 and Beyond", Бонн, Германия (1999).

8. Школа-семинар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия на пороге XXI века — успехи и перспективы", Пущино (2000).

9. IAU Colloquium №182 "Sources and scintillations: refraction and scattering in radio astronomy", Гуян, Китай (2000).

10. Joint European and National Astronomical Meeting (JENAM), Москва (2000).

11. International Conference on Physics of Neutron Stars, С.-Петербург (2001).

12. Семинары Астрокосмического центра ФИ РАН.

13. Семинар Института радиоастрономии Национальной Академии наук Украины, Харьков (2003).

14. Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИ РАН.

15. Отчетные конференции Радиоастрономического учебно-научного центра.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Наблюдаемая форма профиля гигантских импульсов миллисекундного пульсара В1937+214 представляет собой не собственную структуру, а результат рассеяния. Это следует из результата моделирования формы профиля с наилучшим согласием между видимой формой гигантских импульсов и профиля рассеяния модельного ¿-импульса. Гистограмма распределения времен нарастания гигантских импульсов имеет доминирующий пик в интервале 15.625-31.25 нс. Поэтому можно заключить, что истинная ширина гигантских импульсов пульсара В1937+214 меньше 15 нс (временной интервал между отсчетами). Такая короткая длительность соответствует яркостной температуре Тъ > 1039 К, самой высокой из когда-либо наблюдаемых во Вселенной.

2. Впервые, определен обрыв в области низких энергий в интегральном распределении гигантских импульсов по энергиям пульсара В1937+214. Оценены минимальные пиковые плотности потока гигантских импульсов (реальные пороги) для главного импульса и интеримпульса. Они оказались различными и равными 16 и 5 Ян для главного импульса и интеримпульса, соответственно. Учитывая фактор направленности, определена частота появления гигантских импульсов, равная ~ 26 гигантским импульсам за один оборот нейтронной звезды. Следовательно, феномен гигантских импульсов не является редким в радиоизлучении пульсара В1937+214.

3. Излучение гигантских импульсов пульсара В1937+214 происходит независимо от регулярного импульсного излучения. В периоде пульсара, в котором был обнаружен гигантский импульс, регулярное импульсное излучение также присутствует на нормальном уровне, ширина и амплитуда нормальных импульсов не меняется.

4. Впервые обнаружена микроструктура с широким временным масштабом у пульсаров В0833-45 (270 ± 10 мкс), В1749-28 (80 ± 10 мкс), В1929+10 (95 ± 10 мкс) и В1933+16 (150 ± 10 мкс) и подтверждена для пульсаров В0950+08 (135 ± 5 мкс) и В1133+16 (430 ± 30 мкс и 110±20 мкс для первой и второй компонент профиля, соответственно). Для пульсара В1641 —45 следов микроструктуры обнаружено не было. Кроме того, обнаружена микроструктура с узким временным масштабом у пульсара В0950+08 (14 ± 3 мкс), второй компоненты пульсара В1133+16 (11 ± 3 мкс) и пульсара В1929+10 (9 ± 3 мкс).

5. Неразрешенные наноимпульсы или импульсная структура с субмикро-секундным временным масштабом не были обнаружены в радиоизлучении пульсаров В0950+08, В1133+16 и B1929+10. Этот вывод следует из сравнения распределения амплитуд в окнах с импульсом и вне импульса. Это подтверждается полностью идентичными формами высокочастотных участков среднего кросс-спектра мощности для излучения в импульсе и вне его, а также короткомасштабными АКФ, которые показывают, что сигнал пульсаров неотличим от чистых шумов приемника на временных масштабах < 8 мкс.

6. Измерены время мерцаний и ширина полосы декорреляции для четырех пульсаров: В0329+54 на частотах 111 и 406.6 МГц, В1641—45 на частоте 1650 МГц, В1508+55 и В1919+21 на частоте 102.5 МГц. Метод, использованный для измерений, позволил реализовать беспрецедентно высокое спектральное разрешение 50-100 Гц. Оказалось, что все пульсары, кроме В1508+55, имеют более одного частотного масштаба. Полученные значения параметров рассеяния не противоречат в целом колмогоровскому виду спектра неоднородностей электронной концентрации.

Содержание работы

Работа состоит из Введения, четырех Глав, и Заключения. Объем работы составляет 159 страниц, в том числе 41 рисунок и 7 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 136 наименований.

Во Введении показана актуальность работы, дана общая характеристика диссертации.

В Главе I описаны методы восстановления записей радиоизлучения пульсаров, широко применяемые в настоящей работе. В частности, изложены процедуры когерентной компенсации дисперсии, исправления за бит-статистику, коррекции неравномерностей полосы приема.

Межзвездная среда оказывает воздействие на проходящее через нее импульсное радиоизлучение пульсаров. Одним из эффектов влияния среды является дисперсия радиоволн, или зависимость групповой скорости распространения радиоволн от частоты. При распространении волны через межзвездную среду у нее появляется дополнительный фазовый сдвиг Ф^), зависящий от частоты и равный

где ОМ — мера дисперсии пульсара впк/см3, (¿ — циклическая частота излучения и /р8 = 3.085678-Ю18 см/пк ~ число см в одном парсеке. Это приводит к тому, что импульс радиоизлучения будет наблюдаться расплывшимся во времени. Для пульсаров с высокой мерой дисперсии DM расплывание может быть настолько большим, что импульсный характер излучения просто исчезнет. Для компенсации влияния дисперсии Хэнкинсом (1971) был предложен метод восстановления формы импульса по наблюдениям импульсов пульсаров в широкой полосе приема.

Еще одним фактором, искажающим принятый радиосигнал, является неравномерность полосы приемника. Конструктивно всегда стремятся сделать так, чтобы амплитудно-частотная характеристика (АЧХ) приемника была постоянной, т.е. чтобы при одинаковой мощности сигнала на всех частотах полосы П отклик на этот сигнал был бы одинаков. Однако, на практике реализовать это практически невозможно: помимо неизбежного затухания чувствительности на краях полосы, в полосе присутствуют различного рода помехи, чувствительность вне краев также не постоянна. Поэтому необходимо осуществлять коррекцию АЧХ, которая состоит в а) вычислении среднего спектра мощности на шумовом участке, который с хорошей точностью совпадает с формой полосы приемника, б) устранении в полученном спектре мощности узкополосных помех, в) исправлении АЧХ за амплитудные неравномерности, для чего осуществляется подбор размера и положения идеальной полосы приемника, и г) вычислении корректирующей функции полосы, которая затем используется для коррекции спектров, полученных на участке с импульсом.

Многие из исследуемых в настоящей диссертации пульсаров наблюдались на.системе S2, поэтому для последующей работы с записями наблюдений необходимо было декодировать эти данные, поскольку для эффективной передачи данных с видеомагнитофонов на жесткий диск компьютера биты данных паковались в слова в соответствии с определенной схемой.

Данные, записанные с помощью систем регистрации, имеющих небольшое число уровней квантования сигнала (система S2, как раз, относится к таковым, имеет 4-е уровня), необходимо исправлять за бит-статистику. Наиболее эффективно использовать исправление за бит-статистику данных с че-турехуровневым представлением сигнала. Уровни квантования выбираются таким образом, чтобы они равнялись среднеквадратичному отклонению сигнала Однако, в процессе наблюдений это условие практически никогда не выполняется, тем более при наблюдении пульсаров, когда запись предпочтительнее вести без использования автоматической регулировки усиления. Поэтому процедура исправления данных за бит-статистику состоит в коррек-

тировке данных таким образом, чтобы они соответствовали текущему уровню квантования, Для сильных импульсов такая коррекция может

дать выигрыш в нескольких раз.

Методы коррекции сигнала за эффекты распространения и приема, а также визуализация данных, были реализованы в виде пакета программ, которые имеют возможность дополнительно установить различные параметры перед началом обработки и, соответственно, легко могут быть использованы для обработки не только данных пульсаров, записанных конкретной аппаратурой, но и для обработки цифровых потоков данных, полученных с помощью разных быстрых регистрирующих комплексов.

В Главе II приведены результаты наблюдений гигантских импульсов мил-лисекундного пульсара В1937+214. Изложена методика поиска гигантских импульсов, получен верхний предел для истинной длительности гигантских импульсов, определена фаза прихода гигантских импульсов, построено распределение их энергий, в котором найден обрыв на низких энергиях. Показано, что излучение пульсаров в виде гигантских импульсов происходит независимо от регулярного излучения. Получена оценка для яркостной температуры гигантских импульсов.

Гигантские импульсы (ГИ) представляют собой короткие всплески радиоизлучения, пиковая плотность потока которых может в сотни и тысячи раз превышать пиковую плотность потока регулярных импульсов. Сейчас известно семь пульсаров, у которых обнаружены ГИ, причем у четырех из них только в 2003 г. Наиболее изученными из оставшихся трех являются пульсар в Крабе (например, Лундгрен и др., 1995; Салмен и др., 1999; Хэнкинс, 2000; Хэнкинс и др., 2003), и первый миллисекундный пульсар В1937+214 (Воль-жан и др., 1984; Салмен и Бэккер, 1995; Конард и др., 1996; Кинкхабвала и Торсетт, 2000). Хотя ГИ от пульсара В1937+214 были открыты в 1984 г. до сих пор не выявлены все их свойства, природа излучения также не известно. Отчасти это связано с трудностью их обнаружения, поскольку даже на частоте 1.65 ГГц дисперсионное расплывание в 16-МГц полосе равно 2.1 мс, что больше периода пульсара, равного 1.6 мс.

Наблюдения пульсара В1937+214 были проведены 30 мая 1999 года на 70-м радиотелескопе в Тидбинбилле (Австралия) на частоте 1650 МГц. Запись недектированного сигнала велась непрерывно в течение 39 минут в двух, смежных 1б-МГц частотных каналах с помощью системы S2 VLBI. В итоге было обнаружено 309 гигантских импульсов, 190 из которых в главном импульсе и 119 — в интеримпульсе. Для последующего анализа формы ГИ были выбраны 232 сильных гигантских импульса которые бы-

ли переобработаны с вдвое лучшим временным разрешением, для чего оба смежных 16-М Гц канала были объединены в одну 32-М Гц полосу.

Форма профиля большинства ГИ обладает характерной асимметрией: короткое время нарастания на переднем краю, как правило неразрешенное, и более медленный спад. Подобная форма характерна для межзвездного рассеяния. Оценки времени рассеяния дают значения = 70 нс. Были построены гистограммы распределения времени нарастания и ширины гигантских импульсов. Количество импульсов быстро падает с увеличением их ширины, импульсы с шириной более чем 150 нс отсутствуют. Распределение времени нарастания очень компактно, близко к прямоугольному с шириной 75 нс (всего 2.5 независимых отсчета), с преобладающим пиком на интервале 15.631.25 не (только один отсчет), содержащем большую часть событий. Это указывает на то, что передний край ГИ не разрешен, в то время как ширина импульса определяется в основном экспоненциальным спадом с наиболее вероятным значением временного масштаба, равным 55 нс, и средним взвешенным значением - 90 не.

Сравнение эволюции формы ГИ с динамическим спектром, полученным из регулярного импульсного излучения, показало хорошее соответствие между формой профиля ГИ и количеством и формой мерцательных полос. Для более точного анализа для каждой минуты наблюдений были вычислены отклики от бесконечно короткого ¿-импульса, прошедшего через рассеивающую среду. Сравнение со средними за соответствующую минуту ГИ показывает не только общее, но даже детальное соответствие между вычисленными откликами и наблюдаемыми профилями ГИ. Соответствие между откликом и формой индивидуальных ГИ еще более ярко выражено, иногда они полностью повторяют друг друга. Такое отличное согласие является сильным свидетельством того, что длительность ГИ короче, чем наше временное разрешение и их наблюдаемая форма действительно вызвана межзвездным рассеянием Кроме того, было проведено моделирование формы профиля для двух индивидуальных ГИ с различной формой: одиночный пик и более сложная структура. Рассеянные профили получены для модельных импульсов с тремя разными ширинами: приблизительно 15 (¿-импульс), 30 и 45 не. Значительной разницы между тремя моделями для оригинального ГИ с одиночным пиком не оказалось, но для более сложной формы ГИ только одна модель ¿-импульса с шириной 15 нс показывает удивительное совпадение. Таким образом, очевидно, что наблюдаемая форма профиля ГИ является следствием интерферирующих дифракционных максимумов в картине мерцаний, и истинная ширина ГИ меньше, чем временной интервал 15 нс. Если рассматривать гигантские

импульсы как временнбе явление, тогда это дает небольшой линейный размер, d, излучателя ГИ: в. < сгСР, т.е. менее 15 световых наносекунд, или 4.5 м. Яркостная температура радиоизлучения ГИ может быть оценена как

где к = 1.38 • 1 0"16 эрг • К"1 — постоянная Больцмана, Ер — поверхностная плотность энергии от гигантского импульса ("интегральная плотность потока"), /_ — расстояние до пульсара, тСР — длительность гигантского импульса и и — частота наблюдений. Принимая расстояние ^ до пульсара В1937+214 равным 3.6 кпс (Тэйлор и др., 1995), для нашего предела на длительность ГИ тСР < 15 не, получаем значение нижнего предела для яр-костной температуры для самого сильного из обнаруженных

Было построено интегральное распределение энергий ГИ (интегральных плотностей потока) для всех ГИ, обнаруженных за все 39 минут наблюдений. Оно хорошо аппроксимируется степенным законом

где N — частота появления ГИ в единицах ГИ/час с интегральной плотностью потока больше, чем

Очевидно, степенное распределение не может быть продолжено на очень низкие энергии, оно должно иметь обрыв. Если бы такого обрыва не существовало, то ГИ давали бы значительный пик на среднем профиле (об этом впервые было сказано в работе Кинкхабвалы и Торсетта, 2000). Не значительный, но видимый выступ на краях задней кромки в главном импульсе и в интеримпульсе соответствует излучению ГИ под нашим порогом обнаружения (800 Ян). Тогда, измерив отношение амплитуды детали в главном импульсе или в интеримпульсе к амплитуде профиля ГИ, были определены минимальные пиковые плотности потока ГИ (реальные пороги) для главного импульса и интеримпульса. Они оказались различными и равными 16 и 5 Ян для главного импульса и интеримпульса, соответственно. Таким образом, в нашей 39-минутной сессии наблюдений произошло ~ 188000 ГИ (52000 в главном импульсе и 136000 в интеримпульсе). Умножив это число на фактор направленности, равный ~ 270 и ~ 190 для ГИ в областях главного импульса и интеримпульса, соответственно, получим итоговую частоту ~ 26 появления ГИ за один оборот нейтронной звезды. Следовательно, ГИ представляют собой чacтo происходящие, но редко наблюдаемые, события.

Не было найдено никаких изменений в свойствах нормального импульсного излучения во время событий гигантских импульсов. В периоде пульсара, в котором был обнаружен ГИ, регулярное импульсное излучение также присутствует на нормальном уровне, ширина и амплитуда нормальных главного и интеримпульсов не меняется. Таким образом, излучение гигантских импульсов пульсара В1937+214 происходит независимо от регулярного импульсного излучения.

В Главе III проведено исследование параметров микроструктуры импульсов пульсаров с субмикросекундным временным разрешением. Определены характерные временные масштабы микроструктуры, построены гистограммы их распределения. Показано, что в радиоизлучении пульсаров нет неразрешенных наноимпульсов на временных масштабах < 8 мкс. Описаны различные типы квазипериодичностей микроструктуры. Обсуждается природа наблюдаемых микроимпульсов в радиоизлучении пульсаров.

Микроструктура радиоимпульсов пульсаров представляет собой быстрые вариации интенсивности индивидуальных импульсов на временных масштабах порядка сотен микросекунд. Несмотря на тридцатилетний период изучения пульсаров, все еще нет общепринятого представления о механизме их радиоизлучения. Только лишь для десятка пульсаров проводились исследования микроструктуры, а наиболее изученными являются пульсары В0950+08 и В1133+16. Первые исследования микроструктуры как раз для этих пульсаров были выполнены Хэнкинсом в метровом диапазоне радиоволн на 300-м радиотелескопе в Аресибо в 1971-72 гг. (Хэнкинс, 1972). Им же был дан обзор по исследованию микроструктуры (Хэнкинс, 1996).

В данной главе представлен статистический анализ свойств микроструктуры для пульсаров В0950+08, ВПЗЗ+16 (для двух компонент), В1929+Ю, В1749-28, В1933+16, В1641-45 и В0833-45 на частоте 1650 МГц с временным разрешением 62.5 нс, самый обширный из всех подобных анализов для любого из пульсаров с одним из самых высоких временных разрешений, когда-либо использовавшихся для анализа микроструктуры.

Наблюдения всех исследуемых пульсаров проводились на 70-метровом радиотелескопе в Тидбинбилле (Австралия) в разное время в период между 1997 и 2000 годами. Параметры антенны и системы регистрации при наблюдениях этих всех пульсаров полностью аналогичны параметрам при наблюдениях пульсара В1937+214 (см. глава I). Для последующего анализа были выбраны только сильные импульсы, что уменьшило объем данных в несколько сот раз и позволило выполнить последующую обработку более эффективно. Для выбранных импульсов плотность потока, усредненная в окне, составляла

более 5 Ян (2.5 Ян для В0833-45, В1641-45, В1749-28 и В1933+16). Методами цифровой коррекции сигнала, изложенными в главе I, была проведена первичная обработка этих выбранных импульсов.

Была определена характерная ширина микроструктуры для большого числа одиночных импульсов по ширине центрального пика средней кросс-корреляционной функции (ККФ). Характерный временной масштаб микроструктуры определяется из средней ККФ по точке излома, в которой крутой спад ККФ в ее центральной части сменяется более медленным уменьшением с увеличением временного сдвига. Таким способом была обнаружена микроструктура с широким временным масштабом в средней ККФ у всех пульсаров, кроме В1641 —45. Она составила 270 ± 10 мкс для пульсара В0833-45, 80 ± 10 мкс для В1749-28, 95 ± 10 мкс для В1929+10, 150 ±10 мкс для В1933+16, 135 ±5 мкс для В0950+08, а также 430 ±30 мкс и П0±20 мкс для первой и второй компонент профиля пульсара ВПЗЗ + 16, Соответственно. Подобные измерения масштабов микроструктуры для пульсаров В0833-45, В1749-28, В1929+10 и В1933+16 выполнены впервые. Для пульсара В1641—45 следов микроструктуры обнаружено не было. Для этого пульсара время рассеяния составляет около 1.5 мс, и отсутствие следов микроструктуры в средней ККФ этого пульсара вполне можно объяснить влиянием рассеяния.

Кроме широких временных масштабов для трех пульсаров В0950+08, ВИЗЗ+16 (вторая компонента) и В1929+10 были обнаружены также дополнительные центральные пики в центральной части средних ККФ. Эти пики указывают на особенно короткую микроструктуру с характерными временными масштабами порядка 10 мкс. У пульсара В0950+08 она составила 14 ± 3 мкс, у второй компоненты профиля пульсара ВПЗЗ + 16 — 11 ± 3 мкс и у пульсара В1929+10 — 9±3 мкс. Такая короткая микроструктура никогда ранее не наблюдалась в средней ККФ любых пульсаров. Однако, для гигантских импульсов от пульсара в Крабе в автокорреляционной функции (АКФ) одиночного импульса была найдена микроструктура с шириной по уровню 25% от максимума АКФ, равная < 1 мкс (Хэнкинс, 2000).

Наши средние ККФ также, как наши индивидуальные ККФ не показывают никаких деталей микроструктуры с субмикросекундным временным масштабом. Однако, возможно, "наноимпульсы" присутствуют в наших данных с шириной не сильно больше, чем наше самое высокое временное разрешение в 62.5 нс. Чтобы оценить их значимость были вычислены короткомас-штабные АКФ для очень сильных одиночных импульсов пульсаров В0950+08, ВИЗЗ + 16 и В1929+10 с разрешением по временным сдвигам, равным 62.5 нс,

для окон с импульсом и без импульса. Для каждого из этих, трех пульсаров не было видно систематических различий между средними АКФ в окне с импульсом и вне импульса выше уровня Зсгдср ~ 0.003, следовательно, суб-микросекундные микроимпульсы, если вообще присутствуют, не дают вклада в полную энергию вариаций сигнала пульсара более, чем 0.3 %.

Далее, было проведено сравнение распределения интенсивностей корот-комасштабных (62.5 нс) флуктуации в окне с импульсом с распределением таких же интенсивностей в окне вне импульса, а также с распределением х2 для белого шума. Для каждого 8-мкс интервала с 256 отсчетами были вычислены среднеквадратичное отклонение Оба распределения довольно хорошо аппроксимируются теоретической кривой для распределения х2- В общем, не видно заметных различий между распределениями в окнах с импульсом и вне импульса. Флуктуации интенсивности в окне с импульсом и вне импульса гораздо более короткие, чем 8 мкс, следовательно, имеют статистику белого шума, совпадающую с моделью амплитудно-моделированного шума (Риккет, 1975).

Кроме того, были построены средние кросс-спектры мощности для пульсаров В0950+08, В1133+16 и В1929+10. На частотах выше ~ 100 кГц, форма кросс-спектров оказались в значительной степени плоскими и совпадающими со спектром, полученным для шумового сигнала. Это также говорит о том, что на временных масштабах менее 10 мкс сигнал пульсаров неотличим от чистых шумов приемника. Таким образом, неразрешенные наноимпульсы не были обнаружены в радиоизлучении пульсаров В0950+08, ВПЗЗ+16 и В1929+10.

В Главе IV приведены результаты измерения параметров рассеяния для нескольких пульсаров. Обнаружено, что практически все из них имеют несколько частотных масштабов. Полученные значения параметров рассеяния не противоречат в целом колмогоровскому виду спектра флуктуации плотности межзвездной плазмы.

При распространении радиоизлучения пульсаров через межзвездную среду, помимо эффекта дисперсии, рассмотренного в главе I, происходит рассеяние радиоволн на неоднородностях межзвездной плазмы. Радиоизлучение пульсаров имеет импульсный характер, что увеличивает разнообразие наблюдаемых эффектов рассеяния. Одним из них являются мерцания, т.е. временные флуктуации интенсивности радиоизлучения. Характерное время мерцаний определяется выражением

где 0„ - среднеквадратичный угол рассеяния, и - скорость движения линии Земля-пульсар относительно рассеивающего экрана, гр — пространственный масштаб дифракционной картины.

Другим эффектом рассеяния является увеличение длительности импульсов пульсаров, которое определяется временем рассеяния г, (Саттон, 1971; Ли и Джокипи, 1975)

2 с

где L — эффективное расстояние до рассеивающей среды, — характерный масштаб вариаций интенсивности по частоте, называемый полосой де-корреляции, которая отражает ослабление амплитуды рассеянного излучения в этой полосе частот (длин волн) из-за того, что интерференционные картины для разных длин волн будут различны (Ланг, 1971). Таким образом, спектры мощности радиоизлучения пульсаров окажутся промодулированными с характерным масштабом, равным полосе декорреляции. Полоса декорреляции Аиа определяет частотную структуру, время жизни которой приблизительно равно ¿8. Мерцания на различных частотах в пределах полосы декорреляции

коррелированы, а при разнесении частот на интервал больше, чем эта корреляция исчезает.

Для понимания природы турбулентности межзвездной плазмы, установления распределения неоднородностей электронной концентрации большой интерес представляют измерения спектра флуктуации плотности межзвездной плазмы. В общем случае, спектр флуктуации плотности задается степенным спектром (Ли и Джокипи,. 1975)

Рзп(9) = су3,

(6)

где С„ — нормировочная константа, определяющая силу возмущений плотности, а /? = и/3 для колмогоровского спектра неоднородностей. Этот степенной спектр дает следующие зависимости времени мерцаний ¿„ и полосы декорреляции от частоты ,

Ду, ос — ос 1/2а т.

(7)

(8)

где а = /?/(/? — 2), и, соответственно, для колмогоровского спектра неоднородностей а = 2.2 Для гауссового вида спектра неоднородностей значение показателя степени

Хотя основные положения модели тонкого экрана были подтверждены многочисленными наблюдениями, точный вид спектра неоднородностей, а, следовательно, показатель степени /?, или а, до сих пор неизвестен. Поэтому, для определения показателя степени« в (7) и (8) наибольшее значение имеют измерения, выполненные на самых высоких и самых низких частотах. Из-за того, что закон изменения ширины полосы декорреляции с частотой очень крутой, диапазон частот для измерений полосы декорреляции оказывается ограниченным с высокочастотной стороны тем фактом, что полоса декорре-ляции становится сравнимой с полосой приема, а с низкочастотной стороны ограничения связаны с невозможностью реализовать высокое спектральное разрешение при ограниченной чувствительности в узкой полосе приема. Используемый в этой работе способ измерения полосы декорреляции вместе с регистрацией сигнала в широкой полосе приема позволяют избежать последнего ограничения и измерять экстремально узкие полосы декорреляции шириной около 100 Гц.

В данной работе проводились наблюдения пульсаров В1508+55, В1919+21, В0329+54 и В1641-45. Пульсары В1508+55 и В1919+21 наблюдались на радиотелескопе БСА в Пущино на частоте 102.5 МГц в полосе приема 100 кГц. Для пульсара В1919+21 состоялось два сеанса наблюдений, 22 и 24 февраля 1980 г., а для В1508+55 — один, 16 июня 1978 г. Наблюдения пульсара В0329+54 состоялись на двух радиотелескопах, на БСА на частоте 111 МГц в полосе 2.5 МГц в период с 28 ноября по б декабря 1999 г. и на крестообразном радиотелескопе в Медичине 18 июня 1997 г. на частоте 406.6 МГц в полосе 2 МГц. Наблюдения в Медичине проводились с использованием когерентного дедисперсора, исправляющего записи импульсов пульсаров за дисперсию в режиме реального времени. Пульсар В1641—45 наблюдался на 70-м радиотелескопе в Тидбинбилле (Австралия) 11 сентября 1997 г. на частоте 1650 МГц в двух смежных частотных каналах, шириной 16 МГц каждый, с помощью системы S2 VLBI.

После проведения первичной обработки данных, процедуры которой изложены в главе I, определялись параметры рассеяния пульсаров. Для этого использовался метод, предложенный Поповым и Согласновым (1984), состоящий в том, что спектры мощности радиоизлучения импульсов пульсаров, разделенных интервалом времени меньше, чем время мерцаний должны иметь коррелированную составляющую. Тогда, для того чтобы ее выделить, нужно вычислить ККФ между спектрами мощности близких по времени пар импульсов, усреднив которые можно получить среднюю АКФ этой частотной структуры мерцаний. Характерная ширина пика этой автокорреляционной

функции даст нам значение полосы декорреляции Aus. Зависимость коэффициента корреляции к от временного интервала между парами импульсов дает нам АКФ мерцаний, вызванных рассеянием, ширина которой определяет характерное время мерцаний

Таким образом, было определено характерное время мерцаний ta, которое для пульсара В1508+55 составило 12.6 с, а для пульсара В1919+21 — 79.3 с для первого сеанса наблюдений и 31 с —для второго. Характерный частотный масштаб Дм, для пульсара В1508+55 оказался равен 87 Гц, а для пульсара В1919+21 было уверенно найдено два частотных масштаба: 8.6 и 30 кГц для первого сеанса и 3.8 и 25 кГц — для второго. Для пульсара В0329+54 по наблюдениям на 111 МГц для времени мерцаний мы смогли определить только нижний предел > 11 с. Как и для пульсара В1919+21 мы уверенно определили два иастотных масштаба, равных 243 и 567 Гц. На частоте 406.6 МГц нами было обнаружено целых три частотных масштаба: 1.5, 44.5 и 180 кГц. Соответствующие времена мерцаний на этой частоте составили 1.5, 36 и 236 с. Для пульсара В1641 —45 характерное время мерцаний и частотный масштаб составили 1.1 с и 187 Гц, соответственно.

Методом наименьших квадратов были определены показатели степени в степенных зависимостях полосы декорреляции и времени мерцаний от частоты. Для пульсара В0329+54 полученные значения показателя степени как для полосы декорреляции (4.44±0.16),так и для времени мерцаний (1.14 ±0.28), удовлетворяет колмогоровскому спектру флуктуации плотности. Для пульсара В1641—45 данных очень мало, однако полученный результат говорит также в пользу колмогоровского спектра неоднородностей, но идет более круто. Для остальных пульсаров ошибки измерений не позволяют сделать уверенный выбор между гауссовым или колмогровским спектром флуктуации плотности. Таким образом, полученные значения параметров рассеяния, в целом, не противоречат колмогоровскому виду спектра неоднородностей.

В Заключении суммируются результаты, выносимые на защиту диссертации.

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Кондратьев В.И., "Частотная мерцательная структура в спектрах пульсаров", Тезисы конференции "XXVII Радиоастрономическая конференция", С.-Петербург, 1997, с. 251.

2. Кондратьев В.И., Попов М.В., Скулачев А.Д., Согласное ВА, "Частотная структура мерцаний радиоизлучения пульсара PSR 1508+55", Письма в Астрономический журнал, 1998, т. 24, № 7, с. 541.

3. M.V. Popov, V.I. Kondrat'ev, V.I. Altunin, N. Bartel, W. Cannon, A.Yu. Novikov, "Parameters of micro structure and noiseliki intensity fluctuation in pulsar radio emission measured with submicrosecond

time resolution provided by the S2 VLBI recording/playback system", Proceedings of IAU Colloquium №177, ASP Conf. Ser. 202 (San Francisco: ASP), ed. M. Kramer, N. Wex, & N. Wielebinski, 2000, p. 179.

4. Kondratiev V.I., "Manifestation of Radio Scintillations Effects for Several Pulsars", Тезисы конференции "Joint European and National Astronomical Meeting", Moscow, 2000, p. 96.

5. Kondratiev V.I., Kostyuk S.V., Popov M.V., Soglasnov V.A., "Frequency structure of radio scintillations for several pulsars", Astrophysics & Space Science, 2001, v. 278, Issue 1/2, p. 43.

6. Soglasnov V.A., Popov M.V., Kondratiev V.I., Kostyuk S.V., "Giantpulses from radio pulsars ", Тезисы конференции "International Conference on

Physics of Neutron Stars", St. Petersburg, 2001, p. 39.

7. Popov M.V., Kondratiev V.I., "Observed Parameters of Microstructure in Pulsar Radio Emission", Тезисы конференции "International Conference on Physics of Neutron Stars", St. Petersburg, 2001, p. 34.

8. Попов М.В., Бартель Н., Кэннон В., Новиков А.Ю., Кондратьев В.И., Алтунин В.И., "Параметры микроструктуры радиоимпульсов пульсаров, измеренные с временным разрешением 62.5 наносекунды на частоте 1650МГц ", Астрономический журнал, 2002, т. 79, № 3, с. 229.

9. M.V. Popov, N. Bartel, W.H. Cannon, A.Yu. Novikov, V.I. Kondratiev, V.I. Altunin, "Pulsar micro structure and its quasi-periodicities with the S2 VLBI system at a resolution of 62.5 nanoseconds", Astronomy & Astrophysics, 2002, v. 396, p. 171.

Список литературы

Вольжан и др. (Wolszczan A., Cordes J.M., Stinebring D.R.) //.in Millisecond Pulsars, ed. S.P. Reynolds & D.R. Stinebring (Green Bank: NRAO), 1984, p. 63

Кинкхабвала, Тсроетт (Kinkhabwala A., Thorsett S.E.) // Astrophys. J., 2000, v. 535, p. 365

Кснард и др. (Cognard I., Shrauner J.A., Taylor J.H., Thorsett S.E.) // Astrophys. J. Lett., 1996, v. 457, p. 81

Ланг (Lang K.R.) // Astrophys. J., 1971, v. 164, p. 249

Ли, Джскипи (Lee L.C., Jokipii J.R.) // Astrophys. J., 1975, v. 201, p. 532

Лундгрен и др. (Lundgren S.C., Cordes J.M., Ulmer M., Matz S.M., Lomatch S., Foster R.S., Hankins Т.Н.) // Astrophys. J., 1995, v. 453, p. 433

Попов М.В., Согласное В.А. // Астрон. журн., 1984, т. 61, № 8, с. 727

Риккет (Rickett BJ.) // Astrophys. J., 1975, v. 197, p. 185

Салмен, Бэккер (Sallmen S., Backer D.C.) // in ASP Conf. Ser., Millisecond Pulsars. A Decade of Surprise, ed. A.S. Fruchter, M. Tavani, & D.C. Backer (San Francisco: ASP), 1995, v. 72, p. 340

Салмен и др. (Sallmen S., Backer D.C, Hankins Т.Н., Moffett D.A., Lundgren S.) // Astrophys. J., 1999, v. 517, p. 460

Саттон (Sutton J.M.) // MNRAS, 1971, v. 155, p. 51

Тэйлор и др. (Taylor J.H., Manchester R.N., Lyne A.G., Camilo F.) // Catalog of 706 pulsars, 1995, http://pulsar.princeton.edu/pulsar/catalog.shtml

Хэнкино (Hankins Т.Н.) // Astrophys. J., 1971, v. 169, p. 487

Хэнкино (Hankins Т.Н.) // Astrophys. J. Lett., 1972, v. 177, p. 11

Хэнкино (Hankins Т.Н.) // In ASP Conf. Ser., Pulsars: Problems and Progress, ed. S. Johnston, M.A. Walker, & M. Bailes (San Francisco: ASP), 1996, v. 105, p. 197

Хэнкино (Hankins Т.Н.) // in ASP Conf. Ser., Pulsar Astronomy - 2000 and beyond, ed. M. Kramer, N. Wex, & R. Wielebinski (San Francisco: ASP), 2000, v. 202, p. 165

Хэнкино и др. (Hankins Т.Н., Kern J.S., Weatherall J.C., Eilek J.A.)' // Nature, 2003, v. 422, p. 141

■055(02)2

Ротапринт ИКИ РАН Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

_Подписано к печати ¿4. оъ.оУ

Заказ 1962 Формат 70x108/32 Тиражное 0,Куч-издл

Введение 9 Главы

1 Искажение импульсов в межзвездной среде и методы их восстановления

1.1 Распространение импульсов в межзвездной среде.

1.2 Восстановление записей радиоизлучения пульсаров.

1.2.1 Додетекторная компенсация дисперсии. щ 1.2.2 Коррекция амплитудных неравномерностей полосы приема, подавление помех.

1.2.3 Декодирование данных, записанных в формате S

1.2.4 Исправление за бит-статистику.

2 Гигантские импульсы пульсара В1937+

2.1 Феномен гигантских импульсов.

2.2 Наблюдения и обработка данных.

2.2.1 Наблюдения.

2.2.2 Восстановление данных.

2.2.3 Поиск гигантских импульсов

2.3 Результаты.

2.3.1 Форма и ширина гигантских импульсов.

2.3.1.1 Статистика.

2.3.1.2 Форма профиля.

2.3.2 Время прихода гигантских импульсов.

2.3.3 Интенсивность.

2.3.3.1 Межзвездные мерцания

2.3.3.2 Пиковая и интегральная плотности потоков гигантских импульсов

2.3.3.3 Распределение энергий гигантских импульсов

2.4 Обсуждение.

2.5 Выводы.

3 Исследование параметров микроструктуры импульсов пульсаров с субмикросекундным временным разрешением

3.1 Явление микроструктуры в радиоимпульсах пульсаров

3.2 Наблюдения и обработка.

3.2.1 Наблюдения.

3.2.2 Первичная обработка данных.

3.3 Результаты.

3.3.1 Индивидуальные импульсы.

3.3.2 Параметры микроструктуры

3.3.2.1 Характерный временной масштаб микроструктуры из анализа средних ККФ.

3.3.2.2 Глубина модуляции микроструктуры

3.3.2.3 Временное запаздывание микроструктуры между двумя частотными каналами

3.3.2.4 Распределение масштабов микроструктуры из анализа индивидуальных кросс-корреляционных функций.

3.3.3 Короткомасштабные "шумовые" флуктуации интенсивности

3.3.3.1 Короткомасштабные АКФ.

3.3.3.2 Распределение интенсивностей

3.3.4 Квазипериодическая микроструктура

3.3.4.1 Метод анализа.

3.3.4.2 Типы периодичностей микроструктуры

3.3.4.3 Гистограммы распределения периодов микроструктуры

3.3.4.4 Гистограммы распределения добротности периодов микроструктуры.

3.3.4.5 Средний кросс-спектр мощности.

3.4 Обсуждение.

3.4.1 Характерные временные масштабы микроструктуры, запаздывание микроимпульсов.

3.4.2 Узкие микроимпульсы, наноимпульсы.

3.4.3 Квазипериодичность микроструктуры.

3.4.4 Микроструктура в двух компонентах пульсара В1133+16.

3.4.5 Чем же вызваны наблюдаемые микроимпульсы в радиоизлучении пульсаров?.

3.4.6 Возможные механизмы генерации радиоизлучения пульсаров.

3.5 Выводы.

4 Измерение параметров межзвездного рассеяния

4.1 Эффекты рассеяния радиоимпульсов.

4.2 Наблюдения и обработка записей радиоизлучения пульсаров

4.2.1 Наблюдения на Большой Синфазной Антенне

4.2.1.1 Частота 102.5 МГц.

4.2.1.2 Частота 111 МГц.

4.2.2 Наблюдения на Крестообразном радиотелескопе в Ме-дичине.

4.2.3 Наблюдения на 70-м радиотелескопе в Тидбинбилле

4.2.4 Обработка данных.

4.2.4.1 Метод измерения параметров рассеяния

4.3 Результаты и выводы.

Актуальность работы. Радиоастрономические исследования пульсаров продолжаются вот уже на протяжении 35 лет от момента их обнаружения в 1967 году Э. Хьюишем и Д. Бэлл. Представляя собой вращающиеся нейтронные звезды с огромным магнитным полем, пульсары являются объектами пристального изучения. За это время были изучены многие свойства радиоизлучения пульсаров, такие как стабильный средний профиль, регулярный дрейф субимпульсов, эффект замирания излучения. Было написано много теоретических работ, в которых рассматривались вопросы механизма излучения пульсаров, внутреннего строения нейтронных звезд, их эволюции. Однако, до сих пор механизм радиоизлучения пульсаров остается неизвестным. Поэтому изучение таких коротких событий, как микроструктура импульсов, длительностью от десятков до сотен микросекунд, поможет лучше понять природу импульсного излучения пульсаров. Подобные исследования ранее были трудновыполнимы, поскольку для исследования микроимпульсов, в отличие, например, от исследования свойств средних профилей, нельзя использовать временнбе усреднение сигнала и необходимо проводить наблюдения только на очень крупных радиотелескопах, обладающих большой чувствительностью. Кроме того, эти наблюдения, также как и наблюдения гигантских импульсов, требуют регистрации и хранения больших объемов данных. Поэтому, в современном свете бурного развития вычислительных средств, быстрых аналогово-цифровых преобразователей и, наконец, с увеличением чувствительности радиотелескопов, это направление исследований является крайне важным.

Гигантские импульсы представляют собой уникальный феномен резкого увеличения интенсивности импульсов пульсаров, в сотни и тысячи раз превышающей интенсивность среднего профиля. Это явление обнаружено всего у нескольких пульсаров, поэтому его изучение является чрезвычайно интересным и важным для понимания его природы, тем более, что как оказалось, оно обладает рядом уникальных свойств, помимо огромной интенсивности, по сравнению с регулярным импульсным излучением. Изучение свойств гигантских импульсов поможет установить механизм как излучения собственно гигантских импульсов, так и обычного нормального излучения.

Пульсары являются галактическими объектами, импульсы радиоизлучения которых распространяются через межзвездную среду. Поэтому можно сказать, что пульсары являются зондами межзвездной среды, т.к. изучение наблюдаемых проявлений рассеяния радиоимпульсов на неодно-родностях плотности межзвездной плазмы, таких как мерцания, уширение импульсов, увеличение видимого углового размера, позволяет установить характеристики среды в направлении на пульсар, спектр ее турбулентности. Поэтому измерение параметров рассеяния также является важной задачей для определения свойств межзвездной среды.

Цели и задачи диссертационной работы:

1) Создание пакета программ для цифровой обработки пульсарных данных, полученных при наблюдениях в полной полосе приема.

2) Поиск гигантских импульсов от пульсара В1937+214, определение формы профиля, моментов прихода импульсов, распределение по энергиям и других свойств.

3) Исследование микроструктуры импульсов пульсаров с субмикросе-кундным временным разрешением, проведение статистического анализа свойств обнаруженных микроимпульсов.

4) Измерение параметров рассеяния пульсаров В0329+54, В1641—45, В1508+55 и В1919+21 по наблюдениям на различных частотах.

Личный вклад автора в совместные работы. Все работы из списка публикаций по теме диссертации, за исключением работ [1,4] выполнены в соавторстве. Автор разобрался в методах цифровой обработки сигналов, им был разработан пакет программ, который был использован при восстановлении данных во всех работах [1-9].

В работе [6], посвященной исследованию гигантских импульсов от пульсара В1937+214, автор разработал управляющий скрипт для поиска гигантских импульсов одновременно с построением спектров радиоизлучения на участке с импульсом и вне импульса, нахождением среднего профиля, дисперсии сигнала и др. Автор также принимал участие в обсуждении и интерпретации результатов.

В исследовании микроструктуры импульсов пульсаров с субмикросе-кундным временным разрешением [3,7-9] автор участвовал в обработке данных, в обсуждении, интерпретации и представлении полученных результатов.

Для измерения параметров рассеяния пульсаров [1,2,4,5] автором был написан пакет программ для анализа автокорреляционных функций частотной мерцательной структуры. Автор лично участвовал в наблюдениях пульсара В0329+54 на частоте 111 МГц на радиотелескопе БСА. Автором полностью была проведена обработка наблюдений, выполнен анализ результатов.

Научная новизна работы. Все основные результаты диссертации, выносимые на защиту, являются новыми и получены впервые. Они отражают решения поставленных задач, которые приведены выше, и сведены в разделе "Заключение" диссертации.

Научная И практическая ценность работы. Разработанный пакет программ для цифровой обработки пульсарных данных может использоваться для восстановления данных, полученных при наблюдениях пульсаров в широкой полосе приема на разных радиотелескопах, при этом система регистрации может быть как S2, так и любой быстрый АЦП. В свете построения в последнее время большого числа пульсарных машин, дающих огромное количество потоков наблюдательных данных, такое программное обеспечение является просто необходимым.

Такой феномен, как гигантские импульсы, обнаружен только у семи пульсаров, но наиболее сильно они проявляются только у двух пульсаров, пульсара в Крабе и В1937+214. Эта область является малоизученной, поэтому определение параметров гигантских импульсов, проведенной в данной работе, позволяет лучше понять это явление, а кроме того, предоставляет обширный материал для теоретических построений, т.к. природа гиганстких импульсов до сих пор неизвестна.

Исследованию микроструктуры импульсов пульсаров по сравнению с изучением средних профилей, дрейфа субимпульсов и др. также уделялось недостаточно внимания. Основные наблюдения проводились в метровом диапазоне длин волн, а наиболее изученной является микроструктура пульсаров В0950+08 и В1133+16. Природа микроимпульсов до сих пор до конца не ясна, не известен механизм их излучения, поэтому проведенное исследование микроструктуры нескольких пульсаров на высокой частоте 1650 МГц с субмикросекундным временным разрешением поможет лучше понять условия формирования микроимпульсов, установить природу их излучения.

Измерение параметров рассеяния, таких как ширина полосы декорре-ляции и время мерцаний, является измерением характеристик межзвездной среды. Такие измерения вместе с измерениями других авторов на других частотах могут использоваться для построения спектра неоднородно-стей электронной концентрации межзвездной плазмы.

Апробация результатов. Все основные результаты и положения, выносимые на защиту докладывались на следующих семинарах и конференциях:

1) Школа-семинар молодых радиоастрономов "Современные методы обработки радиоастрономических наблюдений", Пущино, 1996

2) Международная конференция памяти И.С. Шкловского, С.А. Кап-лана и С.Б. Пикельнера, Москва, 1996

3) XXVII Радиоастрономическая конференция, С.-Петербург, 1997

4) XXVI международная студенческая научная конференция "Физика космоса", Екатеринбург, 1997

5) XIII International Conference for Physics Students, Коимбра, Португалия, 1998

6) The European Workshop: "The investigation and comparison of normal and millisecond pulsars", Пущино, 1998

7) IAU Colloquium №177 "Pulsar Astronomy — 2000 and Beyond", Бонн, Германия, 1999

8) Школа-семинар молодых радиоастрономов "Радиоастрономия на пороге XXI века — успехи и перспективы", Пущино, 2000

9) IAU Colloquium №182 "Sources and scintillations: refraction and scattering in radio astronomy", Гуян, Китай, 2000

10) Joint European and National Astronomical Meeting (JENAM), Москва, 2000

11) International Conference on Physics of Neutron Stars, С.-Петербург, 2001

12) Семинары Астрокосмического центра ФИ РАН

13) Семинар Института радиоастрономии Национальной Академии наук Украины (Харьков)

14) Отчетные сессии Астрокосмического центра ФИ РАН

15) Отчетные конференции Радиоастрономического учебно-научного центра

Публикации ПО теме диссертации. Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1) Кондратьев В.И., "Частотная мерцательная структура в спектрах пульсаровТезисы конференции "XXVII Радиоастрономическая конференция", С.-Петербург, 1997, с. 251

2) Кондратьев В.И., Попов М.В., Скулачев А.Д., Согласнов В.А., "Частотная структура мерцаний радиоизлучения пульсара PSR 1508+55", Письма в Астрономический журнал, 1998, т. 24, № 7, с. 541

3) M.V. Popov, V.I. Kondrat'ev, V.I. Altunin, N. Bartel, W. Cannon, A.Yu. Novikov, "Parameters of micro structure and noiselike intensity fluctuation in pulsar radio emission measured with submicr о second time resolution provided by the S2 VLBI recording/playback system Proceedings of IAU Colloquium №177, ASP Conf. Ser. 202 (San Francisco: ASP), ed. M. Kramer, N. Wex, & N. Wielebinski, 2000, p. 179

4) Kondratiev V.I., "Manifestation of Radio Scintillations Effects for Several PulsarsТезисы конференции "Joint European and National Astronomical Meeting", Moscow, 2000, p. 96

5) Kondratiev V.I., Kostyuk S.V., Popov M.V., Soglasnov V.A., "Frequency structure of radio scintillations for several pulsars Astrophysics & Space Science, 2001, v. 278, Issue 1/2, p. 43

6) Soglasnov V.A., Popov M.V., Kondratiev V.I., Kostyuk S.V., "Giant pulses from radio pulsarsТезисы конференции "International Conference on Physics of Neutron Stars", St. Petersburg, 2001, p. 39

7) Popov M.V., Kondratiev V.I., "Observed Parameters of Micro structure in Pulsar Radio EmissionТезисы конференции "International Conference on Physics of Neutron Stars", St. Petersburg, 2001, p. 34

8) Попов M.B., Бартель H., Кэннон В., Новиков А.Ю., Кондратьев В.И., Алтунин В.И., "Параметры микроструктуры радиоимпульсов пульсаров, измеренные с временным разрешением 62.5 наносекунды на частоте 1650 МГц", Астрономический журнал, 2002, т. 79, № 3, с. 229

9) M.V. Popov, N. Bartel, W.H. Cannon, A.Yu. Novikov, V.I. Kondratiev, V.I. Altunin, "Pulsar microstructure and its quasi-periodicities with the S2 VLBI system at a resolution of 62.5 nanosecondsAstronomy & Astrophysics, 2002, v. 396, p. 171

Структура И объем диссертации. Работа состоит из Введения, четырех глав, и Заключения. Объем работы составляет 159 страниц, в том числе 41 рисунок и 7 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 136 наименований.

Основные результаты, выносимые на защиту

1) Наблюдаемая форма профиля гигантских импульсов миллисекундного пульсара В1937+214 представляет собой не собственную структуру» а результат рассеяния. Это следует из результата моделирования формы профиля с наилучшим согласием между видимой формой гигантских импульсов и профиля рассеяния модельного ^-импульса. Гистограмма распределения времен нарастания гигантских импульсов имеет доминирующий пик в интервале 15.625-31.25 не. Поэтому можно заключить, что истинная ширина гигантских импульсов пульсара В1937+214 меньше 15 не (временнбй интервал между отсчетами). Такая короткая длительность соответствует яркостной температуре Ть > 1039 К, самой высокой из когда-либо наблюдаемых во Вселенной.

2) Впервые, определен обрыв в области низких энергий в интегральном распределении гигантских импульсов по энергиям пульсара В1937+214. Оценены минимальные пиковые плотности потока гигантских импульсов (реальные пороги) для главного импульса и интеримпульса. Они оказались различными и равными 16 и 5 Ян для главного импульса и интеримпульса, соответственно. Учитывая фактор направленности, определена частота появления гигантских импульсов, равная ~ 26 гигантским импульсам за один оборот нейтронной звезды. Следовательно, феномен гигантских импульсов не является редким в радиоизлучении пульсара В1937+214.

3) Излучение гигантских импульсов пульсара В1937+214 происходит независимо от регулярного импульсного излучения. В периоде пульсара, в котором был обнаружен гигантский импульс, регулярное импульсное излучение также присутствует на нормальном уровне, ширина и амплитуда нормальных импульсов не меняется.

4) Впервые обнаружена микроструктура с широким временным масштабом у пульсаров В0833—45 (270±10 мкс), В1749-28 (80±10 мкс), В1929+10 (95 ± 10 мкс) и В1933+16 (150 ± 10 мкс) и подтверждена для пульсаров В0950+08 (135 ± 5 мкс) и В1133+16 (430 ± 30 мкс и 110 ± 20 мкс для первой и второй компонент профиля, соответственно). Для пульсара В1641—45 следов микроструктуры обнаружено не было. Кроме того, обнаружена микроструктура с узким временным масштабом у пульсара В0950+08 (14 ± 3 мкс), второй компоненты пульсара В1133+16 (11 ± 3 мкс) и пульсара В1929+10 (9 ± 3 мкс).

5) Неразрешенные наноимпульсы или импульсная структура с субми-кросекундным временным масштабом не были обнаружены в радиоизлучении пульсаров В0950+08, В1133+16 и В1929+10. Этот вывод следует из сравнения распределения амплитуд в окнах с импульсом и вне импульса. Это подтверждается полностью идентичными формами высокочастотных участков среднего кросс-спектра мощности для излучения в импульсе и вне его, а также короткомасштабны-ми АКФ, которые показывают, что сигнал пульсаров неотличим от чистых шумов приемника на временных масштабах < 8 мкс.

6) Измерены время мерцаний и ширина полосы декорреляции для четырех пульсаров: В0329+54 на частотах 111 и 406.6 МГц, В1641—45 на частоте 1650 МГц, В1508+55 и В1919+21 на частоте 102.5 МГц. Метод, использованный для измерений, позволил реализовать беспрецедентно высокое спектральное разрешение 50-100 Гц. Оказалось, что все пульсары, кроме В1508+55, имеют более одного частотного масштаба. Полученные значения параметров рассеяния не противоречат в целом колмогоровскому виду спектра неоднородностей электронной концентрации.

Благодарности

Автор выражает искреннюю благодарность научному руководителю диссертации М.В. Попову и В.А. Согласнову за огромное количество бесценных предложений и идей, за проявленную выдержку и терпение к автору в процессе написания диссертации. Отдельно хотелось бы поблагодарить Н. Бартеля за полезные предложения и замечания, а также за скрупулезный и педантичный подход к оформлению графиков и рисунков.

Автор признателен всем сотрудникам Астрокосмического центра за оказанную помощь и поддержку в написании диссертации.

Автор горячо благодарит всех, кто помогал в проведении наблюдений пульсаров на разных радиотелескопах, и особенно Н. Д'Амико (Медичи-на), В. Алтунина (Пасадена, США), В.А. Согласнова и А.Д. Скулачева (Москва), К. Лапаева, В. Иванову и В. Костромина (Пущино), а также весь персонал радиотелескопа Системы дальней космической связи в Тид-бинбилле (Австралия), функционирующего под управлением Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института по контракту с НАС А.

Огромное спасибо всему коллективу Лаборатории космической геодинамики НИИ наземно-космических технологий Йоркского университета, и лично А.Ю. Новикову (Торонто, Канада) и Д. Дэль Риццо (Пентиктон, Канада) за помощь в воспроизведении и восстановлении данных, записанных в формате S2.

Автор выражает признательность А.Д. Скулачеву за программное обеспечение для считывания записей пульсаров со старых накопителей на магнитных лентах и помощь в их обработке, С.Ф. Лихачеву и А.В. Чиби-сову за обеспечение функционирования системы воспроизведения S2-TCI в Астрокосмическом центре.

Автор выражает благодарность всем фондам и организациям за финансовую поддержку в работе и участии в конференциях, а именно Российскому фонду фундаментальных исследований (гранты 95-02-03695, 98-02-16917, 01-02-16871, 03-02-06759-мас), ИНТАС (гранты 94-3097, 96-0154), ФЦНТП "Астрономия", ФЦП "Интеграция", программе "Нестационарные явления в астрономии", Международному астрономическому союзу, а также Радиоастрономическому учебно-научному центру (проект 315).

Заключение

1. Ароне (Arons J.) // Astrophys. J., 1983, v. 266, p. 215

2. Acceo (Asseo E.) // MNRAS, 1993, v. 264, p. 940

3. Acceo и др. (Asseo E., Pelletier G., Sol H.) // MNRAS, 1990, v. 247, p. 529

4. Баласубраманиан, Кришнамохан (Balasubramanian V., Krishnamo-han S.J.) // J. Astrophys. Astron., 1985, v. 6, p. 35

5. Бартель (Bartel N.) // Astron. Astrophys., 1978, v. 62, p. 393

6. Бартель, Хэнкинс (Bartel N., Hankins Т.Н.) // Astrophys. J. Lett., 1982, v. 254, p. 35

7. Бартель и др. (Bartel N., Sieber W., Graham D.A.) // Astron. Astrophys., 1980, v. 87, p. 282

8. Блэкман, Тьюки (Blackman R.B., Tukey J.W.) // Bell System Tech. J., 1958, v. 37, p. 185

9. Борн M., Вольф Э. // Основы оптики — M.: Наука, 1970

10. Боряков (Boriakoff V.) // Ph.D. Thesis, 1973, Cornell Univ., Ithaca, NY

11. Боряков (Boriakoff V.) // Astrophys. J. Lett., 1976, v. 208, p. 43

12. Боряков (Boriakoff V.) // Astrophys. J., 1983, v. 272, p. 687

13. Брук, Устименко (Bruk Yu.M., Ustimenko B.Yu.) // Astrophys. Space Sci., 1977, v. 49, p. 349

14. Бэккер (Backer D.C.) // Astrophys. J., 1973, v. 182, p. 245

15. Бэккер (Backer D.C.) // Astron. Astrophys., 1975, v. 43, p. 395

16. Бэнфорд (Benford G.) // MNRAS, 1977, v. 179, p. 311

17. Ванг и др. (Wang N., Wu X., Manchester R.N., Zhang J., Yusup A., Zhang H.) // Chin. J. Astron. Astrophys., 2001, v. 1, № 5, p. 421

18. Ван Хорн (Van Horn H.M.) // Astrophys. J., 1980, v. 236, p. 899

19. Витфелъдт и др. (Wietfeldt R.D., Van Straten W., Del Rizzo D., Bartel N., Cannon W., Novikov A.Yu.) // Astron. Astrophys. Suppl., 1998, v. 131, p. 549

20. Волъжан и др. (Wolszczan A., Bartel N., Sieber W.) // MNRAS, 1981, v. 196, p. 473

21. Волъжан и др. (Wolszczan A., Cordes J.M., Stinebring D.R.) // in Millisecond Pulsars, ed. S.P. Reynolds & D.R. Stinebring (Green Bank: NRAO), 1984, p. 63

22. Вэзерол (Weatherall J.C.) // Astrophys. J., 1998, v. 506, p. 341

23. Гангадхара и др. (Gangadhara R.T., Krishan V., Shukla P.K.) // MNRAS, 1993, v. 262, p. 151

24. Геин и др. (Gwinn C.R., Bartel N., Cordes J.M.) // Astrophys. J., 1993, v. 410, p. 673

25. Гинзбург В.Л. // Распространение электромагнитных волн в плазме — М.: Наука, 1967

26. Говер, Аргиль (Gower J.F.R., Argyle Е.) // Astrophys. J. Lett., 1972, v. 171, p. 23

27. Гоноровский И.С. // Радиотехнические цепи и сигналы: Учебник для вузов. — 4-е изд., перераб. и доп. — М.: Радио и связь, 1986, с. 94

28. Гудмен, Нарайян (Goodman J., Natayan R.) // MNRAS, 1985, v. 214, p. 519

29. Гупта (Gupta Ya.) // Astrophys. J., 1995, v. 451, p. 717

30. Дженет, Андерсон (Jenet F.A., Anderson S.B.) // PASP, 1998, v. 110, p. 1467

31. Джонстон, Романи (Johnston S., Romani R.W.) // Astrophys. J. Lett., 2003, v. 590, p. 95

32. Джонстон и dp. (Johnston S., Lyne A.G., Manchester R.N., Kniffen D.A., D'Amico N., Lim J., Ashworth M.) // MNRAS, 1992, v. 255, p. 401

33. Джонстон и dp. (Johnston S., Nicastro L., Koribalski B.) // MNRAS, 1998, v. 297, p. 108

34. Джонстон и dp. (Johnston S., Van Straten W., Kramer M., Bailes M.) // Astrophys. J. Lett., 2001, v. 549, p. 101

35. Джоши и dp. (Joshi B.C., Kramer M., Lyne A.G., Mclaughlin M., Stairs I.H.) // in IAU Symp. 218, Young Neutron Stars & Their Environments, held 14-17 July, 2003 in Sydney, Australia, ed. F. Camilo & B.M. Gaensler (San Francisco: ASP), 2003

36. Ершов А.А., Кузьмин А.Д. // Письма в Астрон. журн., 2003, т. 29, N8 2, с. 111

37. Истомин (Istomin Ya.) //in IAU Symp. 218, Young Neutron Stars &; Their Environments, held 14-17 July, 2003 in Sydney, Australia, ed. F. Camilo Sz B.M. Gaensler (San Francisco: ASP), 2003

38. Kapdaшeв H.C., Кузьмин А.Д., Николаев Н.Я., Новиков А.Ю., Попов М.В., Смирнова Т.В., Согласное В.А., Шабанова Т.В., Шин-ский М.Д., Шитов Ю.П. // Астрон. журн., 1978, т. 55, № 10, с. 1024

39. Кемпнер и dp. (Kempner J.С., Stinebring D.R., Bailes M., Toscano M., Britton M., Van Straten W., Novikov S., Wietfeldt R.D.) // Amer. Astron. Soc. Meet., 1997, v. 191, № 111.19

40. Kuan (Chian A.C.L.) //inProc. IAU Coll. 128,The Magnetospheric Structure and Emission Mechanisms of Radio Pulsars, ed. Т.Н. Hankins, J.M. Rankin &; J.A. Gil (Zielona Gora: Pedagogical Univ. Press), 1992, p. 356

41. Киан, Кеннел (Chian A.C.L., Kennel C.F.) // Astrophys. Space Sci., 1983, v. 97, p. 9

42. Кинкхабвала, Торсетт (Kinkhabwala A., Thorsett S.E.) // Astrophys. J., 2000, v. 535, p. 365

43. Конард и др. (Cognard I., Shrauner J.A., Taylor J.H., Thorsett S.E.) // Astrophys. J. Lett., 1996, v. 457, p. 81

44. Кондратьев В.И., Попов М.В., Скулачев А.Д., Согласное В.А. // Письма в Астрон. жури., 1998, т. 24, № 7, с. 541

45. Кондратьев и др. (Kondratiev V.I., Kostyuk S.V., Popov M.V., Soglasnov V.A.) // Astrophys. Space Sci., 2001, v. 278, p. 43

46. Kopdc (Cordes J.M.) // Astrophys. J., 1975, v. 195, p. 193

47. Kopdc (Cordes J.M.) // Astrophys. J., 1976a, v. 208, p. 944

48. Kopdc (Cordes J.M.) // Astrophys. J., 19766, v. 210, p. 780

49. Kopdc (Cordes J.M.) //in Proc. IAU Symp. 95, Pulsars: 13 years of research on neutron stars, ed. W. Sieber & R. Wielebinski (Dordrecht: Reidel), 1981, p. 115

50. Kopdc (Cordes J.M.) // Astrophys. J., 1986, v. 311, p. 183

51. Kopdc, Хэнкинс (Cordes J.M., Hankins Т.Н.) // Astrophys. J., 1977, v. 218, p. 484

52. Kopdc, Дикки (Cordes J.M., Dickey J.M.) // Nature, 1979, v. 281, p. 24

53. Kopdc и dp. (Cordes J.M., Weisberg J.M., Boriakoff V.) // Astrophys. J., 1985, v. 288, p. 221

54. Kopdc и dp. (Cordes J.M., Weisberg J.M., Hankins Т.Н.) 11 Astron. J., 1990, v. 100, p. 1882

55. Kopdc и dp. (Cordes J.M., Wolszczan A., Dewey R.J., Blaskiewicz M., Stinebring D.R.) // Astrophys. J., 19906, v. 349, p. 245

56. Коулс, Хармон (Coles W.A., Harmon J.K.) // in Proc. AIP Conf. 174, Radio Wave Scattering in the Interstellar Medium, ed. J.M. Cordes, B.J. Rickett & D.C. Backer (New York: AIP), 1988, p. 87

57. Коулс и др. (Coles W.A., Frehlich R.G., Rickett B.J.) // Astrophys. J., 1987, v. 315, p. 666

58. Крамер (Kramer M.) // Astron. Astrophys. Suppl., 1994, v. 107, p. 527

59. Кронин (Cronyn W.M.) 11 Science, 1970, v. 168, p. 1453

60. Кусумано и др. (Cusumano G., Hermsen W., Kramer M., Kuiper L., Lohmer O., Massaro E., Mineo Т., Nicastro L., Stappers B.W.) // Astron. Astrophys. Lett., 2003, v. 410, p. 9

61. Кэннон и др. (Cannon W.H., Baer D., Feil G., Newby P., Novikov A., Dewdney P., Carlson В., Petrachenko W.T., Popelar J., Mathieu P., Wietfeldt R.D.) // Vistas Astron., 1997, v. 41, p. 297

62. Лайн, Манчестер (Lyne A.G., Manchester R.N.) // MNRAS, 1988, v. 234, p. 477

63. Лайн, Риккет (Lyne A.G., Rickett B.J.) // Nature, 1968, v. 218, p. 326

64. Лайн, Смит (Lyne A.G., Smith F.G.) 11 Nature, 1982, v. 298, p. 825

65. Лайн и др. (Lyne A.G., Anderson В., Salter M.J.) // MNRAS, 1982, v. 201, p. 503

66. Ланг (Lang K.R.) // Astrophys. J., 1971, v. 164, p. 249

67. Ланг и др. (Lange С., Kramer M., Wielebinski R., Jessner A.) // Astron. Astrophys., 1998, v. 332, p. Ill

68. Ли, Джокипи (Lee L.C., Jokipii J.R.) // Astrophys. J., 1975, v. 201, p. 532

69. Ловелас (Lovelace R.V.E.) // Ph.D. Thesis, 1970, Cornell Univ., Ithaca, NY

70. Лундгрен (Lundgren S.C.) // Ph.D. Thesis, 1994, Cornell Univ., Ithaca, NY

71. Лундгрен и др. (Lundgren S.C., Cordes J.M., Ulmer M., Matz S.M., Lomatch S., Foster R.S., Hankins Т.Н.) // Astrophys. J., 1995, v. 453, p. 433

72. Лютиков, Парих (Lyutikov M., Parikh A.) // Astrophys. J., 2000, v. 541, p. 1016

73. Макдермотт и др. (McDermott P.N., Van Horn Н.М., Hansen C.J.) // Astrophys. J., 1988, v. 325, p. 725

74. Манчестер (Manchester R.N.) // Astrophys. J., 1972, v. 172, p. 43

75. Манчестер (Manchester R.N.) // private communication, 2001

76. Матвеенко, Лотова // Астрон. журн., 1970, т. 47, № 6, с. 483

77. Мелроуз (Melrose D.B.) // in Proc. IAU Coll. 128, The Magnetospheric Structure and Emission Mechanisms of Radio Pulsars, ed. Т.Н. Hankins, J.M. Rankin & J.A. Gil (Zielona Gora: Pedagogical Univ. Press), 1992, p. 306

78. Моффетт, Хэнкинс (Moffett D.A., Hankins Т.Н.) // Astrophys. J., 1996, v. 468, p. 779

79. Нарайян (Narayan R.) //in Proc. AIP Conf. 174, Radio Wave Scattering in the Interstellar Medium, ed. J.M. Cordes, B.J. Rickett & D.C. Backer (New York: AIP), 1988, p. 17

80. Онищенко (Onishchenko O.G.) //in Proc. of the joint Varenna-Abastumani-ESA-Nagoya-Potsdam Workshop on Plasma Astrophysics, ESA SP-311, 1990, p. 251

81. Попов M.B., Согласное В.A. // Астрон. журн., 1984, т. 61, № 8, с. 727

82. Попов М.В., Смирнова Т.В., Согласное В.А. // Астрон. журн., 1987, т. 64, № 10, с. 1013

83. Попов и др. (Popov M.V., Bartel N., Cannon W.H., Novikov A.Yu., Kondratiev V.I., Altunin V.I.) // Astron. Astrophys., 2002a, v. 396, p. 171

84. Попов M.B., Бартель П., Кэннон В., Новиков А.Ю., Кондратьев В.И., Алтунин В.И. // Астрон. журн., 20026, т. 79, № 3, с. 229

85. Попов М.В., Согласное В.А., Кондратьев В.И., Костюк С.В. // Астрон. журн., 2003, т. 80, № 8, с. 717

86. Попов М.В., Согласное В.А., Кондратьев В.И., Костюк С.В. // Письма в Астрон. журн., 2004, т. 30, № 2, с. 115

87. Риккет (Rickett B.J.) // MNRAS, 1970, v. 150, p. 67

88. Риккет (Rickett B.J.) // Astrophys. J., 1975, v. 197, p. 185

89. Риккет (Rickett B.J.) // Annual Rev. Astron. Astrophys., 1977, v. 15, p. 479

90. Риккет и др. (Rickett B.J., Coles W.A., Bourgois G.) // Astron. Astrophys., 1984, v. 134, p. 390

91. Роберте, Эйблс (Roberts J.A., Abies J.G.) // MNRAS, 1982, v. 201, p. 1119

92. Романи, Джонстон (Romani R.W., Johnston S.) // Astrophys. J. Lett., 2001, v. 557, p. 93

93. Рудерман, Сазерлэнд (Ruderman M.A., Sutherland P.G.) // Astrophys. J., 1975, v. 196, p. 51

94. Рэнкин (Rankin J.M.) 11 Astrophys. J., 1983, v. 274, p. 333

95. Рэнкин (Rankin J.M.) 11 Astrophys. J., 1993, v. 405, p. 285

96. Рэнкин, Дэшпанде (Rankin J.M., Deshpande A.A.) //in ASP Conf. Ser., Pulsar Astronomy 2000 and beyond, ed. M. Kramer, N. Wex, h R. Wielebinski (San Francisco: ASP), 2000, v. 202, p. 155

97. Салмен, Бэккер (Sallmen S., Backer D.C.) //in ASP Conf. Ser., Millisecond Pulsars. A Decade of Surprise, ed. A.S. Fruchter, M. Tavani, & D.C. Backer (San Francisco: ASP), 1995, v. 72, p. 340

98. Салмен и др. (Sallmen S., Backer D.C., Hankins Т.Н., Moffett D.A., Lundgren S.) // Astrophys. J., 1999, v. 517, p. 460

99. Салпитер (Salpeter E.E.) // Astrophys. J., 1967, v. 147, p. 433

100. Салпитер (Salpeter E.E.) // Nature, 1969, v. 221, p. 31

101. Саттон (Sutton J.M.) // MNRAS, 1971, v. 155, p. 51

102. Скулачев А.Д., Согласное В.А., Д'Амико H., Монтебунъоли С., Макка-ферри А., Каттани А. // Труды ФИАН, 2000, т. 229, с. 105

103. Смирнова Т.В., Согласное В.А., Попов М.В., Новиков А.Ю. // Астрон. журн., 1986, т. 63, № 2, с. 84

104. Смирнова и др. (Smirnova T.V., Tul'bashev S.A., Boriakoff V.) // Astron. Astrophys., 1994, v. 286, p. 807

105. Смит, Райт (Smith F.G., Wright N.C.) // MNRAS, 1985, v. 214, p. 97

106. Согласное В.А., Смирнова T.B., Попов M.B., Кузьмин А.Д. // Астрон. журн., 1981, т. 58, № 8, с. 771

107. Согласное В.А. // Исследование радиоизлучения пульсаров с высоким временным и спектральным разрешением, Диссертация на соискание учёной степени к.ф.-м.н., Институт космических исследований АН СССР, Москва, 1983

108. Согласное В.А., Попов М.В., Кузьмин О.А. // Астрон. журн., 1983, т. 60, № 4, с. 293

109. Согласное В.А., Скулачев А.Д., Д'Амико Н., Монтебунъоли С., Семен-ков К.В., Маккаферри А., Каттани А. // Астрон. журн., 2001, т. 78, № 4, с. 341

110. Согласное и dp. (Soglasnov V.A., Popov M.V., Bartel N., Cannon W., Novikov A.Yu., Kondratiev V.I., Altunin V.I.) // Astrophys. J., 2004, in preparation

111. Справочник пользователя S2-TCI // S2 Tape-to-Computer Interface (S2-TCI), System User's Manual, Version 0.7, ISTS/SGL, 1997

112. Стэйлин, Рейфенстейн III (Staelin D.H., Reifenstein III E.C.) // Science, 1968, v. 162, p. 1481

113. Стэйлин, Саттон (Staelin D.H., Sutton J.M.) // Nature, 1970, v. 226, p. 69

114. Томпсон и др. (Thompson A.R., Moran J.M., Swenson G.W., Jr., Schilizzi R.T.) // Space Sci. Rev., 1988, v. 46, p. 379

115. Тэйлор и др. (Taylor J.H., Manchester R.N., Huguenin G.R.) // Astrophys. J., 1975, v. 195, p. 513

116. Тэйлор и др. (Taylor J.H., Manchester R.N., Lyne A.G., Camilo F.) // Catalog of 706 pulsars, 1995, http://pulsar.princeton.edu/pulsar/catalog.shtml

117. Фергюсон (Ferguson D.C.) // Astron. Astrophys., 1977, v. 64, p. 27

118. Фергюсон и др. (Ferguson D.C., Graham D.A., Jones B.B., Seiradakis J.H., Wielebinski R.) // Nature, 1976, v. 260, p. 25

119. Фергюсон, Серадакис (Ferguson D.C., Seiradakis J.H.) // Astron. Astrophys., 1978, v. 54, p. 355

120. Филлипс, Волъжан (Phillips J.A., Wolszczan A.) // Astrophys. J., 1992, v. 385, p. 273

121. Фридман, Боряков (Friedman J., Boriakoff V.) //in Proc. IAU Colloq. 128, The Magnetospheric Structure and Emission Mechanisms of Radio Pulsars, ed. Т.Н. Hankins, J.M. Rankin, Sz J.A. Gil (Zielona Gora: Pedagogical Univ. Press), 1992, p. 347

122. Хансен, Кьоффи (Hansen C.J., Cioffi D.F.) // Astrophys. J., 1980, v. 238, p. 740

123. Хирабаяши, Хиросава (Hirabayashi H., Hirosawa H.) // Advances in Space Research, 2000, v. 26, p. 589

124. Хьюиш и др. (Hewish A., Scott P.F., Wills D.) // Nature, 1964, v. 203, p. 1214

125. Хъюиш и др. (Hewish A., Bell S.J., Pilkington J.D.H., Scott P.F., Collins R.A.) // Nature, 1968, v. 217, p. 709

126. Хэйлс и др. (Heiles С., Campbell D.B., Rankin J.M.) // Nature, 1970, v. 226, p. 529

127. Хэнкинс (Hankins Т.Н.) // Astrophys. J., 1971, v. 169, p. 487

128. Хэнкинс (Hankins Т.Н.) // Astrophys. J. Lett., 1972, v. 177, p. 11

129. Хэнкинс (Hankins Т.Н.) // Astron. Astrophys. Suppl., 1974, v. 15, p. 363

130. Хэнкинс (Hankins Т.Н.) // in ASP Conf. Ser., Pulsars: Problems and Progress, ed. S. Johnston, M.A. Walker, &; M. Bailes (San Francisco: ASP), 1996, v. 105, p. 197

131. Хэнкинс (Hankins Т.Н.) //in ASP Conf. Ser., Pulsar Astronomy — 2000 and beyond, ed. M. Kramer, N. Wex, &; R. Wielebinski (San Francisco: ASP), 2000, v. 202, p. 165

132. Хэнкинс, Боряков (Hankins Т.Н., Boriakoff V.) // Nature, 1978, v. 276, p. 45

133. Хэнкинс и др. (Hankins Т.Н., Kern J.S., Weatherall J.С., Eilek J.A.) // Nature, 2003, v. 422, p. 141

134. Чашей И.В., Шишов В.И. // Письма в Астрон. журн., 1975, т. 1, № 1, с. 18

135. Шойер (Scheuer P.A.G.) // Nature, 1968, v. 218, p. 920