Исследование областей радиоизлучения пульсаров и межзвездной среды методом межзвездных мерцаний тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

1 Общая характеристика работы

1.1 Введение.

1.2 Актуальность темы.

1.3 Цель работы

1.4 Основные положения, выносимые на защиту.

1.5 Научная новизна.

1.6 Научная и практическая значимость работы.

1.7 Апробация работы.

1.8 Публикации по теме диссертации.

1.9 Личный вклад автора.

2 Аппаратура и методика проведения наблюдений.

2.1 Наблюдения микроимпульсного излучения пульсаров

2.2 Методика исследования межимпульсного излучения

2.3 Многоканальные наблюдения пульсаров.

2.4 Методика измерения межзвездного магнитного поля

2.5 Измерения вариаций потоков пульсаров.

3 Исследование пространственной структуры областей излучения пульсаров

3.1 Поведение микроимпульсного излучения с частотой

3.2 Исследование структуры магнитосферы PSR 1133+16 по 3-х частотным наблюдениям с высоким временным разрешением

3.3 Анализ межзвездных мерцаний для пространственного разрешения магнитосферы пульсаров.

3.3.1 Частотно-временные вариации интенсивности излучения пульсаров на неоднородностях межзвездной плазмы, их характерные масштабы.

3.3.2 Пространственная структура источников излучения из анализа временных вариаций интенсивности излучения на разнесенных долготах среднего профиля

3.3.3 Структура источников излучения из анализа декорреляции динамических спектров пульсаров.

3.4 Межимпульсное радиоизлучение пульсаров.

Пульсары, открытые в 1967 г., являются уникальными астрофизическими объектами, излучающими в основном в радиодиапазоне. Это быстровращающиеся нейтронные звезды, обладающие сверхсильными электрическими и магнитными полями: ~ 1012 в/см и 1012 — 1013 Гс. Их светимость во много раз превосходит светимость Солнца и выяснение природы их мощного энерговыделения сразу привлекло внимание астрофизиков. Пульсар - это космическая лаборатория, в которой реализованы физические условия не достижимые в земных лабораториях, и поэтому их исследование охватывает целый ряд фундаментальных физических проблем: внутреннее строение и эволюция нейтронных звезд, физика твердого тела, физика плазмы, находящейся в экстремально сильном электромагнитном поле, детектирование гравитационных волн в тесных двойных системах. Наблюдаемые периоды вращения пульсаров заключены в интервале от 1.5 мс до 8 с. Открытие мшглисекундных пульсаров в 1982 г. (Backer et al.) позволило начать прикладные исследования и поиск гравитационных волн. Долговременная стабильность вращения миллисекундных пульсаров Ю-19 с/с) может обеспечить реализацию стандарта частоты, превосходящего по своей точности наземную службу времени, основанную на атомных стандартах частоты. Это дает возможность создания на основе пульсаров новой высокостабильной шкалы времени (Ильин и др. 1984) и исследования с высокой точностью эффектов общей теории относительности (Taylor & Weisberg, 1989).

Радиоизлучение пульсаров показывает переменность с временными масштабами от десятков наносекунд (Moffett & Hankins; 1996) до нескольких лет (Kaspi fe Stinebriag. 1992; Stinebring, Smirnova et al., 1996). Большое значение для объяснения основного вопроса физики пульсаров -механизма их радиоизлучения имеют наблюдения с высоким временным о •зрешением, дающие информацию о короткомасштабной части этого - ктервала, - микроструктуре. Интенсивность микроимпульсов может во . того раз превосходить амплитуду среднего профиля, достигая ~ 100 Ян ,,,чгя гигантских импульсов пульсара в Крабе (Moffett & Hankins, 1996). то совместно с их малой длительностью дает очень высокое значение эквивалентной яркостной температуры 1037°К) и следовательно механизм излучения должен быть когерентным. Определение минимального размера излучающего объема, энергии частиц и спектральных характеристик их излучения на основе двух или многочастотных одновременных наблюдений микроструктуры является очень важным для разработки теории механизма излучения пульсаров. Автором был сделан цикл работ [1-5, 8-11, 13, 25] по измерению характерной продолжительности, статистическому анализу, спектральному поведению и исследованию других характеристик микроструктуры.

Как было показано [19, Hankins et al., 1991], анализ поведения микроструктуры на разнесенных частотах может быть эффективно использован для исследования структуры магнитного поля пульсаров. Кроме того, пространственная структура источников и геометрия магнитного поля может быть изучена на основе анализа частотно-временных вариаций интенсивности излучения пульсаров - межзвездных мерцаний [14,16,21,22,29].

Импульсный характер сигналов и высокая степень поляризации излучения пульсаров делает их идеальным инструментом для исследования межзвездной среды. Измерение поглощения на частоте 1420 МГц атомами нейтрального водорода в направлении пульсаров дает сведения о структуре облаков Н I и оценку расстояния до пульсаров. По измерению запаздывания времени прихода импульсов на разнесенных частотах можно получить значение меры дисперсии, DM, которая при известном расстоянии до источника позволяет определить среднюю плотность электронной составляющей межзвездной среды в различных направлениях Галактики. Исследование микроструктуры для этой цели дает наиболее высокоточные измерения DM [2,8,10]. Измерение фарадеевского вращения плоскости поляризации при распространении излучения от пульсаров к наблюдателю дает величину среднего по лучу зрения межзвездного магнитного поля (Hamilton & Lyne, 1987), что позволяет исследовать структуру магнитного поля нашей Галактики. Исследование вариаций частотно-временной структуры импульсных сигналов, обусловленных неоднородностями в межзвездном распределении электронной плазмы на луче зрения, позволяет исследовать пространственное распределение турбулентной среды в нашей Галактике, дает информацию о спектре мощности флуктуаций электронной плотности в межзвездной среде. В настоящей работе автором изложены результаты исследования магнитосферы пульсаров и пространственной структуры источников излучения в основном методом межзвездных мерцаний (глава 3), а также исследование межзвездной среды на основе анализа дифракционных и рефракционных мерцаний пульсаров и на новой методике по измерению межзвездного магнитного поля (глава 4). Наблюдательные данные были получены на радиотелескопах ДКР-1000 и ВСА Пущинской радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН (Виткевич, Калачей, 1965; Витке-вич и др., 1979), являющимися до сих пор одними из лучших в метровом диапазоне длин волн, а также на 300-м антенне Аресибо (Пуэрто-Рико) и 26-м и 45-м телескопах Грин Бэнк (NRAO, США).

1.2 Актуальность темы.

Хотя пульсары исследуются на протяжении 30 лет, к настоящему времени еще нет ясности, как работает пульсар. Основные модели, описывающие излучение, основаны на когерентном механизме излучения высокоэнергичных частиц из области полярной шапки (Blandford, 1975; Melrose, 1995). Однако различные модели дают разные локализации источников излучения: от излучения вблизи поверхности нейтронной звезды (Arons, 1979) до областей сравнимых с радиусом светового цилиндра (Kazbegi et al., 1991; Lyutikov et al., 1999) или на самом световом цилиндре (Ardavan: 1994). Поэтому локализация источников излучения, пространственное их распределение и структура магнитосферы пульсара являются ключевыми вопросами для создания адекватной модели механизма излучения пульсаров. В этой связи представляется очень актуальной возможность получения рекордного углового разрешения, недоступного наземным интерферометрам, с помощью исследования корреляции вариаций излучения от пространственно разнесенных источников в магнитосфере пульсара на неоднородностях межзвездной плазмы. Кроме того, исследование поведения микроимпульсов и субимпульсов с частотой, как было показано в нашей работе [19] дает важную информацию о геометрии магнитного поля и областях излучения в магнитосфере пульсара.

Пульсары, являясь мощными источниками радиоизлучения очень малых угловых размеров Ю-6 угл.сек), являются очень хорошим инструментом для исследования свойств межзвездной среды. Изучение межзвездного магнитного поля представляет большой интерес для понимания физических процессов, ответственных за эволюцию и структуру межзвездной среды. Поскольку пульсары являются быстро движущимися объектами (скорости порядка сотен км/сек), то проводя с их помощью высокоточные измерения магнитного поля в разных направлениях Галактики, можно исследовать его мелкомасштабную структуру, которая к настоящему времени практически не изучена.

Исследование дифракционных и рефракционных мерцаний пульсар-ного радиоизлучения является мощным методом для изучения спектра турбулентности межзвездной плазмы и пространственного распределения турбулентных облаков в нашей Галактике. Поэтому экспериментальные данные и развитие теории в этом направлении представляют большой интерес. Определение расстояний до пульсаров на основе статистической модели распределения турбулентной плазмы в нашей Галактике (Taylor & Cordes, 1993) может давать значительные ошибки (3 4-10 раз), поэтому очень важно знать реальное распределение турбулентной плазмы в направлении пульсаров. Нами предложен новый подход к определению расстояний до пульсаров на основе анализа их рефракционных и дифракционных мерцаний [39]. Знание параметров межзвездной плазмы важно также дня учета ее влияния при космической и наземной интерферометрии для исследования как галактических, так и внегалактических источников.

1.3 Цель работы

Работа имеет две основные цели:

1) получение новых данных о пространственной структуре областей излучения пульсаров и их локализации на основе экспериментальных исследований: разрешения пульсарной магнитосферы из анализа межзвёздных мерцаний, поведения микроструктуры и субимпульсов с частотой, анализа излучения в широкой области долгот;

2) Получения новых данных о магнитном поле, спектре флуктуаций плотности межзвездной плазмы и распределении турбулентности в различных направлениях нашей Галактики на основе радиопросвечивания межзвездной среды пульсарами. В диссертационной работе представлены следующие результаты этих исследований.

1. Аппаратура и методика проведения наблюдений микроимпульсного (раздел 2.1), межимпульсного (раздел 2.2) излучения, многоканальных наблюдений пульсаров (раздел 2.3), измерения межзвездного магнитного поля (раздел 2.4), вариаций потоков пульсаров (раздел 2.5).

2. Результаты исследования пространственной структуры областей излучения пульсаров (раздел 3): на основе анализа поведения микроимпульсов и субимпульсов с частотой (разделы 3.1 и 3.2); использования межзвездной среды (разделы 3.3.1 -f 3.3.3). анализа межимпульсного излучения пульсаров (раздел 3.4).

3. Результаты исследования межзвездной среды: высокоточные измерения межзвездного магнитного поля в направлении пульсаров (раздел 4.1), характеристики межзвездной среды из анализа 5-ти летних наблюдений вариаций потоков пульсаров (разделы 4.2.1 -f- 4.2.3).

4.3 Основные выводы

1. Предложена новая методика измерения среднего по лучу зрения межзвездного магнитного поля в направлении пульсаров. Проведены измерения магнитного поля в направлении 15 пульсаров, полученная точность измерений превосходит на порядок более ранние измерения.

2. Анализ долгопериодических вариаций потока 21 пульсара на интервале в 5 лет на / = 610 МГц показал, что эти вариации обусловлены исключительно рефракционными мерцаниями на неоднородностях межзвездной плазмы.

3. Индекс модуляции вариаций потока не превосходит 0.5, что исключает модель степенного спектра с наклоном п > 4. Получено ограничение на показатель спектра для случая однородного распределения турбулентной среды: 3.5 <п < 3.7. Данные исключают модель фазового экрана.

4. Дифракционные и рефракционные мерцания формируются неод-нородностями, принадлежащими единому спектру турбулентности.

5. Межзвездная среда при R >1 кпс (DM > 30 пс/см3) является сильно неоднородной в разных направлениях и вариации параметров мерцаний определяются в основном вариациями электронной плотности, а не расстоянием до источника. При этом угол рассеяния во ~ DM22.

6. Показано, что знание параметров Tref и Д/^j дает возможность оценить положение центра тяжести эффективного слоя турбулентной среды, ответственной за мерцания, а также толщину этого слоя. У восьми пульсаров из нашей выборки расстояние от пульсара до эффективного центра тяжести слоя турбулентной среды соизмеримо с расстоянием до центра тяжести слоя турбулентной среды соизмеримо с расстоянием до наблюдателя. Для второй группы (PSR 0818-13 и 0329+54) этот слой находится около наблюдателя и имеет толщину ~ 130 пс. Для третьей группы, куда входит 1/3 пульсаров, эффективный слой примыкает к источнику. Для нескольких пульсаров (PSR 1642-03, 0833-45. 1911-04) этот слой составляет всего (25 ~ 60 ) пс и их можно выделить в отдельную группу.

7. Показано, что в межзвездной среде существуют неоднородности двух типов. Неоднородности первого типа характеризуются спектром флуктуации чисто степенного вида с па 3.67 и распределены достаточно равномерно в межзвездном пространстве. Неоднородности II типа имеют степенной спектр с внутренним масштабом I ~ 3-Ю10 см, п ~ 3.67, щ > 5 и сосредоточены в компактных областях с повышенной концентрацией электронов.

8. Излом в структурных функциях для шести пульсаров на масштабах ~ 1013 см определяется либо неоднородностью межзвездной среды в направлении этих пульсаров, либо наличием еще одного излома в спектре на этих масштабах.

Заключение

Основной наблюдательный материал настоящей работы был получен на радиотелескопах метрового диапазона ГГРАО ФИАН и автор глубоко признателен коллективу инженеров и техников, создавших телескопы и приемно-регистрирующую аппаратуру и поддерживающих ее в рабочем состоянии: Ю.П.Илясову. П.Д.Калачеву, С.М.Кутузову, М.М.Тяптину, И.А.Алексееву, Ю.И.Алексееву, Ю.И.Азаренкову, В.В.Ивановой, Г.И.Добышу В.М.Карпову, А.Г.Соину, В.И.Костромину и др. Большой вклад в автоматизацию наблюдений внесли Ю.В.Володин, Б.В.Выжлов, И.М.Дагкесаманская, Е.А.Исаев, К.А.Лапаев, В.Д.Пугачев,

A.А.Сальников. Автор благодарит Л.Б.Потапову, за помощь в оформлении результатов.

Автор благодарен своим коллегам за плодотворное сотрудничество в течение многих лет: В.С.Артюху, А.Д.Кузьмину, И.Ф.Малову.

B.М.Малофееву. А.Ю.Новикову. М.В.Попову. А.В.Пынзарю.

В.А.Согласнову, Т.В.Шабановой, В.И.Шишову, Ю.П.Шитову, а также зарубежным коллегам: V.Boriakoff (США), D.Stinebring (США), Г.Мачабели и Г.Меликидзе (Грузия).

Автор выражает'особую благодарность сотрудникам отдела Плазменной астрофизики за стимулирующее обсуждение полученных результатов и хорошую творческую атмосферу.

Список работ Смирновой Т.В. по теме диссертации.

1] Бартель Н., Вилебинский Р., Кардашев Н.С., Кузьмин А.Д. Николаев Н.Я., Новиков А.Ю., Попов М.В., Смирнова Т.В., Согласнов В.А., 1981, "Локализация областей генерации радиоизлучения пульсара PSR 1133+16", Препринт ФИАН №152, с. 1-17.

2] Bartel N., Kardashev N.S., Kuzmin A.D., Nikolaev N.Ya., Popov M.V., Sieber W., Smirnova T,V., Soglasnov V.A., Wielebinski R., 1981, "Simultaneous Two-station Single Pulse Observations of Radio Pulsars Over a Broad Frequency Range", Astron. Astrophys, V.93, p.85-92.

3] Согласнов В. А., Смирнова T.B. Попов M.B., Кузьмин А.Д., 1981, "Статистический анализ тонкой временной структуры пульсара PSR 0809+74", А строи.ж., т.58, стр.771-778.

4] Kardashev, N.S., Bartel, N., Kuz'min, A.D., Nikolaev, N.Ya., Popov, M.V., Sieber, Smirnova T, V., W. Soglasnov, V.A., Wielebinski, R,, 1982, "PSR 1133+16: Determination of the dispersion measure and the localization of the emitting regions", Astroii.Astrophys. v. 109, p.340.

5] Новиков А.Ю., Попов M.B., Смирнова T.B., Согласнов В. А., 1983, "Исследование корреляции микроимпульсного радиоизлучения PSR0809+74 и 1133+16 на близких частотах", Тезисы XV конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии. Харьков, с.157.

6] Артюх B.C., Пынзарь А.В., Смирнова Т.В., Удальцов В.А. 1984, "Определение расстояния до пульсара 1937+214", Астрон.ж., т.61, №3, с.515-520.

7] Смирнова Т. В., Шабанова Т.В. 1986, "Методика исследования межимпульсного излучения пульсаров", Препринт ФИАН N31, с. 1-30.

8J Смирнова Т.В., Согласнов В.А., Попов М.В., Новиков А.Ю. 1986, "Исследование корреляции микроимпульсного излучения на близких частотах", Астрон.ж., г.63, №1, с.84-93.

9] Kardashev, N.S., Kuz'min, A.D., Novikov, A.Yu., Nikolaev, N.Ya., Popov, M.V., Sieber, Smirnova T,V., W., Soglasnov, V.A., Wielebin-ski, R., 1986, "Simultaneous single-pulse observations of radio pulsars over a broad frequency range", Astron.Astrophys. v. 163, p. 114.

10] Попов M.B., Смирнова T.B., Согласное B.A. 1987, "Исследование микроструктуры пульсаров PSR 0809+74, 0950+08 и 1133+16 в диапазоне 67-102 МГц", Астрон. ж., Т.64, с. 1013-1029.

11] Gurvits, L.I., Kuz'min, О.А., Popov, M.V. Smirnova T,V., 1987 "Correlation properties of a short scale microstructure pulsar radio emission within a 100 kHz bandwidth", Austr.J.Phys. v.40.

12] Смирнова T.B., Шабанова Т. В., 1988, "Межимпульсное излучение пульсаров", Астрон.ж. Т.65, №1, с.117-130.

13] Смирнова Т.В., 1988, "Моделирование микроимпульсного радиоизлучения пульсаров", Письма в Астрон.ж., Т.14, №1, с.49-59.

14] Смирнова Т. В., Шишов В. И., 1989, "Пространственная структура источников излучения пульсара PSR 1133+16", Письма в Астрон.ж., Т.15, №5, с.443-454.

15] Артюх B.C., Смирнова Т. В., 1989, "Межзвездное рассеяние на частоте 102 МГц", Письма в Астрон.ж., Т.15, №9, с.797-805.

16] Smirnova T.V., 1990, "The variations of a spatial structure of the emission sources of pulsars", IAU Coll. No. 128, Eds.: Hankins Т.Н., Rankin J.M., Poland, p.290.

17] Smirnova T.V., 1990, "The variations of a spatial structure of the emission sources of pulsars", Bulletin of AAS, v.22, No.4, p.1286.

18] Смирнова T.B., 1991, "Измерение межзвездного магнитного поля по временной модуляция импульсного радиоизлучения пульсаров", Письма в Астрон.ж., Т.17, №2, с.159-163.

19] Смирнова Т. В., 1991, "Отличие магнитного поля PSR 1133+16 от дипольного", Письма в Астрон.ж., Т.17, №9, с.797-802.

20] Казбеги А.З., Мачабели Г.З., Меликидзе Г.И., Смирнова Т.В., 1991, "Плазменная модель излучения пульсаров и ее некоторые наблюдательные следствия" Астрофизика, Т.34, с.433-448.

21] СмирноваТ.В., Шабанова Т.В., 1991, "Узкополосное изменение среднего профиля PSR 0950+08 на метровых волнах", Астрон.ж., Т.69, с.1227-1237.

22] Смирнова Т.В. 1992, "Пространственное разделение областей излучения пульсаров из анализа межзвездных мерцаний пульсаров", 1992, Письма в Астрон.ж., Т.18, с.959-974.

23] Smirnova T.V., Boriakoff V., 1993, "A new high accuracy method for measuaring the interstellar magnetic field in the direction of pulsars". Bulletin of AAS, V.25.

24] Smirnova T.V., Tul'bashev S.A., Boriakoff V., 1993, "Statistics of PSR 1133+16 micropulseemission determined at widely spaced frequencies", Bulletin of AAS, V.25, p.1346.

25] Smirnova T.V., Tul'bashev S.A., Boriakoff V., 1994, "Statistics of PSR 1133 micropulse emission determined at widely spaced frequencies", As-tron.Astrophys., v.286, p.807-814.

26] Smirnova T.V., Shishov V.I., Malofeev V.M., 1994, "Resolving pulsar magnitosphere using interstellar scintillations", Bulletin of AAS, v.26, p. 1441.

27] Малофеев B.M., Смирнова T.B., Соин А.Г. Шаповалова Н.В., 1995, "Межзвездные мерцания пульсаров на частоте 102.7 МГц" Письма в Астрон.ж., Т.21, с.691-699.

28] Шишов В.И., Малофеев В.М., Пынзарь А.В., Смирнова Т.В., 1995, "Влияние турбулентной межзвездной плазмы на отклик радиоинтерферометра", Астрон.ж. Т.72, с.485-494.

29] Smirnova T.V., Shishov V.I., Malofeev V.M., 1996, "The spatial structure of pulsar emission sources determined using interstellar scintillation", ApJ, v.462, p.289-295.

30] Stinebring D.R., Smirnova T.V., 1996, "Refractive scintillation and the interstellar medium", Proceedings IAU Colloqium 160 "Pulsars: Problems and Progress", Sydney, p.440.

31] Stinebring D.R., Smirnova T.V., Hankins Т.Н., Hovis J., Kaspi V., Kempner G., Myers E., Nice D., 1996, "Pulsar flux monitoring and refractive scintillation", Proceedings IAU Colloqium 160 "Pulsars: Problems and Progress", Sydney, p.455-458.

32] Smirnova T.V., Shishov V.I., Malofeev V.M., 1996, "Resolving pulsar magnetospheres using interstellar scintillation", Proceedings IAU Colloqium 160 "Pulsars: Problems and Progress", Sydney, p.475-476.

33] Smirnova Т.V., Boriakoff V., 1997, "High accuracy measurements of the interstellar magnetic field in the direction of pulsars with a new method", Astron. к Astroph., v.321, p.306.

34] Смирнова T.B., Шишов В.И., Стинебринг Д.Р., 1997, "Рефракционные межзвездные мерцания пульсаров", XXVII Радиоастрономическая конференция, Санкт-Петербург, Т.1, с.229.

35] Стинебринг Д.Р., Смирнова Т.В., Хзнкинс Т.Н., Ховис Д., Кас-пи В., Кемпнер Д., Майер Е., Найс Д., 1997, "Пять лет наблюдений плотности потока пульсаров: рефракционные мерцания и межзвездная среда", XXVII Радиоастрономическая конференция, Санкт-Петербург, Т.1, с.231.

36] Смирнова Т.В., Стинебринг Д.Р., Кемпнер Д., 1997, "Исследование влияния рефракционных мерцаний на дифракционные мерцания: PSR 1642-03", XXVII Радиоастрономическая конференция, Санкт-Петербург, Т.1, с. 249.

37] Smirnova Т.V., Shishov V.I., 1998, "Interstellar medium from refractive scintillation of pulsars", Bulletin of AAS, v.30, p.878.

38] Смирнова T.B., Шишов В.И., Стинебринг Д.Р., 1998, "Рефракционные межзвездные мерцания пульсаров", Астрон.ж., т.75, №6, с.866-879.

39] Smirnova T.V., Shishov V.I., 1999, "Pulsar distances from interstellar scintillation data", Colloquium on Physics of Neutron stars, St.Peterburg, p.34.

1. Шитов Ю.П., Малофеев В.М., Извекова В.А., 1988, Письма в Астрон.ж., т. 14, с.429.

2. Шитов Ю.П., Малофеев В.М., 1985, Письма в Астрон.ж., т.11, с.39. Шишов В.И., 1973, Астрон.ж., т.50, с.941. Ardavan Н., 1994, MNRAS, v.268, р.674.

3. Armstrong J.W., Rickett B.J., Spangler S.R., 1995, Ар J, v.443, p.209. Arons J., 1979, Space Sci. Rev., v.24, p.361.

4. Backer D.C., Kulkarni S.R., Heiles C. et al., 1982, Nature, v.300, p.615. Balasubramanian V., Krishnamohan S., 1985, Astron. & Astroph., v.6, p.35.:!,d N., Capallo R.J., Rather M.I. et al., 1984, IAU Symp. N 110, Eds. Fonti R., et al., p.275.

5. Beskin V.S., Gurevich A.V., Istomin Ya.N., 1984, Astroph. and Space Sci., v.102, p.301.

6. Bisnovati-Kogan G.S., 1993, Astron. Astroph. Trans., v.3, p.287.

7. Blandford R.D., 1975, MNRAS, v.170, p.551.

8. Blaskiewicz M., Cordes J.M., Wasserman I., 1991, ApJ, v.370, p.643.

9. Boriakoff V., 1983, ApJ, v.208, L43.

10. Cady E.B., Ritching R.T., 1977, Nature, v.269, p.126.

11. Cordes J.M., Weisberg J.M., Boriakoff V., 1983, ApJ, v.268, p. 370.

12. Cordes J.M., 1986, ApJ, v.311, p.183.

13. Cordes J.M., Wolszczan A., 1986, ApJ, v.307, L27.

14. Davies J.G., Lyne A.G., Smith F.G., Izvekova V.A., Kuzmin A.D., Shitov

15. Yu.P., 1984, MNRAS, v.211, p.57.

16. Hamilton P.A., Lyne A.G., 1987, MNRAS, v.224, p.1073.

17. Hankins Т.Н., 1971, ApJ, v.169, p.487.

18. Hankins Т.Н., Cordes J.M., 1981, ApJ, v.249, p.241.

19. Hankins Т.Н., Izvekova V.A., Malofeev V.M. et al., 1991, ApJ, v.373, p.L17.von Hoensbroech A., Xilouris K.M., 1997, Astron. к Astroph., v.324, p.981.

20. Gil J., Kijak J., 1993, Astron. к Astroph., v.273, p.563.

21. Gullahorn G.E., Rankin J.M., 1978, ApJ, v.225, p.963.

22. Gupta Y., Bhat N.D.R., Rao A.P., 1999, ApJ, v.520, p.173.

23. Kaspi V.M., Stinebring D.R., 1992, ApJ, v.392, p.530.

24. Kazbegi A.Z., Machabeli G.Z., Melikidze G.I., 1991, MNRAS, v.253, p.377.

25. Kuzmin A.D., Shitov Yu.P., 1984, MNRAS, v.211, p.57.

26. Malofeev V.M., Malov O.I., 1997, Nature, v.389, p.697.

27. Malov I.F., Malofeev V.M., 1981, Astroph. к Space Sci., v.78, p.73.

28. Melrose D.B., 1995, Astroph. Astron., v.16, p.137. Moffett D.A., Hankins Т.Н., 1996, ApJ, v.468, p.779. Perry Т.Е., Lyne A.G., 1985, MNRAS, v.212, p.489. Phillips J.A.,1992, ApJ, v.385, p.282.

29. Rickett B.J., Hankins Т.Н., Cordes J.M., 1975, ApJ, v.201, p.425.

30. Romani R.W., Narayan R., Blandford R., 1986, MNRAS, v.220, p.19.

31. Ruderman M.A., Sutherland P.G., 1975, ApJ, v.196, p.51.

32. Sieber W., ReineckeR., Wielebinski R., 1975 Astron. к Astroph., v.38, p.169.

33. Sieber W., 1982, Astron. к Astroph., v.113, p.311.

34. Shitov Yu.P., 1999, Proceedings IAU Colloqium N161, Bonn, Germany.

35. Shitov Yu.P. Pugachev V.D., 1997, New Astronomy, v.3, p.101.

36. Stinebring D.R., Kaspi Y.M., Nice D.J. et al., 1992, Rev. Sci. Instrum., v.63,p.3551.

37. Taylor J.H., Manchester R.N., 1975, Astron.J., v.80, p.794. Taylor J.H., Weisberg J.M., 1989, ApJ, v.345, p.434. Taylor J.H., Cordes J.M., 1993, ApJ, v.411, p.674. Wolszcan A., Cordes J.M., 1987, ApJ, v.320, L35.

38. Рис. 2 а) Импульс PSR 0809+74, зарегистрированный на двух частотах: 1 f= 102.5 МГц; 2 - f =81.2 МГц; б) Ак'Ф от этого импульса, локальные максимумы соответствуют характерному расстоянию между микроимпульсами 2.5 мс; в) ККФ между частотами 1 - 2.

39. Рис. 3. Средние ККФ PSR 0809+74, расчитанные для трех (по 33 мс) разных долготных областей: 1 передняя часть профиля, 2 - средняя и 3 - хвостовая. Нулевая задержка соответствует табличной мере дисперсии DM = 5.757 пс/см3.1. PSQ080Q + 74о 20.48 W.Q6 МС

40. Рис. 2 а) Импульс PSR 0809+74, зарегистрированный на двух часто гак: 1 f = 102.5 МГц; 2 - Г =81.2 МГц; б) АКФ от этого импульса, локальные максимумы соответствуют характерному расстоянию между микроимпульсами 2.5 мс; в) ККФ между частотами 1 -2.

41. Рис. 3. Средние ККФ PSR 0809+74, расчитанные для трех (по 33 мс) разных долготных областей: 1 передняя часть профиля, 2 - средняя и 3 - хвостовая. Нулевая задержка соответствует табличной мере диеперсип DM = 5.757 пс/см3.

42. Рис. 7. Зависимость коэффициента корреляции от времени между спектром реперного импульса и спектрами последующих и предыдущих импульсов, взятых на долготе максимальной амплитуды среднего профиля.

43. I i . . I I . i. ■ Ii.i—i—I—'—i—i—i—50 100 150 200 2501. AW s.

44. Рис. 10. Зависимость полосы декорреляции Afdjf от характерного временного масштаба дифракционных мерцаний Atdlf для PSR 1642-03, Г= 610 МГц. Пунктиром отмечены их средние значения.

45. Рис. 11. Схематическое представление пульсара, вращающегося со скоростью Q, В LQ. Области 1 и 2 на расстоянии R„ производят импульсные компоненты I и II, разделенные по долготе на угол ДО.1. Рис. 12.

46. ККФ от изменения интенсивности 190 импульсов. Приведен разнос по долготе относительно долготы I = -20 мс. Исходные временные массивы сглакены по 6 импульсам, чтобы убрать быструю с оставляющую в I период, присущую самому яульсару.i.tz.w1. Л1ШiO.fJLi^

47. Рис.15. Узкополосное изменение формы среднего профиля PSR 0950+08 на f = 102.5 МГц и 59.8 МГц. Дисперсионная задержка исключена. Каждый средний профиль получался усреднением 8 каналов по 20 кГц на f = 102.5 МГц и 4-х по 20 кГц на f = 59.8 МГц.