快速电波爆的强度分布函数和统计特性外文翻译资料

英语原文共 10 页，剩余内容已隐藏，支付完成后下载完整资料

快速电波爆的强度分布函数和统计特性

李龙彪1，2，黄永锋1，2*，张志斌3，李迪4，5和李冰1，2，6

1.天文学与空间学院，南京大学，南京210046，中国；hyf@nju.edu.cn

2.现代天文学与天体物理学重点实验室（南京大学），教育部，南京210046，中国

3.物理系，科学，贵州大学，贵阳550025，中国

4.中国科学院国家天文台，北京100012，中国

1. 射电天文重点实验室，中国科学院，南京210008，中国
2. 高能物理研究所，中国科学院，北京100049，中国

2016 7月4日收到；2016 9月24日接受

摘要：快速电波爆（FRBs）是来自于天空的强烈无线电波，它们的特点是速度为毫秒级，詹斯基水平的出射度。我们对已经发现的快速电波爆进行了统计分析。在忽略来自与银河系星际介质的影响后，它们的平均色散测度达到660pc cm，可由宇宙起源论证实。他们在无线电波段释放的能量大约是两个数量级，平均达到10erg。更有趣的是，即便对快速电波爆的研究仍处于非常初级的阶段，已公布的对快速电波爆的集合描述让我们得出一个有用的强度分布函数。16个不重复的快速电波爆是由帕克斯望远镜和绿色银行望远镜所发现的，它们的强度分布可以表示为：， 用来表示每毫秒内电磁波对单位央斯基的影响。

这里的幂律指数在平坦欧氏空间中比标准烛光均匀分布的2.5预期值要明显平缓的多。基于此强度分布函数，五百米口径的球星射电望远镜（FAST）被认为在每1000h的观测时间中可以观测到5FRBs。

关键词：脉冲星：普通恒星：中子 — 射电连续物：一般 — 星系际介质 — 方法：统计学

1简介

快速电波爆（FRBs）似乎是随机在天空出现的强烈无线电波。他们的特点是高亮度(ge; 1Jy)，但持续时间非常短 (sim;ms)。直到2016年3月，16个非重复脉冲串和一个重复源被认为是脉冲星的再处理和无线电瞬态测量的一个意料之外的结果（Lorimer等人，2007；柯恩等人，2012；松顿等人，2013；布鲁克和班尼斯特，2014；斯皮特勒等人，2014；Champion等人，2016；马苏等人，2015；彼得罗夫等人，2015a；拉维等人，2015；柯恩等人，2016；Scholz等人，2016；斯皮特勒等人，2016）。除了柯恩等人（2016）定义的150418对应星系的快速电波爆（除了Vedantham等人（2016）和威廉姆斯amp;伯杰（2016）持不同意见），之前大多数为寻找相对应的其他快速电波爆的努力都造成了负面影响（例如彼得罗夫等人，2015a）。最近，斯皮特勒等人（2016）以及Scholz等人（2016）发现16重复电波爆来自于FRB 121102的方向，为自然界的神秘事件提供了重要线索（黛等人（2016）；古等人（2016））。虽然FRB 140514已被检测到和FRB 110220几乎来自相同的方向，由于他的不同色散测量，这被认为是一个随机偶然事件（彼得罗夫等人，2015b）。

在不同波长的FRB的到达时间和频率相关延迟有关，脉冲宽度被测定为（洛里默等人，2017；松顿等人，2013）。这些事实加强了FRBs的天体物理学的起源的观点。

色散测量，定义为自由电子数密度的视线积分，是一个有效的距离指示。FRBs的一个突出特征是它的DM非常大，并且在大多数情况下，其贡献超过了银河系中的电子的10-20倍。洛里默等人（2007）和松顿等人（2013）认为在电离的星系际介质（IGM）大的DM占主导地位。FRBs因此很可能发生在宇宙距离中。和它们较大的DMs相比，FRBs在研究IGM和自由电子的空间分布时可能是一个强大的探针。

FRBs的毫秒时间可以认为它们的来源应该时紧凑的，并且高射电亮度需要一个连贯的发射机制（Katz，2014a；栾和Goldreich，2014）。由于FRBsrsquo;红移预估在zsim;0.5minus;1.3的范围内（松顿等人，2013；Champion等人，2016），释放出的能量在无线电波长相当于sim; erg。虽然FRBs的物理现象仍不清楚，一些有可能的原型已经被提出，比如双中子星合并（托塔尼，2103），同伴星体和脉冲星磁场的相互作用（Mottez amp; Zarka，2014），超高质量中子星瓦解成黑洞（法尔克和Rezzolla，2014；拉维和拉斯基，2014；张，2014），巨磁现象（Kulkarni等人，2014；Lyubarsky，2014；笔和康纳，2015），来自脉冲星的超巨星脉冲（科德斯和沃瑟曼，2016），小行星与中子星碰撞（更和黄，2015；黛等人，2016）以及双中子星的灵感（王等人，2016）。基恩等人（2016）提出应该由不止一类FRB发射源。

对FRB新的检测一直在继续未来也将发现更多FRB。松顿等人（2013）提出如果FRBs在天空出现同向性，它们的真实事件发生率将高达sim; 。哈索尔等人（2013）讨论了使用下一代射电望远镜来探测FRBs且指出平方公里阵列（SKA）可以每隔一小时检测一个FRB。基于得到的色散测量对红移进行预测，贝拉等人（2016）通过对FRB的分布进行研究预测出即将到来的Ooty广角矩阵以一天0.01–的速度对FRBs进行检测，根据-5到5范围内假定的分布函数的幂律指数。注意它们预测出的检测率范围非常大，这主要时因为FRB光度函数的不确定性以及它们的谱指数。

光度对测量的红移由很强的相关性。然而，FRBs的红移不能直接测量，而是通过它们的色散测量得到的。它们的真实性仍然值得考量（Katz，2014b；栾和Goldreich，2014；笔和康纳，2015）。在这个研究中，我们检测了以及发现的FRBs的统计特性，并且使用直接测量FRBs得到的能量密度导出强度分布函数。我们的分布函数是独立与红移测量量。然后我们通过开幕式定于9月25日2016日举行的中国五百米口径球面射电望远镜（FAST），使用强度分布函数来预测FRBs的检出率。

我们的文章由已下组成。在第二部分，我们介绍16个非重复FRBs样本然后对它们的参数进行统计分析。在第三部分，我们得到FRBs的强度分布函数。在第四部分，使用FAST测得的FRBs的观察前景将被解决。我们的结论和讨论将在第5节呈现出来。

2样本与统计分析

我们从帕克斯以及佩特罗夫等人 (2016)的FRB类别的绿岸望远镜提取出16个非重复FRBs的重要参数。数据在表1列出。在FRB 121102的方向，16个额外的重复脉冲串被测得（斯皮特勒等人，2016；Scholz等人，2016），这表明所有这些事件也许和自然界中其他非重复FRBs完全不同。因此，我们在下面的研究中分别处理这17个事件。

表格1的第一列显示了FRB的名字。所观测的相应无线电脉冲（Wobs）的宽度和持续时间在第二列显示出来。第三列显示了观测到的每一个FRB的峰值流量密度（Speak）。第四列列出了在每毫秒内单位央斯所观测到的能量密度（Fobs），其中 = times; 。第五，六和七列分别显示了FRBs的DMs，来自银河系的DM贡献率（），以及DM过度（）。DM过度可以表示为 = DM minus; 。对红移（z）的预测在第八列，假设电子的密度是一个常数的IGM。相应的光度距离（DL）和所发射的能量（E）分别在第九列和第十列。注意在的不确定性的预估是不可靠的。因此没有在表中表示。，z，DL和E的不确定性也不能得到。

表1 16个非重复FRBs的关键参数。观测数据主要取自http://astronomy.swin.edu.au /pulsar/frbcat/（彼得罗夫等人，2016）

注意：DM以及分别是总的DM和当地星系的贡献率。DM过度定义为。红移是相应DM过度的估计。通过这些红移，光度距离（）以及发射能量（E）都能被计算出来。

我们首先观察在表1的16个不重复FRBs所观测到的DMs的贡献率。图1显示了DMs的直方图（面板a）以及DM过量（面板b）。DM和大致服从正态分布并且可以很好的拟合高斯函数。DM峰的高斯函数在 72345pc cm ，而峰在660 60pccm。这两个高斯参数的标准偏差是可比的并且幅度为140pccm。我们可以得出 /DM sim;90%，这支持了宇宙起源论。图一的面板c显示了预估的无线电波能量近似服从对数正态分布。对数正态分布参数大约为1039erg，这与早期由黄和更（2016）用10个获得的电波所得估计一致。

图一 DM的贡献量（a），DM过度（b）和估计的能量（c）。每个面板的曲线是最合适的高斯函数，面板（a），面板（b）和面板（c）的拟合相关系数分为0.90，0.95和0.96。

在图二的面板a，面板b，面板c中，我们分别画出了所观测到的峰值磁通密度，能量密度以及所顾忌的无线电能量与DM过度。图二（a）显示了和没有任何关系，这有点出乎意料，因为一个更遥远的源头往往更加不显著。一个可能的原因是和射电望远镜的时间以及频率分辨率有关，另外一个可能的原因是目前所观测到的值仍然在一个相对狭窄的范围（最大的值仅仅是最小值的七倍，所预测的DL大约是其10倍）。同样，图二（b）显示了和没有任何关系。它也显示了FRBs的宽度和没有关系。在下面的图中将进一步表现出来。在图二（c）中，我们可以看到能量和表现出了很强的相关性，这是很正常的因为发射的能量对距离平方依赖。事实上，对图二（c）最好的拟合是 E prop; 。分别使用相关系数和P值（拒绝率）为0.78以及1.07 times; 10。E prop;显示了对应的能量和光度距离之间的相关性。这里的幂律指数大致符合一个比较大的误差框内的平方关系。注意这种相关性也可能部分是由望远镜选择效应引起的，因为较弱的FRB事件仅倍较近距离的观测到，虽然他们也可能发生在很远的距离。另外，FRBs的样本仍然是有限的。在未来具有更高灵敏度的射电望远镜投入使用时预计将来更多的FRBs能够倍观测到。

图二（d）显示了FRBs有明显的峰值（）以此使得宽度（）有变窄的趋势。一些脉冲星的巨大脉冲也发现了类似的趋势（比如波波夫和斯塔普，2007； Bhat等人，2008；波波夫等人，2009；科德斯等人，2016；波波夫和普希尔科夫等人，2016）。至于FRBs，这种相关性可以通过一些模型得以解释。比如说，更和黄（2015）提出FRBs可能是由中子星的小行星碰撞产生的。在这种情况下，当中子星的小行星有一个非常小的影响参数时，碰撞会很快完成，并且FRB的亮度会很高。另一方面，如果小行星碰撞了一个稍大影响参数的中子星，那么碰撞过程会明显的延长，并且所产生的FRBs的峰值流量将会相应减弱。这可以在图二（d）中解释和的关系。最后，我们可以看到无论是E还是都和不相关（图二（e）和图二（f））。值得注意的是尽管观察到的脉冲宽度相对集中，但是发射的能量跨越了两个数量级。在面板（b）和面板（e）中，我们标记了FRBs 010621和010724的位置。它们两个事件似乎和其他的非常不同。我们认为，他们可能形成一个独特的群体，它们的特征是很低的DM以及很大的能量密度。它表明存在不同的FRB群体。未来发现的更多事件将有助于证明这种可能性。

图二 面板（a），（b）和（c）分别说明了所观测到的峰值流量密度（），所观测到的能量密度（）以及所估计的能量（E）和DM过度（）。面板（d），（e）和（f）分别显示了，和E与观测到的脉冲宽度（）的关系。当两个参数有明确的相关性时，面板（c）显示了最佳你和曲线。

3 强度分布函数

一个绝对比例光度函数可以帮助揭示FRBs的特征（贝拉等人，2016）。由于FRBs的红移还不能被独立测量，所以衍生的绝对光度以及FRBs的辐射能量是不准确的（Katz，2014b；栾和Goldreich，2014；笔和康纳，2015）。另一方面，天体的表观光强分布函数也能够提供它们特性的有效信息。一个很好的例子是研究伽玛射线爆发（GRBs）。在1997年之前，当GRBs的红移还不能被测量的时候，GRBs在峰值通量分布偏离了minus;3/2幂律被注意到（Tavani，1998）。它被解释为一个伽玛暴宇宙学起源的暗示，后来被证实为直接红移的测量量。

在这里，我们专注于所观测到的FRBs的能量密度（），而不是。由于严重受到IGM的散射和闪烁的干扰的影响，峰值磁通密度是相对不稳定的。结合和，即所观察到的能量密度，可以更加准确的显示FRBs的激烈。另一个原因是由于我们的无线电接收器的时间分辨率有限，一个FRB需要持续足够长的时间才能被记录下来，所以持续时间也是一个关键因素。事实上，一个初步的积累分布vs.能量密度已经被卡茨（2016）通过一个包含10FRBs的较小数据集所得出。迦勒等人（2016）也曾经通过使用帕克斯调查区高纬度的九个FRBs来构建一个积累logN(gt; F)minus; logF相关。

虽然FRBs的能量分布跨越了大约两个数量级，它仍然是相对集中的，这可以表明在某种程度上FRBs可以看成标准烛光。我们可以使用FRBs的亮度分布来暗示它们的空间分布。我们假设FRBs的实数密度每天都发生，整个天空在一个遵行幂函数的特定能量密，即，其中A是一个以skyd为单位的常系数，a是幂律指数。A和a都需要从观测中获得。首先我们仅考虑将表1中16个非重复FRBs作为输入数据（事件1）。我们将16分非重复FRBs分成不同的箱宽为∆F的能量密度箱，计算每个箱中FRBs的数量并且得到dN/d的最好拟好幂函数。在图三的面板（a）中，当箱宽为∆F = 2.0 Jy ms时拟合效果最佳。拟合的幂律指数为a = 0.86 plusmn; 0.15，拟合相关系数为0.8

剩余内容已隐藏，支付完成后下载完整资料

资料编号：[28635]，资料为PDF文档或Word文档，PDF文档可免费转换为Word