Origin of pulsar orthogonal polarization modes Chen WANG P.F. WANG, Wei WANG, Jinlin HAN National Astronomical Observatories, CAS 3 rd US-Chinese Workshop, GBT, WV
Outline Polarized Curvature Radiation in Pulsar Magnetosphere (with both emission and propagation). => naturally generate orthogonal polarization modes (OPM) Wang, Wang & Han, 2014 Distinguish orthogonal polarization modes of pulsar emission using spin axis and proper motion => constrain OPM model Wang 2014
Basic Physical Image of polarization evolution Pulsar magnetosphere 1) Rotating dipole 2) ±e plasma streaming along B field line 3) Lorentz factor of the plasma γ ~ 400; 4) Density of the plasma Ω B μ k Emission Curvature radiation Propagation 1) O mode refraction 2) Adiabatic walking
Two linear eigenmodes of wave in pulsar magentosphere k Ordinary mode (), n < 1 Extraordinary mode (), n ~ 1 Refraction of wave Ω μ X O X O B observer The separation between the emission points of the O/ waves B Observed O/ components at given phase are incoherent!
1/γcone Curvature Radiation Without co-rotation V0 // B V0 1/γ 1/γcone B Classical model considered by Cheng & Ruderman 1979 With co-rotation V // B V0 V B
Without co-rotation Emission beam Profiles with various impact angle Uniform Cone Core Patch
With co-rotation Emission beam Profiles with various impact angle Uniform Cone Core Patch
Conclusion for polarized curvature radiation in pulsar magnetosphere The refraction separate X and components. which cause: The observed and wave at given phase are emitted from incoherent region; The orthogonal mode happens naturally due to the change of the dominance of the two modes; X/ components of CR have: almost the same magnitude without considering the co-rotation of plasma, which cause strong depolarization; very different distribution with co-rotation included, high LP can be observed. Refraction induced OPM perfers O X O modes sequence. May be checked by observation!
Distinguish orthogonal polarization modes of pulsar emission Orthogonal polarization mode for PSR B2020+28 Mean profile Polarization of single pulses V PA L Which mode is it? O- or? PA 90 o 90o I Stinebring et al. (1984)
Rotating Vector Model
Two ways to constrain spin axis Get spin axis directly by fitting the symmetric tori of PWNe around some young pulsars obtain spin axis of 15 pulsars by Ng & Romani 2004, 2007, 2008. Not avialable for normal pulsars without PWNe Using proper motion direction instead of spin axis according to spin-kick alignment Spin-kick alignment proved by Romani, Ng, Johnston, Wang, Noutsos et al. Proper motion measured by pulsar timing and interferometer obs. Brisken et al. 2002, 2003; Hobbs et al. 2005. PWN of Vela: X-ray obs. Ng & Romani 2004 Spin-kick alignment of pulsars Noutsos et al. 2011
Mode distinguishment for 14 OPM-pulsars (with both believable PM and PA data) For 7 pulsars, dominate central intensity-peak region. (X O X) For 4 pulsars, dominate intensity-peak region. (O X O) For 3 pulsars, each mode dominates half profiles Polarization profiles comes from Johnston et al. 2005, 2007; Carr 2007; Han et al. 2009
Possible constrains on origin of OPM Refraction effect. O-X-O (4 pulsars) O mode refracted towards away from magnetic axis. Emission mechanism origin. Cheng & Ruderman 1979, X-O-X (7 pulsars) Central emission from parallel accelaration from curvature radiation dominates two wings PSR2020+28 Different OPM-pulsars may have different origin of OPM.
Summary Refraction of seperates the two eigenmodes and make them incoherent, which naturally causes OPM. X/ components of curvature radiation have: almost the same magnitude without considering the co-rotation of plasma, which cause strong depolarization; very different distribution with co-rotation included, high LP can be observed. Modes sequence of OPM perfer O X O Polarization modes of 14 OPM-pulsars can be recognized by pulsar spin axis and/or proper motion. 4 of them agree with O X O modes sequence 7 of them are X O X, 3 of them are X O. Different OPM-pulsars may have different origin of OPM.
年 轻 脉 冲 星 星 风 云 X-ray 观 测 Crab PA rot Vela PA rot 部 分 PWN 为 环 状 结 构 可 以 直 接 确 定 自 转 轴 方 向 B0531+21 B0540-69 J1833-1034 J0205+6449 J2229+6114 B1509-58 J1124-5916 J1930+1852 Kargaltsev & Pavlov 2008 B0833-45 J2021+3651 B1706-44 B1800-21
Mode distinguishment for 3 young pulsars Both spin axis and well-calibrated polarization position angle curve is needed
普 通 脉 冲 星 :spin-kick 趋 于 一 致 利 用 偏 振 曲 线 最 陡 处 PA 0 代 替 spin, 统 计 PA 0v 的 分 布 Wang et al. 2006 Johnston et al. 2005
讨 论 利 用 自 行 与 PA 最 陡 处 偏 振 位 置 角 之 差 (PA 0v ) 辨 别 模 式 的 前 提 : Spin-kick 趋 于 一 致 是 否 可 靠? 年 老 的 脉 冲 星 可 能 不 一 致 部 分 年 轻 或 正 常 脉 冲 星 也 有 可 能 不 一 致 传 播 效 应 对 PA 曲 线 垂 直 方 向 影 响 不 大 基 本 可 靠! 确 定 PA 曲 线 最 陡 处 的 位 置 对 基 本 符 合 RVM 描 述 的 S 型 比 较 容 易 但 是 对 S 曲 线 不 完 整 的 比 较 勉 强! 下 一 步 工 作 : 获 得 更 大 的 PA 0v 样 本 偏 振 观 测 与 校 准 多 波 段 偏 振 观 测 自 行 观 测 数 据, 长 期 timing 或 者 VLBI 观 测 获 得 下 一 步 工 作 : 正 交 模 式 的 起 源 正 在 进 行 中
总 结 利 用 年 轻 脉 冲 星 星 风 云 X-ray 观 测 得 到 的 自 转 轴 方 向 可 以 辨 别 偏 振 模 式, 但 是 个 数 太 少 根 据 spin-kick 的 一 致 性, 可 以 利 用 自 行 方 位 与 PA 最 陡 处 偏 振 位 置 角 之 差 (PA 0v ) 来 辨 别 偏 振 模 式 PA 0v ~ 0 o 为 PA 0v ~ 90 o 为 应 用 : 利 用 PA 0v 辨 别 了 12 颗 脉 冲 星 的 正 交 模 式, 发 现 8 颗 脉 冲 星 位 于 leading side 4 颗 脉 冲 星 位 于 leading side 利 用 PA 0v 辨 别 了 4 颗 conal-double PSRs 的 偏 振 模 式, 有 3 颗 是 需 要 更 多 的 校 准 好 的 偏 振 数 据 以 及 自 行 数 据 进 行 下 一 步 统 计 研 究
Cheng & Ruderman 1979 curvature dominate Bunching dominate
星 风 云 的 详 细 结 构
Vela 脉 冲 星 星 风 云 的 结 构 G. G. Pavlov et. al. ApJ. 591:1157 C.-Y. Ng ApJ.601:479 (FITTING PWN TORI) Chandra ACIS-S3 image of Vela PWN:(1) Vela pulsar, (2) inner arc, (3) outer arc, (4) inner jet, (5) counter jet, (6) shell, (7) outer jet.
考 虑 spin-kick 的 一 致 性, 可 以 用 自 行 代 替 自 转 轴 方 向 判 断 自 行 方 向 角 PA v 与 PA 最 陡 处 PA 0 的 差 值 PA 0v PA 0v ~ 0 o => PA 0v ~ 90 o => PA v PA v Two Velalike PSRs PA v
应 用 PA 0v 辨 别 正 交 模 式 B1929+10 B0736-40 PA v
B1237+25 B1857-26 PA v
PA v? B0450-18 B0835-41
B0355+54 J1735-0724 PA v 8 颗 脉 冲 星 位 于 leading side
J1453-6413 J0953+0755 PA v
J1645-0317 J1709-1640 PA v 4 颗 脉 冲 星 位 于 leading side 8 颗 脉 冲 星 位 于 leading side
Conal-Double PSRs 中 PA 与 V 的 关 系 Conal-double pulsars, PA increase V < 0 PA decrease V > 0 PAv 可 以 利 用 磁 层 中 的 波 模 耦 合 传 播 效 应 来 很 好 的 解 释 波 模 耦 合 产 生 的 圆 偏 振 依 赖 于 PA 的 变 化 趋 势 Han et al. 1998, You et al. 2006 要 求 :Conal-Double PSRs 的 偏 振 辐 射 都 是! 可 以 用 PA 0v 来 检 验 是 否 为
PA 0v = 21 o ( 15) PA 0v = 16 o ( 7) 4 颗 conal-double PSRs 有 PA 0v 3 颗 为, 1 颗 为 PA 0v = -67 o (2) PA 0v = 1 o (10)