Pulsar scintillation patterns and strangelets
我们建议，星际极端散射事件，通常观察到的脉冲星闪烁，可能是由一个相干剂，而不是通常假设的湍流$\rm H_2$云。我们发现，电离的，带正电荷的奇异夸克或夸克块进入致密的星际氢云的渗透流量可能会产生电离尾迹。根据进入液滴的特定性质和能量，扩散传播甚至在云中捕获都是可能的。因此，增强的电子密度可能会形成并构成射电望远镜和类星体的透镜状散射屏。
2013-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Morphology of solar system scale plasma lenses in the interstellar medium: a test from pulsar scintillation parabolic arcs
一些双星的闪烁光谱表明电离星际介质中存在$\lesssim$ AU尺度的密度结构，其天体物理对应关系仍然是个谜。Brisken等人的详细研究提出了这些结构的两种可能的形态：一组平行的细丝或薄片（“平行条纹模型”），或一根细丝分裂成更密集的结（“螺纹珠模型”）。在这里，我们提出了一个简单的测试，可以区分这两种形态：是否由散射图像创建的主抛物线弧的顶点偏离闪烁光谱的起源或没有。在“平行条纹”模型中，散射图像随着脉冲星相对位置的移动而沿着条纹移动。因此，脉冲星总是与散射图像共线，因此主抛物线弧的顶点停留在闪烁光谱的原点。在"串珠“模型中，散射图像相对于密度结构保持在几乎固定的位置，因此脉冲星在大多数时候与散射图像不共线，导致顶点和原点之间的偏移。在脉冲星闪烁光谱的大样本中寻找这种可能的偏移，或者监测抛物线弧的演化，将有助于确定这些微小密度结构的形态，并限制它们的天体物理起源。
2021-09-26 astro-ph.GA
Interstellar scintillation and polarization of PSR B0656+14 in the Monogem Ring
利用500米口径球面射电望远镜（FAST）对PSR~ B 0656 +14进行了一年三个历元的高灵敏度星际闪烁和偏振观测，结果表明PSR ~ B 0656 +14的散射主要由两个不同的致密区组成。我们将离脉冲星较近的那颗星与Monogem环的壳层联系在一起，从而证实了这种联系。另一个可能与本地泡沫有关。我们发现，所观察到的位置角的脉冲星自旋轴和空间速度是显着不同的，与$19\fdg3\pm$ 0 \fdg 8，不符合以前发表的接近完美的对齐$1\degr\pm 2\degr$的分离。在二次谱中，两个独立的散射区域被清楚地定义，显示出两个强的前向抛物弧。弧曲率表明，外弧和内弧对应的散射屏分别位于距PSR B 0656 +14约28秒差距和距地球约185秒差距处。所观察到的多普勒轮廓与电磁模拟的比较表明，这两个散射区域是温和的各向异性。对于外弧，我们估计的各向异性$A_R$约为1.3，与平行的脉冲星速度的散射不规则性对齐。对于外弧，我们比较所观察到的延迟配置文件与延迟配置文件计算从理论上的强散射模型。我们的结果表明，在Monogem环的散射不规则性的空间谱是平坦的比Kolmogorov，但需要进一步的观察来证实这一点。
2022-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Interstellar Scintillation Observed from Four Globular Cluster Pulsars by FAST
本文利用 FAST 首次探测到球状星团 M5、M13、M15 中脉冲星的闪烁弧，确定其散射屏距离和银面高度，并发现迄今最远的离面散射屏，为银河系介质循环提供证据。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The presence of interstellar scintillation in the 15 GHz interday variability of 1158 OVRO-monitored blazars
我们已经进行了第一次系统的搜索日间变化在一个大样本的河外射电源在15千兆赫。从欧文斯谷射电天文台40米望远镜在$\sim$ 10年跨度监测的1158个射电选择耀变体的样本中，我们确定了20个在4天时间尺度上表现出显着通量密度变化的源。可变源的天空分布在很大程度上取决于视线银河系H $α$强度从威斯康星州H $α$测绘仪调查，证明了星际闪烁（ISS）的贡献，他们的日间变化。21%的源通过视线观察到的H $α$强度大于10瑞利，表现出显着的ISS持续超过$\sim$ 10年的时间。由于ISS的不确定性，当考虑到我们的选择标准遗漏的不太重要的变量时，干扰因子的比例可能更大。这项研究表明，国际空间站在15千兆赫仍然很重要，特别是通过银河系的强烈散射视线。在20个最重要的变星中，有11个是通过猎户座-波江座超气泡观测到的，这些超气泡被猎户座OB 1协会的热恒星光电离。高能中微子源TXS 0506 $+$ 056是通过这个区域观测到的，因此在解释其短期射电变率时必须考虑国际空间站。J 0616 $-$ 1041似乎表现出大的$\sim$ 20%的日间通量密度变化，在量级上与非常罕见的极端类，小时内振荡器，包括PKS 0405 $-$ 385，J1819 $+$ 3845和PKS 1257 $-$ 326;这需要通过更高的步频跟踪观测来证实。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detecting Pulsars with Interstellar Scintillation in Variance Images
脉冲星是唯一已知的宇宙射电源是足够紧凑，以显示衍射星际闪烁。无线电信号在时间和频率上的变化图像可用于使用下一代合成射电望远镜进行大规模连续测量时探测射电星。该技术允许在整个视场上进行搜索，同时避免了对昂贵的逐像素高时间分辨率搜索的需要。我们研究的灵敏度检测方差图像中的信号。我们发现，方差图像是最敏感的闪烁的时间尺度和带宽是接近的子积分时间和通道带宽。因此，为了最大限度地检测到一个给定的无线电连续谱调查，它是必不可少的，以保持高的时间和频率分辨率，使我们能够使方差图像敏感的闪烁特性不同的闪烁星。我们演示了Murchision宽场阵列数据的技术，并表明方差图像确实可以导致探测到的辐射源，通过区分他们从其他无线电源。
2016-07-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Scintillation observations of PSR B0823+26
我们目前的星际闪烁PSR B0823+26的分析结果。使用托伦天文学中心32米射电望远镜以1.7千兆赫的频率进行了观测。2003年至2006年期间，进行了50多次观察会议，平均持续10小时。通过动态谱分析和流密度变化的结构函数分析，得到了星际闪烁参数。我们确定了两个不同的时间尺度，我们认为这是衍射和折射闪烁的时间尺度。结果表明，在给定频率下，PSR B 0823 +26的衍射时间尺度为$τ_{diss} = 19.3^{+1.7}_{-1.6}$ min，折射时间尺度为$τ_{riss} = 144 \pm 23$ min，解相关带宽为$B_{iss} = 81 \pm 3$ MHz.
2013-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Periodic interstellar scintillation variations of PSRs~J0613$-$0200 and J0636+5128 associated with the Local Bubble shell
本研究利用EPTA观测和贝叶斯MCMC建模两颗脉冲星的周年及轨道闪烁变化，测定各向异性散射屏参数，并将其归因于本地泡壳层。
2023-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The $θ$-$θ$ Diagram: Transforming pulsar scintillation spectra to coordinates on highly anisotropic interstellar scattering screens
介绍了一种新的脉冲星次级光谱分析技术。脉冲星闪烁的功率谱（称为“次级谱”）显示了由于通过星际介质的多径传播的干扰而产生的差分延迟和多普勒频移。我们开发了一个变换，这些可观的映射到角坐标上的一个单一的薄屏幕上的相变材料。这种转换是可能的，而没有退化的情况下，一维分布的图像在这个屏幕上，这往往是一个成功的描述的现象。将二次谱的双抛物线特征转化为平行线性特征，并详细描述了其性质。此外，我们介绍的方法来测量的曲率参数和场振幅分布的图像，通过将它们应用到PSR B 0834 +06的观测。最后，我们将这种形式主义扩展到星际屏幕上图像的二维分布。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Damping of Electron Density Structures and Implications for Interstellar Scintillation
本文研究了与闪烁有关的动力学阿尔芬波湍流中电子密度结构的形式。重点是小尺度$L \sim 10^8-10^{10}$厘米的动力阿尔文波（KAW）制度是活跃的星际介质。MHD湍流转换为KAW级联，从10倍的离子回旋半径开始，并继续到更小的尺度。这些尺度被推断为主导闪烁的理论Boldyrev等人。从数值解的衰减动力学Alfvén波湍流模型，结构形态揭示了两种类型的本地化结构，长丝和片材，并表明，它们出现在不同的制度的电阻和扩散阻尼。最小的电阻阻尼产生局部电流细丝，形成了高斯分布的初始条件。当电阻阻尼相对于扩散阻尼较大时，形成片状结构。在磁区，每一个暗条都有一个非定域的磁场和密度结构，在截面上呈圆形对称。密度和磁场具有高斯统计（从高斯值峰度推断），而密度梯度是强非高斯的，比电流更强。由于梯度操作增强了小尺度波动，因此预期导数场中的非高斯统计的这种增强。密度梯度峰度相对于电流峰度的增强并不明显，但它表明，在脉冲星信号在星际介质中传播期间，电子密度的适度波动水平可能产生大的闪烁事件。在片区，尽管不存在局部的共生结构，同样的统计观察也成立。概率密度函数构造从统计合奏在这两个制度，显示出清晰的形成长，高度非高斯的尾巴。
2011-02-09 astro-ph.GA physics.plasm-ph
The Annual Cycle in Scintillation Timescale of PMN J1726+0639
我们发现了快速的一天内的变化，在无线电源PMN J1726+0639在GHz频率，在一项调查，以寻找这样的变化与澳大利亚望远镜紧凑阵列。后续观察进行了两年多，并揭示了一个明确的，重复的年度周期率，或特征的时间尺度，变异，表明所观察到的变化可以归因于从星际等离子体不均匀性的膨胀。强劲的年度周期包括4月和9月的明显“停滞”。我们适合运动学模型的数据，允许有限的各向异性的闪烁图案。该周期意味着非常高的各向异性程度，轴比至少为13：1，并且拟合与纯一维闪烁图案一致。各向异性的位置角和横向速度分量受到严格的约束。这些参数与先前提出的与热恒星周围径向取向的等离子体细丝散射模型的预期不一致。我们注意到，一个前景星际云导致异常钙II吸收对附近的恒星Rasalhague（$α$ Oph）的证据以前已经报道，我们推测，PMN 1726+0639的星际闪烁可能与这个附近的云。
2022-04-12 astro-ph.GA
Refractive Interstellar Scintillation of Extra-galactic Radio Sources I: Expectations
瞬态和变量现象的调查可能会受到外在变化的干扰，如折射星际闪烁（RISS）。我们已经为RISS开发了一个全天空模型，它可以预测各种时间尺度，调查地点和观测频率的变化。该模型利用Halpha强度图来探测沿视线的发射测量，将其转换为散射测量，最后转换为闪烁强度。该模型使用以前开发和长期理解的物理学以及对银河系内电子含量和分布的（间接）测量。我们开发了一套预期，是有用的规划未来的调查瞬态和无线电的变化，并证明了1-GHz的天空是一个穷人的预测变量性质的$100$ -MHz的天空。有趣的是，在1GHz时观测到的变化率与银河系纬度之间的相关性在100 MHz时被逆转。我们比较我们的模型的预测进行了低频无线电调查与默奇森宽场阵列，并找到良好的定性协议。我们讨论的影响，目前的局限性，以及未来的发展模式。该模型已在Python代码中实现，并在GitHub/Zenodo上提供。
2019-07-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
Electron density variations in the interstellar medium and the average frequency profile of a scintle from pulsar scintillation spectra
我们观测了9个324 MHz和3个1.68 GHz的亮双星的闪烁图，分析了波数谱与星际介质等离子体湍流电子密度变化的关系。对于所有的散射体，动态谱的自相关函数的频率部分至少为最大值的45\%，对应于具有$3.56 \leq α\leq 3.97$的波数谱的幂律指数范围的散射理论的预测，误差为$\leq 0.05$，平均值为$3.76\pm0.13$。该范围包括柯尔莫哥洛夫谱的$α=3.67$。从自相关函数的傅立叶变换到最大值的$\sim 10^{-3}$，发现了类似的结果，尽管具有较大的误差。薄屏幕和扩展介质散射模型之间没有明确的区别的情况下被发现。平均频率分布的振幅可以表征为陡峭的波数谱与$α\lesssim4$的尖与有点圆的峰值。对于较平坦的光谱，下降到至少$α\sim 3.56$，其峰值的尖点变得更加明显，并且其衰减变陡。我们讨论我们的研究结果的背景下，散射特性的星际介质。
2022-11-01 astro-ph.GA
Simulation of optical interstellar scintillation
星星闪烁是因为它们的光在大气层中传播。当遥远恒星的光穿过星际湍流分子云时，在更长的时间尺度上预计会出现同样的现象，但从未在光学波长上观察到过。本文所述的研究的目的是充分模拟闪烁过程，从分子云描述作为一个分形对象，结束与波动的恒星光变曲线的模拟。快速傅立叶变换首先被用来模拟分形云。然后，照明模式所产生的背景星光通过这些折射云的交叉计算从菲涅耳积分，也使用快速傅立叶变换技术。正则化程序和计算限制进行了讨论，随着空间和时间的相干性（源的大小和波长通带）的影响。我们量化的预期调制指数的恒星光变曲线作为湍流强度的函数-其特征在于由衍射半径$R_{diff}$ -和投影源的大小，引入的时间方面，并建立光变曲线观测值和折射云之间的连接。我们扩展我们的讨论，云与不同的结构功能从Kolmogorov型湍流。我们的研究证实，目前的望远镜~ 4米的快速读出，宽视场探测器有能力发现第一个星际光学闪烁效应。我们还表明，这种效应应明确区分从任何其他类型的变化，通过观察的deserminised光变曲线，同时测量两个遥远的望远镜。
2013-02-22 astro-ph.GA astro-ph.IM
Extreme intra-hour variability of the radio source J1402+5347 discovered with Apertif
来自遥远的致密射电源的无线电波通过我们银河系中湍流的星际等离子体的传播导致这些源闪烁，这种现象称为星际闪烁。这种闪烁是对射电源的微弧秒结构以及银河系星际介质的亚AU尺度结构的独特探测。几天或更长时间尺度上的弱湍流（即几个百分比的强度调制）通常在厘米波长处看到，并被认为是银河系星际等离子体中的视线积分湍流造成的。到目前为止，只有三个已知的来源显示出更极端的变化，在不到一小时的时间尺度上调制在百分之十几的水平。这需要通过附近（d <~10 pc）密度极高（n_e ~10^2 cm^-3）的等离子体云进行传播。在这里，我们报告了一个源（J1402+5347）的发现，该源在分米波段（1.4 GHz）的时间尺度上显示出极端（~50%）和快速变化，仅为6.5分钟。空间闪烁图案是高度各向异性的，半短轴约为20，000公里。折射闪烁的正则理论将散射等离子体限制在奥尔特云内。然而，J1402+5347的视线异常接近B3恒星Alkaid（eta Uma），距离为32 pc。如果这些闪烁体与碱明有关，那么J1402+5347沿着闪烁体短轴的角度大小一定小于~10微弧秒，从而产生大于~ 10^14 K的各向同性源的视亮度温度。}
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pulsar scintillations from corrugated reconnection sheets in the ISM
我们表明，沿星际电流片紧密对齐的视线表面波导致脉冲星闪烁特性与观察到的一致。这种机制自然地产生了ISM散射透镜的长度和密度尺度，这些尺度是解释双折射的幅度和动力学谱所必需的。在这幅图中，温暖的电离星际介质中引起闪烁的部分相对静止，闪烁和散射是由沿着磁畴边界电流片传播的弱波引起的，这两者都是螺旋度守恒所预期的，并且已经在数值模拟中观察到。该模型统计预测的间距和振幅的倒抛物弧中看到的傅立叶变换动力学谱的强烈的双曲星只有3个参数。多频、多历元的低频VLBI观测可以定量地检验这一图象。如果成功的话，除了绘制ISM之外，这可能会打开一扇大门，使用这些10 AU干涉仪在天空中进行精确的纳弧秒脉冲星天体测量，距离测量和发射研究。
2014-05-21 astro-ph.GA
Interstellar Scintillation of an Extreme Scintillator: PKS B1144-379
塔斯马尼亚大学的塞杜纳射电望远镜已被用于研究BL Lac天体PKS B1144-379在6.7 GHz处的无线电通量密度的快速变化。在2003年至2011年期间，对这种极端闪烁体进行了大约9年的高频率监测。我们使用的结构函数创建的强度时间序列，以确定特征的时间尺度的变化。在每年的某些时期，特征时间尺度一直被观察到增加，表明通过星际散射屏闪烁的年度周期。最佳拟合的年周期模型表明，闪烁图案具有各向异性的结构，其散射屏的上限是在~0.84千秒差距的距离。较高的各向异性在一些年度周期拟合表明，在内在的源结构的变化可能会影响的变化时间尺度。我们发现，一个突出的年度周期只存在于某些年份的变化时间尺度，其他证据表明，核心是紧凑的。根据我们的测量，我们计算出核心的角尺寸在5.65-15.90 $μ$之间变化为（0.05-0.13 pc）。在2005年和2008年观测到的总通量密度的两次耀斑期间，核心部分被认为是最紧凑的。我们的结论是，长期的无线电通量密度的PKS B1144-379的变化是由于源的内在变化，这些影响我们的能力，以测量其变化的时间尺度的年度周期。
2020-09-02 astro-ph.GA
A dense plasma globule in the solar neighborhood
射电源J1819+3845在大约1999年至2007年之间经历了一段极端的星际闪烁。导致这种闪烁的等离子体结构被确定为距离太阳系仅为$1$ - $3\,$ pc，密度为$n_e\sim 10^2\,$ cm $^{-3}$，比周围星际密度高三个数量级（de Bruyn & Macquart 2015）。在这里，我们提出了无线电偏振图像的字段对J1819+3845在0.2，0.92和2 $\,$ m的波长。我们检测到一个椭圆形的等离子体球的近似大小$1^\circ \times \gtrsim 2^\circ$（长轴位置角的$\approx -40^\circ$），通过其法拉第旋转印记（$\approx 15\,$ rad $\,$ m $^{-2}$）的弥漫银河同步辐射。J1819+3845的极端闪烁最有可能是在球状体的湍流边界处引起的（J1819+3845目前被球状体遮蔽）。球状体的起源和确切性质仍然未知。我们的观察是第一次直接成像可能导致极端闪烁的等离子体结构。
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The microarcsecond structure of an AGN jet via interstellar scintillation
我们描述了一种新的工具，用于研究超紧凑AGN喷流及其周围环境的结构和物理特性的微弧秒精度。这一工具是基于观测到的日内可变射电源的光变曲线的频率依赖性，其中的可变性是由星际闪烁引起的。我们将此方法应用于PKS 1257 -326，以在远低于~12微弧秒的尺度上解决作为频率的函数的芯位移。我们发现，频率依赖的位置的干扰分量是r \propto v ^{-0.1 \pm 0.24}（99%置信区间）和频率依赖的大小的干扰分量是d \propto v ^{-0.64 \pm 0.006}。总之，这些结果意味着射流张开角随着沿射流的距离而增大：d \propto r^{n_d}$，其中n_d > 1.8。我们表明，燃烧的射流，和平坦的频率依赖性的核心位置是大致一致的模型，其中的射流是流体静力学约束和穿越陡峭的压力梯度在约束介质中与p \propto r^{-n_p}和n_p > 7。这种陡峭的压力梯度以前已经提出了基于VLBI研究的频率依赖的核心移动活动星系核。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
BL LAC PKSB1144-379 an extreme scintillator
用甚大射电望远镜和塔斯马尼亚大学的塞杜纳天线在1.5至15千兆赫的四个频率上观测到BL Lac天体PKSB 1144 -379的射电通量密度的快速变化。内在的和视线的影响进行了检查，这种变异性的可能原因，星际闪烁最好的解释频率依赖性的变化时间尺度和调制指数。这种闪烁与20-40微弧秒或0.15- 0.3pc大小的紧凑源一致。PKSB 1144 -379的推测亮度温度（假设观测到的变化是由于闪烁引起的）在4.9 GHz时为6.2e12 K，大约10%的总通量在闪烁分量中。我们表明，闪烁调查旨在确定变化的时间尺度的天到几周是一个有效的方法来确定活动星系核的最高亮度温度。
2012-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Searching for Galactic hidden gas through interstellar scintillation: Results from a test with the NTT-SOFI detector
目的：星星闪烁是因为它们的光通过大气层传播。当遥远恒星的光穿过星际分子云时，在更长的时间尺度上预计会出现同样的现象，但从未在光学波长上观察到过。在有利的情况下，背景恒星的光可以在几分钟的特征时间尺度上受到百分之几的随机波动。我们的最终目标是发现或排除这些闪烁效应，以估计分子氢对银河系重子隐藏质量的贡献。这项可行性研究是探索闪烁观测战略的探路者，探索未来调查的敏感性并估计本底水平。研究方法：我们在两个晚上搜寻了由可见暗星云中的分子气体以及由冷分子氢（$\mathrm{H_2-He}$）的假设晕团簇引起的闪烁。我们用ESO-NTT望远镜对位于可见星云后面的恒星星族和小麦哲伦云（SMC）进行了长系列的10秒红外曝光。因此，我们寻找恒星表现出随机通量变化类似于预期的闪烁效应。根据我们对闪烁过程的模拟，这种搜索应该可以探测到$\sim 3\times 10^{-5}\,\mathrm{g/cm^2/10\,000\,km}$级冷银河系分子云中柱密度的（随机）横向梯度。结果如下：我们发现了一个光变曲线，这是通过一个湍流结构，其特征在于扩散半径$R_{diff}<100\, km$在B68星云的强闪烁效应兼容。需要补充意见来澄清这一候选人的状况，不能从这一单一意见中得出确切的结论。我们还可以推断暗星云中湍流致密核（数密度为$n>10^9\, cm^{-3}$）的存在极限。因为没有候选人被发现向S…
2010-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scintillation kinks, bumps and wiggles in the radio spectrum of the quasar PMN J1106-3647
我们报告了类星体PMNJ 1106 -3647的射电观测。我们的数据，与澳大利亚望远镜紧凑阵列，显示其光谱的振幅和形状的变化很大，在很短的时间尺度。各种各样的光谱特征是明显的，包括：尖锐的扭结;宽光谱峰;和摆动。没有两个光谱是相同的。我们解释的变化作为星际闪烁的射电源是紧凑的，但不是点状的。在这种解释下，复杂的光谱结构可以产生纯粹的折射，在高放大率的条件下，或从波之间的干扰，已被散射的小尺度密度波动（衍射闪烁）。这两种效应都可能在J1106-3647中发挥作用，我们初步确定了前者的扭结和后者的摆动。活动星系核的衍射闪烁是不常见的，因为除了最紧凑的射电源外，所有射电源的条纹可见度都很低。折射解释的扭结意味着源有一个尖锐的，凹的边界。我们的数据是一致的，一个温和的增强同步辐射源，提供的散射材料是在距离我们约50 pc。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Disentangling interstellar plasma screens with pulsar VLBI: Combining auto- and cross-correlations
脉冲星的闪烁可以让我们一窥星际介质中的小尺度等离子体结构，如果我们能从闪烁图案中推断出它们的性质的话。使用甚长基线干涉测量并在延迟延迟率空间中工作，其中图像对干涉图案的贡献变得局部化，如果单个高度各向异性的散射屏幕负责闪烁，则可以确定散射图像在天空中的散射几何形状和分布。然而，许多雷达受到更复杂的散射环境的影响，这种方法无法使用。我们提出了一种新的技术来重建的脉冲星的散射通量和解决散射几何在这些情况下，通过相结合的单站强度的互相关干涉vibrations。这利用了以下事实：考虑延迟-延迟率空间中的单个图像对，亮度对图像角位移的和敏感，而互相关的强度对差敏感，使得它们的组合可以用于定位该对的两个图像。我们表明，这种技术是能够重建的PSR B 0834 +06公布的散射几何形状，然后将其应用到更复杂的散射系统的模拟，在那里我们发现，它可以区分功能，从不同的散射屏幕，即使多个屏幕的存在是不明显的动态频谱的傅立叶变换。这种技术将使我们能够更好地了解星际介质内的散射分布，并将当前的散射测量技术，如模拟闪烁和限制脉冲星发射的位置，应用于目前缺乏对散射环境的了解而无法使用这些技术的源。（节略）
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
The MASIV Survey IV: relationship between intra-day scintillation and intrinsic variability of radio AGNs
我们调查之间的关系5 GHz的星际闪烁（ISS）和15 GHz的内在变化的紧凑，无线电选择AGN从微弧秒闪烁诱导的变化（MASIV）调查和欧文斯谷射电天文台（OVRO）blazar监测计划。我们发现，在5 GHz（调制指数，$m_5 \geq 0.02$）最强的调制器都表现出很强的15 GHz的固有可变性（$m_{15} \geq 0.1$）。这种关系主要归因于固有变率和ISS振幅对$\sim 100\, μ$射电核心致密性的相互依赖性（作为尺度），以及在较小程度上，它们对源通量密度、弧秒尺度核心优势和红移的相互依赖性。然而，并不是所有显示出强烈内在变化的源都显示出高振幅闪烁，因为ISS也强烈依赖于银河系的视线散射特性。所观察到的内在变率与国际空间站之间的这种关系突出了优化未来无线电变率调查的观测频率、节奏、时间跨度和天空覆盖范围的重要性，以便能够更好地区分这两种效应，以研究基本的物理学。对于完整的MASIV样本，我们发现费米探测到的伽马射线大声源表现出显着更高的5 GHz ISS振幅比伽马射线安静的来源。这种关系是弱于已知的伽马射线响度和15 GHz的变化幅度之间的相关性，最有可能是由于射流不透明度的影响。
2017-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical Variability of the Radio Source J 1128+5925 -- II. Confirmation of its Optical Quietness
最近发现的J 1128+5925源在射电波长上有很强的日内变化，其射电变化可能来自星际闪烁。在光学方面，该物体在我们2007年的监测会议中很安静。在这里，我们报告的结果，我们新的光学监测这一来源在2008年。除了证实我们2007年的结果，即该对象没有显示任何明显的变化，从小时到天到月的时间尺度，我们提供的证据表明，该对象没有变化的时间尺度为一年，它可能是本质上安静的光学域。它在光学和无线电状态下的非常不同的行为可以很自然地解释，如果它的强烈的无线电变化来自星际闪烁。
2009-01-09 astro-ph.GA
Technical constraints on interstellar interferometry and spatially resolving the pulsar magnetosphere
该研究通过VLBI观测脉冲星闪烁，发现经度相关的条纹相位和频率偏移源于低电平数字化效应，而非磁层空间分辨，为星际干涉测量提供了技术约束。
2023-09-02 astro-ph.GA
RadioAstron Studies of the Nearby, Turbulent Interstellar Plasma With the Longest Space-Ground Interferometer Baseline
10米空间射电望远镜与阿雷西博300米望远镜和韦斯特博克综合射电望远镜以324兆赫的频率联合对脉冲星B 0950 +08进行了射电天文学空间-地面VLBI观测，对观测结果进行了分析，以研究这颗附近脉冲星方向上的等离子体不均匀性。观测是在330，000公里的航天器距离上进行的，因此预测基线为220，000公里，提供了在米波长上所达到的最高角分辨率。我们的分析是基于结构和相干函数的基本行为。我们发现脉冲星在两个频率尺度上都表现出闪烁，都远小于观测频率，但调制小于100%。我们推断，散射是弱的，但折射楔分散的闪烁图案。这个“宇宙棱镜”的折射角被测量为θ_0 =1.1 - 4.4质量，折射方向近似垂直于观察者的速度。我们发现，所观察到的闪烁效应的参数表明，两个等离子体层位于沿视线的脉冲星，在4.4 - 16.4秒差距和26 - 170秒差距的距离，并在不同的方向相对于视线。两层的湍流谱发现遵循指数为gamma_1 = gamma_2 = 3.00 +/- 0.08的幂律，显著不同于湍流的Kolmogorov谱的预期指数，gamma=11/3。
2014-02-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection of Six Rapidly Scintillating AGNs and the Diminished Variability of J1819+3845
在PKS 0405-385、J1819+3845和PKS 1257-326等活动星系核中观测到的厘米波段的极端小时内和> 10% rms的通量密度闪烁被归因于星际介质中高度湍流的邻近区域的散射。这种行为已经被发现是罕见的。我们在128个平谱活动星系核中寻找快速闪烁体，并分析它们的性质，以确定这种快速、大振幅射电闪烁的起源。在11天内，在VLA以4.9和8.4 GHz的频率同时以两小时的间隔观察这些源。我们检测到六个快速的时间尺度小于2小时，其中没有一个有均方根变化> 10%。我们发现了强有力的证据，将快速闪烁与附近散射区域的存在联系起来，对于~ 200 μ as源，估计距离< 12 pc，对于~ 10 μ as源，距离< 250 pc。我们属性的稀缺性快速和大幅度的衰减器的要求，额外的约束，包括大源紧凑的分数。发现J1819+3845在约6小时的时间尺度上显示出约2%的均方根变化，叠加在更长的> 11天的变化上，这表明导致其极端闪烁的高度湍流云已经离开，其闪烁现在由更远的屏幕引起，距离约50至150 pc。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dual-Frequency Observations of 140 Compact, Flat-Spectrum Active Galactic Nuclei for Scintillation-Induced Variability
4.9千兆赫微弧秒闪烁诱导变率巡天探测到红移z > 2的源的星际闪烁下降，表明相对于其扩展发射，这些源的最紧凑组件的角直径明显增加或通量密度下降。这可能是由于星系际介质（IGM）中的内禀源尺寸效应或散射增宽，超过了宇宙膨胀导致的亮温受限源的预期（1+z）^0.5角直径标度。我们在这里报告4.9 GHz和8.4 GHz的观测和数据分析的样本140紧凑，平谱源，这可能使我们能够确定这种角直径红移关系的起源，利用它们不同的波长依赖性。除了利用国际空间站作为宇宙学探测器外，这些观测还提供了对源形态和国际空间站特征的进一步了解。与MASIV调查一样，发现源的可变性与视线H-α强度显著相关，证实了其与国际空间站的联系。对于25个源，在两个频率的闪烁图案之间观察到约0.15至3天的时间延迟，这被解释为是由在不同光学深度探测时核心位置的移动引起的。ISS振幅与源谱指数之间存在显著的相关性;特别地，在谱指数< -0.4处观测到ISS振幅的大幅度下降，证实了陡峭谱源的红移较小。我们探测到ISS在8.4GHz处的红移依赖性比4.9GHz处减弱，在4天时间尺度上，z > 2源的平均方差相对于z < 2源减小了1.8倍，而在4.9 GHz处观察到减小了3倍。这表明IGM中的散射增宽。
2011-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
