Astronomie

Wie lade ich PSRCHIVE und Tempo2 für das Pulsar-Timing auf Mac Mojave herunter?

Wie lade ich PSRCHIVE und Tempo2 für das Pulsar-Timing auf Mac Mojave herunter?

Ich bin ziemlich neu in der Pulsarastronomie und muss PSRCHIVE und dann Tempo2 herunterladen. Ich habe die Anleitung hier online befolgt:

PulsarAstronomy.net

Ich bin auch ziemlich neu bei Linux-Befehlen / Mac-Terminal im Allgemeinen, daher denke ich, dass mir etwas Offensichtliches fehlt. Bisher habe ich die tar-Datei entpackt, die mir ein Verzeichnis 'psrsoft' in Downloads gegeben hat. Ich habe auch versucht, ein psrsoft-bash-Profil zu öffnen, aber ich glaube nicht, dass es funktioniert hat, weil keiner der psrsoft-Befehle funktioniert hat. In den Anweisungen wird '$PSRSOFT_DIR' häufig erwähnt, und ich bin mir nicht sicher, wo das sein soll oder was es darstellt. Im Moment ist mein Ziel, die Paketinstallationsoptionen aufgelistet zu bekommen und dann von dort aus Tempo2 zu installieren.

Dies ist, was psrsoft enthält:

Downloads/psrsoft>bin: pkg_files, psrsoft, psrsoft-selfupdate, psrsoft-shell, psrsoft-update-index, psrsoft.py, shell_files, usr

Downloads/psrsoft>config: profile.example

Jede Hilfe wäre sehr dankbar.


Die Dokumentation ist etwas verwirrend geschrieben. Es bezieht sich auf a$PSRSOFT_DIRals Abkürzung zu dem Ort, an dem Sie den Tarball entpackt haben, zu dem alles relativ gemacht wird, aber nicht erfordert, dass diese Shell-Variable gesetzt wird. Es gibt also 1 Sache zu tun und dann können Sie 1 von 2 Dingen tun.

Die obligatorische Sache (wie es in den Dokumenten steht) ist das Kopieren der copypsrsoft/config/profile.beispielzupsrsoft/config/profileund bei Bedarf bearbeiten (ich brauchte keine Änderungen, aber ich laufe auf hübschem CentOS / RHEL 7; MacOS X kann durchaus anders sein). Dann haben Sie zwei Möglichkeiten:

  1. Sie können dann manuell "einsetzen" für die Unscharf$PSRSOFT_DIRvariabel z.B. Lauf/path/to/Downloads/psrsoft/bin/psrsoft psrchivewenn die docs sagen zu laufen$PSRSOFT_DIR/bin/psrsoft psrchive

  2. Sie können einstellenPSRSOFT_DIRin den Shell-Startdateien Ihres Benutzers, wie z~/.bashrcoder~/.bash_profile(~ist eine Verknüpfung zu Ihrem Home-Verzeichnis, die unter Unix/Linux funktioniert und ich nehme an, MacOS X) durch Hinzufügen vonexport PSRSOFT_DIR=/path/to/Downloads/psrsoft/. Sie sollten dann in der Lage sein, die Befehle wie in der Dokumentation gezeigt auszuführen.


Wie lade ich PSRCHIVE und Tempo2 für das Pulsar-Timing auf Mac Mojave herunter? - Astronomie

Abonnieren Sie, um Sonderangebote, kostenlose Werbegeschenke und einmalige Angebote zu erhalten. die pulsar hypopump®-konfiguration ist die ideale wahl für natriumhypochlorit, entgasung oder andere schwierig zu handhabende flüssigkeiten. Entdecken Sie die C-Klemme Pulsar Zubehör Die Pulsar C-Klemme ist für die Befestigung von Pulsar-Einheiten mit 1/4" Stativhalterung an verschiedenen Elementen (Traverse, Handlauf usw.) konzipiert. Hosted Pulsar Tempo Manual von: tempo2 Pulsar Timing Package Psrchive kann verwendet werden des tempo2 Pulsar Timing Package zur Modellierung der Pulsphase. 25 kw), nema 56c, iec 71b14. um das kürzlich entdeckte Doppelpulsarsystem zu studieren ( lyne et al. auch für: pulsar 150 dtsi.

100 ns genau, das Timing-Modell des Tempos war für zahlreiche wichtige Entdeckungen ausreichend (z Der Code ist seit einiger Zeit stabil und bietet daher eine Stabilität im Vergleich zu neuerem Code, der häufiger entwickelt und verbessert wird. Bajaj Pulsar 180 dtsi Werkstatthandbuch online anzeigen und herunterladen. Dies kann durch Drehen des Festplattengeschwindigkeitsknopfs oder durch Klicken erfolgen die Tap-Taste, mit einem Bereich von einem Viertel zur Verdoppelung der Standardgeschwindigkeit oder synchronisiert zum Host-Tempo, bei 1/2, 1/2t, 1/4. Der Frequenzbereich im Pulsar ist sehr breit und kann bis weit nach oben reichen Tonfrequenzbereich.

5 von 5 Sternen 79. textron tempo pe Bedienungsanleitung online ansehen und herunterladen. im Sync-Modus die Rate. tempo2 wird benötigt, um Daten zu verarbeiten, die von der am atnf produzierten pdfb-Serie digitaler Filterbänke erzeugt werden. der erdschlussorter tempo Communications peg pulser identifiziert selbst kleinste Isolationsbrüche durch das „pulsen“ eines manuellen hochspannungssignals pulsar tempo, das an der fehlerstelle in die erde abstrahlt, exakt. pulsar bietet ein komplettes Sortiment an tragbaren Stromversorgungsprodukten, die auf die Bedürfnisse der Verbraucher zugeschnitten sind. [ 3] [ 4] Die Hauptvorteile von tempo2 sind aus der Zusammenfassung: Wir haben tempo2 entwickelt, ein neues Pulsar-Timing-Paket, das Ausbreitung und andere relevante Effekte enthält, die mit einer Genauigkeit von 1 ns implementiert sind (ein Faktor von

100 genauer als bisher erhältlich).

4 ( 3/ 15/ 16) allgemeine prinzipien des pulsar® 45 der pulsar® 45 verfügt über einen sicherheitsüberlaufschalter, um ein überlaufen des gerätes zu verhindern. Der Auslassfluss kann durch viele Ursachen verlangsamt oder gestoppt werden, was letztendlich zum Überlaufen des Geräts führen kann. Das Tempo-Handbuch von Rate Pulsar kann auch mit dem Sequencer-Tempo synchronisiert werden, indem Sie auf die Tempo-Sync-Schaltfläche unter dem Rate-Regler klicken (siehe „Tempo-Sync“ weiter unten). für viele Jahre war die Standardwahl für Pulsar-Timing das Softwarepaket tempo1. tempo pe pulser kabelfehlerorter mit dem modell pe pulser können Sie selbst kleinste brüche in der isolierung von erdverlegten kabeln exakt orten. pulsar guard: Feststoffströmungswächter: download: pulsar guard: optionale Steuereinheit: download: Quantum 2: Bedienungsanleitung 2. Auflage Rev 3: Download: Quantum 2+ Bedienungsanleitung 2. Auflage Rev 3: Download: Quantum 3: Bedienungsanleitung 2. Auflage Rev 3: Download: RS485-Kommunikation: Kommunikationshandbuch 6. Ausgabe Rev. 3: Download: Schlammsucher. Der ultra 5 (ppm180) Controller von pulsar bietet Benutzereinstellungen für eine Vielzahl von Anwendungen. der pulsar ii ist hilfreich an reißverschlüssen, rucksäcken, ausrüstungstaschen und überall, wo Sie im Notfall schnell Licht brauchen. Die aktuelle Version der Bedienungsanleitung finden Sie auf der Website pulsarvision. die neueste Version kann über git: ausgecheckt werden. 1200 untere Flussstraße p.

46 lpm] sorgt dafür, dass der Abfluss aus dem pulsar® 140 den Zufluss übersteigt. tempo ist ein älteres Pulsar-Timing-Paket, gilt aber in vielen Instituten noch als De-facto-Standard. Tempo pe Testgeräte Pdf-Handbuch herunterladen. eine zweite arbeit liefert mathematische details der algorithmen, die in der software verwendet werden ( edwards, hobbs & manchester derzeit erhältlich von astroph). der pulsar® 140 kann auch in Verbindung mit einem orp verwendet werden. Mit zunehmender Diversität der Pulsarpopulation und zunehmender Empfindlichkeit von Beobachtungssystemen steigt die von Zeitmodellen geforderte Genauigkeit entsprechend. # 27) tempoo2 hat eine 'einfache' Polynomentwicklung für dm verwendet, während tempo, pint und die tempo2-Literatur dm1, 2, 3 als Taylor-Entwicklung definieren. pulsar wurde geboren, um anders zu sein, ist anders geblieben und wird immer anders sein und seinem Erbe der fortschrittlichen Uhrmacherei treu bleiben.

das mpc-installations-, betriebs- und wartungshandbuch iom-mpc-0104 enthält spezifische informationen zu diesem steuerungstyp und sollte vor dem betrieb der pumpe oder des manuellen pulsar-tempo-reglers konsultiert werden. Einige Pulsar-Pumpen können auch mit der MPC-Steuerung ausgestattet sein, die eine Pumpendurchflusssteuerung über einen weiten Bereich über einen speziell entwickelten drehzahlgeregelten Antrieb ermöglicht. das modell tempo ( greenlee) erdschlussortungsgerät basiert auf dem erdgradientenprinzip. Erdschlussortung des Impulsgebers. Bedienungsanleitung des Pulsars. um die bedienungsanleitung für ihre pulsaruhr zu finden: schritt 1 überprüfen sie den kalibercode ihrer uhr auf dem gehäuseboden. pulsar eroberte mit der ersten LED-Uhr die Weltuhrenszene. box box 800 charleston, tnpulsar 11/ 30/ 00. ausfluss aus dem pulsar® 140 entleerungsbehälter erfordert zum ablassen ein vakuum. Pulsar Noisepen Bedienungsanleitung (englisch) Download Modell 26 Noise Dosimeter Akustische Kalibratoren Modell 105 & 106 Bedienungsanleitung Download. Einfallsreichtum und Zuverlässigkeit sind Schlüsselkomponenten in jedem Pulsar-Produkt, von tragbaren Generatoren bis hin zu unseren handgeführten Elektrowerkzeugen.

Das Download-Tempo wurde nun in Sourceforge importiert. 81 kb: - 06- 04: Ändern Sie dm, um die Taylor-Erweiterung zu verwenden, wie von Matthew Kerr und Paul Ray berichtet (siehe z. B. Tempo-Referenzhandbuch Dieses Referenzhandbuch enthält Informationen zu Tempobefehlen, Optionen, Dateiformaten usw. Dies steuert die Wenn die Pulsarpopulation vielfältiger wird und die Empfindlichkeit von Beobachtungssystemen steigt, steigt die von Zeitmodellen geforderte Genauigkeit entsprechend. Laden Sie tempo2 kostenlos herunter. Stattdessen erhalten erfahrene Tempobenutzer eine detaillierte, umfassende Zusammenfassung des Programms eine übersicht über die software finden sie in hobbs, edwards & manchester ( mnras. pulsar pumpen pp p.

Das Pulsar-Bedienfeld verwendet eine 120-V-Stromversorgung (das Bedienfeld an einen dedizierten 15-A-Leistungsschalter anschließen) und das Solenoid verwendet eine 24 VDC-Stromversorgung (von der Bedientafel gespeist). die Rate wird durch die Lampe links über dem Rate-Regler angezeigt. Der Pulsar® 140 basiert auf einem Bedienfeld mit internem Timer und Magnetventil, um die Ausgangsleistung zu steuern. 4 Um die Timing-Lösung für einen Pulsar zu finden, wenn ein Pulsar entdeckt wird, werden ein Anfangswert für die Periode, dm und die Himmelskoordinaten aus der Faltung der Beobachtung abgeleitet, aber die Zeitmessung kann viele Monate oder Jahre dauern. rcc fernbedienung kabellose fernbedienung die pulsar rcc kabellose fernbedienung wurde entwickelt, um ausgewählte funktionen des geräts fernzusteuern und durch sein menü zu navigieren. pulsar-konfigurationen pulsar 25hj pulsar 25hl pulsar 55h pulsa 55hl pulsar hypo 2 pumpe pulsar shadow hypo 2 pumpe pulsar shadow motorleistung und rahmen • 25h: 0. gebrochene Isolierung, durchtrenntes Kabel und andere vergrabene Kabelfehler mit Erdschluss können einfach und genau lokalisiert werden mit dem pe-Erdschlusssuchgerät. Wir können Ihnen helfen, die beste Wetterstation für Ihre Anforderungen zu bestimmen. Als Premium-Hersteller ist Pulsar ein Branchenpionier, der innovative Produkte entwickelt, egal ob Sie ein Polizeibeamter, ein 3-Kanonen-Wettkampfschütze oder ein engagierter Jäger sind - - es ist wichtig, ein Fundament am Schießstand zu legen, egal bei welcher Verfolgung .

Der Pulsar II bleibt eingeschaltet, damit Sie Ihre Hände für andere Aufgaben frei haben. 395 х 78 х 72 ( 15. Eine weitere Einschränkung des Tempos besteht darin, dass nur ein Pulsar gleichzeitig analysiert werden kann. Seitdem ist der Name ein Synonym für abenteuerliches und fortschrittliches Design. Tempo ist ein relativ altes Programm, und wird durch tempo2 ersetzt. eine minimale Durchflussmenge von 2. es ist nicht als Einführung in das Tempo für neue Benutzer oder als Abhandlung über das Pulsar-Timing gedacht Die neueste Ausgabe dieser Bedienungsanleitung ist unter www.like its . verfügbar Vorgänger, der pulsar, der pulsar ii kann auch durch einfaches Drücken seines kompakten, leichten Gehäuses oder Umlegen seines Schalters beleuchtet werden, um nach Gravitationswellen zu suchen oder nach Unregelmäßigkeiten in terrestrischen Zeitstandards zu suchen, es ist vorteilhaft, mehrere Pulsare gleichzeitig zu analysieren.

die pulsar® 140 vorschubeinstellungen, die in der bedienungsanleitung des pulsar® systems ( rechts) beschrieben sind, sind für diese durchflussmenge kalibriert. Es findet die genaue Position eines Erdschlusspfades in jedem erdverlegten Draht oder Kabel. gebrochene Isolierungen, durchtrennte Kabel und andere vergrabene Kabelfehler mit Erdschluss können mit dem Erdschlusssuchgerät von peg einfach und genau lokalisiert werden. bedienungsanleitung modell # ps 5000 bogenchemikalien, inc. tempo2 ist eine neue Version der Tempo Pulsar Timing Software. Im Gegensatz zum Original ermöglicht die Version des Pulsars jedoch die Einstellung der Geschwindigkeit, mit der sich die Trommel dreht, und damit der Zeitbasis für das gesamte Delay. die digisight ultra-zielfernrohre sind für die beobachtung und das schießen in der dämmerung oder nacht konzipiert. entwickelt hauptsächlich von george hobbs und russell edwards am atnf. Bei dem auf einem Rahmen montierten Empfänger weist ein visuelles analoges Messgerät den Weg zur Spannungsquelle. ausgewählt aus Füllstand, Volumen, Durchflussmessung im offenen Kanal oder Pumpensteuerung. tempo tempo ist ein Programm zur Analyse von Pulsar-Timing-Daten.

das erdfehlersuchgerät tempo communications pe basiert auf dem erdgradientenprinzip. Tempo Communications 501 Tracker II Erdkabel-Locator - Lokalisieren von unterirdischen Drähten, Kabeln, Rohren und Leitungen (neues Modell) 4. Pulsar 180 dtsi Motorrad Pdf-Handbuch herunterladen. 6 Lonza • 1200 Bluegrass Lakes Parkway • Alpharetta ga, 30004 • Pulsar rev. bedienungsanleitung modell # ps 8000 bogenchemikalien, inc.


PULSAR - PowerPoint-PPT-Präsentation

PowerShow.com ist eine führende Website zum Teilen von Präsentationen/Diashows. Egal, ob Ihre Anwendung geschäftlich, praktisch, Bildung, Medizin, Schule, Kirche, Vertrieb, Marketing, Online-Schulung oder einfach nur zum Spaß ist, PowerShow.com ist eine großartige Ressource. Und das Beste ist, dass die meisten seiner coolen Funktionen kostenlos und einfach zu verwenden sind.

Sie können PowerShow.com verwenden, um online PowerPoint-PPT-Beispielpräsentationen zu fast jedem erdenklichen Thema zu finden und herunterzuladen, damit Sie lernen können, wie Sie Ihre eigenen Folien und Präsentationen kostenlos verbessern können. Oder verwenden Sie es, um hochwertige PowerPoint-PPT-Präsentationen mit illustrierten oder animierten Folien zu finden und herunterzuladen, die Ihnen zeigen, wie Sie etwas Neues tun können, auch kostenlos. Oder verwenden Sie es, um Ihre eigenen PowerPoint-Folien hochzuladen, damit Sie sie mit Ihren Lehrern, Klassen, Schülern, Chefs, Mitarbeitern, Kunden, potenziellen Investoren oder der ganzen Welt teilen können. Oder verwenden Sie es, um wirklich coole Foto-Diashows zu erstellen - mit 2D- und 3D-Übergängen, Animationen und Ihrer Musikauswahl -, die Sie mit Ihren Facebook-Freunden oder Google+-Kreisen teilen können. Das ist auch alles kostenlos!

Gegen eine geringe Gebühr können Sie den besten Online-Datenschutz der Branche nutzen oder Ihre Präsentationen und Diashows mit Top-Platzierungen öffentlich bewerben. Aber abgesehen davon ist es kostenlos. Wir konvertieren sogar Ihre Präsentationen und Diashows in das universelle Flash-Format mit all ihrer ursprünglichen Multimedia-Pracht, einschließlich Animation, 2D- und 3D-Übergangseffekten, eingebetteter Musik oder anderem Audio oder sogar in Folien eingebettetem Video. Alles kostenlos. Die meisten Präsentationen und Diashows auf PowerShow.com können kostenlos angesehen werden, viele können sogar kostenlos heruntergeladen werden. (Sie können wählen, ob Sie Ihren ursprünglichen PowerPoint-Präsentationen und Foto-Diashows gegen eine Gebühr oder kostenlos oder gar nicht herunterladen können.) Schauen Sie sich PowerShow.com noch heute KOSTENLOS an. Es ist wirklich für jeden etwas dabei!

Präsentationen kostenlos. Oder verwenden Sie es, um hochwertige PowerPoint-PPT-Präsentationen mit illustrierten oder animierten Folien zu finden und herunterzuladen, die Ihnen zeigen, wie Sie etwas Neues tun können, auch kostenlos. Oder verwenden Sie es, um Ihre eigenen PowerPoint-Folien hochzuladen, damit Sie sie mit Ihren Lehrern, Klassen, Schülern, Chefs, Mitarbeitern, Kunden, potenziellen Investoren oder der ganzen Welt teilen können. Oder verwenden Sie es, um wirklich coole Foto-Diashows zu erstellen – mit 2D- und 3D-Übergängen, Animationen und Ihrer Musikauswahl –, die Sie mit Ihren Facebook-Freunden oder Google+-Kreisen teilen können. Das ist auch alles kostenlos!


3. Ergebnisse

In diesem Beitrag präsentieren wir die Ergebnisse einer Analyse von TOA-Daten für 74 Pulsare. Diese Ergebnisse beinhalten neue Positionen, aus denen wir Eigenbewegungen und Geschwindigkeiten bestimmen. Für jeden der 74 Pulsare wurde die Position gemessen, indem die Referenzepoche des Zeitmodells auf eine integrale MJD nahe der Mitte der Datenspanne gesetzt wurde. Wir passen die Pulsarposition, die Rotationsfrequenz und ihre erste Ableitung an. Für Pulsare, deren Timing-Residuen von Timing-Rauschen dominiert werden, passen wir mehrere Frequenzableitungen an, um das Timing-Rauschen effektiv zu entfernen. In Abb. 1 sind beispielsweise die Timing-Residuen nach der Anpassung für die PSRs J0139+5814 und J1709–1640 nach Anpassung für die Rotationsfrequenz und ihrer ersten Ableitung und nach Anpassung mehrerer Frequenzableitungen dargestellt. Unter den 74 Pulsaren werden die Residuen von 26 von Timing-Rauschen dominiert, und insgesamt wurden 10 Glitches in fünf Pulsaren gefunden. Einige Timing-Ergebnisse wurden von Zou et al. (2004) und über andere wird in einem nachfolgenden Artikel berichtet. Die typischen Residuen nach der Anpassung der 74 Pulsare betragen mehrere hundert Mikrosekunden. Alle Pulsare in unserer Stichprobe sind Einzelgänger und keiner ist Millisekundenpulsare. Die meisten haben ein Alter im Bereich von 10 4 – 10 7 Jahren und alle befinden sich innerhalb von 9 kpc von der Sonne.

Die Timing-Residuen nach der Anpassung für die PSRs J0139+5814 und J1709–1640 (a) nach der Anpassung für die Rotationsfrequenz und ihrer ersten Ableitung und (b) nach der Anpassung mehrerer Frequenzableitungen.


4 ERGEBNISSE

Die Veränderung von DM mit der Zeit, ΔDM(t) für jeden Pulsar ist in Abb. 2 dargestellt. In Tabelle 3 listen wir die für jeden Pulsar verwendeten Bänder und das Intervall auf, über das ΔDM(t) Werte gemessen und die Steigung der am besten passenden Geraden dDM/dt. Die Felder in Abb. 2 sind so gewählt, dass alle Pulsare die gleiche Zeitachse haben, aber für die Ordinate unterschiedliche Skalierungen verwendet werden. Wir sehen große DM-Variationen für sechs unserer Pulsare (PSRs J0437−4715, J1045−4509, J1643−1224, J1824−2452, J1909−3744, J1939+2134) mit einer maximalen Reichweite in ΔDM von ∼0.014 cm−3 PC für PSR J1045−4509.

DM-Variationen von 20-ms-Pulsaren. Beachten Sie, dass ein ΔDM von 10 –4 cm –3 pc Zeitverzögerungen bei 10 cm von 43 ns, bei 20 cm von 212 ns und bei 50 cm von 884 ns entspricht.

DM-Variationen von 20-ms-Pulsaren. Beachten Sie, dass ein ΔDM von 10 –4 cm –3 pc Zeitverzögerungen bei 10 cm von 43 ns, bei 20 cm von 212 ns und bei 50 cm von 884 ns entspricht.

Zusammenfassung der DM-Variationen für die PPTA-Pulsare.

PSR-Name Band (cm) Intervall (d) dDM/dt (cm -3 Stk. Jahr -1 ) Datenspanne (Jahr)
J0437−4715 10, 50 15 1.0(2) × 10 −5 3.0
J0613−0200 20, 50 15 −9(2) × 10 −5 2.9
J0711−6830 20, 50 15 −2.5(9) × 10 −5 2.8
J1022+1001 10, 50 7 −5(60) × 10 −6 2.7
J1024−0719 20, 50 15 3.2(9) × 10 −4 2.9
J1045−4509 20, 50 15 −5.56(9) × 10 −3 2.9
J1600-3053 10, 20 15 −9(2) × 10 −4 2.7
J1603−7202 20, 50 15 1.28(5) × 10 −3 2.6
J1643-1224 20, 50 15 −1.18(6) × 10 −3 2.6
J1713+0747 20, 50 15 5(23) × 10 −6 2.7
J1730-2304 20, 50 7 3.9(8) × 10 −4 2.5
J1732-5049 20, 50 7 −7(1) × 10 −4 2.4
J1744-1134 20, 50 15 5(2) × 10 −5 2.7
J1824−2452 20, 50 12 6.0(1) × 10 −3 1.1
J1857+0943 20, 50 15 1.5(1) × 10 −3 2.2
J1909−3744 20, 50 15 −3.28(6) × 10 −4 2.7
J1939+2134 20, 50 15 2.57(2) × 10 −4 2.3
J2124−3358 20, 50 15 2.5(8) × 10 −4 2.7
J2129−5721 20, 50 7 −2(3) × 10 −4 0.9
J2145−0750 20, 50 15 4.0(4) × 10 −4 2.4
PSR-Name Band (cm) Intervall (d) dDM/dt (cm -3 Stk. Jahr -1 ) Datenspanne (Jahr)
J0437−4715 10, 50 15 1.0(2) × 10 −5 3.0
J0613−0200 20, 50 15 −9(2) × 10 −5 2.9
J0711−6830 20, 50 15 −2.5(9) × 10 −5 2.8
J1022+1001 10, 50 7 −5(60) × 10 −6 2.7
J1024−0719 20, 50 15 3.2(9) × 10 −4 2.9
J1045−4509 20, 50 15 −5.56(9) × 10 −3 2.9
J1600-3053 10, 20 15 −9(2) × 10 −4 2.7
J1603−7202 20, 50 15 1.28(5) × 10 −3 2.6
J1643-1224 20, 50 15 −1.18(6) × 10 −3 2.6
J1713+0747 20, 50 15 5(23) × 10 −6 2.7
J1730-2304 20, 50 7 3.9(8) × 10 −4 2.5
J1732-5049 20, 50 7 −7(1) × 10 −4 2.4
J1744-1134 20, 50 15 5(2) × 10 −5 2.7
J1824−2452 20, 50 12 6.0(1) × 10 −3 1.1
J1857+0943 20, 50 15 1.5(1) × 10 −3 2.2
J1909−3744 20, 50 15 −3.28(6) × 10 −4 2.7
J1939+2134 20, 50 15 2.57(2) × 10 −4 2.3
J2124−3358 20, 50 15 2.5(8) × 10 −4 2.7
J2129−5721 20, 50 7 −2(3) × 10 −4 0.9
J2145−0750 20, 50 15 4.0(4) × 10 −4 2.4

Zusammenfassung der DM-Variationen für die PPTA-Pulsare.

PSR-Name Band (cm) Intervall (d) dDM/dt (cm -3 Stk. Jahr -1 ) Datenspanne (Jahr)
J0437−4715 10, 50 15 1.0(2) × 10 −5 3.0
J0613−0200 20, 50 15 −9(2) × 10 −5 2.9
J0711−6830 20, 50 15 −2.5(9) × 10 −5 2.8
J1022+1001 10, 50 7 −5(60) × 10 −6 2.7
J1024−0719 20, 50 15 3.2(9) × 10 −4 2.9
J1045−4509 20, 50 15 −5.56(9) × 10 −3 2.9
J1600-3053 10, 20 15 −9(2) × 10 −4 2.7
J1603−7202 20, 50 15 1.28(5) × 10 −3 2.6
J1643-1224 20, 50 15 −1.18(6) × 10 −3 2.6
J1713+0747 20, 50 15 5(23) × 10 −6 2.7
J1730-2304 20, 50 7 3.9(8) × 10 −4 2.5
J1732-5049 20, 50 7 −7(1) × 10 −4 2.4
J1744-1134 20, 50 15 5(2) × 10 −5 2.7
J1824−2452 20, 50 12 6.0(1) × 10 −3 1.1
J1857+0943 20, 50 15 1.5(1) × 10 −3 2.2
J1909−3744 20, 50 15 −3.28(6) × 10 −4 2.7
J1939+2134 20, 50 15 2.57(2) × 10 −4 2.3
J2124−3358 20, 50 15 2.5(8) × 10 −4 2.7
J2129−5721 20, 50 7 −2(3) × 10 −4 0.9
J2145−0750 20, 50 15 4.0(4) × 10 −4 2.4
PSR-Name Band (cm) Intervall (d) dDM/dt (cm -3 Stk. Jahr -1 ) Datenspanne (Jahr)
J0437−4715 10, 50 15 1.0(2) × 10 −5 3.0
J0613−0200 20, 50 15 −9(2) × 10 −5 2.9
J0711−6830 20, 50 15 −2.5(9) × 10 −5 2.8
J1022+1001 10, 50 7 −5(60) × 10 −6 2.7
J1024−0719 20, 50 15 3.2(9) × 10 −4 2.9
J1045−4509 20, 50 15 −5.56(9) × 10 −3 2.9
J1600-3053 10, 20 15 −9(2) × 10 −4 2.7
J1603−7202 20, 50 15 1.28(5) × 10 −3 2.6
J1643-1224 20, 50 15 −1.18(6) × 10 −3 2.6
J1713+0747 20, 50 15 5(23) × 10 −6 2.7
J1730-2304 20, 50 7 3.9(8) × 10 −4 2.5
J1732-5049 20, 50 7 −7(1) × 10 −4 2.4
J1744-1134 20, 50 15 5(2) × 10 −5 2.7
J1824−2452 20, 50 12 6.0(1) × 10 −3 1.1
J1857+0943 20, 50 15 1.5(1) × 10 −3 2.2
J1909−3744 20, 50 15 −3.28(6) × 10 −4 2.7
J1939+2134 20, 50 15 2.57(2) × 10 −4 2.3
J2124−3358 20, 50 15 2.5(8) × 10 −4 2.7
J2129−5721 20, 50 7 −2(3) × 10 −4 0.9
J2145−0750 20, 50 15 4.0(4) × 10 −4 2.4

4.1 Diffraktive Szintillationsparameter

Mit der in Abschnitt 3 beschriebenen Methode erhielten wir für 17 unserer Pulsare diffraktive Szintillationszeitskalen und erhielten τd undd Werte für jede Beobachtung mit einem hohen Signal-Rausch-Verhältnis. Tabelle 4 enthält in Spaltenreihenfolge den Pulsarnamen, die Beobachtungsfrequenz und den Bereich unserer gemessenen ττd undd Werte bzw. Für Pulsare, bei denen frühere Messungen vorliegen, stimmen unsere Ergebnisse mit Werten in der Literatur überein. Die Streuung in τd Beobachtungen ist viel größer als die Fehlerbalken bei einzelnen τd Messungen. Wir haben durch Simulation bestätigt, dass der Grund dafür ist, dass τd wird aus Beobachtungen geschätzt, die viel kürzer als die refraktive Skala sind.

Szintillationsparameter aus unseren Beobachtungen.

PSR-Name Freq. (MHz) τd (Mindest) νd (MHz)
J0613−0200 1369 10–54 0.98–3.1
J0711−6830 685 18–42 1.0–5.4
1369 36–127 30–77
J1022+1001 685 53–184 6.4–40
J1024−0719 685 23–89 4.8–47
J1045−4509 3100 2.2–12 0.64–15
J1600-3053 3100 4.0–23 1.90–6.9
J1603−7202 685 8.6–27 1.5–7.8
1369 7.7–40 1.8–18
J1643-1224 3100 2.6–12 0.89–2.0
J1713+0747 685 20–47 1.8–11
J1730-2304 685 9.3–28 1.2–5.4
1369 17–54 3.9–32
J1732-5049 1369 18–39 1.8–6.2
J1744-1134 685 29–76 4.1–40
J1824−2452 3100 1.1–9.5 0.6–1.1
J1857+0943 685 13–22 2.5–7.8
1369 16–68 2.7–25
J1909−3744 685 16–69 2.8–20
J1939+2134 1369 4.1–10 1.8–5.4
J2129−5718 685 12–39 1.7–4.5
1369 35–79 25–234
J2145−0750 685 20–111 2.9–44
PSR-Name Freq. (MHz) τd (Mindest) νd (MHz)
J0613−0200 1369 10–54 0.98–3.1
J0711−6830 685 18–42 1.0–5.4
1369 36–127 30–77
J1022+1001 685 53–184 6.4–40
J1024−0719 685 23–89 4.8–47
J1045−4509 3100 2.2–12 0.64–15
J1600-3053 3100 4.0–23 1.90–6.9
J1603−7202 685 8.6–27 1.5–7.8
1369 7.7–40 1.8–18
J1643-1224 3100 2.6–12 0.89–2.0
J1713+0747 685 20–47 1.8–11
J1730-2304 685 9.3–28 1.2–5.4
1369 17–54 3.9–32
J1732-5049 1369 18–39 1.8–6.2
J1744-1134 685 29–76 4.1–40
J1824−2452 3100 1.1–9.5 0.6–1.1
J1857+0943 685 13–22 2.5–7.8
1369 16–68 2.7–25
J1909−3744 685 16–69 2.8–20
J1939+2134 1369 4.1–10 1.8–5.4
J2129−5718 685 12–39 1.7–4.5
1369 35–79 25–234
J2145−0750 685 20–111 2.9–44

Szintillationsparameter aus unseren Beobachtungen.

PSR-Name Freq. (MHz) τd (Mindest) νd (MHz)
J0613−0200 1369 10–54 0.98–3.1
J0711−6830 685 18–42 1.0–5.4
1369 36–127 30–77
J1022+1001 685 53–184 6.4–40
J1024−0719 685 23–89 4.8–47
J1045−4509 3100 2.2–12 0.64–15
J1600-3053 3100 4.0–23 1.90–6.9
J1603−7202 685 8.6–27 1.5–7.8
1369 7.7–40 1.8–18
J1643-1224 3100 2.6–12 0.89–2.0
J1713+0747 685 20–47 1.8–11
J1730-2304 685 9.3–28 1.2–5.4
1369 17–54 3.9–32
J1732-5049 1369 18–39 1.8–6.2
J1744-1134 685 29–76 4.1–40
J1824−2452 3100 1.1–9.5 0.6–1.1
J1857+0943 685 13–22 2.5–7.8
1369 16–68 2.7–25
J1909−3744 685 16–69 2.8–20
J1939+2134 1369 4.1–10 1.8–5.4
J2129−5718 685 12–39 1.7–4.5
1369 35–79 25–234
J2145−0750 685 20–111 2.9–44
PSR-Name Freq. (MHz) τd (Mindest) νd (MHz)
J0613−0200 1369 10–54 0.98–3.1
J0711−6830 685 18–42 1.0–5.4
1369 36–127 30–77
J1022+1001 685 53–184 6.4–40
J1024−0719 685 23–89 4.8–47
J1045−4509 3100 2.2–12 0.64–15
J1600-3053 3100 4.0–23 1.90–6.9
J1603−7202 685 8.6–27 1.5–7.8
1369 7.7–40 1.8–18
J1643-1224 3100 2.6–12 0.89–2.0
J1713+0747 685 20–47 1.8–11
J1730-2304 685 9.3–28 1.2–5.4
1369 17–54 3.9–32
J1732-5049 1369 18–39 1.8–6.2
J1744-1134 685 29–76 4.1–40
J1824−2452 3100 1.1–9.5 0.6–1.1
J1857+0943 685 13–22 2.5–7.8
1369 16–68 2.7–25
J1909−3744 685 16–69 2.8–20
J1939+2134 1369 4.1–10 1.8–5.4
J2129−5718 685 12–39 1.7–4.5
1369 35–79 25–234
J2145−0750 685 20–111 2.9–44

Bei drei Pulsaren war es für uns schwierig, diffraktive Zeitskalenmessungen zu erhalten. Für PSR J0437−4715 ist dies kein Problem, da in der Literatur viele Messungen verfügbar sind. Die diffraktive Zeitskala für PSR J1824−2452 ist mit 20 cm (weniger als 1 min) für uns zu kurz, um sie zu messen. Dieser Pulsar ist mit 10 cm sehr schwach (Signal-Rausch-Verhältnis ∼20 für eine 1-h-Beobachtung), aber wir konnten einige brauchbare Beobachtungen erhalten. Died für PSR J2124−3358 ist relativ lang. Aus demd= 44 min bei 436 MHz (Johnston, Nicastro & Koribalski 1998), können wir abschätzen, dass τd bei 685 MHz beträgt ∼76 min, aber unsere aktuelle Beobachtungszeit für diesen Pulsar beträgt nur 32 min.

4.2 Strukturfunktionen

Wir haben Strukturfunktionen aus ΔDM(t) für jeden unserer Pulsare. Repräsentative Beispiele sind in den Abbildungen 3 und 4 dargestellt. In diesen Abbildungen haben wir τd Messungen aus der Literatur (Kreuzsymbole) oder aus unseren Daten (offene Dreieckssymbole). Für einige Pulsare konnten wir eine Schätzung von DDM bei großen Zeitverzögerungen von dDM/dt Messungen in der Literatur ( Hobbs et al. 2004), die mit einem einzigen Datensatz erhalten wurden 4 solcher Punkte sind durch ein volles Quadratsymbol am rechten Rand des Diagramms gekennzeichnet. Um die Daten in einen Kontext zu setzen, haben wir zwei theoretische Linien gezogen, die durch died Punkte, einer (durchgezogene Linie) mit dem Kolmogorov-Exponenten (α= 5/3), der andere (gestrichelt-punktierte Linie) mit α= 2 entsprechend der steilsten Strukturfunktion resultierend aus Plasmaturbulenz ( Rickett 1990) (im Folgenden dieses Spektrum wird als "quadratisch" bezeichnet). Die Schätzfehlergrenzen des theoretischen Kolmogorov-Modells (bei einem Konfidenzniveau von 68 Prozent) für jeden Datenpunkt werden mit durchgezogenen Linien aufgetragen, die das theoretische Modell einklammern.

Strukturfunktionen, DDM(τ) für vier Pulsare. Died abgeleitete Schätzungen sind durch Dreiecke aus unseren Daten und Kreuze aus der Literatur gekennzeichnet. Die direkt aus der Zeitreihe ΔDM(t) wie in Anhang A beschrieben als gefüllte Kreise mit Fehlerbalken markiert. Offene Kreise zeigen eine negative Schätzung an. Ein Kolmogorov-Modell, das zu τ . passtd wird mit einer durchgezogenen Linie und ein quadratisches Modell strichpunktiert dargestellt. Vertrauensgrenzen für das Kolmogorov-Modell sind durchgezogene Linien, die das Modell einklammern. Äquivalente Verzögerungen bei 1400 MHz sind für 100 ns und 1 μs dargestellt. Für PSR J1022+1001 ein von dDM/d . abgeleiteter Punktt wird als ausgefüllter Kasten mit Fehlerbalken bei der längsten Zeitverzögerung angezeigt.

Strukturfunktionen, DDM(τ) für vier Pulsare. Died abgeleitete Schätzungen sind durch Dreiecke aus unseren Daten und Kreuze aus der Literatur gekennzeichnet. Die direkt aus der Zeitreihe ΔDM(t) wie in Anhang A besprochen, sind als ausgefüllte Kreise mit Fehlerbalken markiert. Offene Kreise zeigen eine negative Schätzung an. Ein Kolmogorov-Modell, das an τ . angepasst istd wird mit einer durchgezogenen Linie und ein quadratisches Modell strichpunktiert dargestellt. Vertrauensgrenzen für das Kolmogorov-Modell sind durchgezogene Linien, die das Modell einklammern. Äquivalente Verzögerungen bei 1400 MHz sind für 100 ns und 1 μs dargestellt. Für PSR J1022+1001 ein von dDM/d . abgeleiteter Punktt wird als ausgefüllter Kasten mit Fehlerbalken bei der längsten Zeitverzögerung angezeigt.

Wie in Abb. 3, jedoch für weitere vier Pulsare. Für PSRs J1643-1224 und J1939+2134, ein von dDM/d . abgeleiteter Punktt wird als ausgefüllter Kasten mit Fehlerbalken bei der längsten Zeitverzögerung angezeigt.

Wie in Abb. 3, jedoch für weitere vier Pulsare. Für PSRs J1643-1224 und J1939+2134, ein von dDM/d . abgeleiteter Punktt wird als ausgefüllter Kasten mit Fehlerbalken bei der längsten Zeitverzögerung angezeigt.

Die verbleibenden Symbole, die in den Figuren verwendet werden, sind wie folgt. Die Strukturfunktionswerte gemessen von ΔDM(t) werden mit ausgefüllten Kreissymbolen dargestellt. Die Fehler in diesen Punkten werden aus der Unsicherheit von ΔDM(t). In Fällen, in denen der Fehler größer als der Wert ist, verwenden wir nach unten zeigende Pfeilsymbole für die untere Grenze der Fehlerleiste. Da wir den Bias aufgrund der Unsicherheiten des ΔDM(t)-Messungen ist bei großen Unsicherheiten auf ΔDM(t), dass die Strukturfunktionswerte negativ sind. Wir kennzeichnen solche Punkte mit offenen Kreisen und einem Abwärtspfeil, der bei . aufgetragen ist DDM(τ) plus das Doppelte seines Fehlers. Die Strukturfunktionsdiagramme haben alle die gleiche Skalierung.

Für die PSRs J1045−4509, J1824−2452 und J1909−3744 haben wir eine Angabe der inneren Zeitskala hinzugefügt (siehe Abschnitt 5.3). Für die PSRs J1939+2134 und J1824−2452 überlagern wir auch eine gepunktete Linie, die die Strukturfunktion aus früheren Arbeiten ist (siehe Abschnitt 5.3).

Unserd Werte für PSR J0437−4715 können mit der Arbeit von Smirnova, Gwinn & Shishov (2006) verglichen werden, die die Beobachtungen von Johnston et al. (1998) und Gothoskar & Gupta (2000) um einen großen Faktor unter der Annahme, dass der Szintillationsindex viel kleiner als eins war, obwohl der Szintillationsindex von den ursprünglichen Beobachtern nicht angegeben wurde. Smirnovaet al. (2006) haben eine Phasenstrukturfunktion abgeleitet, die in der Nähe von ττ um zwei Größenordnungen niedriger ist als unsered.

4.3 Zusammenfassung der Ergebnisse

Für alle Pulsare finden wir, dass die gemessenen Strukturfunktionen oberhalb der unteren Fehlergrenze des Kolmogorov-Modells liegen. Zwei, die PSRs J0437-4715 und J1939+2134, passen gut zum Kolmogorov-Modell. Zwei, die PSRs J1045–4509 und J1909–3744, sind eindeutig unvereinbar mit einem reinen Kolmogorov-Potenzgesetz und erfordern einen großen inneren Maßstab. Einer, PSR J1824−2452, hat wenige gute τd Maße, kann aber durchaus haben τich >d. Die verbleibenden 15 Pulsare werden von weißem Rauschen bei kleinen Verzögerungen dominiert, und für fünf davon können wir die Steigung des zugrunde liegenden Potenzgesetzspektrums nicht einschränken. Zwei Pulsare (PSRs J1744−1134, J1857+0943) konnten auf Basis unserer Messungen nicht klassifiziert werden, scheinen aber Kolmogorov auf Basis zuvor veröffentlichter dDM/d . zu seint Werte. Für fünf Pulsare (PSRs J0613−0200, J1600−3053, J1643−1224, J1713+0747 und J1732−5049) fallen die Strukturfunktionen bei großen Zeitverzögerungen unter das quadratische Modell, was stark darauf hindeutet, dass das zugrunde liegende Spektrum Kolmogorov ist. Die letzten drei Pulsare (PSRs J1603–7202, J1730–2304 und J2124–3358) scheinen dem quadratischen Modell mit großen Verzögerungen zu folgen. Es sollte jedoch beachtet werden, dass die Strukturfunktionen bei großen Verzögerungen relativ schlecht geschätzt werden und diese Aufteilung der Pulsare in verschiedene Kategorien nicht ganz klar ist.

Die oben beschriebenen Ergebnisse führen uns zu der Annahme, dass die Strukturfunktionen für alle unsere Pulsare eine ISM-Komponente enthalten, die entweder ein reines Kolmogorov-Potenzgesetz oder ein Kolmogorov-Potenzgesetz mit einer großen inneren Skala ist.


Parkes Pulsar Data Benutzerhandbuch

Dieser Leitfaden soll Pulsar-Astronomen helfen, Parkes-Pulsardaten aus Datenarchiven zu finden und darauf zuzugreifen sowie Pulsarparameter abzufragen und zu visualisieren.

Es stehen drei Haupttypen von Pulsar-Daten zur Verfügung: Faltmodus, Suchmodus und Kalibrierungsdaten.

Das Data Access Portal (DAP) von CSIRO ist die erste Anlaufstelle zum Suchen und Abrufen von Parkes-Pulsardaten.

Das DAP ermöglicht das Abfragen und Herunterladen von Daten durch jeden Benutzer, jedoch unterliegen einige Daten einer Sperrfrist. In diesem Fall können sich Mitglieder eines Wissenschaftsteams mit ihrem OPAL-Konto anmelden, um während der Sperrfrist auf ihre Daten zuzugreifen.

    OPAL-Authentifizierung: Verwendung des Benutzerkontosystems der OPAL-Angebotsanwendungen.

Um sich bei OPAL zu registrieren, gehen Sie auf die OPAL-Homepage und klicken Sie auf den Link „Registrieren“. Geben Sie Ihre E-Mail-Adresse, Ihren Namen, Ihre Zugehörigkeit und ein Passwort ein. Die OPAL-Anwendung registriert Sie sofort und öffnet dann einen Bildschirm zum Anmelden.

Pulsardaten können mit Virtual Observatory (VO) Services visualisiert und manipuliert werden. Abschnitt 4 enthält Beispiele zur Nutzung des VO-Dienstleistungstools TOPCAT.

Der ATNF Pulsar-Katalog enthält Parameter von über 2500 bekannten Pulsaren. Diese Parameter können abgefragt und visualisiert werden.

  • Die Dokumentation ist online verfügbar für Hilfe bei: DAP
    TOPCAT
    ATNF Pulsar-Katalog

Pulsardaten, die das Parkes-Radioteleskop bereits in den frühen 1990er Jahren aufgenommen hat, werden zur Langzeitspeicherung im Data Access Portal (DAP) des CSIRO im CSIRO-Rechenzentrum in Canberra, Australien, archiviert. Dieses Datenarchiv stellt eine historische Aufzeichnung des Himmels dar, wie er von Parkes aus bei Funkfrequenzen von 400 MHz bis 24 GHz gesehen wird.

Parkes Pulsar-Daten werden im 'PSRFITS'-Format gespeichert, einem flexiblen und erweiterbaren Standard-FITS-basierten Format, das von der ATNF speziell für Pulsar-Daten entwickelt wurde. Das Format unterstützt das mittlere Pulsprofil ('Fold-Mode') und gestreamte ('Search-Mode') Mehrkanal-Vollpolarisationsdaten. Eine PSRFITS-Formatdatei besteht aus einer primären Header-Data-Unit (HDU), gefolgt von einer Reihe von binären Erweiterungs-HDUs, in denen spezifische Informationen über eine Beobachtung gespeichert sind.

Das PSRFITS-Format kann von Open-Source-Pulsardatenanalysesoftware wie PSRCHIVE und FITS-Dateibetrachtern wie NASAs Fv.

Drei Arten von Pulsar-Datenprodukten stehen im DAP zum Download zur Verfügung – diese werden im Folgenden beschrieben.

Beobachtungen im Faltmodus werden am Teleskop für einen bestimmten bekannten Pulsar aufgezeichnet, wobei die Daten während der Rotationsperiode des Pulsars gestapelt oder "gefaltet" werden, um ein über die Länge der Beobachtung gemitteltes Pulsprofil zu bilden.

Dateien dieses Typs haben die Erweiterung '.rf'. Alle Fold-Mode-Dateien werden auch durch Mittelung über Frequenzkanäle, Polarisation und Zeit verarbeitet - Dateien dieses Typs haben die Endung '.FTp'.

Beobachtungen im Suchmodus bestehen im Wesentlichen aus einem Mehrkanal-Vollpolarisationsdatenstrom für die Länge der Beobachtung.

Dateien dieses Typs haben die Erweiterung '.sf'.

Vor und nach einer Beobachtung wird ein Signal von einer linearen Rauschdiode in das Feed eingespeist. Damit kann die zugehörige Pulsarbeobachtung polarimetrisch kalibriert werden.

Dateien dieses Typs haben die Erweiterung '.cf'.

  1. Überprüfen Sie, ob Ihre Browseroptionen so eingerichtet sind, dass Popup-Fenster zugelassen werden.
    Zum Beispiel in Firefox - um Popup-Fenster zuzulassen, verwenden Sie die Browseroptionen. Wählen Sie dann Inhalt -> und überprüfen Sie, ob das Kontrollkästchen "Popup-Fenster blockieren" deaktiviert ist.
  2. Gehen Sie zur DAP-Homepage
  3. Geben Sie Ihre Kontodaten entweder über ein OPAL- oder CSIRO Nexus-Konto ein.
  • DAP unterstützt OPAL-, NEXUS- und AAF-Benutzerauthentifizierung. Für den allgemeinen Gebrauch empfehlen wir die Verwendung von OPAL-Konten
  1. Gehen Sie zur DAP-Homepage
  2. In diesem Beispiel möchte ein Benutzer alle Sammlungen für das Parkes Pulsar Timing Array-Projekt (Projekt-ID: P456) zurückgeben. Geben Sie in das grüne Suchfeld 'P456' ein und klicken Sie dann auf 'Suchen'. Die Suche gibt eine Liste mit Links zu mehreren "Sammlungen" zurück. Die Abfrage kann mit den Optionen in der Seitenleiste weiter verfeinert werden.
  3. Klicken Sie auf eine Sammlung.
  4. Es werden zwei Registerkarten angezeigt: Eine Registerkarte „Beschreibung“ mit Metadaten über die spezifische Sammlung und eine Registerkarte „Daten“.
  5. Klicken Sie auf die Registerkarte „Daten“. Eine Liste der Dateien, aus denen die Sammlung besteht, wird angezeigt.
  1. Verwenden Sie die obigen Schritte, um eine Sammlung für P456 aufzurufen
  2. Find a link near the top of the 'Data' tab after the phrase 'Copy this persistent link. '. This link provides an indefinite link for the collection.
  3. Cut and paste this link into your browser. It will take you back to the same page.
  • DAP also provides Digital Object identifiers (DOIs) for data collections. A DOI provides a 'data citation' that allows a user to obtain a set of data corresponding to the date and time the DOI was issued. For public data sets, the DOI is a permanent link to the data
  1. Go to the DAP Home Page
  2. Click on the blue tab 'Domain Search' and then select 'ATNF Pulsar Observation Search'.
  3. Enter 'P456' as the project ID and click 'Search'
  4. This will return a complete file listing for P456. Click 'Refine Search' if you wish to refine your query further

  1. Navigate to the DAP domain search form
  2. In the cone search box enter:
    Right Ascension: 00:24:05.35
    Declination: -72:04:53.20
    Search window: 2 arcmin

  1. Navigate to the data tab of the collection
  2. Select files to download by ticking the checkboxes to the left of the required files.
  3. Scroll to the bottom of the page and select the download option. For small files, a user can download as a tar or zip file.
  4. For large downloads, a user will see a different configuration at the bottom of the page. An email address is required, and the method of data access can be selected from the drop-down list.
  5. For further information on downloading data from the DAP, please refer to the Access or Download Data page.

The notes given in this section provide an introduction to finding and working with VO tables, using TOPCAT. These are intended to be sufficient to get started but do not cover many of the available tools and features.

  1. Navigate to TOPCAT's download page and download the full jar file for your operating system
  2. You may also need to install a Java Runtime Environment (JRE)
  • TOPCAT and Java are freely available. To see which version of TOPCAT you are using open TOPCAT then click on Help -> About TOPCAT
  1. Open TOPCAT. You will see a window open up. In this guide this will be called the 'main window'. This window must stay open.
  2. Click on the link in the top menu bar to 'VO'
  3. Click on the drop down option for 'Table Access Protocol Query'
  4. You can locate the appropriate TAP by entering 'CSIRO' or 'pulsar' in the Keywords textbox, and then click 'Find Services'. Then select the 'CSIRO Pulsar' TAP
  5. In the 'Metadata' section, click on 'observation'
  6. Click 'Examples' -> 'Basic' -> 'Full table'
  7. Click 'Run Query'
  8. A new TOPCAT window will open. The data can be displayed using the variety of TOPCAT tools. Hover over the icons to display the tool types.
  9. To save a table to your laptop click select a table from the Table List. Then use file > save Table(s)/Session and follow the prompts to choose an output table format and location etc.
  • TOPCAT reads and writes a range of table formats. See the drop down list
  • To write out a VO table use the format option = 'votable-tabledata'
  • To navigate to a selected location on your computer use the 'Filestore Browser'
  1. Follow the instructions in section 4.2 to add one or more tables to your Table List
  2. Select a table from the Table List
  3. Click on each of the three TOPCAT tool icons (icons 4 to 6 counted from the left-hand side)
    • Icon 4 shows the table data.
    • Icon 5 provides metadata that describe the table.
    • Icon 6 provides metadata that describe the table columns. These include units and descriptions.
  1. Follow the instructions as above and select a table from the TOPCAT Table list
  2. Click on the sky plot icon (icon 11)
  3. To manipulate the plot try using some of the tools shown below the plot.
  1. Navigate to the online catalogue at ATNF Pulsar Catalogue home
  2. Tick the checkboxes of parameters you wish to see displayed
  3. Click 'TABLE' for tabular output
  4. You can then copy and paste the text accordingly
  5. At the bottom of the page, you can display the references in 'basic' (ASCII) or 'bbl' (LaTeX bibliographic) format
  6. If you wish to see a graphical representation of the parameters, enter them in the 'Plotted Output' section at the bottom of the page, choose log or linear and click 'PLOT'
  7. Plot axes can be toggled, and the plot itself can be saved to your machine

  1. Navigate to the online catalogue at ATNF Pulsar Catalogue home
  2. Suppose you wish to return a list of pulsars with pulse periods ranging between 2 and 6 seconds. Tick the checkboxes of parameters 'Name' and 'P0'
  3. Scroll down to the 'Condition' textbox, and enter 'P0 > 2 && P0


6 Containerisation

6.1 Docker

Docker is a mature and popular concept for distributing software and managing processes. Although it is easy to create a docker container from a piece of software, it is no replacement for proper software packaging. We think that proper packaging and containerisation go hand in hand: Debian packages provide robustness and dependency management while containerisation provides portability and distributability.

We have prepared an easy to use base docker image which can be used to create custom docker images containing all the KERN packages combined with end-user scripts. The Dockerfile below is all that is needed to set up a Docker container for any given package in KERN. The example below is for aoflagger:

[frame=single] FROM kernsuite/base:2 RUN docker-apt-install aoflagger

The kernsuite Docker image is a clean Ubuntu system with the KERN suite repository enabled. It also contains an up-to-date pip so that one can directly install Python libraries. The docker-apt-install command is just a wrapper script that updates the apt cache before installing the package, then removes the cache. The latter is done to prevent cluttering of the Docker image, which could otherwise lead to exploding image sizes.

6.2 Singularity

A number of assumptions made by Docker creators have created security concerns and have made Docker a poor fit to the typical HPC environment. This has motivated the development of an alternative containerisation technology called Singularity. While this is presently less popular, Singularity is more suited for deploying software in a multi-tenant cluster environment, which is the most common environment in science. We have created scripts to easily set up Singularity images containing all KERN software these can be used to deploy all of KERN on any cluster supporting Singularity 7 7 7 https://github.com/kernsuite/singularity .


Acknowledgements

The NANOGrav Project receives support from NSF Physics Frontiers Center award no. 1430284. Pulsar research at UBC is supported by an NSERC Discovery Grant and by the Canadian Institute for Advanced Research (CIFAR). The National Radio Astronomy Observatory and the Green Bank Observatory are facilities of the National Science Foundation operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc. S.M.R is a CIFAR Senior Fellow. W.W.Z. is supported by the CAS Pioneer Hundred Talents Program, the Strategic Priority Research Program of the Chinese Academy of Sciences grant no. XDB23000000 and the National Natural Science Foundation of China grant nos. 11690024, 11743002 and 11873067. Supplementary Green Bank conjunction-phase observing project codes were 18B-289 and 18B-372 (DDT).


3 OBSERVATIONS AND DATA PROCESSING

Dual polarization data were recorded at the Parkes 64 m radio telescope using the central beam of the 20 cm multibeam receiver (Staveley-Smith et al. 1996) and the second generation of Caltech Parkes Swinburne baseband recorder (CPSR2 Bailes 2003 Hotan 2006). A total of ∼36.5 h were recorded between 2003 July 19 and 27 using two-bit digitization with a bandwidth of 64 MHz centred at 1341 MHz and split over 128 channels, each 0.5 MHz wide, resolved into 1024 phase bins and integrated over 16.78 s. CPSR2 adjusts the sampling thresholds twice every minute to maintain linearity of the digitizer response. The incident radiation was dedispersed coherently to preserve the narrow features of the pulse profile. The data were processed as in van Straten ( 2013) and we refer the reader to that work for details. The stokes parameters in the calibrated data follow the conventions defined by van Straten et al. ( 2010). Here, we present a brief summary of the applied processing.

As explained in Paper I and Section 6.1 below, it is beneficial to have a large number of subintegrations available for the analysis. Therefore, we demonstrate our methodology using a different data set than in Paper I. We describe here an archival data set ample enough for our purposes. This data set can be obtained from the CSIRO’s Data Access Portal 1 (Hobbs et al. 2011).

We generated a high S/N, calibrated full stokes template profile using an independent data set, as follows. 48 observing sessions of PSR J0437−4715, each at least 4 h in duration, spread over 7.2 years were calibrated using the measurement equation modelling technique (van Straten 2004). This technique makes use of observations of a pulsed noise diode that injects a polarized reference signal into the feed horn. Observations of the radio source 3C 218 (assumed to have constant flux and negligible circular polarization) were used to constrain the boost along the Stokes V axis. Then, the five best qualities of the 8 h sessions were integrated together to form an initial pulse profile template. The remaining 43 sessions were matched to it using the matrix template matching technique (van Straten 2006). A final pulse profile template was created from the best 99.4 h of data processed in the same manner and integrated hierarchically to minimize quantization errors into a profile with S/N equal to 18.6 × 10 3 . The full polarization information was retained and is shown in Fig. 1. Throughout this publication we use the same template in all contexts.

A high S/N template of PSR J0437−4715 in the 20 cm observing band formed from 41.7 h of data. The top left short panel shows the position angle swing and is situated directly above a panel showing the total intensity pulse profile as a solid line and the linear polarization as a dotted line. The top-right panel shows the Stokes Q parameter of the template, while the bottom-left and right-hand panels correspond to Stokes U and V, respectively. The panels on the left use the ordinate axes on the left edge while the right-hand side panels use the far right ordinate axes. All stokes parameters are on the same flux scale.

A high S/N template of PSR J0437−4715 in the 20 cm observing band formed from 41.7 h of data. The top left short panel shows the position angle swing and is situated directly above a panel showing the total intensity pulse profile as a solid line and the linear polarization as a dotted line. The top-right panel shows the Stokes Q parameter of the template, while the bottom-left and right-hand panels correspond to Stokes U and V, respectively. The panels on the left use the ordinate axes on the left edge while the right-hand side panels use the far right ordinate axes. All stokes parameters are on the same flux scale.

The generated template is used for polarimetric calibration of the primary data set spanning a week of observations. Calibration was performed using the measurement equation template matching technique (van Straten 2013). This method yields superior results by using PSR J0437−4715 as a polarized reference source. It combines measurement equation modelling with matrix template matching to break the degeneracies described in the appendix of van Straten ( 2004).

In both the data set used for creating the template profile and the one used for estimating the covariance matrix, 15 per cent of the frequency channels on each side of the band were rejected to avoid quantization noise and aliasing. 2 CPSR2 is a two-bit recorder which therefore introduces significant distortions into the measured pulse profile (Jenet & Anderson 1998). A two-bit correction scheme (van Straten 2013) has been applied and the data were searched for cases of imperfect correction. We achieve this by measuring the |$chi ^2/ ext$| of the fit of the pulse profile to a high-S/N template, where d.o.f. refers to the number of degrees of freedom of the fit. The profiles with worst and uncorrectable two-bit distortions have distinctly higher values of χ 2 which allows for their easy identification and rejection. All of the processing steps were performed using the PSRchive 3 data processing and analysis suite (Hotan, van Straten & Manchester 2004 van Straten, Demorest & Osłowski 2012).

The timing residuals for a subset of the 7845 profiles based on the 16.78 s subintegrations used in the analysis are presented in Fig. 2 as a function of MJD. The ToAs were estimated using the Fourier domain with Markov chain Monte Carlo algorithm in PSRchive . The weighted rms timing residual is 774 ns and the χ 2 /d.o.f. equals 11.8. The unweighted rms timing residual is slightly higher and equals 806 ns. The mean ToA estimation error is 255 ns and the mean S/N is 302. Based on the findings of Paper I, we attribute the higher than expected rms timing residual to SWIMS and the induced ToA estimation bias and χ 2 /d.o.f. on the invalid assumptions used in the ToA uncertainty estimation. The rms timing residual scales as the inverse of the square root of integration time for pulsars without temporal correlations between subpulses and either without long-term timing noise or when studied over short periods of time (see, e.g. Helfand, Manchester & Taylor 1975 Liu et al. 2011 Shannon & Cordes 2012). Based on this extrapolation, which we have shown to be true for PSR J0437−4715 (see fig. 3 in Paper I) the data would yield an rms timing residual of 53 ns when derived from 60 min integrations.

Timing residuals estimated for 16.78 s subintegrations of data taken during one of the days timed against the standard from Fig. 1. The mean ToA estimation error in the whole data set is 255 ns, whereas the weighted rms of the residual ToAs is 774 ns. The fit has χ 2 /d.o.f. of 11.8. For clarity, we have plotted the residuals as a function of MJD.

Timing residuals estimated for 16.78 s subintegrations of data taken during one of the days timed against the standard from Fig. 1. The mean ToA estimation error in the whole data set is 255 ns, whereas the weighted rms of the residual ToAs is 774 ns. The fit has χ 2 /d.o.f. of 11.8. For clarity, we have plotted the residuals as a function of MJD.

An example of a profile used as input for the methodology presented in this work. The profile is formed from all four stokes parameters spread over 4Neinbin phase bins instead of four separate profiles with Neinbin phase bins each. We used the same profile as in Fig. 1. The input profile is resolved into 1024 pulse phase bins and after combing all the stokes parameters into one profile we obtain a pulse profile with 4096 phase bins.

An example of a profile used as input for the methodology presented in this work. The profile is formed from all four stokes parameters spread over 4Neinbin phase bins instead of four separate profiles with Neinbin phase bins each. We used the same profile as in Fig. 1. The input profile is resolved into 1024 pulse phase bins and after combing all the stokes parameters into one profile we obtain a pulse profile with 4096 phase bins.


Extended Data Fig. 1 One-dimensional time-domain ACFs for dynamic spectra and the corresponding structure functions.

Left panels show the ACF and the structure function for MJD 58766. Right panels show the ACF and the structure function for MJD 58767. The best-fit parameters with 1-σ uncertainties are showed in four panels. To facilitate comparison of the linear parts of the structure functions for the two bands, the Dϕ axis for the 1,100 MHz structure function has been scaled by (1,100/1,400) 2 .

Extended Data Fig. 2 Distribution of the summed arc power.

Left and right panel show the distribution of the summed arc power in the η direction and the γ direction, respectively. The vertical dashed lines delineate the η und γ ranges used for the two-dimensional fit to the power and the plotted points are from within these ranges. The red lines are cuts through the 2D Gaussian fit at the best-fit value of the other coordinate. The Gaussian fit results of η und γ are showed as best-fit value with 1-σ uncertainties.

Extended Data Fig. 3 The adopted coordinate system for the SNR S147 - PSR J0538+2817 system.

The coordinate system is centred at the geometric centre of SNR S147 (O) with the +x axis in the direction of increasing right ascension (E), the +y axis toward north, and the +z axis away from the observer. We mark the current pulsar position as P (xp, yp, zp) and its projection on the x-y plane as K (xp, yp, 0), and the scattering screen as S (xso, yso, zso). The inclination of the pulsar velocity (overrightarrow) to the line of sight is ζv, r is the distance of the scattering screen from the origin and the SNR shell radius is Rso.

Extended Data Fig. 4 The value of η und γ and seven parameters derived from 1400 MHz observations at four observational epochs.

All quantities are listed as the best-fit value with 1-σ uncertainties.

Extended Data Fig. 5 Simulated secondary spectra.

Isotropic (left) anisotropic aligned with V, as proposed for the observations (centre) anisotropic perpendicular to V (right), with a logarithmic (dB) colour scale. The axial ratio of the anisotropic cases is 3. Each has the same phase gradient, set equal to the value of γ inferred from the observations.