中国天眼如何找到最神奇脉冲星?靠技术也靠体力

科普中国-科幻空间 2017-12-18

  

  10月10日,中国科学院国家天文台发布消息,宣布科学家们使用位于贵州的FAST望远镜找到了2颗新的脉冲星。发布会上提到,其实已经发现6颗,不过由于发布会是几周前开始准备的,所以只发布了2颗。这是中国人第一次使用自己的望远镜找到新的脉冲星。虽然,人们早就知道FAST这么大的望远镜肯定能够找到不少脉冲星,但第一次找到,还是令很多人感到兴奋的。脉冲星是特殊的中子星,因为其辐射束会周期性快速扫过地球,使地球人看到一个个周期脉冲而得名,可谓宇宙中最为神奇的天体之一。为什么这么说?

  

  对脉冲星进行观测,不仅能够研究脉冲星自身的极端物理状态,还能对星际介质、银河系磁场、引力波等目标进行研究。也正因为脉冲星的特殊性,诺贝尔物理学奖两度授予了脉冲星相关发现(发现第一个脉冲星;发现第一个双星系统中的脉冲星,并利用它很好地验证了引力波辐射理论)。目前已知的2000多颗脉冲星中,大部分脉冲星是澳大利亚Parkes望远镜使用多波束接收机通过巡天观测找到的。多波束接收机的使用,使得一个望远镜能顶好几个用,这也是Parkes望远镜成功的原因之一。虽然FAST目前还是用的单波束接收机(这样一次只能看一个目标),但不久的将来会安装上19波束接收机,到时,观测能力还将大大增强。有分析认为,FAST得益于巨大口径带来的高灵敏度,未来有希望找到4000颗脉冲星,这里面应该会有不少有意思的发现。脉冲星的特殊性,以及FAST在脉冲星搜寻中的优势,使得寻找未知脉冲星成为FAST重要的科学目标之一。那么,FAST目前是怎么找脉冲星的呢?说起来,这不仅是个技术活,还是个体力活。漂移扫描观测

  

  我们知道,FAST可以通过调节馈源仓位置和面板形状来调节望远镜指向,从而观测天空中某个特定的位置。不过,在FAST建成早期,望远镜的各个系统还不能很好地运行,指向调节尚不灵活,所以,科学家们通常使用一种称为“漂移扫描”的方式来进行观测。所谓的“漂移扫描”其实很简单,和“守株待兔”的思路有点像。就是望远镜不动,比如固定地指向天顶,然后等着天体东升西落,自己运动到望远镜的视野里面。使用“漂移扫描”,望远镜只能盯着某个赤纬(天球坐标系中的赤道坐标系的纬度,类似于地理经纬线在天上的投影),所以只能观测到这个赤纬上的源。随着时间的推移,这个赤纬上的天体就会依次被望远镜所观测到。那如果我们想看其他赤纬的天体怎么办?那就得挪望远镜指向,让它指到其他赤纬上(FAST早期只是动得不灵活,不是不能动)。通过“漂移扫描”,我们的FAST不用怎么动就能对天空中不同的位置进行扫描。不过用这种方式进行观测有个不好的地方,就是每次天体经过望远镜视野的时间很短,对FAST来说,最长也就1分钟不到的时间。观测时间短,就意味着我们只能看一些比较亮的天体。好在我们的FAST够大,很多其他望远镜觉得暗的天体,对FAST来说都是“比较亮的”。说了这么多,我们要寻找的脉冲星在哪儿呢?人们是大概知道脉冲星在银河系里面的分布的,即:主要分布在银盘和球状星团中。FAST在进行“漂移扫描”的时候,是会“扫”过银盘的(也可以扫过球状星团。只是球状星团尺度很小,我们扫过它的概率比较小)。我们对相应的数据进行分析,就会更有希望找出新的脉冲星。在漂移扫描过程中,我们需要记录能够用来进行脉冲星搜寻的数据。这需要满足两个要求:一、足够高的时间分辨率;二、一定的频率分辨率。一般地讲,我们会周期性地看到脉冲星发出的脉冲信号。相邻两个脉冲信号之间的时间差(所谓的脉冲周期),在1.4毫秒到23秒之间不等。而脉冲信号的宽度,通常只有这个时间差的十分之一。只有数据的时间分辨率足够小,我们才能探测到随时间快速变化的脉冲星信号。我们知道,电磁波有不同的频率。最直观的感受,就是自然光能够被分为彩虹色,不同颜色就是不同频率的电磁波。在记录用作脉冲星搜寻的数据时,因为后续数据处理的需要,我们要将不同频率的电磁波分成多份记录,也就是要记录光谱数据(一般叫做频谱)。如果分的份数多,那频率分辨率就高,能更好地探测不同频率信号的变化。脉冲星数据要求划分一定的份数,但不用太多,够用就好,这里对选取标准就不细讲了。所以,最后我们得到的会是什么样的数据呢?就是一条条连续的频谱,且相邻两条频谱的间隔时间很短,一般只有几百或者几十个微秒。消色散有了观测数据,我们就可以来找脉冲星了。脉冲星一般是很暗弱的,为此我们需要将观测到的不同频率电磁波叠加起来得到总功率信号,才能更好地去搜寻脉冲星的脉冲。在叠加不同频率电磁波之前,我们要做的是对数据进行“消色散”。脉冲星发出的脉冲在到达地球之前,会受到银河系空间中的星际介质影响,发生“色散”。色散效应会导致脉冲星高频的电磁波比低频的电磁波先到达地球。为了能够得到高信噪比的脉冲信号,我们需要在数据处理的过程中抵消掉色散带来的延时,即所谓的“消色散”。不同的脉冲星发出的信号经过的星际介质不尽相同,所以不同脉冲星受到的色散效应也千差万别。色散效应明显的,低频信号延时则会更大。要准确消除色散效应,我们需要知道延时量的大小。但是对于未知的脉冲星,我们并不能事先知道它受到星际介质的影响能有多大,这该怎么去消除色散带来的影响呢?天文学家的做法很简单:试!对同一段数据,假设其因色散引起的时延为多少,用多个不同时延量分别进行消色散,然后全部结果独立进行下一步的处理。简单,暴力,不过很有效。找周期

  

  然而,大多数脉冲星都太弱了,我们是没法直接得到单脉冲信号的。如果我们能够知道脉冲星的脉冲都发生在哪些时间点,把对应数据找出来并叠加到一起,那就有可能看到暗弱脉冲星的信号了!幸好,脉冲星一般都有很强的周期性,方便我们去找它的信号。这里我们需要用到前面消色散之后的数据。消完色散的数据,是总功率随时间变化的数据。我们需要做的,是对这样的数据进行傅里叶变换。假设我们使用正确消色散的数据进行傅里叶变换,又假设我们足够幸运地碰上了一颗很亮的脉冲星,那么我们将非常幸运地看到结果!横轴是傅里叶变化之后得到的频率(这里的频率是指信号变化周期的倒数,不是电磁波频率)信息。这颗脉冲星的周期大约是1秒,所以在1赫兹(Hz)的地方有条很明显高出来的线。其他的线是脉冲星信号的谐波。然而,很多时候我们是没那么幸运的,脉冲星真得太暗了,我们并不能看到那么明显的线。更不用说大多数时候我们的望远镜根本就没对准某颗脉冲星。一般情况下,经过消色散、找周期之后,我们可以找到大量具有一定色散效应的、有周期性的、看着好像是脉冲星信号的候选体。虽然现在有软件可以帮我们筛选出比较像脉冲星的目标,但最终我们还是需要通过肉眼查看每个候选体相应的参数(一般就是一张结果图),才能做出准确的判断。毫不夸张地说,看过几万张数据结果图后,能找到一颗未知的脉冲星,就谢天谢地了。单脉冲有少数的脉冲星,他们的辐射因为某种原因断断续续的,导致我们看到的脉冲信号显得没有规律。这种时候,如果我们拿找周期的方法去找,往往是找不到的。这类脉冲星,我们只能在消色散过后的数据中,找信噪比大的信号。此前火过一阵的快速射电暴,就是通过消色散后找单脉冲找到的。可以透露的是,FAST也对数据进行了单脉冲的查找,并且已小有收获,敬请期待。(编辑:p_vhehwang)

责任编辑:科普云

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