中國人第一次用自己的望遠鏡找到新脈沖星！

出品：科普中國

制作：蕉葉

監制：中國科學院計算機網絡信息中心

今天（2017年10月10日），中國科學院國家天文臺發布消息，宣布科學家們使用位于貴州的FAST望遠鏡找到了2顆新的脈沖星。發布會上提到，其實已經發現6顆，不過由于發布會是幾周前開始準備的，所以只發布了2顆。

這是中國人第一次使用自己的望遠鏡找到新的脈沖星。

雖然，人們早就知道FAST這么大的望遠鏡肯定能夠找到不少脈沖星，但第一次找到，還是令很多人感到興奮的。

脈沖星是特殊的中子星，因為其輻射束會周期性快速掃過地球，使地球人看到一個個周期脈沖而得名。

脈沖星可謂宇宙中最為神奇的天體之一。

為什么這么說？

因為對脈沖星進行觀測，不僅能夠研究脈沖星自身的極端物理狀態，還能對星際介質、銀河系磁場、引力波等目標進行研究。也正因為脈沖星的特殊性，諾貝爾物理學獎兩度授予了脈沖星相關發現（發現第一個脈沖星；發現第一個雙星系統中的脈沖星，并利用它很好地驗證了引力波輻射理論）。

圖一：上邊部分展示的是一顆旋轉中的中子星及其兩個輻射束。下邊部分紅點指示對應時刻我們看到的中子星的亮度。黃色曲線是中子星旋轉一周的亮度變化。圖源：http://www.ligo.org/science/Publication-S6VSR24KnownPulsar/

目前已知的2000多顆脈沖星中，大部分脈沖星是澳大利亞Parkes望遠鏡使用多波束接收機通過巡天觀測找到的。多波束接收機的使用，使得一個望遠鏡能頂好幾個用，這也是Parkes望遠鏡成功的原因之一。

雖然FAST目前還是用的單波束接收機（這樣一次只能看一個目標），但不久的將來會安裝上19波束接收機，到時，觀測能力還將大大增強。有分析認為，FAST得益于巨大口徑帶來的高靈敏度，未來有希望找到4000顆脈沖星，這里面應該會有不少有意思的發現。

脈沖星的特殊性，以及FAST在脈沖星搜尋中的優勢，使得尋找未知脈沖星成為FAST重要的科學目標之一。

那么，FAST目前是怎么找脈沖星的呢？說起來，這不僅是個技術活，還是個體力活。

一、漂移掃描觀測

我們知道，FAST可以通過調節饋源倉位置和面板形狀來調節望遠鏡指向，從而觀測天空中某個特定的位置。不過，在FAST建成早期，望遠鏡的各個系統還不能很好地運行，指向調節尚不靈活，所以，科學家們通常使用一種稱為“漂移掃描”的方式來進行觀測。

所謂的“漂移掃描”其實很簡單，和“守株待兔”的思路有點像。就是望遠鏡不動，比如固定地指向天頂，然后等著天體東升西落，自己運動到望遠鏡的視野里面。使用“漂移掃描”，望遠鏡只能盯著某個赤緯（天球坐標系中的赤道坐標系的緯度，類似于地理經緯線在天上的投影），所以只能觀測到這個赤緯上的源。隨著時間的推移，這個赤緯上的天體就會依次被望遠鏡所觀測到。那如果我們想看其他赤緯的天體怎么辦？那就得挪望遠鏡指向，讓它指到其他赤緯上（FAST早期只是動得不靈活，不是不能動）。

通過“漂移掃描”，我們的FAST不用怎么動就能對天空中不同的位置進行掃描。

不過用這種方式進行觀測有個不好的地方，就是每次天體經過望遠鏡視野的時間很短，對FAST來說，最長也就1分鐘不到的時間。觀測時間短，就意味著我們只能看一些比較亮的天體。好在我們的FAST夠大，很多其他望遠鏡覺得暗的天體，對FAST來說都是“比較亮的”。

說了這么多，我們要尋找的脈沖星在哪兒呢？

人們是大概知道脈沖星在銀河系里面的分布的，即：主要分布在銀盤和球狀星團中。FAST在進行“漂移掃描”的時候，是會“掃”過銀盤的（也可以掃過球狀星團。只是球狀星團尺度很小，我們掃過它的概率比較小）。我們對相應的數據進行分析，就會更有希望找出新的脈沖星。

圖二：這是光學波段整個天空的照片，正中央是銀心所在。圖中白色圓圈指示的是此次發現的其中一顆脈沖星J1859-0131在銀河中大致的位置，黃圈則是發現的另一顆脈沖星J1931-01的位置。

二、脈沖星數據

在漂移掃描過程中，我們需要記錄能夠用來進行脈沖星搜尋的數據。這需要滿足兩個要求：一、足夠高的時間分辨率；二、一定的頻率分辨率。

一般地講，我們會周期性地看到脈沖星發出的脈沖信號。相鄰兩個脈沖信號之間的時間差（所謂的脈沖周期），在1.4毫秒到23秒之間不等。而脈沖信號的寬度，通常只有這個時間差的十分之一。只有數據的時間分辨率足夠小，我們才能探測到隨時間快速變化的脈沖星信號。

我們知道，電磁波有不同的頻率。最直觀的感受，就是自然光能夠被分為彩虹色，不同顏色就是不同頻率的電磁波。在記錄用作脈沖星搜尋的數據時，因為后續數據處理的需要，我們要將不同頻率的電磁波分成多份記錄，也就是要記錄光譜數據（一般叫做頻譜）。如果分的份數多，那頻率分辨率就高，能更好地探測不同頻率信號的變化。脈沖星數據要求劃分一定的份數，但不用太多，夠用就好，這里對選取標準就不細講了。

所以，最后我們得到的會是什么樣的數據呢？就是一條條連續的頻譜，且相鄰兩條頻譜的間隔時間很短，一般只有幾百或者幾十個微秒。

圖三：這是全天最亮脈沖星Vela一段約0.6秒長度的真實數據，橫軸是時間（單位是秒），縱軸是頻率（單位是兆赫茲），顏色表示強度。其中一條條斜線是Vela發出的脈沖信號。這就是我們存儲下來的脈沖星數據應有的樣子，只不過我們保存下來的是一組數據表格，而不是這樣的圖片。圖源：http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients

三、消色散

有了觀測數據，我們就可以來找脈沖星了。脈沖星一般是很暗弱的，為此我們需要將觀測到的不同頻率電磁波疊加起來得到總功率信號，才能更好地去搜尋脈沖星的脈沖。在疊加不同頻率電磁波之前，我們要做的是對數據進行“消色散”。

脈沖星發出的脈沖在到達地球之前，會受到銀河系空間中的星際介質影響，發生“色散”。色散效應會導致脈沖星高頻的電磁波比低頻的電磁波先到達地球。這一現象在圖三Vela的數據中稍微能看出來（因橫軸時間尺度較大，看不明顯）。

為了能夠得到高信噪比的脈沖信號，我們需要在數據處理的過程中抵消掉色散帶來的延時，即所謂的“消色散”。

圖四：Vela脈沖星總功率隨時間變化圖，一條條高出來的細線就是脈沖星單個脈沖信號。上面是沒有消色散的，下面是消色散之后的。可見消色散之后信號明顯了非常多！圖源：http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients

不同的脈沖星發出的信號經過的星際介質不盡相同，所以不同脈沖星受到的色散效應也千差萬別。色散效應明顯的，低頻信號延時則會更大。要準確消除色散效應，我們需要知道延時量的大小。但是對于未知的脈沖星，我們并不能事先知道它受到星際介質的影響能有多大，這該怎么去消除色散帶來的影響呢？

天文學家的做法很簡單：試！

對同一段數據，假設其因色散引起的時延為多少，用多個不同時延量分別進行消色散，然后全部結果獨立進行下一步的處理。簡單，暴力，不過很有效。

四、找周期

上面我們展示的圖中，消色散之后就可以看到一個個脈沖信號。

然而，大多數脈沖星都太弱了，我們是沒法直接得到單脈沖信號的。如果我們能夠知道脈沖星的脈沖都發生在哪些時間點，把對應數據找出來并疊加到一起，那就有可能看到暗弱脈沖星的信號了！

幸好，脈沖星一般都有很強的周期性，方便我們去找它的信號。

這里我們需要用到前面消色散之后的數據。消完色散的數據，是總功率隨時間變化的數據，就像圖四看到的那樣。我們需要做的，是對這樣的數據進行傅里葉變換。

假設我們使用正確消色散的數據進行傅里葉變換，又假設我們足夠幸運地碰上了一顆很亮的脈沖星，那么我們將非常幸運地看到下面圖五這樣的結果！

圖五：對脈沖星B1550-54消色散后的數據進行傅里葉變換得到的結果。橫軸是傅里葉變化之后得到的頻率（這里的頻率是指信號變化周期的倒數，不是電磁波頻率）信息。這顆脈沖星的周期大約是1秒，所以在1赫茲（Hz）的地方有條很明顯高出來的線。其他的線是脈沖星信號的諧波。圖源：http://sigproc.sourceforge.net/seek/

然而很多時候我們是沒那么幸運的，脈沖星真得太暗了，我們并不能看到圖五那么明顯的線。更不用說大多數時候我們的望遠鏡根本就沒對準某顆脈沖星。

一般情況下，經過消色散、找周期之后，我們可以找到大量具有一定色散效應的、有周期性的、看著好像是脈沖星信號的候選體。

雖然現在有軟件可以幫我們篩選出比較像脈沖星的目標，但最終我們還是需要通過肉眼查看每個候選體相應的參數（一般就是一張結果圖），才能做出準確的判斷。

毫不夸張地說，看過幾萬張數據結果圖后，能找到一顆未知的脈沖星，就謝天謝地了。

五、單脈沖

有少數的脈沖星，他們的輻射因為某種原因斷斷續續的，導致我們看到的脈沖信號顯得沒有規律。這種時候，如果我們拿找周期的方法去找，往往是找不到的。這類脈沖星，我們只能在消色散過后的數據中，找信噪比大的信號。此前火過一陣的快速射電暴，就是通過消色散后找單脈沖找到的。

可以透露的是，FAST也對數據進行了單脈沖的查找，并且已小有收獲，敬請期待。

最后，讓我們來體驗下天文學家的工作，一起找下脈沖星吧！

（以下圖片為真實脈沖星搜尋結果圖，來自http://pulsarsearchcollaboratory.com/）