立即下载 知乎日报 每日提供高质量新闻资讯

中国人第一次使用自己的射电望远镜找到新的脉冲星,此刻我想致敬两个人

图片:Public Domain

FAST 首次发现脉冲星,对 FAST 和中国天文学界有什么意义?

刘博洋,天体物理学博士生

就在刚才,中科院国家天文台发布了一个令人振奋的消息:我国在贵州建设的世界最大单口径射电望远镜,被誉为“中国天眼”的大锅,五百米口径球面射电望远镜(FAST),发现了新的脉冲星!而且不止一个!

我不知道你怎么想,反正我是立刻想要把这个好消息告诉一个人——FAST 望远镜之父,9 月 15 日刚刚驾鹤西归的南仁东老师

南仁东。摄影:国家天文台 张蜀新

你也许读过南老的故事。南仁东老师胼手砥足 20 多年,带领团队在祖国西南连绵的大山里翻山越岭,克服无数艰难险阻,一砖一瓦的修建起了让世界瞩目的国之重器——“中国天眼”FAST 望远镜。然而就在 FAST 望远镜即将迎来初光一周年之际,他却因肺癌晚期病情恶化,撒手人寰。

实际上就在南老去世前 5 天的 9 月 10 日,从澳大利亚帕克斯望远镜传来了好消息:它在验证观测中,确认了 FAST 望远镜在 8 月 22 日发现的一颗脉冲星候选体:这是 FAST 望远镜确认发现的第一颗新脉冲星,被称为 FAST 脉冲星一号(FP1),自转周期 1.83 秒,距离粗估 1.56 万光年

FAST 脉冲星一号被发现时所观测到的 9 个单脉冲轮廓。 视频制作:国家天文台

而且FAST 望远镜发现这颗脉冲星时,只用了 52.4 秒的观测,得到的信号 / 噪声比值(信噪比)就达到了帕克斯望远镜验证时所用 2100 秒观测的 3 倍!FAST 的灵敏度之高,果然名不虚传!

A 上:FP1 脉冲星的平均脉冲轮廓;A 下:多个单脉冲轮廓。B:FAST 脉冲星二号(FP2)的多个单脉冲轮廓。图片来源:国家天文台

我的导师,FAST 望远镜副总工程师李菂研究员,接到发现获得验证的喜讯后马上给南老发了一封邮件。

然而南老……没有回复。

据推测,当时南老病情已经开始恶化,被转入重症监护病房。我们不清楚南老有没有看到这封邮件。

多希望他没有带着遗憾离开!

毕竟这是 FAST 望远镜蹒跚稚嫩的第一步,是它载着中国天文学迈向星辰大海的第一步。

我想这 FAST 的第一颗星,应当献给南老

他老若在天有灵,当会感到快慰。

致敬他,也致敬她

FAST 望远镜以其冠绝群伦的灵敏度,被脉冲星研究者寄以厚望。“脉冲星机器”——一位研究者私下里这样称呼它。

脉冲星,这些恒星巨人们死亡后留下的致密遗骸,比太阳还要重,却只有北京五环大小。它转的飞快:通常几秒就能自转一周,快的甚至一秒可以自转几百圈。

这样极端的天体,在 1967 年被一个 24 岁女生意外发现之前,是世人难以想象的存在。

以至于她刚刚发现第一颗脉冲星时,以为这是外星人发出的信号,而将其编号为“小绿人一号”(LGM-1)。

她,就是约瑟琳·贝尔(Jocelyn Bell Burnell)。她是脉冲星科学之母,却在那个年代中因性别与地位与诺贝尔奖失之交臂,很多人一直为此打抱不平。

她发现的第一颗脉冲星,后编号为 CP 1919 的这颗,更意外闯入流行文化领域(详见《一颗脉冲星的流行之旅》):

这颗脉冲星的脉冲轮廓图,在 1979 年被后朋克乐队“快乐小分队”(Joy Division)用作其首张唱片“振奋莫名”(Unknown Pleasures)的封面图,从此成为流行音乐界长盛不衰的经典符号:

视频中图像是 Unknown Pleasures 唱片封面。视频音乐是《失序》(Disorder)。

《失序》(Disorder)是这张唱片的第一支单曲。也许脉冲星 CP 1919 那重峦叠嶂般的脉冲轮廓图,最契合乐队歌手们彼时的心境?(可以开着音乐继续往下看……)

或许歌手们只是无心插柳,但我想,发现一类新天体的丰功伟绩,值得人类文明以各种方式歌颂与纪念。

何况我们,受其荫蔽的天文学人,又怎么会忘记她呢?

2016 年 9 月 17 日,FAST 望远镜第一次试观测,就是以贝尔脉冲星 CP 1919 为目标。

那天,信号质量好的让人迷醉。

FAST 望远镜试观测时取得的贝尔脉冲星的平均脉冲轮廓,信噪比高达 5300 多。图片来源:国家天文台

而今年刚好是贝尔发现脉冲星 50 周年,中国的 FAST 望远镜也终于发现了属于自己的新脉冲星,我们更可以自豪的向前人致敬:放心好了,从今往后,脉冲星科学交给我们来担当。

脉冲星搜寻竞赛

脉冲星的发现,被列入 1960 年代天文四大发现——另外三个是,类星体、星际有机分子和微波背景辐射。

不是每一个十年都有“三大”“四大”“五大”天文发现——实际上以“某某年代天文四大发现”并称的,仅此一例。

毕竟,1960 年代,乃是射电天文学方兴未艾的时代,人类第一次大规模透过光学以外的电磁波窗口向宇宙好奇的瞭望,所见的一切都是新鲜的。

那也是国际射电天文学界群雄逐鹿的年代。得益于二战中为防御德国空军而成长起来的雷达技术,美国、英国及其前殖民地澳大利亚的射电天文技术发展占得了先机。

脉冲星搜寻这场国际竞赛的跑道,正是他们逐鹿的中原。

到脉冲星发现的十周年(1977),各国共发现脉冲星 149 颗。

1978 年,澳大利亚莫朗格洛望远镜(Molonglo)在“科学的春天”的同时发力领跑,一鼓作气将已知脉冲星数量翻了一倍多,达到 320 颗。

莫朗格洛望远镜。图片来源:UTMOST 项目

不过在接下来的 20 年中,新脉冲星发现的步伐只能说不紧不慢:在位于美属波多黎各、口径 305 米的时任世界最大望远镜阿雷西博(Arecibo),美国绿岸天文台(Green Bank)的 91 米望远镜、英国乔德雷尔·班克天文台(Jodrell Bank)的 76 米望远镜,以及澳大利亚帕克斯天文台(Parkes)的 64 米望远镜共同努力下,到脉冲星发现的 30 周年(1997),各国脉冲星搜寻的累计战果仅扩大到了 705 颗。

发现脉冲星第二多的阿雷西博望远镜。图片来源:阿雷西博天文台 H. Schweikerm

脉冲星搜寻的前 30 年,脉冲星的发现增长几乎是线性,而非我们期待的指数增长。这是由射电望远镜的特性所决定的:一般一次只能观测一个方向,也就是说,传统上,射电望远镜是一个“单像素”的相机。面对浩瀚的银河系,一个点一个点的测过去,自然进展缓慢。

你会说,如果一次能看多个像素,即使使用同样的望远镜,观测效率不也可以成倍增长吗?

正在吊装的帕克斯望远镜 13 波束接收机。图片来源:CSIRO

虽然看起来很容易想到,真的做起来可不是那么回事。在这个回合,澳大利亚人占据了优势:他们率先搞出了 13 波束接收机的黑科技,极大的提升了脉冲星搜寻效率,在接下来的 20 年里独步天下。现在人类已知的 2600 多颗脉冲星里,有超过一半由帕克斯望远镜率先发现。

当然,除了技术优势以外,南半球中纬度地区在一年中大部分时间都可以观测到银河系中心附近区域,也是澳大利亚天文学界两度赢取先机的天然地利。

脉冲星光的“星际穿越”

前面我们提到,FAST 发现的第一颗脉冲星距离“粗估 1.56 万光年”,这数是怎么来的呢?

先讲一个段子。

刚才讲过,去年 9 月,FAST 刚刚出光,头一个观测的天体就是贝尔脉冲星。你可能还记得,当时铺天盖地的新闻称“超级天眼收到 1351 光年外脉冲星信号”云云,说的就是这事。

当时接受采访的是国家天文台的钱磊副研究员。他在采访之后从紧张里回过味来,见到铺天盖地的“1351 光年”,每每感到淡淡的忧伤。他表示,学界目前尚无对贝尔脉冲星的准确距离测量结果,1351 光年这个数,纯属记者追问之下,按照一个简单的方法临时计算的数值(具体方法见下文),且没有进行误差分析,并不宜公开采用——遑论在某些阴谋论标题党口中变成“1351 光年外的神秘信号”,更是让人看了头疼。

要知道在科学家心中,没有误差分析的测量值没有任何价值。

那从目前对贝尔脉冲星的研究来看,它的距离的误差范围有多大呢?

惊——人——的——大。

2012 年,Verbiest 等人发表在《天体物理学报》上的一篇文章(2012 ApJ 755 39)给出,贝尔脉冲星的距离是 1000 光年 +2600 光年 -700 光年,误差上下限之差达 3000 余光年,误差范围比测量值 1000 光年还要大几倍——这是什么意思呢——这说明,我们只是非常、非常、非常笼统的知道这颗星在哪

好了,我们正式的看一看,1351 光年也好,1.56 万光年也好,是怎么估计出来的。

我们和大部分脉冲星,都生活在银河系这个巨大的宇宙都市之中。有都市就有雾霾——地球上的雾霾让落日变得红彤彤的,这是因为波长较短的蓝光被散射掉了,只剩红光。

宇宙中的“雾霾”和电磁波发生作用的机理在此处不尽相同:在银河系旋臂——这座宇宙都市的主干道——上,点缀着很多明亮的大质量恒星,这些能量饱满的巨人发出大量的高能光子,将周围的中性气体(主要是氢)电离,制造很多“电离氢”区,那里,大量的自由电子欢呼着“We're free!We're free!”,四处乱窜。

临近银河系的星系 M33,红色的是包含大量自由电子的电离氢区。图片来源:罗威尔天文台

当脉冲星发出的光穿越这些自由电子组成的“雾霾”时,神奇的事情发生了:频率较低的光子与自由电子发生较强的相互作用,传播的速度被拖慢了一些;而频率较高的光子受到的阻滞反而相对较弱,没有被拖慢那么多。

这样等到脉冲星的光完成“星际穿越”到达地球时,频率高的光子会先到,频率低的光子会后到,它们之间的差异被称为“色散量”。色散量直接与脉冲星信号穿过的自由电子总量(“柱密度”)相关,因而如果我们能通过其他方式先行绘制银河系中自由电子的分布地图,就可以按图索骥地计算出脉冲星的距离了。

FAST 试观测时观测到的贝尔脉冲星的色散。图片来源:国家天文台

钱磊老师在对贝尔脉冲星距离的数量级估计中,简单的使用了银河系中的平均自由电子密度,得出了与其他研究结果相符合的距离数量级(一千光年的数量级),只因计算器上小数点前刚好出现 1351 四个数字,被并无恶意的媒体裹挟着制造了一则“假新闻”。钱老师的遭遇,可以算是科学家与媒体沟通失效的一个典型例子。

而 FAST 发现的首颗新脉冲星的距离,同样是使用上述原理估计,只不过使用了最新的、更加准确详实的自由电子分布“地图”,因此 1.56 万光年相对来说是靠谱一些的,误差范围估计只有上下几百光年。但由于这个脉冲星刚刚发现,观测次数有限,目前还不能给出更严谨的误差估计。

脉冲星:诺奖摇篮

脉冲星于 1967 年发现,时隔仅 7 年,1974 年的诺贝尔物理学奖就颁发给了脉冲星发现者贝尔同学——的导师——安东尼·休伊什(Antony Hewish)。这在诺贝尔奖“中奖”的缓冲时间中,算是快的了。

可以说脉冲星甫一进入人们的视野,就吸足了眼球。这是因为对天文学家来说太重要、太有用了。

脉冲星之所以重要,是因为它的极端物理性质:首先,它有与原子核相当的高密度,是天然的极端物态实验室;而这么大质量的物体如此高速运动,又使其成为极端相对论性的天体。那里的时空环境跟我们所处的非相对论性天体的环境将会有显著的不同。

蟹状星云及其脉冲星,宋代所载“天关客星”的遗迹。该图与本段文字无关。图片来源:NASA/HST/CXC/ASU/J. Hester et al.

脉冲星的长周期稳定性非常好,有些甚至优于原子钟;但其周期又不是毫无变化:在光滑的脉冲星表面,偶尔也会发生一些小型的“地震”,这样的星震会使其自转周期发生微小的变化

我们知道,人类之所以能够了解地球内部分为地壳、地幔和地核的结构,是通过对地震波在全球传播模式的监测;而脉冲星上的星震怎样发生,同样有望向我们揭示它的本质——脉冲星究竟是中子星,还是夸克星

利用地震波推断地球内部结构原理示意图。图片来源:石油百科

目前对脉冲星结构的猜测。图片来源:K.C. Gendreau et al. (2012), SPIE

脉冲星中转的尤其快的一族,被叫做毫秒脉冲星:顾名思义,它们的周期是以毫秒来计算的。如果有一颗脉冲星刚好位于双星系统中,我们还可以通过观测其脉冲频率的变化,推测出它在轨道上与同伴彼此绕转的情况

PSR1913+16 就是这样一颗位于双致密星系统中的脉冲星,罗素·赫尔斯(Russell Alan Hulse)、小约瑟夫·泰勒(Joseph Hooton Taylor, Jr.)两位天文学家,在休伊什获得诺贝尔奖的同年,使用阿雷西博望远镜发现。

这个发现太珍贵了。两颗致密星彼此绕转时,会强烈搅动周围的时空,以引力波的形式向外发射能量,同时逐渐消耗双星系统的势能、使得彼此越来越接近,绕转速度也会越来越快,损失能量的速率越来越高。同时由于广义相对论预言的轨道进动效应,双星之间距离最接近的时刻也在不断演化。

因而,只要可以确定双致密星系统轨道周期的变化过程,就可以检验广义相对论,更令人激动的是间接的验证引力波的存在——这是在近年来激光干涉引力波技术发展起来之前,我们得以验证引力波存在的一个捷径。

赫尔斯 - 泰勒脉冲星轨道周期累计变化量。图片来源:J. M. Weisberg and J. H. Taylor 2004

赫尔斯 - 泰勒脉冲星就是验证这一猜想的理想实验室。自其发现到 90 年代初,这对双星的轨道周期减少了大约 10 秒,严格按照广义相对论所预言的轨迹演进。轨道周期的变化也和引力波辐射预言一致。赫尔斯和泰勒两人,也因为该发现对广义相对论的验证,而获得了 1993 年的诺贝尔物理学奖

即使在脉冲星周围转的不是大质量的致密星,而是小小的行星,我们也能通过脉冲星信号察觉到它们的存在。实际上,人类发现的第一颗太阳系外的行星,就是通过这种方法发现的。

脉冲星 PSR B1257+12 行星系统的艺术想象图。图片来源:NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)

现在,美国激光干涉引力波天文台(LIGO)已经直接探测到引力波的存在,并为三位相关科学家赢得了 2017 年的诺贝尔物理学奖。但脉冲星观测仍然有机会再次在引力波探测领域一展身手:

当引力波扫过地球周围,它将在较大尺度上同时影响多颗脉冲星传播到地球的信号。如果我们对临近脉冲星的周期保持长期监测,就有望通过其周期的整体变化规律,探测到扫过银河系这一角的引力波的存在。

脉冲星计时阵列观测引力波。图片来源:David J. Champion

这被称为“脉冲星计时阵列”方法。

这个思路与 LIGO 相比,各有千秋:LIGO 只能探测比较高频的引力波信号,而脉冲星计时阵列则专注于极低频的引力波信号:它能探测的引力波频率,比 LIGO 敏感的频率范围,要低 10~12 个数量级。

如果我们能完全掌握脉冲星周期的变化规律,脉冲星在未来几百年还将有一个重要的应用场景:

当人类的星舰驶向太阳系之外,脉冲星就成了茫茫星海中名副其实的灯塔。通过对脉冲星周期的监测,星舰可以随时掌握自身的运动速度,进而推算在宇宙中航行的坐标。这就是所谓“脉冲星导航”。亿万星辰、亿万荣光,人类伟大理想的实现,没有现今对脉冲星性质的扎实研究,是办不到的。

脉冲星导航艺术想象图。图片来源:德国马普地外物理研究所。图中星舰为电视剧“星际迷航”中的企业号。

“匠”心 FAST

FAST 望远镜与美国阿雷西博望远镜,是世界上唯二利用喀斯特地貌中的天然盆地修建的超大口径射电望远镜。在 FAST 落成前,阿雷西博望远镜已经独霸世界最大口径射电望远镜宝座 50 多年,利用其拔群的灵敏度做出了很多重大天文学发现。

阿雷西博望远镜望远镜的口径是 305 米,但作为一个固定在盆地中的望远镜,它难以通过移动主镜实现自由四顾,只能通过移动副镜与馈源的方式,接收不同方向的电磁波。

阿雷西博望远镜的副镜舱(馈源舱),和用来控制其移动指向的悬架系统。图片来源:David Broad

但阿雷西博望远镜的主镜面是完全固定的球面,成像是不完美的,为了对像差进行改正,上图所示的馈源舱本身需要对信号做二次、三次反射,复杂的光路让它不得不变得非常笨重:它重达 500 多吨。

FAST 最大的工程创新在于,它的主镜面采用了主动面技术,每一块面板都可以在促动器的驱动下上下运动,把镜面从初始的球面形灵活地变成抛物面型,通过主镜的主动变形来实现对天体的跟踪,同时实现对像差的改正。所以 FAST 望远镜的馈源舱外观非常简洁,没有复杂的悬架结构,只要用 6 根柔性索吊着就可以。

FAST 望远镜的馈源舱。图片来源:新华社

FAST 望远镜的面板促动器。图片来源:China Daily

当然,饭要一口一口吃,望远镜要一步一步调

FAST 望远镜在工作时,2225 个促动器和 6 根馈源舱柔性索需要精确、协调的同时运动,要克服天气等因素对定位测量带来的干扰,在 500 米的巨大尺度上把位置精度控制在毫米数量级,挑战是巨大的。

所以要想实现主动面跟踪,FAST 望远镜至少要实现三个“小目标”:第一步,能让镜面变形到一个特定的形状;第二步,能让镜面连续变形到指定的形状;第三步;能让镜面长时间、连续变形到指定的形状。

现在经过初光一年以来的调试,FAST 望远镜已经完成了第二步,并有望在明年实现第三步,从而达到设计能力,完成其两到三年调试期的目标,通过国家验收、正式进入正常运行状态。

能在一年的时间内完成到第二步,还能在技术调试的空隙中挤点时间发现几颗脉冲星,FAST 工程和科学团队可以说是棒棒的,给了我们一个小惊喜。

FAST 的主要科学目标除了脉冲星科学,还有其他几项:它想要研究银河系中弥漫的氢原子气体的分布;它想要研究星际分子以及羟基(OH)发射的星际“激光”(脉泽);它想要找到更多未知的星系。

以往在其他望远镜进行这些研究时,会根据不同研究的需求,设计不同的观测方案。但 FAST 团队的雄心是在较短时间内,对 FAST 可观测区域的整个北天球部分进行完整的巡测,并同时兼顾上述四个科学目标,实现高效的科学产出。

巡天范围:天球赤道坐标系纬度(赤纬)-1 到 38 度。图片来源:国家天文台

对这样雄心勃勃的大型巡天来说,FAST 在明后年即将具备的实时跟踪能力反而显得有点多余:我们不是只想看天上哪一块,何必非要跟踪、来回切换目标的折腾,纯属浪费时间。

我们只要把望远镜对着一个方向,让地球自转带着天体一个个扫过望远镜注视的方向,就可以坐等望远镜完成这(在天球上指定纬度范围内的)全天巡测——这个方案最高效、可靠。完成上述天区的扫描,共需要 220 个观测日。考虑到同时进行的技术调试所需占用的时间,这项巡天计划需要 1 到 2 年的时间来完成。

你见过星轨照片吧,就“坐观其成”而言,差不多是一个意思。

星轨。图片来源:Yuri Beletsky Nightscapes

这样的巡天方式,叫做“扫描巡天”。

这项巡天计划,被命名为“FAST 多科学目标同时扫描巡天”,英文简称CRAFTS

Craftsman 是“匠人”的意思。CRAFTS 巡天,是 FAST 人的匠心之作。

CRAFTS 巡天标志。图片来源:国家天文台

FAST 在开展 CRAFTS 的扫描巡天观测时,每个天体经过望远镜的有效积分时间只有短短数秒。但研究者们预期,在 CRAFTS 巡天中,FAST 仍能凭借其超强的灵敏度,在已经被英美等国射电望远镜犁了几十年的北天球,发现数百颗新脉冲星。

我们可以期待,在“脉冲星发现 60 年”的图表上,将出现一个巨大的新色块。

它属于 FAST,属于老南和所有继续奋战着的 FAST 人,属于中国,属于世界。

后记:截至发稿,已获得确认的 FAST 新发现脉冲星已经达到 6 颗。全部已确认新发现脉冲星名单见:List of All Confirmed Pulsar Candidates

本文作者刘博洋,中国科学院国家天文台、西澳大学国际射电天文研究中心联合培养在读博士,北京大学天文学系校友。公益组织“青年天文教师连线”创始人,中国科普作家协会会员,微信公众号“天文八卦学”作者。

中国科普博览,我们科学家有话说

作者:蕉叶 @蕉叶

发布会上说,探测到数十个优质脉冲星候选体,其中 6 颗通过国际认证。(其余的正在用其它望远镜逐个认证)

不过这次发布会是几周前准备的,所以这次只宣布了两颗,一颗编号 J1859-0131 (又名 FP1-FAST pulsar #1),自转周期为 1.83 秒,据估算距离地球 1.6 万光年;一颗编号 J1931-01 (又名 FP2),自转周期 0.59 秒,据估算距离地球约 4100 光年。

两颗脉冲星分别由 FAST 于今年 8 月 22 日、25 日在南天银道面通过漂移扫描发现。

这是中国人第一次使用自己的射电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。

脉冲星是啥?

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。

脉冲星可谓宇宙中最为神奇的天体之一。

为什么这么说?

因为对脉冲星进行观测,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)。

图一:上边部分展示的是一颗旋转中的中子星及其两个辐射束。下边部分红点指示对应时刻我们看到的中子星的亮度。黄色曲线是中子星旋转一周的亮度变化。图源: http://www.ligo.org/science/Publication-S6VSR24KnownPulsar/

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。不仅如此,发布会还提到,脉冲星黑洞的发现(利用脉冲星时钟信号去探测引力波)有可能会得诺奖,FAST 在这个领域是有希望的。

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。

一、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。

图二:这是光学波段整个天空的照片,正中央是银心所在。图中白色圆圈指示的是此次发现的其中一颗脉冲星 J1859-0131 在银河中大致的位置,黄圈则是发现的另一颗脉冲星 J1931-01 的位置。

二、脉冲星数据

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。

图三:这是全天最亮脉冲星 Vela 一段约 0.6 秒长度的真实数据,横轴是时间(单位是秒),纵轴是频率(单位是兆赫兹),颜色表示强度。其中一条条斜线是 Vela 发出的脉冲信号。这就是我们存储下来的脉冲星数据应有的样子,只不过我们保存下来的是一组数据表格,而不是这样的图片。图源:http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients

三、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。这一现象在图三 Vela 的数据中稍微能看出来(因横轴时间尺度较大,看不明显)。

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”。

图四:Vela 脉冲星总功率随时间变化图,一条条高出来的细线就是脉冲星单个脉冲信号。上面是没有消色散的,下面是消色散之后的。可见消色散之后信号明显了非常多!图源:http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients

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。

四、找周期

上面我们展示的图中,消色散之后就可以看到一个个脉冲信号。

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,就像图四看到的那样。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下面图五这样的结果!

图五:对脉冲星 B1550-54 消色散后的数据进行傅里叶变换得到的结果。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。图源:http://sigproc.sourceforge.net/seek/

然而很多时候我们是没那么幸运的,脉冲星真得太暗了,我们并不能看到图五那么明显的线。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。

五、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。

等会补几张图,大家可以体会下,为什么我说找脉冲星是个体力活儿:)

出品:科普中国

监制:中国科学院计算机网络信息中心

扫描二维码下载知乎日报

支持 iOS 和 Android
二维码下载知乎日报
阅读更多 打遍天下大型游戏,不变的是那一抹鲜亮又限量的「橙装」 下载 「知乎日报」 客户端查看更多