中国天眼如何找到最神奇天体脉冲星？是技术活，也是体力活

今天(2017年10月10日)，中国科学院国家天文台宣布，科学家在贵州使用快中子望远镜发现了两个新的脉冲星。

新闻发布会上提到，实际上已经找到了六个，但只有两个被释放，因为新闻发布会的准备工作几周前就开始了。

这是中国人第一次用望远镜发现新的脉冲星。

尽管人们早就知道像FAST这样大的望远镜肯定能发现许多脉冲星，但许多人仍然对第一次发现它们感到兴奋。

脉冲星是特殊的中子星，因为它们的辐射束周期性地快速扫过地球，使地球上的人们看到周期性的脉冲。

脉冲星是宇宙中最神奇的天体之一。

你为什么这么说？

因为观测脉冲星不仅可以研究脉冲星本身的极端物理状态，还可以研究星际介质、银河系磁场、引力波等目标。也是因为脉冲星的特殊性，诺贝尔物理学奖授予了脉冲星两次相关发现(第一颗脉冲星被发现；第一颗双星系统中的脉冲星被发现，并被用来验证引力波辐射理论。

图1:上半部分显示了一颗旋转的中子星和它的两个辐射束。下方的红点表示我们在相应时间看到的中子星的亮度。黄色曲线是中子星旋转一周后亮度的变化。

迄今已知的2000多颗脉冲星中，大部分是由澳大利亚的巴夏礼望远镜通过天空勘测使用多波束接收器发现的。多波束接收器的使用使得望远镜可以用于多种用途，这也是巴夏礼望远镜成功的原因之一。

尽管FAST仍在使用单束接收器(一次只能看到一个目标)，但在不久的将来将安装一个19束接收器，届时观测能力将大大增强。一些分析人士认为，FAST得益于其大口径带来的高灵敏度，未来有望发现4000颗脉冲星。应该会有很多有趣的发现。

脉冲星的特殊性和FAST在脉冲星搜索方面的优势使得寻找未知脉冲星成为FAST的重要科学目标之一。

那么，快中子现在是如何找到脉冲星的呢？说起来，这不仅是一项技术工作，也是一项体力工作。

漂移扫描观察

我们知道，FAST可以通过调整进料仓的位置和面板的形状来调整望远镜指向，从而观察天空中的特定位置。然而，在FAST的早期，望远镜的各种系统不能很好地运行，指向调整不灵活。因此，科学家通常使用一种叫做“漂移扫描”的方法进行观察。

所谓的“漂移扫描”实际上非常简单，有点类似于“等待兔子等待植物”的想法。就是望远镜不动，等定点到天顶，然后等天体东升西落，它们的运动进入望远镜的视野。使用“漂移扫描”，望远镜只能凝视某一个赤纬(天球坐标系中赤道坐标系的纬度类似于地理经纬度在天空中的投影)，因此只能观察该赤纬上的源。随着时间的推移，这个赤纬天体将依次被望远镜观测到。

如果我们想看到其他赤纬物体呢？然后你必须移动望远镜指向其他的赤纬(FAST在早期是不灵活的，而不是固定的)。

通过“漂移扫描”，我们的FAST可以扫描天空中的不同位置，无需太多移动。

然而，这种观察方式有一个缺点，即天体通过望远镜视场的时间很短，而对于FAST来说，最长时间不到1分钟。短暂的观测时间意味着我们只能看到一些更亮的天体。幸运的是，我们的FAST足够大，许多其他望远镜认为黑暗的天体相对于FAST来说是“相对明亮的”。

说了这么多，我们要找的脉冲星在哪里？

人们可能知道脉冲星在银河系中的分布，也就是说，它们主要分布在银盘和球状星团中。当执行“漂移扫描”时，FAST将“扫描”银盘(或球状星团)。只有球状星团的尺寸非常小，所以扫描它们的可能性相对较小。如果我们分析相应的数据，我们将更有希望找到新的脉冲星。

图2:这是一张整个天空在光带中的照片，银色的中心在中间。图中的白色圆圈表示这次在银河系中发现的一颗脉冲星J1850131的大致位置，而黄色圆圈表示这次发现的另一颗脉冲星J19301的位置。

脉冲星数据

在漂移扫描过程中，我们需要记录可以用来搜索脉冲星的数据。这需要两个要求:第一，足够高的时间分辨率；第二，一定的频率分辨率。

一般来说，我们会周期性地看到脉冲星发出的脉冲信号。两个相邻脉冲信号之间的时间差(所谓的脉冲周期)从1.4毫秒到23秒不等。脉冲信号的宽度通常只有这个时间差的十分之一。只有当数据的时间分辨率足够小时，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。最直观的感觉是，自然光可以分为彩虹色，不同的颜色是不同频率的电磁波。当记录用于脉冲星搜索的数据时，由于后续数据处理的需要，我们需要将不同频率的电磁波分成多个记录，即记录光谱数据(通常称为光谱)。如果部件数量大，频率分辨率高，可以更好地检测不同频率的信号变化。脉冲星数据需要一定数量的份额，但不要太多，足够好，所以这里不详细说明选择标准。

那么，我们最终会得到什么样的数据呢？是一个连续的光谱，两个相邻光谱之间的间隔很短，通常只有几百或几十微秒。

图3:这是最亮的脉冲星Vela大约0.6秒的真实数据。横轴是时间(秒)，纵轴是频率(兆赫)，颜色表示强度。一条对角线是来自Vela的脉冲信号。这就是我们储存的脉冲星数据应该是什么样子，但是我们储存的是一组数据表，而不是这样的图片。

分散消除

根据观测数据，我们可以找到脉冲星。脉冲星通常非常黑暗和微弱，所以我们需要叠加不同频率的电磁波来获得总功率信号，以便更好地搜索脉冲星脉冲。在叠加不同频率的电磁波之前，我们需要做的是“去分散”数据。

来自脉冲星的脉冲将受到银河空间中星际介质的影响，并将在到达地球之前“消散”。色散效应会导致脉冲星高频电磁波先于低频电磁波到达地球。在图3的Vela数据中可以稍微看到这种现象(由于横轴上的时间尺度很大，所以不明显)。

为了获得高信噪比的脉冲信号，需要消除数据处理过程中由色散引起的延迟，这就是所谓的“去色散”。

图4:贝拉脉冲星总功率随时间的变化。出现的细线是脉冲星单脉冲信号。顶部没有去分散，底部在去分散之后。可以看出，信号很明显是在色散消除之后才出现的！

不同的脉冲星通过不同的星际介质发送信号，所以对不同脉冲星的色散效应也是非常不同的。如果色散效应明显，低频信号的延迟会更大。为了准确消除色散效应，我们需要知道延迟的大小。但是对于一颗未知的脉冲星，我们无法事先知道它会受到星际介质的多少影响。我们如何消除分散的影响？

天文学家很简单:尝试！

对于相同的数据段，假设由分散引起的时间延迟是多少，分别用多个不同的延迟量消除分散，然后在下一步中独立处理所有结果。简单，暴力，但有效。

寻找周期

在上图中，消除色散后，可以一个接一个地看到脉冲信号。

然而，大多数脉冲星太弱，我们无法直接获得单脉冲信号。如果我们能知道脉冲星脉冲发生的时间，找到相应的数据，并把它们叠加在一起，那么就有可能看到微弱的脉冲星信号！

幸运的是，脉冲星通常具有很强的周期性，这便于我们找到它们的信号。

这里我们需要使用之前消除色散后的数据。消除色散后的数据是总功率随时间变化的数据，如图4所示。我们需要做的是对这些数据进行傅里叶变换。

假设我们使用正确的去色散数据来执行傅里叶变换，并且我们足够幸运地遇到一个非常明亮的脉冲星，那么我们将非常幸运地看到下面图5所示的结果。

图5:脉冲星B1550-54去色散数据的傅里叶变换结果。横轴是傅立叶变换后获得的频率信息(这里的频率是指信号变化周期的倒数，而不是电磁波频率)。脉冲星的周期约为1秒，所以有一条线在1 Hz时明显很高。其他线路是脉冲星信号的谐波。

然而，很多时候我们并不那么幸运。脉冲星真的太暗了，我们看不到像图5中那样明显的线条。更不用说大多数时候我们的望远镜根本没有瞄准脉冲星。

一般来说，在消除色散并找到周期后，我们可以找到大量具有一定色散效应和周期性的候选信号，看起来像脉冲星信号。

虽然现在有软件可以帮助我们筛选更像脉冲星的目标，但最终我们还是需要用肉眼观察每个候选目标的相应参数(通常是结果图)来做出准确的判断。

毫不夸张地说，在查看了数万个数据结果后，我们很高兴发现了一颗未知的脉冲星。

单脉冲

有一些脉冲星的辐射由于某种原因是间歇性的，这使得我们看到的脉冲信号显得不规则。在这种时候，如果我们用寻找周期的方法，我们经常找不到它。对于这种脉冲星，我们只能在消除色散后的数据中找到高信噪比的信号。已经燃烧了一段时间的快速无线电脉冲是在分散被消除后通过寻找单个脉冲发现的。

可以看出，FAST也对数据进行了单脉冲搜索，但收效甚微。请期待它。

最后，让我们一起体验天文学家的工作，一起寻找脉冲星。

(下图是来自http://pulsarsearchcollaboratory.com/的脉冲星搜索结果图)

这是脉冲星！

这是干扰！

这是双星系统中的脉冲星！

这是干扰！

想象一下，让你在数万张类似的图片中找到一个脉冲星信号。现在你应该能够理解我之前所说的，寻找脉冲星真的需要体力！

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