来源：科学大院
lCIDBBjy^ v.&>Ih/L G Z3 ]N “
中国天眼”发现脉冲星
mchJmZ{A 今天（2017年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。
,LhCFw{8?~ $t }<85YCQ 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。
Sk}{E@ CMW,slC_3 这是中国人第一次使用自己的望远镜找到新的脉冲星。
,.tfWN%t\ 9U f j 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。
+f|B iW a.2L*>p 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。
;H'gT+t<c ;_O)p,p 脉冲星可谓宇宙中最为神奇的天体之一。
%lw! e {X ~ gwoz 为什么这么说？
}V]R+%:w@ !H@0MQ 7 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）。
g}x(hF 
5/MKzoB 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。
^D{lPu
3 ^oM|<";!?D 图源：
http://www.ligo.org/science/Publication-S6VSR24KnownPulsar/ 9'[ N1Un.= X4|4QgY 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。
!b nyJA r;&>iX4B 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。
U_B(( Z(g Yg9joNB h 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。
@ FO) 0 wkUlrL/~ 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。
LR( -< " 4_/?: $KO 一、漂移扫描观测
#V,R >0" K/=|8+IDL 我们知道，FAST可以通过调节馈源仓位置和面板形状来调节望远镜指向，从而观测天空中某个特定的位置。不过，在FAST建成早期，望远镜的各个系统还不能很好地运行，指向调节尚不灵活，所以，科学家们通常使用一种称为“漂移扫描”的方式来进行观测。
k8AW6oO/i n'1'!J; Q 所谓的“漂移扫描”其实很简单，和“守株待兔”的思路有点像。就是望远镜不动，比如固定地指向天顶，然后等着天体东升西落，自己
运动到望远镜的视野里面。使用“漂移扫描”，望远镜只能盯着某个赤纬（天球坐标系中的赤道坐标系的纬度，类似于地理经纬线在天上的投影），所以只能观测到这个赤纬上的源。随着时间的推移，这个赤纬上的天体就会依次被望远镜所观测到。
PcT?<HU _hu ")os 那如果我们想看其他赤纬的天体怎么办？那就得挪望远镜指向，让它指到其他赤纬上（FAST早期只是动得不灵活，不是不能动）。
TZR)C P5 {)8>jxQN 通过“漂移扫描”，我们的FAST不用怎么动就能对天空中不同的位置进行扫描。
Az;t" *{
{b~$ 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”。
b^0}}12 Jl 3g{a 说了这么多，我们要寻找的脉冲星在哪儿呢？
'cix`l|^ kF"@Ngv. 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。
n+;6=1d7ZW 
'Ft0Ry<OL 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。
vw,rF`L jZ p Z: F:
二、脉冲星数据
TS 2ZF {m Uu 8 ,@W+ 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。
#Lv2Zoi>G 6 Orum/|h 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。
" ZM4F?x E_e6^Sk5B( 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。
. mLK`c6 f y :,_# 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。
myl+J;,] 
+Z M) bbB 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。
Qv,"($n\ ?']5dD 图源：
http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients w- wV3Q6X 三、消色散
:L44]K5FL mpP dG 有了观测数据，我们就可以来找脉冲星了。脉冲星一般是很暗弱的，为此我们需要将观测到的不同频率电磁波叠加起来得到总功率信号，才能更好地去搜寻脉冲星的脉冲。在叠加不同频率电磁波之前，我们要做的是对数据进行“消色散”。
Q/> {f0 C C BfK p 脉冲星发出的脉冲在到达地球之前，会受到银河系空间中的星际介质影响，发生“色散”。色散效应会导致脉冲星高频的电磁波比低频的电磁波先到达地球。这一现象在图三Vela的数据中稍微能看出来（因横轴时间尺度较大，看不明显）。
eIRLNxt+v ia\eLzj 为了能够得到高信噪比的脉冲信号，我们需要在数据处理的过程中抵消掉色散带来的延时，即所谓的“消色散”。
E;JsBH 
+LM#n #T 图四：Vela脉冲星总功率随时间变化图，一条条高出来的细线就是脉冲星单个脉冲信号。上面是没有消色散的，下面是消色散之后的。可见消色散之后信号明显了非常多！图源：
http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients bef_rH@` Oy U 不同的脉冲星发出的信号经过的星际介质不尽相同，所以不同脉冲星受到的色散效应也千差万别。色散效应明显的，低频信号延时则会更大。要准确消除色散效应，我们需要知道延时量的大小。但是对于未知的脉冲星，我们并不能事先知道它受到星际介质的影响能有多大，这该怎么去消除色散带来的影响呢？
_8Kx6s % NS%WeAf 天文学家的做法很简单：试！
(bsXo
q n 8*;lK8 对同一段数据，假设其因色散引起的时延为多少，用多个不同时延量分别进行消色散，然后全部结果独立进行下一步的处理。简单，暴力，不过很有效。
"j;4
k.`h
)M6w5g 四、找周期
/x_o!<M S4=~`$eP 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。
)Oi T{ -m b2b^1{@h;v 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！
e/0<[s*#Q h 3]wL.V 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。
I)A`)5="5 n2)q}_d 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。
3s/H2f z F a'k0/_j 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！
T!Hb{Cg* 
Og,$ sH}` 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。
Llr>9(| + qh[N @F 图源：
http://sigproc.sourceforge.net/seek/ 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/ Ut 2y;2)a 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。
H,Z;=N_ / "eey(X 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。
Jn{O Ww2 .C 8PitS 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。
f7m%|v! =c/wplv* 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。
}ZYv~E' fQ#l3@in 五、单脉冲
Z ?wU $STaQ28C 有少数的脉冲星，他们的辐射因为某种原因断断续续的，导致我们看到的脉冲信号显得没有规律。这种时候，如果我们拿找周期的方法去找，往往是找不到的。这类脉冲星，我们只能在消色散过后的数据中，找信噪比大的信号。此前火过一阵的快速射电暴，就是通过消色散后找单脉冲找到的。
1P~X8=9h h }B%
/U 可以透露的是，FAST也对数据进行了单脉冲的查找，并且已小有收获，敬请期待。
>}+/{(K"E| `s\?w5[ 最后，让我们来体验下天文学家的工作，一起找下脉冲星吧！
g !rQ4#4 bbrXgQ`s+w （以下图片为真实脉冲星搜寻结果图，来自
http://pulsarsearchcollaboratory.com/）
c-B
cA 
^$b Y,CE 这个是脉冲星！
WZ.@UN, zuUW|r 
DRcNdO/1E 这个是干扰！
&YF^ j2 &*+'>UEe5 
"rx-_uK* 这个是双星系统中的脉冲星！
O^oWG&Y;v vQ;Ex 
9I6a"PGDb 这个是干扰！
H Z'_r cv 0 u;4%}pD 想象一下，让你在几万张类似的图片中找出一张脉冲星的信号。现在你应该能理解我前面说的，找脉冲星这件事，真的需要体力！
