FAST系统目前是怎么找脉冲星的呢?
找到两颗脉冲星后,〝FAST〞下一个会发现的就是我们一直比较期盼的外星人了。
“天眼”会寻找“外星人”,将主导未来宇宙天图
中外科学家都期待“天眼”的发现从量变转为质变。“天眼”若能第一个捕获河外星系脉冲星,将具有开创性意义。李?和他的研究小组已经在为观测河外星系脉冲星做技术上的准备,最早于明年初会进行尝试。
首位发现脉冲星的天文学家乔瑟琳?贝尔今年早些时候参观了“中国天眼”,她期待这座世界最大的射电望远镜能发现更多微弱、遥远、独特的脉冲星,包括发现围绕黑洞旋转的脉冲星。
对于观测范围可达已知宇宙边缘的“天眼”来说,发现脉冲星只是使命之一,未来,它还将在中性氢观测、谱线观测、寻找可能的星际通讯信号等方面大放异彩。
宇宙大爆炸学说认为,中性氢是宇宙中几乎与大爆炸同龄的“老人家”,观测和研究中性氢的分布,能帮助科学家进一步弄清银河系和河外星系的结构,解开宇宙大爆炸等宇宙起源和演化之谜。“‘中国天眼’将通过巡视宇宙中的中性氢,绘制出最新最大的标准宇宙天图。”国家天文台“天眼”项目高级博士后Marko Krco(马可)说。
“中国天眼”甚至还能“监听”宇宙中可能存在的外星文明发出的无线电波。澳大利亚科学及工业研究院Parkes望远镜科学主管乔治?霍布斯说,Parkes望远镜目前有20%的时间分配给了“寻找外星人”,但仍一无所获,“中国天眼”看得更远,说不定将来会有令人振奋的消息。
10月10日上午,“中国天眼”FAST首次发现6颗脉冲星,中科院科学传播局和国家天文台举行新闻发布会,发布了500米口径球面射电望远镜(FAST)取得的首批成果。作为世界最大单口径射电望远镜,FAST在2016年9月竣工进入试运行、试调试阶段。经过一年的紧张调试,现已实现指向、跟踪、漂移扫描等多种观测模式的顺利运行;调试进展超过预期及大型同类设备的国际惯例。
更加可喜的是,在调试观测阶段,FAST已经开始系统的科学产出。FAST团组利用位于贵州师范大学的FAST早期科学中心进行数据处理,探测到数十个优质脉冲星候选体,经国际合作,例如利用澳大利亚64米Parkes望远镜,进行后随观测认证,目前已通过系统认证6颗脉冲星,此次发布会发布了其中两颗的具体信息,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2017年8月22日、25日在南天银道面通过漂移扫描发现。这也是我国射电望远镜首次新发现脉冲星。
国家天文台研究员李菂介绍,搜寻和发现射电脉冲星是FAST核心科学目标。脉冲星由恒星演化和超新星爆发产生,因发射周期性脉冲信号而得名。脉冲星的本质是中子星,具有在地面实验室无法实现的极端物理性质,是理想的天体物理实验室,对其进行研究,有希望得到许多重大物理学问题的答案。譬如:脉冲星的自转周期极其稳定,准确的时钟信号为引力波探测、航天器导航等重大科学及技术应用提供了理想工具。银河系中有大量脉冲星,但由于其信号暗弱,易被人造电磁干扰淹没,目前只观测到一小部分。具有极高灵敏度的FAST望远镜是发现脉冲星的理想设备,未来,FAST将有希望发现更多守时精准的毫秒脉冲星,对脉冲星计时阵探测引力波做出原创贡献。
FAST位于贵州省平塘县名为大窝凼的喀斯特洼地之中,基于三项全部中国知识产权的自主创新——选址方法、索网主动反射面、柔性索结合并联机器人的馈源支撑,FAST突破了射电望远镜工程极限,建成为世界最大的单口径射电望远镜,其接收面积相当于30个足球场大小。这个被首席科学家兼总工程师南仁东定义“为下一代天文学家准备的观测设备”,是目前世界上最灵敏的单口径射电望远镜。国家天文台台长严俊介绍,接下来的两年,FAST将继续调试,以期达到设计指标,通过国家验收,实现面向国内外学者开放。同时进一步验证、优化科学观测模式,继续催生天文发现,力争早日将FAST打造成为世界一流水平望远镜设备。
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。
一、漂移扫描观测,二、脉冲星数据,三、消色散,四、找周期,五、单脉冲。
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。
最后,让我们来体验下天文学家的工作,一起找下脉冲星吧!
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