FAST首秀！中國人第一次用自己的望遠鏡找到新脈衝星
撰文 | 蕉葉
2017年10月10日，中國科學院國家天文台發布消息，宣布科學家們使用位於貴州的FAST望遠鏡找到了2顆新的脈衝星。
發布會上提到，其實已經發現6顆，不過由於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衝星。
雖然，人們早就知道FAST這麼大的望遠鏡肯定能夠找到不少脈衝星，但第一次找到，還是令很多人感到興奮的。
脈衝星是特殊的中子星，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衝而得名。
脈衝星可謂宇宙中最為神奇的天體之一。
為什麼這麼說？
因為對脈衝星進行觀測，不僅能夠研究脈衝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。也正因為脈衝星的特殊性，諾貝爾物理學獎兩度授予了脈衝星相關發現（發現第一個脈衝星；發現第一個雙星系統中的脈衝星，並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多顆脈衝星中，大部分脈衝星是澳大利亞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得益於巨大口徑帶來的高靈敏度，未來有希望找到4000顆脈衝星，這裡面應該會有不少有意思的發現。
脈衝星的特殊性，以及FAST在脈衝星搜尋中的優勢，使得尋找未知脈衝星成為FAST重要的科學目標之一。
那麼，FAST目前是怎麼找脈衝星的呢？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，然後等著天體東升西落，自己運動到望遠鏡的視野裡面。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，類似於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麼辦？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不用怎麼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」。
說了這麼多，我們要尋找的脈衝星在哪兒呢？
人們是大概知道脈衝星在銀河系裡面的分布的，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衝星。
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衝星J1859-0131在銀河中大致的位置，黃圈則是發現的另一顆脈衝星J1931-01的位置。
二
脈衝星數據
在漂移掃描過程中，我們需要記錄能夠用來進行脈衝星搜尋的數據。這需要滿足兩個要求：一、足夠高的時間解析度；二、一定的頻率解析度。
一般地講，我們會周期性地看到脈衝星發出的脈衝信號。相鄰兩個脈衝信號之間的時間差（所謂的脈衝周期），在1.4毫秒到23秒之間不等。而脈衝信號的寬度，通常只有這個時間差的十分之一。只有數據的時間解析度足夠小，我們才能探測到隨時間快速變化的脈衝星信號。
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。在記錄用作脈衝星搜尋的數據時，因為後續數據處理的需要，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，那頻率解析度就高，能更好地探測不同頻率信號的變化。脈衝星數據要求劃分一定的份數，但不用太多，夠用就好，這裡對選取標準就不細講了。
所以，最後我們得到的會是什麼樣的數據呢？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：這是全天最亮脈衝星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發出的脈衝信號。這就是我們存儲下來的脈衝星數據應有的樣子，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，我們就可以來找脈衝星了。脈衝星一般是很暗弱的，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衝星的脈衝。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」。
脈衝星發出的脈衝在到達地球之前，會受到銀河系空間中的星際介質影響，發生「色散」。色散效應會導致脈衝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衝信號，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脈衝星總功率隨時間變化圖，一條條高出來的細線就是脈衝星單個脈衝信號。上面是沒有消色散的，下面是消色散之後的。可見消色散之後信號明顯了非常多！
圖源：http://public.ska.ac.za/kat-7/kat-7-data-reduction/pulsars-and-transients
不同的脈衝星發出的信號經過的星際介質不盡相同，所以不同脈衝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。但是對於未知的脈衝星，我們並不能事先知道它受到星際介質的影響能有多大，這該怎麼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，然後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，消色散之後就可以看到一個個脈衝信號。
然而，大多數脈衝星都太弱了，我們是沒法直接得到單脈衝信號的。如果我們能夠知道脈衝星的脈衝都發生在哪些時間點，把對應數據找出來併疊加到一起，那就有可能看到暗弱脈衝星的信號了！
幸好，脈衝星一般都有很強的周期性，方便我們去找它的信號。
這裡我們需要用到前面消色散之後的數據。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衝星，那麼我們將非常幸運地看到下面圖五這樣的結果！
圖五：對脈衝星B1550-54消色散後的數據進行傅里葉變換得到的結果。橫軸是傅里葉變化之後得到的頻率（這裡的頻率是指信號變化周期的倒數，不是電磁波頻率）信息。這顆脈衝星的周期大約是1秒，所以在1赫茲（Hz）的地方有條很明顯高出來的線。其他的線是脈衝星信號的諧波。
圖源：http://sigproc.sourceforge.net/seek/
然而，很多時候我們是沒那麼幸運的，脈衝星真得太暗了，我們並不能看到圖五那麼明顯的線。更不用說大多數時候我們的望遠鏡根本就沒對準某顆脈衝星。
一般情況下，經過消色散、找周期之後，我們可以找到大量具有一定色散效應的、有周期性的、看著好像是脈衝星信號的候選體。
雖然現在有軟體可以幫我們篩選出比較像脈衝星的目標，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。
毫不誇張地說，看過幾萬張數據結果圖後，能找到一顆未知的脈衝星，就謝天謝地了。
五
單脈衝
有少數的脈衝星，他們的輻射因為某種原因斷斷續續的，導致我們看到的脈衝信號顯得沒有規律。這種時候，如果我們拿找周期的方法去找，往往是找不到的。這類脈衝星，我們只能在消色散過後的數據中，找信噪比大的信號。此前火過一陣的快速射電暴，就是通過消色散後找單脈衝找到的。
可以透露的是，FAST也對數據進行了單脈衝的查找，並且已小有收穫，敬請期待。
最後，讓我們來體驗下天文學家的工作，一起找下脈衝星吧！
（以下圖片為真實脈衝星搜尋結果圖，來自http://pulsarsearchcollaboratory.com/）
這個是脈衝星！
這個是干擾！
這個是雙星系統中的脈衝星！
這個是干擾！
想像一下，讓你在幾萬張類似的圖片中找出一張脈衝星的信號。現在你應該能理解我前面說的，找脈衝星這件事，真的需要體力！
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