FAST首秀實力！「中國天眼」首次發現2顆新脈衝星

中科院國家天文台10日宣布，「中國天眼」發現2顆新脈衝星，距離地球分別約4100光年和1.6萬光年。這是我國射電望遠鏡首次發現脈衝星，距「天眼之父」南仁東病逝不到1個月。「中國天眼」有望開啟中國射電天文學10年至20年「黃金期」。

這是中國人第一次使用自己的望遠鏡找到新的脈衝星。

據央視新聞客戶端10日報道，今天上午，中科院科學傳播局和國家天文台舉行新聞發布會，發布了500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）取得的首批成果。作為世界最大單口徑射電望遠鏡，FAST在去年9月竣工進入試運行、試調試階段。經過一年的緊張調試，現已實現指向、跟蹤、漂移掃描等多種觀測模式的順利運行；調試進展超過預期及大型同類設備的國際慣例。

更加可喜的是，在調試觀測階段，FAST已經開始系統的科學產出。FAST團組利用位於貴州師範大學的FAST早期科學中心進行數據處理，探測到數十個優質脈衝星候選體，經國際合作，例如利用澳大利亞64米Parkes望遠鏡，進行後隨觀測認證，目前已通過系統認證兩顆脈衝星，一顆編號J1859-0131（又名FP1-FAST pulsar #1），自轉周期為1.83秒，據估算距離地球1.6萬光年；一顆編號J1931-01（又名FP2），自轉周期0.59秒，據估算距離地球約4100光年。兩顆脈衝星分別由FAST於今年8月22日、25日在南天銀道面通過漂移掃描發現。這也是我國射電望遠鏡首次新發現脈衝星。

國家天文台研究員李菂介紹，搜尋和發現射電脈衝星是FAST核心科學目標。

脈衝星由恆星演化和超新星爆發產生，因發射周期性脈衝信號而得名。脈衝星的本質是中子星，具有在地面實驗室無法實現的極端物理性質，是理想的天體物理實驗室，對其進行研究，有希望得到許多重大物理學問題的答案。譬如：脈衝星的自轉周期極其穩定，準確的時鐘信號為引力波探測、航天器導航等重大科學及技術應用提供了理想工具。銀河系中有大量脈衝星，但由於其信號暗弱，易被人造電磁干擾淹沒，目前只觀測到一小部分。具有極高靈敏度的FAST望遠鏡是發現脈衝星的理想設備，未來，FAST將有希望發現更多守時精準的毫秒脈衝星，對脈衝星計時陣探測引力波做出原創貢獻。

FAST位於貴州省平塘縣名為大窩凼的喀斯特窪地之中，基於三項全部中國知識產權的自主創新——選址方法、索網主動反射面、柔性索結合併聯機器人的饋源支撐，FAST突破了射電望遠鏡工程極限，建成為世界最大的單口徑射電望遠鏡，其接收面積相當於30個足球場大小。這個被首席科學家兼總工程師南仁東定義「為下一代天文學家準備的觀測設備」，是目前世界上最靈敏的單口徑射電望遠鏡。國家天文台台長嚴俊介紹，接下來的兩年，FAST將繼續調試，以期達到設計指標，通過國家驗收，實現面向國內外學者開放。同時進一步驗證、優化科學觀測模式，繼續催生天文發現，力爭早日將FAST打造成為世界一流水平望遠鏡設備。

FAST目前是怎麼找脈衝星的呢？據科普中國介紹，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。

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