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中国天眼如何找到最神奇天体脉冲星?是技术活

发布时间:2017-12-04 阅读:

  如何找到中国最神奇的天体脉冲星?是技术性的生活,也是身体活动 - 新闻 - 科学网

  今天(2017年10月10日),中国科学院国家天文台发布消息称,科学家已经在贵州使用FAST望远镜发现了两颗新的脉冲星。

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  会议提到,实际上已经找到了六个,但是由于会议在几周前开始准备,所以只发布了两个。

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  这是中国人第一次用望远镜找到新的脉冲星。

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  虽然早就知道像FAST这样的望远镜一定会找到许多脉冲星,但这是第一次有很多人兴奋地找到它。

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  脉冲星是一种特殊的中子星,因为它的辐射束将会周期性地快速地扫过地球,这样地球就可以在名字后看到一个单周期的脉冲。

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  脉冲星可以被描述为宇宙中最神奇的物体之一。

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  你为什么这么说?

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  由于脉冲星的观测,不仅要研究脉冲星本身的极端物理状态,还要对星际介质,银河系的磁场,重力波等目标进行研究,这也是因为脉冲星的特殊性诺贝尔物理学奖授予两次脉冲星相关的发现(找到第一颗脉冲星;在第一个二进制系统中找到脉冲星,并用它来很好地验证引力波辐射理论)。

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  图1:上部显示了一个旋转的中子星及其两个辐射束。红点的下部表示我们现在看到的中子星的亮度。黄色曲线是旋转一周的中子星的亮度变化。

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  在迄今为止已知的2000多颗脉冲星中,大多数脉冲星都是使用澳大利亚帕克斯望远镜的多波束接收机发现的。使用多光束接收器可以使用多台望远镜,这也是派克斯望远镜成功的原因之一。

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  尽管FAST仍在使用单波束接收机(一次只能看到一个目标),但是将在近期安装19波束接收机,观测能力将大大提高。有分析认为,FAST受益于巨大的敏感度,未来希望找到4000颗脉冲星,应该会有很多有趣的发现。

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  脉冲星的特殊性和FAST在脉冲星搜索中的优势使得找到未知的脉冲星是FAST重要的科学目标之一。

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  那么,FAST是如何找到脉冲星的?说起来,这不仅是技术生活,还是体力活动。

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  漂移扫描观察

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  我们知道,FAST可以通过调整进纸仓的位置和面板的形状来调整望远镜的方位,以观察天空中的特定位置。然而,在FAST早期,各种望远镜系统工作不好,指向和调整不灵活。所以科学家经常用一种叫做漂移扫描的方法来观察。

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  所谓漂移扫描其实很简单,有点像很多想法。望远镜是不动的,如固定指向天顶,然后等待天体向东升起,向望远镜视野内移动。使用漂移扫描,望远镜只能盯着赤纬(天体坐标系赤道坐标系的纬度,类似于地理纬度和经度线在天空中的投影),所以只有这个赤纬的源头可以被观察。随着时间的推移,这个赤纬上的天体将依次被望远镜观测到。

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  如果我们想看到其他赤纬天体怎么办?然后你必须指望望远镜指向另一个赤纬(早期的快速移动不灵活,不可移动)。

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  通过漂移扫描,我们的FAST可以在不移动的情况下扫描天空中的不同位置。

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  但是,这样观察就有一个不好的地方,就是每当一个天体通过望远镜视场很短时间,对于FAST来说,最长不到1分钟。观察时间短,这意味着我们只能看到一些比较明亮的物体。幸运的是,我们的FAST足够大,许多其他望远镜都感觉到黑暗的物体,因为FAST相对比较明亮。

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  话虽如此,我们在寻找什么脉冲星呢?

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  人们可能知道银河系中脉冲星的分布,即:主要在银盘和球状星团。 FAST扫过银盘(或者球状星团),但球状星团很小,扫过的可能性很小。当我们分析相应的数据时,我们会更有希望找到新的脉冲星。

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  图2:这是一个光带中整个天空的照片。中心是重心。图中的白色圆圈表示本次调查中发现的其中一颗脉冲星J1859-0131大致位于星系中,黄色圆圈则显示另一颗脉冲星J1931-01的位置。

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  脉冲星数据

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  在漂移扫描期间,我们需要记录我们可以用来搜索脉冲星的数据。这需要满足两个要求:一是时间分辨率足够高;二是一定的频率分辨率。

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  一般来说,我们会定期看到脉冲星的脉冲星信号。两个相邻脉冲信号之间的时间差(所谓的脉冲周期)在1.4和23秒之间变化。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,我们才能检测到随时间迅速变化的脉冲星信号。

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  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。当记录脉冲星搜索数据时,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),因为后续数据处理的需要。如果划分份数,则频率分辨率高,可以更好地检测到不同频率信号的变化。脉冲星数据需要划分一定数量的拷贝,但不要太多,足够使用,这里不太在意选择标准。

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  那么,我们会得到什么样的数据呢?是一个连续的频谱,而且相邻的两个频谱间隔很短,通常只有几百或几十个微秒。

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  图3:这是全天最真实的数据,最亮的脉冲星贝拉,长度约为0.6秒。横轴是以秒为单位的时间,纵轴是以兆赫为单位的频率。颜色表示强度。斜线之一是来自Vela的脉冲信号。这是我们如何存储脉冲星数据,除了我们保存一组数据表而不是这样的图片。

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  用观察的数据,我们可以找到脉冲星。脉冲星通常非常弱,为此我们需要监测不同频率的观测电磁波来获得总功率信号,以便更好地搜索脉冲星脉冲。在迭加不同频率的电磁波之前,我们所要做的就是去散布数据。

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  脉冲星发射的脉冲在到达地球之前将受到银河系空间星际介质的影响,从而导致色散。首先,色散效应会导致脉冲星高频电磁波比低频电磁波到达地球。这个现象在图3的数据中可以看出来(由于水平时间轴很大,不明显)。

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  为了能够获得高信噪比的脉冲信号,我们需要抵消由于数据处理延迟而引起的色散,即所谓的消色差。

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  图4:Vela脉冲星总功率随时间的变化曲线图,一条高脉冲线是单脉冲星脉冲信号。以上是不变色,以下是变色后。在信号可见之后可以看到很多!

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  不同的脉冲星通过星际介质发出不同的信号,所以不同的脉冲星受到不同的色散效应。色散效应明显,低频信号延迟会更大。为了准确消除色散效应,我们需要知道延迟量。但对于未知的脉冲星,事先并不知道星际介质的影响程度。如何消除色散的影响?

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  天文学家的做法很简单:试试!

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  对于相同的一段数据,假设它是由于延迟的数量引起的色散,分别用一些不同的延迟来消除色散,然后将所有的结果独立地进行下一步。简单,暴力,但有效。

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  在上面的图片中,我们可以看到消除色散后的脉冲信号。

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  但是,大多数脉冲星太弱,我们不能直接得到一个脉冲。如果我们知道脉冲星的脉冲在什么时候出现,找到并迭加相应的数据,就可以看到微弱脉冲星的信号!

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  幸运的是,脉冲星通常具有很强的周期性,所以我们可以找到它的信号。

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  这里我们需要使用先前解扩后的数据。数据的色散结束是随时间变化的总功率,如图四所示。我们需要做的是对这些数据进行傅里叶变换。

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  假设我们使用正确的色散数据进行傅里叶变换,假设我们有幸碰到一个非常亮的脉冲星,我们将非常幸运的看到下面的图5所示的结果!

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  图5:脉冲星B1550-54经过离散傅立叶变换后的数据结果。水平轴是在傅里叶变换之后获得的频率(其中频率是信号变化的周期的倒数,而不是电磁波的频率)。脉冲星的周期约为1秒,所以在1赫兹的时候有一个明显更高的线。其他线是脉冲星信号的谐波。

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  但是,很多时候我们都不那么幸运,脉冲星真的太黑了,我们看不到图五的明显线条。更不用说大部分时间我们的望远镜根本不与脉冲星对齐。

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  一般来说,在消除色散和寻找周期之后,我们可以发现大量具有一定色散效应的周期性物体,并且看起来像脉冲星信号。

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  虽然有些软件可以帮助我们过滤更像脉冲星的目标,但最终还是需要目视检查每个候选对象的参数(通常是结果图),以便做出准确的判断。

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  可以毫不夸张地说,在读了数以万计的数据结果图之后,可以找到一个未知的脉冲星,感谢上帝。

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  有几颗脉冲星由于某种原因而发生间歇性辐射,导致我们所看到的脉冲信号显得不规则。这一次,如果我们寻找找到周期的方法,往往找不到。这种类型的脉冲星,我们只能在散射后的数据中找到信噪比高的信号。经过一阵急速的电台暴力冲击,就是通过消除单一的脉冲来找到脉搏。

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  可以看出,FAST也进行了一个单一的数据脉冲发现,并没有多少收获,敬请期待。

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  最后,让我们体验天文学家的工作,找到脉冲星!

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  (下图显示了http://pulsarsearchcollaboratory.com/上真正的脉冲星搜索结果)

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  这是一颗脉冲星!

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  这是干扰!

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  这是二进制系统中的脉冲星!

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  这是干扰!

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  想象一下,你可以找到成千上万张类似图片中脉冲星的信号。现在你应该能够明白我刚才所说的,找个脉冲星这个东西,真的需要体力!

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