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告慰南老!“中国天眼”首次发现两颗脉冲星 距地球1.6万光年

2017年10月10日 21:00    浏览0次 已有评论(0)

  中科院国家天文台10日宣布,“中国天眼”发现2颗新脉冲星,距离地球分别约4100光年和1.6万光年。这是我国射电望远镜首次发现脉冲星,距“天眼之父”南仁东病逝不到1个月。“中国天眼”有望开启中国射电天文学10年至20年“黄金期”。

  据央视新闻客户端10日报道,今天上午,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在去年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两颗脉冲星,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于今年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。  

  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。

  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。

  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。

  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。

  FAST目前是怎么找脉冲星的呢?据介绍,这不仅是个技术活,还是个体力活。

  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。  

  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。  

  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。

  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”。  

  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!

  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。


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