中国人第一次用自己的望远镜找到新脉冲星！FAST首秀实力不俗
今天（2017年10月10日），中国科学院国家天文台发布消息，宣布科学家们使用位于贵州的FAST望远镜找到了2颗新的脉冲星。
发布会上提到，其实已经发现6颗，不过由于发布会是几周前开始准备的，所以只发布了2颗。
这是中国人第一次使用自己的望远镜找到新的脉冲星。
虽然，人们早就知道FAST这么大的望远镜肯定能够找到不少脉冲星，但第一次找到，还是令很多人感到兴奋的。
脉冲星是特殊的中子星，因为其辐射束会周期性快速扫过地球，使地球人看到一个个周期脉冲而得名。
脉冲星可谓宇宙中最为神奇的天体之一。
为什么这么说？
因为对脉冲星进行观测，不仅能够研究脉冲星自身的极端物理状态，还能对星际介质、银河系磁场、引力波等目标进行研究。也正因为脉冲星的特殊性，诺贝尔物理学奖两度授予了脉冲星相关发现（发现第一个脉冲星；发现第一个双星系统中的脉冲星，并利用它很好地验证了引力波辐射理论）。
图一：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。
图源： http://www.ligo.org/science/Publication-S6VSR24KnownPulsar/
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。
那么，FAST目前是怎么找脉冲星的呢？说起来，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！
（以下图片为真实脉冲星搜寻结果图，来自http://pulsarsearchcollaboratory.com/）
这个是脉冲星！
这个是干扰！
这个是双星系统中的脉冲星！
这个是干扰！
想象一下，让你在几万张类似的图片中找出一张脉冲星的信号。现在你应该能理解我前面说的，找脉冲星这件事，真的需要体力！
本文由科普中国融合创作出品，蕉叶制作，中国科学院计算机网络信息中心监制。“科普中国”是中国科协携同社会各方利用信息化手段开展科学传播的科学权威品牌。
（文章首发于科学大院，转载请联系cas@cnic.cn）
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