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中国人第一次使用自己的射电望远镜找到新的脉冲星, …

时间:2018-04-23 20:25来源:未知 作者:admin 点击:
你也许读过南老的故事。南仁东老师胼手砥足 20 多年,带领团队在祖国西南连绵的大山里翻山越岭,克服无数艰难险阻,一砖一瓦的修建起了让世界瞩目的国之重器——“中国天眼”FAST 望远镜。然而就在 FAST 望远镜即将迎来初光一周年之际,他却因肺癌晚期病情恶化,撒手人寰。脉冲星,这些恒星巨人们死亡后留下的致密遗骸,比太阳还要重,却只有北京五环大小。它转的飞快:通常几秒就能自转一周,快的甚至一秒可以自转几百圈。而今年刚好是贝尔发现脉冲星 50 周年,中国的 FAST 望远镜也终于发现了属于自己的新脉冲星,我们更可以自豪的向前人致敬:放心好了,从今往后,脉冲星科学交给我们来担当。毕竟,1960 年代,乃是射电天文学方兴未艾的时代,人类第一次大规模透过光学以外的电磁波窗口向宇宙好奇的瞭望,所见的一切都是新鲜的。脉冲星搜寻的前 30 年,脉冲星的发现增长几乎是线性,而非我们期待的指数增长。这是由射电望远镜的特性所决定的:一般一次只能观测一个方向,也就是说,传统上,射电望远镜是一个“单像素”的相机。面对浩瀚的银河系,一个点一个点的测过去,自然进展缓慢。虽然看起来很容易想到,真的做起来可不是那么回事。在这个回合,澳大利亚人占据了优势:他们率先搞出了 13 波束接收机的黑科技,极大的提升了脉冲星搜寻效率,在接下来的 20 年里独步天下。现在人类已知的 2600 多颗脉冲星里,有超过一半由帕克斯望远镜率先发现。刚才讲过,去年 9 月,FAST 刚刚出光,头一个观测的天体就是贝尔脉冲星。你可能还记得,当时铺天盖地的新闻称“超级天眼收到 1351 光年外脉冲星信号”云云,说的就是这事。当时接受采访的是国家天文台的钱磊副研究员。他在采访之后从紧张里回过味来,见到铺天盖地的“1351 光年”,每每感到淡淡的忧伤。他表示,学界目前尚无对贝尔脉冲星的准确距离测量结果,1351 光年这个数,纯属记者追问之下,按照一个简单的方法临时计算的数值(具体方法见下文),且没有进行误差分析,并不宜公开采用——遑论在某些阴谋论标题党口中变成“1351 光年外的神秘信号”,更是让人看了头疼。这样等到脉冲星的光完成“星际穿越”到达地球时,频率高的光子会先到,频率低的光子会后到,它们之间的差异被称为“色散量”。色散量直接与脉冲星信号穿过的自由电子总量(“柱密度”)相关,因而如果我们能通过其他方式先行绘制银河系中自由电子的分布地图,就可以按图索骥地计算出脉冲星的距离了。钱磊老师在对贝尔脉冲星距离的数量级估计中,简单的使用了银河系中的平均自由电子密度,得出了与其他研究结果相符合的距离数量级(一千光年的数量级),只因计算器上小数点前刚好出现 1351 四个数字,被并无恶意的媒体裹挟着制造了一则“假新闻”。钱老师的遭遇,可以算是科学家与媒体沟通失效的一个典型例子。而 FAST 发现的首颗新脉冲星的距离,同样是使用上述原理估计,只不过使用了最新的、更加准确详实的自由电子分布“地图”,因此 1.56 万光年相对来说是靠谱一些的,误差范围估计只有上下几百光年。但由于这个脉冲星刚刚发现,观测次数有限,目前还不能给出更严谨的误差估计。脉冲星之所以重要,是因为它的极端物理性质:首先,它有与原子核相当的高密度,是天然的极端物态实验室;而这么大质量的物体如此高速运动,又使其成为极端相对论性的天体。那里的时空环境跟我们所处的非相对论性天体的环境将会有显著的不同。我们知道,人类之所以能够了解地球内部分为地壳、地幔和地核的结构,是通过对地震波在全球传播模式的监测;而脉冲星上的星震怎样发生,同样有望向我们揭示它的本质——脉冲星究竟是中子星,还是夸克星?脉冲星中转的尤其快的一族,被叫做毫秒脉冲星:顾名思义,它们的周期是以毫秒来计算的。如果有一颗脉冲星刚好位于双星系统中,我们还可以通过观测其脉冲频率的变化,推测出它在轨道上与同伴彼此绕转的情况。这个发现太珍贵了。两颗致密星彼此绕转时,会强烈搅动周围的时空,以引力波的形式向外发射能量,同时逐渐消耗双星系统的势能、使得彼此越来越接近,绕转速度也会越来越快,损失能量的速率越来越高。同时由于广义相对论预言的轨道进动效应,双星之间距离最接近的时刻也在不断演化。因而,只要可以确定双致密星系统轨道周期的变化过程,就可以检验广义相对论,更令人激动的是间接的验证引力波的存在——这是在近年来激光干涉引力波技术发展起来之前,我们得以验证引力波存在的一个捷径。赫尔斯 - 泰勒脉冲星就是验证这一猜想的理想实验室。自其发现到 90 年代初,这对双星的轨道周期减少了大约 10 秒,严格按照广义相对论所预言的轨迹演进。轨道周期的变化也和引力波辐射预言一致。赫尔斯和泰勒两人,也因为该发现对广义相对论的验证,而获得了 1993 年的诺贝尔物理学奖。即使在脉冲星周围转的不是大质量的致密星,而是小小的行星,我们也能通过脉冲星信号察觉到它们的存在。实际上,人类发现的第一颗太阳系外的行星,就是通过这种方法发现的。当人类的星舰驶向太阳系之外,脉冲星就成了茫茫星海中名副其实的灯塔。通过对脉冲星周期的监测,星舰可以随时掌握自身的运动速度,进而推算在宇宙中航行的坐标。这就是所谓“脉冲星导航”。亿万星辰、亿万荣光,人类伟大理想的实现,没有现今对脉冲星性质的扎实研究,是办不到的。阿雷西博望远镜望远镜的口径是 305 米,但作为一个固定在盆地中的望远镜,它难以通过移动主镜实现自由四顾,只能通过移动副镜与馈源的方式,接收不同方向的电磁波。但阿雷西博望远镜的主镜面是完全固定的球面,成像是不完美的,为了对像差进行改正,上图所示的馈源舱本身需要对信号做二次、三次反射,复杂的光路让它不得不变得非常笨重:它重达 500 多吨。FAST 最大的工程创新在于,它的主镜面采用了主动面技术,每一块面板都可以在促动器的驱动下上下运动,把镜面从初始的球面形灵活地变成抛物面型,通过主镜的主动变形来实现对天体的跟踪,同时实现对像差的改正。所以 FAST 望远镜的馈源舱外观非常简洁,没有复杂的悬架结构,只要用 6 根柔性索吊着就可以。FAST 望远镜在工作时,2225 个促动器和 6 根馈源舱柔性索需要精确、协调的同时运动,要克服天气等因素对定位测量带来的干扰,在 500 米的巨大尺度上把位置精度控制在毫米数量级,挑战是巨大的。现在经过初光一年以来的调试,FAST 望远镜已经完成了第二步,并有望在明年实现第三步,从而达到设计能力,完成其两到三年调试期的目标,通过国家验收、正式进入正常运行状态。以往在其他望远镜进行这些研究时,会根据不同研究的需求,设计不同的观测方案。但 FAST 团队的雄心是在较短时间内,对 FAST 可观测区域的整个北天球部分进行完整的巡测,并同时兼顾上述四个科学目标,实现高效的科学产出。我们只要把望远镜对着一个方向,让地球自转带着天体一个个扫过望远镜注视的方向,就可以坐等望远镜完成这(在天球上指定纬度范围内的)全天巡测——这个方案最高效、可靠。完成上述天区的扫描,共需要 220 个观测日。考虑到同时进行的技术调试所需占用的时间,这项巡天计划需要 1 到 2 年的时间来完成。本文作者刘博洋,中国科学院国家天文台、西澳大学国际射电天文研究中心联合培养在读博士,北京大学天文学系校友。公益组织“青年天文教师连线”创始人,中国科普作家协会会员,微信公众号“天文八卦学”作者。 中国科普博览,我们科学家有话说 作者:蕉叶 @蕉叶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)。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)。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。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。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”。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?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。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!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。 (责任编辑:admin)
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