- 小菜G
-
* 回复内容中包含的链接未经审核,可能存在风险,暂不予完整展示!
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。
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.s*********.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。
星际定位就靠这个恒星,脉冲星等有明显特征的天体。当年美国的阿波罗13号登月飞船能在太空中出故障后顺利返回地球,星际定位功不可没。
- coco
-
* 回复内容中包含的链接未经审核,可能存在风险,暂不予完整展示!
一、漂移扫描观测,二、脉冲星数据,三、消色散,四、找周期,五、单脉冲。
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.s*********.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!