Arecibo Binary Pulsar Search:项目背景

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Arecibo Binary Pulsar Search 的项目背景

阿雷西波望远镜位于加勒比海上的波多黎各岛上,是世界上最大的射电望远镜,口径为 305 米。
图片提供:NAIC - 阿雷西波观测站,NSF 下属机构

什么是脉冲星?

在坚实的铁壳下,是由中子和其它基本粒子组成的液体。(1 英里大概是 1.6 公里)
图片提供:NASA
当一个辐射圆锥扫过视线(上半部分),我们能在射电波段内看到相应的脉冲,并且有一个明显的强度变化(下半部分)。
图片提供:Michael Kramer

当一颗恒星用尽了内部所有的核燃料后,它会在自身的重量之下开始坍塌。这时星体的核心会被压缩得非常紧密以至于内部的质子和电子会结合在一起转变为中子。然后就形成了中子星。(如果这颗中子星的质量比大阳的质量还要大两到三倍,那它还会进一步压缩,形成一个黑洞。)

射电脉冲星是带有强磁场的中子星。他们会带动其周围的电子旋转并加速到接近光速。这些电子会沿着一个细圆锥状的范围发射出偏振光(相干曲率辐射,Coherent Curvature Radiation)。当这束光扫过地球方向,我们就能观测到周期性变化的射电信号,就像一个灯塔。有些射电脉冲星还会发射可见光、X 以及伽马射线。

目前能够观测到的中子星主要就是脉冲星。其中大约有1800个已经被观测到。而这其中只有很小一部分,因为是处在双星系统中的脉冲星,我们能够确定他们的质量。这些已知的样本还不足以确定一个严格的质量上限,而这个上限可以帮助我们进一步了解这些极高密度的物质的物理特性。

脉冲星目录

请浏览 ATNF 的脉冲星目录,其中包含了已知的1800颗脉冲星的最新信息。


为什么我们要搜寻双星系统中的脉冲星?

大部分已知的脉冲星只能被最大的射电望远镜探测到,比如位于波多黎各的口径为 305 米的阿雷西波射电望远镜(图中所显示的),Parkes 观测站(澳大利亚,新南威尔士),Jodrell Bank 观测站(英国,曼彻斯特)和 Green Bank 望远镜(美国,弗吉尼亚)。
图片提供:NAIC - 阿雷西波观测站,NSF 下属机构
Einstein@Home 项目中搜索射电脉冲星的屏幕保护程序中将已知的脉冲星显示为紫色的点。
图片提供:AEI Hannover。

大部分脉冲星发出的信号很弱,需要很大的射电望远镜才能探测到他们。天文学家们已经用多种望远镜扫描了整个天空,探测到了银河系内和球状星团附近的脉冲星。而其他星系中的脉冲星超出了我们探测器的探测范围。大部分已知的脉冲星只能通过对它们的信号进行积分才能找到:对大量的脉冲进行叠加,使得真实的信号可以从背景噪声中分离出来。

对大部分短周期的双星系统来说这个处理过程的效果并不好。因为我们看到的大部分双星系统都是从侧面或者倾斜的角度,轨道的近点和远地之间的时间差会干扰信号,使其更难从背景中分辨出来。考虑到许多恒星都是双星系统的成员,这实在是很不幸运。因此,这样的调查其实错过了很大一部分的脉冲星。




我们的搜索是如何进行的?

因为双星系统中的轨道运动, 我们观测到的自旋频率(或者说脉冲的间隔时间)将有规则地随时间而变化。
图片提供:Adam Chandler
从光变曲线中可以揭示脉冲星的许多特性,但大部分曲线都会有一个显著的主峰。
图片提供:D. R. Lorimer, Binary and Millisecond Pulsars, Living Rev. Relativity 11, (2008), 8

我们的搜索方式是一种”盲目搜索“。因为我们不知道可能隐藏在数据集中的脉冲星的确切距离、自旋频率和轨道参数。我们只能在尽量宽广的参数范围内进行搜索,才能最大程度地增加发现目标的可能性。

星际空间中充满了气体和尘埃组成的云。有一些云的温度大约在 8000K,并且包含有自由的电子。这些云会散射经过它们的射电波,也就是说高频的射电信号会比低频的信号走得更快。气体中沿着视线方向的电子越多,导致的时间差也越大。射电望远镜可以观测到的射频范围很宽,因此必须对这个色散效应进行修正。既然色散的确切程度依赖于脉冲星的距离和这段距离内的电子数量,我们试着校正了 628 种不同的色散值,然后独立地对每一个结果集进行搜索。这个过程称之为”去色散“,是由 Einstein@Home 的服务器来完成的。

既然我们不知道双星系统的轨道参数,我们只能尝试上千种可能的轨道模板,每一个都对应不同的多普勒上旋和下旋模式。然后将数据按照每一个模板对应的轨道进行全多普勒效应的修正。这是在加入到我们项目的计算机上完成的第一个步骤。下一步是测试在这个轨道的数据集里是否存在脉冲星。这一步是通过频率分析(傅里叶变换)来完成的,然后就得到了我们想要的自旋频率。

因为射电脉冲星的信号并不是标准的正弦波而是脉冲形式的,从频率分析中将得到基频(本征自旋频率)和更高的谐频(频率为基频的整数倍)。对这些频率求和是搜索脉冲星时的常用技巧,能得显著提升搜索的灵敏度。这个求和是在用户计算机上完成的最后的一个步骤。最终,计算机会将最重要的几个候选信号列成表,返回至 Einstein@Home 的服务器,由项目科学家做进一步的分析。




我们的新搜索方法和以前的方法有什么不同?

对一颗周期为 11 分钟的脉冲星采集 5 分钟的数据,然后进行加速度搜索的结果。图中箭头标示了脉冲信号中谐频的位置,可分辨度很差。
图片提供:AEI Hannover
对同样的数据集,使用了我们的新搜索方法的结果。可以很明显地看到八个谐频的位置,可分辨度很好。
图片提供:AEI Hannover

目前对脉冲双星的搜索方式包括”加速度搜索“和”边频带搜索“。前一种通过近似的双星轨道对时间延迟进行修正,只在观测时间远小于双星系统的轨道周期时才有效。而后一种只在观测时间内能看到许多双星轨道才有效。这两种方法之间有一个间隔,在这个间隔内两种方法的灵敏度都大幅下降。我们的搜索所使用的数据集覆盖了 5 分钟的观测时间。因此,加速度搜索对小于 50 分钟的轨道周期不敏感,而边频带搜索对大于 3 分钟的轨道周期也不敏感。

这是一款名为“Pulsating Science”的交互式脉冲双星模拟软件的运行截图。可通过左边的链接下载。
图片提供:AEI Hannover

新的搜索方法将填补这个间隔,并能修正小至 11 分钟的轨道周期,这意味着我们能看到这样一个双星系统(其多普照勒效应变化很大)的一半的轨道。本节上面右边的图表明了这个过程所能达到的效果。



交互式的脉冲双星模拟

您可以下载一款名为“Pulsating Science”的 3 维可视软件来探索脉冲双星系统中的多普勒效应。通过这个软件,您可以生成、查看和修改脉冲双星系统和它们产生的射电脉冲。右边的图即为该软件在进行交互式模拟时的一个截图。

下载链接如下,请根据自己的系统进行选择(要求安装 3D 显示卡的驱动程序):




我们在搜索过程中使用的数据从何而来?

2004 年 4 月,ALFA(吊在左边的一条线缆上)被安放到了阿雷西波的圆顶室,这个地方用于将各类接收器放置在天线碟的格利高里焦点。
图片提供:阿雷西波观测站的 Tony Acevedo,版权为康耐尔大学所有
格利高里圆顶室内的 ALFA(阿雷西波L波段馈电阵列)
图片提供:B. Knispel, AEI Hannover

我们使用的数据来源于世界上最大的射电望远镜,位于波多黎各的 Arecibo 观测站,所正在进行的数据采集工作。上面安装的探测器,ALFA(Arecibo L-band Feed Array,即阿雷西波L波段馈电阵列),可以同时对天空中七块邻近区域进行观测。搜索脉冲星是 ALFA 的主要任务之一,由一个名为 ALFA 脉冲星协会的国际天文学组织负责。

数据采集工作的内容主要是对每块 ALFA 区域的长达五分钟的观测。对于得到的数据集,我们所负责的脉冲星搜索,其目标主要是寻找轨道周期长于 11 分钟的脉冲双星。

相关链接

NAIC(National Astronomy and Ionosphere Center) 是管理和维护 Arecibo 望远镜的研究机构。

Arecibo 望远镜的照片库中包含了从开始建造到现在的望远镜的照片。

关于 Arecibo 望远镜的详细介绍请看这里




这个子项目对搜寻引力波有帮助吗?

引力波观测站,比如位于华盛顿汉福德的 LIGO,是长度为数公里的迈克尔逊类型的激光干涉仪。它们可以对由于引力波对局部时空结构的扰动所导致的极小的相位移动进行检测。
图片提供:LIGO 实验室。

当物质在太空中加速运行时,它会改变时空结构的曲率。这个改变会以引力波的形式,以光的速度在太空中传播。物质的密度越高、质量越大、加速度越大,所发出的引力波也就越强。因此,包含有中子星或黑洞的闭合的双星系统,是很强的连续的引力波源。

有了脉冲星搜索的结果,我们能够进一步了解总共有多少含有中子星的双星系统。进一步,我们能够知道一些有确切位置和轨道参数的脉冲双星。脉冲星能够通过多种机制发射引力波,而且正好是在地基探测器的比较灵敏的频率范围内。从脉冲星搜索得到的结果使得我们可以在搜索 LIGO、VIRGO 或是 GEO600 引力波观测站采集到的数据时,对来自脉冲双星的引力波进行“有的放矢”的搜索。

更进一步,这些新的脉冲星可以被近几年就要发射升空的 LISA 太空观测站用来做校准源。在 LISA 上面,这些轨道运动所发出的兆赫兹范围的引力波都可以被探测到。

引力波观测站



我们可以从脉冲星中了解什么?

中子星有一个非常热的、能辐射出 X 射线的表面,星体的强磁场还可以将粒子加速到高能状态并发射出包括射频到伽马射线(淡蓝色)在内各种类型的辐射。
蟹状星云 - 星体爆炸后的残留,曾经在公元 1054 前作为一颗超新星在地球上被观测到,其能量正是由中心处一颗脉冲星的辐射提供的。
图片提供:NASA,欧洲航天局和 Allison Loll/Jeff Hester(亚利桑那州立大学)。感谢:Davide De Martin

自从 1967 年由英国剑桥大学的 Jocelyn Bell 和 Anthony Hewish 发现了射电脉冲星后,射电脉冲星已经成为天文学中最激动人心的研究领域之一。虽然对于它们的运行机理已经有了基本的了解,但许多具体的物理细节还有待发现。比如说:有多少带电粒子被其超强的磁场所加速?都是些什么粒子?它们具体是如果运行的?我们观测到的射电信号是在离中子星表面多远的距离上生成的?

还有更多的问题埋藏在表面之下:这些物体的内部组成是什么?其中心是否有一个不是由中子而是由更基本的粒子比如夸克所组成的核心?我们的新项目应该能够帮助解答这些疑问。还有,不仅是天体物理学,还有核物理、粒子物理学也对这些迷人的物体很感兴趣。

天文学家们将对脉冲星以及中子星,这一超新星爆炸后的残留物的分布信息感兴趣。我们当前的理解是否正确?如果脉冲星不处在双星系统中,是否就一定是在爆炸过程中从双星系统中分离出来的?有了这些信息,就可以测试并修正超新星的模型,有了这个,就能知道这类事件所发出的引力波的强度以及波形。




如果你们的计算机发现了有趣的结果,将会发生什么?

每一个候选信号都将通过阿雷西波望远镜的 305 米口径的天线碟进行更长时间的后续观测,以确定该信号的真实性。
图片提供:NAIC - 阿雷西波观测站,NSF 下属机构

如果在分析某个特定的任务包时发现了符合上文所描述的形式的信号,这个结果将归类到一个”候选列表“。然后这个列表将不定期地提交到 PALFA 协会进行审查。如果协会也认为这些结果有希望,就会针对这些结果安排专门的观测。

一旦得到了新的数据,还是用上文描述的方法进行分析。因为这次的观测使用了更长的时间,应该可以得出结论,即是否找到了一颗新的脉冲星,或者只是巧合。

对于找到了这些信号的计算机所属的用户,将在正式发表的科学刊物中的致谢部分被提及。




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