脉冲星观测技术与搜寻
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以射电为例！ 1. 灵敏度： • 望远镜增益和接收机噪声、 硬盘要能够存储！ • 天空背景 数据总线速度匹配才行！ 2. 时间分辨率： 目前还是受限！
• 记录数据的快慢：采样率
3. 色散---射电波段：
• 不可忽略的星际介质效应 • 实际上还有散射效应的麻烦
4.干扰
45
射电望远镜的灵敏度
• 用最小可探测的射电源流量来表示。
卫星记录的每个光子到达时间折算到 太阳系质心，必须扣除所有运动项！
难的是几年内把每个光子 时间精度弄到亚微秒量级
脉冲星周期： 2.5ms 轨道周期： 93 分钟 总观测时间： 1437天！ 搜寻办法： 盲 搜！
脉冲星搜寻的基本问题
以射电为例！
36
射电望远镜的组成框图
天线
抛物面 天线
馈源 和 前端接收机
Prime focus =receiver Cassegrain
Off-axis Cassegrain
Naysmith
Offset Cassegrain Beam waveguide
发现质量最大的脉冲星！ 21 发现周期最短的脉冲星！
天线装配方式和指向与跟踪
• 赤道式：无盲区、波束不旋转、跟踪精度高； 重力形变大、造价高 • 地平式：造价低、重力形变小；天顶盲区、波 束旋转
HST
28 连续高速摄影是必须的！
光学、红外、紫外 观测脉冲星
– 仅仅几颗年轻脉冲星 – Crab脉冲星光脉冲探测和定位 – Crab脉冲星光脉冲偏振 – HST的脉冲图像 – HST测脉冲星自行和激波！ – 2012年拍伴星光谱定最大质量脉冲星！
HST
29
X射线望远镜的脉冲星观测 /导航？
~25 Pulsars
HST
观测脉冲星的望远镜 地面：射电+光学
空间：红外+光学+ 紫外+X射线+γ 射
VLT
12
观测脉冲星的基本要求
• 因为脉冲星信号微弱，因此望远镜必须足够 大，并且积分时间足够长，才能够收集足够 多的光子！ • 因为要观测的是脉冲，必须有足够的时间分 辨率采样。观测毫秒脉冲星，要微秒分辨！ • 因为有各种干扰和辐射背景，观测必须消除 它们的影响！ • 发现一个脉冲星，必须有精确的位置，并与 周边的目标明确区别！
18
Cassegrain和Gregorian光学系统
19
Cassegrain(卡塞格林)和Gregorian (格里高利)望远镜
• 优势：照明溢出 少、照明效率高、 馈源仓空间得到 拓展； • 劣势：较窄的照 明角度导致馈源 尺寸大、长度长。
德国Effelsberg100米射电望远镜
20
不同形式的抛物面天线基本光路
可调本地 振荡器
38
脉冲星的真实数据记录
39
傅里叶变换，分析周期
脉冲比较窄，谐波能量要联合检测
脉冲星信号的特点
• 脉冲星信号的周期和轮廓非常稳定
单个脉冲变化但平均脉冲非常稳定，周期特别精确.
用FFT找周期!
• 脉冲信号波包因为星际介质而色散
脉冲星在各个频率上同时辐射信号，但星际介质电离气 体使低频信号延迟一些到达地球.
脉冲周期为P，但 仅在w的时间内 有信号，脉冲的 AA G 信噪比为： 2k
SNR S PSR G Btnp Tsys
S min
2kTsys
A A Btnp
w Pw
Pw w
Tsys Tant Trcvr Tatm (1 ea ) Tbg
26
印度Giant Metrewave Radio Telescope
150 – 1420 MHz
30×45米 等效246米 over 25 km！
27
光学、红外、紫外 观测脉冲星
– 目前仅仅几颗年轻脉冲星 – Crab脉冲星光脉冲探测和定位 – Crab脉冲星光脉冲偏振 – HST的脉冲图像 – HST测脉冲星自行和激波！ – 2012年拍伴星光谱定最大质量脉冲星！
美国LWA项目
无可匹敌的脉冲星 低频观测能力！
LBA：10MHz~80MHz
HBA：120MHz~240MHz
25
荷兰Westerbork Synthesis Radio Telescope • 14 面 25m 天线 （WSRT)
(4 个可移动) • 东西向排列 • 最长基线2.7km • 300 MHz – 9 GHz
• 最小可检流量Smin由系统噪声温度Tsys决定：
S min
2kTsys
A A TBnp
G = 4 A0 / 2
=
4 / WA
这里，Tsys是整个射电望远镜系统的噪声温度，要折算到接收机
之前。A是望远镜的孔径面积，ηA是天线效率，T是观测时间， B是信号接收带宽，nP是偏振通道数。
电磁波的传播延时为
9/118
it
射电波段观测： 色散要消除！
方法： • 将频段分为多个小频带 • 探测每个小频带的脉冲， 然后相加。
10
地球大气窗口
大 气 吸 收 率 射电窗口
11
Chandra
XMM Interstellar medium: Clouds & large-scale structure?
15
射电望远镜的组成框图
天线
抛物面 天线
馈源 和 前端接收机
副反射面
观测者
天线控制 方位俯仰
数字后端
16 射电望远镜 -引论
不同形式的抛物面天线基本光路
Parkes
Prime focus =receiver Cassegrain
Off-axis Cassegrain
Naysmith
Offset Cassegrain Beam waveguide
副反射面
观测者
天线控制 方位俯仰
数字后端
37 射电望远镜 -引论
天体信号
1420MHz
射电望远镜：超外差接收
本地 振荡器
低噪声 放大器
+
1570 MHz
天线 馈源
滤波器
+
1420 MHz
滤波器 混频器
混频器
150 MHz
中 频 信 号
计算机
模数转换器 ADC
~1 MHz
滤波器
可调 滤波器
~150 MHz
13
几种望远镜和脉冲星观测成果举例
• 射电望远镜 • 红外、光学、紫外望远镜 • X射线望远镜 • γ 射线望远镜
14
美国300米Arecibo
澳大利亚64米 德国100米
我国500米口径 球面射电望远镜 FAST：2007批准 投资6亿。2009 开建，5年完成
美国104米
世 界 上 的 大 射 电 望 远 镜
英国Jodrell Bank76米射电望远镜
长期Timing了大量脉冲星。 22 首次发现球状星团脉冲星。
美国Arecibo 300米
发现第一颗脉冲双星--诺贝尔奖！ 23 发现第一颗毫秒脉冲星！
Arecibo光路
24
国际新低频望远镜—LOFAR的天线
LOw Frequency Array荷兰主导
计算机
模数转换器 ADC 模数转换器 ADC
~1 MHz
~1 MHz
混频器 频 混频器 信 滤波器 号 ~149 MHz 混频器 可调 滤波器 滤波器 混频器~150 MHz ~151 MHz 滤波器 可调本地 43 振荡器
中
标准的脉冲星搜寻方法
from Lorimer & Kramer
44
脉冲星搜寻的基本问题
消色散技术 （也是排除干扰的方法） 41
色散要消除！
方法： • 将频段分为多个小频带 • 探测每个小频带的脉冲， 然后相加。
42
天体信号
1420MHz
射电望远镜：超外差接收
本地 振荡器
低噪声 放大器
+
1570 MHz
Байду номын сангаас
天线 馈源
滤波器 模数转换器 ADC
+
1420 MHz
滤波器
150 MHz
~1 MHz
脉冲星观测技术和搜寻
1/118
思考题 / 提纲
脉冲星信号发射时的特征是什么？ 脉冲星信号传播过程中有那些改变？ 脉冲星观测可以用什么样的望远镜？ 脉冲星观测和搜寻的关键技术点是什么？ 脉冲星搜寻中选择效应 过去脉冲星发现和搜寻结果 脉冲双星系统的搜寻 特殊目标的脉冲星搜寻 将来脉冲星搜寻的主要任务 2/118
by W. Reich
50
脉冲星探测的灵敏度曲线
对脉冲星周期敏感！
对脉冲宽度敏感
假设5%！
每一通带DM导致的脉冲
致宽敏感
双偏振接收！ Tsys尽量小 G尽量大
t
尽量长 采样时间：<P/20
见教材 31页γ 射线望远镜列表 表3.2
VERITAS: Next-Generation TeV Observatory
地面Cerenkov望远镜
HESS 2 MAGIC
之前感觉美国能够Compton γ 卫星天文台的 EGRET很牛！测到7颗脉冲星
γ 射线望远镜Fermi--预想不到的牛
技术关键点
7
波形随频率变化: 辐射频率与辐射高度有关
• 宽度一般随频率减少. • 低频在高处发出
脉 冲 宽 度
Thorsett 1991
Phillips & Wolsczcan (1992)
观测频率
8
星际介质的色散：
考虑电磁波 E(r, t ) E0 (r)e 在稀薄气体中传播时， 电子被电磁波电 场加速运动的方程为 2 e 注意：与光速的差取决于 ν 2 r E dv d r 2 it me me 仅仅低频电磁波收星际介质影响！ me eE 0 e 2 dt dt ne e 2 n个电子一起引起的偶极偏振电场：P ne er m 2 E 2 4ne e 2 4 n e 1/ 2 e 共振频率为 介电常数为 1 ( ) p me 2 ε=0 me 2 p 介质对电磁波的反射系数为 n (1 2 )1/ 2 介质中电磁波传播的相速度为 vp=c/n; 4ne e 2 1/ 2 ne e 2 ) c(1 ) 但群速度为 vg cn c(1 2 2 me 2me
Radio Sky at 408 MHz
LAMBDA / Haslam et al. (1982) / ATA / CGPS / Fomalont / Junkes / Hughes / Duncan
已知脉冲星在银河系内的分布
The GBT350 Survey
Radio Sky at 1.4 GHz
中子星
中子星半径仅10公里， 有极强的磁场108-14 G， 极高的密度1014g/cm3. 它们旋转，产生脉冲， 成为脉冲星！
4
光学波长：几千埃(10-10m)
电波： = 1 m = 300 MHz = 1 mm = 300 GHz
电磁波谱
蟹状星云及其 脉冲星
•1054 AD爆炸，中国史 书记录完整，年龄可靠.
问题：如何提高望远镜的灵敏度？（即降低Fmin）
提高灵敏度方法：1. 提高天线效率；2. 增大反射面口径；3. 降低系 46 统噪声；4. 增加观测时间；5. 增大接收机带宽；6. 双偏振通道观测
脉冲星探测的信噪比(04-24)
Smin 2kTsys
S PSR SNR S min
A A Btnp
• 脉冲星周期33毫秒.
(Abdo et al. 2010)
• 该脉冲星从射电到光 学到高能，全波段辐射
银河系 = 恒星 + 星际介质 + 中子星 + 黑洞 + 暗物质
Crab从 射电到光学到X和γ， 全波段辐射！
讨论几个问题： 1. 不同波段周期及变化是否相同？ 2. 不同波段的脉冲相位一样？ 3. 不同波段的脉冲现状是否相同？ 4. 那些波段受星际介质影响？
发现了已知2267颗脉冲星 的 2/3 ，包括双脉冲星， RRAT！首次测偏振，确定 17 辐射来自磁极，RVM！
不同形式的抛物面天线基本光路
Prime focus =receiver Cassegrain
Off-axis Cassegrain
Naysmith
Offset Cassegrain Beam waveguide
MilkyWay in Sky
中子星半径仅10公里， 有极强的磁场108-14 G， 极高的密度1014g/cm3.
0329
它们旋转，产生脉冲， 成为 脉冲星！
3
恒星由气体收 缩形成，核合 成放出能量， 完结后爆炸！
红巨星
超新星 爆炸 黑 洞
超新星爆炸 后留下：超 新星遗迹， 和中子星或 黑洞！
X-ray Binary
7 CCOs in SNRs 12 Magnetars
注意： 0.1-10 keV 1.每秒钟每平方厘米有几个 X射线光子？=请查找答案！ XMM-Newton 2. 每个光子的到达时间要 Chandra 改正卫星绕地球和地球绕太 阳的几何轨道效应！ SWIFT RXTE
γ 射线望远镜
• 记录数据的快慢：采样率
3. 色散---射电波段：
• 不可忽略的星际介质效应 • 实际上还有散射效应的麻烦
4.干扰
45
射电望远镜的灵敏度
• 用最小可探测的射电源流量来表示。
卫星记录的每个光子到达时间折算到 太阳系质心，必须扣除所有运动项！
难的是几年内把每个光子 时间精度弄到亚微秒量级
脉冲星周期： 2.5ms 轨道周期： 93 分钟 总观测时间： 1437天！ 搜寻办法： 盲 搜！
脉冲星搜寻的基本问题
以射电为例！
36
射电望远镜的组成框图
天线
抛物面 天线
馈源 和 前端接收机
Prime focus =receiver Cassegrain
Off-axis Cassegrain
Naysmith
Offset Cassegrain Beam waveguide
发现质量最大的脉冲星！ 21 发现周期最短的脉冲星！
天线装配方式和指向与跟踪
• 赤道式：无盲区、波束不旋转、跟踪精度高； 重力形变大、造价高 • 地平式：造价低、重力形变小；天顶盲区、波 束旋转
HST
28 连续高速摄影是必须的！
光学、红外、紫外 观测脉冲星
– 仅仅几颗年轻脉冲星 – Crab脉冲星光脉冲探测和定位 – Crab脉冲星光脉冲偏振 – HST的脉冲图像 – HST测脉冲星自行和激波！ – 2012年拍伴星光谱定最大质量脉冲星！
HST
29
X射线望远镜的脉冲星观测 /导航？
~25 Pulsars
HST
观测脉冲星的望远镜 地面：射电+光学
空间：红外+光学+ 紫外+X射线+γ 射
VLT
12
观测脉冲星的基本要求
• 因为脉冲星信号微弱，因此望远镜必须足够 大，并且积分时间足够长，才能够收集足够 多的光子！ • 因为要观测的是脉冲，必须有足够的时间分 辨率采样。观测毫秒脉冲星，要微秒分辨！ • 因为有各种干扰和辐射背景，观测必须消除 它们的影响！ • 发现一个脉冲星，必须有精确的位置，并与 周边的目标明确区别！
18
Cassegrain和Gregorian光学系统
19
Cassegrain(卡塞格林)和Gregorian (格里高利)望远镜
• 优势：照明溢出 少、照明效率高、 馈源仓空间得到 拓展； • 劣势：较窄的照 明角度导致馈源 尺寸大、长度长。
德国Effelsberg100米射电望远镜
20
不同形式的抛物面天线基本光路
可调本地 振荡器
38
脉冲星的真实数据记录
39
傅里叶变换，分析周期
脉冲比较窄，谐波能量要联合检测
脉冲星信号的特点
• 脉冲星信号的周期和轮廓非常稳定
单个脉冲变化但平均脉冲非常稳定，周期特别精确.
用FFT找周期!
• 脉冲信号波包因为星际介质而色散
脉冲星在各个频率上同时辐射信号，但星际介质电离气 体使低频信号延迟一些到达地球.
脉冲周期为P，但 仅在w的时间内 有信号，脉冲的 AA G 信噪比为： 2k
SNR S PSR G Btnp Tsys
S min
2kTsys
A A Btnp
w Pw
Pw w
Tsys Tant Trcvr Tatm (1 ea ) Tbg
26
印度Giant Metrewave Radio Telescope
150 – 1420 MHz
30×45米 等效246米 over 25 km！
27
光学、红外、紫外 观测脉冲星
– 目前仅仅几颗年轻脉冲星 – Crab脉冲星光脉冲探测和定位 – Crab脉冲星光脉冲偏振 – HST的脉冲图像 – HST测脉冲星自行和激波！ – 2012年拍伴星光谱定最大质量脉冲星！
美国LWA项目
无可匹敌的脉冲星 低频观测能力！
LBA：10MHz~80MHz
HBA：120MHz~240MHz
25
荷兰Westerbork Synthesis Radio Telescope • 14 面 25m 天线 （WSRT)
(4 个可移动) • 东西向排列 • 最长基线2.7km • 300 MHz – 9 GHz
• 最小可检流量Smin由系统噪声温度Tsys决定：
S min
2kTsys
A A TBnp
G = 4 A0 / 2
=
4 / WA
这里，Tsys是整个射电望远镜系统的噪声温度，要折算到接收机
之前。A是望远镜的孔径面积，ηA是天线效率，T是观测时间， B是信号接收带宽，nP是偏振通道数。
电磁波的传播延时为
9/118
it
射电波段观测： 色散要消除！
方法： • 将频段分为多个小频带 • 探测每个小频带的脉冲， 然后相加。
10
地球大气窗口
大 气 吸 收 率 射电窗口
11
Chandra
XMM Interstellar medium: Clouds & large-scale structure?
15
射电望远镜的组成框图
天线
抛物面 天线
馈源 和 前端接收机
副反射面
观测者
天线控制 方位俯仰
数字后端
16 射电望远镜 -引论
不同形式的抛物面天线基本光路
Parkes
Prime focus =receiver Cassegrain
Off-axis Cassegrain
Naysmith
Offset Cassegrain Beam waveguide
副反射面
观测者
天线控制 方位俯仰
数字后端
37 射电望远镜 -引论
天体信号
1420MHz
射电望远镜：超外差接收
本地 振荡器
低噪声 放大器
+
1570 MHz
天线 馈源
滤波器
+
1420 MHz
滤波器 混频器
混频器
150 MHz
中 频 信 号
计算机
模数转换器 ADC
~1 MHz
滤波器
可调 滤波器
~150 MHz
13
几种望远镜和脉冲星观测成果举例
• 射电望远镜 • 红外、光学、紫外望远镜 • X射线望远镜 • γ 射线望远镜
14
美国300米Arecibo
澳大利亚64米 德国100米
我国500米口径 球面射电望远镜 FAST：2007批准 投资6亿。2009 开建，5年完成
美国104米
世 界 上 的 大 射 电 望 远 镜
英国Jodrell Bank76米射电望远镜
长期Timing了大量脉冲星。 22 首次发现球状星团脉冲星。
美国Arecibo 300米
发现第一颗脉冲双星--诺贝尔奖！ 23 发现第一颗毫秒脉冲星！
Arecibo光路
24
国际新低频望远镜—LOFAR的天线
LOw Frequency Array荷兰主导
计算机
模数转换器 ADC 模数转换器 ADC
~1 MHz
~1 MHz
混频器 频 混频器 信 滤波器 号 ~149 MHz 混频器 可调 滤波器 滤波器 混频器~150 MHz ~151 MHz 滤波器 可调本地 43 振荡器
中
标准的脉冲星搜寻方法
from Lorimer & Kramer
44
脉冲星搜寻的基本问题
消色散技术 （也是排除干扰的方法） 41
色散要消除！
方法： • 将频段分为多个小频带 • 探测每个小频带的脉冲， 然后相加。
42
天体信号
1420MHz
射电望远镜：超外差接收
本地 振荡器
低噪声 放大器
+
1570 MHz
Байду номын сангаас
天线 馈源
滤波器 模数转换器 ADC
+
1420 MHz
滤波器
150 MHz
~1 MHz
脉冲星观测技术和搜寻
1/118
思考题 / 提纲
脉冲星信号发射时的特征是什么？ 脉冲星信号传播过程中有那些改变？ 脉冲星观测可以用什么样的望远镜？ 脉冲星观测和搜寻的关键技术点是什么？ 脉冲星搜寻中选择效应 过去脉冲星发现和搜寻结果 脉冲双星系统的搜寻 特殊目标的脉冲星搜寻 将来脉冲星搜寻的主要任务 2/118
by W. Reich
50
脉冲星探测的灵敏度曲线
对脉冲星周期敏感！
对脉冲宽度敏感
假设5%！
每一通带DM导致的脉冲
致宽敏感
双偏振接收！ Tsys尽量小 G尽量大
t
尽量长 采样时间：<P/20
见教材 31页γ 射线望远镜列表 表3.2
VERITAS: Next-Generation TeV Observatory
地面Cerenkov望远镜
HESS 2 MAGIC
之前感觉美国能够Compton γ 卫星天文台的 EGRET很牛！测到7颗脉冲星
γ 射线望远镜Fermi--预想不到的牛
技术关键点
7
波形随频率变化: 辐射频率与辐射高度有关
• 宽度一般随频率减少. • 低频在高处发出
脉 冲 宽 度
Thorsett 1991
Phillips & Wolsczcan (1992)
观测频率
8
星际介质的色散：
考虑电磁波 E(r, t ) E0 (r)e 在稀薄气体中传播时， 电子被电磁波电 场加速运动的方程为 2 e 注意：与光速的差取决于 ν 2 r E dv d r 2 it me me 仅仅低频电磁波收星际介质影响！ me eE 0 e 2 dt dt ne e 2 n个电子一起引起的偶极偏振电场：P ne er m 2 E 2 4ne e 2 4 n e 1/ 2 e 共振频率为 介电常数为 1 ( ) p me 2 ε=0 me 2 p 介质对电磁波的反射系数为 n (1 2 )1/ 2 介质中电磁波传播的相速度为 vp=c/n; 4ne e 2 1/ 2 ne e 2 ) c(1 ) 但群速度为 vg cn c(1 2 2 me 2me
Radio Sky at 408 MHz
LAMBDA / Haslam et al. (1982) / ATA / CGPS / Fomalont / Junkes / Hughes / Duncan
已知脉冲星在银河系内的分布
The GBT350 Survey
Radio Sky at 1.4 GHz
中子星
中子星半径仅10公里， 有极强的磁场108-14 G， 极高的密度1014g/cm3. 它们旋转，产生脉冲， 成为脉冲星！
4
光学波长：几千埃(10-10m)
电波： = 1 m = 300 MHz = 1 mm = 300 GHz
电磁波谱
蟹状星云及其 脉冲星
•1054 AD爆炸，中国史 书记录完整，年龄可靠.
问题：如何提高望远镜的灵敏度？（即降低Fmin）
提高灵敏度方法：1. 提高天线效率；2. 增大反射面口径；3. 降低系 46 统噪声；4. 增加观测时间；5. 增大接收机带宽；6. 双偏振通道观测
脉冲星探测的信噪比(04-24)
Smin 2kTsys
S PSR SNR S min
A A Btnp
• 脉冲星周期33毫秒.
(Abdo et al. 2010)
• 该脉冲星从射电到光 学到高能，全波段辐射
银河系 = 恒星 + 星际介质 + 中子星 + 黑洞 + 暗物质
Crab从 射电到光学到X和γ， 全波段辐射！
讨论几个问题： 1. 不同波段周期及变化是否相同？ 2. 不同波段的脉冲相位一样？ 3. 不同波段的脉冲现状是否相同？ 4. 那些波段受星际介质影响？
发现了已知2267颗脉冲星 的 2/3 ，包括双脉冲星， RRAT！首次测偏振，确定 17 辐射来自磁极，RVM！
不同形式的抛物面天线基本光路
Prime focus =receiver Cassegrain
Off-axis Cassegrain
Naysmith
Offset Cassegrain Beam waveguide
MilkyWay in Sky
中子星半径仅10公里， 有极强的磁场108-14 G， 极高的密度1014g/cm3.
0329
它们旋转，产生脉冲， 成为 脉冲星！
3
恒星由气体收 缩形成，核合 成放出能量， 完结后爆炸！
红巨星
超新星 爆炸 黑 洞
超新星爆炸 后留下：超 新星遗迹， 和中子星或 黑洞！
X-ray Binary
7 CCOs in SNRs 12 Magnetars
注意： 0.1-10 keV 1.每秒钟每平方厘米有几个 X射线光子？=请查找答案！ XMM-Newton 2. 每个光子的到达时间要 Chandra 改正卫星绕地球和地球绕太 阳的几何轨道效应！ SWIFT RXTE
γ 射线望远镜