脉冲星和中子星/脉冲星搜寻

引言

在Taylor、Manchester & Lyne (1993) 编制的目录中发表的558颗脉冲星中，超过三分之二是在使用Molonglo、Jodrell Bank、Parkes和Green Bank射电望远镜进行的十次大型巡天调查中发现的。目前的（v1.53）ATNF脉冲星目录列出了2453颗射电脉冲星。其中超过800颗脉冲星是在帕克斯多波束脉冲星巡天中发现的。在本节中，我们将描述用于搜寻脉冲星的方法。

巡天方法简介

大多数脉冲星巡天可以分为

大面积指向巡天，其中通过进行许多单独的指向观测来巡天一个广阔的天区。
漂移扫描巡天，望远镜保持指向一个方向，并巡天任何穿过波束的天区。
目标巡天，望远镜观测可能包含脉冲星的天体，例如超新星遗迹、高能源、球状星团或麦哲伦云。

典型的搜寻过程如下

观测完成后，原始数据文件被记录在磁带或磁盘上，并传输到进行处理的地方。
数据使用管道进行处理，该管道搜寻（并去除）射频干扰（RFI）。时间序列针对一系列色散量进行去色散，这些色散量有望覆盖所有脉冲星。然后，每个去色散的时间序列都搜寻发射的单个脉冲或周期性脉冲序列。管道通常会产生大量可能的候选体。
候选体通常通过重新观测相同的天区来确认是否为脉冲星，以查看信号是否被重新探测到。如果不是，则很有可能原始候选体是由RFI引起的，但也可能是间歇性、强闪烁或掩食脉冲星。因此，在拒绝候选体之前，值得多次重新观测它们。
一旦确认，通常会对脉冲星进行约1年的“定时”观测，以获得高信噪比的轮廓、任何可能的轨道伴星的信息以及精确的位置。

巡天灵敏度

任何射电望远镜巡天可探测到的极限通量密度由下式给出

${\rm {S}}_{\rm {lim}}={\frac {\beta T_{\rm {sys}}}{G{\sqrt {n_{p}t_{\rm {obs}}\Delta f}}}}$

其中 $\beta$ 是退化因子， $T_{\rm {sys}}$ 是系统温度， $G$ 是望远镜增益， $n_{p}$ 是叠加的偏振数， $\Delta f$ 是系统带宽， $t_{\rm {obs}}$ 是总观测时间。

由于典型的脉冲星仅在其周期的一小部分内强烈辐射，因此峰值脉冲信号远大于平均信号强度。因此，最小可探测脉冲星通量密度取决于脉冲星的占空比和检测信噪比阈值 $\alpha$ ，如下所示

$S_{\rm {min}}=S_{\rm {lim}}\alpha \left[{\frac {W_{e}}{(P-W_{e})}}\right]^{1/2}$ .

Dewey 等人（1984）表明，这种有效脉冲宽度， $W_{e}$ ，是由脉冲的固有宽度（W）、应用的后检测滤波量以及脉冲星信号通过星际介质传播引起的任何脉冲展宽计算得出的。这种宽度通常写成

$W_{e}=\left[W^{2}+\tau _{\rm {samp}}^{2}+\tau _{\rm {DM}}^{2}+\tau _{\rm {scatter}}^{2}\right]^{1/2}$

其中 $\tau _{\rm {samp}}$ 是采样时间， $\tau _{\rm {DM}}$ 是色散测量展宽， $\tau _{\rm {scatter}}$ 是散射时间。

在一个频率通道上的色散展宽为： $\tau _{\rm {DM}}=8.3\mu s\times DM\times {\frac {\Delta f_{\rm {MHz}}}{f_{\rm {GHz}}^{3}}}$

测量系统温度

测量天空温度

天空温度通常根据全天连续射电巡天进行建模。脉冲星天文学家通常使用 Haslam 等人绘制的 408 MHz 图，并将测量的温度转换为巡天观测频率，方法是

$T_{\rm {sky}}=T_{\rm {sky}}^{\rm {Haslam}}\left({\frac {f{\rm {[MHz]}}}{408}}\right)^{-2.6}$

漂移扫描巡天

大多数脉冲星巡天都是“指向”观测，其中望远镜直接指向特定天体或天空区域进行观测。也可以进行漂移扫描巡天，其中望远镜保持指向特定方向，而天空则从头顶漂移过去。这通常针对天空的特定区域进行，但也可以进行漂移扫描，让特定天体穿过波束漂移。例如，使用高灵敏度的 FAST 望远镜进行的非常早期的科学观测将需要进行漂移扫描。人们正在考虑让诸如球状星团之类的星体穿过波束漂移。

显然，当目标天体正好位于波束中心时，对该天体的灵敏度最大。灵敏度如何偏离中心而下降取决于波束的形状。反过来，这又取决于接收器和特定的观测频率。理想的、均匀照明的圆形孔径的远场波束图案为

$P(U)=\left[{\frac {2J_{1}(U)}{U}}\right]^{2}$

其中 $U=\pi D\sin \theta /\lambda$ 且 $J_{1}$ 是贝塞尔函数的一阶， $\lambda$ 是观测波长， $D$ 是直径。半功率波束宽度（通常称为 HPBW）为

$\theta _{\rm {HPBW}}=1.22{\frac {\lambda }{D}}$

请注意，真实的望远镜具有锥形照明，这可能导致更大的波束。

消色散和处理射频干扰

搜索单脉冲

周期性搜索

脉冲星候选体和确认

候选体是否为先前探测到的脉冲星？

脉冲星命名

使用连续谱图像搜索脉冲星

常见问题

为什么帕克斯射电望远镜发现了如此多的脉冲星？

帕克斯射电望远镜相对较小。然而，它已被用于发现目前已知的众多脉冲星。原因包括

南半球的观测点允许对银河系平面进行长时间观测
相对较低的射频干扰水平
与更大的望远镜相比，小型望远镜在天空中的波束更宽，因此它不需要像覆盖相同的天区那样多的指向
安装了现代仪器，例如多波束接收器

我有一个脉冲星搜索数据集。我该如何开始在其中寻找脉冲星？

答案取决于数据集的大小、您的计算资源、您安装的软件、您要搜索的确切内容以及天文台的射频干扰环境。要开始操作，请尝试以下 SIGPROC（以及一些 PRESTO）脚本，它将处理单个数据文件并生成候选对象的 PostScript 文件

#!/bin/tcsh

filterbank $inFile -o $outFile.fil

set gulpSize = 1000000

# Consider removing RFI in the following line using the -k option
# $dm1 and $dm2 are the range of DMs to search

dedisperse_all $outFile.fil -d $dm1 $dm2 -g $gulpSize -l

foreach file (`ls *.tim`)
# Could consider setting the transform length here with the -t option
 seek $file
end

# Create postscript files for the best candidates
set nCand = `wc -l allCands.lis | awk '{print $1}'`
foreach candLine (`seq 1 $nCand`)
 set line = `head -$candLine allCands.lis | tail -1`
 set period_sec = `echo $line | awk '{print $1/1000.0}'`
 set dm = `echo $line | awk '{print $3}'`

 set outputLabel = `echo $label $dm $candLine | awk '{printf("%-0.4d_%s_%s",$3,$2,$1)}'`
 prepfold -topo -o {$outputLabel} -nsub 32 -noxwin -dm $dm -p $period_sec $outFile.fil
end