脈衝星和中子星/脈衝星搜尋

引言

在Taylor、Manchester & Lyne (1993) 編制的目錄中發表的558顆脈衝星中，超過三分之二是在使用Molonglo、Jodrell Bank、Parkes和Green Bank射電望遠鏡進行的十次大型巡天調查中發現的。目前的（v1.53）ATNF脈衝星目錄列出了2453顆射電脈衝星。其中超過800顆脈衝星是在帕克斯多波束脈衝星巡天中發現的。在本節中，我們將描述用於搜尋脈衝星的方法。

巡天方法簡介

大多數脈衝星巡天可以分為

大面積指向巡天，其中透過進行許多單獨的指向觀測來巡天一個廣闊的天區。
漂移掃描巡天，望遠鏡保持指向一個方向，並巡天任何穿過波束的天區。
目標巡天，望遠鏡觀測可能包含脈衝星的天體，例如超新星遺蹟、高能源、球狀星團或麥哲倫雲。

典型的搜尋過程如下

觀測完成後，原始資料檔案被記錄在磁帶或磁碟上，並傳輸到進行處理的地方。
資料使用管道進行處理，該管道搜尋（並去除）射頻干擾（RFI）。時間序列針對一系列色散量進行去色散，這些色散量有望覆蓋所有脈衝星。然後，每個去色散的時間序列都搜尋發射的單個脈衝或週期性脈衝序列。管道通常會產生大量可能的候選體。
候選體通常透過重新觀測相同的天區來確認是否為脈衝星，以檢視訊號是否被重新探測到。如果不是，則很有可能原始候選體是由RFI引起的，但也可能是間歇性、強閃爍或掩食脈衝星。因此，在拒絕候選體之前，值得多次重新觀測它們。
一旦確認，通常會對脈衝星進行約1年的“定時”觀測，以獲得高信噪比的輪廓、任何可能的軌道伴星的資訊以及精確的位置。

巡天靈敏度

任何射電望遠鏡巡天可探測到的極限通量密度由下式給出

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

其中 $\beta$ 是退化因子， $T_{\rm {sys}}$ 是系統溫度， $G$ 是望遠鏡增益， $n_{p}$ 是疊加的偏振數， $\Delta f$ 是系統頻寬， $t_{\rm {obs}}$ 是總觀測時間。

由於典型的脈衝星僅在其週期的一小部分內強烈輻射，因此峰值脈衝訊號遠大於平均訊號強度。因此，最小可探測脈衝星通量密度取決於脈衝星的佔空比和檢測信噪比閾值 $\alpha$ ，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，這種有效脈衝寬度， $W_{e}$ ，是由脈衝的固有寬度（W）、應用的後檢測濾波量以及脈衝星訊號透過星際介質傳播引起的任何脈衝展寬計算得出的。這種寬度通常寫成

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

其中 $\tau _{\rm {samp}}$ 是取樣時間， $\tau _{\rm {DM}}$ 是色散測量展寬， $\tau _{\rm {scatter}}$ 是散射時間。

在一個頻率通道上的色散展寬為： $\tau _{\rm {DM}}=8.3\mu s\times DM\times {\frac {\Delta f_{\rm {MHz}}}{f_{\rm {GHz}}^{3}}}$

測量系統溫度

測量天空溫度

天空溫度通常根據全天連續射電巡天進行建模。脈衝星天文學家通常使用 Haslam 等人繪製的 408 MHz 圖，並將測量的溫度轉換為巡天觀測頻率，方法是

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

漂移掃描巡天

大多數脈衝星巡天都是“指向”觀測，其中望遠鏡直接指向特定天體或天空區域進行觀測。也可以進行漂移掃描巡天，其中望遠鏡保持指向特定方向，而天空則從頭頂漂移過去。這通常針對天空的特定區域進行，但也可以進行漂移掃描，讓特定天體穿過波束漂移。例如，使用高靈敏度的 FAST 望遠鏡進行的非常早期的科學觀測將需要進行漂移掃描。人們正在考慮讓諸如球狀星團之類的星體穿過波束漂移。

顯然，當目標天體正好位於波束中心時，對該天體的靈敏度最大。靈敏度如何偏離中心而下降取決於波束的形狀。反過來，這又取決於接收器和特定的觀測頻率。理想的、均勻照明的圓形孔徑的遠場波束圖案為

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

其中 $U=\pi D\sin \theta /\lambda$ 且 $J_{1}$ 是貝塞爾函式的一階， $\lambda$ 是觀測波長， $D$ 是直徑。半功率波束寬度（通常稱為 HPBW）為

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

請注意，真實的望遠鏡具有錐形照明，這可能導致更大的波束。

消色散和處理射頻干擾

搜尋單脈衝

週期性搜尋

脈衝星候選體和確認

候選體是否為先前探測到的脈衝星？

脈衝星命名

使用連續譜影像搜尋脈衝星

常見問題

為什麼帕克斯射電望遠鏡發現瞭如此多的脈衝星？

帕克斯射電望遠鏡相對較小。然而，它已被用於發現目前已知的眾多脈衝星。原因包括

南半球的觀測點允許對銀河系平面進行長時間觀測
相對較低的射頻干擾水平
與更大的望遠鏡相比，小型望遠鏡在天空中的波束更寬，因此它不需要像覆蓋相同的天區那樣多的指向
安裝了現代儀器，例如多波束接收器

我有一個脈衝星搜尋資料集。我該如何開始在其中尋找脈衝星？

答案取決於資料集的大小、您的計算資源、您安裝的軟體、您要搜尋的確切內容以及天文臺的射頻干擾環境。要開始操作，請嘗試以下 SIGPROC（以及一些 PRESTO）指令碼，它將處理單個數據檔案並生成候選物件的 PostScript 檔案

#!/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