FAST新發現 | 深度研究脈衝星階段的開啓_風聞

脈衝星是大質量恆星演化到生命的晚期經過超新星爆炸產生的中子星。相對前生星，脈衝星具有一些與生俱來的特點：強磁場、高密度、自轉快及高速度。找到這些特點間的關聯性是揭開脈衝星神秘誕生過程的一個渠道。近期，國家天文台李菂、朱煒瑋團組姚菊枚博士首次找到了脈衝星三維度自轉軸與速度方向共線的證據，相關結果已於2021年5月6日發表在《自然·天文》。

圖1. 中國天眼FAST首次探測到脈衝星三維速度和自轉軸共線（圖源：背景超新星遺蹟來源於RBA Premium Astrophotography，製圖：黃琨，王培）

圖2. 已發表在《自然.天文》的論文首頁

脈衝星的前身星（OB星）具有小時量級的自轉且典型速度為20-50公里/秒，但脈衝星自轉週期為秒甚至毫秒（目前自轉最快的脈衝星每秒轉708圈）且速度為幾百甚至少數上千公里/秒。受有中間脈衝的脈衝星的啓發，早在1975年Tademaru就思考過脈衝星自轉和速度的相關性。當脈衝星的磁場軸和自轉軸相互垂直且輻射束朝向地球(見圖3左)，我們就可以在一個週期內探測到主脈衝和中間脈衝，其間隔為180度。如果磁場軸與自轉軸有小的偏離（見圖3中），主脈衝和中間脈衝的間隔就小於180度，譬如大家熟知的Crab脈衝星（見圖3右）。Tademaru就猜測對於沒有中間脈衝的脈衝星也存在這種偏軸輻射，經過計算他發現偏軸輻射能產生一個沿着脈衝星自轉軸方向的力加速脈衝星，最終脈衝星的運動就像火箭一樣具有自轉與速度共線，因此這被稱為火箭加速機制。

圖3. 有中間脈衝的脈衝星磁場軸與自轉軸的幾何關係，以及Crab的脈衝輪廓（圖源：新疆南山觀測站26米射電望遠鏡觀測的數據）

科學家們一直在通過觀測尋找脈衝星自轉和速度共線的證據。脈衝星速度的測量，主要是垂直視線方向速度，可以通過脈衝星計時、甚長基線干涉及閃爍等方法獲得。脈衝星三維自轉軸朝向主要是通過偏振擬合或脈衝星星風雲X-ray觀測獲得。早期的觀測並沒有找到脈衝星速度和自轉的相關性（Morris et al.1976; Tademaru et al.1977;Anderson et al.1983），直到2001年，Helfand使用Chandra X-ray觀測了Vela脈衝星的星風雲（見圖4），他發現盤狀星風雲的對稱軸方向就是Vela脈衝星自轉軸的方向，這與甚長基線給出的速度方向僅僅只有9度。在2012年，Noutsos對脈衝星自轉及速度方向關係進行了統計，發現一些年輕脈衝星具有二維度自轉與速度的共線關係。在過去的幾十年的研究中，由於沒有方法測量年輕脈衝星的徑向速度，科學家們對於脈衝星自轉軸與速度軸線的比較一直被侷限於垂直於觀測者視線方向的平面內。

圖4. Vela脈衝星盤狀星風雲的Chandra X-ray觀測(圖源：Helfand et al. 2001)

因大氣抖動，我們可以看到星星的閃爍。脈衝星的信號在傳播過程中要穿過星際的電離介質，星際電離介質的湍動以及脈衝星、星際介質與觀測者的相對運動使我們看到脈衝星的閃爍，即強度隨着時間和頻率不斷變化的動態譜。動態譜能反應脈衝星傳播路徑上電離介質的湍動性質，及脈衝星速度的大小。

在2001年前，脈衝星動態譜是研究星際電離介質性質及獲得脈衝星速度的重要工具。在2001年，Dan Stinebring對阿雷西博望遠鏡觀測到的四個脈衝星的動態譜進行了二維傅立葉變化，在二次譜上首次找到了拋物線結構（見圖5）。拋物線的曲率包含了主導脈衝星閃爍的電離介質的位置、脈衝星距離及速度信息。因此對已知距離及速度的脈衝星，拋物線曲率的擬合可以幫助我們找到主導脈衝星閃爍的緻密電離區的對應體。“是什麼電離區主導了脈衝星的閃爍”一直困擾了脈衝星閃爍研究的專家。近鄰本地泡的殼層、銀河系旋臂上的氫二區以及年老超新星遺蹟殼層一直都是被懷疑的對象。

圖5. 阿雷西博望遠鏡觀測到的PSR B0834+06的動態譜以及二次譜，中心頻率430 MHz（圖源：Stinebring et al. 2001）

對處於超新星遺蹟脈衝星的觀測不僅幫助我們找到年老超新星遺蹟主導脈衝星閃爍的證據，同時也助於我們驗證脈衝星及超新星遺蹟成協關係和進一步探究其自轉與速度的幾何關係。在2019年，中國天眼FAST風險共擔階段，我們申請了處於超新星遺蹟S147中脈衝星PSR J0538+2817的觀測。PSR J0538+2817大致在距離超新星遺蹟幾何中心1/3處 （見圖1）。

FAST一個小時觀測獲得的強度隨着頻率和時間變化的動態譜，如圖6左所示。經過傅立葉變換分析，我們在二次譜上找到了高信噪比的拋物線結構，如圖6右所示。通過拋物線的擬合，我們發現S147的殼層主導了PSR J0538+2817的閃爍，同時也得到了脈衝星在超新星遺蹟中的徑向位置及徑向速度。結合2009年，Chatterjee使用甚長基線方法獲得的切線速度，我們首次獲得了PSR J0538+2817的三維速度。同時，基於FAST高信噪比偏振觀測，我們得到了三維度自轉軸的方向。

圖6. FAST一個小時觀測的脈衝星PSR J0538+2817的動態譜以及二次譜（圖源：FAST 觀測）

將FAST新探測的速度與自轉軸以及之前X-ray給出的自轉軸畫在單位球面上（見圖7），我們發現PSR J0538+2817的自轉軸與速度軸也不是完美的共線，大致在68%的置信區間範圍內夾角小於23度。

圖7. 脈衝星J0538+2817的速度和自轉軸在單位球面上的分佈，其中紅色和灰色表示的是速度的2-sigma的分佈，深綠色和淺綠色表示FAST偏振給出的自轉軸2-sigma的分佈，藍色和黃色表示X-ray觀測給出的自轉軸2-sigma的分佈（圖源：Yao et al. 2021）

目前，最前沿的超新星爆發模擬產生中子星對應的自轉軸和速度軸的夾角始終大於30度（Janka et al. 2017），因此不能解釋FAST的探測結果。同時，現有模型也不能很好的解釋其產生過程，譬如火箭機制模型需要脈衝星具有非常短的初始週期。PSR J0538+2817的探測結果進一步加深了脈衝星誕生過程的神秘感，同時它也對解釋脈衝星自轉和速度的機制提出了更加嚴格的限制。後續，我們會對更多樣本進行觀測研究，因此，這一探測也標誌着FAST深度研究脈衝星的開始。

作者 · 簡介

**姚菊枚：**中國科學院國家天文台博士後/新疆天文台助理研究員，主要的研究方向是藉助脈衝星及快速射電暴研究星際和星系際介質。基於脈衝星和快速射電暴構建電子密度/距離模型已被引400餘次。獲2018年第15屆未來女科學家計劃及IOP出版社2018和2020最高引用獎。入選中國科學院“西部之光”、國家自然科學基金“青年基金”及新疆維吾爾自治區“天池博士”項目。

主要參考文獻：

[1] Anderson, B., & Lyne, A. G. 1983, Nature, 303, 597

[2] Chatterjee, S., Brisken, W. F., Vlemmings, W. H. T., et al. 2009, ApJ, 698, 250

[3] Helfand, D. J., Gotthelf, E. V., & Halpern, J. P. 2001, ApJ, 556, 380

[4] Janka, H.-T. 2017, ApJ, 837, 84

[5] Morris, D., Radhakrishnan, V., & Shukre, C. 1976, Nature, 260, 124

[6] Noutsos, A., Kramer, M., Carr, P., & Johnston, S. 2012, MNRAS, 423, 2736

[7] Stinebring, D. R., McLaughlin, M. A., Cordes, J. M., et al. 2001, ApJL, 549, L97

[8] Tademaru, E. 1977, ApJ, 214, 885

[9] Tademaru, E., & Harrison, E. R. 1975, Nature, 254, 676

[10] Yao, J., Zhu, W., Manchester, R. N., et al. 2021, arXiv e-prints, arXiv:2103.01839