原标题：FAST新发现 | 深度研究脉冲星阶段的开启原创

脉冲星是大质量恒星演化到生命的晚期经过超新星爆炸产生的中子星。相对前生星，脉冲星具有一些与生俱来的特点：强磁场、高密度、自转快及高速度。找到这些特点间的关联性是揭开脉冲星神秘诞生过程的一个渠道。近期，国家天文台李菂、朱炜玮团组姚菊枚博士首次找到了脉冲星三维度自转轴与速度方向共线的证据，相关结果已于2021年5月6日发表在《自然·天文》。→可点击文末“阅读原文”查阅论文。

图1. 中国天眼FAST首次探测到脉冲星三维速度和自转轴共线（图源：背景超新星遗迹来源于RBA Premium Astrophotography，制图：黄琨，王培）

图2. 已发表在《自然.天文》的论文首页

脉冲星的前身星（OB星）具有小时量级的自转且典型速度为20-50公里/秒，但脉冲星自转周期为秒甚至毫秒（目前自转最快的脉冲星每秒转708圈）且速度为几百甚至少数上千公里/秒。受有中间脉冲的脉冲星的启发，早在1975年Tademaru就思考过脉冲星自转和速度的相关性。当脉冲星的磁场轴和自转轴相互垂直且辐射束朝向地球(见图3左)，我们就可以在一个周期内探测到主脉冲和中间脉冲，其间隔为180度。如果磁场轴与自转轴有小的偏离（见图3中），主脉冲和中间脉冲的间隔就小于180度，譬如大家熟知的Crab脉冲星（见图3右）。Tademaru就猜测对于没有中间脉冲的脉冲星也存在这种偏轴辐射，经过计算他发现偏轴辐射能产生一个沿着脉冲星自转轴方向的力加速脉冲星，最终脉冲星的运动就像火箭一样具有自转与速度共线，因此这被称为火箭加速机制。

图3. 有中间脉冲的脉冲星磁场轴与自转轴的几何关系，以及Crab的脉冲轮廓（图源：新疆南山观测站26米射电望远镜观测的数据）

科学家们一直在通过观测寻找脉冲星自转和速度共线的证据。脉冲星速度的测量，主要是垂直视线方向速度，可以通过脉冲星计时、甚长基线干涉及闪烁等方法获得。脉冲星三维自转轴朝向主要是通过偏振拟合或脉冲星星风云X-ray观测获得。早期的观测并没有找到脉冲星速度和自转的相关性（Morris et al.1976; Tademaru et al.1977;Anderson et al.1983），直到2001年，Helfand使用Chandra X-ray观测了Vela脉冲星的星风云（见图4），他发现盘状星风云的对称轴方向就是Vela脉冲星自转轴的方向，这与甚长基线给出的速度方向仅仅只有9度。在2012年，Noutsos对脉冲星自转及速度方向关系进行了统计，发现一些年轻脉冲星具有二维度自转与速度的共线关系。在过去的几十年的研究中，由于没有方法测量年轻脉冲星的径向速度，科学家们对于脉冲星自转轴与速度轴线的比较一直被局限于垂直于观测者视线方向的平面内。

图4. Vela脉冲星盘状星风云的Chandra X-ray观测(图源：Helfand et al. 2001)

因大气抖动，我们可以看到星星的闪烁。脉冲星的信号在传播过程中要穿过星际的电离介质，星际电离介质的湍动以及脉冲星、星际介质与观测者的相对运动使我们看到脉冲星的闪烁，即强度随着时间和频率不断变化的动态谱。动态谱能反应脉冲星传播路径上电离介质的湍动性质，及脉冲星速度的大小。

在2001年前，脉冲星动态谱是研究星际电离介质性质及获得脉冲星速度的重要工具。在2001年，Dan Stinebring对阿雷西博望远镜观测到的四个脉冲星的动态谱进行了二维傅立叶变化，在二次谱上首次找到了抛物线结构（见图5）。抛物线的曲率包含了主导脉冲星闪烁的电离介质的位置、脉冲星距离及速度信息。因此对已知距离及速度的脉冲星，抛物线曲率的拟合可以帮助我们找到主导脉冲星闪烁的致密电离区的对应体。“是什么电离区主导了脉冲星的闪烁”一直困扰了脉冲星闪烁研究的专家。近邻本地泡的壳层、银河系旋臂上的氢二区以及年老超新星遗迹壳层一直都是被怀疑的对象。

图5. 阿雷西博望远镜观测到的PSR B0834+06的动态谱以及二次谱，中心频率430 MHz（图源：Stinebring et al. 2001）

对处于超新星遗迹脉冲星的观测不仅帮助我们找到年老超新星遗迹主导脉冲星闪烁的证据，同时也助于我们验证脉冲星及超新星遗迹成协关系和进一步探究其自转与速度的几何关系。在2019年，中国天眼FAST风险共担阶段，我们申请了处于超新星遗迹S147中脉冲星PSR J0538+2817的观测。PSR J0538+2817大致在距离超新星遗迹几何中心1/3处 （见图1）。

FAST一个小时观测获得的强度随着频率和时间变化的动态谱，如图6左所示。经过傅立叶变换分析，我们在二次谱上找到了高信噪比的抛物线结构，如图6右所示。通过抛物线的拟合，我们发现S147的壳层主导了PSR J0538+2817的闪烁，同时也得到了脉冲星在超新星遗迹中的径向位置及径向速度。结合2009年，Chatterjee使用甚长基线方法获得的切线速度，我们首次获得了PSR J0538+2817的三维速度。同时，基于FAST高信噪比偏振观测，我们得到了三维度自转轴的方向。

图6. FAST一个小时观测的脉冲星PSR J0538+2817的动态谱以及二次谱（图源：FAST 观测）

将FAST新探测的速度与自转轴以及之前X-ray给出的自转轴画在单位球面上（见图7），我们发现PSR J0538+2817的自转轴与速度轴也不是完美的共线，大致在68%的置信区间范围内夹角小于23度。

图7. 脉冲星J0538+2817的速度和自转轴在单位球面上的分布，其中红色和灰色表示的是速度的2-sigma的分布，深绿色和浅绿色表示FAST偏振给出的自转轴2-sigma的分布，蓝色和黄色表示X-ray观测给出的自转轴2-sigma的分布（图源：Yao et al. 2021）

目前，最前沿的超新星爆发模拟产生中子星对应的自转轴和速度轴的夹角始终大于30度（Janka et al. 2017），因此不能解释FAST的探测结果。同时，现有模型也不能很好的解释其产生过程，譬如火箭机制模型需要脉冲星具有非常短的初始周期。PSR J0538+2817的探测结果进一步加深了脉冲星诞生过程的神秘感，同时它也对解释脉冲星自转和速度的机制提出了更加严格的限制。后续，我们会对更多样本进行观测研究，因此，这一探测也标志着FAST深度研究脉冲星的开始。（赵宇豪）

作者简介：姚菊枚，中国科学院国家天文台博士后/新疆天文台助理研究员，主要的研究方向是借助脉冲星及快速射电暴研究星际和星系际介质。基于脉冲星和快速射电暴构建电子密度/距离模型已被引400余次。获2018年第15届未来女科学家计划及IOP出版社2018和2020最高引用奖。入选中国科学院“西部之光”、国家自然科学基金“青年基金”及新疆维吾尔自治区“天池博士”项目。

主要参考文献：

[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