脈沖星是大質量恒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，脈沖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沖星神秘誕生過程的一個渠道。近期，國家天文臺李菂、朱煒瑋團組姚菊枚博士首次找到了脈沖星三維度自轉軸與速度方向共線的證據，相關結果已于2021年5月6日發表在《自然·天文》。→可點擊文末“閱讀原文”查閱論文。

圖1. 中國天眼FAST首次探測到脈沖星三維速度和自轉軸共線（圖源：背景超新星遺跡來源于RBA Premium Astrophotography，制圖：黃琨，王培）

圖2. 已發表在《自然.天文》的論文首頁

脈沖星的前身星（OB星）具有小時量級的自轉且典型速度為20-50公里/秒，但脈沖星自轉周期為秒甚至毫秒（目前自轉最快的脈沖星每秒轉708圈）且速度為幾百甚至少數上千公里/秒。受有中間脈沖的脈沖星的啟發，早在1975年Tademaru就思考過脈沖星自轉和速度的相關性。當脈沖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)，我們就可以在一個周期內探測到主脈沖和中間脈沖，其間隔為180度。如果磁場軸與自轉軸有小的偏離（見圖3中），主脈沖和中間脈沖的間隔就小于180度，譬如大家熟知的Crab脈沖星（見圖3右）。Tademaru就猜測對于沒有中間脈沖的脈沖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著脈沖星自轉軸方向的力加速脈沖星，最終脈沖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. 有中間脈沖的脈沖星磁場軸與自轉軸的幾何關系，以及Crab的脈沖輪廓（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沖星自轉和速度共線的證據。脈沖星速度的測量，主要是垂直視線方向速度，可以通過脈沖星計時、甚長基線干涉及閃爍等方法獲得。脈沖星三維自轉軸朝向主要是通過偏振擬合或脈沖星星風云X-ray觀測獲得。早期的觀測并沒有找到脈沖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脈沖星的星風云（見圖4），他發現盤狀星風云的對稱軸方向就是Vela脈沖星自轉軸的方向，這與甚長基線給出的速度方向僅僅只有9度。在2012年，Noutsos對脈沖星自轉及速度方向關系進行了統計，發現一些年輕脈沖星具有二維度自轉與速度的共線關系。在過去的幾十年的研究中，由于沒有方法測量年輕脈沖星的徑向速度，科學家們對于脈沖星自轉軸與速度軸線的比較一直被局限于垂直于觀測者視線方向的平面內。

圖4. Vela脈沖星盤狀星風云的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。脈沖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沖星、星際介質與觀測者的相對運動使我們看到脈沖星的閃爍，即強度隨著時間和頻率不斷變化的動態譜。動態譜能反應脈沖星傳播路徑上電離介質的湍動性質，及脈沖星速度的大小。

在2001年前，脈沖星動態譜是研究星際電離介質性質及獲得脈沖星速度的重要工具。在2001年，Dan Stinebring對阿雷西博望遠鏡觀測到的四個脈沖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沖星閃爍的電離介質的位置、脈沖星距離及速度信息。因此對已知距離及速度的脈沖星，拋物線曲率的擬合可以幫助我們找到主導脈沖星閃爍的致密電離區的對應體。“是什么電離區主導了脈沖星的閃爍”一直困擾了脈沖星閃爍研究的專家。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跡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）

對處于超新星遺跡脈沖星的觀測不僅幫助我們找到年老超新星遺跡主導脈沖星閃爍的證據，同時也助于我們驗證脈沖星及超新星遺跡成協關系和進一步探究其自轉與速度的幾何關系。在2019年，中國天眼FAST風險共擔階段，我們申請了處于超新星遺跡S147中脈沖星PSR J0538+2817的觀測。PSR J0538+2817大致在距離超新星遺跡幾何中心1/3處 （見圖1）。

FAST一個小時觀測獲得的強度隨著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，同時也得到了脈沖星在超新星遺跡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，基于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一個小時觀測的脈沖星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%的置信區間范圍內夾角小于23度。

圖7. 脈沖星J0538+2817的速度和自轉軸在單位球面上的分布，其中紅色和灰色表示的是速度的2-sigma的分布，深綠色和淺綠色表示FAST偏振給出的自轉軸2-sigma的分布，藍色和黃色表示X-ray觀測給出的自轉軸2-sigma的分布（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于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沖星具有非常短的初始周期。PSR J0538+2817的探測結果進一步加深了脈沖星誕生過程的神秘感，同時它也對解釋脈沖星自轉和速度的機制提出了更加嚴格的限制。后續，我們會對更多樣本進行觀測研究，因此，這一探測也標志著FAST深度研究脈沖星的開始。（趙宇豪）

作者簡介：姚菊枚，中國科學院國家天文臺博士后/新疆天文臺助理研究員，主要的研究方向是借助脈沖星及快速射電暴研究星際和星系際介質。基于脈沖星和快速射電暴構建電子密度/距離模型已被引400余次。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