低频射电波为什么来得晚

星际空间也会响应电场

想象一束短射电脉冲穿过很稀的带电薄雾。波的电场推着电子往返运动，运动的电子又产生电场。两者叠加，脉冲整体便比在真空中走得稍慢一些。

一个短脉冲里，藏着许多极快的振荡。望远镜计时的是整团振荡什么时候升起、落下，也就是脉冲的包络。包络与单个波峰在等离子体中的速度不同。要判断闪光何时到达，得跟着包络走。

频率越低，电子在每个周期里响应的时间越长，额外时延也越明显。频率加倍，相对无限高频的时延会缩小到四分之一。这种不同频率走得快慢不同的现象，叫色散。

星际气体虽然稀薄，路却很长。天文学家用色散量 DM 描述沿途积累的自由电子。可以想象一根从望远镜伸到源头的细管，DM 统计管子一路穿过多少电子，只是采用了天文学惯用的单位。

DM 为一百时，四百兆赫的同一脉冲会比八百兆赫晚到约 1.94 秒。闪光本身哪怕只有几毫秒长，望远镜也很容易分辨这么大的差别。比较两个频率的时间差，还能绕开“源头到底几点发射”这个未知量。

CHIME/FRB 首个公开目录提供了这些闪光的强度图。图的一轴是时间，另一轴是频率，叫动态频谱。弯曲的亮纹显示各频率依次到达。不过，处理后的图可能已经扣掉预期的扫频。读图前，先看时间轴和处理说明。

如果电子薄雾完全均匀，它会让各频率迟到，却不会把每个频率里的短脉冲都拖成很长的回声。真实介质里，电子密度有起伏，波还会被折弯。从源头到望远镜，便有了几条长短不同的路。近路先到，绕远路的波随后补上。

后来的这些波，会让脉冲从陡峭的前沿慢慢衰减，留下散射长尾。简单薄屏模型给出指数衰减，低频的尾巴更长。实测轮廓还混着源头本来的形状和仪器的时间分辨率。要估计传播造成了多少展宽，需要把源头脉冲和仪器一起纳入比较。

线偏振波的电场沿一个方向来回振动。沿途若有朝向或背向观测者的磁场，这个方向在传播中就会旋转，叫 Faraday 旋转。波长越长，方向转得越多。

计时统计电子，不区分磁场朝哪边。偏振旋转多给了一个正负号：磁场反转，偏振角随波长平方变化的斜率也反转。把时延和旋转放在一起，就能估计沿途电子加权的磁场。

这一步需要望远镜真正测到偏振。只有强度的图，保存了闪光什么时候亮，却没有保存电场朝向。课程因此用 CHIME 实测强度练习计时，再用一组独立合成的偏振数据研究旋转。