脉冲星的天体测量观测与应用
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脉冲星的天体测量观测和应用
上海天文台 赵铭
(mzhao@shao.ac.cn)
2007年7月30日
1
前言
40年来，脉冲星越来越成为天体物理研究的热点领 域，自提出脉冲星计时观测可作为飞行器自主导航 的理想手段以后，特别是我们国家将其作为一项涉 及国家战略的前瞻性研究项目以后，更成为我国天 文界和航天界的一项紧迫的研究任务。 从两天来的报告所提供的情况来看，通过脉冲星计 时观测作航天器导航目前还只处于概念阶段，撇开 技术问题不说，大家反复引用的公式还只是一个原 理性的、概念性的公式，远未形成一个成熟的理论 系统和工作流程。离开实际的实现还很遥远。
天体间弧长的较差测量。如伊巴谷卫星，用于 建立一个无定向的均匀空间框架。
5
1、脉冲星的方向测量
② 这些测量给出以角度表示的天体的方向参 数。较近的天体还可通过方向参数变化与 观测者位置变化的关系导出距离参数－视 差。光学天体测量的主要成果是建立各类 星表，一方面提供了精度不断提高的天球 参考架；另方面，为各种天体物理学观测 提供目标星表，或为天体物理学研究提供 高精度的几何参数样本。
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2、脉冲星较差光行时测量
5. 一切射电源的VLBI测量都可给出地球赤道 的信息，而只有脉冲星计时观测导出的较 差光行时可给出黄道信息。这是至今唯一 能直接对地球作三维空间定位的方法，能 不依赖于动力学理论测定出地球实际的质 心位置。将其与其他建立在动力学理论基 础上的轨道相比较，对改进行星地球的轨 道历表和相关的理论将有许多不同的意义。
12
2、脉冲星较差光行时测量
6. 如果将脉冲星计时观测装置放在深空飞行 器上，依据上述同样原理，可以导出飞行 器的质心坐标矢量。这为飞行器的自主导 航提供依据。对于各种地基的轨道测控技 术，横向定位精度都随航天器远离地球而 成比例下降，但观测脉冲星实现的定位精 度不随航天器远离地球而降低，这是该方 法的最大优点。至于其在航天器安全方面 的意义如所周知。
• 方向角测量得到目标天体横向位置信息，通过光 学成像技术实现，有绝对测量、相对测量和较差 测量不同方法。脉冲星的光学观测至今进展不大。
• 光行时测量得到与天体的距离有关的信息，通过 各种计时手段实现，有单向光行时测量、双向光 行时测量和较差光行时测量。对于遥远天体，只 能实现较差光行时测量。周期稳定的脉冲星的计 时观测可导出测站和太阳系质心间的较差光行时 结果。
2
前言
对于这样一个处于初级阶段的研究方向，需 要从多方案、多视角、多途径进行探索性的 研究，并需要特别重视多学科、多团队之间 的合作、交流，包括研究成果交流、学术动 态交流，以至基础性、概念性的讨论班。 下面我们从天体测量学的角度对我国脉冲星 导航问题研究阐述我们的视角。
3
前言
• 天体坐标的测量方法可概括成方向角测量和光行 时测量两大类，航天器的位置测定也是一样。
13
2、脉冲星较差光行时测量
7. 脉冲星计时方法实现的较差光行时测量，其原 理也很简单。脉冲星在测站的到达时刻，通过 地方原子钟原时转换到地球时，再转换到质心 坐标时，记为 t o 。假定整个光程空间是完全真 空的平直空间，脉冲到tˆ 达太阳系质心的时刻记
为 tˆ ，称为质心瞬间。此时较差光行时可写成 tototˆtgtph
2、脉冲星较差光行时测量
2. 如果将基线的一端放在地球卫星上或月球 上，另一端仍在地球上，作较差光行时测 量，可导出卫星或月球相对于地球的位置 信息。
3. 如果将基线的一端放在太阳系质心处，另 一端在地球或某人造天体上，作较差光行 时测量，原理上可以测定地球或人造天体 的质心坐标矢量的信息。但在现实中无法 实现在质心处放置天线并作VLBI观测，需 要借助特殊的较差测量原理。
百度文库
测量方法是 测量无线电波传
播的较差光行时－测量同一 天体到两测站光行时之差，
S sr
它取决于较差三角形，并可
导出如下关系式
c
A1
r
A2
B c (s rb r) 2 B c S |s r b r|2 ... B bp h
这就是VLBI的工作原理，由此可以导出天体在基线框架 间的坐标（测天），也可导出基线在天体框架间的坐标 （测地），或两框架间的转换关系(测地球姿态）。 9
上式右端两项分别是几何时延和物理时延。
这里的 tˆ 不同于脉冲实际的质心到达时刻 t b 。
4
1、脉冲星的方向角测量
① 至今，只有光学技术可以作直接的方向角的测 量。天体光学波段的天体测量学观测，几百年 来形成系列的观测方法，有
相对于地方量度坐标系的绝对测量。如最初的 子午环绝对测量，建立最初的天球参考架。
相对于已知天体框架的相对测量。如子午环、 天体照相望远镜等，主要做参考架加密。
7
1、脉冲星的方向测量
④ 若能将脉冲星的光学观测和VLBI观测 相联合，可作为光学参考架与射电参 考架联系的一种途径。也为对脉冲星 的物理研究提供可见光波段的信息。 是否应当开展脉冲星的光学观测并争 取有所突破？这需要开发特殊的观测 技术。
8
2、脉冲星较差光行时测量
O
1. 遥远天体方向参数的另一类
10
2、脉冲星较差光行时测量
4. 脉冲星具有非常稳定的脉冲周期，因此脉冲在 假想的真空中传播到达质心坐标系的不动点的 时刻应是可精确预测的，而其到达观测者时刻 既包含观测者位置变化的信息(几何时延)，也 包含引力场和传播介质产生的时延(物理时延)。 若将两点间较差光行时减去各种物理时延，剩 余的几何时延只反映了脉冲星到两者的距离差。 所以这也是一种较差测距。由此可给出地球或 人造天体相对于质心系的坐标信息－它们的质 心矢量在源方向的投影，其几何原理和VLBI一 样。不同的是VLBI可以测量任何形式的信号， 而计时法只适用于非常有规律的信号。
6
1、脉冲星的方向测量
③ 但至今为止脉冲星的光学观测进展不大， 原因在于：
脉冲星体积很小，典型的半径仅10km，在 恒星距离尺度上它们的亮度非常微弱，如 最著名的蟹状星云中心的脉冲星为17等， 船帆座中的脉冲星甚至暗到24等。
如此微弱的天体的光学积分观测难以区分 其光辐射是连续的还是脉冲式的。
上海天文台 赵铭
(mzhao@shao.ac.cn)
2007年7月30日
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前言
40年来，脉冲星越来越成为天体物理研究的热点领 域，自提出脉冲星计时观测可作为飞行器自主导航 的理想手段以后，特别是我们国家将其作为一项涉 及国家战略的前瞻性研究项目以后，更成为我国天 文界和航天界的一项紧迫的研究任务。 从两天来的报告所提供的情况来看，通过脉冲星计 时观测作航天器导航目前还只处于概念阶段，撇开 技术问题不说，大家反复引用的公式还只是一个原 理性的、概念性的公式，远未形成一个成熟的理论 系统和工作流程。离开实际的实现还很遥远。
天体间弧长的较差测量。如伊巴谷卫星，用于 建立一个无定向的均匀空间框架。
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1、脉冲星的方向测量
② 这些测量给出以角度表示的天体的方向参 数。较近的天体还可通过方向参数变化与 观测者位置变化的关系导出距离参数－视 差。光学天体测量的主要成果是建立各类 星表，一方面提供了精度不断提高的天球 参考架；另方面，为各种天体物理学观测 提供目标星表，或为天体物理学研究提供 高精度的几何参数样本。
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2、脉冲星较差光行时测量
5. 一切射电源的VLBI测量都可给出地球赤道 的信息，而只有脉冲星计时观测导出的较 差光行时可给出黄道信息。这是至今唯一 能直接对地球作三维空间定位的方法，能 不依赖于动力学理论测定出地球实际的质 心位置。将其与其他建立在动力学理论基 础上的轨道相比较，对改进行星地球的轨 道历表和相关的理论将有许多不同的意义。
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2、脉冲星较差光行时测量
6. 如果将脉冲星计时观测装置放在深空飞行 器上，依据上述同样原理，可以导出飞行 器的质心坐标矢量。这为飞行器的自主导 航提供依据。对于各种地基的轨道测控技 术，横向定位精度都随航天器远离地球而 成比例下降，但观测脉冲星实现的定位精 度不随航天器远离地球而降低，这是该方 法的最大优点。至于其在航天器安全方面 的意义如所周知。
• 方向角测量得到目标天体横向位置信息，通过光 学成像技术实现，有绝对测量、相对测量和较差 测量不同方法。脉冲星的光学观测至今进展不大。
• 光行时测量得到与天体的距离有关的信息，通过 各种计时手段实现，有单向光行时测量、双向光 行时测量和较差光行时测量。对于遥远天体，只 能实现较差光行时测量。周期稳定的脉冲星的计 时观测可导出测站和太阳系质心间的较差光行时 结果。
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前言
对于这样一个处于初级阶段的研究方向，需 要从多方案、多视角、多途径进行探索性的 研究，并需要特别重视多学科、多团队之间 的合作、交流，包括研究成果交流、学术动 态交流，以至基础性、概念性的讨论班。 下面我们从天体测量学的角度对我国脉冲星 导航问题研究阐述我们的视角。
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前言
• 天体坐标的测量方法可概括成方向角测量和光行 时测量两大类，航天器的位置测定也是一样。
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2、脉冲星较差光行时测量
7. 脉冲星计时方法实现的较差光行时测量，其原 理也很简单。脉冲星在测站的到达时刻，通过 地方原子钟原时转换到地球时，再转换到质心 坐标时，记为 t o 。假定整个光程空间是完全真 空的平直空间，脉冲到tˆ 达太阳系质心的时刻记
为 tˆ ，称为质心瞬间。此时较差光行时可写成 tototˆtgtph
2、脉冲星较差光行时测量
2. 如果将基线的一端放在地球卫星上或月球 上，另一端仍在地球上，作较差光行时测 量，可导出卫星或月球相对于地球的位置 信息。
3. 如果将基线的一端放在太阳系质心处，另 一端在地球或某人造天体上，作较差光行 时测量，原理上可以测定地球或人造天体 的质心坐标矢量的信息。但在现实中无法 实现在质心处放置天线并作VLBI观测，需 要借助特殊的较差测量原理。
百度文库
测量方法是 测量无线电波传
播的较差光行时－测量同一 天体到两测站光行时之差，
S sr
它取决于较差三角形，并可
导出如下关系式
c
A1
r
A2
B c (s rb r) 2 B c S |s r b r|2 ... B bp h
这就是VLBI的工作原理，由此可以导出天体在基线框架 间的坐标（测天），也可导出基线在天体框架间的坐标 （测地），或两框架间的转换关系(测地球姿态）。 9
上式右端两项分别是几何时延和物理时延。
这里的 tˆ 不同于脉冲实际的质心到达时刻 t b 。
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1、脉冲星的方向角测量
① 至今，只有光学技术可以作直接的方向角的测 量。天体光学波段的天体测量学观测，几百年 来形成系列的观测方法，有
相对于地方量度坐标系的绝对测量。如最初的 子午环绝对测量，建立最初的天球参考架。
相对于已知天体框架的相对测量。如子午环、 天体照相望远镜等，主要做参考架加密。
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1、脉冲星的方向测量
④ 若能将脉冲星的光学观测和VLBI观测 相联合，可作为光学参考架与射电参 考架联系的一种途径。也为对脉冲星 的物理研究提供可见光波段的信息。 是否应当开展脉冲星的光学观测并争 取有所突破？这需要开发特殊的观测 技术。
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2、脉冲星较差光行时测量
O
1. 遥远天体方向参数的另一类
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2、脉冲星较差光行时测量
4. 脉冲星具有非常稳定的脉冲周期，因此脉冲在 假想的真空中传播到达质心坐标系的不动点的 时刻应是可精确预测的，而其到达观测者时刻 既包含观测者位置变化的信息(几何时延)，也 包含引力场和传播介质产生的时延(物理时延)。 若将两点间较差光行时减去各种物理时延，剩 余的几何时延只反映了脉冲星到两者的距离差。 所以这也是一种较差测距。由此可给出地球或 人造天体相对于质心系的坐标信息－它们的质 心矢量在源方向的投影，其几何原理和VLBI一 样。不同的是VLBI可以测量任何形式的信号， 而计时法只适用于非常有规律的信号。
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1、脉冲星的方向测量
③ 但至今为止脉冲星的光学观测进展不大， 原因在于：
脉冲星体积很小，典型的半径仅10km，在 恒星距离尺度上它们的亮度非常微弱，如 最著名的蟹状星云中心的脉冲星为17等， 船帆座中的脉冲星甚至暗到24等。
如此微弱的天体的光学积分观测难以区分 其光辐射是连续的还是脉冲式的。