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。
11
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。