脈沖星

發(fā)現(xiàn)76顆偶發(fā)脈沖星，包含目前人類(lèi)已知脈沖星中最暗弱的一批脈沖星。這些特殊脈沖星僅在少數(shù)旋轉(zhuǎn)周期中偶然輻射脈沖。在國(guó)際上，暗弱的偶發(fā)脈沖星被稱為旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源，它們不像大多數(shù)脈沖星那樣持續(xù)輻射脈沖，一般僅在很多個(gè)周期中偶然發(fā)射一個(gè)脈沖，因此很難在正常的脈沖星搜尋體系里捕捉到。2006年發(fā)現(xiàn)首顆旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源以來(lái)，全世界各地的射電望遠(yuǎn)鏡總共才發(fā)現(xiàn)了160余顆旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源。研究團(tuán)隊(duì)利用自主開(kāi)發(fā)的高效單脈沖搜尋程序，從“中國(guó)天眼”銀道面脈沖星快照巡天的數(shù)據(jù)中系

學(xué)院新疆天文臺(tái)脈沖星研究團(tuán)組及其合作者，使用中國(guó)天眼（FAST）對(duì)漂移掃描多科學(xué)目標(biāo)同時(shí)巡天發(fā)現(xiàn)的部分脈沖星進(jìn)行后隨測(cè)時(shí)研究，發(fā)現(xiàn)了2顆毫秒脈沖星和22顆正常脈沖星的基本性質(zhì)。該研究有助于更全面地探索中子星物理性質(zhì)和星族性質(zhì)。脈沖星在1967年首次被發(fā)現(xiàn)，是快速旋轉(zhuǎn)的中子星，是恒星演化到末期發(fā)生超新星爆發(fā)而形成的產(chǎn)物之一，因不斷發(fā)出電磁脈沖信號(hào)而得名。脈沖星具有原子核的密度，是宇宙天然的極端物理實(shí)驗(yàn)室。它的超強(qiáng)引力場(chǎng)為檢驗(yàn)廣義相對(duì)論提供了獨(dú)特條件。脈沖星測(cè)

，是目前發(fā)現(xiàn)的脈沖星雙星系統(tǒng)中軌道周期最短的。而且該系統(tǒng)被確定為正處于“紅背”到“黑寡婦”系統(tǒng)演化過(guò)程的中間狀態(tài)，填補(bǔ)了蜘蛛類(lèi)脈沖星系統(tǒng)演化模型中缺失的一環(huán)。按照已有的天體物理學(xué)模型，如果兩顆星的距離很近，脈沖星會(huì)吞掉身旁這顆恒星的物質(zhì)，使自身越轉(zhuǎn)越快。因恒星初始質(zhì)量較大，所以隨著脈沖星不斷蠶食恒星，脈沖星和恒星的距離會(huì)越靠越近，相互繞轉(zhuǎn)的速度也越來(lái)越快；而隨著雙星系統(tǒng)演化，恒星被大量蠶食后質(zhì)量變小，脈沖星難以繼續(xù)吸食，便把會(huì)恒星推開(kāi)，脈沖星和恒星相互繞轉(zhuǎn)

引 言X射線脈沖星能為航天器提供徑向上的速度與位置等信息,對(duì)深空探測(cè)自主導(dǎo)航具有重要意義。因而,X射線脈沖星導(dǎo)航備受?chē)?guó)內(nèi)外學(xué)者關(guān)注[1-4]。自從1981年Chester等[5]提出X射線脈沖星導(dǎo)航的概念以來(lái),美國(guó)就率先開(kāi)展相關(guān)研究工作[6],并于2017年發(fā)射了中子星內(nèi)部組成探測(cè)器[7-8],完成了X射線脈沖星導(dǎo)航空間驗(yàn)證。從2006年開(kāi)始,中國(guó)緊隨其后,開(kāi)展了X射線脈沖星導(dǎo)航研究工作,至今取得了一系列研究成果[9-11]。中國(guó)先后發(fā)射了天宮二號(hào)[12

100094脈沖星是一種高速旋轉(zhuǎn)的中子星，是大質(zhì)量恒星在其生命末期引發(fā)超新星爆炸的產(chǎn)物［1］。如圖1所示［2］，脈沖星的自轉(zhuǎn)軸與磁軸不重合，其兩個(gè)磁極同時(shí)向外輻射電磁輻射束。當(dāng)脈沖星的輻射束掃過(guò)觀測(cè)者時(shí)，觀測(cè)者就可以接收到來(lái)自脈沖星的信號(hào)，就如同海上航行的船舶接收燈塔的信號(hào)一樣。因此，脈沖星也被稱作“宇宙中的燈塔”。脈沖星的自轉(zhuǎn)周期具有極好的長(zhǎng)期穩(wěn)定性，一些毫秒脈沖星的穩(wěn)定性可以與原子鐘相媲美。另外，脈沖星在許多情況下可以同時(shí)在不同波段被觀測(cè)到，如光學(xué)、

定性?；诤撩?span id="j5i0abt0b" class="hl">脈沖星自轉(zhuǎn)建立的時(shí)間尺度稱為脈沖星時(shí)。射電脈沖星計(jì)時(shí)觀測(cè)得到脈沖星脈沖到達(dá)時(shí)間（Time of Arrival，TOA）。脈沖到達(dá)時(shí)間測(cè)量是以觀測(cè)站原子鐘為參考的，通過(guò)時(shí)間比對(duì)，可將觀測(cè)站原子鐘改正到TAI或TT時(shí)間系統(tǒng)。脈沖星TOA測(cè)量等效于脈沖星鐘與參考原子鐘之間的時(shí)間比對(duì)。但因?yàn)?span id="j5i0abt0b" class="hl">脈沖星與地面射電望遠(yuǎn)鏡存在復(fù)雜的相對(duì)運(yùn)動(dòng)，且脈沖星的空間位置坐標(biāo)與速度、自轉(zhuǎn)參數(shù)等是未知的，所以通過(guò)TOA測(cè)量并不能立刻得到脈沖星鐘與原子鐘的鐘差。只有通過(guò)脈沖

年代發(fā)展成熟,脈沖星的發(fā)現(xiàn)便是其諸多成果之一.1967年Bell和Hewish首次探測(cè)到脈沖星PSR B1919+21的信號(hào)并對(duì)其進(jìn)行了分析研究[1],不久就被證明此類(lèi)新發(fā)現(xiàn)的信號(hào)是理論預(yù)測(cè)的中子星發(fā)出的,截至2022年2月已發(fā)現(xiàn)3556顆脈沖星.脈沖星自身極強(qiáng)的表面磁場(chǎng)強(qiáng)度束縛了信號(hào)的輻射,只有轉(zhuǎn)軸兩極能輻射出脈沖信號(hào),脈沖星信號(hào)每掃過(guò)地球一次便能接收一次脈沖信號(hào),因此被形象地描述為“燈塔模型”,且只有被探測(cè)到具有脈沖信號(hào)的中子星被分類(lèi)為脈沖星,如果輻射

脈沖星是大質(zhì)量恒星死亡后的殘骸，是宇宙中密度最高、磁場(chǎng)最強(qiáng)、自轉(zhuǎn)最快、相對(duì)論效應(yīng)顯著的一類(lèi)奇異天體，是研究宇宙極端環(huán)境中物理規(guī)律的理想“實(shí)驗(yàn)室”。脈沖星長(zhǎng)期以來(lái)都是天文和物理的前沿研究領(lǐng)域，涉及引力波探測(cè)、精確驗(yàn)證廣義相對(duì)論、限制極端物理?xiàng)l件下的物態(tài)方程、高精度時(shí)空基準(zhǔn)建立等重要基本問(wèn)題。自1968年脈沖星被發(fā)現(xiàn)至今50余年，科學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)3000多顆脈沖星，隨著發(fā)現(xiàn)數(shù)量的增加，一些特殊種類(lèi)的脈沖星開(kāi)始進(jìn)入人們的視線。自2018年500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡

高精度的毫秒脈沖星計(jì)時(shí)能夠增強(qiáng)BDS時(shí)間基準(zhǔn)的長(zhǎng)期穩(wěn)定性, 并能維持未來(lái)深空用戶的時(shí)間基準(zhǔn).本文提出了一種改善BDS時(shí)間基準(zhǔn)長(zhǎng)期穩(wěn)定性的脈沖星時(shí)地面服務(wù)系統(tǒng), 概述了該系統(tǒng)的初步設(shè)計(jì)與功能, 同時(shí)研究了天地基脈沖星時(shí)建立方法, 利用3顆毫秒脈沖星的國(guó)際脈沖星計(jì)時(shí)陣(international pulsar timing array, IPTA)地面射電、“中子星內(nèi)部成分探測(cè)器”(neutron star interior composition expl

90)1 引言脈沖星是一類(lèi)高速自轉(zhuǎn)的中子星, 具有穩(wěn)定度極高的自轉(zhuǎn)頻率, 部分毫秒脈沖星自轉(zhuǎn)周期長(zhǎng)期穩(wěn)定性與原子鐘相當(dāng)甚至更優(yōu)[1], 這表明脈沖星能夠提供一種基于遙遠(yuǎn)自然天體并持續(xù)數(shù)百萬(wàn)乃至數(shù)十億年的獨(dú)立時(shí)間頻率, 并且長(zhǎng)期穩(wěn)定性優(yōu)于原子鐘. 基于脈沖星高穩(wěn)定度自轉(zhuǎn)頻率可構(gòu)建一種新的時(shí)間尺度, 稱為脈沖星時(shí). 脈沖星時(shí)具有以下優(yōu)勢(shì): (1)能夠?qū)Φ厍驎r(shí)(Terrestrial time, TT)提供獨(dú)立外部檢核, 檢測(cè)現(xiàn)有原子時(shí)的長(zhǎng)期穩(wěn)定性; (2)與原

天體物理學(xué)中對(duì)脈沖星研究更加的熱門(mén)，脈沖星是恒星演化最終的產(chǎn)物之一，它的特殊之處在于有非常高的自轉(zhuǎn)速度，甚至有的會(huì)很接近光速，此外還有非常高密度，非常高磁場(chǎng)，這是在我們地球不可能出現(xiàn)的情況，對(duì)于一些理論的驗(yàn)證是非常值得去研究的。在天文學(xué)家bell 女士還沒(méi)有發(fā)現(xiàn)脈沖星前，科學(xué)家們只是預(yù)測(cè)有中子星的存在，但是經(jīng)歷了多年的尋找都與成功擦肩而過(guò)，在一次偶然的機(jī)會(huì)中bell 發(fā)現(xiàn)了脈沖星，最終確定了脈沖星就是特殊的中子星，科學(xué)家們的預(yù)言得以成功的實(shí)現(xiàn)。由于脈沖星與

天體，被命名為脈沖星。脈沖星是宇宙中神奇的存在，它的發(fā)現(xiàn)，被稱為二十世紀(jì)六十年代的四大天文學(xué)重要發(fā)現(xiàn)之一。脈沖星，是旋轉(zhuǎn)的中子星，具有密度大、溫度高、強(qiáng)引力、強(qiáng)磁場(chǎng)等特征，自轉(zhuǎn)速度極快，會(huì)周期性發(fā)出射電脈沖信號(hào)。所謂脈沖就像是人的脈搏一樣的、有規(guī)律的無(wú)線電訊號(hào)。正常成人的脈搏通常在70～80次/分范圍，即是說(shuō)兩次脈搏的間隔時(shí)間平均是0.750～0.857秒。相比而言，脈沖星的脈沖時(shí)間間隔分布在更寬的時(shí)間范圍，最短的可低至毫秒級(jí)別，最長(zhǎng)的也僅有十多秒。那么，

星團(tuán)中搜尋射電脈沖星需要大型射電望遠(yuǎn)鏡的深度觀測(cè)。1987年Lyne 等人在M28中發(fā)現(xiàn)第一顆球狀星團(tuán)脈沖星PSR J1824-2452A 以后[2]，在距離銀河系中心20kpc 以內(nèi)的28個(gè)星團(tuán)中觀測(cè)到150顆射電脈沖星[3]，與其他脈沖星[4]的性質(zhì)有很多不同之處。球狀星團(tuán)射電脈沖星的研究對(duì)目前尚不清楚的球狀星團(tuán)的動(dòng)力學(xué)、雙星系統(tǒng)的演化、掩食雙星系統(tǒng)的掩食機(jī)制和星際介質(zhì)等相關(guān)問(wèn)題具有很大價(jià)值。脈沖星是大質(zhì)量恒星(質(zhì)量范圍為8M⊙～25M⊙)演化末期發(fā)生

)1 引言間歇脈沖星(如PSR B1931+24)是一種只有部分時(shí)間段能夠產(chǎn)生輻射的脈沖星子類(lèi),并且它在射電噪狀態(tài)的自轉(zhuǎn)減慢率(頻率的一階導(dǎo)數(shù))比射電寧?kù)o狀態(tài)的大～50%[1–4].Camilo等[5]和Lorimer等[6]分別對(duì)另外的兩顆間歇脈沖星PSR J1841–0500和PSR J1832+0029的分析處理也得到類(lèi)似的結(jié)果. 這表明間歇脈沖星不同的輻射模式對(duì)應(yīng)不同的自轉(zhuǎn)模式, 即其自轉(zhuǎn)與輻射之間存在聯(lián)系.蟹狀星云脈沖星(以下簡(jiǎn)稱Crab脈沖星)

中重要的星體—脈沖星！脈沖星的發(fā)現(xiàn)脈沖星的發(fā)現(xiàn)要?dú)w功于英國(guó)劍橋大學(xué)休伊什教授的女研究生喬伊斯.貝爾嚴(yán)謹(jǐn)細(xì)致和堅(jiān)持不懈的探究精神。因?yàn)樵谪悹栔?，也曾有人遇到過(guò)這種信號(hào)，但卻被當(dāng)做干擾信號(hào)而忽略啦，導(dǎo)致其與脈沖星的發(fā)現(xiàn)失之交臂！1967年喬伊斯.貝爾使用3.7米的射電天線做研究時(shí)，需要從大量的記錄中搜集有用的數(shù)據(jù)。在辨識(shí)記錄數(shù)據(jù)的時(shí)候，她發(fā)現(xiàn)狐貍星座有一顆星發(fā)出一種非預(yù)期但有規(guī)律的脈沖信號(hào)，脈沖的周期非常短（1.337秒），但很穩(wěn)定。起初她和她的導(dǎo)師休伊什教

9)1 引 言脈沖星產(chǎn)生于恒星演化末期的超新星爆發(fā)。因角動(dòng)量守恒，大質(zhì)量恒星(質(zhì)量為8M⊙～25M⊙，M⊙為太陽(yáng)質(zhì)量)坍縮形成致密天體，其高速轉(zhuǎn)動(dòng)并具有強(qiáng)磁場(chǎng)。由于自轉(zhuǎn)軸與磁軸間存在夾角，星體在轉(zhuǎn)動(dòng)時(shí)，磁極附近產(chǎn)生的電磁輻射具有“燈塔效應(yīng)”，從而形成短而穩(wěn)定的周期性脈沖輻射信號(hào)[1]。脈沖星的本質(zhì)可能是中子星或夸克星。第一顆脈沖星PSR 1919+21 于1967年通過(guò)射電觀測(cè)而被發(fā)現(xiàn)[2]。隨著觀測(cè)技術(shù)的發(fā)展，人們?cè)谏潆?、光學(xué)、X 射線和γ 射線等波段獲

11)1 引言脈沖星(pulsar)是高速自轉(zhuǎn)的中子星(Neutron Star)[1],其輻射涉及射電、光學(xué)、X射線、伽馬射線等波段,其中在射電波段共發(fā)現(xiàn)約2800顆脈沖星[2].通常理論認(rèn)為,脈沖星的射電發(fā)射依賴于其磁層環(huán)境中正負(fù)電子的產(chǎn)生過(guò)程[3?10],即伽馬射線光子在脈沖星磁層中,經(jīng)雪崩放電過(guò)程產(chǎn)生大量的高速電子對(duì)(洛侖茲因子γ～106),其減速后的次級(jí)粒子(γ～102?104)在磁層中運(yùn)動(dòng),產(chǎn)生射電輻射(曲率輻射或逆康普頓散射)[5,7,11?

后，由于X射線脈沖星導(dǎo)航具有適用空間范圍廣、自主性高、系統(tǒng)簡(jiǎn)單等特點(diǎn)，近年來(lái)受到國(guó)內(nèi)外研究學(xué)者的極大重視。脈沖星導(dǎo)航概念最早由Downs提出[1]，其建議在飛行器上搭載 2 m射電望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)脈沖星進(jìn)行導(dǎo)航，但是脈沖星射電流量微弱，射電波段觀測(cè)脈沖星需要大口徑望遠(yuǎn)鏡。為了避免需要大尺寸望遠(yuǎn)鏡的問(wèn)題，Chester和Butman提出了基于X射線脈沖星觀測(cè)的導(dǎo)航方法[2]。在此基礎(chǔ)上，Wood首次提議在ARGOS（Advanced Research and Gl

首次發(fā)現(xiàn)了毫秒脈沖星，并且這個(gè)結(jié)果得到了國(guó)際認(rèn)證。這一重要成果，引起科學(xué)界及媒體廣泛關(guān)注，那么，這到底是怎么一回事呢？FAST射電望遠(yuǎn)鏡，就像一臺(tái)黑白電視機(jī)不知道你們的爸爸媽媽有沒(méi)有講過(guò)他們小時(shí)候家里的黑白電視機(jī)，那時(shí)候沒(méi)有有線電視，接受電視信號(hào)主要靠家外面的那根毛竹天線。黑白電視機(jī)上經(jīng)常會(huì)出現(xiàn)很多雪花，這些雪花其實(shí)就是射電信號(hào)。在貴州平塘縣克度鎮(zhèn)的500米球面射電望遠(yuǎn)鏡，其實(shí)本質(zhì)上就好像一臺(tái)黑白電視機(jī)，它也可以接收到很多“雪花”——這些信號(hào)來(lái)自遙遠(yuǎn)的外太

T發(fā)現(xiàn)一個(gè)毫秒脈沖星并獲得國(guó)際認(rèn)證。這是中美科學(xué)裝置首次在地面和太空、射電與高能波段合作完成的天文學(xué)發(fā)現(xiàn)，也是FAST繼發(fā)現(xiàn)脈沖星之后的另一重要成果。毫秒脈沖星是每秒鐘旋轉(zhuǎn)上百圈的中子星。這顆編號(hào)為J0318+0253的毫秒脈沖星距離地球約4000光年，自轉(zhuǎn)周期為5.19毫秒。它對(duì)于研究中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)、探測(cè)低頻引力波以及理解宇宙結(jié)構(gòu)形成及演化有著重要意義。并非來(lái)自外星人的周期性信號(hào)關(guān)于脈沖星，很多人已經(jīng)聽(tīng)過(guò)它被發(fā)現(xiàn)的故事。1967年，英國(guó)劍橋大學(xué)年僅24歲

00光年的毫秒脈沖星，這是FAST繼發(fā)現(xiàn)脈沖星之后的另一重要成果。去年10月10日，中科院宣布，F(xiàn)AST團(tuán)隊(duì)利用位于貴州師范大學(xué)的FAST早期科學(xué)中心進(jìn)行數(shù)據(jù)處理，探測(cè)到數(shù)十個(gè)優(yōu)質(zhì)脈沖星候選體。經(jīng)國(guó)際合作，例如利用澳大利亞64米Parkes望遠(yuǎn)鏡，進(jìn)行后隨觀測(cè)認(rèn)證，已通過(guò)系統(tǒng)認(rèn)證了多顆脈沖星：編號(hào)為J1859-0131的脈沖星，自轉(zhuǎn)周期是1.83秒，距離地球約1.6萬(wàn)光年；編號(hào)為J1931-01的脈沖星，自轉(zhuǎn)周期是0.59秒，距離地球約4100光年……新發(fā)

9)0　引　言脈沖星是一種自轉(zhuǎn)快而穩(wěn)定的中子星。理論認(rèn)為脈沖星的自轉(zhuǎn)會(huì)損失自轉(zhuǎn)能，逐漸導(dǎo)致自轉(zhuǎn)減慢。長(zhǎng)時(shí)間的計(jì)時(shí)觀測(cè)發(fā)現(xiàn)脈沖星的自轉(zhuǎn)減慢率dP/dt通常在10-13～10-20s.s-1之間[1]，因此認(rèn)為脈沖星的自轉(zhuǎn)仍然是相當(dāng)穩(wěn)定的。其中，毫秒脈沖星(MSPs)PSR J0437-4715自轉(zhuǎn)的穩(wěn)定性，甚至超過(guò)了目前最好的原子鐘。但是，有一些脈沖星，特別是特征年齡小于105yr的脈沖星，自轉(zhuǎn)會(huì)表現(xiàn)出不穩(wěn)定性，如Vela脈沖星和Crab脈沖星。不穩(wěn)定性主要

AST首次發(fā)現(xiàn)脈沖星，探測(cè)到數(shù)十個(gè)優(yōu)質(zhì)脈沖星候選體，其中6個(gè)通過(guò)國(guó)際認(rèn)證。這是中國(guó)人首次利用自己獨(dú)立研制的射電望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)脈沖星。脈沖星剛被發(fā)現(xiàn)時(shí)差點(diǎn)被當(dāng)成外星信號(hào)脈沖星的發(fā)現(xiàn)還要從50年前說(shuō)起。1967年，英國(guó)劍橋建造了一種新型的射電望遠(yuǎn)鏡，其作用是觀測(cè)射電輻射受行星際物質(zhì)的影響。1967年7月，該射電望遠(yuǎn)鏡投入使用，由英國(guó)天文學(xué)家休伊什的女博士喬斯林·貝爾擔(dān)任觀測(cè)和記錄處理的工作。貝爾夜以繼日地工作，在大量紛亂的記錄紙帶上仔細(xì)摸索射電閃爍信號(hào)的特征，這是

了多顆新發(fā)現(xiàn)的脈沖星。這是我國(guó)天文望遠(yuǎn)鏡首次發(fā)現(xiàn)脈沖星。“中國(guó)天眼”團(tuán)組利用位于貴州師范大學(xué)早期科學(xué)中心進(jìn)行數(shù)據(jù)處理，探測(cè)到數(shù)十個(gè)優(yōu)質(zhì)脈沖星候選體，經(jīng)國(guó)際合作，并進(jìn)行后隨觀測(cè)認(rèn)證，目前已通過(guò)系統(tǒng)認(rèn)證6顆脈沖星。其中2顆新發(fā)現(xiàn)的脈沖星，距離地球分別約4100光年和約1.6萬(wàn)光年，另外4顆還有待測(cè)量。搜尋和發(fā)現(xiàn)射電脈沖星是“中國(guó)天眼”核心科學(xué)目標(biāo)，新發(fā)現(xiàn)脈沖星，開(kāi)啟了中國(guó)射電波段大科學(xué)裝置系統(tǒng)產(chǎn)生原創(chuàng)發(fā)現(xiàn)的激越時(shí)代。endprint

成功將我國(guó)首顆脈沖星導(dǎo)航試驗(yàn)衛(wèi)星送入預(yù)定太陽(yáng)同步軌道。那么，什么是脈沖星？它又是如何執(zhí)行導(dǎo)航任務(wù)的呢？精準(zhǔn)的天文時(shí)鐘脈沖星是20世紀(jì)60年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)之一。1967年，英國(guó)射電天文學(xué)家喬瑟琳·貝爾在行星際閃爍觀測(cè)研究中，偶然發(fā)現(xiàn)一個(gè)時(shí)隱時(shí)現(xiàn)的射電脈沖源，其周期非常穩(wěn)定，每隔1.3373秒就記錄到一次脈沖信號(hào)，故而將其取名為脈沖星。這讓當(dāng)時(shí)的科學(xué)界和公眾頗感困惑，甚至一度認(rèn)為脈沖信號(hào)是外星人發(fā)來(lái)的聯(lián)系“電報(bào)”。1968年，科學(xué)家在超新星SN1054遺跡

，趙成仕?影響脈沖星時(shí)穩(wěn)定度的因素分析丁勇恒1,2,3，童明雷1,2，趙成仕1,2（1. 中國(guó)科學(xué)院 國(guó)家授時(shí)中心，西安 710600；2. 中國(guó)科學(xué)院 時(shí)間頻率基準(zhǔn)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，西安 710600；3. 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京 100049）毫秒脈沖星自轉(zhuǎn)的高度穩(wěn)定性，使之成為一種理想的時(shí)間尺度，稱為脈沖星時(shí)。但影響脈沖星時(shí)穩(wěn)定度的因素仍有很多，例如觀測(cè)白噪聲、計(jì)時(shí)紅噪聲、參考原子鐘鐘差、太陽(yáng)系歷表誤差、宇宙中的引力波等等。為建立高精度的脈沖星時(shí)，主要分析3

近日將發(fā)射一顆脈沖星導(dǎo)航試驗(yàn)衛(wèi)星，以驗(yàn)證基于脈沖星X射線的航天器自主導(dǎo)航技術(shù)的可行性。那么，脈沖星是如何用來(lái)導(dǎo)航的呢？脈沖星是高速自轉(zhuǎn)的中子星，是恒星核能耗盡后的一種遺骸，具有極其穩(wěn)定的周期性，其穩(wěn)定度比目前的氫原子鐘還要高1萬(wàn)倍以上，是自然界中最穩(wěn)定的“天文時(shí)鐘”。脈沖星導(dǎo)航是以脈沖星發(fā)射的X射線信號(hào)為天然信標(biāo)，通過(guò)測(cè)量脈沖到達(dá)時(shí)間，使航天器自主測(cè)定位置和時(shí)間等參數(shù)。基于脈沖星的導(dǎo)航，不依賴于現(xiàn)有的導(dǎo)航星座系統(tǒng)，可大幅減少航天器對(duì)地面測(cè)控系統(tǒng)的依賴程度，

月?lián)駲C(jī)發(fā)射首顆脈沖星導(dǎo)航試驗(yàn)衛(wèi)星（XPNAV-1），實(shí)測(cè)脈沖星發(fā)射的X射線信號(hào)，嘗試驗(yàn)證脈沖星導(dǎo)航技術(shù)體制的可行性。據(jù)中國(guó)空間技術(shù)研究院脈沖星導(dǎo)航衛(wèi)星科學(xué)任務(wù)系統(tǒng)總設(shè)計(jì)師帥平研究員介紹：脈沖星導(dǎo)航系統(tǒng)并非直接對(duì)地面進(jìn)行導(dǎo)航，而是對(duì)近地軌道衛(wèi)星、深空探測(cè)及星際飛行器進(jìn)行導(dǎo)航?！捌鋵?shí)就是利用脈沖星發(fā)射的X射線信號(hào)作為天然信標(biāo)，引導(dǎo)航天器在宇宙空間自由航行。”這一次，中國(guó)不再跟隨美歐的腳步，而要成為“第一個(gè)吃螃蟹的人”。endprint

9)幾何因素對(duì)脈沖星自轉(zhuǎn)參數(shù)的影響?李 亮1,2?王廣利1郭麗1(1中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái) 上海 200030) (2中國(guó)科學(xué)院大學(xué) 北京 100049)脈沖星自轉(zhuǎn)參數(shù)是脈沖星最重要的參數(shù)之一,能反映脈沖星本身的物理性質(zhì).根據(jù)計(jì)時(shí)觀測(cè)所得的自轉(zhuǎn)參數(shù)除了包含脈沖星本身固有的部分,還受到幾何因素的影響,例如地球自轉(zhuǎn)參數(shù)、歲差章動(dòng)模型、行星歷表誤差、脈沖星相對(duì)于太陽(yáng)系質(zhì)心(solar system barycenter,SSB)的速度和加速度.通過(guò)分析脈沖星計(jì)時(shí)觀

精度的“時(shí)鐘”脈沖星被稱為“宇宙中的燈塔”，它們會(huì)從磁場(chǎng)的兩極發(fā)射出電波，這兩股射電波分別指向?qū)α⒌膬蓚€(gè)方向，看起來(lái)，就如同一根筷子插在一個(gè)圓球上。脈沖星也在自轉(zhuǎn)，于是，射電波就不停地指向四周，一圈又一圈地向周邊掃射。但這僅僅是在一個(gè)平面上掃射，真實(shí)的情況要比這復(fù)雜得多。脈沖星的磁場(chǎng)與它的自轉(zhuǎn)軸不是重合的，常常會(huì)有一個(gè)夾角，看上去就如同圓球帶著筷子搖搖晃晃地自轉(zhuǎn)，筷子也就一圈一圈地畫(huà)著圓弧，指向不同的方向。這樣脈沖星掃描輪廓就非常廣泛，只要射電望遠(yuǎn)鏡在它的

）引力波引起的脈沖星計(jì)時(shí)殘差模擬與分析童明雷1，2，3，丁勇恒1，4，趙成仕1，2，高峰1，4，高玉平1，2（1.中國(guó)科學(xué)院國(guó)家授時(shí)中心，西安710600；2.中國(guó)科學(xué)院時(shí)間頻率基準(zhǔn)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，西安710600；3.中國(guó)科學(xué)院星系宇宙學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，合肥230026；4.中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京100049）為了能將引力波引起的脈沖星計(jì)時(shí)殘差從總的脈沖星計(jì)時(shí)殘差中分離出來(lái)，我們介紹了3種形式的引力波（單一持續(xù)的引力波、單一瞬時(shí)的引力波和隨機(jī)引力波背景）及其對(duì)脈沖

尹海亮?X射線脈沖星導(dǎo)航系統(tǒng)選星方法研究梁 昊*①詹亞鋒①尹海亮②①(清華大學(xué)宇航技術(shù)研究中心 北京 100084)②(清華大學(xué)電子工程系 北京 100084)針對(duì)X射線脈沖星導(dǎo)航(XPNAV)系統(tǒng)的選星問(wèn)題，該文研究了脈沖星可見(jiàn)性、品質(zhì)因子及空間分布對(duì)脈沖星優(yōu)選的影響。分別建立了第三體陰影遮擋，X射線干擾源影響以及X射線探測(cè)器視場(chǎng)角限制造成脈沖星不可見(jiàn)的約束方程；分析了基于克拉美羅界的脈沖星品質(zhì)因子評(píng)價(jià)公式；提出了脈沖星組合加權(quán)幾何精度因子(WDOP)的

高中生建成的“脈沖星搜尋合作實(shí)驗(yàn)室”最近發(fā)現(xiàn)了一顆新的脈沖星，位于某雙中子星系統(tǒng)中。它的編號(hào)為PSR J1930-1852，運(yùn)行軌道寬度是之前發(fā)現(xiàn)的所有雙中子星系統(tǒng)的兩倍以上，圍繞伴星的運(yùn)行周期是45天。目前人類(lèi)已知的雙中子星系統(tǒng)為數(shù)不多，而新發(fā)現(xiàn)的這顆脈沖星所在系統(tǒng)的運(yùn)行軌道是至今發(fā)現(xiàn)的最寬的一個(gè)，為5150千米 。

550001)脈沖星減速研究與電磁和引力波輻射?張?jiān)轮?,2?付妍妍1,2魏益煥1張承民2?禺少華2潘元月2郭元旗2王德華2,3(1渤海大學(xué)數(shù)理學(xué)院物理系錦州121000)(2中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)北京100012)(3貴州師范大學(xué)物理與電子科學(xué)學(xué)院貴陽(yáng)550001)脈沖星具有極強(qiáng)的磁場(chǎng),由于其磁軸與自轉(zhuǎn)軸并不完全重合,這使脈沖星存在電磁輻射.脈沖星靠消耗自轉(zhuǎn)能來(lái)彌補(bǔ)輻射出去的能量,從而導(dǎo)致自旋速度的逐漸放慢.根據(jù)理論推導(dǎo)，對(duì)蟹狀星云脈沖星(Crab)的初始

)計(jì)時(shí)觀測(cè)測(cè)量脈沖星參數(shù)的數(shù)學(xué)模型與精度估計(jì)?楊廷高1,2? 高玉平1,2 童明雷1,2 趙成仕1,2 高 峰1,2,3,4(1中國(guó)科學(xué)院國(guó)家授時(shí)中心西安710600) (2中國(guó)科學(xué)院時(shí)間頻率基準(zhǔn)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室西安710600) (3中國(guó)科學(xué)院大學(xué)北京100049) (4西安科技大學(xué)應(yīng)用物理系西安710054)脈沖星計(jì)時(shí)觀測(cè)能夠精確測(cè)量脈沖星自轉(zhuǎn)參數(shù)和天體測(cè)量參數(shù).概述了脈沖星計(jì)時(shí)模型和利用最小二乘擬合測(cè)量脈沖星各個(gè)參數(shù)并估計(jì)其方差的數(shù)學(xué)方法.在黃道坐標(biāo)系導(dǎo)出

100854)脈沖星由于具有較高的頻率穩(wěn)定度，能夠?yàn)榻剀壍?、深空和星際空間飛行航天器提供位置、速度、時(shí)間和姿態(tài)等導(dǎo)航信息，實(shí)現(xiàn)航天器全程高精度自主導(dǎo)航和運(yùn)行管理，具有廣闊的應(yīng)用前景［1-3］.然而，現(xiàn)有的導(dǎo)航算法大多利用同時(shí)固定觀測(cè)3～4顆脈沖星來(lái)導(dǎo)航定位［4-6］，這樣的導(dǎo)航方法有如下幾個(gè)缺點(diǎn):①要求航天器搭載多個(gè)X射線探測(cè)器，增加航天器有效載荷負(fù)擔(dān)和功耗;②固定觀測(cè)需不斷調(diào)整探測(cè)器角度以跟蹤所選脈沖星，對(duì)航天器姿態(tài)精度要求很高;③航天器飛行過(guò)程中，會(huì)

400715)脈沖星射電輻射束半徑與周期關(guān)系的研究?魏丁丁 游霄鵬?(西南大學(xué)物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院重慶400715)脈沖星的周期非常穩(wěn)定.前人通過(guò)研究發(fā)現(xiàn)脈沖星射電輻射束半徑大小應(yīng)該正比于周期的?1/3或?1/2次方.通過(guò)整理收集了87顆信噪比很好的、偏振位置角明顯為“S”曲線的脈沖星數(shù)據(jù),用脈沖星輻射束幾何模型計(jì)算得到了每顆脈沖星的輻射束半徑及誤差.發(fā)現(xiàn)脈沖星周期小于0.85 s時(shí),輻射束半徑正比于周期的?1/2次方.周期大于0.85 s時(shí),輻射束半徑與周

，高玉平?毫秒脈沖星計(jì)時(shí)噪聲估計(jì)楊廷高1,2，童明雷1,2，高玉平1,2（1. 中國(guó)科學(xué)院國(guó)家授時(shí)中心，西安 710600；2. 中國(guó)科學(xué)院時(shí)間頻率基準(zhǔn)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，西安 710600）在以探測(cè)引力波和建立脈沖星時(shí)間標(biāo)準(zhǔn)為目標(biāo)的脈沖星計(jì)時(shí)觀測(cè)和研究工作中，選用具有低計(jì)時(shí)噪聲的毫秒脈沖星是非常必要的。在比較不同的脈沖星計(jì)時(shí)噪聲估計(jì)模型的基礎(chǔ)上，采用與脈沖星自轉(zhuǎn)頻率、頻率一階導(dǎo)數(shù)和觀測(cè)時(shí)間尺度相關(guān)的計(jì)時(shí)噪聲估計(jì)模型，估計(jì)和分析了Parkes 脈沖星計(jì)時(shí)陣觀測(cè)的2

仕，尹東山 ?脈沖星參數(shù)誤差對(duì)計(jì)時(shí)殘差的影響段茂成1,2，蔡宏兵1，趙成仕1，尹東山1（1. 中國(guó)科學(xué)院國(guó)家授時(shí)中心，西安 710600；2. 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京 100039）脈沖星計(jì)時(shí)殘差是脈沖星脈沖觀測(cè)到達(dá)時(shí)間與理論到達(dá)時(shí)間的差值。分析了使用Tempo2計(jì)時(shí)軟件得到最小計(jì)時(shí)殘差的擬合過(guò)程以及利用Tempo2模擬了PSR J0437-4715的計(jì)時(shí)數(shù)據(jù)，進(jìn)一步分析了脈沖星參數(shù)誤差對(duì)計(jì)時(shí)殘差的影響及其影響趨勢(shì)，該研究有助于提高脈沖星計(jì)時(shí)模型參數(shù)精度，建

90）1 引言脈沖星自主導(dǎo)航是近年來(lái)國(guó)內(nèi)外廣泛研究的熱點(diǎn)［1］。根據(jù)信號(hào)輻射頻段和能譜的不同，脈沖星分為不同的類(lèi)型。其中，X射線脈沖星具有穩(wěn)定的周期，且信號(hào)利于輕小型敏感器檢測(cè)，因此，X射線脈沖星成為脈沖星導(dǎo)航的首選觀測(cè)對(duì)象［2］。由于觀測(cè)手段的限制，目前，特征參數(shù)準(zhǔn)確、能夠提供導(dǎo)航信息的X射線脈沖星并不多。如何在為數(shù)不多的脈沖星中根據(jù)探測(cè)任務(wù)的需要選取最優(yōu)的導(dǎo)航脈沖星成為一個(gè)關(guān)鍵問(wèn)題。在X射線脈沖星導(dǎo)航系統(tǒng)中，基本觀測(cè)量是脈沖到達(dá)時(shí)間（Time of A