§2.5 其他观测脉冲星的射电望远镜

除了大型单天线射电望远镜外，多天线组成的射电望远镜系统也具有观测脉冲星的能力，对于那些需要高精度定位的脉冲星观测课题则成为首选的观测设备．

2.5.1 高分辨率射电望远镜观测脉冲星

Ryle发明的综合孔径射电望远镜开辟了射电望远镜的一个新时代，不仅在分辨率方面赶上光学望远镜，而且也能获得射电源的图像．在此基础上发展起来的甚长基线干涉仪网更上一层楼，在分辨率方面远远超过了光学望远镜．对于研究脉冲星位置、自行和周年视差的课题，虽然可以通过脉冲的时间的测量获得有用的信息，但是在观测精度上高分辨率的多天线系统具有很大的优越性．

（1）美国甚大阵综合口径射电望远镜（VLA）.

望远镜（见图2.20）由27面直径25m的可在轨道上移动的抛物面天线组成，分别安置在三个铺有铁轨的臂上，呈Y形．2个臂长是21km，另一个臂长为20km，每个臂上放置9面天线．望远镜总接收面积达到13000m ² ，灵敏度很高．最大基线是36km，最短工作波长0.7cm，最高分辨率达到0.05″，已经优于地面上的大型光学望远镜了．

VLA观测可以把射电源的位置定得很准，特别是像脉冲星这样的点源，进行多年的观测就可以知道脉冲星在天球上移动的情况，也就是测出了自行，以每年移动多少弧秒表示．Brisken等（2003）应用VLA在1992—1999年期间进行了多次观测，获得了28颗脉冲星的自行数据．这28颗脉冲星距离我们很远，流量密度很低，是其他小型综合口径射电望远镜观测不了的．

（2）英国多天线微波连接干涉仪（MERLIN）.

这台由7面射电望远镜组成的多天线干涉仪最初由微波连接替代馈线，最长基线达到了217km，分辨率有很大的提高．在最短工作波段13mm波长上，分辨率达到0.01″，比Hubble太空望远镜高出5倍．由于微波接力损失了大部分信息，它现在已改用光纤连接，改名为e-MERLIN，观测质量有很大提高．

应用此干涉仪的研究人员在1993年发表了44颗脉冲星的自行观测数据，其中13颗只给出上限值．他们在408MHz频率上，采用2条基线进行的独立观测，总共监测了4年（Harrison, et al.,1993）.

（3）欧洲甚长基线干涉仪网（EVN）和美国甚长基线干涉仪网（VLBA）.

甚长基线干涉仪网是在综合口径射电望远镜的基础上发展的，其特点是取消馈线，放置在不同地方的射电望远镜同时对同一个射电源在同一波段进行观测，观测数据分别记录在磁带或光盘上，观测后再把各个射电望远镜的观测数据进行相关处理，获得射电源的图像．

由于取消馈线，射电望远镜之间的基线可以非常长，因此分辨率特别高，远远超过大型光学望远镜，这对脉冲星自行和视差的观测特别有利．

1980年，德国、意大利、荷兰、瑞典和英国联合建立了欧洲地区的甚长基线干涉观测网，简称EVN．这一观测网很快就扩展至欧洲各国，还扩展到了中国、南非和美国，涉及11个国家、18台射电望远镜，成为世界上分辨率和灵敏度最高的VLBI网（见图2.21）.

美国VLBA由10台25m口径射电望远镜组成，跨度从美国东部卡里宾的维尔京岛到西部的夏威夷，基线长达8600km，观测波长从90cm到3.5mm，在毫米波段的分辨率是世界上最高的，是世界上最大的VLBI观测的专用设备．

2009年，应用VLBA多年的观测给出了14颗脉冲星的周年视差，获得了视差和自行，导出了距离和横向速度（Chatterjee, et al.,2009）．对于脉冲星距离的估计方法很多，但测量视差获得的距离最为准确．视差的观测很困难，只有寥寥几颗近处的脉冲星测出了周年视差．由于绝大多数脉冲星的距离是用测量 DM 值来估计的，这种方法要求知道星际电子密度的分布及其平均值，而估计星际电子密度的方法需要用其他方法测出一批脉冲星的比较准确的距离，然后根据测量的 DM 值推算出电子密度．

（4）中国甚长基线干涉仪网（CVN）.

为了“嫦娥探月工程”的测轨任务，我国于2006年建立了自己的甚长基线干涉观测系统，由上海和乌鲁木齐的2台25m口径射电望远镜，北京密云50m射电望远镜和昆明40m射电望远镜组成，并在上海天文台建立数据资料中心．最短基线是上海到北京的1114km，最长基线是上海与乌鲁木齐之间达3249km．在3.2cm波长上的分辨率达到2.5毫角秒．与通常的天文观测不同，该网进行“嫦娥一号”和“嫦娥二号”的测轨，采用网络即时传送观测数据到上海数据资料中心，大约只需十几分钟就将处理后的结果传送到嫦娥探月指挥中心．这一干涉网已经开始进行脉冲星的观测，成功地获得了PSR B0329+54的位置和自行（Guo, et al.,2010）.2012年上海65m射电望远镜建成并投入观测，使CVN的观测能力提高很多．

2.5.2 多天线系统作为单天线使用观测脉冲星

综合孔径射电望远镜是多天线系统，其灵敏度由所有天线有效接收面积的总和来决定，因此大型综合口径射电望远镜的总接收面积都很大，灵敏度很高，这正是脉冲星观测所要求的．

（1）荷兰Westerbork综合孔径射电望远镜（WSRT）.

WSRT由14面直径25m的抛物面天线组成，东西向排列在2700m的基线上．10面天线固定在地面，4面天线可以在铁轨上移动．观测频率范围从120MHz到8700MHz，分为8个频段．可以用单一频段进行观测，也可以用2或3个频段同时观测．WSRT总接收面积相当于一面口径93m的大天线，利用相加模式进行脉冲星观测，成果颇丰．

（2）印度米波综合孔径射电望远镜（GMRT）.

GMRT由30面可操纵的口径为45m的抛物线天线组成，1994年建成，12面比较密集地放置在大约1km ² 的范围内，成为核心区，其他16面天线沿三条长轨分布，形成Y形，最大的干涉基线是25km．望远镜观测分六个频段，分别是50MHz,153MHz,233MHz,325MHz,610MHz和1420MHz．脉冲星观测是其最重要的课题之一，它发现的第一颗脉冲星PSRJ0514-4002A是颗毫秒脉冲星，是在球状星团NGC1851中发现的第一颗脉冲星，属于双星系统中的成员，自转周期为4.99ms，轨道周期是18.8天．

（3）21世纪平方千米射电望远镜（SKA）.

1993年，包括中国在内的十个国家提出“21世纪的国际射电望远镜”项目，要建造接收面积达1km ² 的新一代大型射电望远镜，简称SKA．研究和讨论进行了将近20年，到2011年确定了设计方案：为了降低成本，采用较小天线组成阵列，如直径15m的抛物面天线和平板设计的相位排列．整个阵列中大约50%的望远镜天线将位于中央的5km半径内，另外的25%将外延至200km范围，最后的25%将延伸超过3000km．选址中首要的考虑是那里的无线电干扰必须非常小．现在已经有两个候选点胜出：南非的北角地区包括纳米比亚、莫桑比克、马达加斯加、赞比亚、毛里求斯、肯尼亚和加纳境内；澳大利亚西部地区包括新西兰．

SKA建成后，其灵敏度将比世界上现有的任何一台大型射电望远镜高出50倍，分辨率高出100倍．SKA极高的灵敏度将可能发现银河系中的20000颗脉冲星，将囊括所有辐射束扫过地球的脉冲星，当然包括期待已久的脉冲星-黑洞系统及其他奇特的品种．

2.5.3 脉冲星观测用的低频射电望远镜

脉冲星的辐射是幂率谱，在低频端很强，所以早期的观测都在比较低的频率上进行．发现脉冲星行星际闪烁的射电望远镜的工作频率是81MHz．后来各个大型射电望远镜观测脉冲星都选择在400MHz频率以上，250MHz以下低频的观测比较缺少．低频射电望远镜大都采用偶极子天线阵，也有的采用柱状抛物面天线．

（1）俄罗斯Lebedev巨型相控阵和柱状抛物面天线．

1964年俄罗斯Lebedev物理所建成的射电天文台的柱状抛物面天线射电望远镜（简称DKR1000/LJI）和1973年建成的巨型相控阵（BSA/LJI）低频射电望远镜观测脉冲星独树一帜．DKR望远镜有效接收面积8000m ² ，东西方向1000m，南北方向40m，工作频带从40MHz到110MHz范围，在频率40MHz上进行观测，采用单偏振接收机和1281.23kHz的消色散接收系统，采样时间0.81ms.BSA射电望远镜为偶极子天线组成的天线阵列，是187m×384m的矩形，共有16384个偶极子天线单元，固定在地面上，工作频率为（102.5±1.5）MHz，电子计算机控制阵列天线中辐射单元的馈电相位来改变方向图，使方向束在赤纬方向从+90°到-20°之间调整．有效接收面积20000m ² ．工作频率为（102.5±1.5）MHz，单偏振接收机，64频率通道，每通道20kHz，采样时间2.56ms.

这两台射电望远镜均在脉冲星低频观测获得不少结果，如发现脉冲星频谱的低频反转现象（Kuz'min, et al.,1978），给出一批脉冲星在102MHz频率的平均脉冲轮廓（Kuz'min, et al.,1999）．另外，它们还观测到脉冲星Geminga在102MHz, 61MHz和41MHz频率上的脉冲周期结构．这颗脉冲星是γ射线波段观测发现的，在300MHz以上频率的观测一直找不到射电脉冲，被认为是射电宁静脉冲星．

（2）欧洲低频阵列（LOFAR）射电望远镜．

LOFAR是世界上最大的低频阵列射电望远镜，于2010年建成并观测到第一颗脉冲星．LOFAR由25000具小天线组成，分两个观测频段：低频阵（LBA）频率范围为10～90MHz，高频阵（HBA）频率范围为120～240MHz，分别采用两种偶极振子天线阵．LOFAR主要放置在荷兰，分为36个站，其中18个站为核心区，分布在2km×3km的范围，另外18个为远程站，围绕核心站分布在100km范围． LOFAR还有8个国际站：德国5个站，法国、瑞士、英国各1个站，还将在波兰和意大利各建1个站，总范围达到1500km.

HBA的灵敏度比LBA高几倍，但巡天的速度差不多，因为LBA的视场比较大．LBA的频率很低，在此频段上脉冲星的观测资料很少．天文学家对LBA寄予很高的希望，预计能获得脉冲星极低频段的特性．HBA是双偏振偶极振子阵，由4×4个振子组成一个单元，由多个单元组成一个站．每一个站的直径为32m，相当于有效直径为30m的天线．

LOFAR的天线单元都是比较简单的偶极子天线，没有技术难度．众多观测站组成综合孔径式的阵列．脉冲星观测需要采用总功率方式，即要求将各组天线的信号同相相加，称为相干观测，形成相干方向束，使观测灵敏度达到最大．主要的难题是海量信息的收集和处理．这台射电望远镜的研究课题很多．脉冲星和暂现射电源属于LOFAR六大课题之列，预计它将发现1000颗脉冲星．图2.22给出不同尺度的天线阵的方向束，决定了望远镜的分辨率．

目前已经发表了一批脉冲星的观测结果（van Leeuwen, et al.,2010; Pilia, et al., 2016）.Pilia等（2016）给出了LOFAR观测的100颗脉冲星的结果．图2.23是2颗脉冲星在4个频率的平均脉冲轮廓图．