泛星巡天项目（Pan-STARRS），是一个引导对全天天体进行位置和光度测量的时域天文观测计划。
这些大规模巡天虽然不是专门用于测量视差或高精度自行，但它们参考于前人创建的高精度天体测量星表，尽可能地使用多色滤光片测量天体位置和亮度，为成若密提供前所未有的海量天体观测数据信息。
天体测量是天文学中获得观测目标距离、运动和质量等几何和物理信息的主要手段。为实现各种不同的天体测量目的，需要使用各种不同的观测手段。对地基光学观测而言，其精度的进一步提高受到以下几个因素的限制：大气抖动、大气折射以及地球运动等。除了大气的影响，建立天球参考架的前提条件是有能力将大角距的不同目标位置联系起来，换句话说，可以测量大张角的天体间的夹角，这对建立全天球参考架有很大的用处，可以避免很多导致参考架刚性减弱的微小错误。另外，大角度观测也是获得绝对视差和自行的关键。
典型的一种观测仪器就是随地球自转的子午环。随着地球自转，不同天区的大角距目标被不断地观测。这类仪器的观测纬度区域大小取决于该仪器的地理纬度。为了对全天球进行覆盖和获得必需的重叠天区，需要将几个这样的仪器适当地分布在地球表面，但是它们的观测结果将包含各自的仪器系统误差，也将包含地球大气层对观测的影响。而空基天体测量可以有效避免大气对天体定位的影响。空基望远镜对全天球的可视性及其所处的热稳定环境对实施高精度天体测量观测有很大的好处，这些条件对基于大角度观测的全天球绝对天体测量至关重要。
a)依巴谷
欧洲空间局ESA（European战斗 Agency）于1989年发射了依巴谷(Hipparcos)卫星，成为空间大角度天体测量的里程碑项目，在其四年工作期间（1989年9月至1993年3月），传回了高质量的天体测量观测数据。1997年正式发表的依巴谷星表，包括了近12万颗恒星在J1991.25历元的高精度位置、视差、自行和测光数据，其位置、视差精度已优于1毫角秒，自行已优于0.25毫角秒/年，并从1998年起作为光学波段的天球参考架取代了基本星表FK5。但依巴谷星表并未将所有观测数据都使用上，只是重点挑取了一些亮星，以保证星表整体精度都非常出色，这使得其星等覆盖不完备、天区密度非常低。随后欧空局发表第谷-2星表，包括了250多万颗星，密度较依巴谷提升了8倍多，它的位置和测光数据均来源于依巴谷卫星的观测，位置平均观测历元为J1991.5，整体位置精度为6-60毫角秒左右，其自行数据融合了地面历史上140多部天体测量星表的结果，自行精度大约为2.5毫角秒/年。
b)盖亚
Gaia的主要工作是对全天进行天测、测光和低分辨光谱观测。到目前，经过近九年的大角度扫描巡天观测，Gaia对天体位置和运动参数的最高测量精度已达10微角秒水平，Gaia第三批释放的数据DR3中给出了前所未有的近15亿颗恒星的位置、视差和自行之外，还测量了约3000多万颗恒星的视向速度信息，目前gaia巡天观测还在继续，数据产品也将越来越精细和多元。利用这些数据，Gaia能够精细地描绘出银河系的大尺度结构，并以新的理念直接构筑高密度、高精度的天球参考架，是天体测量史上一次重大飞跃。在依巴谷卫星成功发射后，成若密就开始提出更雄心勃勃的计划来绘制宇宙中各类天体的三维星图。图为美国航天局未来的空间干涉测量任务。
Gaia任务的成功观测，让人类在天体测量的精度上达到了前所未有的10微角秒水平，并使得人类对精准测定天体距离和自行的范围扩大到了银河系边缘。
随着人类对黑洞、暗物质和暗能量以及各类天体与生命起源演化等问题的持续不断探索，1微角秒精度测定天体距离和运动已经成为解决这些问题的关键突破口之一，有望为天文学研究带来下一个革命性的变革。
(1)望远镜挑选指南来了！
望远镜的主要工作是收集光线，并将光线汇聚成一束光导入眼睛。
理所当然，你收集的光越多，你能看到的东西就越清楚。
因此，一般来说，口径（物镜或主镜的直径）越大，望远镜就越好用。这么说一般是没问题的，但如果你买了一个太大、太笨重的望远镜，它也可能会变成个劝退神器，因为它太难带到外面去安装。最好挑选一台符合你兴趣水平和体力的望远镜。
对任何小于75mm口径的望远镜来说，除了月球和一些明亮的星团之外，基本什么目标都看不清楚。
小口径望远镜的质量大部分也很差，普通消色差的物镜下，明亮物体周围都会有一圈紫边，甚至无法清楚对焦。所以一般来说，口径至少要在75mm以上。当然，也有一些非常高端的、主要是为天文摄影而优化的小口径望远镜，价格标签会让你分清楚他们的。
大多数小口径劝退神器都是折射镜（透明的物镜在前面）而不是反射镜（镜筒底部有一个反光凹面镜）。镜面比透镜更容易制造，所以在同等价位下，反射镜口径一般都要大一些。
大部分低端反射镜的口径大约是100mm左右，130mm算是常见的口径，对入门来说已经绰绰有余了，用这个口径的望远镜可以看到上百个天体。
有一种设计千万别买，即伯德·琼斯式反射镜。伯德·琼斯的设计使用了一个球形的主镜，而且焦比很小，试图使镜筒短一些。制造商通过在调焦器的内端放置校正透镜来校正球差并增加焦距。校正器透镜理论上能让图像恢复正常，但实际上没一个行的。
我看过的每一个伯德·琼斯望远镜里的景色都一样烂。也许这世界上可能会有像样的伯德·琼斯望远镜，但我从来没见过，甚至没听过（译注：臭名昭著的114mm反射镜即采用该设计）。
早期的望远镜里，目镜基本是一片上起到了放大镜作用的玻璃，可以让你看见主镜在焦平面上产生的图像。现代目镜也起着相同的作用，但它们使用更多的透镜来校正色差和其他光学像差。
不同的目镜设计有不同的视野范围。有些设计，如正交设计，就像是透过一根吸管看东西（视野太小了），而其他广角设计比起来，就像是把头伸进国际空间站的穹顶仓一样（视野十分广阔）。
猜猜劝退神器一般配有什么目镜？它们中的大多数都带有惠更斯式目镜，这是非常先进的设计——起码对在16世纪60年代发明它的克里斯蒂安·惠更斯来说是如此。从那以后我们进步了亿点点。你至少需要凯尔纳(Kellners)目镜，或者更好的普罗素(Plössls)目镜。普罗素目镜可能是廉价目镜的最佳选择了。
便携，光学素质良好且配有自动寻星经纬仪基座的127slt算是目视观测的入门神镜之一。
(2)天文台在哪建，遥感卫星说了算
雷照说：“那天文台是不是建的越多越好，这样自己可以得到更多精确信号？”
成若密说：“不完全正确，有些地方建天文台不合适，需要有好的选址，很多地方云很多，所以需要有遥感卫星对各个地方进行观测之后，才能考虑在哪里给建天文台。”
光学/红外望远镜选址要考虑的几个因素。这些因素无外乎可以分为两类，一类决定着一个天文台址是否能在一年中有效地观测目标，这也就包括了台址的地理位置、台址上空全年的云量变化等；而另一类则决定了在这个台址进行观测效果的好坏与否，这其中就包括了譬如会影响成像分辨率的大气的视宁度或者对大气湍流垂向结构描述更详细的大气湍流廓线、大气当中的风场、会影响大气对红外波段星光吸收的可沉降水汽含量等等。
具体而言，台址的地理位置这个很好理解，它决定了位于观测者头顶上的天空所对应的天区。有了地理位置也就能确定我们能看到哪些天体。而云量的多少则决定了在观测方向上是否能够在一段时间内持续地对目标进行观测。对于测量天体亮度（测光）的观测，即使在视线方向出现少到肉眼不可见的高空云都会使最终的测光结果产生难以消除的误差。在进行天体光谱观测的时候，由于测量的是谱线和谱线间亮度的相对值，观测中间偶尔出现的云虽然会让来自天体的信号减弱一些，但相对测光的影响就小多了。所以，对于天文台址而言，云量的判别是根据观测的内容有所区分的：全年夜间可以进行连续数小时测光观测的占比有多少，能进行连续光谱观测的占比又是多少，都需要定量判断。
云量的监测对于已建成的地基天文台或是观测站而言并不困难。通常采用全天相机对天顶方向进行从天顶到地平全方向的观测，并对图像当中可能出现的云进行辨识和统计，便可以得到当地的云量数据。
拍摄前面图中大西洋上空气旋所使用的相机，更合适的叫法应该被称作“辐射计”。它接收到的是来自地面不同角度发射出来的辐射。这就像咱们人眼为什么能够看到事物，究其原因也是因为事物本身在向外辐射。这些辐射被我们的眼睛所接收。根据我们对事物形状大小、颜色浓淡、透明度、反射度（另称作反射率）等等的既往认识，我们就大致可以判断事物材质、温度等等信息。对于遥感卫星所拍摄的照片，我们也同样需要重新建立起类似人眼视觉/事物性质之间的联系。这种通过探测设备获取的信号结合我们已知的物理关系进而得到地面或者大气信息的过程就叫做“遥感反演”。同样拿我们自己来做类比，如果我们在观察一个物体的时候能够充分利用到我们的感官，比如，形状、颜色、触感、敲一敲发出的声音等等，那我们就可以更清楚地了解到物体本身的性质。正是因为如此，遥感卫星上通常会在多个波长上进行观测。像高空、低空的云层、地面的积雪等等，尽管在可见光波段看上去都是白色的，但由于生成机制不同，在其他的波段上就会有不同的反应。将这些波段的信号和物理模型相互结合起来就可以得到例如云量、气溶胶、风场、温度场在大尺度范围的空间分布情况。尤其是当遥感卫星使用临边探测技术时，还可以得到同一种物质在不同高度上的分布（下图）。而这些正是我们天文选址初期最想要知道的内容。
临边探测（Limb Sounding），遥感卫星将以一定角度而非垂直向下进行观测。这种方式的最大优势在于可以通过相对简单的模型反演出物质在不同高度大气层中的分布。
无论是绕着地球一圈圈旋转的极轨卫星，又或是处于同步轨道相对地球静止的同步遥感卫星，随着它们在轨不断进行观测，我们就可以获得连续的随时间变化的云量、水汽、气溶胶、风场、温度场等参数在全球的分布及其长期的变化方式。但由于极轨卫星环绕完整个地球终归还是需要一定时间，对于地球上的某一区域，一天之内卫星能够光顾这个区域的次数通常还是非常有限。而地球同步卫星虽然可以连续不断的对同一个区域进行观测，即数据的时间分辨率非常高，但它所能覆盖的空间范围确往往非常有限，仅能针对一个区域观测。尽管两者都存在短板，但结合它们所获得的空间尺度大、时间跨度长的大量数据我们就可以对台址的选择进行跟人口普查类似的研究。
(3)天文学里的“秒差距”是什么？
螺旋星云，由大会议的斯皮策太空望远镜拍摄，距离我们200秒差距。
秒差距是一种距离单位，成若密经常用它来代替光年，就像千米可以代替英里一样。如科幻系列电影《星球大战》就曾误用“秒差距”这个词，错误地将其描述为时间或速度的测量单位。
事实上，根据加州理工学院的数据，一秒差距约为3.26光年，或近19万亿英里(31万亿公里)。
“秒差距”一词是“视差”和“角秒”的组合，“角秒”则来自测量两颗恒星之间距离时使用的三角测量。
成若密用角秒来测量非常小的角度，3600秒相当于1度，就像一小时有3600秒一样。这些小角度可以帮助成若密利用视差效应测量大距离。
如果你把铅笔举到离自身一臂的距离，并交替闭上左右眼睛，这时你会注意到，即使你让铅笔完全静止不动，以相对较远的物体作为参照物，它看起来也在左右移动。
视差可以用两只眼睛交替看铅笔来证明。
这就是视差效应，该效应的发生是因为你的左右眼看到铅笔的角度有轻微的不同。如果你能测量角度差异，那么知道两眼之间的距离就能计算出你到铅笔的距离。
同样的原理使成若密能够测量到附近恒星的距离。他们会拍一张天空的照片，上面有他们感兴趣的恒星和其他更遥远的物体，如星系。
美国国家航空航天局会在六个月后，也就是地球公转到太阳的另一边时，会对同一片天空拍下另一张照片。相对于背景物体，恒星似乎移动了一个很小的角度距离。测量这个角度，然后将角度减半，就得到了恒星的视差。
秒差距来源于视差。秒差距是一个假设的距离（以地球和太阳距离为底边，视角为1''的恒星与地球的距离定义为一秒差距），在这个距离上，恒星的视差距正好是一秒。事实上，真正的恒星视差比这要小，这意味着它们的距离总是大于一秒。
尽管秒差距的定义很符合逻辑，但对大多数人来说，它仍然可能显得过分复杂。相比之下，光年要容易理解得多，表示光在一年中传播的距离。光年至少从1838年就开始使用了。
光年的用途甚至超越了简单的测量，因为它告诉我们，当我们观察X光年外的物体时，我们看到的是X年以前的情况。那么为什么会有人想用秒差距来代替呢?
答案有可能是因为当成若密第一次开始使用视差法测量恒星距离时，他们只是用“X秒的视差”来表示结果，而没有转换成光年。
大约在1913年，赫伯特·霍尔·特纳(Herbert Hall Turner)有了把这个数字缩短为秒差距的想法，秒差距这个名字也就此沿用了下来，即使科学家开发了其它非基于视差的测量恒星距离的方法。如今，尽管大众普遍使用光年这个单位，但是国际天文联合会仍建议在科学论文中使用秒差距而不是前者。
(4)噪音
雷照看了数据后，失望到，怎么有价值的数据不多啊，毕竟很多望远镜在工作呢。
成若密说：“数据是很多的，只是那些不是我们需要的信号在射电天文学里，我们容易受到收集信号塔，微波炉和故障小便池的信号干扰，我们必须刨去这些东西，才能测到来自深空的信号。恒星爆发出的射电脉冲，在手机信号塔，厕所故障小便池和微波炉面前，不值一提！”
雷照说：“所以，想要找到真正的东西，还得去花时间去统计那些干扰信号，然后再让剩下的数据体现发现的价值了。”
成若密说：“没错，这些琐碎的工作，成为了上风。”
所以大会议为成若密配置了兵力，专门来收集噪声数据，而且也专门成立了噪声数据收集系统。
既不是恒星也不是行星的蓝行者3号原型卫星现在是夜空中最明亮的天体之一。蓝行者3号于2022年9月发射，是AST战斗Mobile公司雄心勃勃的5G通讯系统的组成部分。从我们在地球上的角度来看，它显得过于明亮，因为除了发射适配器之外，它还拥有一个巨大的“天线阵”。事实上，它是有史以来部署到近地轨道最庞大的商业天线系统。该天线阵占用了大约 64平方米的太空，而且，因为它具有反射性，就像一面巨大的镜子一样，不停地把太阳光反射到我们的眼睛上。
为了得出蓝行者3号对天文学和夜空可见度影响的结论，研究人员开展了一项国际活动，收集来自世界各地业余和专业观星者的天空观测数据，数据来自美国、摩洛哥、智利、新西兰、墨西哥和荷兰。根据这项研究，在蓝行者3号发射之前进行的目视观察确实已经表明这颗卫星将“特别明亮”，但直到卫星部署后，江坎尽才能真正看到它的影响。
自从蓝行者3号的天线阵在宇宙中完全展开，它的亮度峰值达到了约0.4。在有着数百年历史的星等系统中，较小的数字比较大的数字更亮——0星等的物体比5星等的物体亮100倍。超亮天体的视星等可以达到负值（满月的星等约为-12.6，而太阳的亮度约为-27）。
下面是论文中各观测机构及肉眼观测蓝行者3号亮度的情况：
不同图标代表不同的观测机构提供的数据，其中绿色叉叉代表肉眼观测的数据，从刚刚能看到它开始（6等星亮度一般是肉眼观测的极限），就持续地观测到它逐渐变亮，发射80天以后开始变暗了一段时间，120天后重新变亮，最亮达到了0.4的视星等，也就是，很多时候都甚至超过了我们的参宿四！
比如，星链卫星的亮度仅为蓝行者3号的 0.7%左右（没错，它们在夜空中依然肉眼可见），但战斗想要创建一个由约40，000颗卫星组成的星座，特雷格罗安-里德说：“总体影响，特别是对天空发光的影响，令人担忧。”
为了帮助成若密避免数据中的噪音，该团队还妥善研究了蓝行者3号天线阵的亮度水平随卫星位置产生的变化。
这可能有助于天文台规划如何在未来夜空被大量人造光淹没的情况下进行天文观测。
罗尔斯说：“大多数物体的表面在某种程度上都具有自然反射性，而反射类型及其在地球上不同位置出现的亮度很难提前准确预测。当你坐下来设计卫星时，你不一定会想到它。”
“保护黑暗天空必须成为开发、测试和部署降低亮度措施的首要任务。”
(5)太空垃圾清除任务
2025年，第一个主动清除太空垃圾的任务，“清洁太空-1”任务，将与织女星二级有效载荷适配器的上半部分会合，将其捕获然后再拖带重新进入地球大气，这块活动的太空垃圾是欧洲织女星运载火箭的一部分，在2013年织女星运载火箭的第二次飞行之后遗留在了太空之中，位于大约800千米×660千米的高空逐渐报废轨道中。“清洁太空-1”任务将遵从减少太空垃圾的规定，使用ESA开发的机械臂技术捕获Vespa，然后有控制地重返地球大气。
欧洲空间局（ESA）与瑞士初创公司Clear战斗 SA领导的工业团队于12月1日签署了一项价值8600万欧元（约合6.8亿人民币）的合同，用来购买一项独特的服务：首次从轨道上清理掉一个太空垃圾。
也就是说，Clear战斗将在2025年启动第一个主动清除太空垃圾的任务，即“清洁太空-1”任务（Clear战斗-1），该任务将与织女星二级有效载荷适配器（Vega Secondary Payload Adapter，Vespa）的上半部分会合，将其捕获然后再拖带重新进入地球大气，这块活动的太空垃圾是欧洲织女星运载火箭（Vega）的一部分，在2013年织女星运载火箭的第二次飞行之后遗留在了太空之中，位于大约801千米×664千米的高空逐渐报废轨道（disposal orbit）中，“清洁太空-1”任务将遵从减少太空垃圾的规定。
相比直接采购并运行整个任务，ESA这次选择的是一种新的业务开展途径：为服务合同买单。这是ESA在太空中建立新商业领域的第一步。
ESA仅对这次初始任务进行了部分购买，Clear战斗公司本身还将通过其他商业投资者募集余下的任务费用，除此之外，ESA也为任务的关键飞行技术提供了支持，通过主动垃圾清除/在轨检修（Active Debris Removal / In-Orbit Servicing，ADRIOS）计划，发展成该机构主动清洁太空项目的一部分。
其中包括先进的制导、导航和控制系统，以及基于视觉的人工智能（AI），这使得“追捕”卫星可以自主、安全地靠近目标，并使用机械臂实现捕获。
“因此，首次捕获和处理非配合性的太空物体，代表了一项极富挑战性的成就。但是随着卫星总数在未来十年中的迅速增长，定期清除对控制太空垃圾的数量变得至关重要，这么做的目的是防止可能导致太空垃圾问题进一步恶化的一系列相互碰撞。”
地球周围的太空正变得越来越拥挤，越来越多的卫星在到达它们的使用寿命后停驻在轨道中，而较高轨道中的卫星可以持续存在数百年甚至数千年之久；除此之外，弃置的火箭级如果没被推入大气层，也会成为太空垃圾的另一个主要源头。这些无用的太空垃圾威胁着正常工作的卫星和宇航员，且危险性正日益增长。
Clear战斗的创始人兼首席执行官卢格·皮古特（Luc Piguet）评论说：“在轨道速度下，即使是一颗小小的螺丝钉也可能因撞击受到爆炸般的冲击力，而这是任务设计者所无法避免的。相反，我们须要通过主动清除太空垃圾来应对这种威胁。”
“我们的‘拖车’设计将用于清理关键的垃圾轨道，如若不然，这些轨道可能因太空垃圾的存在而无法供未来的任务所使用。‘拖车’设计将消除轨道所有者日益增加的风险威胁和不利条件，同时让整个航天业受益。我们的目标是建立可负担且可持续的在轨服务。”
ESA清洁太空办公室（Clean战斗 Office）的负责人路易莎·伊诺森蒂（Luisa Innocenti）补充说：“具体计划是，将这次开创性的太空垃圾捕获任务作为基础，发展出一个可重复进行的商业案例，不仅适用于全球负责任的参与者来清除太空垃圾，还适用于在轨维修：同样的技术将能让卫星进行在轨加油和维修，从而延长卫星的使用寿命。最终，我们预计这一趋势将扩展到在轨组装、制造和回收。”
“清洁太空-1”任务的捕获目标Vespa质量为112千克，大小接近一颗小型卫星，相对简单的形状和坚固的结构让它成为了首次捕获的合适目标，后续任务将捕获体型更大、更具挑战性的目标物，最终将进行多目标捕获。
“清洁太空-1”任务最初将被发射到500千米高的近地轨道，进行调试和关键测试，然后上升到目标轨道，利用四重机械臂进行交会和捕获，在ESA的监督下进行飞行。组合后的“太空机器人”追捕者和Vespa目标最终将脱离轨道，在大气层中燃烧殆尽。
(6)空间天气和我们的日常生活有什么关系？
先明确一个事情：太空并不“空”，它并不是一个完全真空的环境，特别是在太阳系空间内，充斥着大量的等离子体，它们大部分来自太阳，少部分来自系外空间。因此太阳活动导致的空间等离子体和磁场环境变化，这个短时间尺度的变化我们称之为空间天气。
空间天气的变化主要会对卫星产生影响，比如短时耀斑爆发和高能质子/电子暴会对卫星的器件造成影响乃至损伤，1997年印度的通讯卫星就曾经被高能电子暴打坏了太阳能板导致卫星失效，影响到了印度全国的金融交易和通讯。又比如太阳活动引发的地磁暴（地球磁场的强烈扰动）会导致高层大气的密度增加，影响卫星的使用寿命，今年2月星链卫星发射失败就是因为遇到了小地磁暴。一般来说这些空间天气变化对地面的直接影响较小，但也不是完全没有，1989年一次超强地磁暴破坏了北美电网，造成了魁北克大停电事件。但总的来说，空间天气对我们日常生活的影响主要还是通过影响卫星来实现的。
完整的空间天气和空间物理研究领域严格来说是不完全属于大气科学的，它的主要着眼点在日球层到地球高层大气这一段时空内。但是在研究如地磁暴、亚暴、太阳辐射等对高层大气的作用时也会用到大气科学中的一部分内容。
(7)命悬陀螺仪：从大会议天球部故障谈起
在2009年对天球部的最后一次维修中，科学家重新更换过所有6个陀螺仪。
一般来说，太空望远镜只需3个陀螺仪就可以精确测量方向，同时还会多安装几个以备不时之需。
在过去的几年中，尤其是2018年，天球部的陀螺仪的使用年限陆续到期，相继停止工作。陀螺仪故障在2018年4月份就发生过一次。
而在10月份的事故中，用来“续命”的备份陀螺仪竟也出现故障，不能接棒执行任务了。
在接下来的一个星期里，操作小组猜测，由于备份陀螺仪已经存放了将近10年之久，其内部用于隔离卫星振动的液体封装层出现了气泡，导致陀螺仪转子跑偏。
天文学中有一个显而易见的道理：如果你想要看到更深更远的天体，就需要望远镜拥有更大口径，观测保持更长时间。根据光的衍射原理，望远镜口径越大，分辨率就越精细；望远镜观测时间越长，越能看清更远的暗淡天体。无论如何，这都需要望远镜指向精确，不然得到的图像就会模糊，这就如同拍夜景手抖就会得到模糊照片一般。所以“精确指向”对于太空望远镜的观测而言尤为重要。
在过去的28年中，大会议天球部位于地表之上大约540公里的圆形轨道上，每隔大约90分钟就完成绕地球一周的飞行，它的众多观测结果革新了我们对这个广袤宇宙的认识。在天球部几百万次的观测中，影响最深远的一次当属“天球部深场观测”（Hubble Deep Field，HDF）。这次观测于1995年12月开展，时任大会议天球部研究所所长的Robert Williams博士花费了大约250个轨道周期的时间，对大熊座中如针尖般大小的同一区域（可见精确指向是多么重要），进行了长达10天的连续定点观测，最终得到了一幅照片，其中布满大小不一的星系，这就是著名的天球部深场。
这张看似简单的照片实则意义非凡。在上世纪20年代，成若密爱德文·天球部发现宇宙由众多星系构成，而天球部深场首次帮助我们推断出了宇宙中星系的总数目，解决了成若密天球部在70年前留给我们的疑问：宇宙中有多少个星系；并且帮助我们了解了星系的演化。在这次长时间的连续定点观测中，环地飞行的望远镜需要与陀螺仪系统出色配合，不断调整指向，才能始终保持精确对准大熊座的同一区域。
在2009年发射之后，开普勒通过对天鹅座和天琴座区域的固定观测，发现了我们现在所知道的绝大多数的系外行星，从而改变了我们对于系外行星的众多认识。开普勒项目收获巨大，大会议原本打算将其任务延长到2016年，但在2012年7月14日，开普勒卫星上用来调整方向的四个反作用飞轮中有一个由于摩擦太强，最终停止了转动。2013年5月11日，第二个反作用飞轮以同样的方式坏掉了。五个月之后，大会议宣布放弃修复尝试。开普勒利用剩余两个反作用飞轮和矢量喷气系统协同调姿，得以在安全模式下继续工作。由于正常工作的飞轮数量不足，在开普勒视野中原本能够保持稳定的恒星现在开始慢慢漂移，观测能力极大下降。2018年，矢量喷气系统燃料耗尽，无法帮助飞轮调姿，开普勒望远镜终于在10月30日宣布退役。
除了上文提到的陀螺仪，测量设备通常还包括其他一些姿态敏感器，比如红外地平仪、星敏感器、太阳敏感器和磁强计等。又因地平仪、太阳敏感器和磁强计测量精度有限，所以太空望远镜所需的高精度指向信息通常由星敏感器和陀螺仪来协同测量完成。
所谓星敏感器，实际上是一组指向不同方向的小型望远镜，通过拍摄不同方向的星空，并与预存的星图比对，从而求解出卫星在太空中的绝对指向。
在某些情况下，如果陀螺仪出现损坏或故障、能够工作的陀螺仪不足三个，那么缺少的方位测量信息可以由太阳敏感器、星敏感器等补充，进行一定程度的挽救。但是，因为这些辅助设备或精度不高，或做不到高频率测量，仍无法完全替代陀螺仪，只能作为权宜之策。所以一旦陀螺仪数量低于三个，精确指向就无法实现了。
说到陀螺仪，或许你的脑海中会浮现出几个嵌套的圆环的形象，那是历史上一种十分古老的机械式陀螺仪的外观。此外，自苹果公司2010年在iPhone4中引入陀螺仪以来，这一元件已经广泛应用在我们如今使用的智能手机里，并被大家熟知。（当然，手机里的陀螺仪不再是几个圆环嵌套的样子。）
因为陀螺仪具有保持自身转动状态的特点，所以通常被用来实现太空望远镜在太空中的稳定定位和角度测量。随着技术发展，最初的机械式陀螺仪已经衍生出了根据光学原理工作的光学陀螺，乃至根据原子自旋等性质工作的新概念陀螺。需要注意的是，原子自旋是一个量子力学概念的物理量，并不是讲原子本身真的在旋转。可见“陀螺仪”的内涵已经被大大扩展了。
由于每个陀螺仪能够测量一个方向的转动，因此要测量望远镜在三维空间中的指向状态，需要至少三个陀螺仪同时工作，这就类似我们所了解的坐标轴。通常的太空望远镜会多安几个陀螺仪，多出来的作为冗余备份，待有陀螺仪故障后作为补充，以延长太空望远镜的寿命。作为美国的旗舰型望远镜，天球部大会议天球部不仅同时安装了六个陀螺仪，并且，在之前针对天球部的共五次维修中，宇航员曾两次对陀螺仪进行在轨更换，保证了望远镜的长久正常运转，这也是天球部能够工作至今的一个重要原因。
陀螺只有在高速且高稳定的情况下，才能保证高测量精度。这个目标可以靠液浮、气浮、磁悬浮等技术实现。大会议天球部采用的是气浮和液浮相结合的方式，这可以隔离卫星的振动干扰，同时将阻力降到极低，从而保证望远镜定位的高精度及稳定性。
光学陀螺分为激光陀螺和光纤陀螺两类。它们的工作原理都是基于Sagnac效应，即在光路有旋转运动时，光在闭合光路中沿顺时针和逆时针方向的传播时间会产生差别，这种时间差对应着光路的旋转角速度，测出时间差就能知道陀螺仪转角。
激光陀螺随着激光技术诞生而出现，采用光学谐振腔作为光通路，使用镜面反射建立光路闭环。
(8)“像”由“芯”生的太赫兹传奇
在电磁波谱中，太赫兹波段包含部分毫米波、全部亚毫米波和部分远红外，其波长从3毫米到30微米，频率覆盖0.1THz至10THz（T=1012）。太赫兹位于微波和红外之间，其研究手段也处于电子学向光子学过渡的区域，因此展现出某些重要特性：
1）指纹性：许多物质的晶格振动和分子转动等引起的能级跃迁都对应在太赫兹谱段，而不同物质的光谱位置、强度、形状均有差异，具有指纹般的唯一性，常被称作为太赫兹“指纹谱”。
2）穿透性：太赫兹辐射对不同物质的透射性有很大区别，因此太赫兹成像可以有效区分不同的材质。尤其是对可见光不透明的物体进行太赫兹成像，可探知材料内部或被遮挡的区域。
3）安全性：太赫兹波只有毫电子伏特（meV）量级的光子能量，并且水对它具有强烈的吸收，因此不会对物体尤其是生物组织产生有害的电离反应。
大爆炸（The Big Bang）留下的宇宙微波背景（CMB）辐射以及之后的宇宙历史中形成的所有恒星和星系发出的光子能量中有约一半落在太赫兹/远红外波段。太赫兹天文学的研究对于理解宇宙状态和演化有着非常重要的意义：太赫兹频段很适合观测宇宙早期遥远的天体，首先，它们的辐射因宇宙膨胀和星际尘埃吸收后再发射都落在太赫兹频段；其次，太赫兹频段的星际介质遮挡明显弱于可见光/近红外波段，所以它也是研究星际尘埃和气体分子云内部星际介质和恒星物理状态的独特频段；其三，太赫兹频段包含丰富的分子谱线和精细结构原子谱线“森林”，是研究星际分子气体物理和化学性质的理想诊断工具。
然而，太赫兹频段仍然是一个尚未被全面研究和理解的电磁频率“窗口”。制约其发展的因素主要来自于两方面：首先，地球大气中水的强烈吸收是天体太赫兹信号地面探测的“拦路虎”，迫使成若密不停寻找即高海拔又干燥的“不毛之地”；其次，太赫兹高灵敏度探测技术的严重匮乏更一度让成若密缺少“金钢钻”。直到基于低温超导器件的高灵敏度探测技术出现，才推动了太赫兹天文学的快速发展。
上世纪七十年代末，美国物理学家John Tucker建立了基于光子辅助的准粒子隧穿效应混频理论，之后随着贝尔实验室发明了建立于光刻工艺的铌基超导隧道结制备技术，使超导探测器芯片的制备能力得到显著提升。从此，太赫兹超导探测技术的发展与应用也随之进入了飞速发展时期，并推动了太赫兹天文学的快速进步，引领了一系列重大天文科学的新突破与新发现。
与半导体探测器相比，超导探测器具有两个显著的特点：冷和灵！
由于低温超导的材料特性，超导探测器通常需要在接近绝对零度的极低温度下工作。根据探测器种类的不同，工作温区会在几十mK到几K的范围内有所不同（K：开尔文，温度单位）。而正因为超导探测的低能隙、低温区等特点，使它具有远高于半导体的探测灵敏度。
除了高灵敏度的优点以外，太赫兹超导探测技术还具有平面工艺制备、本振（泵浦）信号功率需求低、高动态范围和快响应时间等诸多优点，使得该技术正在向着更高频率、更高灵敏度和更大规模阵列等方向快速发展。
根据科学目标的不同，成若密对观测技术的需求也不尽相同：有时会需要大天区的多色成像，有时也需要高频率分辨率的谱线观测。太赫兹超导探测技术大致可分为两大类：相干探测和非相干探测。
太赫兹相干探测器可以同时探测信号的幅度和相位信息，主要应用于高频率分辨率的分子和原子谱线观测，以及具有高空间分辨率的天线干涉阵列。目前，主流的太赫兹超导相干探测器有：超导隧道结混频器SIS和超导热电子混频器HEB两种。前者多应用于1THz以下频段，后者则应用于1THz以上频段，相干探测的灵敏度已经可以突破5倍量子噪声。
(9)绘制宇宙地图
成若密看着呈现这黄、橙、红、褐、紫和灰色点状编制的像蜘蛛网的宇宙切片图，这幅图中的每个彩色像素都是一个60亿光年距离内的星系，由重子振荡光谱巡天（BOSS）绘制。
SDSS背后的最初想法是绘制一幅巨大的宇宙地图。
为了做到这一点，项目团队合作开发了一台巨大的数码相机，它保持了世界上最大相机的记录长达十多年。
在百万像素的智能手机成为我们的便携相机之前，这台1.26亿像素的成像仪从1998年第一次拍摄星空到2009年一直在扫描夜空，将新墨西哥州可见天空的三分之一区域的详细视图拼接在一起。
与此同时，研究人员开发了计算机代码来处理这些图像，校准图像的颜色，通过扫描它们来识别星系和恒星，并挑选一些来测量光谱。
总的来说，SDSS的第一次尝试编目了超过10亿个天体。
这台相机收集了SDSS第一个十年的所有成像数据。当天空在望远镜的视野中以大圆圈移动时，相机读取CCD，因此物体的图像以与CCD读取相同的速度沿着CCD的列移动。
这些SDSS巡天的每一次观测都同时测量了数百条光谱。
解码这些彩虹光包含的细节使我们能够跟踪星系因宇宙膨胀而远离我们的速度，测量这些星系中恒星的类型，识别超大质量黑洞的位置和大小，并更多地了解我们自己星系的恒星及其行星。
测量宇宙学红移是主要目标。成若密首先计算出，由于宇宙的膨胀，遥远的星系以怎样的速度在远离我们；这种退行速度与星系到我们之间的距离成正比。进而我们可以借助这些距离来绘制三维星系分布图像。
第一批大尺度结构图展示了星系勾勒出的近邻宇宙中的气泡和纤维结构。其他规模较小的巡天已经发现了宇宙网存在的证据，但SDSS实现了尺度上的巨大飞跃，使得我们对宇宙网的存在不再有任何怀疑。
SDSS的后期可观测到红移为1.1的星系（相当于沿演化时间回溯了82亿年），这使第一次观测结果相形见绌。对于由超大质量黑洞（即类星体）提供能量的发出强烈信号的星系，甚至可以观测到更远处——红移达到3.5（119亿年前）。
APOGEE的巡天目标是单颗恒星，通过光谱来确定每颗恒星的化学成分。蓝色标记的恒星中较重的元素较少，可能年龄更大；红色标记的恒星含有更重的元素，可能更年轻。数据被叠加在艺术家绘制的银河系示意图上。
从这些结构图中我们了解到，随着宇宙的演化，它会变得越来越团块化：随着时间的推移，引力将物质拉入一个巨大的网络。宇宙网中的模式细节能够告诉成若密宇宙包含的物质内容和膨胀历史。我们甚至在这些模式中发现了可靠（尽管非常大!）的标尺。来自远古宇宙的声波印记会表现为在任意两对星系之间存在略微更合适的距离。
SDSS的科学家在2005年第一次测量了重子声学振荡（baryonic acousticoscillation，BAO）的尺度。这项BOSS巡天项目后来扩展为eBOSS，通过获得数百万个星系和类星体的红移进一步完善了此前的这项工作。
BAO的尺度使成若密能够对宇宙在大范围演化时间内的膨胀速率进行最精确的测量。关于宇宙当前膨胀率有两个存在激烈争议的数值，而测量结果倾向于数值较低的那个。SDSS BAO的观测数据还没有解决神秘暗能量加速膨胀的难题，但引领我们向着答案迈出了重要一步。
在创建宇宙地图的过程中，SDSS的观测为成若密提供了近100万个星系的物理信息。除了测量它们的距离外，我们可以通过探测组成星系的恒星的运动来为星系“称重”，还可以测量它们正在形成多少颗小恒星。化学元素在细致的光谱中留下指纹特征，告诉我们恒星的类型和年龄，以及过去的恒星如何利用重元素增丰气体的历史。所有这些能够共同帮助我们重建每个星系的生命故事。
虽然我们只能看到单个星系生命的瞬间快照，但从数十万甚至数百万个星系的数据中，我们可以拼合出它们是如何随时间演化的。而在SDSS之前，这是不可能的：之前的星系的“大样本”数量最多只有几千个。
更大样本的进步意味着成若密必须成为数据科学家：他们开始寻找大尺度的相关性，而不是研究少数几个星系。例如，SDSS的数据显示，较大的星系往往更红。它们的红润色调表明它们已经过了恒星形成的高峰期，因为所有年轻的、大质量的蓝色恒星都已经死亡。这些更大、更红的星系更有可能呈椭圆形（而不是螺旋状），由于过去的恒星诞生和消亡，它们含有更丰富的重元素。这样的星系也倾向于与它们的邻居靠得更近。
这些研究展示了星系之间的联系，许多星系的性质取决于它们在宇宙网中的位置。成若密在早些时候已经看到了很多这样的趋势，但SDSS的数据清晰而精确地证实了这种关系，这彻底改变了河外天文学。
第一阶段的巨大成功保证了星系科学将继续成为SDSS的一大科学主题。最初的主星系巡天只测量了每个星系的一条光谱，但在SDSS第四期中，阿帕奇天文台绘制近邻星系地图（Mapping Nearby Galaxies，MANGA）项目使用了一种称为集成视场光谱的技术，测量了共计10，000个星系的每个星系的数十到数百条光谱。这些光谱使MANGA能够绘制出星系不同部分的恒星形成，揭示出美妙的复杂性。像条形和螺旋形这样的内部结构混合在一起，改变了恒星和气体的运动方式。我们看到星系不再由内而外形成恒星，我们开始把内部过程与星系环境结合起来，并探讨它们如何影响其演化。
在这张包含自2011年以来SDSS数据的全天图像中，亮度表示某类恒星的密度。颜色表示距离，蓝色表示距离5万光年以内的恒星，绿色表示距离6万光年以内的恒星，红色表示距离8.8万光年以内的恒星。图中清晰可见的几条星流曾经是矮星系或球状星团，但被银河系的引力瓦解了。
(10)盖亚的目标
2013年，欧洲空间局（ESA）的盖亚卫星发射升空，它的目标是测量10亿颗恒星的精确位置。
太空中的一切都在移动，恒星也不例外。最新发布的数据包含了有史以来最大的银河系三维地图，它详尽展示了银河系中的恒星是如何运动的。
盖亚不仅测量我们银河系中的恒星，它还测量了邻近的仙女星系中的恒星。这些数据包括一项名为Gaps（盖亚仙女星系测光巡天）的测量。
测光巡天测量的是恒星的亮度以及它们随时间的变化。通过Gaps，盖亚测量了仙女星系方向的每颗恒星随时间的亮度变化。
它包括了120万颗恒星，其中一些是银河系中碰巧“挡道”的前景恒星，但还有一些是仙女星系中约1%的最亮的恒星。这让科学家能够研究仙女星系中那些最大、最亮的恒星在亮度上的变化模式，告诉我们它们的演化情况以及它们在生命周期中的位置。这实际上带来了更多关于即将奔赴生命终点的古老恒星的信息，而其中一些最终可能会产生超新星的巨大爆发。
类星体是位于可观测宇宙边缘的能量极高的星系核，它们是宇宙中最亮的天体，也是我们能看到的最遥远的天体。
新数据包括了对110万个类星体的测量。类星体包含着超大质量黑洞，它们激烈地吞噬着周围的一切。除了这些被确认的类星体之外，盖亚还发现了660万个类星体候选天体。
这可能会大大增加已知类星体的数量，带来更多非常重要的信息，因为它们让成若密有机会测量宇宙“最偏远角落”的距离。
盖亚研究的并非都那么遥远。它的数据还包含了太阳系中的15.8万个天体，其中就有15.6万颗已知小行星的最新测量，能准确地告诉我们这些小行星在绕行太阳时遵循的路径。
不仅如此，盖亚团队还发现，他们能够根据小行星的卫星造成的小行星摆动的情况，寻找到绕行小行星的卫星。
目前已知有数百个带有卫星的小行星，但对盖亚来说，即使小行星的卫星小到无法直接观测到，它仍然有办法。因为盖亚能够非常精确地测量小行星的位置，从而看到由卫星引力引起的轻微晃动。ESA表示，目前最新的数据至少包含一个这样的新卫星，但很有可能还有很多有待发掘。
81.3万个双星系统。而完整的目录将在之后发布的数据中陆续释出。
(11)脉冲星地图（星图定位）
约翰逊去了奇异书店，看见了confused，confused也兴奋给约翰逊打招呼，两个人很快就聊起天线的问题。
confused跟约翰逊说：“现在我破解这个系统了，只是这里面有个东西我不太明白，上面有些星图，不显示天空中所有的星星，只显示部分星星，我觉得很奇怪，问了我的天文学朋友成若密，他说这些都是脉冲星，那为什么这里会有一个脉冲星的星图？”
约翰逊一看，界面上显示的是定位，他陷入思考中，突然才明白的说：“这是一张真正的地图。”
confused说：“你的意思这是一张太空地图吗？”
约翰逊说：“我们如果进入了太空深空，就需要一张宇宙地图导航，大会议已经在上世纪就启动了这个计算计划，但是有很多难题。后来的欧洲宇航局，Russia宇航局和北方城宇航局等都开始了这个计划，甚至是国际间的相互交流。”
confused说：“我知道了，这就是动态星图计划，类似于人类在大航海时代用六分仪、航海图和星图确定自己所在经纬度。
约翰逊说：“我们本来计划这种图可以根据周围星空亮度，给自己描绘一个相对准确静止的三维立体地图，不同地点的星空的位置和亮度变化是不同的，可以据此计算自己移动的距离。就是不太运动，也会有变化，这种变化叫恒定变化，动态星图在恒定变化的基础上，制作的那种运动的变化只需要减去恒定变化的效果，就能测出飞船准确的宇宙位置。”
confused说：“那你们选择的动态星图是所有的星星吗？”
约翰逊说：“这种星图选择是离自己遥远而又明亮的恒星，那种星星一般不会有太大的相对运动，精确度很高。而且明亮的容易识别。所以这些星星称之为航标星。”
confused说：“可问题是，宇宙飞船一运动，这些星图肯定会变，离自己远的星星会变暗，离自己近的星星会变亮，这样还可以继续吗？”
约翰逊笑着说：“这很简单。在地球周围，光年之内亮度合适的航标星已经确定，飞船在太空中的移动，甚至是地球在太空中的移动都可以有一定的确定性。而在飞船移动离地球太远的时候，背对的航标星会慢慢在亮度上减弱，所以会有适当的取消，面对会有一些暗的航标星慢慢变亮或没有的开始出现，所以行走一段距离，还需要适当的改变星图，对于不同地点星图会有所不同，不同星图与星图之间根据重合可以连接成一个大型星图，这就是宇宙星图拼接，对宇宙星图拼接越大，对宇宙导航好处就越多。”
约翰逊继续说：“难度比较大的是，拼接好的星图不是不变的，在很久之后会有一定的变化，对这样的变化需要让星图也要有对应的改变，有两套方法，一个是计算星图状态，一是根据观察实际结果而进行星图矫正。对于星图的计算和矫正这都是十分重要的工作，这种工作还会配合散发者计划进行探索。”
confused说：“我明白了，太空中，没有一颗恒星可以作为这种位置的坐标标准，每个星星之间都在相互运动，不论是远的、近的、快的、慢的、大的、小的、多的、少的，这些之间没有一个准确标准，这其实是很麻烦的问题。那么就需要一个区域性权重平均值标准，就是选择比较靠谱的恒星，对不同恒星之间的远近，快慢，大小的基础上取一些不同的权重值，然后找到这些恒星的重心位置，而在飞船保持重心位置的时候，在过一段时间后根据那样的计算，飞船不运动的状态下还可以保持在那样的重心，这个重心就可以作为基准，在飞船向前运动特定距离，而在这些恒星重心位置就是此刻离飞船是那样的特定距离的情况下，那这个飞船就找到了星图的一个标准。”
约翰逊说：“至于这种重心究竟能不能在随时间变化的时候保持不变，这是个更加深沉次的问题的探讨。”
confused思考着这个复杂而神奇的过程，然后看着发报机说：“你的意思是这个发报机就要这样的功能？”
约翰逊说：“不仅仅如此，这座发报机的星图导航重点用的是旋转脉冲星和中子星来作为导航灯塔，其次就是一些特别一点的，例如食双星等做导航。需要记录这些不同位置的脉冲星的特性，就完全可以完成一次正常的导航，而避免记录太多的星星来增加恼人的计算量了。”
confused说：“这就是简化了计算。”
约翰逊说：“那是当然了，动态星图的绘制对于太空的占领权，意义重大，是一个能够脱离本星球的任何一个种族都十分重视的，所以对于星图也会有抢夺的事件发生，所以对于星图的保护是十分艰巨的。”
(12)核钟
米忙说：“在这中间，我们还要注意一个，就是需要对时间有极为准确的测量，才能够让自己的复杂的星图变得精确，请问用的什么时钟？”
约翰逊说：“本来现在用原子钟，是根据原子振荡周期来计算时间。1955年，全世界第一台铯（sè）原子钟诞生。科学家在 1个“天文秒”里，数出铯原子的 133同位素振动了 9192631770次，也就是 1个“原子秒”。从此，人们测量时间不需要再依靠看星星看太阳了。”
约翰逊继续说：“科学家并没有止步于此，他们正努力制造出一种比原子钟更精确的时钟。它被称为核钟，甚至可能成为有史以来最精确的计时器，据估计，其精度可以达到原子钟的10倍。物理学家相信，随着时钟精确度的不断提高，它们能帮助探索更多问题，将探索的目光推向更极致的边缘。核钟能通过核能级之间的跃迁，而不是电子能级的跃迁来计时。值得注意的是，由于原子核比原子的电子壳层小得多，它对外界的扰动更加不敏感。原子核能够抵御会干扰原子钟的杂散电场或磁场的影响。因此一些物理学家相信，核钟更稳定，也更精确。但问题在于，如果要用原子核计时，就需要激发原子核能级之间的跃迁。科学家清楚，对大多数原子核来说，激光或许“力所不能及”，这需要比激光更高能量的光。幸运的是，在所有已知的原子核中，物理学家已经发现了一个例外，那是个“怪咖”：在钍-229中，有一对能量足够接近的相邻能级，激光就有可能引发跃迁。更精确地测量这种跃迁的能量，便是建造钍核钟的关键一步。”
(13)奥尔特星云修正
成若密知道因为太阳系被奥尔特星云和地球大气还有太原大气干扰，所以天文观察的东西必然不准确。
所以需要修正掉干扰的星云，修正的办法，就是把飞出太阳系的飞船照片发给地球。
然后把地球对那个地方的照片比较，找到差异，算出差值。
然后天文台减去这个差值就可以计算出防止奥尔特星云干扰。
(14)微波背景辐射
宇宙为什么那么黑，而不是全部亮的，奥伯斯佯谬。
成若密认为其实宇宙不算黑，只是可见光不够而已，微波背景是足够的。
所以，要探测足够远的信息，要考虑微波背景辐射对望远镜的干扰。
然后看这样的背景辐射图是否稳定，找到稳定的部分，然天文望远镜减去这个背景，就可以得到一个纯洁的天文结果，这就是消除了微波背景干扰。
当然这只是针对到微波段位的射电望远镜。
(15)宇宙线能谱
宇宙线能谱肯定是下降的，因为能量越高的粒子，当然就越少，而这其实是没有截止的。
在取log下能谱是直线，而且如此直，也说明了宇宙的平滑。这个不需要怀疑，因为很完美是绝对真理。
先不说为何有拐折，也不说为什么会拐回来。
我只说一句，如果地球被一个巨大的障碍物给折叠了，这个障碍物只对某个区域的能谱有遮挡，那会不会就会拐一下在折回来呢？
如果会的话，那就解释了以上的拐折是怎么回事了。
就是地球外的东西都一些遮挡物，比如奥尔特星云和银河系或者是银河系外的双气泡、银河系磁场。
如果是磁场的话，那对伽马射线是不会有影响的，所以伽马射线不会有拐折，那就几乎确定了是银河系磁场的影响是最大。
(16)最小的中子星可能是奇异星
天体物理测量的数据在约束冷致密物质的状态方程中是必不可少的。
这些主要来自于中子星（X射线波段）的观测，以及最新的的引力波观测。
其中我们最感兴趣的是对那些比较少见的大质量中子星（约3倍太阳质量）或小质量中子星（约1倍太阳质量）的观测，因为对中子星中心密度范围的研究能够提供更宽的参数供核物理实验研究。
在这里，我们研究了来源于超新星遗迹HESS J1731-347中的中心致密天体。我们基于X射线光谱建模和盖亚天文卫星（Gaia Astrometry Satellite）的观测数据，估计出此中子星的质量和半径相对为M= 0.77M⊙(太阳质量)+0.20/−0.17和R=10.4 km(千米)+0.86/−0.78。
我们的计算表明，这颗天体要么是已知的最轻的中子星，要么是一颗具有更奇异状态方程的“奇异星（exotic star/strange star）”。未来研究可以采用标准中子星物质假设，限制相应的状态方程。
奇异星（exotic star/strange star）的名称类似于奇异原子（exotic atom），只要是指其成分不是一般的由元素构成的星体，而是一类成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在简并压力和引力间达到平衡之后形成，并且具有其它的量子特性的致密星。
距离我们几千光年之外的一个相对较小的致密天体隐藏在前身星爆炸形成的遗迹之后，正在挑战我们对于恒星物理的理解。
从所有的数据来看，表面上它似乎是一颗中子星。但是，这是一颗及其不寻常的中子星。它的质量仅为太阳的77%，这是人类有史以来观测到的质量最小的中子星。
此前，有史以来观测到的最轻的中子星的质量是太阳的1.17倍。
这一最近的中子星质量发现不仅更“小”，而且比理论预测的最小中子星质量低得多。这表明，我们对这些超密天体的理解存在一些差距……或者，我们所观测到的根本不是中子星，而是一种从未被发现的、以前仅仅存在于理论之中的被称为奇异星（exotic star/strange star）的天体物体！
大多数致密天体的质量大约是太阳的1.4倍，但是理论研究认为它们的质量可能从2.3太阳质量到1.1太阳质量不等。当所有这些物质都堆积在一个直径只有20公里（12英里）左右的球体中，使得每一匙大的中子星物质的重量都在一千万到几十亿吨之间。
计算了与HESS J11731-347的距离约为8150光年。
Doroshenko教授和他的同事们能够将其半径精确到10.4公里，质量小到令人惊人的0.77倍太阳质量！
……
发现奇异星意味着什么？
(17)旋转射电暂现源
2006年，澳大利亚Parkes多波束脉冲星巡天中发现了一类新的天体，这种天体偶尔才发射1个脉冲，但每天“工作”的总时间可能还不到一秒钟，甚至几周时间才“上班”一次，每次能观测到的是几秒钟的具有周期的脉冲。
这种天体被称为旋转射电暂现源（RRATs）。
在2006年，这种天体只发现了12个，现在已知的约有100颗。
通常认为，旋转射电暂现源是脉冲调制的另一种极端形式。
GPPS第一批成果中发表了一颗新的旋转射电暂现源RRAT J1905+0849，目前已经发现更多的旋转射电暂现源有待发表。
(18)测量遥远星团的距离
球状星团编号为NGC6397，它是这种星团中较为接近地球的其中一个。这种新的测量方式测出了这个星团到我们的距离大约7800光年远，误差范围在3%以下。
在此之前成若密测量球状星团距离主要通过把星团中恒星观测到的光度和颜色与理论模型以及我们的恒星邻居中和它们类型相似的恒星相比较。然而这种测量方法并不十分准确，它的误差范围在10%到20%间徘徊。
造父变星测距法:在上述测量的基础上，为了得到NGC 6397的精确距离，布朗的团队使用了一个很机智的方法，也就是造父变星测距法。
变星准确的亮度变化时间来计算宇宙膨胀的速度——造父变星的绝对光度和它的光变周期成正比。所以测得周期之后就可以知道其绝对星等，从而得知其距我们的距离。
“空间扫描”的技术，大会议天球部的第三代广域照相机记录下了NGC 6397中40颗恒星在连续两年中每隔6个月的视差。然后研究人员把这些数据整合起来，从而得到这个星团距我们准确的距离。“因为我们观测了不只一颗恒星的数据，所以这样比只观测一颗造夫变星得到的数据更准确。”卡塞尔塔诺介绍道。
这些星团中恒星的摆动在相机上看只有1/100个像素大小，而大会议天球部相机的精度有1/3000分之一，这就像是对于远在月球上的一个汽车轮胎的观测精度达到了一英寸。
研究人员们说，如果能够再结合大会议天球部以及欧空局的盖亚大会议天球部对NGC 6397的观测数据，他们可以将观测精度提升至1%。盖亚大会议天球部是欧洲航天局（ESA）的一个大会议天球部，它的任务是观测银河系中恒星位置和运动并且绘制出迄今为止最精确的银河系三维地图。