宇宙燈塔捕手：FAST開(kāi)啟脈沖星發(fā)現(xiàn)和研究新時(shí)代

|作者：周德江1 王陳1,2 韓金林1,2,?

(1 中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)）

(2 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院)

本文選自《物理》2025年第10期

原文網(wǎng)址：

摘要脈沖星作為宇宙中極端物理?xiàng)l件下的天然實(shí)驗(yàn)室，是研究中子星物理、引力理論及星際介質(zhì)的重要探針。中國(guó)500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡(FAST，被譽(yù)為“中國(guó)天眼”)憑借其超高靈敏度，為射電脈沖星的大規(guī)模深度巡天和精準(zhǔn)測(cè)時(shí)提供了前所未有的能力，正在顯著推進(jìn)脈沖星的前沿研究。文章將系統(tǒng)介紹脈沖星的發(fā)現(xiàn)、搜尋方法和族群分布，并以FAST銀道面脈沖星巡天項(xiàng)目為例，聚焦大口徑射電望遠(yuǎn)鏡在射電脈沖星搜索、觀測(cè)及物理研究中的突破性貢獻(xiàn)。之后將闡述FAST如何通過(guò)高靈敏度觀測(cè)來(lái)系統(tǒng)性揭示射電脈沖星分布規(guī)律，并探討它們?cè)谕晟沏y河系結(jié)構(gòu)模型、描繪磁場(chǎng)分布和研究星際介質(zhì)等方面的獨(dú)特科學(xué)價(jià)值。

關(guān)鍵詞脈沖星，F(xiàn)AST望遠(yuǎn)鏡，射電巡天，銀河系

01

脈沖星：誕生與初識(shí)

當(dāng)一顆約為8—20倍太陽(yáng)質(zhì)量(

M

⊙ )的恒星步入生命末期時(shí)，其核心在引力坍縮的瞬間點(diǎn)燃了宇宙中最壯觀的煙火——超新星爆發(fā)。這場(chǎng)劇烈的爆炸將恒星外層物質(zhì)以近十分之一光速拋向星際空間，而內(nèi)核則在極端壓力下發(fā)生弱作用過(guò)程：電子被壓入質(zhì)子，最終坍縮為直徑僅約20 km、近乎純中子態(tài)的致密星體，即中子星。

中子星還有另一條誕生路徑。質(zhì)量小于8

M

⊙ 的恒星，晚年可能演化為白矮星。若這顆白矮星身處雙星系統(tǒng)，它可以通過(guò)吸取伴星物質(zhì)不斷“增重”。當(dāng)總質(zhì)量超過(guò)一個(gè)臨界值(約1.4

M

⊙) ，稱為錢(qián)德拉塞卡極限)時(shí)，白矮星將發(fā)生坍縮，最終也形成中子星 [1] 。這類途徑誕生的中子星，往往會(huì)被加速至毫秒級(jí)的極快自轉(zhuǎn)速度。

典型中子星的質(zhì)量為1.4

M

⊙ ，密度卻高達(dá)約7×10 14 g·cm -3 ，相當(dāng)于將整座珠穆朗瑪峰壓縮至方糖體積的密度。此時(shí)，星體表面的磁場(chǎng)因磁通量?jī)鼋Y(jié)效應(yīng)被放大至約10 12 G (高斯。作為對(duì)比，地球磁場(chǎng)強(qiáng)度不到1 G)，而且它們的自轉(zhuǎn)周期在誕生初期可達(dá)數(shù)十秒甚至十毫秒量級(jí)，猶如宇宙中高速旋轉(zhuǎn)的磁化陀螺。關(guān)鍵之處在于：如果這顆中子星的磁軸與自轉(zhuǎn)軸存在夾角(圖1)，其磁層中加速的相對(duì)論粒子將沿磁極方向輻射出高度準(zhǔn)直的電磁波 [2] 。這束電磁波如同燈塔的光柱，隨著中子星高速自轉(zhuǎn)掃過(guò)宇宙。當(dāng)?shù)厍蚯『梦挥谶@束光掃過(guò)的路徑時(shí)，我們就能接收到周期精準(zhǔn)如原子鐘般的無(wú)線電脈沖信號(hào)。這類中子星因此得名“脈沖星”(Pulsar)，也被稱為“宇宙中最精確的時(shí)鐘”。

圖1　脈沖星輻射模型示意圖：具有極強(qiáng)偶極磁場(chǎng)的中子星，其射電輻射隨著自轉(zhuǎn)掃過(guò)地球上的射電望遠(yuǎn)鏡，形成具有周期性的脈沖信號(hào)(上圖是在B.Saxton，NRAO/AUI/NSF原圖的基礎(chǔ)上修改而成)

脈沖星的發(fā)現(xiàn)堪稱科學(xué)史上“美麗的意外”。1967年，劍橋大學(xué)博士生Jocelyn Bell在分析射電望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)時(shí)，意外捕捉到一組周期穩(wěn)定在1.337 s的神秘脈沖信號(hào)(PSRJ 1921+2153)（注：脈沖星的命名規(guī)則遵循國(guó)際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)(IAU)的標(biāo)準(zhǔn)，主要由前綴、坐標(biāo)系標(biāo)識(shí)和坐標(biāo)值組成。所有脈沖星名稱以“PSR”(Pulsar的縮寫(xiě))開(kāi)頭，表明其天體類型。緊隨其后的是字母標(biāo)識(shí)，表示坐標(biāo)系和歷元：B為使用B1950.0歷元的銀道坐標(biāo)系；J為使用J2000.0歷元的赤道坐標(biāo)系。坐標(biāo)分為赤經(jīng)(right ascension，RA)和赤緯(declination，Dec)兩部分。以“PSRJ 1921+2153”為例，“PSR”為脈沖星標(biāo)識(shí)，“J”表示基于J2000.0歷元的赤道坐標(biāo)系，1921表示赤經(jīng)為19小時(shí)21分(精確到分)，+2153表示赤緯為+21度53分(北天區(qū)為正，南天區(qū)為負(fù)，精確到角分））。其驚人的規(guī)律性一度讓研究者們戲稱其為“小綠人”(little green men)信號(hào)。經(jīng)過(guò)嚴(yán)謹(jǐn)分析，Antony Hewish團(tuán)隊(duì)最終在1968年確認(rèn)這是來(lái)自一顆快速旋轉(zhuǎn)中子星的電磁輻射[3]。這一發(fā)現(xiàn)不僅應(yīng)驗(yàn)了朗道等物理學(xué)家在1930年代的理論推測(cè)，更開(kāi)啟了極端天體物理研究的新紀(jì)元，Antony Hewish因此榮獲1974年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

02

捕捉宇宙燈塔：脈沖星的搜尋方法

發(fā)現(xiàn)更多脈沖星是深入研究它們的第一步，而發(fā)現(xiàn)能力的關(guān)鍵在于射電望遠(yuǎn)鏡的靈敏度。射電望遠(yuǎn)鏡能探測(cè)到的最微弱信號(hào)流量，可用以下公式估算：

其中

k

為玻爾茲曼常數(shù)(1.38×10 -23 J/K)，

T

sys 是望遠(yuǎn)鏡的系統(tǒng)溫度(K)，

A

是天線收集信號(hào)的有效面積(m 2 )，

是觀測(cè)積分時(shí)間(s)，?

f

是觀測(cè)頻率帶寬(Hz)。望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)脈沖星的能力由上述參數(shù)共同決定。簡(jiǎn)單來(lái)說(shuō)：天線面積越大、系統(tǒng)噪聲越低、觀測(cè)時(shí)間越長(zhǎng)、頻率帶寬越寬，望遠(yuǎn)鏡就越能“看”到更微弱的射電信號(hào)，發(fā)現(xiàn)脈沖星的能力就越強(qiáng)。

搜尋脈沖星時(shí)，有一個(gè)重要現(xiàn)象必須考慮：色散效應(yīng)。電磁波在穿越星際空間時(shí)，會(huì)受到自由電子影響，導(dǎo)致低頻電磁波比高頻電磁波傳播得稍慢，到達(dá)地球的時(shí)間產(chǎn)生延遲。“消色散”就是搜尋脈沖星的第一步：嘗試不同的色散量(dispersion measure，DM，單位為cm-3·pc)，消除這種因頻率不同引起的延遲。該時(shí)間延遲量可以根據(jù)以下公式計(jì)算：

其中

為電磁波的觀測(cè)頻率(此公式中單位為MHz)，?

t

為色散引起的該頻率上的信號(hào)相對(duì)于無(wú)窮大頻率的延遲量(單位為s)。在改正色散效應(yīng)后，再將不同頻率的信號(hào)疊加以增強(qiáng)信號(hào)特征。圖2展示了色散引起的不同頻率信號(hào)的到達(dá)時(shí)間特征以及經(jīng)消色散處理后各頻段信號(hào)疊加形成的脈沖輪廓 [4] 。

圖2　色散效應(yīng)示意圖[4]。上方為脈沖在各頻率由于色散引起的低頻信號(hào)延遲，下方為改正色散效應(yīng)并疊加各頻率信號(hào)后的脈沖輪廓。相位以脈沖星的自旋周期為單位定義

消色散后，通常會(huì)得到一組不同色散量下的時(shí)序數(shù)據(jù)，可以對(duì)這些時(shí)序數(shù)據(jù)進(jìn)行周期分析，以尋找潛在的脈沖星信號(hào)。周期搜尋主要依賴兩種技術(shù)：

(1)傅里葉變換(FFT)[5]：尋找在哪些頻率上出現(xiàn)了明顯的能量峰值。FFT的算法實(shí)現(xiàn)十分高效，它在大規(guī)模數(shù)據(jù)上運(yùn)行非常迅速，適合初步篩選候選周期。

(2)快速折疊算法(FFA)[6]：直接嘗試不同的自轉(zhuǎn)周期，把時(shí)間序列按照這個(gè)周期分段并疊加，搜尋可能的周期信號(hào)。FFA計(jì)算量大、耗時(shí)更長(zhǎng)，但它對(duì)周期信號(hào)尤其是長(zhǎng)周期、脈沖寬度窄、信號(hào)微弱的脈沖星有更高的敏感度，經(jīng)常能捕捉到FFT方法可能遺漏的目標(biāo)。

對(duì)于處于雙星系統(tǒng)中的脈沖星，其軌道運(yùn)動(dòng)會(huì)產(chǎn)生多普勒效應(yīng)，使信號(hào)周期看起來(lái)在變化。這時(shí)就需要在周期搜索中加入加速搜尋[7]技術(shù)，以避免錯(cuò)過(guò)這些“行蹤不定”的目標(biāo)。

有些脈沖星并不是一直有輻射，它們偶爾輻射少量亮脈沖(即“單脈沖”)，這需要使用單脈沖搜尋技術(shù)[8]才能發(fā)現(xiàn)它們。該技術(shù)通常是將消色散后的數(shù)據(jù)分成一個(gè)個(gè)短時(shí)間窗口，計(jì)算每個(gè)窗口內(nèi)的瞬時(shí)信號(hào)強(qiáng)度。一旦某個(gè)窗口的信號(hào)強(qiáng)度超過(guò)預(yù)設(shè)的噪聲閾值，就會(huì)被標(biāo)記為候選信號(hào)。隨后，通過(guò)比較不同色散量下候選信號(hào)的形狀、寬度，以及多次觀測(cè)中信號(hào)是否重現(xiàn)，就能區(qū)分出真正的天體信號(hào)和偶然的地面干擾。單脈沖搜尋技術(shù)不追求搜尋信號(hào)的周期性，而是直接在時(shí)域里尋找瞬時(shí)強(qiáng)烈的脈沖——這對(duì)捕捉快速射電瞬變?cè)催@樣的突發(fā)事件尤為關(guān)鍵。

03

脈沖星家族：多樣族群與空間分布

迄今發(fā)現(xiàn)的脈沖星數(shù)量近4000顆，它們并非千篇一律，而是形成了多樣化的族群，并在銀河系中呈現(xiàn)出特定的分布模式。要理解它們的分類，兩個(gè)基本參數(shù)至關(guān)重要：自轉(zhuǎn)周期(

P

)和周期變化率( )。自轉(zhuǎn)周期

P

是中子星“自轉(zhuǎn)一圈”所需的時(shí)間，范圍從毫秒到數(shù)十秒不等；而周期變化率 反映了脈沖星自轉(zhuǎn)速度的減慢速率，通常極其微小，卻是判斷其年齡、磁場(chǎng)強(qiáng)度和能量損失的關(guān)鍵。

天文學(xué)家常用

P

— 圖(相當(dāng)于脈沖星的“家譜圖”，圖3)來(lái)劃分不同族群。在這張圖上，毫秒脈沖星、普通脈沖星、磁星、高能輻射源等各自聚集成群，形成直觀又富有物理意義的“人臉識(shí)別”，我們不僅能看出哪些脈沖星擁有相似的演化歷史，還可以預(yù)判它們未來(lái)的演化軌跡?？傮w上，這些脈沖星大體可根據(jù)自轉(zhuǎn)周期長(zhǎng)短、是否有伴星、高能輻射特征、空間分布等多維度進(jìn)行歸類。

圖3　脈沖星的自轉(zhuǎn)周期—周期變化率圖。黑實(shí)線表示理論預(yù)言的死亡線，灰色點(diǎn)線表示特征年齡，灰色虛線表示特征磁場(chǎng)(數(shù)據(jù)來(lái)自澳大利亞望遠(yuǎn)鏡國(guó)家設(shè)施(ATNF)網(wǎng)站，宿未琦供圖)

3.1　普通脈沖星和毫秒脈沖星

最直觀的分類莫過(guò)于“普通脈沖星”與“毫秒脈沖星”。

(1)普通脈沖星：誕生于大質(zhì)量恒星的超新星爆炸殘骸，誕生時(shí)自轉(zhuǎn)極速，可達(dá)數(shù)十到數(shù)百轉(zhuǎn)每秒，隨后隨著自轉(zhuǎn)能損失慢慢減速，周期通常落在幾十毫秒到幾秒之間。已發(fā)現(xiàn)的普通脈沖星數(shù)量大約占總數(shù)的三分之二。

(2)毫秒脈沖星：處于雙星系統(tǒng)中的普通脈沖星與伴星相互作用，通過(guò)吸積伴星物質(zhì)獲得額外角動(dòng)量，就會(huì)被加速成為毫秒脈沖星(millisecond pulsar，MSP)。這類脈沖星約占已發(fā)現(xiàn)總數(shù)的三分之一。由于部分毫秒脈沖星的轉(zhuǎn)速快且極為穩(wěn)定，其脈沖到達(dá)地球的時(shí)間精度可達(dá)納秒級(jí)，被譽(yù)為“宇宙中的原子鐘”。它們?cè)诰軠y(cè)時(shí)、探測(cè)引力波背景、檢驗(yàn)相對(duì)論效應(yīng)等領(lǐng)域發(fā)揮了無(wú)可替代的作用。

3.2　脈沖雙星

很多脈沖星并不是孤立存在的，而是處于雙星甚至多星系統(tǒng)中。當(dāng)前，已發(fā)現(xiàn)約600顆脈沖星處于雙星系統(tǒng)中，它們的伴星類型眾多，可以是行星、恒星、白矮星、中子星等，我們將此類系統(tǒng)稱之為“脈沖雙星(binary pulsar)”系統(tǒng)。

如圖4所示，雙星相互環(huán)繞時(shí)，脈沖信號(hào)會(huì)因軌道運(yùn)動(dòng)而呈現(xiàn)多普勒偏移，并疊加引力紅移等效應(yīng)，使得信號(hào)到達(dá)時(shí)間出現(xiàn)可預(yù)測(cè)的微小變化。首個(gè)被發(fā)現(xiàn)位于脈沖雙星系統(tǒng)中的脈沖星PSR B1913+16，其伴星也是一顆中子星[10]。其射電脈沖到達(dá)時(shí)間的納秒級(jí)精度讓科學(xué)家首次間接觀測(cè)到因引力波輻射導(dǎo)致的軌道衰減，提供了對(duì)愛(ài)因斯坦廣義相對(duì)論和其他替代引力理論嚴(yán)格的天文檢驗(yàn)。

圖4　脈沖雙星觀測(cè)示意圖[9]。上圖是用沒(méi)有考慮軌道效應(yīng)的自轉(zhuǎn)周期將各脈沖進(jìn)行堆疊的相位—時(shí)間瀑布圖。由于軌道效應(yīng)，各脈沖到達(dá)時(shí)間所在相位與預(yù)期相位有一些差別。下圖是校正相移后的平均脈沖輪廓

如果雙星系統(tǒng)中恰好兩顆都是脈沖星就構(gòu)成了罕見(jiàn)的“雙脈沖星(double pulsar)”系統(tǒng)[11]——著名的PSR J0737-3039A/B（注：由于脈沖星名稱根據(jù)其所在天空的坐標(biāo)來(lái)確定，通常精確到角分，但是有時(shí)候在1角分內(nèi)有多顆脈沖星，會(huì)在脈沖星名稱后面加英文大寫(xiě)字母表示發(fā)現(xiàn)的順序，如：J****+****A表示發(fā)現(xiàn)的第一顆脈沖星，J****+****B表示在該方向的第二顆脈沖星。J0737-3039A/B更為特殊，它們兩個(gè)處于雙星系統(tǒng)中，互相繞轉(zhuǎn)。），它們以僅約2.4小時(shí)的軌道周期相互繞轉(zhuǎn)。1992年，科學(xué)家們?cè)诤撩朊}沖星PSR B1257+12周圍發(fā)現(xiàn)的首個(gè)系外行星系統(tǒng)[12]，讓我們意識(shí)到脈沖星附近也可能孕育行星——盡管它們要在劇烈爆炸和高能輻射的環(huán)境下誕生，卻依舊能形成穩(wěn)定軌道，揭示了行星形成過(guò)程的更多可能性。至今，脈沖星—黑洞系統(tǒng)仍然是天文學(xué)家夢(mèng)寐以求的系統(tǒng)：一旦發(fā)現(xiàn)，能用更極端的時(shí)空環(huán)境檢驗(yàn)引力理論的極限。（注：黑洞是質(zhì)量更大、引力效應(yīng)更強(qiáng)的時(shí)空極端扭曲區(qū)域，其事件視界內(nèi)引力強(qiáng)大到光也無(wú)法逃脫。廣義相對(duì)論預(yù)言，任何物質(zhì)進(jìn)入事件視界后都將不可逆地墜向中心奇點(diǎn)。)

3.3　高能輻射脈沖星和磁星

脈沖星除了在射電波段有輻射，大量年輕中子星還輻射顯著的X射線和γ射線，統(tǒng)稱為“高能輻射脈沖星”。如果其表面磁場(chǎng)再升到1014—1015 G(比普通脈沖星高100—1000倍)，輻射能主要由磁能提供，便成為“磁星”。磁星蘊(yùn)藏著巨大的磁能，其“星震”或“磁場(chǎng)重聯(lián)”會(huì)短暫爆發(fā)出強(qiáng)烈閃焰，對(duì)研究極端磁場(chǎng)下的等離子體物理和中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)具有獨(dú)特價(jià)值。

此外，費(fèi)米大面積望遠(yuǎn)鏡(Fermi-LAT)揭示了大量輻射MeV—GeV伽馬射線的毫秒脈沖星。通過(guò)對(duì)已知射電脈沖星進(jìn)行周期折疊LAT數(shù)據(jù)，現(xiàn)在至少有約20%的已知MSP被探測(cè)到伽馬射線，而在普通脈沖星中只有約5%。此外，通過(guò)對(duì)LAT未知源的搜索也發(fā)現(xiàn)了許多新的毫秒脈沖星[13]。

3.4　旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源

2006年，科學(xué)家在一次巡天數(shù)據(jù)中意外發(fā)現(xiàn)了一類“斷斷續(xù)續(xù)”的射電脈沖，卻在大部分時(shí)間保持靜默的天體[14]。來(lái)自同一源的脈沖具有相同的色散量，且脈沖的到達(dá)時(shí)間間隔存在一個(gè)最大公約數(shù)(量級(jí)和普通脈沖星周期相當(dāng))，該最大公約數(shù)被認(rèn)為是這類源的自轉(zhuǎn)周期，這類源也稱為“旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源”(rotating radio transient，RRAT)。這些短暫的閃爍背后，RRATs本質(zhì)上仍是快速旋轉(zhuǎn)的中子星。它們的獨(dú)特之處在于射電輻射極不穩(wěn)定，磁極方向只是偶爾“點(diǎn)亮”，使得地球上的望遠(yuǎn)鏡常常只能捕捉到零星的信號(hào)。

RRATs 雖然是中子星家族中容易被忽視的一支，但是研究RRATs是理解中子星多樣性的重要環(huán)節(jié)。通過(guò)對(duì)RRATs脈沖間隔和強(qiáng)度的長(zhǎng)期監(jiān)測(cè)，能夠探討輻射高度或幾何的變化、磁傾角的微小改變，以及射電輻射區(qū)隨年齡或吸積狀態(tài)變化的可能性。正因如此，RRATs正在成為連接普通脈沖星、毫秒脈沖星、長(zhǎng)周期脈沖星與高能輻射中子星之間的橋梁，為我們?nèi)娼沂局凶有菑恼Q生到衰老的全生命周期，提供了不可或缺的線索。

3.5　脈沖星的空間分布

雖然銀河系中脈沖星的空間分布尚不清楚，但人們認(rèn)為它們的分布與恒星相似，即脈沖星主要集中在銀盤(pán)上，誕生于銀河系盤(pán)中大質(zhì)量恒星豐沛的旋臂區(qū)域，即便超新星爆炸時(shí)把它們“踢出”了數(shù)百公里每秒的初速度，仍然有絕大多數(shù)被銀河系的引力束縛，無(wú)法長(zhǎng)距離逃離銀盤(pán)。射電巡天觀測(cè)也表明，在距離銀心約3—5千秒差距(kpc，1 pc≈3.2616光年≈3.08568×1016 m)處的旋臂區(qū)域，脈沖星數(shù)量最為密集，而在更靠近銀心或更偏遠(yuǎn)的盤(pán)外區(qū)域，數(shù)量則顯著減少。

在垂直于銀盤(pán)平面的方向上，普通脈沖星(轉(zhuǎn)速較慢、磁場(chǎng)中等)主要集中于距平面不到±0.3 kpc的“薄盤(pán)”中，還有幾十個(gè)位于麥哲倫云中；而那些在誕生時(shí)獲得更大“踢出”速度或年老的個(gè)體，則能到達(dá)±1 kpc甚至更高的高度，形成更分散的“厚盤(pán)”或進(jìn)入銀暈。這種徑向與垂直雙重分布的特征，不僅反映了脈沖星與原始恒星形成區(qū)的同源性，也揭示了超新星爆發(fā)后的動(dòng)力學(xué)演化，為我們理解銀河系結(jié)構(gòu)和中子星運(yùn)動(dòng)史提供了重要線索。

在古老而致密的球狀星團(tuán)中，恒星的空間密度遠(yuǎn)高于銀河盤(pán)其他區(qū)域，而且許多原始大質(zhì)量恒星早已經(jīng)歷超新星爆發(fā)，留下了大量中子星，其中相當(dāng)一部分表現(xiàn)為活躍的射電脈沖星。由于球團(tuán)內(nèi)部天體之間的近距離相互作用頻繁，這些中子星進(jìn)一步有較高概率與周圍恒星形成雙星系統(tǒng)。伴隨物質(zhì)轉(zhuǎn)移和潮汐作用，能讓脈沖星自轉(zhuǎn)速度加快，形成毫秒脈沖星的概率也更大。球狀星團(tuán)中已發(fā)現(xiàn)的雙星和毫秒脈沖星比例遠(yuǎn)高于銀河系其他區(qū)域的實(shí)際觀測(cè)結(jié)果也進(jìn)一步佐證了這些理論。這種復(fù)雜的動(dòng)力學(xué)演化歷史，使得球狀星團(tuán)中的脈沖星群體呈現(xiàn)出與銀盤(pán)完全不同的年齡分布和運(yùn)動(dòng)特征，成為檢驗(yàn)恒星演化理論的絕佳樣本庫(kù)。

04

中國(guó)天眼FAST：脈沖星研究的利器

500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡(the Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope，F(xiàn)AST[15]，簡(jiǎn)稱“中國(guó)天眼”，圖5(a))坐落于中國(guó)貴州省平塘縣大山深處的喀斯特洼地中，主反射面口徑為500米，是當(dāng)前世界上口徑最大、靈敏度最高的單口徑射電望遠(yuǎn)鏡。FAST的創(chuàng)新之處在于其主動(dòng)反射面系統(tǒng)：由4450塊可動(dòng)面板組成，通過(guò)上千個(gè)驅(qū)動(dòng)裝置實(shí)時(shí)調(diào)整形狀，將球面轉(zhuǎn)變?yōu)閽佄锩?，有效口徑?00米，使電磁波匯聚在焦面上可移動(dòng)的饋源上(圖5(b))。這種設(shè)計(jì)使FAST能夠長(zhǎng)時(shí)間高精度地跟蹤觀測(cè)目標(biāo)天體，達(dá)到極致靈敏度[16]。

圖5 (a)FAST俯瞰圖；(b)FAST的幾何光學(xué)原理及從球面反射鏡到拋物面的變形示意圖[16]

當(dāng)前，F(xiàn)AST使用的是L波段19波束接收機(jī)，工作頻率范圍為1000—1500 MHz，每個(gè)波束大小約為3角分，波束間距約6角分，各波束的排列位置如圖6所示。對(duì)于觀測(cè)天頂角(zenith angle，ZA)＜26.4°，系統(tǒng)噪聲溫度僅為20 K，F(xiàn)AST可以通過(guò)全照明區(qū)域跟蹤源，全增益(gain，

G

)約為16 K/Jy。外波束的孔徑效率有所降低，約為中心波束的85%。在天頂角26.4°＜ZA＜40°時(shí)，由于 有效照明區(qū)域減小，增益會(huì)降低，系統(tǒng)噪聲溫度也會(huì)相應(yīng)變化 [17] 。

圖6 (a)FAST-L波段19波束接收機(jī)排列示意圖[17]；(b)Snapshot觀測(cè)模式下的各波束排布及觀測(cè)參數(shù)[9]。其中，編號(hào)由觀測(cè)順序和波束編號(hào)兩部分組成，如“1-01”表示第1次觀測(cè)的01波束。4次觀測(cè)分別用4種顏色標(biāo)記

結(jié)合靈敏度公式(1)可知，F(xiàn)AST憑借其巨大的接收面積、精密的跟蹤能力以及高性能的多波束接收機(jī)，成為當(dāng)前世界上用于脈沖星搜尋和觀測(cè)的最靈敏射電望遠(yuǎn)鏡。

考慮到脈沖星研究的重大科學(xué)意義以及FAST無(wú)可比擬的優(yōu)勢(shì)，“發(fā)現(xiàn)脈沖星，建立脈沖星計(jì)時(shí)陣，參與未來(lái)脈沖星自主導(dǎo)航和引力波探測(cè)”是FAST的五大科學(xué)目標(biāo)之一。近五年基于FAST的五個(gè)重大優(yōu)先項(xiàng)目中，有四個(gè)直接或間接與脈沖星研究相關(guān)，由此可見(jiàn)脈沖星觀測(cè)與研究在當(dāng)代射電天文研究領(lǐng)域是非常重要的。下面將詳細(xì)介紹基于FAST的脈沖星巡天項(xiàng)目，以及相關(guān)重要發(fā)現(xiàn)和一些有趣特例的研究。

05

FAST脈沖星巡天：開(kāi)啟新篇章

發(fā)現(xiàn)更多脈沖星一直是大型望遠(yuǎn)鏡的主要任務(wù)之一，國(guó)際上的射電望遠(yuǎn)鏡包括Jodrell bank76米望遠(yuǎn)鏡、Green bank望遠(yuǎn)鏡、Arecibo望遠(yuǎn)鏡、以及南天的Parkes射電望遠(yuǎn)鏡等都在脈沖星的發(fā)現(xiàn)上各有貢獻(xiàn)。首次在Parkes望遠(yuǎn)鏡上安裝的多波束接收機(jī)[18]不僅極大地加快了巡天速度，而且可以提供更長(zhǎng)的積分時(shí)間，從而實(shí)現(xiàn)前所未有的靈敏度。在FAST之前，澳大利亞國(guó)家望遠(yuǎn)鏡設(shè)施脈沖星目錄收錄了這些望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)的大約3000顆脈沖星[19]。

既然已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了許多脈沖星，是否有必要發(fā)現(xiàn)更多？哪些新的物理學(xué)或科學(xué)可以進(jìn)一步被發(fā)現(xiàn)？脈沖星巡天的意義遠(yuǎn)不止于數(shù)量累積，更在于發(fā)現(xiàn)對(duì)物理學(xué)有重要影響的脈沖星。例如：在Arecibo望遠(yuǎn)鏡的多束脈沖星巡天中[20]發(fā)現(xiàn)一顆毫秒脈沖星處于高偏心率的軌道中[21]；使用單脈沖搜索技術(shù)在Parkes望遠(yuǎn)鏡巡天歷史數(shù)據(jù)中發(fā)現(xiàn)了旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源[14]以及快速射電暴(fast radio bursts，F(xiàn)RBs)[22]。而更多可能的、未知的脈沖星群體還有待發(fā)現(xiàn)：自轉(zhuǎn)周期小于1 ms的脈沖星、質(zhì)量更大的脈沖星，這將限制中子星內(nèi)部物質(zhì)的組成；極短軌道的脈沖星雙星，甚至脈沖星—黑洞系統(tǒng)，這將用于研究脈沖星、黑洞的形成與演化，以及可以用于引力理論的最極端的檢驗(yàn)。即使新發(fā)現(xiàn)的脈沖星的參數(shù)在已知脈沖星的范圍內(nèi)，也可以利用更多新的遙遠(yuǎn)脈沖星來(lái)探索銀河系盤(pán)上一個(gè)大型未探索區(qū)域的星際介質(zhì)。

FAST憑借其巨大的聚光面積和靈敏接收機(jī)的優(yōu)勢(shì)，極大地提升了發(fā)現(xiàn)更多弱、遙遠(yuǎn)或處于雙星系統(tǒng)中的脈沖星的能力。根據(jù)FAST的特征和脈沖星在銀河系中的分布，F(xiàn)AST開(kāi)展的大規(guī)模脈沖星巡天項(xiàng)目有兩個(gè)：銀道面脈沖星快照巡天(GPPS，已發(fā)現(xiàn)800顆)（注：GPPS巡天網(wǎng)站：http://zmtt.bao.ac.cn/GPPS/）和漂移掃描多科學(xué)目標(biāo)同時(shí)巡天(CRAFTS，已發(fā)現(xiàn)222顆)（注：CRAFTS巡天網(wǎng)站：http://groups.bao.ac.cn/ism/CRAFTS/CRAFTS/）。此外，還有專門(mén)針對(duì)球狀星團(tuán)的深度巡天項(xiàng)目(已發(fā)現(xiàn)62顆)（注：詳見(jiàn)：https://fast.bao.ac.cn/cms/article/65/）、高銀緯巡天(已發(fā)現(xiàn)15顆)[23]，以及對(duì)仙女座星系(M31)的HI譜線成圖與脈沖星搜尋項(xiàng)目。當(dāng)前，F(xiàn)AST發(fā)現(xiàn)脈沖星的數(shù)量已超過(guò)1000顆，超過(guò)同期其他望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)的總和。下面將主要以GPPS巡天項(xiàng)目為例，揭示FAST在脈沖星搜尋、新發(fā)現(xiàn)和研究已知脈沖星中的最新成果。

5.1 GPPS巡天設(shè)計(jì)

脈沖星巡天項(xiàng)目的設(shè)計(jì)需要綜合考慮眾多因素：發(fā)現(xiàn)脈沖星的概率、望遠(yuǎn)鏡的狀態(tài)、時(shí)間分配等。由于大多數(shù)脈沖星集中在銀河的盤(pán)中(我們夜空中看到的“銀河”)，在此區(qū)域發(fā)現(xiàn)新脈沖星的概率也更大，GPPS巡天將范圍設(shè)定在銀道坐標(biāo)系的緯度±10°范圍內(nèi)?？紤]到FAST的L波段19波束接收機(jī)的波束大小和波束間距，快速地將接收機(jī)移動(dòng)3次到鄰近位置即可將波束間的空隙填充，因此設(shè)計(jì)了snapshot觀測(cè)模式(圖6(b))，一次該觀測(cè)模式稱之為一次覆蓋(cover)[9]。

由于FAST的全增益觀測(cè)天頂角范圍為小于26.4°，每天“銀河”經(jīng)過(guò)此區(qū)域的時(shí)間僅有四五小時(shí)，而且FAST還需要分配時(shí)間給其他研究者觀測(cè)“銀河”中其他目標(biāo)。因此，該巡天項(xiàng)目綜合考慮項(xiàng)目的可行性和優(yōu)勢(shì)，為了在有限的時(shí)間內(nèi)完成以及達(dá)到較高的搜尋靈敏度，項(xiàng)目設(shè)計(jì)對(duì)天空的每個(gè)點(diǎn)只跟蹤觀測(cè)5分鐘，因此此項(xiàng)目稱之為“銀道面脈沖星快照巡天”。隨著望遠(yuǎn)鏡狀態(tài)的升級(jí)，觀測(cè)天頂角拓展到小于28.5°范圍內(nèi)，需要1.8萬(wàn)多次snapshot觀測(cè)模式的覆蓋才能完成一次全面的巡天[24]。

5.2 GPPS巡天中發(fā)現(xiàn)的脈沖星

如圖7所示，截止到2024年11月23日，該巡天項(xiàng)目已完成近4000次覆蓋，優(yōu)先進(jìn)行了內(nèi)銀河方向(銀經(jīng)范圍大約30°[9，24](最新數(shù)量達(dá)到800顆)（注：詳見(jiàn)GPPS巡天發(fā)現(xiàn)的脈沖星列表：http://zmtt.bao.ac.cn/GPPS/GPPSnewPSR.html），以及觀測(cè)到了所在天區(qū)內(nèi)其他望遠(yuǎn)鏡已發(fā)現(xiàn)的近800顆脈沖星。

圖7　銀道坐標(biāo)系下FAST-GPPS巡天范圍示意圖[24]

除了一些旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源的自轉(zhuǎn)周期無(wú)法通過(guò)FAST檢測(cè)到的少量幾個(gè)脈沖來(lái)確定[25](通常需要足夠數(shù)量的單脈沖才能通過(guò)它們的到達(dá)時(shí)間準(zhǔn)確的計(jì)算出旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源的自轉(zhuǎn)周期)，其他脈沖星的周期和色散量值已經(jīng)很好地確定了。如圖8所示，從統(tǒng)計(jì)上看FAST-GPPS巡天中新發(fā)現(xiàn)的脈沖星比已知的脈沖星具有更大的色散量。盡管新發(fā)現(xiàn)的普通脈沖星的數(shù)量略少于已知脈沖星，但GPPS巡天發(fā)現(xiàn)的自轉(zhuǎn)周期小于100 ms的脈沖星數(shù)量是已知的兩倍，這有力證明了FAST-GPPS巡天超凡的靈敏度。

圖8 FAST-GPPS巡天中新發(fā)現(xiàn)脈沖星(紅點(diǎn))和已知脈沖星(藍(lán)點(diǎn))的自轉(zhuǎn)周期—色散分布圖[24]。其中，上方和右側(cè)子圖分別為自轉(zhuǎn)周期和色散量的柱狀分布圖

我們可以通過(guò)使用銀河系電子密度分布模型：NE2001模型[26]和YMW16模型[27]，來(lái)估計(jì)所有新發(fā)現(xiàn)的脈沖星的距離，并根據(jù)觀測(cè)中心頻率1250MHz下測(cè)得的流量密度得出脈沖星的光度，結(jié)果如圖9所示。FAST-GPPS巡天發(fā)現(xiàn)了很多極其微弱的脈沖星，最低達(dá)到μJy，在10—100 μJy的通量密度范圍內(nèi)占主導(dǎo)地位。在積分時(shí)間較長(zhǎng)的驗(yàn)證觀測(cè)中，還發(fā)現(xiàn)了一些亞μJy脈沖星。考慮到脈沖星和我們之間的距離，F(xiàn)AST-GPPS巡天中新發(fā)現(xiàn)脈沖星的光度分布要比Arecibo低近一個(gè)量級(jí)。因此，F(xiàn)AST-GPPS巡天的結(jié)果對(duì)脈沖星光度分布的下限作出了決定性的貢獻(xiàn)。

圖9 FAST-GPPS巡天觀測(cè)到的脈沖星流量密度(a)和光度的分布圖(b)，并與另外兩個(gè)著名的望遠(yuǎn)鏡Arecibo和Parkes的脈沖星巡天靈敏度曲線進(jìn)行比較[24]。FAST發(fā)現(xiàn)的脈沖星不僅流量密度低，而且考慮距離后的光度更低

新發(fā)現(xiàn)的這些脈沖星中，有177顆是毫秒脈沖星。一般來(lái)說(shuō)，具有自轉(zhuǎn)穩(wěn)定、明亮、脈沖寬度較窄且輪廓清晰的短周期毫秒脈沖星比其他自轉(zhuǎn)不穩(wěn)定、暗弱的、脈沖寬度較寬的脈沖星更容易獲得高精度的脈沖到達(dá)時(shí)間，它們就更加適合加入脈沖星計(jì)時(shí)陣列(Pulsar Timing Array，PTA)（注：脈沖星計(jì)時(shí)陣列(PTA)通過(guò)長(zhǎng)期監(jiān)測(cè)多顆毫秒脈沖星的信號(hào)到達(dá)時(shí)間，捕捉其因引力波引發(fā)的納秒級(jí)偏差，從而探測(cè)星系尺度上超大質(zhì)量黑洞合并等產(chǎn)生的低頻引力波的觀測(cè)網(wǎng)絡(luò)。更高精度的脈沖到達(dá)時(shí)間能顯著地提升PTA的研究，因此所監(jiān)測(cè)的脈沖星通常為自轉(zhuǎn)穩(wěn)定、明亮、脈沖寬度較窄且輪廓清晰的短周期毫秒脈沖星）。此外，測(cè)量FAST-GPPS巡天及其他FAST項(xiàng)目發(fā)現(xiàn)的脈沖星和已知脈沖星輪廓的半高全寬[28]，得到毫秒脈沖星的輪廓總是比普通脈沖星相對(duì)較寬。這給了我們一個(gè)啟示：如果存在自轉(zhuǎn)周期短于1 ms的“亞毫秒脈沖星”，其脈沖輪廓可能相當(dāng)寬，這對(duì)未來(lái)搜尋提出了重要參考。

FAST-GPPS巡天項(xiàng)目迄今已探測(cè)到約160顆脈沖雙星，占目前已知脈沖雙星系統(tǒng)總數(shù)(大約600顆)的近四分之一，極大地?cái)U(kuò)充了雙星的樣本。對(duì)這些系統(tǒng)進(jìn)行長(zhǎng)期檢測(cè)，不僅可以解算出它們的精確坐標(biāo)，還可以得到它們的軌道信息，包括軌道周期和投影的半長(zhǎng)軸等基本軌道參數(shù)[29]。值得注意的是，這里面包含了一些特殊的雙星系統(tǒng)：該巡天發(fā)現(xiàn)的第一顆脈沖星PSR J1901+0658是一個(gè)總質(zhì)量為2.79

M

⊙ 的雙中子星系統(tǒng) [30] ；目前軌道最短的脈沖星 [31] PSR J1953+1844(M71E ) （注： 對(duì)于星團(tuán)中發(fā)現(xiàn)的脈沖星，也通常使用星團(tuán)的名稱和英文大寫(xiě)字母表示該脈沖星發(fā)現(xiàn)的位置和編號(hào)，例如：M71E表示在M71星團(tuán)中發(fā)現(xiàn)的第5顆脈沖星 ） ，軌道周期僅為53分鐘；一個(gè)軌道周期僅為3.6小時(shí)的緊湊雙星系統(tǒng)PSR J1928+1815，其中一顆大質(zhì)量伴星在約17%的軌道上遮擋了脈沖星信號(hào)。考慮到該系統(tǒng)的伴星具有大質(zhì)量、長(zhǎng)掩食、短軌道周期的特征，它很可能是一顆氦星，這樣的系統(tǒng)雖然在理論上被預(yù)言存在，但是由于氦星存在的時(shí)間很短，所以這樣的系統(tǒng)在銀河系內(nèi)都很罕見(jiàn)而難以發(fā)現(xiàn)，該系統(tǒng)的發(fā)現(xiàn)補(bǔ)充和證實(shí)了脈沖雙星演化的一重要環(huán)節(jié) [32] (圖10為該系統(tǒng)的掩食示意圖)。

圖10 FAST-GPPS 巡天中發(fā)現(xiàn)的 PSR J1928+1815 以氦星為伴星的罕見(jiàn)掩食雙星系統(tǒng)示意圖[32]

GPPS巡天中，有近百顆脈沖星是通過(guò)單脈沖搜尋技術(shù)發(fā)現(xiàn)的[25]，它們的輻射機(jī)制和其他脈沖星的無(wú)本質(zhì)區(qū)別[25]。其中有40多個(gè)脈沖星的輻射極度不活躍，僅檢測(cè)到它們的數(shù)個(gè)脈沖而無(wú)法準(zhǔn) 確找到其自轉(zhuǎn)周期；其他70余個(gè)脈沖星，發(fā)現(xiàn)了它們足夠的單脈沖從而解算出了自轉(zhuǎn)周期，而且其單脈沖行為也很豐富：有些表現(xiàn)為類似旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源的偶爾輻射，有些表現(xiàn)為極端脈沖星，有些表現(xiàn)為偶爾輻射亮脈沖的弱脈沖星。

單脈沖搜尋技術(shù)可以用于有效地檢測(cè)長(zhǎng)周期脈沖星，發(fā)現(xiàn)的最長(zhǎng)周期達(dá)到近30 s，這類脈沖星在周期搜尋中容易受紅噪聲的影響而降低檢測(cè)效率。后續(xù)的測(cè)時(shí)觀測(cè)是揭示這類脈沖星性質(zhì)的關(guān)鍵。這些長(zhǎng)周期脈沖星是旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源還是普通的脈沖星，它們有超強(qiáng)磁場(chǎng)嗎？對(duì)部分GPPS巡天發(fā)現(xiàn)的長(zhǎng)周期脈沖星的測(cè)時(shí)結(jié)果已經(jīng)表明，它們可以是死亡線附近的普通脈沖星[33]。此外，考慮到GPPS巡天通過(guò)單脈沖搜尋技術(shù)發(fā)現(xiàn)的脈沖星數(shù)量占新發(fā)現(xiàn)脈沖星的比例約為15%，而其他望遠(yuǎn)鏡通過(guò)單脈沖搜尋技術(shù)發(fā)現(xiàn)脈沖星的比例僅有5%，這對(duì)于全面認(rèn)識(shí)銀河系脈沖星的分布、輻射特性和演化至關(guān)重要。

與其他望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)的脈沖星類似，新發(fā)現(xiàn)的這些脈沖星中同樣存在著大量具有豐富的單脈沖行為的樣本，包括子脈沖漂移[34]、消零[35]、模式變換[36]等。這些現(xiàn)象雖然在脈沖星發(fā)現(xiàn)初期就已經(jīng)被研究者們注意到，但是一直缺少高靈敏度的觀測(cè)。而GPPS巡天中觀測(cè)大量已知脈沖星的高質(zhì)量數(shù)據(jù)提供了對(duì)這些現(xiàn)象進(jìn)行精細(xì)揭示的機(jī)會(huì)，比如對(duì)部分已知脈沖星觀測(cè)發(fā)現(xiàn)，它們的平均脈沖輪廓在整個(gè)自轉(zhuǎn)相位上都有信號(hào)(盡管部分相位信號(hào)較弱)，表明它們是“全相位”輻射的[28]；更有趣的是，如圖11所示，F(xiàn)AST的高靈敏度觀測(cè)數(shù)據(jù)甚至揭示了脈沖星輻射中一個(gè)新族群——矮脈沖[37，38]，這與巨脈沖形成鮮明對(duì)比。

圖11 FAST以超高的靈敏度解構(gòu)脈沖星B2111+46每個(gè)周期的輻射 (a)觀測(cè)的第225—255號(hào)單脈沖；(b—d)選取的3個(gè)單脈沖偏振輪廓和偏振位置角(PA)，其中第237號(hào)脈沖是一個(gè)特別的矮脈沖[37]。單脈沖的總強(qiáng)度(

)、線偏振(

L

)、圓偏振(

V

)輪廓和偏振位置角是描繪和研究脈沖星輻射的重要參數(shù)

新發(fā)現(xiàn)的這些脈沖星相比其他望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)的更遠(yuǎn)，色散值總體上更大，部分甚至已經(jīng)超出了銀河系電子分布模型的估計(jì)。而且利用FAST高靈敏度觀測(cè)的數(shù)據(jù)，得到這些新發(fā)現(xiàn)的脈沖星(包括旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源)的偏振測(cè)量，可以獲得它們的法拉第旋轉(zhuǎn)量。與色散量一起，可以更好地揭示銀河系結(jié)構(gòu)和磁場(chǎng)的細(xì)節(jié)[39]。

06

總結(jié)與展望

經(jīng)過(guò)多年的射電脈沖星巡天和研究，我們對(duì)銀河系中的中子星族群的形成、演化及其物理機(jī)制已有了系統(tǒng)而深入的認(rèn)識(shí)。脈沖星作為精密計(jì)時(shí)器和極端物理實(shí)驗(yàn)室，不僅在中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)、強(qiáng)磁場(chǎng)等基礎(chǔ)物理研究中扮演著不可或缺的探針角色，也為引力波探測(cè)、星際介質(zhì)分布及銀河系結(jié)構(gòu)研究提供了豐富的數(shù)據(jù)支撐。射電脈沖星巡天則是獲取這一切科學(xué)成果的基石：系統(tǒng)化的全頻帶、多模式觀測(cè)，不斷擴(kuò)充了脈沖星樣本，揭示了普通脈沖星、毫秒脈沖星、脈沖雙星、旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源等多樣化族群的分布特征和演化聯(lián)系。

中國(guó)天眼FAST，憑借其500米口徑的卓越聚光能力、超高靈敏度的L波段19波束接收系統(tǒng)以及靈活的觀測(cè)模式，極大地提升了脈沖星搜尋、高靈敏度觀測(cè)研究和精準(zhǔn)測(cè)時(shí)的能力，開(kāi)啟了脈沖星搜尋和研究的新紀(jì)元。FAST通過(guò)多種觀測(cè)模式發(fā)現(xiàn)了超過(guò)1000顆脈沖星，拓寬了我們對(duì)低光度、長(zhǎng)周期、高色散量脈沖星的觀測(cè)視野，還在捕獲稀有極端系統(tǒng)方面展現(xiàn)出前所未有的優(yōu)勢(shì)。特別是GPPS巡天項(xiàng)目在短時(shí)間內(nèi)系統(tǒng)覆蓋銀河系脈沖星富集區(qū)域，結(jié)合周期搜尋與單脈沖搜尋技術(shù)發(fā)現(xiàn)了800顆脈沖星，其中包括大量毫秒脈沖星、脈沖雙星系統(tǒng)和旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源，這些特殊樣本的比例遠(yuǎn)超過(guò)了其他望遠(yuǎn)鏡的發(fā)現(xiàn)。該巡天獲得的高質(zhì)量脈沖偏振輪廓和頻譜，可以作為脈沖星天體物理學(xué)的基礎(chǔ)數(shù)據(jù)庫(kù)，如探索輻射過(guò)程、輻射區(qū)域和輻射機(jī)制。這些新發(fā)現(xiàn)和高質(zhì)量數(shù)據(jù)，不僅豐富了脈沖星族群圖譜，為脈沖星計(jì)時(shí)陣列和低頻引力波探測(cè)奠定了重要基礎(chǔ)，也通過(guò)精確的色散量、法拉第旋轉(zhuǎn)量測(cè)量為銀河系電子密度和磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)研究提供了關(guān)鍵數(shù)據(jù)。

未來(lái)，F(xiàn)AST的脈沖星研究或可沿著以下方向縱深推進(jìn)：向銀暈、鄰近星系延伸，探索脈沖星在星系演化中的整體角色，研究近鄰星系際介質(zhì)的分布；發(fā)展多頻段協(xié)同觀測(cè)，結(jié)合X射線與γ射線數(shù)據(jù)，揭示脈沖星全電磁輻射特性；對(duì)致密雙中子星系統(tǒng)開(kāi)展長(zhǎng)期測(cè)時(shí)，搜尋可能的脈沖星—黑洞系統(tǒng)、亞毫秒脈沖星，對(duì)引力理論和物態(tài)進(jìn)行更高精度的檢驗(yàn)；對(duì)已知脈沖星進(jìn)行高質(zhì)量、精細(xì)研究，解析旋轉(zhuǎn)射電暫現(xiàn)源、長(zhǎng)周期脈沖星與普通脈沖星輻射機(jī)制的聯(lián)系，探索磁層活動(dòng)與中子星衰老的過(guò)程；開(kāi)發(fā)新的人工智能驅(qū)動(dòng)的數(shù)據(jù)處理算法，提升海量數(shù)據(jù)的處理效率，發(fā)現(xiàn)特殊的輻射或未知的系統(tǒng)。

總之，F(xiàn)AST已開(kāi)啟了脈沖星天文學(xué)的新紀(jì)元，其巡天過(guò)程中的發(fā)現(xiàn)和對(duì)已知脈沖星的高靈敏度觀測(cè)的成果只是冰山一角。未來(lái)，隨著觀測(cè)向更深、更廣的空間拓展，我們期待FAST為脈沖星族群譜系、極端物理環(huán)境及宇宙大尺度結(jié)構(gòu)研究貢獻(xiàn)更多前沿發(fā)現(xiàn)，為基礎(chǔ)物理學(xué)與天文學(xué)交叉創(chuàng)新提供堅(jiān)實(shí)的數(shù)據(jù)支持和理論啟示。

致 謝文章涉及的工作能順利開(kāi)展離不開(kāi)多方面的支持，謹(jǐn)此致以最誠(chéng)摯的謝意：深切緬懷并感謝以南仁東先生為代表的老一輩科學(xué)家，他們?yōu)镕AST的建設(shè)奠定了不朽的基石。感謝FAST運(yùn)行中心全體同仁為望遠(yuǎn)鏡高效、穩(wěn)定運(yùn)行所付出的辛勤努力。感謝FAST科學(xué)委員會(huì)對(duì)GPPS巡天項(xiàng)目的認(rèn)可與支持。我們由衷感謝GPPS合作組各位成員的緊密協(xié)作與專業(yè)貢獻(xiàn)，大家的共同努力是該項(xiàng)目在脈沖星發(fā)現(xiàn)和研究領(lǐng)域取得顯著進(jìn)展的關(guān)鍵。本研究及團(tuán)隊(duì)成員的工作得到了國(guó)家自然科學(xué)基金委員會(huì)、中國(guó)科學(xué)院、科技部、國(guó)家天文臺(tái)相關(guān)項(xiàng)目/基金的資助，特此致謝。作者在撰寫(xiě)和修改本文章過(guò)程中，還收到自中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)的景威聰、宿未琦、楊宗霖、顏一、云南大學(xué)的馬大玲、周連程和西藏大學(xué)的高斯諾及GPPS合作組的其他成員等對(duì)本文章提供的各種素材和修改建議，在此特別感謝。

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