宇宙灯塔捕手：FAST开启脉冲星发现和研究新时代

|作者：周德江1 王陈1,2 韩金林1,2,†

(1 中国科学院国家天文台）

(2 中国科学院大学天文与空间科学学院)

本文选自《物理》2025年第10期

原文网址：

摘要脉冲星作为宇宙中极端物理条件下的天然实验室，是研究中子星物理、引力理论及星际介质的重要探针。中国500米口径球面射电望远镜(FAST，被誉为“中国天眼”)凭借其超高灵敏度，为射电脉冲星的大规模深度巡天和精准测时提供了前所未有的能力，正在显著推进脉冲星的前沿研究。文章将系统介绍脉冲星的发现、搜寻方法和族群分布，并以FAST银道面脉冲星巡天项目为例，聚焦大口径射电望远镜在射电脉冲星搜索、观测及物理研究中的突破性贡献。之后将阐述FAST如何通过高灵敏度观测来系统性揭示射电脉冲星分布规律，并探讨它们在完善银河系结构模型、描绘磁场分布和研究星际介质等方面的独特科学价值。

关键词脉冲星，FAST望远镜，射电巡天，银河系

01

脉冲星：诞生与初识

当一颗约为8—20倍太阳质量(

M

⊙ )的恒星步入生命末期时，其核心在引力坍缩的瞬间点燃了宇宙中最壮观的烟火——超新星爆发。这场剧烈的爆炸将恒星外层物质以近十分之一光速抛向星际空间，而内核则在极端压力下发生弱作用过程：电子被压入质子，最终坍缩为直径仅约20 km、近乎纯中子态的致密星体，即中子星。

中子星还有另一条诞生路径。质量小于8

M

⊙ 的恒星，晚年可能演化为白矮星。若这颗白矮星身处双星系统，它可以通过吸取伴星物质不断“增重”。当总质量超过一个临界值(约1.4

M

⊙) ，称为钱德拉塞卡极限)时，白矮星将发生坍缩，最终也形成中子星 [1] 。这类途径诞生的中子星，往往会被加速至毫秒级的极快自转速度。

典型中子星的质量为1.4

M

⊙ ，密度却高达约7×10 14 g·cm -3 ，相当于将整座珠穆朗玛峰压缩至方糖体积的密度。此时，星体表面的磁场因磁通量冻结效应被放大至约10 12 G (高斯。作为对比，地球磁场强度不到1 G)，而且它们的自转周期在诞生初期可达数十秒甚至十毫秒量级，犹如宇宙中高速旋转的磁化陀螺。关键之处在于：如果这颗中子星的磁轴与自转轴存在夹角(图1)，其磁层中加速的相对论粒子将沿磁极方向辐射出高度准直的电磁波 [2] 。这束电磁波如同灯塔的光柱，随着中子星高速自转扫过宇宙。当地球恰好位于这束光扫过的路径时，我们就能接收到周期精准如原子钟般的无线电脉冲信号。这类中子星因此得名“脉冲星”(Pulsar)，也被称为“宇宙中最精确的时钟”。

图1　脉冲星辐射模型示意图：具有极强偶极磁场的中子星，其射电辐射随着自转扫过地球上的射电望远镜，形成具有周期性的脉冲信号(上图是在B.Saxton，NRAO/AUI/NSF原图的基础上修改而成)

脉冲星的发现堪称科学史上“美丽的意外”。1967年，剑桥大学博士生Jocelyn Bell在分析射电望远镜数据时，意外捕捉到一组周期稳定在1.337 s的神秘脉冲信号(PSRJ 1921+2153)（注：脉冲星的命名规则遵循国际天文学联合会(IAU)的标准，主要由前缀、坐标系标识和坐标值组成。所有脉冲星名称以“PSR”(Pulsar的缩写)开头，表明其天体类型。紧随其后的是字母标识，表示坐标系和历元：B为使用B1950.0历元的银道坐标系；J为使用J2000.0历元的赤道坐标系。坐标分为赤经(right ascension，RA)和赤纬(declination，Dec)两部分。以“PSRJ 1921+2153”为例，“PSR”为脉冲星标识，“J”表示基于J2000.0历元的赤道坐标系，1921表示赤经为19小时21分(精确到分)，+2153表示赤纬为+21度53分(北天区为正，南天区为负，精确到角分））。其惊人的规律性一度让研究者们戏称其为“小绿人”(little green men)信号。经过严谨分析，Antony Hewish团队最终在1968年确认这是来自一颗快速旋转中子星的电磁辐射[3]。这一发现不仅应验了朗道等物理学家在1930年代的理论推测，更开启了极端天体物理研究的新纪元，Antony Hewish因此荣获1974年诺贝尔物理学奖。

02

捕捉宇宙灯塔：脉冲星的搜寻方法

发现更多脉冲星是深入研究它们的第一步，而发现能力的关键在于射电望远镜的灵敏度。射电望远镜能探测到的最微弱信号流量，可用以下公式估算：

其中

k

为玻尔兹曼常数(1.38×10 -23 J/K)，

T

sys 是望远镜的系统温度(K)，

A

是天线收集信号的有效面积(m 2 )，

是观测积分时间(s)，∆

f

是观测频率带宽(Hz)。望远镜观测脉冲星的能力由上述参数共同决定。简单来说：天线面积越大、系统噪声越低、观测时间越长、频率带宽越宽，望远镜就越能“看”到更微弱的射电信号，发现脉冲星的能力就越强。

搜寻脉冲星时，有一个重要现象必须考虑：色散效应。电磁波在穿越星际空间时，会受到自由电子影响，导致低频电磁波比高频电磁波传播得稍慢，到达地球的时间产生延迟。“消色散”就是搜寻脉冲星的第一步：尝试不同的色散量(dispersion measure，DM，单位为cm-3·pc)，消除这种因频率不同引起的延迟。该时间延迟量可以根据以下公式计算：

其中

为电磁波的观测频率(此公式中单位为MHz)，∆

t

为色散引起的该频率上的信号相对于无穷大频率的延迟量(单位为s)。在改正色散效应后，再将不同频率的信号叠加以增强信号特征。图2展示了色散引起的不同频率信号的到达时间特征以及经消色散处理后各频段信号叠加形成的脉冲轮廓 [4] 。

图2　色散效应示意图[4]。上方为脉冲在各频率由于色散引起的低频信号延迟，下方为改正色散效应并叠加各频率信号后的脉冲轮廓。相位以脉冲星的自旋周期为单位定义

消色散后，通常会得到一组不同色散量下的时序数据，可以对这些时序数据进行周期分析，以寻找潜在的脉冲星信号。周期搜寻主要依赖两种技术：

(1)傅里叶变换(FFT)[5]：寻找在哪些频率上出现了明显的能量峰值。FFT的算法实现十分高效，它在大规模数据上运行非常迅速，适合初步筛选候选周期。

(2)快速折叠算法(FFA)[6]：直接尝试不同的自转周期，把时间序列按照这个周期分段并叠加，搜寻可能的周期信号。FFA计算量大、耗时更长，但它对周期信号尤其是长周期、脉冲宽度窄、信号微弱的脉冲星有更高的敏感度，经常能捕捉到FFT方法可能遗漏的目标。

对于处于双星系统中的脉冲星，其轨道运动会产生多普勒效应，使信号周期看起来在变化。这时就需要在周期搜索中加入加速搜寻[7]技术，以避免错过这些“行踪不定”的目标。

有些脉冲星并不是一直有辐射，它们偶尔辐射少量亮脉冲(即“单脉冲”)，这需要使用单脉冲搜寻技术[8]才能发现它们。该技术通常是将消色散后的数据分成一个个短时间窗口，计算每个窗口内的瞬时信号强度。一旦某个窗口的信号强度超过预设的噪声阈值，就会被标记为候选信号。随后，通过比较不同色散量下候选信号的形状、宽度，以及多次观测中信号是否重现，就能区分出真正的天体信号和偶然的地面干扰。单脉冲搜寻技术不追求搜寻信号的周期性，而是直接在时域里寻找瞬时强烈的脉冲——这对捕捉快速射电瞬变源这样的突发事件尤为关键。

03

脉冲星家族：多样族群与空间分布

迄今发现的脉冲星数量近4000颗，它们并非千篇一律，而是形成了多样化的族群，并在银河系中呈现出特定的分布模式。要理解它们的分类，两个基本参数至关重要：自转周期(

P

)和周期变化率( )。自转周期

P

是中子星“自转一圈”所需的时间，范围从毫秒到数十秒不等；而周期变化率 反映了脉冲星自转速度的减慢速率，通常极其微小，却是判断其年龄、磁场强度和能量损失的关键。

天文学家常用

P

— 图(相当于脉冲星的“家谱图”，图3)来划分不同族群。在这张图上，毫秒脉冲星、普通脉冲星、磁星、高能辐射源等各自聚集成群，形成直观又富有物理意义的“人脸识别”，我们不仅能看出哪些脉冲星拥有相似的演化历史，还可以预判它们未来的演化轨迹。总体上，这些脉冲星大体可根据自转周期长短、是否有伴星、高能辐射特征、空间分布等多维度进行归类。

图3　脉冲星的自转周期—周期变化率图。黑实线表示理论预言的死亡线，灰色点线表示特征年龄，灰色虚线表示特征磁场(数据来自澳大利亚望远镜国家设施(ATNF)网站，宿未琦供图)

3.1　普通脉冲星和毫秒脉冲星

最直观的分类莫过于“普通脉冲星”与“毫秒脉冲星”。

(1)普通脉冲星：诞生于大质量恒星的超新星爆炸残骸，诞生时自转极速，可达数十到数百转每秒，随后随着自转能损失慢慢减速，周期通常落在几十毫秒到几秒之间。已发现的普通脉冲星数量大约占总数的三分之二。

(2)毫秒脉冲星：处于双星系统中的普通脉冲星与伴星相互作用，通过吸积伴星物质获得额外角动量，就会被加速成为毫秒脉冲星(millisecond pulsar，MSP)。这类脉冲星约占已发现总数的三分之一。由于部分毫秒脉冲星的转速快且极为稳定，其脉冲到达地球的时间精度可达纳秒级，被誉为“宇宙中的原子钟”。它们在精密测时、探测引力波背景、检验相对论效应等领域发挥了无可替代的作用。

3.2　脉冲双星

很多脉冲星并不是孤立存在的，而是处于双星甚至多星系统中。当前，已发现约600颗脉冲星处于双星系统中，它们的伴星类型众多，可以是行星、恒星、白矮星、中子星等，我们将此类系统称之为“脉冲双星(binary pulsar)”系统。

如图4所示，双星相互环绕时，脉冲信号会因轨道运动而呈现多普勒偏移，并叠加引力红移等效应，使得信号到达时间出现可预测的微小变化。首个被发现位于脉冲双星系统中的脉冲星PSR B1913+16，其伴星也是一颗中子星[10]。其射电脉冲到达时间的纳秒级精度让科学家首次间接观测到因引力波辐射导致的轨道衰减，提供了对爱因斯坦广义相对论和其他替代引力理论严格的天文检验。

图4　脉冲双星观测示意图[9]。上图是用没有考虑轨道效应的自转周期将各脉冲进行堆叠的相位—时间瀑布图。由于轨道效应，各脉冲到达时间所在相位与预期相位有一些差别。下图是校正相移后的平均脉冲轮廓

如果双星系统中恰好两颗都是脉冲星就构成了罕见的“双脉冲星(double pulsar)”系统[11]——著名的PSR J0737-3039A/B（注：由于脉冲星名称根据其所在天空的坐标来确定，通常精确到角分，但是有时候在1角分内有多颗脉冲星，会在脉冲星名称后面加英文大写字母表示发现的顺序，如：J****+****A表示发现的第一颗脉冲星，J****+****B表示在该方向的第二颗脉冲星。J0737-3039A/B更为特殊，它们两个处于双星系统中，互相绕转。），它们以仅约2.4小时的轨道周期相互绕转。1992年，科学家们在毫秒脉冲星PSR B1257+12周围发现的首个系外行星系统[12]，让我们意识到脉冲星附近也可能孕育行星——尽管它们要在剧烈爆炸和高能辐射的环境下诞生，却依旧能形成稳定轨道，揭示了行星形成过程的更多可能性。至今，脉冲星—黑洞系统仍然是天文学家梦寐以求的系统：一旦发现，能用更极端的时空环境检验引力理论的极限。（注：黑洞是质量更大、引力效应更强的时空极端扭曲区域，其事件视界内引力强大到光也无法逃脱。广义相对论预言，任何物质进入事件视界后都将不可逆地坠向中心奇点。)

3.3　高能辐射脉冲星和磁星

脉冲星除了在射电波段有辐射，大量年轻中子星还辐射显著的X射线和γ射线，统称为“高能辐射脉冲星”。如果其表面磁场再升到1014—1015 G(比普通脉冲星高100—1000倍)，辐射能主要由磁能提供，便成为“磁星”。磁星蕴藏着巨大的磁能，其“星震”或“磁场重联”会短暂爆发出强烈闪焰，对研究极端磁场下的等离子体物理和中子星内部结构具有独特价值。

此外，费米大面积望远镜(Fermi-LAT)揭示了大量辐射MeV—GeV伽马射线的毫秒脉冲星。通过对已知射电脉冲星进行周期折叠LAT数据，现在至少有约20%的已知MSP被探测到伽马射线，而在普通脉冲星中只有约5%。此外，通过对LAT未知源的搜索也发现了许多新的毫秒脉冲星[13]。

3.4　旋转射电暂现源

2006年，科学家在一次巡天数据中意外发现了一类“断断续续”的射电脉冲，却在大部分时间保持静默的天体[14]。来自同一源的脉冲具有相同的色散量，且脉冲的到达时间间隔存在一个最大公约数(量级和普通脉冲星周期相当)，该最大公约数被认为是这类源的自转周期，这类源也称为“旋转射电暂现源”(rotating radio transient，RRAT)。这些短暂的闪烁背后，RRATs本质上仍是快速旋转的中子星。它们的独特之处在于射电辐射极不稳定，磁极方向只是偶尔“点亮”，使得地球上的望远镜常常只能捕捉到零星的信号。

RRATs 虽然是中子星家族中容易被忽视的一支，但是研究RRATs是理解中子星多样性的重要环节。通过对RRATs脉冲间隔和强度的长期监测，能够探讨辐射高度或几何的变化、磁倾角的微小改变，以及射电辐射区随年龄或吸积状态变化的可能性。正因如此，RRATs正在成为连接普通脉冲星、毫秒脉冲星、长周期脉冲星与高能辐射中子星之间的桥梁，为我们全面揭示中子星从诞生到衰老的全生命周期，提供了不可或缺的线索。

3.5　脉冲星的空间分布

虽然银河系中脉冲星的空间分布尚不清楚，但人们认为它们的分布与恒星相似，即脉冲星主要集中在银盘上，诞生于银河系盘中大质量恒星丰沛的旋臂区域，即便超新星爆炸时把它们“踢出”了数百公里每秒的初速度，仍然有绝大多数被银河系的引力束缚，无法长距离逃离银盘。射电巡天观测也表明，在距离银心约3—5千秒差距(kpc，1 pc≈3.2616光年≈3.08568×1016 m)处的旋臂区域，脉冲星数量最为密集，而在更靠近银心或更偏远的盘外区域，数量则显著减少。

在垂直于银盘平面的方向上，普通脉冲星(转速较慢、磁场中等)主要集中于距平面不到±0.3 kpc的“薄盘”中，还有几十个位于麦哲伦云中；而那些在诞生时获得更大“踢出”速度或年老的个体，则能到达±1 kpc甚至更高的高度，形成更分散的“厚盘”或进入银晕。这种径向与垂直双重分布的特征，不仅反映了脉冲星与原始恒星形成区的同源性，也揭示了超新星爆发后的动力学演化，为我们理解银河系结构和中子星运动史提供了重要线索。

在古老而致密的球状星团中，恒星的空间密度远高于银河盘其他区域，而且许多原始大质量恒星早已经历超新星爆发，留下了大量中子星，其中相当一部分表现为活跃的射电脉冲星。由于球团内部天体之间的近距离相互作用频繁，这些中子星进一步有较高概率与周围恒星形成双星系统。伴随物质转移和潮汐作用，能让脉冲星自转速度加快，形成毫秒脉冲星的概率也更大。球状星团中已发现的双星和毫秒脉冲星比例远高于银河系其他区域的实际观测结果也进一步佐证了这些理论。这种复杂的动力学演化历史，使得球状星团中的脉冲星群体呈现出与银盘完全不同的年龄分布和运动特征，成为检验恒星演化理论的绝佳样本库。

04

中国天眼FAST：脉冲星研究的利器

500米口径球面射电望远镜(the Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope，FAST[15]，简称“中国天眼”，图5(a))坐落于中国贵州省平塘县大山深处的喀斯特洼地中，主反射面口径为500米，是当前世界上口径最大、灵敏度最高的单口径射电望远镜。FAST的创新之处在于其主动反射面系统：由4450块可动面板组成，通过上千个驱动装置实时调整形状，将球面转变为抛物面，有效口径为300米，使电磁波汇聚在焦面上可移动的馈源上(图5(b))。这种设计使FAST能够长时间高精度地跟踪观测目标天体，达到极致灵敏度[16]。

图5 (a)FAST俯瞰图；(b)FAST的几何光学原理及从球面反射镜到抛物面的变形示意图[16]

当前，FAST使用的是L波段19波束接收机，工作频率范围为1000—1500 MHz，每个波束大小约为3角分，波束间距约6角分，各波束的排列位置如图6所示。对于观测天顶角(zenith angle，ZA)＜26.4°，系统噪声温度仅为20 K，FAST可以通过全照明区域跟踪源，全增益(gain，

G

)约为16 K/Jy。外波束的孔径效率有所降低，约为中心波束的85%。在天顶角26.4°＜ZA＜40°时，由于 有效照明区域减小，增益会降低，系统噪声温度也会相应变化 [17] 。

图6 (a)FAST-L波段19波束接收机排列示意图[17]；(b)Snapshot观测模式下的各波束排布及观测参数[9]。其中，编号由观测顺序和波束编号两部分组成，如“1-01”表示第1次观测的01波束。4次观测分别用4种颜色标记

结合灵敏度公式(1)可知，FAST凭借其巨大的接收面积、精密的跟踪能力以及高性能的多波束接收机，成为当前世界上用于脉冲星搜寻和观测的最灵敏射电望远镜。

考虑到脉冲星研究的重大科学意义以及FAST无可比拟的优势，“发现脉冲星，建立脉冲星计时阵，参与未来脉冲星自主导航和引力波探测”是FAST的五大科学目标之一。近五年基于FAST的五个重大优先项目中，有四个直接或间接与脉冲星研究相关，由此可见脉冲星观测与研究在当代射电天文研究领域是非常重要的。下面将详细介绍基于FAST的脉冲星巡天项目，以及相关重要发现和一些有趣特例的研究。

05

FAST脉冲星巡天：开启新篇章

发现更多脉冲星一直是大型望远镜的主要任务之一，国际上的射电望远镜包括Jodrell bank76米望远镜、Green bank望远镜、Arecibo望远镜、以及南天的Parkes射电望远镜等都在脉冲星的发现上各有贡献。首次在Parkes望远镜上安装的多波束接收机[18]不仅极大地加快了巡天速度，而且可以提供更长的积分时间，从而实现前所未有的灵敏度。在FAST之前，澳大利亚国家望远镜设施脉冲星目录收录了这些望远镜发现的大约3000颗脉冲星[19]。

既然已经发现了许多脉冲星，是否有必要发现更多？哪些新的物理学或科学可以进一步被发现？脉冲星巡天的意义远不止于数量累积，更在于发现对物理学有重要影响的脉冲星。例如：在Arecibo望远镜的多束脉冲星巡天中[20]发现一颗毫秒脉冲星处于高偏心率的轨道中[21]；使用单脉冲搜索技术在Parkes望远镜巡天历史数据中发现了旋转射电暂现源[14]以及快速射电暴(fast radio bursts，FRBs)[22]。而更多可能的、未知的脉冲星群体还有待发现：自转周期小于1 ms的脉冲星、质量更大的脉冲星，这将限制中子星内部物质的组成；极短轨道的脉冲星双星，甚至脉冲星—黑洞系统，这将用于研究脉冲星、黑洞的形成与演化，以及可以用于引力理论的最极端的检验。即使新发现的脉冲星的参数在已知脉冲星的范围内，也可以利用更多新的遥远脉冲星来探索银河系盘上一个大型未探索区域的星际介质。

FAST凭借其巨大的聚光面积和灵敏接收机的优势，极大地提升了发现更多弱、遥远或处于双星系统中的脉冲星的能力。根据FAST的特征和脉冲星在银河系中的分布，FAST开展的大规模脉冲星巡天项目有两个：银道面脉冲星快照巡天(GPPS，已发现800颗)（注：GPPS巡天网站：http://zmtt.bao.ac.cn/GPPS/）和漂移扫描多科学目标同时巡天(CRAFTS，已发现222颗)（注：CRAFTS巡天网站：http://groups.bao.ac.cn/ism/CRAFTS/CRAFTS/）。此外，还有专门针对球状星团的深度巡天项目(已发现62颗)（注：详见：https://fast.bao.ac.cn/cms/article/65/）、高银纬巡天(已发现15颗)[23]，以及对仙女座星系(M31)的HI谱线成图与脉冲星搜寻项目。当前，FAST发现脉冲星的数量已超过1000颗，超过同期其他望远镜发现的总和。下面将主要以GPPS巡天项目为例，揭示FAST在脉冲星搜寻、新发现和研究已知脉冲星中的最新成果。

5.1 GPPS巡天设计

脉冲星巡天项目的设计需要综合考虑众多因素：发现脉冲星的概率、望远镜的状态、时间分配等。由于大多数脉冲星集中在银河的盘中(我们夜空中看到的“银河”)，在此区域发现新脉冲星的概率也更大，GPPS巡天将范围设定在银道坐标系的纬度±10°范围内。考虑到FAST的L波段19波束接收机的波束大小和波束间距，快速地将接收机移动3次到邻近位置即可将波束间的空隙填充，因此设计了snapshot观测模式(图6(b))，一次该观测模式称之为一次覆盖(cover)[9]。

由于FAST的全增益观测天顶角范围为小于26.4°，每天“银河”经过此区域的时间仅有四五小时，而且FAST还需要分配时间给其他研究者观测“银河”中其他目标。因此，该巡天项目综合考虑项目的可行性和优势，为了在有限的时间内完成以及达到较高的搜寻灵敏度，项目设计对天空的每个点只跟踪观测5分钟，因此此项目称之为“银道面脉冲星快照巡天”。随着望远镜状态的升级，观测天顶角拓展到小于28.5°范围内，需要1.8万多次snapshot观测模式的覆盖才能完成一次全面的巡天[24]。

5.2 GPPS巡天中发现的脉冲星

如图7所示，截止到2024年11月23日，该巡天项目已完成近4000次覆盖，优先进行了内银河方向(银经范围大约30°[9，24](最新数量达到800颗)（注：详见GPPS巡天发现的脉冲星列表：http://zmtt.bao.ac.cn/GPPS/GPPSnewPSR.html），以及观测到了所在天区内其他望远镜已发现的近800颗脉冲星。

图7　银道坐标系下FAST-GPPS巡天范围示意图[24]

除了一些旋转射电暂现源的自转周期无法通过FAST检测到的少量几个脉冲来确定[25](通常需要足够数量的单脉冲才能通过它们的到达时间准确的计算出旋转射电暂现源的自转周期)，其他脉冲星的周期和色散量值已经很好地确定了。如图8所示，从统计上看FAST-GPPS巡天中新发现的脉冲星比已知的脉冲星具有更大的色散量。尽管新发现的普通脉冲星的数量略少于已知脉冲星，但GPPS巡天发现的自转周期小于100 ms的脉冲星数量是已知的两倍，这有力证明了FAST-GPPS巡天超凡的灵敏度。

图8 FAST-GPPS巡天中新发现脉冲星(红点)和已知脉冲星(蓝点)的自转周期—色散分布图[24]。其中，上方和右侧子图分别为自转周期和色散量的柱状分布图

我们可以通过使用银河系电子密度分布模型：NE2001模型[26]和YMW16模型[27]，来估计所有新发现的脉冲星的距离，并根据观测中心频率1250MHz下测得的流量密度得出脉冲星的光度，结果如图9所示。FAST-GPPS巡天发现了很多极其微弱的脉冲星，最低达到μJy，在10—100 μJy的通量密度范围内占主导地位。在积分时间较长的验证观测中，还发现了一些亚μJy脉冲星。考虑到脉冲星和我们之间的距离，FAST-GPPS巡天中新发现脉冲星的光度分布要比Arecibo低近一个量级。因此，FAST-GPPS巡天的结果对脉冲星光度分布的下限作出了决定性的贡献。

图9 FAST-GPPS巡天观测到的脉冲星流量密度(a)和光度的分布图(b)，并与另外两个著名的望远镜Arecibo和Parkes的脉冲星巡天灵敏度曲线进行比较[24]。FAST发现的脉冲星不仅流量密度低，而且考虑距离后的光度更低

新发现的这些脉冲星中，有177颗是毫秒脉冲星。一般来说，具有自转稳定、明亮、脉冲宽度较窄且轮廓清晰的短周期毫秒脉冲星比其他自转不稳定、暗弱的、脉冲宽度较宽的脉冲星更容易获得高精度的脉冲到达时间，它们就更加适合加入脉冲星计时阵列(Pulsar Timing Array，PTA)（注：脉冲星计时阵列(PTA)通过长期监测多颗毫秒脉冲星的信号到达时间，捕捉其因引力波引发的纳秒级偏差，从而探测星系尺度上超大质量黑洞合并等产生的低频引力波的观测网络。更高精度的脉冲到达时间能显著地提升PTA的研究，因此所监测的脉冲星通常为自转稳定、明亮、脉冲宽度较窄且轮廓清晰的短周期毫秒脉冲星）。此外，测量FAST-GPPS巡天及其他FAST项目发现的脉冲星和已知脉冲星轮廓的半高全宽[28]，得到毫秒脉冲星的轮廓总是比普通脉冲星相对较宽。这给了我们一个启示：如果存在自转周期短于1 ms的“亚毫秒脉冲星”，其脉冲轮廓可能相当宽，这对未来搜寻提出了重要参考。

FAST-GPPS巡天项目迄今已探测到约160颗脉冲双星，占目前已知脉冲双星系统总数(大约600颗)的近四分之一，极大地扩充了双星的样本。对这些系统进行长期检测，不仅可以解算出它们的精确坐标，还可以得到它们的轨道信息，包括轨道周期和投影的半长轴等基本轨道参数[29]。值得注意的是，这里面包含了一些特殊的双星系统：该巡天发现的第一颗脉冲星PSR J1901+0658是一个总质量为2.79

M

⊙ 的双中子星系统 [30] ；目前轨道最短的脉冲星 [31] PSR J1953+1844(M71E ) （注： 对于星团中发现的脉冲星，也通常使用星团的名称和英文大写字母表示该脉冲星发现的位置和编号，例如：M71E表示在M71星团中发现的第5颗脉冲星 ） ，轨道周期仅为53分钟；一个轨道周期仅为3.6小时的紧凑双星系统PSR J1928+1815，其中一颗大质量伴星在约17%的轨道上遮挡了脉冲星信号。考虑到该系统的伴星具有大质量、长掩食、短轨道周期的特征，它很可能是一颗氦星，这样的系统虽然在理论上被预言存在，但是由于氦星存在的时间很短，所以这样的系统在银河系内都很罕见而难以发现，该系统的发现补充和证实了脉冲双星演化的一重要环节 [32] (图10为该系统的掩食示意图)。

图10 FAST-GPPS 巡天中发现的 PSR J1928+1815 以氦星为伴星的罕见掩食双星系统示意图[32]

GPPS巡天中，有近百颗脉冲星是通过单脉冲搜寻技术发现的[25]，它们的辐射机制和其他脉冲星的无本质区别[25]。其中有40多个脉冲星的辐射极度不活跃，仅检测到它们的数个脉冲而无法准 确找到其自转周期；其他70余个脉冲星，发现了它们足够的单脉冲从而解算出了自转周期，而且其单脉冲行为也很丰富：有些表现为类似旋转射电暂现源的偶尔辐射，有些表现为极端脉冲星，有些表现为偶尔辐射亮脉冲的弱脉冲星。

单脉冲搜寻技术可以用于有效地检测长周期脉冲星，发现的最长周期达到近30 s，这类脉冲星在周期搜寻中容易受红噪声的影响而降低检测效率。后续的测时观测是揭示这类脉冲星性质的关键。这些长周期脉冲星是旋转射电暂现源还是普通的脉冲星，它们有超强磁场吗？对部分GPPS巡天发现的长周期脉冲星的测时结果已经表明，它们可以是死亡线附近的普通脉冲星[33]。此外，考虑到GPPS巡天通过单脉冲搜寻技术发现的脉冲星数量占新发现脉冲星的比例约为15%，而其他望远镜通过单脉冲搜寻技术发现脉冲星的比例仅有5%，这对于全面认识银河系脉冲星的分布、辐射特性和演化至关重要。

与其他望远镜发现的脉冲星类似，新发现的这些脉冲星中同样存在着大量具有丰富的单脉冲行为的样本，包括子脉冲漂移[34]、消零[35]、模式变换[36]等。这些现象虽然在脉冲星发现初期就已经被研究者们注意到，但是一直缺少高灵敏度的观测。而GPPS巡天中观测大量已知脉冲星的高质量数据提供了对这些现象进行精细揭示的机会，比如对部分已知脉冲星观测发现，它们的平均脉冲轮廓在整个自转相位上都有信号(尽管部分相位信号较弱)，表明它们是“全相位”辐射的[28]；更有趣的是，如图11所示，FAST的高灵敏度观测数据甚至揭示了脉冲星辐射中一个新族群——矮脉冲[37，38]，这与巨脉冲形成鲜明对比。

图11 FAST以超高的灵敏度解构脉冲星B2111+46每个周期的辐射 (a)观测的第225—255号单脉冲；(b—d)选取的3个单脉冲偏振轮廓和偏振位置角(PA)，其中第237号脉冲是一个特别的矮脉冲[37]。单脉冲的总强度(

)、线偏振(

L

)、圆偏振(

V

)轮廓和偏振位置角是描绘和研究脉冲星辐射的重要参数

新发现的这些脉冲星相比其他望远镜发现的更远，色散值总体上更大，部分甚至已经超出了银河系电子分布模型的估计。而且利用FAST高灵敏度观测的数据，得到这些新发现的脉冲星(包括旋转射电暂现源)的偏振测量，可以获得它们的法拉第旋转量。与色散量一起，可以更好地揭示银河系结构和磁场的细节[39]。

06

总结与展望

经过多年的射电脉冲星巡天和研究，我们对银河系中的中子星族群的形成、演化及其物理机制已有了系统而深入的认识。脉冲星作为精密计时器和极端物理实验室，不仅在中子星内部结构、强磁场等基础物理研究中扮演着不可或缺的探针角色，也为引力波探测、星际介质分布及银河系结构研究提供了丰富的数据支撑。射电脉冲星巡天则是获取这一切科学成果的基石：系统化的全频带、多模式观测，不断扩充了脉冲星样本，揭示了普通脉冲星、毫秒脉冲星、脉冲双星、旋转射电暂现源等多样化族群的分布特征和演化联系。

中国天眼FAST，凭借其500米口径的卓越聚光能力、超高灵敏度的L波段19波束接收系统以及灵活的观测模式，极大地提升了脉冲星搜寻、高灵敏度观测研究和精准测时的能力，开启了脉冲星搜寻和研究的新纪元。FAST通过多种观测模式发现了超过1000颗脉冲星，拓宽了我们对低光度、长周期、高色散量脉冲星的观测视野，还在捕获稀有极端系统方面展现出前所未有的优势。特别是GPPS巡天项目在短时间内系统覆盖银河系脉冲星富集区域，结合周期搜寻与单脉冲搜寻技术发现了800颗脉冲星，其中包括大量毫秒脉冲星、脉冲双星系统和旋转射电暂现源，这些特殊样本的比例远超过了其他望远镜的发现。该巡天获得的高质量脉冲偏振轮廓和频谱，可以作为脉冲星天体物理学的基础数据库，如探索辐射过程、辐射区域和辐射机制。这些新发现和高质量数据，不仅丰富了脉冲星族群图谱，为脉冲星计时阵列和低频引力波探测奠定了重要基础，也通过精确的色散量、法拉第旋转量测量为银河系电子密度和磁场结构研究提供了关键数据。

未来，FAST的脉冲星研究或可沿着以下方向纵深推进：向银晕、邻近星系延伸，探索脉冲星在星系演化中的整体角色，研究近邻星系际介质的分布；发展多频段协同观测，结合X射线与γ射线数据，揭示脉冲星全电磁辐射特性；对致密双中子星系统开展长期测时，搜寻可能的脉冲星—黑洞系统、亚毫秒脉冲星，对引力理论和物态进行更高精度的检验；对已知脉冲星进行高质量、精细研究，解析旋转射电暂现源、长周期脉冲星与普通脉冲星辐射机制的联系，探索磁层活动与中子星衰老的过程；开发新的人工智能驱动的数据处理算法，提升海量数据的处理效率，发现特殊的辐射或未知的系统。

总之，FAST已开启了脉冲星天文学的新纪元，其巡天过程中的发现和对已知脉冲星的高灵敏度观测的成果只是冰山一角。未来，随着观测向更深、更广的空间拓展，我们期待FAST为脉冲星族群谱系、极端物理环境及宇宙大尺度结构研究贡献更多前沿发现，为基础物理学与天文学交叉创新提供坚实的数据支持和理论启示。

致 谢文章涉及的工作能顺利开展离不开多方面的支持，谨此致以最诚挚的谢意：深切缅怀并感谢以南仁东先生为代表的老一辈科学家，他们为FAST的建设奠定了不朽的基石。感谢FAST运行中心全体同仁为望远镜高效、稳定运行所付出的辛勤努力。感谢FAST科学委员会对GPPS巡天项目的认可与支持。我们由衷感谢GPPS合作组各位成员的紧密协作与专业贡献，大家的共同努力是该项目在脉冲星发现和研究领域取得显著进展的关键。本研究及团队成员的工作得到了国家自然科学基金委员会、中国科学院、科技部、国家天文台相关项目/基金的资助，特此致谢。作者在撰写和修改本文章过程中，还收到自中国科学院国家天文台的景威聪、宿未琦、杨宗霖、颜一、云南大学的马大玲、周连程和西藏大学的高斯诺及GPPS合作组的其他成员等对本文章提供的各种素材和修改建议，在此特别感谢。

参考文献

[1] Alpar M A，Cheng A F，Ruderman M A et al. Nature，1982，300：728

[2] Goldreich P，Julian W H. ApJ，1969，157：869

[3] Hewish A，Bell S J，Pilkingt J D et al. Nature，1968，217：709

[4] Lyne A，Graham-Smith F，Stappers B. Pulsar Astronomy，5ed.Cambridge：Cambridge University Press，2022

[5] Lorimer D R，Kramer M. Handbook of Pulsar Astronomy. Vol. 4.Cambridge：Cambridge University Press，2004

[6] Staelin D H. Proceedings of the IEEE，1969，57：724

[7] Ransom S M，Greenhill L J，Herrnstein J R et al. ApJ，2001，546：L25

[8] Cordes J M，McLaughlin M A. ApJ，2003，596：1142

[9] Han J L，Wang C，Wang P F et al. RAA，2021，21：107

[10] Hulse R A，Taylor J H. ApJ，1975，195：L51

[11] Burgay M，D'Amico N，Possenti A et al. Nature，2003，426：531

[12] Wolszczan A，Frail D A. Nature，1992，355：145

[13] Abdollahi S，Acero F，Baldini L et al. The Astrophysical Journal Supplement Series，2022，260：53

[14] McLaughlin M A，Lyne A G，Lorimer D R et al. Nature，2006，439：817

[15] Nan R. Science in China Series G，2006，49：129

[16] Jiang P，Yue Y，Gan H et al. Sci. China Phys. Mech. Astron.，2019，62：959502

[17] Jiang P，Tang N Y，Hou L G et al. RAA，2020，20：064

[18] Staveley-Smith L，Wilson W E，Bird T S et al. PASA，2016，13：243

[19] Manchester R N，Hobbs G B，Teoh A et al. AJ，2005，129：1993

[20] Cordes J M，Freire P C C，Lorimer D R et al. ApJ，2006，637：446

[21] Champion D J，Ransom S M，Lazarus P et al. Science，2008，320：1309

[22] Lorimer D R，Bailes M，McLaughlin M A et al. Science，2007，318：777

[23] Xu X，Dai S，Zhi Q et al. ApJ，2025，982：117

[24] Han J L，Zhou D J，Wang C et al. RAA，2025，25：014004

[25] Zhou D J，Han J L，Xu J et al. RAA，2023，23：104001

[26] Cordes J M，Lazio T J W. 2002，arXiv：astro-ph/0207156

[27] Yao J M，Manchester R N，Wang N. ApJ，2017，835：32

[28] Wang P F，Han J L，Xu J et al. RAA，2023，23：105

[29] Wang P F，Han J L，Yang Z L et al. RAA，2025，25：014003

[30] Su W Q，Han J L，Yang Z L et al. MNRAS，2024，530：1506

[31] Pan Z，Lu J G，Jiang P et al. Nature，2023，620：961

[32] Yang Z L，Han J L，Zhou D J et al. Science，2025，388：859

[33] Su W Q，Han J L，Wang P F et al. MNRAS，2023，526：2645

[34] Cole T W. Nature，1970，227：788

[35] Backer D C. Nature，1970，228：42

[36] Lyne A G. MNRAS，1971，153：P27

[37] Chen X，Yan Y，Han J L et al. Nat. Astron.，2023，7：1235

[38] Yan Y，Han J L，Zhou D J et al. ApJ，2024，965：25

[39] Xu J，Han J，Wang P et al. Sci. China Phys. Mech. Astron.，2022，65：129704

（参考文献可上下滑动查看）

《物理》50年精选文章