原文發表于《科技導報》2025年第5期《中國天眼新視角：毫秒脈沖星與引力波探針》

1994年開始中國學者提出對中國天眼（500 m口徑球面射電望遠鏡，簡稱“FAST”）的原初構想，2016年9月FAST落成。FAST走過了30多年歲月，取得了眾多成果和突破，特別是發現了超過1000顆新的脈沖星（Pulsar），這約占全球發現脈沖星數量的1/4。本期《科技導報》邀請相關領域研究人員，綜述了自毫秒脈沖星發現42年以來的研究進展，介紹了球狀星團中的毫秒脈沖星。讓我們跟隨作者的視角一起洞察宇宙的奧秘。

從1994年開始中國學者提出對中國天眼（500 m口徑球面射電望遠鏡，簡稱“FAST”）的原初構想，到2016年9月FAST落成，FAST團隊用了20多年的時間建成了世界上最大的單口徑射電望遠鏡（圖1）。FAST走過了30多年歲月，從建設成功至今已經過去了8年時間，它取得了眾多成果和突破，特別是FAST發現了超過1000顆新的脈沖星（Pulsar），約占全球發現脈沖星數量的1/4，目前國際上已發現各種類型的脈沖星有4000多顆；另外，國際上探測到600多顆毫秒脈沖星（millisecond pulsar，MSP），其中約170顆是由FAST發現的，約占全球發現MSP數量的1/4。除了FAST在脈沖星發現方面的突出進展，在快速射電暴的探測等領域也產出了一系列國際學者關注的成果。以上成就得益于FAST的高精度和高靈敏度的觀測，也歸結于其獨特的設計結構和創新技術。

圖1 500 m口徑球面射電望遠鏡鳥瞰圖

（圖片來源：新浪看點）

在FAST建成之前，口徑305 m的美國阿雷西博射電望遠鏡（Arecibo Radio Telescope）是當時世界上最大的地面探測裝置，而現在FAST是世界上口徑最大、靈敏度最高的射電天文設備，這使中國射電天文領域的發展進入了世界快車道。與阿雷西博射電望遠鏡相比，FAST在結構和技術上具有很大的創新，首先FAST以完整喀斯特地形作為臺址并設計靈巧的主動變形反射面系統，將人工智能用于饋源接收機系統；其次在喀斯特洼地內鋪設了500 m口徑的球冠狀主動反射面，并在觀測方向上設計了一個口徑為300 m的瞬時拋物面（其焦距約為140 m）；同時還取消了饋源軌道平臺，采用鋼索吊起和驅動饋源移動，這不僅減少了龐大的支撐平臺的遮擋，還增加了天線有效面積；此外，FAST采用光機電一體化的索支撐輕型饋源平臺，在饋源與反射面之間無剛性連接的情況下，實現高精度的指向跟蹤，從而能夠進行高靈敏度與高精度的天文觀測研究，這確保了其作為全球最大且最靈敏的單口徑射電望遠鏡的地位。FAST的主動反射面這一創新設計不僅減輕了饋源的重量，也減少了鋼纜的疲勞和負載量，使得天文學測量精度能夠長期得以保證。另外，FAST工程的6大建設系統（即：臺址勘察與開挖、主動反射面、饋源支撐系統、測量與控制、接收機與終端、觀測基地建設）也為其正常運行提供了重要的保障。

2018年FAST首次發現MSP并得到國際認證，這是FAST繼發現新脈沖星之后的另一重要成果，展現了FAST參與國際低頻引力波探測的潛力。MSP自1982年發現以來，一直受到天文學家的廣泛研究，這是由于其快速的自旋周期和極小的自旋周期變化率，使其成為高精度計時和低頻引力波探測的探針。國際上，天文學家曾利用各大型射電望遠鏡分別對一批自轉極其穩定的MSP進行長期計時觀測，并開展了長達20年的納赫茲引力波搜尋，如：澳大利亞帕克斯PTA（Parkes Pulsar Timing Array，PPTA）、歐洲PTA（European Pulsar Timing Array, EPTA）、北美納赫茲引力波天文臺（North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves, NANOGrav）等。中國PTA（Chinese Pulsar Timing Array, CPTA）于2019年開始依托FAST探測納赫茲引力波，并于2023年探測到了一些納赫茲引力波存在的證據。

FAST的獨特結構和19波束L波段接收機的投用提高了探測靈敏度和精度以及搜索效率，同時也增加了脈沖星的探測數目和探測細節；另外FAST對球狀星團脈沖星的發現和對納赫茲引力波的探測也有了一些進展。中國天眼將以新的視角期望在球狀星團中探測到亞MSP和奇特脈沖星雙星系統，從而進一步探索它們的形成過程和輻射機制。

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MSP的性質及分類

脈沖星是轉動的中子星，它作為宇宙中的致密天體之一，具有極高的密度、極強的引力場和磁場環境，其觀測研究涉及多波段與多能段，以及多信使的全方位物理特性探索，它是宇宙天然的實驗室。在脈沖星發現之后的15年里（1967—1982年），已知脈沖星的數量增加到300多顆，自旋周期似乎主要分布在33 ms到秒量級之間。而在1982年，美國天文學家Backer和Kulkarni等首次探測到了一顆自旋周期小于10 ms的脈沖星PSR B1937+21，經過多次采樣和嘗試，記錄中出現了1.558 ms的周期性，也就是說中子星每秒轉動642圈，轉動如此快的脈沖星在1982年以前從來沒有被記錄過，這打破了以往的記錄。此外，還發現了該脈沖星自旋周期變化率非常小，表明其有效的偶極磁場很弱，大約比常規脈沖星低了4個量級。在此之后經過了30年的搜尋，才發現一顆迄今已經知道的周期最短的脈沖星PSRJ1748-2446ad，其自旋周期為1.396 ms，且位于球狀星團Terzan 5中。

一般認為MSP是一種短周期脈沖星，與常規脈沖星不同，這不僅在于它們的短自旋周期，而且也在于它們非常小的自旋變化率，除此之外，MSP的形成過程還與雙星系統密切相關。這些特性使得MSP與常規脈沖星具有不同的演化歷史，即演化雙星系統中的中子星由于吸積伴星的物質而被加速旋轉。因此，一般認為MSP應該滿足2個要求：第一，自旋周期較小；第二，其自旋周期導數大約在10?18 s/s以內。另外MSP還被認為在雙星系統經歷了吸積加速，并伴隨著磁場降低。隨著脈沖星數量的增加，脈沖星在自旋周期分布上表現明顯的雙峰分布，一般認為MSP的自旋周期在20~30 ms以下，并且它們集中分布在約10 ms以內。為了進行更加全面的統計，將MSP選擇為自旋周期小于30 ms和自旋周期變化率在約10?18 s/s以內作為研究對象。在MSP被發現40多年以來，隨著計算機的運行采樣速度和數據存儲能力的提升，對短至1 ms的脈沖周期的搜索技術也得到了發展，然而那些期盼已久的小于1 ms的亞MSP目前還沒有被發現。

1.1 MSP的性質與參數分布

從澳大利亞望遠鏡國家設備（Australia Telescope National Facility，ATNF）脈沖星數據庫中收集了脈沖星樣本，并分析它們的物理性質，包括自旋周期（

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圖2 脈沖星自旋周期變化率（

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值得注意的是，圖3中自旋周期的直方圖顯示出明顯的雙峰分布，MSP與常規脈沖星在自旋周期為30 ms的位置區分開。同時，圖3也顯示了脈沖星的磁場強度分布，其也存在明顯的雙峰分布（以約1010 G分隔），可以看出MSP的磁場強度比常規脈沖星低了3~4個數量級（

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圖3 脈沖星自旋周期（

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圖4 脈沖星自轉能損率（?）（a）和特征年齡（τ）（b）的直方圖

1.2 MSP的分類

一般情況下，根據是否存在伴星將MSP分為雙星MSP和孤立MSP，其中大多數MSP存在于雙星系統中，其伴星類型包括主序星（MS）、氦白矮星（He）、碳氧白矮星（CO）、極輕伴星（UL）、致密星（中子星NS或者黑洞BH）。另一個令人驚訝的發現是，許多MSP發射高能的伽馬射線，并在這個波段輻射出相當大比例的能量，觀測發現一些MSP被探測到有伽馬射線發射而沒有探測到射電發射，而有的MSP既發現伽馬射線發射也發現射電發射，也有MSP僅探測到射電輻射。

此外，在球狀星團中發現了許多低質量伴星的掩食脈沖星雙星系統，它們可能具有更加特殊的起源，由于星團內恒星密度很高，其中存在頻繁的星體近距離碰撞和相互交換等過程，可以導致脈沖星將白矮星伴星置換為低質量主序星。新的雙星軌道因潮汐摩擦而收縮，形成一個黑寡婦脈沖星系統（black widow），此類系統的特征是伴星質量在0.01~0.05個太陽質量之間。另外MSPJ1023+0038被發現在4.8 h的軌道上被其大約0.2個太陽質量的伴星遮擋，導致這些質量更高的伴星——掩食雙星MSP系統被識別為一個單獨的類別，稱為紅背（redback），紅背脈沖星中的伴星質量大約在0.1~1個太陽質量之間。

有的脈沖星被發現在X射線發射和射電發射之間轉換，如：一顆自旋周期為1.7 ms的脈沖星（PSRJ1023+0038），在它被發現為射電脈沖星后不久，就被證實其就是原來被觀測到的具有吸積盤的低質量X射線雙星。該源隨后被證明已經失去了吸積盤，因此確定這顆脈沖星正在經歷從低質量X射線雙星轉變為射電脈沖星。此外，球狀星團脈沖星PSR J1824?2452I也被觀測到向這個方向轉變，其在X射線和射電發射中檢測到相同的周期性，這樣的天體被稱為轉換MSP（transitional millisecond pulsars，TMSP）。

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吸積與MSP的形成

對于MSP的形成，理論上認為它是在雙星系統中通過吸積伴星物質，并轉移角動量使其自旋加速和磁場降低。MSP不僅在射電、X射線被探測到輻射，也有部分源被探測到伽馬射線輻射。在雙星系統中，中子星通過吸積伴星物質并釋放引力勢能，從而發射X射線，如果吸積較多物質堆積在中子星表面時，會產生劇烈的核反應。另外，當MSP失去伴星后，它的輻射能量主要由轉動能量的損失提供，此時MSP則產生射電輻射或伽馬射線輻射。

2.1 吸積加速自旋

大多數孤立脈沖星都遵循一個簡單的演化過程，從誕生于超新星爆發，形成幾十毫秒自旋周期的中子星，然后經過減速過程，到大約1000萬年后輻射停止或無法探測到，這也可能會經歷一個旋轉射電暫現（rotating radio transient，RRAT）過程，在一段時間后偶爾還能探測到脈沖信號。MSP的起源主要是被認為與低質量X射線雙星系統有關，它通過吸積來自一個緊密雙星系統中伴星的物質而使旋轉加速。理論上，原始雙星系統通常包含1顆低質量的恒星（1~2個太陽質量）和1顆大質量恒星，并且雙星的距離較近。由于大質量的恒星壽命較短，通常演化幾千萬年后就到恒星的晚期狀態，隨后經歷超新星爆發形成中子星。此時系統包含1顆中子星和1顆正在演化的低質量恒星。對于小質量伴星，其壽命較長，達百億年，隨后進入主序階段。當其物質溢出進入中子星的吸積盤時，軌道角動量的轉移，使得中子星的自旋加快。通常當中子星吸積大約0.1~0.2個太陽質量的物質時，其自旋周期將加速到幾毫秒。

MSP構成了一個獨立的、壽命更長的種群，這是它們在雙星中相互作用的結果，在這個加速過程中，其周期到達了毫秒量級。在這種相互作用中，大多數保留了伴星，然而有的伴星則在形成過程中被瓦解，如通過X射線照射、伽馬射線蒸發、其他相互作用等，使MSP失去了伴星，或者正在失去伴星，從而形成孤立的MSP。

2.2 吸積衰減磁場

MSP不僅能從伴星中吸積物質獲得快速旋轉，其相應的磁場也由于吸積物質的相互作用而衰減。由于磁場的作用，吸積的物質不能直接到達中子星表面，因為吸積物質一般是帶電的等離子體，在吸積過程中撞擊中子星的磁場時，由于洛倫茲力的作用，物質將沿著磁力線做螺旋運動，隨后到達中子星的兩極。由于吸積物質的下落釋放引力勢能，從而導致X射線發射。在演化早期，中子星的磁場大約在1012 G，隨著物質的吸積，其磁場強度也隨之降低。當中子星演化到晚期時，中子星磁場極冠的面積接近中子星的面積，若再增加吸積質量，磁場極冠將不再增加，此時磁場大約為108 G，這就是大部分MSP的自旋周期集中分布在10 ms以內，磁場集中分布在接近108~1010 G之間的原因。

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球狀星團MSP

銀河系除了銀盤（disk）和核球（bulge），還有另一個重要組成部分就是球狀星團系統（globular cluster），球狀星團是致密的、受引力約束的恒星系統，它們圍繞銀河系中心以外的軌道運行，形成一個近似球形的“核-暈（core-halo）結構”。由于球狀星團的高恒星密度（接近104~106/pc3）和較大的年齡（接近1010 a），這些星團被認為是產生致密天體（如中子星和黑洞）的合適場所。實際上，球狀星團比銀河系擁有更多的低質量X射線雙星和MSP，球狀星團中的脈沖星雙星可能經歷了比銀河系更復雜的演化過程，特別是在球狀星團中復雜的環境為雙星動態相互作用提供了機會，如：潮汐捕獲、碰撞，以及交換雙星中的一顆。由于球狀星團較高的恒星密度，恒星之間的密切相互作用和近距離碰撞相當頻繁，在這些偶然且頻繁的相遇下，一些奇異的恒星，如藍離散星（被認為是由2顆恒星合并形成）、MSP和低質量X射線雙星在球狀星團中更為常見。

3.1 球狀星團MSP統計及其性質

銀河系周圍存在大量球狀星團繞其軌道運動，到目前，一共發現了168個球狀星團，其中在44個星團中探測到了約330顆脈沖星，其中MSP約有280顆，占星團脈沖星總數的85%。此外，一個著名的球狀星團Terzan 5（圖5）已被探測到了約50顆脈沖星，這是目前探測到脈沖星最多的球狀星團，該星團質量約為1.1×106個太陽質量，它到銀河系中心的距離約為1650 pc。在發現第一顆MSP時，人們已經知道球狀星團中存在許多低質量X射線雙星，并且中子星吸積加速自旋理論在當時已經流行，因此，球狀星團成為幾次密集搜尋MSP的目標。最終在球狀星團M28中發現了一顆周期為3 ms的脈沖星PSR B1821-24。幾個月后，在球狀星團M4中發現了另一顆周期為11 ms的脈沖星PSR B1620-26，這顆脈沖星屬于雙星系統，其軌道周期相對較長（191 d），并且軌道接近圓形。

圖5 球狀星團Terzan 5示意（圖片來源：澳大利亞昆士蘭大學）

有研究發現球狀星團MSP通常比銀河系中的MSP旋轉得慢，同時球狀星團MSP的表面磁場比銀河系MSP強。與預期的簡單吸積加速不同，在球狀星團中的MSP雙星中沒有發現軌道周期和自旋周期之間存在相關性的證據。所有這些特點都表明，球狀星團中的動態相互作用可以改變MSP以及它們的前身星的演化，這可以在它們的X射線發射特性上留下印記。另外星團中的低質量X射線雙星和MSP的比例比銀河系中的高，與銀河系中的脈沖星不同，星團中脈沖星的形成和演化被認為受到與其他恒星動態相互作用的影響，如：碰撞、潮汐捕獲、相互交換等。事實上，在特殊的星團環境中，有可能產生像亞MSP這樣的奇特天體或者MSP-MSP系統以及MSP—黑洞（MSP-BH）系統。

3.2 球狀星團MSP的形成

球狀星團為研究恒星環境中引力動力學提供了豐富的機會，由于球狀星團的復雜環境，MSP的形成具有很大的不確定性，可能會經歷更為復雜和特殊的過程。高密度的球狀星團引起顯著的恒星相互作用，它們之間的近距離接觸是非常頻繁的，如：潮汐捕獲、碰撞、相互交換等過程，因此，MSP在形成過程中可能經歷了多次吸積物質過程，并加速到幾毫秒的自旋周期以及伴隨著質量的增加。此外，有研究表明球狀星團中很少存在由原始雙星演化而來的系統，由于極高密度和極年老的球狀星團帶來的動態相互作用，使得原始雙星系統在演化過程中可能被瓦解或者合并。

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MSP計時陣列與引力波探測

引力波會拉伸和擠壓時空，目前在地面探測器中使用激光干涉儀測量方法探測到了這種效應，如美國的激光干涉儀引力波天文臺（LIGO）和歐洲室女座干涉儀（Virgo）等。引力波的頻率范圍從納赫茲到幾千赫茲，涵蓋了不同的物理過程和天文現象，不過相比于其他頻率范圍的引力波，納赫茲引力波頻率更低，周期長達數年，對它的探測十分具有挑戰性。然而，脈沖星計時陣列（pulsar timing array，PTA）正是為了探測納赫茲頻率的引力波而設計的，這將有望探測到引力波存在的直接證據。

4.1 PTA

目前，國際上正在通過PTA來探測引力波，其主要利用脈沖星自轉周期的穩定性，在PTA探測引力波的過程中，脈沖星被當成了標準的脈沖信號發生器來使用，其發出的脈沖信號經過幾萬光年來到地球。由于宇宙中引力波的存在，銀河系的時空結構會被改變，從而影響信號的到達時間。引力波影響脈沖星信號的到達時間預期變化非常小，這意味著需要具有非常穩定、可預測的旋轉特性和精確可測量的脈沖到達時間的脈沖星，MSP剛好滿足這2個要求。因此，PTA使用了一種不同的方法來探測引力波，這需要定期觀測大量MSP，這些脈沖星分布于整個天空中，這樣可以最大限度地減少干擾和優化方向靈敏度。圖6為MSP計時陣列示意，當引力波穿過地球時，在一個方向上收縮空間，脈沖星信號從這些方向到達的時間就會相應改變。PTA探測的引力波的主要來源是超大質量黑洞雙星并合，除了單獨的雙星系統外，PTA對許多星系合并產生的引力波也很敏感。

圖6 PTA通過定期觀察許多MSP并分析其射電脈沖的到達時間來尋找低頻引力波

（圖片來源：馬克斯·普朗克研究所）

對頻率低至納赫茲的引力波進行探測，將有助于天文學家理解宇宙結構的起源，探測宇宙中最大質量的天體即超大質量黑洞的形成、演化及并合過程。引力波會影響信號從脈沖星到達地球上望遠鏡所需的時間，在測量脈沖到達望遠鏡的時刻時，可以尋找由引力波引起的擾動，換句話說，就是尋找時鐘刻度的偏差。雖然脈沖信號在太空中經過數百年或數千年才能到達地球，但PTA對其行進時間的擾動非常敏感，即使這種擾動遠小于百萬分之一秒。

4.2 國際各大PTA

PTA一般由20~50個已知的MSP組成，通過觀測引力波對脈沖星傳入信號的影響來探測引力波的存在，例如：PPTA、EPTA、NANOGrav等，通過研究天空中一組固定的脈沖星，這些陣列能夠探測到納赫茲范圍內的引力波。

PPTA項目成立于2004年，它是運行時間最長的PTA，使用位于澳大利亞新南威爾士州帕克斯鎮附近的Murriyang Parkes射電望遠鏡觀測脈沖星。通過對脈沖星的多年監測，有可能尋找超低頻率引力波，開發基于脈沖星的時間標準，并提高對太陽系動力學的理解。該射電望遠鏡每2~3周用超寬帶接收器（工作在704~4032 MHz）觀察大約30顆快速旋轉脈沖星，通過研究這些脈沖星的脈沖到達的時間，可以更多地了解脈沖星本身以及這些脈沖如何在太空中傳播。

EPTA于2006年正式成立，是歐洲脈沖星天文學家的跨國合作項目，其使用英國Lovell望遠鏡、法國Nancay望遠鏡、德國Effelsber望遠鏡、荷蘭Westerbork望遠鏡和意大利Sardinia望遠鏡進行觀測。EPTA的目標是通過結合各個成員機構的努力和資源，提高脈沖星科學結果的精度和質量，其重點涉及使用脈沖星計時直接探測引力波。EPTA在歷史上進行了引力波探測方面的廣泛理論研究，并在最近取得了引力波探測的重要進展。

NANOGrav成立于2007年10月，其目標是利用MSP探測納赫茲到微赫茲范圍內的超低頻引力波，現已發展到70多個機構的170多名成員，利用阿雷西博天文臺的Robert C. Byrd Green Bank望遠鏡和William E. Gordon望遠鏡觀測脈沖星。該陣列由數10顆MSP組成，觀測周期約為每月一次，其中一部分脈沖星的觀測頻率更高。NANOGrav對超大質量雙黑洞產生的頻率為納赫茲的引力波非常敏感。預期的觀測特征包括來自超大質量雙黑洞群體的隨機背景、單個超大質量雙黑洞，以及超大質量黑洞合并的特征。

近幾年，印度脈沖星測時陣列（Indian PulsarTiming Array，InPTA）和南非脈沖星測時陣列（SouthAfrica Pulsar Timing Array，SAPTA）也加入了這一激烈的競爭，CPTA也于2019年開始依托FAST進行納赫茲引力波探測。隨著FAST的投入使用，中國脈沖星計時觀測能力有了質的飛躍，FAST極高的靈敏度使中國在脈沖星計時領域迅速進入世界快車道。CPTA于2019年開始依托FAST進行納赫茲引力波探測，在此項研究中，CPTA團隊利用FAST對57顆MSP進行了長期系統性監測，并將這些MSP組成了銀河系尺度大小的引力波探測器來搜尋納赫茲引力波。2023年研究團隊利用FAST，探測到了一些有利于納赫茲引力波存在的證據。與此同時，來自歐洲—印度、北美和澳大利亞等國家和地區的另外3個國際團隊同步發表了各自獨立獲得并且相互印證的結果。

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總結與展望

MSP的發現為天文學與天體物理學開辟了一個宇宙信息豐富的研究領域，也是人類認識宇宙的重要里程碑之一，其獨特的物理性質為研究極端環境下的物理學提供了幫助。其具有非常穩定和可預測的旋轉特性以及精確可測量的脈沖到達時間，使得MSP計時陣列為引力波的直接探測創造了新途徑。此外，球狀星團中年老的MSP攜帶著宇宙早期狀態的信息，它可以作為星系和宇宙的探針來探索早期星系和宇宙的狀態和演化。

由于球狀星團密集的環境和古老的歷史，使其成為產生奇異天體的重要場所，如：MSP-MSP、MSP-BH、亞MSP等系統將有機會在球狀星團中被發現。對此，中國天眼FAST擁有很大的觀測優勢，自2018年以來，FAST已在球狀星團中探測到了30多顆新的脈沖星，其高靈敏度和高精度計時的特點為探測這些奇特天體系統創造了有利的條件。球狀星團脈沖星的觀測和研究充滿機遇和挑戰，相信中國FAST將成為發現球狀星團脈沖星最靈敏的探測工具。

FAST現在不僅擔當著新型脈沖星發現的任務，其高靈敏的觀測還將會得到脈沖星輻射區的精細結構，如：輻射區的等離子體環境、掩食過程中輻射變化細節、射電/X射線/伽馬射線發射過程，從而更進一步理解MSP的形成過程/輻射機制。同時，FAST將充分發揮其脈沖星計時精度的優勢，積累更長期的觀測數據，逐步獲取更高精度的探測結果，并加快實現納赫茲引力波的探測，打開人類利用納赫茲引力波探測宇宙的新窗口。

本文作者：周云剛，王德華，張承民，崔翔翰，吳鑫基，楊智堯，馬書

作者簡介：周云剛，貴州師范大學物理與電子科學學院，碩士研究生，研究方向為中子星與MSP；王德華(通信作者)，貴州師范大學物理與電子科學學院，教授，研究方向為MSP與低質量X射線雙星；張承民(共同通信作者)，中國科學院國家天文臺，中國科學院大學物理科學學院，中國科學院FAST重點實驗室，研究員，研究方向為脈沖星與中子星天體物理。

文章來源：周云剛 , 王德華 , 張承民 , 崔翔翰 , 吳鑫基 , 楊智堯 , 馬書 . 中國天眼新視角：毫秒脈沖星與引力波探針[J]. 科技導報, 2025, 43(5): 45-54 .

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