1.     快速射电暴的基本观测属性

快速射电暴（Fast Radio Burst; FRB）是一种持续时间仅为数毫秒的爆发性、脉冲式射电辐射天文现象，瞬时辐射流量可达数十央斯基（Jy）。2007年， Lorimer在分析澳大利亚Parkes天文台脉冲星巡天的历史数据时首次发现了这种天文现象（Lorimer et al. 2007），随着更多样本的陆续发现（Thornton et al. 2013; Spitler et al. 2014），这种天文现象很快引起了人们广泛的关注，成为当前天体物理研究一个炙手可热的前沿课题。

FRB的辐射分布在很宽的射电频域内，辐射到达时间随着频率的减小而延迟，即存在色散。延迟时间与辐射频率之间基本满足负二次方关系，表明色散主要由辐射在冷等离子体中的传播所引起。因此，FRB的色散量也就反映了光路上等离子体中自由电子的柱密度（也有人提出天体的旋转也会引起一定程度的高色散Song et al. 2017）。观测发现，FRB的色散量常常高达数百到上千pc/cm³，一般明显高于银河系在相应方向上所能贡献的数值（特别是在高银纬区域）（Xu & Han 2015）。因此，FRB的高色散性质和它们在天空中近乎各向同性的分布表明，这种现象很可能具有宇宙学尺度上的起源。原则上可以通过FRB的色散量来推算其光路上星系际介质的柱密度，进而推算其距离和宇宙学红移。因此，如若能够实现对FRB红移的独立测量，将能够利用FRB来研究星系际介质中的重子含量及其电离历史（Deng & Zhang 2013; Zhou et al. 2014; Gao, Li & Zhang 2014; Zheng et al. 2014）。不过，这里必须十分小心地处理银河系、FRB寄主星系以及FRB源区物质对色散量的可能贡献（Yu 2014; Murase et al. 2016; Piro 2016）。除色散量外，人们还在一些FRB观测中成功实现了对偏振进而对法拉第旋转量的测量。如从FRB110523测量到了-186.1 rad m^-2的法拉第旋转量（Masui et al. 2015），从FRB140514测量到了21（7）%的圆偏振及10%的线偏振上限（Petroff et al. 2015），从FRB150215测量到了43%的线偏振和（-9,12）rad m^-2的法拉第旋转量（Petroff et al. 2017），以及最近从FRB121102中测量到了100%的线偏振和10⁵rad m^-2量级的法拉第旋转量（Michilli et al. 2018）。色散量和法拉第旋转量的结合为人们进一步了解FRB源区及光路上的磁场情况提供了重要线索（Akahori et al. 2016）。特别是一些较高的法拉第旋转量强烈表明FRB源区附近或其寄主星系内具有很高的磁场。

2.     重复性快速射电暴FRB121102

在众多观测到的FRB中，FRB121102是迄今唯一一个被观测到具有重复爆发性质的源，因而受到了最广泛的关注。该暴在2012年被首次发现后（Spitler et al. 2014），又相继在2015、2016年被观测到了多次爆发（Spitler et al. 2016; Scholz et al. 2016），使人们得以定位到它的寄主星系（一个矮的低金属丰度的恒星形成星系）（Tendulkar et al. 2017; Chatterjee et al. 2017）。该星系的红移被测定为0.19，从而确认了FRB121102的宇宙学起源。与此同时，人们还在FRB 121102的位置上发现了一个相对较弱的持续射电辐射源。FRB121102的重复爆发性和存在持续对应体辐射的事实使人们大多相信，它很可能与一个年轻的中子星（磁星）及其周围的抛射物遗迹相关（Cao, Yu & Dai 2017; Yang & Zhang 2017; Dai et al. 2017），这也有助于理解其非常高的法拉第旋转量。对FRB121102的流量，持续时间和等待时间的统计，发现其分布与软伽玛重复暴类似，也支持其起源于磁星（Wang & Yu 2017）。目前，尚无法判断其他FRB是否也具有重复爆发的性质，不能排除FRB 121102构成了一类独立的FRB类型的可能性。

3.     快速射电暴的起源模型

除FRB121102外，受限于不高的定位精度，目前人们尚未确切找到其它FRB样本的多波段对应体（除少数有较大争议的观测外），因而无法完全确定所有FRB的距离。基于FRB的宇宙学起源假设和毫秒量级的光变时标，人们普遍相信FRB的产生很可能与致密天体的剧烈活动密切相关，据此提出了不少可能的FRB起源模型。这些模型中有一类主要与中子星（特别是毫秒磁星）及其系统的磁能、旋转能、引力势能或动能释放有关，比如磁星的巨耀发（Popov & Postnov 2010; Katz 2016）、中子星的超巨脉冲（Cordes & Wasserman 2016; Lyutikov 2017）、中子星对其附属天体（小行星、彗星等）或伴星（白矮星）的捕获和吸积（Geng & Huang 2015; Dai et al. 2016）等。另一类则主要与致密天体的塌缩或致密双星的并合等灾难性事件有关，如大质量中子星塌缩为黑洞（Falcke & Rezzolla 2014; Zhang 2014）、双中子星的并合（Totani 2013; Wang et al. 2016）、中子星-黑洞并合（Mingarelli et al. 2015）、双黑洞并合（Zhang 2016; Liu et al. 2016）等。上述两类模型尽管看上去截然不同，但仍然可能存在一些联系。最重要的联系是，对于双中子星或双白矮星的并合，其最终的并合产物有较大可能会形成一颗毫秒磁星，从而可能使两类模型存在高度相通的地方。比如，Cao et al. (2018)发现FRB爆发率的红移依赖可能与并合过程相一致，但其爆发率数值则可能指向于中子星的活动。此外，还有一些FRB起源模型涉及到一些较为特殊的天体物理过程，比如超导宇宙弦的振荡和爆发（Cai et al. 2012; Yu et al. 2014）、原初黑洞蒸发（Barrau et al. 2014）等。除提出起源模型外，人们还分析了产生FRB的可能辐射机制。基于宇宙学距离假设，FRB辐射的亮温度可以估算为10³⁴-10³⁷K，远高于康普顿散射给出的亮温度上限10¹²K，因而FRB源区的辐射一定是相干增强的。

4.     快速射电暴的研究方向

对于上述理论模型的限制、区分、细化，或是对新的模型的提出，均强烈地依赖于对现有观测结果的分析，更重要的是对更多观测信息的获得，尤其是FRB多波段电磁对应体（如果存在的话）的发现和观测。FRBs是随机发生、不可预测且不是实时触发，因此其多波段对应体的探测需要大视场不间断的监测，以期后期在数据库中能发现与FRBs实现匹配的源。根据现有样本，我们大致可以知道FRB每天全天可发生数千到上万次（不包含可能的辐射集束所引起的修正）（Lorimer et al. 2007; Bhandari et al. 2018）。一旦成功发现FRB的多波段对应体，就能顺利实现FRB宿主星系的观测以及对FRB红移的测量，从而最终确定FRB（尤其是非重复FRB）究竟是银河系内起源还是宇宙学起源。通过对重复以及非重复FRB的距离、光度等的统计分析进一步确定这两类FRB是否为同一类源，或者是否还存在其他更多种类的FRB。另一方面，除了针对FRB本身的研究外，FRB观测还可能帮助人们更好地限制爱因斯坦等效原理（Wei et al. 2015; Zhang 2016），限制光子质量（Wu et al., 2016; Bonetti et al. 2016; Shao & Zhang 2017），测量宇宙固有距离（Yu & Wang 2017）, 以及研究引力透镜效应（Munoz et al. 2016; Li et al. 2017; Wang & Wang 2018）等，具有十分重要的天体物理和基础物理应用价值。

参考文献

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