2019年4月25日，CHIME捕捉到了一次非重复性的明亮快速射电暴。而仅仅在2.5小时前，LIGO记录下了一次引力波事件，源自两颗中子星不可避免地靠近并最终合并。成若密研究表明，这两次事件极有可能来自同一个源。
有几种理论都预测快速射电暴或与引力波之间存在关联，尤其是涉及到多个中子星的事件中。这些理论预测快速射电暴可能会在引力波探测过程中或之后被接收到。共171个快速射电暴事件。研究人员将这些事件与GWTC-2目录（LIGO和Virgo在第三次观测运行的上半年观测到的紧凑双星合并事件，包含了高度有信心的39次事件）进行交叉参考，寻找两者在时间和天空区域都相近的快速射电暴事件。结果是令人振奋的——有一对事件高度符合理论预期。
2019年4月25日08:18:05 UTC，LIGO观测到GW20190425。Virgo探测器没有探测到，约束了探测源产生的区域。事件距离地球约5.2亿光年，由两个中子星的合并产生。FRB20190425A在同一天的10:46:33 UTC被探测到，在LIGO确定的中子星合并可信区域（事件可能来源的天空范围）内，事件距离上限为5.9亿光年。研究团队计算得出，两个独立事件在上述距离、上述时间差、上述LIGO确定的天空范围内发生的概率仅为0.00019。结论为两次事件无关的概率极低，只会在极端巧合的情况出现。
这两个事件很可能源自星系UGC 10667，但具体产生本次快速射电暴的形成机制可能还需要更多的分析。最终成为一个黑洞。研究人员写道：“尽管我们不能肯定地将本次（或有关联的）引力波-快速射电暴事件归于某个单一理论，但观测数据符合一种关联引力波、短伽玛射线暴（sGRB）和快速射电暴的理论，该理论描述了双中子星系统如何合并成磁星，并进一步塌缩成黑洞。”
该理论描述了双中子星系统合并后留下了一个超大质量、高度磁化的紧凑天体（磁星/坍闪星），由于自转减速导致角动量损失后，它塌缩形成了一个黑洞，并通过抛射磁层产生了快速射电暴。
大质量的中子星会由于内部简并压不足以抵抗自身引力作用而产生塌缩形成黑洞。而自转减慢（spin-down）效应是由于快速旋转的中子星持续向外辐射能量，不同的供能机制会导致不同速率的减慢，减慢速率大约在量级，因此中子星自转周期会逐渐增大；而根据目前的主流理论，在双中子星并合过程中由于损失角动量导致的自转减速并不是导致塌缩的直接原因。
“其中快速射电暴的生成机制被称为坍闪星机制（Blitzar mechanism），该机制通过了多种数值模拟的验证。在这个情景中，快速射电暴和引力波事件之间的2.5小时延迟来自于双中子星合并事件和超大质量中子星塌缩成黑洞之间的时间差。这个时间长度符合超大质量磁星延迟的理论范围，也和其它观测数据相符。”
GW20190425事件的双中子星质量高于银河系中探测到的大多数中子星双星，这些较低质量的双星在合并后会产生更稳定的重质中子星，这些重质中子星可存活更长时间并反复喷发快速射电暴，从而解释了少数重复的快速射电暴来源。
……
成若密认为黑洞可能就是中子星，大质量中子星。
a)复杂磁场
我国科学家日前利用“中国天眼”FAST对一例位于银河系外的快速射电暴开展了深度观测，首次探测到距离快速射电暴中心仅1个天文单位（即太阳到地球的距离）的周边环境的磁场变化，向着揭示快速射电暴中心引擎机制迈出重要一步。
快速射电暴是宇宙中一种偶发的射电爆发现象，在几毫秒时间内所释放的能量相当于当前全球一年总发电量的几百亿倍。
快速射电暴自2007年首次被确定存在以来，迅速成为天文学研究热点之一，迄今已经发现了几百例，但其物理起源、周围环境、中心机制等，至今尚不明晰，也缺乏对其核心区物理参数的直接观测资料。
此项研究中，研究团队对位于银河系外的快速射电暴FRB 20201124A进行了长期监测，在54天共计82小时时间内，观测到了1863个爆发脉冲信号。基于这一迄今为止最大的快速射电暴偏振观测样本，研究团队取得了若干重要发现。
研究团队首次发现了快速射电暴法拉第旋转量的奇异演化行为，在前36天里，法拉第旋转出现了无规律的短时标演化，而在随后的18天里几乎不变；
首次发现了快速射电暴的猝灭现象，即FRB 20201124A从保持高事件率态到在74小时内突然熄灭；
首次探测到了与之前所有快速射电暴都显著不同的高圆偏振度脉冲；
首次发现频率依赖的偏振振荡现象。
团队还通过国际合作，发现FRB 20201124A的宿主星系是约银河系大小、富金属的棒旋星系。
“这些发现说明，快速射电暴FRB 20201124A周围1个天文单位的环境是非常复杂的，并且在动态演化着。”
(1)引力透镜
b)拍摄的图像包含扭曲和重复的星系?
这张韦布大会议天球部深空场展示了迄今为止发现的最早、最遥远的一些星系。
一张包含数千个星系的深空图像，其中许多星系看起来就像在宇宙早期时期一样。但许多人没有想到的是，有些星系的扭曲变形超乎寻常。
像融化的太妃糖一样，但这并不是它们在太空中的真实面貌，而是在韦布大会议天球部图像中的一种错觉。这些图像的另一大特点是一些星系会在同一图像中出现多次，例如拍摄RX J2129巨型星系团的图像。同样，这也是一种错觉；这些星系实际上并不是双胞胎。
在极度弯曲的情况下，也就是当地球和光源之间的物体质量巨大时，光线将沿着不同的路径绕过物体，这些路径的弯曲程度不同。这就会改变光线到达我们的路径长度和到达时间。这意味着一个被引力透镜作用的物体可能会在单次曝光中出现在多个点上。这会导致一些有趣的形状，如十字架，或在具有完美对称性的透镜作用中，形成一个光环，称为“爱因斯坦环”，其中所有重复出现的物体都是同一个物体。
星系团的形状十分“杂乱”，其质量分布缺乏中心对称性，因此当它们充当中介或透镜物体时，引力透镜效应并不完美。这导致背景上的透镜物体会呈弧形扭曲，围绕透镜星系团呈现出明显的扭曲变形，就像在韦布大会议天球部深空图像中看到的那样。
然而，这些透镜物体不仅仅是视觉上的奇观。引力透镜现象在天文学中有多种用途。
引力透镜不仅会扭曲背景上物体的光线，而且还会汇聚增强这些光线，比如极远处早期星系等极微弱的光线。因此，引力透镜现象对早期宇宙的研究至关重要。
此外，当光线穿过透镜物体时形成的图案可以揭示透镜物体的很多信息，比如充当透镜物体的星系团和星系中物质的分布情况。
所以成若密认为，想要消除这样的误差，就需要找到星系的扭曲源，而扭曲源大概率都是高质量的黑洞造成的，所以需要收集周围的黑洞信息来修正干扰。
c)最遥远的星星
成若密认为，大质量的天体往往因为透镜效应，看到的是叠加的图像，不是最真实的构造，所以自己要用一种算法来区分大天体和后透镜的天体。
后透镜的天体也要足够清晰，也往往是一个大天体，所以是一个大天体遮挡另一个大天体的，才是最佳观测对象。
发现了迄今为止最遥远的恒星。叫作埃兰迪尔（Earendel）。它是个极具诗意的名字，源自古英语，意思是“晨星”或“升起的光”。
埃兰迪尔发出的光经历了129亿年才抵达我们的视线，这意味着这颗恒星在宇宙形成的第一个10亿年内就发出了光芒。由于宇宙一直在膨胀，所以这颗恒星距离我们并不是简单的129亿光年，而是280亿光年！
这颗恒星是一颗巨大的B型星，温度是太阳的两倍多，亮度是太阳的100万倍左右。
那么，成若密是如何发现如此遥远的星系呢？
地瞄准了一个大质量星系团WHL0137-08。这个位于地球和埃兰迪尔之间的星系团扭曲了周围的空间结构，产生一种放大效应，使成若密能够像透过一个放大镜那样透过这个星系团进行观测。
埃兰迪尔所在的星系被称为“黎明之弧”。虽然星系中的其他特征会因为引力透镜效应而多次出现，但埃兰迪尔只是以一个光点的形式出现，即使在韦布大会议天球部的高分辨率红外成像中也是如此。成若密计算出，埃兰迪尔被放大了至少4000倍。
大多数像埃兰迪尔这样的大质量恒星，通常都有伴星。但成若密并没有预期韦布大会议天球部能发现埃兰迪尔的伴星，因为从我们的视角看来，它们之间的距离将会太近，难以在天空中分辨。然而，仅根据埃兰迪尔的颜色，成若密怀疑他们可能看到了一颗更冷、更红的伴星的迹象。由于宇宙的膨胀，这些光已经被拉伸到天球部大会议天球部无法探测到的波长，但韦布大会议天球部却可以。
除了埃兰迪尔，韦布大会议天球部的近红外相机还揭示了黎明之弧的一些其他值得关注的细节，比如年轻的恒星形成区，以及年老的、直径小至10光年的星团。恒星形成区看起来很细长，估计不到500万年的历史。埃兰迪尔两侧的小点，是一个更古老、更成熟的星团的两个图像。这个星团估计至少有1000万年的历史，成若密确定这个星团受到引力的束缚，很可能一直持续到今天。这向我们展示了银河系中的球状星团在130亿年前形成时的样子。
d)引力透镜效应修正
常常呈现出一个前景的星系周围有几个亮点，有时也能观测到这些亮点连成一个美丽的圆环，人们称之为“爱因斯坦环”。中心的星系称为“透镜天体”（lens），在它背后发出光线并呈多个像的天体则称为“源天体”（source）
不难想象，透镜天体的质量对整个引力透镜的模样有很直接的影响。质量越大，其周围时空的光线偏折也就越明显。因此，我们可以利用引力透镜效应来计算透镜天体的质量。这是引力透镜一个很重要的应用。
暗物质也可以引起“引力透镜”现象，因此还可以利用其来测量暗物质的质量，由此来构建暗物质在小尺度上的结构。
另外，由于引力透镜对光线有汇聚的作用，一些原本不该到达观测者的光线被偏折到了观测者的位置，所以通过引力透镜看到的天体的像，会比它本身要更亮。这也是为什么引力透镜如此重要的原因之一，人类可以通过它看到很远很远的暗的天体，就像是拿着放大镜在宇宙这个巨大的画布上寻找我们想要的东西。
现在我们知道，引力透镜最明显的表现就是同一个天体成了多个像，同时它们会围着一个大质量天体（通常是星系）分布，而且这种现象对我们的观测非常有用。那么我们该如何去找到更多的引力透镜现象呢？毕竟当我们用大口径的望远镜向宇宙深处看去时，密密麻麻的亮点遍布了整个视野，该如何分辨哪些亮点是引力透镜现象，或者说，怎么确认哪几个亮点是来自于同一个天体呢？
现在，全世界的望远镜一共检测了两亿颗恒星，得益于快速计算机和自动搜索软件的发展，25年来人类共发现约25000个微引力透镜事件，而且绝大多数是实时发现的。
利用微引力透镜效应可以用来寻找系外行星。
引力透镜现象也为观测天体活动和演变提供了可能，引力透镜现象中的不同像存在光变时间延迟，天体活动在光程最近的像中先体现出来，人类在得到信号后，可以在光程较远的像中观察整个活动过程。
同样可以作为探路者的还有引力波信号，引力波可以以光速穿透一切物质，所以在天体活动发生时，人类会先首先探测到引力波信号，而引力透镜中的电磁波由于会发生偏折，信号可以较晚但被完整地观测到。
……
宇宙探测中，算比看要重要很多了。
(2)脉冲星灯塔
e)几种特殊的脉冲星
目前已知的毫秒脉冲星约有400多颗，只占已发现脉冲星的约十分之一。
正常脉冲星的周期大概在0.1秒到几秒左右，而毫秒脉冲星的周期在30毫秒以下。
毫秒脉冲星与正常脉冲星形成历史也不一样。
正常脉冲星通常相对年轻，年龄不到几百万年。
毫秒脉冲星是一种非常古老，甚至可能是已经死亡的脉冲星，它在密近双星系统中通过吸积质量获得角动量使自转周期达到毫秒量级，从而获得了第二次生命，或可称其为再生脉冲星。
目前的观测事实是超过三分之二的已知毫秒脉冲星是在双星系统中，超过80%的已知脉冲星双星是毫秒脉冲星。
除了有趣的形成历史，毫秒脉冲星还有广泛的应用，最显著的是用于引力理论的检验。
十年以上的脉冲星测时观测表明，脉冲星周期的长期稳定性，特别是毫秒脉冲星可以与地球上最好的原子钟相媲美。
这些高度稳定的时钟分散在我们的银河系中，远离嘈杂的地球的扰动，这导致了许多令人兴奋的应用，对这些毫秒脉冲星的测时观测可以探测来自遥远星系的低频引力波，还可用于建立脉冲星时间和空间基准，对引力理论进行最严格的检验。
f) FAST发现脉冲星
2018年，FAST首次发现的毫秒脉冲星周期为5.19毫秒。
2021年5月GPPS巡天发表的第一批结果中就发现了40颗毫秒脉冲星，将已知毫秒脉冲星的数量增加了近10%。
目前GPPS发现的毫秒脉冲星数目已经超过80颗，其中J1828+0021的周期仅1.47毫秒，是目前已发现毫秒脉冲星中第3短的周期。
FAST是目前世界上灵敏度最高的射电望远镜，配备的19波束L波段接收机，成为世界上最强大的脉冲星搜寻利器。
FAST进行银道面脉冲星快照巡天 GalacticPlane Pulsar Snapshot survey，GPPS)GPPS计划对FAST可见的银纬士10°内银道面区域轮流进行5分钟积分，首次使得银河系大面积脉冲星系统性搜寻进入微央斯基(uJy)量级的灵敏区域，预期能够发现1000颗左右的新脉冲星，特别期待发现特殊类型高科学价值的脉冲星。
在GPPS巡天的第一批成果中至少有14颗毫秒脉冲星位于密近双星系统中，毫无疑问其中一些将成为检验引力理论的绝佳利器。
g)脉冲星对星际介质的探测
脉冲星不同频率的脉冲信号观测到的到达时间并不一样，高频到的早些，低频到的晚些，这种现象被称为脉冲星的色散。有一些特殊的脉冲星具有非常高的色散。这种色散现象究其原因，是因为星际介质中的热电子导致不同频率电磁波的传播速度不一样。因此对脉冲星色散的测量，可以反推出在其传播路径上电子密度的高低。
h)脉冲星种类
在GPPS巡天结果中，有11颗新发现脉冲星的色散量非常高，如果利用银河系电子密度模型估算脉冲星距离，这些脉冲星应该坐落在银河之外。这说明在这些脉冲星所在的方向上银河系电子密度可能被严重低估了，对当代通用的银河系电子密度模型提出挑战。
i)长周期脉冲星
与毫秒脉冲星相反，有些脉冲星的脉冲周期相当长。2018年利用LOFAR发现的脉冲星J0250+5854，其脉冲周期超过23秒，是到目前为止发现周期最长的脉冲星。基于FAST的GPPS巡天成果中也有这样的新发现。2020年3月，巡天发现了一颗脉冲星J1903+0433，在之后的几个月的多次观测后，确定其脉冲周期超过了14秒，是迄今为止周期第二长的脉冲星。
无独有偶，2021年1月，脉冲星J1856+0211被观测到一系列脉冲，最终得到的脉冲周期约10秒，而且这个脉冲宽度很窄，只有38毫秒。有自旋周期演化的不同脉冲星类别，其自旋周期演化因磁场的不同而显著不同。对长周期脉冲星观测将解决脉冲星周期分布中的一些问题。
j)星海中最新的一座“灯塔”
迄今为止，江坎尽已经发现了超过2000颗脉冲星。近日，钱德拉X射线天文台发现了一个以200万英里/小时（约900千米/秒）运动的脉冲星风星云。顾名思义，脉冲星风星云是包围在脉冲星之外的带电粒子在其核心脉冲星的作用下形成的星云，往往产生于脉冲星形成的早期，也就是超新星爆发的遗迹之中。这个星云的核心是编号为Kes 75的超新星遗迹，早在2000年，研究团队就第一次记录到了它的存在。
超新星遗迹中的脉冲星PSR J1846–0258发出的X射线波段脉冲。这个脉冲星风星云不可思议的运动速度很可能表明，星云正在穿过超新星爆发形成的气态镍铁富集区，这一空间区域密度很低。根据计算，超新星爆发的时间很可能在五个世纪之内。而Kes 75遗迹中的这一脉冲星也因此成为了银河系中人类已知的最年轻的脉冲星。不过，历史上并没有找到与之相关的超新星爆发记录。
(3)中微子探测器
k)南极冰立方测量子引力效应
中微子飞行过程中只会有自身的中微子震荡，不会受其他变化。
如果受到变化，只会受到引力影响。
所以如果探测到这种变化，就说明引力可以对量子反应，就是量子引力效应。
……
IceCube测引力波
l) IceCube证实一项60年前的理论
南极冰立方中微子天文台（IceCube Neutrino Observatory）曾在2016年检测到，外太空的电反中微子（electron antineutrino）以接近光速的速度，携带6.3 PeV的能量，与南极冰川中的电子相撞。
研究者认为，此次碰撞证明了格拉肖共振（Glashow resonance，由物理学家Sheldon Glashow于1960年提出）的存在，即反中微子与电子碰撞可生成W-玻色子，为粒子物理的标准模型提供了新的证据。
目前的粒子对撞机能量级仅约格拉肖共振的千分之一，而星系中心超大质量黑洞的反中微子却具有足够能量，可形成自然“对撞机”。研究者将增进国际合作，将探测器升级为更灵敏的IceCube-Gen2版本，提升·对格拉肖共振的观测能力。
……
做一个反中微子探测器。
m)银河系中微子谱
中微子是一种几乎没有质量、难以捕捉的“幽灵粒子”。与光和引力波一样，中微子也是宇宙的“信使”，它们都能为成若密带来丰富的宇宙信息。
在宇宙中的一些极端环境下，比如大质量黑洞的周围，会产生高能中微子，这些中微子能量要比在恒星内部聚变反应产生的中微子的能量高出数百到数十亿倍。
除了高能中微子之外，这种极端环境还能产生另一种高能粒子——宇宙线。然而，高能宇宙线的起源非常难确定，因为宇宙线是带电的，这意味着它们在太空中的传播路径会被磁场打乱。因此当它们到达地球时，成若密无从推测它们来自何方。
与宇宙线不同的是，中微子是电中性的，所以它们会以直线的方式不受阻碍地穿越空间和物质。因此，假如我们能够探测到中微子到达地球的路径，就能推测出产生了中微子的地方。
但是，要探测这些中微子并非易事。
冰立方中微子天文台是一台“奇怪”的望远镜。它由埋在南极一立方千米冰层中的5000多个光传感器组成，主要目标就是寻找来自银河系和宇宙最深处的高能中微子的迹象。
每时每刻，都有海量的中微子在穿过地球，但只有极一小部分在穿过地球的途中撞上了某些东西。每当发生这样的中微子相互作用时，都能产生微小的闪光，而这些闪光正是冰立方的传感器所要寻找的信号。通过探测到的光的数量和模式，研究人员就可以确定中微子的方向和能量，进而利用能量和方向来找出中微子的起源。
然而，要在冰立方的传感器上识别出由中微子相互作用产生的闪光，是件相当具有挑战性的事。冰立方每秒记录约2600个事件，但这些事件大多来自高能宇宙线，它们在撞击地球大气层时，会稳定地产生中微子。在每年观测到的几十万个中微子中，只有几百个来自银河系内或银河系外。
在此之前，冰立方的研究人员已经发现了两个高能中微子源，都来自银河系之外。其中一个源头来自黑洞撕碎伴星，另一个则来自耀变体。这些中微子距离我们非常遥远，但能量比银河系内的任何中微子都要高。图中显示的是耀变体，它会加速质子（p），进而产生π介子，而π介子又会产生中微子（ν）和伽玛射线。图中的蓝色线条代表了中微子的传播路径，穿过了南极洲；而伽玛射线的路径由粉色线条表示。
不过，江坎尽可以通过一些技巧，从宇宙线中微子和其他宇宙线噪声中过滤出来自外太空的中微子。他们可以根据能量进行分类，更高能的中微子更有可能来自外太空。另外，他们还可以寻找中微子群，因为来自银河系外的中微子往往倾向于聚集在一个地方。最后，研究人员可以从已被其他望远镜探测到的黑洞等暂现天体物理事件中寻找中微子。
在新研究中，研究人员通过将10年来探测到的6万多个中微子数据输入到机器学习算法中，构建出了一幅令人惊叹的画面：飘渺、朦胧的蓝色光芒，向我们显示了银河系中的中微子来源。
科学家认为，宇宙线与星际气体和尘埃之间的相互作用，会不可避免的产生伽马射线和中微子；而从这张图像来看，绝大多数中微子都产生于先前检测到了大量伽马射线的区域，这证实了科学家先前的想法。
这样的结果让物理学家们肃然起敬。此时此刻，我们是人类历史上第一批以光以外的方式看到银河系的人。
n)诺奖得主60年前的预测被证实
2016年12月6日，一个来自遥远星系的粒子以接近光速的速度冲向地球，并抵达南极的冰层。这个粒子被称为反电子中微子，能量高达6.3PeV（1PeV=10¹⁵eV）。在它抵达南极冰盖下的深处后，它撞上了一个电子，并产生一个具有质量的粒子，这个粒子迅速衰变成一系列次级粒子。
埋藏在南极冰川下的千米级“望远镜”——冰立方中微子天文台捕捉到了这次事件——这正是60年前就被预言的格拉肖共振事件。
1960年，正在从事博士后研究工作的谢尔登·格拉肖（Sheldon Glashow）在一篇论文中预言到，一个反中微子可以与一个电子相互作用，当这个反中微子的能量恰好适当的话，它与电子的相互作用就能通过一个共振过程而产生一种当时尚未被发现的具有质量的粒子。
当时尚未被发现的粒子就是W⁻规范玻色子，根据标准模型对其质量的精确预测为80.379GeV，要在实验室中创造W⁻玻色子需要将质子和反质子以最高450GeV的能量撞击在一起。这正是1983年超级质子同步加速器所能够做到的，这一成果也让欧洲核子研究中心（CERN）的物理学家赢得了第一个诺贝尔奖。
不过在当时，他所预计的W⁻玻色子的质量比实际质量要轻得多，并认为这个数值不会大于质子质量。因此他估计所需的反中微子能量只需要约0.9TeV。而最终的事实证明，W⁻比预计的要重80多倍，因此撞击电子的反中微子需要具有6.3PeV的能量，这几乎是欧洲核子研究中心的大型强子对撞机所能产生的能量的1000倍——地球上的任何人造粒子加速器，无论是已存在的还是正在计划中的，都无法创造出具有这么大能量的中微子。
这次所探测到的格拉肖共振事件就是能量极高的一次探测，它是冰立方探测到的第三次能量大于5PeV的事件。
(4)宇宙膨胀修正
o)宇宙膨胀误差
想要知道宇宙膨胀得有多快，就需要测量所谓的天球部常数。
今天，测量天球部常数的方法主要有两种：通过宇宙微波背景测得的天球部常数值为67.4±0.5km/s/Mpc，而通过宇宙距离阶梯得到的值则为73.0±1.0km/s/Mpc。
影响膨胀率的并非测量误差，而是存在其他因素。
这是通过测量造父变星（亮度会呈周期性变化的恒星）来完善“宇宙距离阶梯”而完成的。
宇宙距离阶梯是测量天球部常数的一种最古老的方法。
首先，成若密需要通过视差法来计算银河系中造父变星的距离。然后，成若密会在那些包含Ia型超新星的邻近星系中寻找造父变星，将这些造父变星的亮度与银河系中的那父变星的亮度进行比较，进而估算出邻近星系的距离。最后，在那些遥远星系中寻找Ia型超新星，并将它们的亮度与邻近星系中的进行比较，进而测得遥远星系的距离。通过构建这样一个强大距离阶梯，就可以计算天球部常数的值。
然而，HST利用宇宙距离阶梯所测得的结果，却与普朗克卫星通过测量宇宙微波背景所得到的不一致。一些成若密认为，或许HST的观测结果并不精确，因为对造父变星的测量会随着距离的增加而变得越来越不精确，导致宇宙距离阶梯变得不再可靠。
在过去由大会议天球部拍摄到的图像中，更远的造父变星看起来更像是挤在一起，与介于我们和它们的宿主星系之间的邻近恒星重叠。而之所以会出现这样的情况，是因为随着距离的增加，造父变星的光可能会与邻近恒星的光混合在一起。此外，尘埃的存在还会进一步复杂化可见光波段的测量的精确性。
在新的观测中，JWST沿着宇宙距离阶梯扩大了对造父变星的观测范围。具体来说，JWST将距离范围增加了一倍，将造父变星的样本增加了两倍（超过1000颗），同时将Ia型超新星的宿主星系数量从1个增加到5个，将用于校准的Ia型超新星的数量从1个增加到8个。
这些高清观测结果表明，JWST拍摄的造父变星红外图像与HST的光学数据一致，明确地证实了HST的观测一直是正确的，消除了对误差是由HST的测量导致的的怀疑。
p)遥远宇宙是五倍慢动作？成功测量由于膨胀而导致时间延缓的遥远宇宙!
根据广义相对论，我们推定某运动物体的速度越接近光速，其时间流逝越慢，此效应是被实验所证实的。另外，我们的宇宙是不断膨胀的，离地球越远膨胀的速度越快。
广义相对论推定，运动速度越大的物体，时间流逝越慢。现代宇宙论推定越远的宇宙膨胀速度越快。两者结合推论，我们能看到远方宇宙的某个天体的慢动作。
结合两个要素，我们从地球看向遥远宇宙的时候，远方的天体相较于近处的天体来说，处于一种慢放状态。为了证明这个推论，我们不能只捕捉遥远宇宙一瞬间的图像，而必须捕捉它“实时”变化着的图像。
到目前为止的研究，通过分析亮度变化恒定的“Ia型超新星”，观测到了在138亿年历史的宇宙中，有一半与广义相对论推论一致，存在时间延缓现象。但是，要观测比这还要遥远的，宇宙中的la型超新星是困难的，因此观测更远宇宙中的时间延缓也是无比困难的。在遥远的宇宙发生的且能够被观测到的其他天文现象，由于它的亮度并非恒定，导致观测遥远宇宙在技术层面上就很困难，所以无法证明时间的延缓。
类星体的概念图。中心有超大质量的黑洞，由于大量物质被吸入而发出能量的过程。
悉尼大学的Geraint F. Lewis和奥克兰大学的Brendon J. Brewer组成的大会议天球部，通过解析了初期宇宙中存在的“类星体”观测数据，得到了观测时间流逝的方法。在可视光线中非常明亮的类星体的中心有一个非常巨大的黑洞，黑洞会将大量的物质吸入而放出能量。
从类星体中放出的能量并非恒定不变，而是随着时间的变化或增加或减少，所以类星体会忽明忽暗。如果把这个变化当成用来计时的时针，理论上是可以检测出时间的延缓的。话虽如此，在连续数日中，捕捉类星体的亮度变化却难度不小。
Lewis和Brewer解析了在过去20年里，各种波长的190个类星体数据，来调查类星体的“时刻”。我们暂且还不知道是否能够把类星体的亮度变化作为时钟来使用，并且在过去的研究中，确有失败的案例。
不过，在此次研究中，人们证明了类星体拥有时钟这样的特性。解析结果显示，距今120亿年前（大约宇宙诞生10亿年后）的宇宙与现在的宇宙相比，时间的流逝大概慢了五倍。
当然，早期宇宙的时间流逝看起来慢了5倍，是我们从遥远距离观测所导致的现象。假如，使用时空机穿越回曾经的宇宙，它的时间流逝速度也应该与我们现在的宇宙一样。
然而，我们通过观测证实的时间延缓现象也证明了另一件事。不论是宇宙在持续膨胀，还是遥远的（早期）宇宙存在代表星系的早期状态的类星体，都是现代宇宙论所公认的，但回答——“这是真的吗？”这样简单朴素的问题却没那么简单。此次分析出类星体的亮度实际在缓慢变化，确实证明了早期宇宙有类星体的存在，同时，而我们又用不同的方法证明了宇宙在以相当的速度不断膨胀，这两点都让此次研究变得非常有趣。
(5)蟹状星云标准
q) LHAASO测蟹状星云
蟹状星云的高能观测具有超过30年的观测历史，其光谱在22个量级上有精确的测量，但是此前测量最高能量只覆盖到0.3拍电子伏。
LHAASO这次的测量结果覆盖了从0.0005到1.1拍电子伏的范围，不但确认了此范围内其他实验几十年的观测结果，还实现了前所未有的超高能区（0.3-1.1拍电子伏）的精确测量，这为该能区标准烛光设定了亮度标准。新标准与旧标准相比，能量范围更宽广，向高能延伸了。
为什么测到1.1拍电子伏光子，就能证明存在能力超强的电子加速器？
在LHAASO此前发现的12颗超高能伽马光源中，蟹状星云是两个具有拍电子伏光子发射能力的光源之一，而此次测到1.1拍电子伏光子，提供了2.3拍电子伏电子加速器存在的直接观测证据。
在加速器里（就是一些磁场和电场存在的区域）只有带电的粒子（自然界里最常见的就是电子或质子）才能被加速。当它们被加速到很高能量之后，就会有很大的机会跟周围的物质或光场中的粒子或光子碰撞。
当电子能量很高的时候，撞击一个哪怕能量很低的光子，就能把大约自己一半的能量转移给被撞的光子，就像两颗台球的碰撞。因此，就算是原来光子的能量可以忽略，当它被2.3拍电子伏的电子撞击之后，就变成了1.1拍电子伏的光子了。而这种能量很低的光子无所不在，弥漫在整个宇宙的每一个角落，打开电视机看到的雪花点背景里，就包含这种背景噪音信号。
之前在天鹅座恒星形成区发现了最高能量的光子，是否预示着天鹅座方向有更强的电子加速器？
天鹅座恒星形成区和蟹状星云都是具有拍电子伏光子发射能力的光源，之前在天鹅座恒星形成区发现了最高能量为1.4拍电子伏的光子，但是目前测量结果并不能确定其是电子辐射还是强子辐射，倾向于认为是强子辐射。
LHAASO是由5195个电磁粒子探测器和1188个缪子探测器组成的一平方公里地面簇射粒子阵列、78000平方米水切伦科夫探测器阵列以及18台广角切伦科夫望远镜交错排布组成的复合阵列。
LHAASO采用这四种探测技术，可以全方位、多变量、立体地测量宇宙线或伽马射线在大气层中的反应，并重建它们的基本信息。这次报道的成果充分体现了LHAASO独特的多种探测手段相互交叉检验的能力，确保测量结果的准确性和可靠性。
LHAASO将于2021年7月完全建成并投入科学运行，预期每年可以记录到1~2个来自蟹状星云的拍电子伏光子。未来几年内，更多关于拍电子伏粒子加速的奥秘将被揭开。
r)调整标准模型
“挑战了高能天体物理中电子加速的‘标准模型’”，这意味着什么？
蟹状星云的高能观测历史超过30年，其光谱在22个量级上有精确的测量，结构比较简单，因此可以用简单的电子加速模型对这样一个复杂的光谱做出精确解释，被誉为“标准模型”。
挑战之一：如果这个光子的确是源自一个超高能电子的撞击，那么这个电子的能量就会高达2.3拍电子伏。因为电子在被加速的过程中会不断地“放水”，即把获得的能量泄漏掉，也就是说电子要非常快地获得把能量才能补上漏掉的能量还让自己得到更多的能量，直到2.3拍电子伏。考虑到蟹状星云的物理环境条件，这就要求这个加速过程具有超乎想像的高效率。高到什么程度呢？已经逼近了经典电动力学和磁流体力学的理论极限。换句话说，如果这次测到的光子能量达到3.5拍电子伏，而不是1.1拍电子伏，就意味着这些理论就已经出了问题了！
挑战之二：虽然这个模型在更低的十几个量级上都精确地符合数据，但是LHAASO观测到的超高能波段的光谱，比较明显地表现出偏离了“标准模型”。如果将来的大统计量观测结果证实了这个偏离，那么就需要修改这个“标准模型”了。
(6)望远镜集合
s)望远镜集合
大会议知道，想要实施自己的可以抗衡外星人的计划，需要有一个强大的侦查宇宙的系统，一种强大而准确的太空望远镜。
成若密给雷照看了自己的标准望远镜系统，雷照看到仅仅是一个机房服务器和几台显示器，没有天线阵列和大型玻璃镜天文台这些东西，不解的问，都是软件呀，你的硬件系统呢？
成若密说：“我这些都是借助全世界的天文系统的数据汇总，大会议等机构挑头，开始组建多个的望远镜系统。”
雷照说：“我们能用哪些？”
成若密把望远镜的单子给力雷照看了单子，雷照一看有：
事件视界望远镜EHT，
阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)，
欧洲甚长阵列干涉仪网络EVN，
东亚甚长阵列干涉仪网络EAVN，
超长基线阵列VLBA (NRAO)，
全球毫米波甚长基线阵列GMVA，
天球部大会议天球部，
尼尔·格雷尔斯雨燕天文台，
钱德拉X射线天文台，
核光谱望远镜阵列NuSTAR，
费米伽马射线太空望远镜，
高能立体视野望远镜H.E.S.S，
大气伽马射线契伦科夫望远镜MAGIC，
高能射线望远镜阵列VERITAS，
美国国家航天局大会议，
欧洲空间局ESA。
成若密表示，不仅仅需要结合以上望远镜的数据，还需要有一些更强的处理能力，这些都需要对宇宙中很多天体现象足够了解才行。
雷照看着机房的显示屏上现实这复杂的天文计算系统，疑惑的说：“这么多的望远镜，你能用得过来？”
成若密说：“联合观测未来天文学的趋势，只用一种天文望远镜是难以印证很多重要数据的。比如一个伽马暴，你要看伽马射线、X摄像和无线电等数据，一种望远镜难以实现这些。需要有费米太空望远镜，地面阵列和其他的射电望远镜才行。所以以后天文学的未来就是多数据，单目的。”
t)创新引领中国天文光学仪器的发展
仪器主要有：
（1）光学天文仪器——光电等高仪、天顶筒、太阳色球光球望远镜、太阳塔、太阳光谱仪、日食光谱仪、太阳精细结构望远镜、太阳磁场望远镜、1.26米红外望远镜、1.56米望远镜、2.16米望远镜、多通道太阳望远镜、低纬子午环，人造卫星激光测距仪系统、6米大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜LAMOST（郭守敬望远镜）、1米真空太阳望远镜NVST、太阳多波段爆发望远镜ONSET；1.2米近地天体望远镜、南极巡天望远镜CSTAR和AST3；
（2）射电天文仪器——氢原子钟、小铯钟，守时型铷喷泉钟，基准型铯喷泉钟、光学频率原子钟；密云多天线太阳射电干涉仪、米波综合孔径射电望远镜、13.7米毫米波射电望远镜、中国甚长基线干涉测量系统VLBI、65米射电望远镜（天马）、明安图射电频谱日像仪MUSER、500米球面射电望远镜FAST（天眼）；
（3）空间天文仪器——暗物质探测卫星DAMPE（悟空）、硬X射线调制望远镜HXMT（慧眼）、太阳Hα光谱探测与双超平台科学技术试验卫星“羲和号”，以及今年10月初发射的先进天基太阳天文台ASO-S……一批地面光学、射电和空间天文仪器在研制或预研中。
天体测量仪器的代表是光电等高仪、人造卫星激光测距仪系统和低纬子午环；
太阳物理观测仪器最典型的是太阳磁场望远镜、太阳精细结构望远镜，1米真空太阳望远镜NVST；
天体物理观测仪器最突出的是2.16米望远镜和大天区面积多目标光纤光谱望远镜LAMOST。
将光电记录方法用于棱镜等高仪观测的建议，但苏联学者巴浦洛夫认为是非常困难的。
对称视栅光电方法来记录等高仪中双像星过等高圈时刻的原理的创新的等高仪方案。
II型光电等高仪。
太阳磁场望远镜是北京天文台艾国祥创新提出的太阳观测仪器。主要特点是在Lyot滤光器上加电光晶体调制进行磁场测量，可以进行磁场的纵场和横场的测量，并用太阳光球和色球两条谱线进行双层次磁场和速度场视频测量。同时期的其他国际同类仪器都只用一条谱线，只能观测到太阳光球的磁场状态。
中国的太阳物理学家利用太阳磁场望远镜获得了大量世界一流的太阳光球矢量磁场和色球磁场、速度场资料。
2.16米望远镜1989年建成后到2008年是国内最大的光学天文望远镜，是我国天体物理观测出了很多成果的仪器。包含折轴系统和卡塞格林系统。苏定强提出了一系列新的折轴系统，其中的一种成功地用于2.16米望远镜的光学系统中，使2.16米望远镜成为国际上第一架卡塞格林焦点与折轴焦点共用同一块副镜的望远镜，被美国成若密亚丁·迈内尔（Aden Meinel）命名为SYZ中继镜折轴系统，这种折轴系统同时也形成了一种优秀的三镜系统，将用在中国12米望远镜中。
2.16米光学系统中的卡塞格林焦点改正镜的设计，象质显著超过了当时国外的同类设计，是用苏定强和王亚男在1972年发展的评价函数的算法编写的国际上最早之一的光学自动优化设计程序设计的。此算法当时在国内被质疑，但90年代至今已在国际、国内普遍采用。由于这种评价函数的算法和计算机运算速度的提高，目前已经可以计算优化更多更好的天文望远镜光学系统。2.16米望远镜于1998年获国家科技进步一等奖。
LAMOST是超大规模光谱观测，改变国际上获得有缝光谱的天体数目实在太少的状态。为此，需要打破常规获得一架大视场兼备大口径的望远镜。主动光学方法产生镜面曲面形状连续变化的常规光学不可能实现的光学系统，苏文中的例子之一就是将一个Arecibo型望远镜的工作区（照明区）实时改变为抛物面或双曲面，创新地解决了大视场望远镜（反射施密特系统）口径做不大的难题。具体是：LAMOST球面主镜固定，由反射改正镜跟踪天体，观测中通过主动光学将反射改正镜连续地变形为一系列不同的非球面，实时校正天体光入射角的连续变化引起的不同的球差，相当于形成一系列不同参数的望远镜光学系统。这是与国际上用主动光学来仅维持大镜面形状的望远镜不同的。LAMOST中最难的是，主动变形镜既是薄镜面又是拼镜面，且有两块大的拼接镜面。大望远镜的核心关键技术——主动光学技术。
LAMOST最大的镜面6.67米×6.05米，光经过的两块大镜面后，整个工程规模相当于一架8米的望远镜。LAMOST的视场5度，焦面直径1.75米（是至今最大的望远镜焦面）。LAMOST团队创新发明了并行可控双回转臂机器人光纤定位新方法，可快速精确定位大焦面上的4000根光纤（目前的技术已可放1万根以上），连接16台光谱仪，每次观测可获得最多4000天体的光谱。LAMOST在视场、口径、光纤数三项最重要的天体光谱巡天指标上均占据国际领先地位。2012年至今LAMOST已经获得2000多万天体的光谱，天文在银河系结构与演化、恒星物理等研究领域走到了国际前沿
12米光学红外望远镜
u)射电天文学的先驱——绿岸天文台的前世今生
43米望远镜，目前它依然是全世界最大的自带赤道仪的望远镜。
这种望远镜可以避免地球自转的影响，并在持续变化的天空中追随指定的天体。
1969年，这台自带赤道仪的望远镜发现了首个存在于星际中的复杂有机分子：甲醛。
这一化学物质的发现意味着即使我们从未观测到地外生命，但生命的“配方”随处可见。国家射电天文台声称，该望远镜已经发现了近半数的释放厘米级电磁波波长的分子。
现在的绿岸天文台的地标是直径100米的GBT。
8000平方米的采集面积使得GBT能够捕捉到宇宙中最细微的低吟，并通过这些信号来分析宇宙中最古老、最不可思议的现象。
整个设备重约7700吨，高达148米，比自由女神像还要高。
望远镜镜面由数以万计的，能够自我调节的面板组成。如此大的镜面所受的重力影响是巨大的，每隔一段时间，镜面都会因为重力而向下塌陷一些。这时，所有面板就会随着引擎调整自己的位置，从而将整个镜面维持在完全平滑的位置上，误差不超过五个头发丝！！！！这样的精准度使得望远镜的能在2.6毫米到3米的波长下维持超高的敏感度。
国家科学基金会在绿岸天文台的负责人总结道：“GBT已经给天文学带来了翻天覆地的变化。比如，最近NANOGrav团队使用这台望远镜发现了著名的超大质量中子星，这一新发现让我们更好地了解恒星坍缩到中子星还是黑洞的边界。”
另一位绿岸天文台的负责人洛克曼同时提到了GBT发现的两颗脉冲星。他将这些发现归功于望远镜的独特设计以及在天文前沿领域的无比能力。
天文台的未来发展方向之一便是回归它建造时的初衷——寻找地外智慧生命。由亿万富翁尤里·米尔纳斥资一亿美金的突破聆听项目是迄今为止最大的搜寻地外文明的计划，而GBT在该计划里起到了不可替代的作用。就在2019年，突破聆听公布了100万GB的观测数据。尽管目前还没找到智慧文明的迹象，但这仅仅是探索路上的一个小小里程，未来存在无限可能。
v)超导探测器
伴随着超导电子技术的发展，超高灵敏超导探测器趋于成熟，并一步一步地改变着人类探索、理解宇宙的方式。
超导隧穿结混频器被用在XMM-牛顿大会议天球部研究超新星、黑洞和超致密中子星；
超导热电子混频器被应用在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列望远镜来探究宇宙的伊始、星际介质、行星恒星的形成。
1938年，美国物理学家Andrews利用超导体在转变温度附近剧烈的电阻变化现象制造了超导转变边沿探测器，并实现了红外辐射和阿尔法粒子的探测。
20世纪40年代只有场效应管可以测量极微弱电压，因此超导转变边沿探测器只能通过电流偏置的方式工作，导致其只能正反馈工作在一个不稳定的状态，无法实现大规模应用。随着约瑟夫森效应的发现和超导量子干涉仪的发展。
1996年，美国科学家Irwin等人将这个可以精准测量电流变化的新型放大器使用在超导转变边沿探测器上，成功解决了上述问题，实现创纪录的3E-18W/√Hz超低噪声探测器，将人们对宇宙的探测带入超弱信号探测的新时代。
2010年开始，我国阿里原初引力波望远镜，南极望远镜，美国西蒙斯天文台等都开始使用超导转变边沿探测器精准探测宇宙微波背景辐射来寻找宇宙大爆炸产生的原初引力波以探索宇宙的起源与演化。
2003年，美国科学家Zmuidzinas等人利用超导薄膜吸收光子后产生准粒子改变其表面阻抗的效应制造出了与超导转变边沿探测器同噪声级别的微波动态电感探测器，因其独特的大规模阵列加工及读出前景，引起了天文探测领域学者们极大的关注。
2018年，紫金山天文台史生才院士等人研发出了千像素高性能太赫兹微波动态电感探测器，将用于南极DATE-5望远镜。
同年，NIST为LMT望远镜开发了4000像素动态电感探测器。
微波动态电感热辐射计的研制尝试。与传统微波动态电感探测器运用光子激发准粒子的机制不同，动态电感热辐射计利用金属天线活吸收体将光子能量转换成声子能量进而改变超导体的表面阻抗实现光子能量的读出，因此它的设计灵活度更高可以匹配更大波长范围的探测需求（如红外、可见光、X射线等）。
前期测试结果展现出了较高的探测器良率，整体噪声性能符合预期但仍有上升空间。近几十年超导探测器技术的进步大幅提高人类观测宇宙中的遥远天体、快速射电暴、暗物质和暗能量等的能力，将为人类理解宇宙的起源、演化和结构提供关键线索，为人类进一步揭开宇宙的面纱、探索宇宙的奥秘打下坚实的基础。
w)拉格朗日点的大会议天球部
除了以上的望远镜以外，成若密还在了解着新的望远镜计划，毕竟一个高精度的望远镜比10个平庸的望远镜更为重要，而韦布大会议天球部（JWST），让成若密也开始充分的开始注意起来，因为它要部署在拉格朗日点。
JWST是HST的后继者，HST是在地球轨道工作的，而JWST在日地第二拉格朗日点工作。
当然，这些并不是免费的午餐。跟拉格朗日发现的L4点和L5点不同，欧拉先发现的三个平衡解L1、L2和L3是不稳定的。如同一口倒扣着铁锅的顶部，可以小心翼翼把一个小球摆放住，但只要旁边有任何一点风吹草动，小球就会义无反顾滚下去。
好在详细计算表明，让航天器在一定距离处环绕拉格朗日点做运动，仍能保证一定的稳定性。环绕日地L2点，这个距离通常选取为数十万千米，避免航天器进入无法获取太阳能的地球阴影区。相应的轨道远非椭圆，而或是周期性的非平面晕轨道，也可以是三维形状复杂的拟周期的利萨如轨道。但是，三体问题本质上的非线性决定了，这些解仍然只是准稳定的。就日地拉格朗日点而言，出现明显不稳定性的时间尺度短至大约3个星期。因此，每过一段时间，就必须对航天器的轨道运动加以修正。相对昂贵的发射和入轨，复杂的轨道设计，定期消耗燃料的轨道位置保持，都是必须付出的成本与代价。
成若密认为，只有把望远镜放在这个地方，受到的干扰才最小，收集到的数据才最有价值。
x)韦伯望远镜是怎样校准镜片的
美国宇航局的詹姆斯·韦伯太空望远镜正在校准构成其巨大主镜的18个单独的镜片。
为了眺望宇宙深处，詹姆斯·韦伯太空望远镜正持续地微调其镜片。
望远镜即将到达它的目的地——拉格朗日L2点，有足够时间将这些镜片校准对齐。
在发射之前，镜片都由销钉固定在卡槽中，这样可以提供额外的支撑。
现在，每块镜片需要向外展开12.5毫米，以使销钉从卡槽中脱离。这将为镜子提供一定的活动空间，并让它们在起始位置准备好校准对齐。
大会议工程师在1月8日的直播新闻发布会上表示，校准镜片是一个长达数月的漫长过程，需要产生几个模糊和“丑陋”的测试图像，以确保一切都按计划进行。
我们有18面镜子，我喜欢把他们想象成在屋子里的一群嘈杂的歌手，都在唱自己的，
我们必须让他们像合唱团一样工作，这是一个颇为繁琐的过程。
佩林补充说，这个过程需要一些耐心，特别是考虑到镜子可以在很高的精度进行调节。最终调整镜片的幅度可小至10纳米，仅为人类头发直径的万分之一。他补充说，但初次调整不会那么精细，只有大约一厘米。
韦伯的镜片控制系统一次只能移动一个动作器——即调整镜片的装置，以降低系统电子设备的复杂性，并确保安全性（因为操作单个镜片比操作多个镜片更容易监控）。动作器是一些微型电机，允许项目团队调整每一个镜片。
韦伯必须应对的另一个主要因素是热量，因为望远镜需要极冷的环境才能对红外线波段进行观测。
为了限制从动作器电机散发的热量进入高度冷却的镜片，每个动作器一次只能运行很短的时间。因此，每个镜片的12.5毫米移动都会被动作器分成许多的短动作。
韦伯在大会议戈达德太空飞行中心的任务运营中心将校准执行指令发送到望远镜，整个过程在地面的监督下运行。佩林说“即使是全速运行，也大约需要一整天的时间才能将所有镜片移动1毫米。这与草生长的速度大致相同”。
随着韦伯继续调整其镜片，望远镜的镜片和各项仪器将继续通过自然辐射冷却。该望远镜的下一次重大演练项目将于1月23日进行，届时任务团队将执行发动机点火并飞向太空中称为拉格朗日L2点的最终“停车泊位”，这是太空中的引力稳定点。韦伯终其一生中都会在这个位置绕太阳运行。
y)世界巨眼-方公里阵（SKA）射电望远镜
SKA由三套独立的设备组合而成，它们是分别工作在不同频段的三类天线阵列：
（1）碟型天线阵。约2500面15m口径反射面天线构成综合孔径阵列（DishArray），覆盖频率350MHz-20GHz，每个天线将配备5个单波束馈源SPF（Single PixelFeeds）。将建于南非台址，未来扩展至南部非洲的8个国家。
（2）低频孔径阵。在50-350MHz频率范围，130万个对数周期天线单元组成约5000个直径约35m的稀疏低频孔径阵列LFAA（Low-FrequencyAperture Array），每个子阵由256个天线组成。将建于澳大利亚西澳州的台址。
（3）中频孔径阵。在350MHz-1.45GHz频率范围，由250个直径约60m子阵组成致密中频孔径阵列MFAA（Mid-Frequency Aperture Array），形成超大视场的观测能力。台址位于南非。鉴于成本等因素，中频孔径阵在SKA1阶段暂不建设。
基于上述性能指标，SKA将同时具备如下几大领先技术，并有望统治国际射电天文未来几十年的发展：超大接收面积。SKA接收面积达平方公里级，比目前最灵敏的射电望远镜阵JVLA（Jansky Very Large Array）和LOFAR高50倍。将极大提升望远镜探测能力；超大视场。SKA具有极大的观测视场，能对1，000，000个星系和瞬变现象成像，其快速搜寻能力将达到JVLA的10，000倍以上。超宽频率范围。SKA低频孔径阵覆盖了频段50MHz-350MHz，碟型反射面天线阵频段为350MHz-20GHz（未来可能升级到20GHz以上），具备在多频段同时进行观测和成像的能力；超高分辨率。百公里低频基线和千公里高频基线阵列分布，使SKA具有对致密天体的精细结构进行成像的能力，拥有毫角秒级的分辨本领。
另外特别值得一提的是，作为一套全新概念的望远镜，SKA也将成为世界上最大的一套IT系统。SKA集超大视场、超高灵敏度、超高分辨率、超宽频率范围这些卓越性能于一身，则意味着难以想象的超大信息量和数据量。当SKA睁开巨眼看宇宙时，被它“一网打尽”的宇宙信息量如此之大，以致其每秒产生的数据量，比当今全球英特网的数据流量总和还要高。
2.整合国内现有射电力量，在中国SKA首席科学家武向平牵头下，逐步形成11个SKA科学团队：
（1）宇宙黎明和再电离探测
（2）中性氢巡天和宇宙学研究
（3）脉冲星搜寻
（4）脉冲星计时和引力检验
（5）宇宙磁场探索
（6）星际介质物理
（7）暂现源探测
（8）AGN和黑洞
（9）中性氢星系动力学和星系演化
（10）生命摇篮
（11）超高能宇宙线和中微子探测
z)正筹划在月球上建设巨型望远镜
科学家打算在月球表面建设一个“终极大望远镜”（Ultimately Large Telescope， ULT），这种望远镜将使用旋转的液态反射镜，期望可以看到宇宙中第一批恒星发出的光。
科学家认为，这些被称为星族III (“Population III”)的第一代恒星诞生于原初的“超小晕”中，当时宇宙只有2亿年的历史。肖尔说，这些小星系是正常星系的“迷你”版本。在这里，最早的一批恒星凝聚成型并熊熊燃烧，照亮了黑暗的早期宇宙。
aa)天球部太空望远镜
浓密的大气层对于地球上一切生物来说，是必不可少的，但对于天文观测来说却是很难对付的“天敌”。来自宇宙的紫外线、大部分红外线、X射线、γ射线等各种电磁辐射，不是被它吸收得一干二净，就是被反射得无影无踪。
独有可见光、射电波和一部分红外线，可以透过大气层而到达地面。此外，大气抖动的存在、城市烟雾和灯光的影响以及气候条件的限制，也使得地面上的天文观测的效果很不理想。
一位美国科学家说得好：“在地面上观测恒星，就像从湖底去看飞鸟一样困难。”
成若密早就想从地球大气层之外去观测宇宙了。1976年，美国国家航空航天局制定了一项研制大会议天球部的宏大计划，并确定由马歇尔航天中心负责该望远镜的研制和发射。1981年，专门成立了大会议天球部研究所，该所有40名科学家，当大会议天球部进入太空后，他们将从那里指挥它的运转。
这台全长12.8米，镜筒直径4.27米，重达11吨，以美国成若密天球部的名字命名的望远镜，由光学部分、科学仪器、辅助系统等几部分组成。
光学部分采用卡式反射系统，主镜口径为2.4米，能接收波长为115纳米～1毫米的电磁辐射。主要科学仪器有：一台广角照相机，可把大片星空摄入镜头；一台暗弱天体照相机，能够探测到28～29等的暗星；两台高分辨率摄谱仪，用于测量辐射源的能量波长；高速光度计，用于高速测光。这些设备都是插入式的，更换仪器非常方便，抽出来插进去就行了。辅助系统包括电源、通信、数据处理和环境控制、遥测等部件。两块长达11.8米、宽2.3米的太阳能电池帆板，向大会议天球部提供能源，总功率为2.4千瓦。
天球部大会议天球部运行在数百千米以上的地球轨道，摆脱了地球大气对天文观测的一切干扰，因此它的威力将远远超过地面上所有的光学望远镜。
在目前正在运转的地面光学望远镜中，美国帕洛马山天文台的口径5米海尔望远镜是最好的，可观测到数十亿光年之远的天体。
大会议天球部口径虽只有2.4米，却能观测到140亿光年之遥的天体。
海尔望远镜只能观测到暗至23等的星，相当于看到3千米之外一支蜡烛的亮度。
而大会议天球部能够观测到暗至29等的暗弱天体，相当于看到500千米之外一支蜡烛的光。
重要的是大会议天球部所提供的图像清晰度是地面观测的10倍。
成若密正希望从天球部大会议天球部“身”上，为许多“不解”之谜找到答案，如宇宙有多大？年岁有多老？有没有起始和终结？对黑洞和类星体的观测会不会揭示出物理学上的新定律？在外层空间是否还有其他未知的天体？星球是怎样形成的？是否有像太阳系一样的其他行星系？
ab)“悟空”号发表暗物质线谱结果
弱相互作用大质量粒子（WIMP）是暗物质粒子模型中的重要候选者，一些模型预言WIMP暗物质粒子湮灭或衰变可以形成GeV-TeV能区的谱线。
近年来，科学家利用费米卫星观测的银河系中心、星系团和矮星系等多个区域的伽马射线数据搜寻GeV-TeV的线谱，限制了暗物质的参数空间。
近日，“悟空”号暗物质粒子探测卫星的首个伽马射线数据分析结果发表在《科学通报》上。基于此前5年的观测数据，“悟空”号合作组在10 GeV到300 GeV的能区内进行线谱信号搜寻，对暗物质湮灭截面的上限和衰变寿命予以了强的限制。
分析显示，“悟空”号在接受度只有费米卫星的1/10的条件下获得了和费米卫星相当的限制水平。
在暗物质衰变情形中，“悟空”号在100GeV以下能区比费米卫星强1倍左右。该结果证明了高能量分辨探测器在暗物质搜寻方面的发现潜力。
ac)美国海军天文台UCAC
就像之前的六分仪、象限仪和子午环等天体测量仪器被照相底片测量技术取代一样，自1980年代开始，照相底片逐渐从天文学中消失，超高灵敏的电荷耦合器件（Charge Coupled Device，CCD）在天文观测中得到广泛应用，以其可重复记录、灵敏、快捷、精确等优点为天体测量带来了一场革命性的变化。
在观测波段上，从可见光波段逐渐拓展到其他波段，如紫外和红外波段等。这其中，美国海军天文台的UCAC(U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalogue)系列天体测量巡天项目引领了这一新浪潮。在近红外领域也进行了类似的巡天观测，特别是由马萨诸塞大学领导的2MASS(Two Micron All Sky Survey)红外天巡天观测，2MASS虽不是专门的天体测量巡天观测，但其发表星表的位置误差被天体测量人员校准到了其测量能力的极限。