出品| 新浪科技《科學大家》

　　撰文| 張帆 北京師范大學天文系副教授

　　在我們的宇宙中存在著諸多性質極端的天體，是生活在一個溫度、密度、電磁場強度等環境參數均只在狹小溫和范圍內變動的、距離太陽第三遠的一塊石頭上的人類很難想象的。例如黑洞的存在就曾被科學家們廣泛質疑，認為其只是在不現實的極度對稱情況下廣義相對論的病態解，在宇宙中并無法真實生成。著名天體物理學家錢德拉塞卡就曾因宣稱質量過大的恒星死亡后的遺骸無法以白矮星形式存在，需要坍縮成黑洞（后來知道其實也可以變成中子星），而被愛丁頓爵士（第一個觀測證明廣義相對論的人）等在公開場合挖坑嘲笑，可能在一定程度上導致了其棄英投美。直到后來二十世紀六七十年代相對論的黃金時代時，彭羅斯證明了奇點定理，顯示黑洞的形成條件相當普通、在宇宙中普遍存在后，黑洞才真正作為一個天文課題登臺亮相。此后，觀測專家通過跟蹤黑洞附近天體的運動軌跡等方法間接證明了黑洞的存在，造成霍金輸掉與基普索恩的賭局，必須為后者訂閱情趣雜志。

　　奇妙的天體：中子星

　　在基本確認我們附近沒有黑洞會在近期內毀掉地球，放心以后，科學家們就開始躁動，想要利用黑洞之類的極端天體做我們在地球上無法做到的實驗，來摸索操縱宇宙演化的物理規律。例如，黑洞就是研究引力理論、探討廣義相對論是否需要修改的極佳探針（例如弦理論會在廣義相對論之上再增加只在引力極強時才顯現的陳省身-賽蒙斯和高斯-伯內特修正；注: 賽蒙斯后來去撈錢，成立著名的對沖基金Renaissance Technologies）。但是由于黑洞無毛猜想（三個數就足以描述獨立存在、不隨時間變化的黑洞）等的限制，黑洞在除去引力以外的物理現象上相當乏味。幸運的是，中子星出現了。這個奇妙的天體同時具備超強磁場、超高密度、超強引力（其半徑僅幾倍于等同質量黑洞的事件視界）等特點，是我們研究引力、核物理、超導和超流體、等離子體物理，及其相互耦合的極佳實驗室【1】。

　　中子星的存在早在中子被發現之后的兩年內（1934年）就被著名的天才天體物理學家弗里茨茲威基（也是最早察覺到暗物質存在的人）協同同事巴德預測，并隨后在1967年被以脈沖星的形式觀測到（詳見下文）。任何一個天體要能夠在太空中穩定存在，必須要有由內向外的壓力抵抗向內的引力，撐住星體內的物質阻止它們全部跌落到恒星中心，坍縮成一個奇點。在普通的恒星里，這個壓力是由核聚變反應提供的。較輕的原子核結合逐漸生成越來越重的原子核，并釋放出能量，造成氣體熱壓力（就如加熱一個封了口的瓶子中的氣體會增加壓力，導致瓶子炸裂 -- 請勿模仿）和光壓（光子的動量傳遞給與其作用的原子等；質量越大的恒星中光壓相對于氣體熱壓力越重要）。但這個過程在較小恒星（如我們的太陽）中會由于核心溫度過低無法聚合碳和氧而最終停滯在這些元素上。外面的包層剝離后留在中間的、沒有再繼續核聚變的碳氧核就是前面提到的白矮星。

　　中子星是如何形成的

　　沒有了聚變提供的壓力，白矮星必須依靠一種叫做簡并壓的量子效應撐住自己。在星體中，電子可以占據的能量層級像梯子一樣排開，而電子作為費米子有相互間的排他性（泡利不相容原理）使得梯子的每一層只能容納兩個電子。這意味著電子們不能全擠到最下面能量最低的一層，必須占據一些上層。如果白矮星的體積遭到壓縮，能級梯子層間的距離就會增加，上層的能量、進而所有電子的總能量隨之提高。換言之，要想壓縮白矮星，必須有外力使勁對其做功。同時要有一個星內向外的壓力與這個外力對抗，這樣外力才能使得上勁。這個壓力就是簡并壓。上面提到的錢德拉塞卡的貢獻就是算出電子簡并壓最多能支持約1.4倍太陽質量的白矮星。

　　但是宇宙里存在質量很大的恒星（我們特別關注約8到25倍太陽質量的恒星；質量更大的恒星死后將形成黑洞），能一直聚變到鐵（見圖1），但再重的元素由聚變形成時就需要吸熱而不是放熱了。所以這些恒星最中間形成的鐵核不再有聚變釋能提供支撐，需要上面講的電子簡并壓來協助支撐。但是這類恒星中間極大的壓力會促使電子與原子核中的質子結合生成中子，造成電子數量損失，搗亂簡并壓工作機制，導致鐵核對抗不住引力開始坍縮【2】。鐵核外面較輕元素組成的包層也隨之以自由落體樣向中心跌落。當鐵核體積減小到一定程度時，所有的原子核都變成臉貼臉，暨中子（和一些剩余質子）緊密排列，使得整個巨大“鐵”核（此時當然已經沒有獨立鐵原子核了）的密度甚至超過正常原子核的密度。這時，中子（和質子）這些核子之間的強相互作用力會變成斥力，鐵核又能被撐住了。更甚之，坍縮過程中集聚的巨大動能最初使鐵核縮至小于此平衡體積，隨后再反彈，并與外面還在下落的較輕元素包層相撞，激發出外行的沖擊波，將恒星外層物質拋離（遠處的觀測者此時將看到恒星爆炸了，暨超新星暴發）。留下的那個重新被撐住的核就形成了中子星。它的最外層有一個類似鐵晶體的極其光滑的殼；更靠里面的散落中子形成超流體（無粘滯），剩余的質子形成超導體（無電阻）；而最核心、壓力最大處的物態我們并不知道，有可能是組成中子和質子的夸克都被它們更重的親戚替代，又或者中子和質子干脆都被“擠碎”了，由其中散落出來的夸克直接形成夸克-膠子粥。

　　超新星暴發

　　這個極度簡化的恒星爆炸圖景描述的是一類超新星暴發，其中值得提到的細節有三：

　　其一是那個炸開恒星的沖擊波。它在向外傳播過程中會打碎仍在下落的那些物質的原子核，繼而損失能量。所以沖擊波會喪失沖勁而呆滯。如何將此沖擊波重新激活，成功炸出超新星是現今數值天體物理想要解決的核心問題之一。主流的想法是在“鐵”核重新被撐住之初釋放的巨量中微子可以賦能沖擊波，催其復活，但這個過程需要在沖擊波后方形成合適的湍流以協助俘獲中微子（中微子很難與物質反應，極易不傳遞能量給沖擊波就自己直接跑掉了），而湍流的數值模擬極其復雜，對模擬的精度和模擬中假設的對稱性等尤其敏感。

　　其二是炸出的物質。它包含了元素周期表中眾多較輕的、生命所必需的元素（見圖2），所以才有了我們都是星塵這樣的說法。而較重的元素可以由“快速中子俘獲”過程產生，暨在中子極豐富的環境中多個中子很快的進入原子核，迅速增加其核子數量。之后通過弱相互作用，部分中子衰變成質子，變胖的原子核也隨之蛻變成還是很胖但穩定的同位素。這個過程早前被認為有可能主要在上述超新星暴發的環境中展開，但后來尤其是電磁與引力波協同觀測的證據顯示更適宜它的環境也許是由兩個早已形成的、處于雙星系統中的中子星最終相互撞擊創造的，因為其間會拋擲出大量自由中子（見圖3）。

　　其三是關于那個最終撐住中子星的斥力。讀者在科普讀物甚至一些課本中可能讀到中子星是由中子簡并壓支撐的，也就是把我們上面描述的電子簡并壓中的電子換成同樣是費米子的中子。這是不正確的。中子簡并壓只能支撐至多0.7倍太陽質量的中子星【3】，但我們觀測到的中子星已經有超過兩倍太陽質量的了。實際是需要更復雜的強相互作用來提供這個斥力。但是真正嚴謹計算大量核子之間的強相互作用并非兒戲，我們只能用唯相模型（半猜測地引入大量簡化進行計算，并加入需由與實驗數據擬合確定的可調參數）來描述。反之，通過觀測中子星性質而確定的唯相模型參數也可以被用于理解地球上人造的核物理過程，例如炸彈（這也是為什么美國能源部經常資助中子星研究）。這是研究中子星物態方程（壓力與密度關系）的主要動力之一，而最直接的研究方法是確定中子星的質量和體積，因為較軟（同等密度壓力較?。┑奈飸B方程導致同等質量下中子星密度更大，體積更小。但中子星大小較難通過觀測確定，所以現今另一個努力方向很受重視。具體方法是通過研究中子星受一個伴星的引力影響產生潮汐形變時可能發生的運動軌道改變、甚至解體等現象（見圖3）。伴星可以是另一顆中子星，或能造成更強潮汐作用的黑洞。這就是為什么天體物理學界翹首企盼引力波探測器在一九年重新開機后能聽到黑洞-中子星并合事件。另外，兩顆中子星并合當時及其后短時間內的劇烈演化更是可以提供大量關于物態方程的細節信息【4】，所以建設適合探測這些信號的、較之現有設備對更高頻段（千赫茲） 敏感的引力波探測器也是當務之急。

　　除去能夠幫助我們理解核物理，中子星更能展示給我們超強電磁場的一些特性。死后變成中子星的那個體積巨大的原始母星本身是擁有磁場的，而磁通量在超新星暴發過程中近似守恒，所以最終濃縮在體積很小（半徑僅十公里左右）的中子星周圍的磁場密度（場強度）極大，能達到上億特斯拉左右。更有甚者，有一類中子星在形成過程中會有發電機效應（地球磁場就是這個效應的更弱版本提供的）制造出高達上千億特斯拉的極端磁場。與之相較，我們日常生活中能接觸到的最強磁場是在做核磁共振時的僅一個特斯拉左右。中子星外面這樣強大的磁場會在動態演化（例如由中子星轉動造成）時制造感生電場，而電場繼而加速帶電粒子至極高能量并發射同樣高能的光子。當光子能量超過一對正負電子（正電子是普通電子的反物質鏡像）的總靜質量時便會通過量子電動力學過程制造這些帶電粒子（這是一個能量轉化為質量的過程；大家熟知的E等于mc方是指能量等同于動質量，而動質量除去包含靜質量貢獻外還包括了動能等，所以靜質量與能量之間的互相轉化與“能量等同于質量”的通俗說法并不沖突）。新生的帶電粒子又再被電場加速后發射光子，周而復始，像雪崩一樣使得中子星周邊被由電子和其反物質組成的等離子體充滿。這樣奇妙的環境神似我們在地球上試圖利用可控核聚變發電時造出的托卡馬克容器中的情況，但是更極端（也更簡單、便于研究一些，物理中經常是越極端越簡單，因為常常有一種能量可以蔑視群雄，造成其它因素可以被忽略），所以有可能誕生出強大的、我們在地球上能夠觀測到的信號。

　　果然，我們現在知道最起碼有一部分的中子星會向其磁軸（磁場的對稱軸，見圖4左）附近的角度內發射射電信號（無線電和微波），能夠被諸如我國FAST的射電望遠鏡（見圖6右）看到。由于脈沖星同時還在繞其旋轉軸轉動，它的發射椎就像燈塔一樣每隔一陣時間才掃到地球一下，所以我們觀測到的信號像脈搏一樣一跳一跳的（見圖4右）。在貝爾和她的導師休伊什在20世紀60年代最早發現這樣信號的時候，還以為其源頭是一個一閃一閃的脈動的星星，所以當時新聞發布會上的一個記者給它起了個很酷炫的名字叫脈沖星。

　　脈沖星V.s中子星

　　我們今天公認脈沖星就是中子星（嚴格的說，只管那些能被射電望遠鏡以脈動信號形式觀測到的中子星叫脈沖星，其它中子星，如那些發射錐掃不到地球的不這么叫），而休伊什也借此獲得1974年諾貝爾獎。貝爾則因為在做出發現時仍是學生而沒有得獎（當年只有兩個人得獎，而每年最多是可以有三個人的），但眾人揣測更有可能是因為她是女生。半世紀后，我們的社會已經進步了許多（貝爾于2018年終獲基礎物理突破獎，獎金兩百三十萬美元，多于諾貝爾獎；貝爾已將獎金全部捐出，幫助女性、少數族裔和難民身份的學生研習物理），但中子星如何發射射電信號的具體機制仍然沒有定論。大部分的理論揣測依賴于在等離子體中暴發的不穩定性，但難點在于發射出強大射電輻射這件事本身就會從源頭處攫取能量，反過來抑制不穩定性使其無法達到所需的烈度（當然也有模型避開不穩定性，如筆者的提議【5】）。

　　大航天時代：脈沖星導航

　　繼續研究中子星周邊的電磁過程，搞清射電輻射和后續信號傳播過程中的細節有著非?，F實的意義，是人類征服臨近宇宙，不必拖著地球去流浪（我就蹭熱度了，咬我）的核心步驟。一如指南針的發明和傳播解決了遠洋航行中非常棘手的導航問題，造就了大航海時代，脈沖星可以為深空探索提供一種導航方案，有可能幫助我們走出太陽系。具體的導航方法和我們熟悉的GPS及北斗類似。如果我們知道和四顆不同方向上GPS或北斗衛星間的距離以及這些衛星的位置，我們就可以通過解四個聯立方程求解我們的時間和空間位置（共四個未知量）。而獲得這些距離的方法就是通過推算衛星發出的廣播信號到達我們所需花費的時間，再乘以光速給出距離。但是等宇宙飛船離開地球很遠以后，所有地球附近的衛星在飛船看來都基本是在同一個地方（即便假設衛星廣播的信號還能被接收到），所以四個方程都變成一樣的，沒法解了。我們需要的是仍然處在不同方向上的廣播源，而只要飛船還在銀河系里面或沒有離開它太遠，廣泛散布在銀河系中的脈沖星就很適合這個任務。

　　我國16年就發射了一顆脈沖星導航試驗衛星，但當時被指出有些報道中宣稱的精度達不到，因為脈沖信號發射時間本身有一些不確定性（見圖6左）。雖然通過取很多脈沖平均值的方法可以在一定程度上降低這些不確定性造成的影響，真正去理解造成信號不穩定的具體原因無疑是最治本的方法，而我國FAST望遠鏡巨大的接收面積和密集的數據采集頻率可以為天文學家提供脈沖星信號的很多細節，非常適合用于開展這類深入細致研究。我們期待FAST在不久的將來便很快給我們帶來驚喜，尤其因為FAST在配合飽和宣傳時總是將各部門尤其是一線的學生和員工推出來享受光芒，這樣的團隊一定是有凝聚力的。雖然大山里十萬年薪確實有點低，但愿有志者謀之。

　　注：本文盡可能客觀反應科學界主流觀點和史實，但限于作者本人能力和偏見，難免有所偏頗。我鼓勵讀者利用網絡資源更深入了解自己感興趣的話題，并以貢獻個人電腦機時等方式（見einsteinathome.org及astrocloud.china-vo.org等）參與天文數據分析工作。

　　更詳細信息請參考：

　　【1】https://mp.weixin.qq.com/s/UXnOQV6mZxF7Lhf4DbMEHw

　　【2】https://www.youtube.com/watch?v=LDzcDZeskA0

　　【3】https://www.youtube.com/watch?v=bSY5uf4pGD8

　　【4】https://arxiv.org/abs/1901.03885

　　【5】https://arxiv.org/abs/1802.09731

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