互动科普

中子双星

Tsvi Piran

这些成对的星体残骸为广又相对论提供了细致的证据。它们最终不可避免的塌缩，造成了宇宙中可能是最强烈的爆炸。

1967年，Jocelyn Bell和Antony Hewish发现了第一个脉冲星。他们的射电望远镜接收到来自一个每隔1.34秒就发射极有规律的脉冲的射电源的信号。在排除了地面射电源的可能性，并暂时否定了这些信号可能来自地球外智能生物的观点后，他们感到十分沮丧。是康奈尔大学的Thomas Gold认识到，这些脉冲来自一个自转中子星，它像一个灯塔那样，把射电波发射到太空之中。不久，研究人员又接收到了其他一些脉冲星所发出的信号。

甚至就在Bell和Hewish做出他们的发现时，绕地球飞行的军用卫星也探测到了更加奇怪的信号：从外层空间发来的强有力的γ-射线爆发。这些γ-射线触发了监督违禁核试验的检测器，但是这些检测结果直到6年之后才予公开。即便如此，又过了整整20年才明白了这些γ-射线爆发的来源。许多人现在认为，γ-射线爆发是由处于相互结合的最终阶段的中子双星发出的。

发现中子双星的幸运落到了当时在阿默斯特马萨诸塞大学工作的Russell A. Hulse和Joseph H. Taylor，Jr.的身上，他们在1974年开始系统地进行脉冲星普查。他们利用位于波多黎各的世界上最大的阿雷西博（Areeibo）射电望远镜，在几个月之内便发现了40颗原先未知的脉冲星，这40顺脉冲星中有一个命名为PSR 1913+16的奇异射电源（PSR表示脉冲星，数字代表它在天空中的位置：黄经19时13分，赤纬16度）。它每秒钟发射大约17次脉冲，但两天之间脉冲周期会改变达80微秒之多。脉冲星是如此之有规律，以致这个小波动特别引人注目。

Hulse和Taylor很快便发现，信号的时间间隔以一种有规律的方式变化；每7小时45分重复一次。这种特征并不新鲜，天文学家多年以来一直注意到来自双星（相互绕轨道运行的两颗恒星）的光的波长会发生类似的变化。当一个信号源朝着地球运动时，多普勒效应使得它所发出的信号的波长缩短（频率增大）；当一个信号源背离地球运动时，多普勒效应使得它所发生的信号的波长增长（从而使频率降低）。Hulse和Taylor的结论是，PSR1918+16正在绕着一颗伴星作轨道运行，尽管现有的恒星演化模型预言只有孤立的脉冲星。

令人吃惊的事并非到此为止。对时间滞后现象的分析表明，该脉冲星和它的伴星相距仅180万公里。在这样一个距离上，一颗正常恒星（其半径大致为60万公里）几乎肯定会在它轨道的某一点上遮挡住脉冲星的信号。这颗伴星也不可能是一颗白矮星（半径约为3000公里），因为潮汐相互作用理应与上述观察到的现象相矛盾的方式干扰它们的轨道。Hulse和Taylor推断，PSR1913+16的伴星一定是一颗中子星。

这一发现为这两位天文学家东得了1993年的诺贝尔物理奖。从此，天文学家在理解到底中子双星如何能够存在的研究中掌握了主动，甚至他们利用这些奇怪的天体所产生的信号去极其细致地检验天体物理学模型和广义相对论时也得心应手。

中子双星的成因

根据1974年以前的天体物理学理论，中子双星是不该存在的。天文学家们认为，要形成中子双星所必须的恒星反复灾变会瓦解两颗星之间的任何引力束缚。

中子星是大质量恒星的残骸，这类恒星在耗尽所有核燃料后会在一次超新星爆炸中毁灭。当一颗质量为6个太阳或更多的恒星消耗了它中心的氢，体积发生膨胀并变成一颗红巨星时，这颗恒星便开始了它的死亡历程。在这一阶段，它的核心已经极其稠密；在几千公里半径之内有着几个太阳的质量。其余的质量存在于一个直径超过1亿公里的广袤包覆层中。在星核内，象硅这样的较重元素经过核聚变而形成铁。

当星核温度达到几十亿开氏度时，铁原子核开始破裂，从它们的周围吸收热量，星核里的压力显著下降。由于它不再能够支撑住自身的引力吸引，星核就塌缩了。当它的半径从几千公里下降到15公里时，电子与质子融合成中子，结果便留下了一颗体积不大于小行星、只有1.4个太阳质量的十分稠密的恒星。

与此同时，塌缩所释放的能量加热了恒星的包层，在几个星期之中这颗恒星会发射出比整个一个星系还要多的光。对诸如蟹状星云（它的光在公元1054年到达地球）的老超新星的观察揭示出，被发光的气体云所包围的中子星，仍在向着星际空间运行。

在天空中，半数以上的恒星属于双星体系。于是，至少有几个大质量的恒星对即使其中之一发生厂一次超新星爆炸后仍然互相束缚在一起也不足为怪。随后这一双星变成了一个大质量X-射线双星，之所以这样称呼，是因为中子星将它的伴星的外层气体剥离时会产生X-射线辐射。最后，第二颗星也产生了超新星爆发并转变为一颗中子星。第二颗超新星所抛出的包层含有这一双星的大部分质量（因为剩下的中子星只具有1.4个太阳质量）。将整个质量中这样大的一部分抛射出来必然会瓦解这一双星，驱使这两颗中子星（老的中子星和刚形成的中子星）以每秒几百公里的速度飞入太空。

然而，Hulse和Taylor的发现表明，有些双星在第二次超新星爆炸后幸存了下来。回顾往事，天文学家们认识到，第二次超新星爆炸很可能是不对称的，它把新形成的中子星推入一条稳定的轨道，而不是往外推入太空。如果第二颗恒星在大质量X-射线双星阶段逐渐失去气体包层，第二次超新星爆炸的破坏性也可能会较小。自那以后，另外发现了三个中子星双星系统，这表明还有其他的大质量中子星对在第二次超新星爆炸中幸存下来了。

几年前，哈佛大学的Ramesh Narayan，特拉维夫大学的Amotz Shemi和我，以及加州理工学院的E. Sterl Phinney分别独立地估计，大约有1%的大质量X-射线双星幸存下来形成了中子双星。这一数字意味着银河系包含有大约3万个中子双星。按照同样的思路，我们还能得出一个结论，还应有同样数量的尚未观察到的双星，它们含有一个中子星和一个黑洞。当大质量恒星对中的一颗恒星形成含有两个以上太阳质量的超新星残骸并由此塌缩成一个奇点而不是中子星时，就会形成这样的星对。黑洞双星应更稀罕，但在理论上仍是可能存在的。黑洞双星的历史是作为一对特别巨大质量的恒星开始的；在银河系中，它们的数量应在300个左右。

检验广义相对论

脉冲星PSR1913+16的意义已远远超出了对双星演化理论的修正。Hulse和Taylor马上就认识到，他们的发现为检验爱因斯坦的广义相对论提供了一个理想的场所。

虽然广义相对论在今天已经作为对引力的唯一可行的描述而被接受，但它只经过少数几次直接检验。爱因斯坦本人计算过水星轨道的进动（轨道轴和水星近日点的迁移），他证明观察结果与他的理论相符。Arthur Eddington检测到了1919年日蚀过程中光线的弯曲。1960年，当时都在哈佛大学的Robert V. Pound和Glen A. Rebka，Jr..首次测量了引力红移，即当光子穿过一个强引力场时它们能量的损失。最终在1964年，同样是哈佛大学的Irwin I. Shapiro指出，与直线运行的光线相比较，在引力场中发生弯曲的光信号应发生滞后。他把雷达信号发射到太阳系的其他行星再反弹回来，从而测算了这种滞后。虽然广义相对论十分成功地通过了这些检验，但它们都是在（相对论性的）太阳系弱引力场中进行的。因此还有这样的可能性，即广义相对论有可能在更强的引力场中失效。

由于脉冲星实际上是在它的伴星的强引力场中作轨道运行的一台时钟，相对论就这台时钟的滴答声（脉冲）将如何出现在地球上做出了一系列明确的预言。首先，多普勒效应使得这些脉冲抵达地球的时间产生周期性的变化，这一模式首先引起了Taylor和Hulse的注意。

由脉冲星的快速运行引起的时间膨胀造成了一个“二级”多普勒效应，从而导致了一个额外的（但小得多的）变化。由于这个二级多普勒效应取决于速度（速度随着脉冲星沿椭圆形轨道运行而变化）的平方，所以它可以被区分出。二级多普勒效应红移与引力红移相结合，造成了脉冲星在更靠近伴星的更强引力场中时的时钟变慢。

与水星一样，脉冲星PSR1913+16在绕它的伴星作轨道运行时发生进动。然而，它所处的强引力场意味着，近星点（轨道的天底）一年要旋转4.2度，相对来说水星的近日点一世纪才迁移42角秒。所测到的效应与相对论的预言精确吻合。更值得注意的是，由射电脉冲的时间间隙所提供的进动和其他的轨道信息使得人们有可能去计算脉冲星及其伴星的质量：分别为1,442和1,386个太阳质量，误差为0.003个太阳质量。对于一对15,000光年远的天体来说，这一精度是很了不起的。

1991年阿雷西博天文台的Alexander Wolszczan发现了另一个脉冲双星，它几乎是PSR1913+16的孪生兄弟。其中每个中子星的质量在1.27到1.41个太阳质量之间。Shapiro在脉冲星PSR1913+16勉强测得的时间滞后，对于Wolszczan发现的脉冲星所发出的信息来说就非常显著。

对脉冲星PSR1913+16的一些测量还揭示了一个以前从未见到过的相对论性效应。1918年，在发表了广义相对论几年以后，爱因斯坦预言了引力辐射的存在，它类似于电磁辐射。当电子和质子之类的带电粒子加速时，他们会发出电磁波。同样，有着加速度变化的大质量粒子会发出引力波，那是在引力场中同样的光速传播的小波动。

这些波动对其他物质施力：如果两个物体可以自由运动，它们之间的距离将随此种波的频率而变化。振荡的尺度取决于两个物体之间的距离和波的强度。原则上，所有发生加速度变化的物体都会发出引力辐射。然而大多数物体是如此之小而且运动得如此之慢，以致它们的引力辐射是极其微不足道的。

脉冲双星是少数几个例外之一。引力波的发射在这种双星体中产生了一个可以探测得到的效果。在发现脉冲双星之前很久的1941年，苏联物理学家Lev D. Landan和Evgenii M. Lifshitz计算了这一发射对一个双星的运动的影响。能量守恒要求，引力波带走的能量应该来自某个地方，在这里，则是来自两颗恒星的轨道能量。于是，它们之间的距离必定缩短。

脉冲星PSR1913+16以8×1015京瓦的速率发射引力辐射，大约是太阳总辐射输出能量的五分之一。对于引力辐射源来说这一光度已经相当强了，但要直接从地球上来探测则还是太弱。然而，它对脉冲星的轨道还是产生了明显的作用。两颗中子星之间的距离每年缩小几米，这足以在射电脉冲的时间间隔上产生可探测的变化。经过几年来对来自脉冲星PSR1913+16的脉冲的仔细监测，Taylor和他的合作者们已证明，轨道间距的减少精确地符合广义相对论所预言的值。

星间距离的减少可以通过与其他广义相对论性效应的比较而得到进一步的确认。正如对轨道衰减的测量产生了一个联系脉冲星质量与它伴星质量的数学函数一样，近星点的迁移和二级多普勒效应也分别会产生一个数学函数。所有这三个函数在同一点上相交。

未探测到的激变

在目前，脉冲星PSR1913+16与它伴星之间的距离只是很慢地在减小。随着星间距离的缩短，引力波的发射将增加，轨道衰减将加速。最终，这两颗中子星将以光速的较大比例的速度互相靠近、撞击并且合并。3亿年后脉冲星PSR1913+16与它的伴星会合并，这在人类历史的尺度上是相当长的，但在天文尺度上来说却十分短暂。

根据银河系中中子双星的数量，大约每30万年就会有一对中子星发生合并，这只是宇宙的一瞬间。把这一速率外推到其他星系则意味着，在整个可观测宇宙中大约每20分钟发生一起中子星合并，频率之高足以使天文学家去考虑他们是否能够探测到这种撞击。

要断定这种事件是否能够探测到就必须充分了解当两颗作轨道运行的中子星相撞击时究竟会发生些什么。在第一个脉冲双星发现后不久，当时都在耶鲁大学的Paul Clark和Douglas M. Eardley推论道，最后结果是一个黑洞。目前对一颗中子星最大质量的估计在1.4到2.0个太阳质量的范围内。自转增加了最大质量，但大多数模型表明，即使一颗快速自转的中子星也不能明显大于2.4个太阳质量。由于PSR1913+16这两颗星总共大约有2.8个太阳质量，塌缩成一个奇点是几乎不可避免的。

加州理工学院的Melvyn B. Davies、亚利桑那大学的Wi11y Benz、哈佛-斯密森天体物理中心的Freidrich K. Thielemann和我已经详细模拟了一个中子双星的最后时刻。这两颗天体非常稠密，因此直到它们变得十分靠近之前都像点质量那样运行。只有当它们接近到相距30公里之内，即大约为一颗中子星半径的两倍时，两颗星之间的潮汐相互作用才变得十分重要。在这一阶段，它们开始相互从对方撕扯物质，总共大约撕下来十分之二个太阳质量。一旦这两颗中子星相接触，在不到一秒的时间内它们就合并了。在撞击前从中子星中撕扯出来的物质形成了中央星核周围的一个圆盘，并最终盘旋回到星核之中。

这一系列事件将产生什么样的信号？Clark和Eardley认为，这两颗正在撞击的中子星将变热，温度达到几十亿开氏度。他们推测，大多数热能会以中微子和反中微子的形式辐射，就像在超新星爆发中一样。遗憾的是，这些弱相互作用的无质量粒子比光子更容易从致密的中子星中逃逸，它们几乎是无法探测的。当超新星1987A爆炸的时候，地球上的三个探测器从总共5×1045焦耳的辐射中捕获了总共21个中微子。虽然预期的中子双星合并所产生的爆炸比超新星爆发要略为强烈些，但这种典型事件发生在比只存15万光年远的超新星SN1987A远得多的地方。一年要探测到一次合并，将要求捕获只有1987年超新星爆发事件强度的1600万分之一的信号。由于目前的中微子探测器必须从几千吨材料里监测相互作用，很难想象需要什么样的仪器。此外，超新星发生的频率比中子星撞击的频率高1000倍。即使我们探测到从两颗中子星发出的中微子爆发，我们也很难把它从数量上多得多、强度上大得多的超新星中微子爆发中辨认出来。

在中子双星发出它的中微子爆发之前，它会发射出一连串相似的高能引力波（但不是那样难于探侧到）。在合并前的15分钟内，两颗中子星走过它们之间最后的700公里距离。它们的轨道周期从五分之一秒编短到几毫秒。所形成的信号正好处于地球上引力波探测器的最佳工作范围之内。

现在正在美国和意大利建造由这样的探测器所构成的国际网络。美国的加州理工学院-麻省理工学院研究组正在华盛顿州汉福德附近和路易斯安那州的利文斯顿附近为激光干涉仪引力波天文台（Laser Interferometer Grasvitational-wave Observatory，LIGO）建造探测器。法国-意大利研究组则在意大利比萨附近建造它的VIRGO设施。前者应能探测到远达7千万光年的中子星合并。目前的估计表明，在这个距离上，每100年只有一次事件。研究人员建议在今后几年中大大改善他们的仪器设备。最终他们应能探测到远达30亿光年的中子星合并，而且每年达到几百次事件。

高能光子

在发现脉冲星1913+16后的几年里，我一直在思考是否有办法去估算合并双星的结合能量中有多大比例是作为电磁辐射被发射的。即使这一比例是十分微小的，由于结合能量是如此之巨大，因此所产生的辐射仍然应该是巨大的。此外，由于光子要比中微子和引力波容易探测得多，因此即使发生在宇宙最远部分的星体合并也应该能探测到。

1987年，普林斯顿大学的J. Jeremy Gookman. Technion学院的Arnon Dar和特拉维夫大学的Shmuel Nussinov注意到，由塌缩超新星核所发射的中微子和反中微子中大约有千分之一会互相碰撞湮灭而产生电子-正电子对和γ-射线。在超新星中，星体的包层对这些γ-射线的吸收对于外层的爆炸起了重要作用。

1989年，内格夫市本古里安大学的David Eichler、Technion学院的Mario Livio、芝加哥大学的David N. Schramm和我推测，由中子双星合并所释放的中微子中有同样比例的中微子也会产生电子-正电子对和γ-射线。然而，中子星的撞击却没有包层在它们的周围存在。因此γ-射线会在一次短暂而剧烈的爆炸中逃逸。

γ-射线爆发可能来自一个更加复杂的机制。在中子星合并时形成的圆盘会在几秒钟之内回落到中心的合并天体上，但在这几秒钟的时间内它也能出发发射。1992年，普林斯顿大学的Bohdan Paczy、哈佛大学的Narayan和我提出，圆盘的旋转会增强卷入圆盘物质中的中子星磁场的强度，从而引起了巨大的磁耀斑，这是太阳表面出现的耀斑的一种按比例增大的形式。这些短暂的磁扰动能产生γ-射线爆发，就如同太阳耀斑产生γ-射线和X-射线一样。观测到爆发的巨大可变性意味着这两种机制可能都在起作用。

解决问题

如果没有1963年的部分禁止核试验条约，也许我们在进入下世纪之前都不会知道这些爆发。没有谁建议过用一颗人造卫星去搜寻这些爆发，假如有这样一个建议的话，它肯定会被认为是太纯理论了而被拒绝。但美国国防部发射了一系列称为“维拉（Vela）”的卫星，卫星上带有全方位X-射线和γ-射线探测器，以验证是否有人在空间试验核弹头。

这些航天器从未探测到一次核爆炸。但就在第一颗卫星发射后，它马上就测到了完全出乎意料的高能光子爆发，共能量达到几十万电子伏特。爆发持续时间在几十毫秒到大约30秒之间，这些爆发到达不同卫星之间的时间延迟表明，爆发源在太阳系之外。但这些爆发仍然被保密达数年之久，直到1973年国立洛斯阿拉莫斯实验室的Ray W. Klebesadel、Ian B. Strong和Roy A. Olsan才在一篇开拓性的论文中对它们进行了描述，在随后的20年里，理论工作者提出了100多个模型。到了80年代后期才有了一致的意见，即这些爆发起源于银河系中的中子星。

由Paczyhski领导的少数人提出异议，他们认为这些爆发来自宇宙学距离处。1991年春，美国国家航空和航天局发射了康普顿（Compton）γ-射线天文台卫星，它比以前的所有，γ-射线卫星都要灵敏。这颗卫星揭示了两个意想不到的事实。首先，爆发强度的分布并不均匀，如果在附近爆发的话就应该是均匀的。其次，爆发来自空中四面八方，而不是集中在银河平面，如果它们源自银盘的话就应该集中在银河平面。这两个事实共同表明，这些爆发并非源自银盘，对于这些爆发源自不可见的银晕遥远部分的可能性仍然存在着激烈的争论。但随着康普顿γ-射线天文台收集到更多的资料，这一假说看来越来越不可能。看来Paczyhski等少数人是正确的。

1991年秋，我像Paczyhski和他的同事Shude Mao那样分析了爆发强度的分布情况。我们的结论是，康普顿γ-射线天文台所看到的最遥远的爆发来自几十亿光年远处。来自这样远的信号受到了宇宙膨胀所引起的红移（它们的波长增大，能量下降）。于是我们预言，宇宙学红移应导致爆发强度、爆发持续时间和爆发谱之间的一种相关关系。从更远处来的较暗爆发，应持续更长的时间并包含有低能的γ-射线分布。

最近，由戈达德航天中心的Jay P. Norris领导的一个国家航空与航天局小组已经精确地发现了这样一种相关关系。康普勒γ-射线天文台所记录到的爆发数量也与我们早先估计的中子双星数量相当吻合。在可观测宇宙中，每年大约发生3万次合并，康普顿γ-射线天文台卫星的探测器可扫描这一体积大约3%的天球。在这样的空间，我们的粗略估计是一年有900次合并，而康普顿γ-射线天文台发现了1000次爆发.，

虽然撞击的中子星如何发出γ-射线的细节仍有待研究，但上述从完全不同来源获得的数据却如此令人心醉地相符，这意味着天文学家们过去25年中在对其毫无认识的情况下一直在对中子星合并进行着探测，研究人员还提出了其它一些可能发射宇宙γ-射线爆发所必须的巨大能量的源。然而，合并模型是唯一建立在一个独立观测到的现象的基础之上的，这一现象就是由于发射引力波而使得一个中子双星中的两颗中子星互相盘旋靠拢。

这是唯一的一个能做出明确预言的模型，这个预言可能被证实，也可能被推翻。如果像我预期的那样，LIGO和VIRGO能探测到符合一次γ-射线爆发的来自盘旋中子星的独特引力波信号，天体物理学家就能开辟一个了解恒星演化最后阶段的新窗口，这一窗口是任何可见光仪器所无法比拟的。

【王世德/译  刘义思/校】