文/兰子记
编/兰子记
脉冲星是宇宙中最神奇的天体。
它的物理本质、磁层结构、辐射机制和辐射过程等都是几十年来没有解决的问题。
利用脉冲星探测星际介质和引力波辐射分别是脉冲星天文学应用于天体物理研究和基本物理研究的前沿领域。
脉冲星是天空中发射周期脉冲的天体。
发射波段通常在无线电波段。
通常认为，脉冲星是高速旋转的具有强磁场(10⁴~10⁸特斯拉)的中子星。
大部分脉冲星的周期在几十毫秒到几秒，它们是普通脉冲星。
它们因为快速转动而辐射电磁波和甩出大量高能粒子，自转逐步变慢，周期变长。
普通脉冲星周期变化率为每年1微秒到每年1毫微秒。
周期变化率大的脉冲星是比较年轻的脉冲星。
有一部分脉冲星转动特别快，周期短于几十毫秒，甚至达到1.3毫秒，但周期变化率特别小，每年1毫微秒以下甚至只有0.1皮秒，这些脉冲星被称为毫秒脉冲星。
它们的年龄特别大，多半与白矮星、中子星或其他种类的天体组成双星系统。
近年在γ射线和X射线波段也探测到几十颗脉冲星。
有些脉冲星的周期特别长，几秒到十几秒，周期变化率特别大，磁场特别强(10⁹特斯拉)，它们被称为磁星。
中子星是大质量恒星(8~30个太阳质量)演化终结后通过超新星爆炸过程中产生的。
已经发现一批年轻脉冲星与超新星爆炸后的遗迹仍然在一起。
大陆宋代(公元1054年)记录的超新星爆炸就产生了我们现在看到的蟹状星云超新星遗迹及其中心的脉冲星。
中子星是原先恒星的核心部分。
爆炸后，物质状态发生剧变，所有中子聚集简并在一起，构成了一个巨大的原子核，半径只有10~15千米，质量有1.4个太阳那么重，密度高达每立方厘米10克。
在宇宙已知的各类天体中，中子星的密度最高，磁场最强，转动最快。
1967年，Jocelyn Bell和Tony Hewish发现了脉冲星，并很快证认出它们是旋转的中子星。
这不仅揭示了宇宙中这种最极端的物态，还为大质量恒星演化的物理图像给出了非常明确的终结限制，Hewish因此获得了1974年的诺贝尔奖。
实际上，超新星爆炸产生中子星的详细物理过程目前还没有研究清楚。
天文学家观测到脉冲星在超新星爆炸后得到了极高的速度，每秒几百千米到几千千米，比起它们的前身恒星几千米到几十千米而言，高出太多了。
不难想象，中子星诞生过程中有一种物理过程使得中子星被有力地“踢出”。
在超新星爆炸过程中，核心区域坍缩形成的是由中子构成的中子星还是由夸克物质组成的奇异夸克星，目前也没有办法判别。
目前能够侦测脉冲星内部物质的办法主要是通过观测年轻脉冲星自转速度突变，这被认为是中子星内部超流体与中子星壳层之间应力变化的体现。
由于银河系中有大量的恒星在双星甚至三星系统中。
双星系统中的大质量星演化形成中子星之后，吸积伴星物质使其自转周期加速到毫秒量级，成为毫秒脉冲星。
毫秒脉冲星的磁场较弱，自转周期极为稳定，有些比地球上原子钟还要稳定，它们没有任何自转跳变，可能成为宇宙中最为精确的时钟。
中子星转动时，在它偶极磁场的磁极区域有高能粒子向外流动。
这些粒子不仅在几十千米的上空辐射无线电波(称为射电)，还在比较远的磁层区域辐射高能光子，如伽马射线。
令人遗憾的是，科学家目前仍然没有理解这些粒子如何被加速到非常高的能量，它们又是如何辐射出无线电波和高能光子的。
中子星详细的磁层结构及其中发生的各种辐射过程至今还是一团迷雾。
光学和X射线的图像表明，脉冲星的高速运动也会导致中子星磁层的形变。
目前能够帮助理解磁层和辐射物理的基本线索是脉冲星轮廓及其偏振、脉冲星单个脉冲表现行为(如漂移的子脉冲，脉冲模式的变化，间隙性地辐射脉冲等)等观测资料。
每颗脉冲星的脉冲轮廓都各有特色，有的脉冲星一个脉冲周期内有一个脉冲峰，有的有两个、三个、四个或五个峰。
个别脉冲星一个周期内甚至有十几个脉冲峰。
有的脉冲星脉冲辐射有非常强的线偏振，在一些旋转相位上甚至整个脉冲线偏振可以高达100%。有少量脉冲星的个别脉冲成分也表现出非常高的圆偏振(60%)。
这些偏振特征是宇宙中其他任何天体所无法比拟的。
从已经观测的脉冲星偏振轮廓可以推断，脉冲星的偏振辐射与中子星的磁力线位形有直接关系，中子星辐射脉冲的窗口与自转周期有关。
有些脉冲星在一个周期内表现出两个形态不同的脉冲，相隔半个周期。
这两个脉冲显然来自中子星的两个磁极。
脉冲星转动辐射信号的强度表现为脉冲，辐射频率非常宽，从几十兆赫兹到几十吉赫兹，并且所有频率的信号几乎是同时发出的。
射电脉冲与高能脉冲常常有些相位延迟，这种延迟是因为辐射区域不同引起的。
不同频率的射电辐射进入星际介质之后，星际介质对脉冲信号产生几个方面的作用。
第一是色散(或称为频散)，即脉冲信号的群速度在低频波段比高频波段慢，使低频波段的脉冲相对滞后到达。
我们可以利用这个特征判断脉冲信号来自天体而非地球上的人为干扰，还可以利用它来研究星际气体介质的电子密度分布。
第二是散射，因为星际介质的密度不均匀及折射率变化，脉冲信号会经过略微不同的途径到达我们，表现出指数拖尾。
脉冲星的距离越远，观测频率越低，散射特征越明显。
第三是闪烁效应，即脉冲星与星际介质的相对运动时脉冲信号在不同频率和不同观测时间表现出强度的变化。
利用这种效应可以探测星际介质的团块特征尺度和相对运动速度。
第四是法拉第效应，即脉冲星的偏振辐射经过星际介质时，因为介质中有磁场和热电子使辐射的偏振面发生旋转。
利用脉冲星的法拉第旋转效应和色散效应，可以探测星际介质中的磁场分布。
如果没有脉冲星做探针，星际介质中的电子密度分布和磁场分布和星际介质中的气体团块的(湍流)特征都是非常难以测量的。
目前仅仅利用了一些强的脉冲星对银河系太阳附近几千光年范围内的星际介质做了一些测量。
对银河系更大范围内的星际介质我们还没有其他太好的办法，需要利用大型射电望远镜对更多弱一些的脉冲星进行观测。
两颗大质量恒星组成的双星系统最后可能演化成为白矮星−中子星双星系统或双中子星系统。
Hulse和Taylor在1974年发现的第一例脉冲星双星系统PSRB 1913+16就是由两颗中子星组成的。
它为双星系统的恒星演化提供了新的终结状态。
通过测量脉冲星的脉冲到达时间的变化，Taylor精确推算出两颗中子星的质量。
因为中子星的引力场特别强，当两颗中子星靠得非常近，它们的各种引力效应都会特别明显。
比如，广义相对论预言，引力场的扰动会产生引力波，双中子星系统的轨道会因为这种引力波辐射而逐步变小。
多年的观测表明，PSRB 1913+16的轨道确实在变小，首次间接说明了引力波的存在，确认爱因斯坦的广义相对论是描写强引力相互作用的理论。
为此，Hulse和Taylor在1993年获得了诺贝尔物理奖。
最近发现的双脉冲星系统，PSR J0737-3039，比B1913 +16的引力效应还要强几倍，几年的观测就可以非常精确地(99.95%)测定多个后开普勒参数，多角度检验相对论引力理论。
双脉冲星系统还为探测脉冲星磁层提供了契机。
毫秒脉冲星自转的超常稳定性使它成为宇宙中最为精确的时钟。
测量多颗毫秒脉冲星的脉冲到达时刻及其变化可以解算出脉冲星与地球之间的相对位移。
地球和脉冲星感受到宇宙中各种引力波产生这种微小但可测量的相对移动。
目前国际上有几个小组(澳大利亚、美国、欧洲)都在利用这种原理企图直接测量星系超大质量黑洞并合产生的引力波，冲击诺贝尔奖。
脉冲星研究带给我们的惊喜是如此之多，也是其他天体物理领域无法比拟的，这主要是因为中子星是极端的天体物理实验室。
如果现在一定要总结一下，你会发现，我们除了知道脉冲星的一些基本观测事实之外，我们几乎对所有的“为什么(Why)”和“如何(How)”都无法回答。
比如，我们不清楚中子星诞生的物理过程，不清楚它们如何具有高速度，如何具备了极强的磁场，不清楚其内部结构和组成，不清楚为什么年轻脉冲星会发生自转跳变，不清楚它们的外围磁层结构和粒子加速过程和辐射过程。
利用脉冲星进行星际介质的探测和引力波的探测也不断刷新我们的物理疆域。
因为有如此多未知谜团等待解开，神奇的脉冲星还会给我们带来更多惊喜！
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