一千年前中國天文學家的記錄，如何與現代天文學的重要發現聯系在一起？

我們常說，萬物生長靠太陽。太陽是對地球、生命和人類最重要的天體。但隨著天文學的發展，我們發現在銀河系中至少有超過1000億顆恒星，而太陽只是其中一顆極其普通的恒星。從日心說到現代天文學，我們對太陽和恒星的認識成為我們探索宇宙的重要組成部分，在這個過程中，我們也在不斷重塑自身的宇宙觀。

英國萊斯特大學天體物理學榮休教授安德魯·金在《恒星》一書中，以簡明扼要的筆法講述了恒星的誕生、演化和消亡，揭示了中子星、黑洞這些奇異天體的秘密。在下面的文字中，他就講述了天文學家如何尋找恒星的遺體。特別是，一千年前我國宋代天文學家對天象的記錄如何為一項現代天文學的重要發現提供了佐證。

由恒星演化理論可知，恒星只會以三種方式結束一生：白矮星、中子星或者黑洞。我們發現白矮星是可以直接觀測到的。中子星則太小了，表面積是白矮星的一百萬分之一。如果溫度也相近，那它們就極其暗淡，很難被看到。而根據定義，黑洞完全不輻射。我們能確定這種奇怪的天體真實存在嗎？后面會看到，大量證據表明它們確實存在。我們會在這個過程中發現，黑洞在塑造我們周圍宇宙的結構方面發揮了尤為重大的影響。

脈沖星

中子星存在的第一個具體證據，得自于一項為其他目的設計的實驗。射電天文學建立于第二次世界大戰后，早期的射電源大多是遙遠的星系。天文學家意識到，他們探測到的射電信號會在穿過太陽吹出的稀薄氣體（即太陽風）時受到影響。這種氣體很容易被行星磁場偏轉，而在四處快速運動。這不會對觀測遙遠星系帶來太多不便，因為射電輻射經過長時間累積，平均下來會消除行星際氣體的干擾效果。不過，如果射電望遠鏡很靈敏，可以在很短的時間內（比如幾秒鐘）探測到遙遠的射電源，那它就能觀測到這種行星際閃爍，供天文學家研究。

要點在于，這是天文學家第一次有意觀測如此快速變化的現象。天文學似乎是這樣的學科：重大的變化動輒上百萬年，就算是行星的軌道運動也是以月和年來計算。當然，沒有人能預測之后會發生什么。1967年的某天，劍橋大學研究生喬瑟琳·貝爾正在檢查某臺儀器的輸出結果。這臺儀器是為研究行星際閃爍而設計的。這時，她注意到一段有規律的射電脈沖，每秒從天空中的某個固定位置發射一次。位置固定，說明它必然來自某個天體，而不是來自地球或行星上的物體。但這種極其快速而又規律的信號則是前所未見的。一陣疑惑過后，事情明晰了起來。

▲喬瑟琳·貝爾

要生成非常規則的信號，最明顯的方式就是旋轉。如果在球上涂一個點然后再轉動它，就能以規律的間隔看到這個點。恒星上的點隨恒星自轉，也同樣如此。但恒星的自轉速度有一個極限：一旦赤道處的離心力大過引力，恒星就會變形。質量相同的情況下，恒星越小，極限速度就越快，因為赤道上的引力更大。所以，恒星越致密，這個點重現的速度就越快。喬瑟琳·貝爾觀測到的周期是一秒，這就需要發射信號的那顆脈沖星（很快它們就被這么命名了）具有比白矮星還高得多的密度。而且發現更多脈沖星后，密度極限很快變得更高了。喬瑟琳·貝爾的博士論文導師安東尼·休伊什因發現脈沖星而在1974年獲得了諾貝爾獎。

雖然1930年代就有了關于中子星的理論設想，但只有很少的天文學家知道或記得這回事。不過，脈沖星需要的巨大密度讓人們迅速對其重拾興趣。理論家們很快意識到，中子星很可能具有很強的磁場，因為即使初始磁場很弱，也會在達到中子星密度前的高度擠壓過程中被極度放大。再加上星體高速旋轉，它會在中子星表面某個固定位置產生一束射電輻射。這束輻射就像我們之前設想的球上的點，解釋了脈沖星為什么會發射脈沖。脈沖星不光是中子星，還是一類以全新方式發光的恒星：不像大部分恒星那樣靠內部核反應，也不像白矮星那樣靠余熱發光。脈沖星的能量來源是自轉。當脈沖星因輻射而損失能量時，它們的自轉也會變慢。也就是說，兩次脈沖間的周期必然會變長。當然，與每次脈沖相比，周期變長的過程非常緩慢，因此我們無法直接看到脈沖變慢。不過，一旦知道它有可能會這樣，我們就很容易測出它的增量——脈沖周期非常短，每天有上千次脈沖。所以，只需幾小時就可以非常精確地測出兩次 脈沖的平均間隔時間，也就是周期。將這次的測量結果與之后的比較，就可以得出極小的變化，還有脈沖星自轉減慢的速率。天文學家發現脈沖星的自轉減速總是隨時間的推移變得越來越慢，因此自轉慢的脈沖星要花更長時間才能讓脈沖周期增加一定比例。相反，快的脈沖星，自轉也會更快變慢，所以它開始脈沖的時間必定相對較近。我們只須用脈沖周期除以它變慢的速率，就可以估算這個時間究竟有多近。得到的結果就是脈沖星年齡的一種度量依據。

第一顆脈沖星被發現后，人們很快又發現了一顆，它位于著名的蟹狀星云（一顆超新星的殘骸）中央。它的脈沖很快（每秒30次），預估壽命很短，數量級是一千年。中國的天文學家記載了1054年蟹狀星云超新星的爆發。雖然它在天空產生的光斑像金星一樣亮，但顯然，西方世界完全沒有記錄這場劇變。中國的觀測起到了關鍵作用：記錄的真實年齡與根據脈沖星自轉減速估算的年齡非常相近。毫無疑問，那顆脈沖星就是旋轉著的中子星，而且誕生于那次超新星爆發。愛發牢騷的瑞士裔美國天文學家弗里茨·茲威基早在1930年代就提出，超新星是中子星的出生地。他活著看到了自己的觀點得到證實，但沒有看到之后人們確認了他的另一個想法：宇宙中大部分物質是“暗”的，因而無法通過引力效應之外的手段探測。

▲蟹狀星云

吸積

甚至在發現脈沖星之前，把中子星和黑洞視為真實存在的天體的觀點就已經在逐漸流行了。這是因為另一個特征（歸根結底它也更加基礎）：中子星和黑洞表面附近有巨大的引力。如果物質能從離中子星一定距離的位置由靜止狀態開始掉落，那么強大的引力會讓它在落到中子星表面時，速度達到光速的三分之一。物體與表面碰撞后，會以輻射的形式釋放所有能量。僅一千克以這種方式撞向中子星的物質，就能釋放1016焦能量，比相同質量的氫聚變為氦所釋放的能量還要高大約20到30倍。

存在一種自然的方式，使得氣體這樣落到中子星上。大質量恒星大多并不孤立，而是屬于一個雙星系統，兩顆恒星相互繞轉。如果其中一顆是正常恒星，另一顆是中子星，而且它們相隔不遠，那么正常恒星的氣體就有許多種方式流向中子星。我們會在之后做詳細討論，這里需要先仔細研究氣體如何下落。

正常恒星上最靠近中子星的那部分氣體最容易落向中子星，這是非常自然的，因為那里的引力最強。但既然正常恒星在繞中子星做軌道運動，那么離開它的氣體也會做軌道運動。如果只有一個氣體粒子落向中子星，那么它會沿一條橢圓軌道運動，從而非常靠近中子星。因為中子星很小，氣體粒子可能會錯 過它，然后繼續沿橢圓軌道運動。但實際上，我們不只有一個氣體粒子，而是有一束粒子流爭著沿同一條軌道運動。氣體流錯過中子星，但等到它們轉完一圈回到正常恒星上時，領頭的部分就會與剛剛離開恒星的那部分氣體流相撞。在碰撞過程中，氣體用于軌道運動的動能會有不少變成熱能，輻射到太空中。

但這種內部碰撞無法消除氣體繞中子星的旋轉運動，除非雙方的質量相同、方向相反，以正面相撞。結果是氣體最終沿圓形軌道繞中子星旋轉。氣體的內耗使氣體擴散到一個環繞著中子星，且位于雙星軌道平面上的圓盤中。在圓盤內部，大部分氣體都在緩慢地螺旋向內移動。這樣，它們會更加靠近中子星，同時也在不斷損失引力能。這些能量只有一個去處——耗散為熱量，然后從氣體盤的兩面輻射到太空中。等到氣體到達中子星，它們以輻射形式釋放的能量正好就是直接落到中子星上應當損失的引力能的一半，這依然是個很大的量。引力能的另一半作用于旋轉，使氣體在向內下落時加速，正好符合我們在第二章中提到的位力定理。等氣體落到中子星上，這些能量也會以輻射的形式被釋放出來。

天文學家將這個螺旋狀的氣盤稱為吸積盤，因為中子星會在這個過程中逐漸吸積，也就是獲得物質。中子星這類致密天體往往會通過吸積盤實現吸積，因為氣體下落時總會有些旋轉。黑洞比質量相近的中子星還要小，它的吸積顯然也是這樣。現在，這向我們展示了天文學家如何去做一件看似不可能的事情——實際觀測到黑洞。如果我們將上一段的中子星換成黑洞，唯一變化的就是氣體到達吸積盤中央時發生的事情。此時，它會徑直落入黑洞，而不是打在中子星那種堅硬的表面上。但要記住，到這一步時，氣體已經釋放了一半可用的引力能，這是一個很大的量。其實，黑洞吸積過程中釋放的一半引力能比中子星吸積過程中釋放的那一半更大，因為相同質量下黑洞更小，可以讓氣體螺旋進入更強的引力場。因此，黑洞的吸積過程最終會以極高的效率（和中子星相當）將吸積質量轉變為能量，大約是每千克1016焦。探測吸積黑洞的方式應當與探測吸積中子星的方式相同。

（本文節選自《恒星》第六章“尋找恒星的遺體”，配圖和標題為編者所加）

書名：《恒星》

?♂? 作者：[英]安德魯·金

翻譯：楊晨

內容簡介

恒星是由什么構成的？太陽如何在漫長的歲月里持續發光？天文學家如何利用恒星來探測宇宙特性？脈沖星、超新星爆發、γ射線暴等奇特的天體或天文現象是怎樣形成的？諸多疑問盤桓多年，讓人類對迷人的恒星科學展開了長久的探索。

在本書中，萊斯特大學天體物理學榮休教授安德魯 · 金將為你揭示，恒星是如何形成的，以及物理定律如何驅使恒星演化，使它們經歷一個個階段走向成熟，直至那無可逃避，但有時也無比壯麗的死亡來臨，最終化為黑洞等天體。作者特別指出，探究恒星的本質，對我們理解宇宙、理解自身至關重要。