2021年物理学的那些进展：天体物理部分

撰文 | 施郁（复旦大学物理学系）

责编 | 陈晓雪

本文的进展回顾粗略分为8部分：

太阳系、望远镜与空间站、拍电子伏特宇宙线加速器、太阳系外行星、中子星、黑洞、星系与宇宙学、第一代恒星内的原子核反应。

01

太阳系

火星探测

中国首次火星探测任务于2013年启动论证，2016年1月立项。

2020年7月23日，天问一号探测器成功发射。天问一号探测器由环绕器、着陆器和巡视器（火星车）组成。

天问一号在2021年2月进入火星轨道，5月登陆火星并放下火星车祝融号。祝融号在4个月中巡视了一千多米，蛰伏两月后（火星到太阳另一边时，通讯中断），又巡视了200米，获得很多科学资料。中国研究团队正在分析关于火星北半球大气的气候、地质和历史等数据 [1]。

祝融号距离美国的火星车毅力号一千多公里，其探测的区域叫做乌托邦平原（Utopia Planitia），是几十亿年前一个小天体撞击火星造成的盆地。1976年美国的旅行者2号曾经在该盆地北部登陆。

图1祝融号火星车与着陆平台的合影。本图由祝融号火星车拍摄，经过校正和镶嵌拼接而成|图源：国家航天局、新华社

祝融号是第6个成功登陆火星的火星车。在苏联的两次不成功尝试后，1997年美国将火星车旅居者号（Sojourner）送上火星。此后美国又送上了4个火星车：勇气号（Spirit）、机遇号（Opportunity），好奇号（Curiosity）、毅力号（Perseverance），其中前两个已停止工作。

2012年以来，好奇号一直在工作。毅力号2021年2月登陆火星，首要任务是确定火星上是否曾经有过生命。它上面还配备了无人机机智号（Ingenuity）。机智号在火星极为稀薄的大气中实现第一次有动力的受控飞行，成为第一台在另一个星球使用动力飞行的机器。

火星上还有其他火星探测器正在工作，包括美国的洞察号（Insight）。它于2018年11月登陆，2019年2月开始工作。

目前，除了天问一号，还有几个环绕器正在环绕火星飞行，包括2001年进入轨道的美国的奥德赛号，2003年发射的欧洲的火星快车号，2005年进入轨道的美国火星勘测轨道飞行器（MRO），2014年进入轨道的美国的 “火星大气与挥发物演化任务”（MAVEN）和印度的火星轨道探测器（MOM），2016年进入轨道的欧洲空间局和俄罗斯的火星跟踪气体轨道器（TGO），2021年进入轨道的阿联酋的希望号。

2021年12月1日，祝融号与欧洲的火星快车号轨道器进行了中继通信试验。2022年春节前夕，天问一号探测器传回一组自拍视频。

火星的星震和磁场

最近，基于美国火星探测器洞察号的测量，三个小组给出了关于火星内部结构的结果 [2-4]。结果表明，火星星震活跃，但是震级较低，大多低于4，大多数源于星壳。星壳较薄，缺少地幔矿物层，因此在火星早期，星核冷却较快，很快产生地磁场。不同区域很快有温度差，驱动流体发生对流，从而在初始的磁场中产生电流，电流产生磁场，磁场进一步产生电流，从而又进一步产生磁场。火星的磁场产生过程已经停止 [5]。在地球上，地核的冷却是通过较慢的放热，驱动流体对流，导致地磁场。洞察号的观测显示，火星早期产生的磁场与目前的地磁场类似。

火星上的水

火星很冷很干，水份主要集中于极地冰。但是它的地貌显示出是依靠水的冲击形成的。火星上还存在水合矿物。因此人们推测，亿万年前火星上有河流海洋，有适合生命的条件。

根据以前的观测和模拟，人们认为，火星表面的水丢失主要是通过氧原子和氢原子（水分子由这两种原子组成）逃逸到了外层空间，又以氢原子的逃逸为主。水蒸发成水汽，到了中层大气后，通过光化学过程形成氢分子，向上输运，然后分解为原子，逃逸到外层空间。与地球相比，火星较小，而且没有一个整体的磁场屏蔽太阳风，因此大气逃逸率比地球高。

美国的火星探测器MAVEN以及欧空局和俄罗斯的火星探测器TGO测量了目前火星的氢逃逸率，以及剩余水分中的氢与它的同位素（同位素是指质子数相同、中子数不同的原子核）氘的含量之比（氘不逃逸），从而推测过去氢逃逸的总量。发现火星在近日点时，氢逃逸最多，水可以直接输运到热层，离解成原子。

以前知道，低层大气的尘暴常常发生于近日期间，引起低层对流，促进水输运到中层大气。但是这些结果不足以解释火星上水的丢失。因此有人提出，火星次表面存在还未发现的冰。

2021年，有人指出，在氢逃逸中，主要起源于低层大气的重力波（是大气的波动，其中重力起到回复力的作用）导致温度和密度的涨落，加强了大气循环，耦合不同层的大气，尘暴使得重力波可以直接抵达热层，促进水向上输运，在氢逃逸过程中至关重要 [6]。

但也是在2021年，加州理工学院的Scheller等人提出，在火星的前十到二十亿年，表面上多达30%到99%的水通过化学风化，进入了地壳中的水合物中，现在存在于水合矿物中，他们认为这可能才是大多数水的去向 [7-9]。

金星无水

金星大气中有二氧化碳，而它的表面温度可以将铅融化。最近瑞士日内瓦大学的Turbet等人通过模型计算提出，金星上的大气从来没有凝聚成水，而是输运到暗的一边成为云，吸收并再发射金星发出的红外线 [10-11]。

太阳探测

2018年，美国发射了派克号太阳探测器 [12-13]。2021年4月，派克号穿过了所谓的阿尔文面（磁场能与动能相等的面），进入磁场主宰的日冕，开始记录太阳磁场和等离子体的数据。这是以前从未直接探测过的区域。

进入以前未探测的区域意味着新的认知。当年，苏联的宇宙飞船离开地球磁层，人们才发现太阳风，是超声速等离子体（带电粒子）流。

派克号还在继续靠近太阳，2025年将抵达9倍太阳半径处，所探测的太阳亮度将比地球轨道处的高475倍。探测器表面反射很大一部分入射光，但是表面温度仍然达到1500度。探测器有个保护罩，材料是碳，有一个白瓷表面。保护罩里面的温度可以降到30度。用于探测太阳风带电粒子的材料有铌、钨、钼和蓝宝石。

图2派克号太阳探测器还在继续靠近太阳|图源：美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室

2021年10月14日，中国发射了南京大学的太阳Hα光谱探测与双超平台科学技术试验卫星（CHASE），即羲和号 [14]。它负载太阳望远镜，运行于高度为517公里的太阳同步轨道，通过Hα谱线的探测和分析，研究太阳爆发。

天外岩石

2020年11月23日，中国的嫦娥5号月球探测器发射升空，12月1日登月，12月16日返回地球。嫦娥5号带回了1.7公斤月壤，这是人类自1976年以来再次获得的月壤，来自以前美苏未探索过的区域。2021年， [15-18]，揭示了10亿多年前月球的火山爆发和内部热历史方面的信息 [19]。

2021年还有其他有关 “天外岩石” 的消息 [20]。

美国将发表最近对50年前阿波罗带回的月壤的研究（阿波罗计划带回了382千克岩石、碎石、泥土，但是最近才开始研究），并计划3年后在Artemis任务中采集月壤。

美国的毅力号得到了火星的岩石。日本的深空探测器隼鸟2号从小行星“龙宫”带回了5克岩石。美国的OSIRIS-Rex任务采集了小行星Bennu上的样品。美国在火星上有过5个火星车，但是毅力号第一次采集岩石带回地球，它在不同地点搜集了很多样品。

02

望远镜与空间站

天宫空间站

2021年，中国开始在轨建设空间站天宫。目前，已经发射了天和核心舱，并将3名宇航员送上核心舱，又发射了天舟三号货运飞船。建成后，核心舱将与一艘神舟飞船、两个空间实验舱（梦天、问天）以及货运飞船天舟对接。天宫空间站上将进行一千多项实验，其中包括暗物质、宇宙线和伽马射线暴的探测 [21]。

韦布空间望远镜

2021年12月25日，经过多年准备，带着全球天文学家的希望，。这个项目1999年获得批准，在此之前就已准备10年 [22]。

韦布望远镜发射后，航行了一个月，于2022年1月24日到达太阳-地球第二拉格朗日点的晕轮轨道，绕这个拉格朗日点运行。这个拉格朗日点位于太阳和地球连线（1.5亿公里）延长 150万公里处。

图32022年1月24日，韦布望远镜到达太阳-地球第二拉格朗日点的晕轮轨道|图源：Adriana Manrique Gutierrez/NASA

韦布望远镜发射时是折叠着的，发射后进行了几百个工程操作，包括仪器和镜面的展开，完成了望远镜结构。

韦布望远镜是人类迄今最复杂的空间观测装置，有望在2022年7月开始观测。镜面直径6.5米，光搜集能力是哈勃望远镜的5倍多，可以看到比哈勃能看到的最弱信号弱百倍的物体，主要在红外波段工作，因此着重观测大红移（红移值达到20）的远方天体和系外行星的大气，更多地了解宇宙中最古老的恒星以及最早的星系的形成，以及星系中心的超大质量黑洞。

回顾拉格朗日点

对于两个在牛顿万有引力作用下，互相环绕运动的天体，存在5个平衡点，叫拉格朗日点，在这些点上可以放上质量远小于这两个天体的物体，它受到两个天体的引力与自身轨道运动导致的离心力正好平衡。因此人造卫星特别适合放置于拉格朗日点，只需很少的轨道校正。

五个拉格朗日点中，第四（L4）和第五拉格朗日点（L5）分别与这两个天体构成等边三角形，平衡是稳定的。第一（L1）、第二（L2）和第三（L3）拉格朗日点处于两个天体连线上，平衡是不稳定的。第一拉格朗日点在两个天体之间，靠近较小天体。第二拉格朗日点在两个天体连线延长线上，靠近较小天体。第三拉格朗日点在两个天体连线延长线上，靠近较大天体。

围绕每个拉格朗日点，存在准周期（每个周期略有变化）的利萨如轨道。围绕L1、L2或L3，还存在周期性的晕轮轨道。在这些轨道上，质量远小于这两个天体的物体的运行不需要动力。围绕L1、L2或L3的这两种轨道是不稳定的，但是很容易实现轨道位置固定。

对于太阳-地球（日地）系统来说，L1和L2靠近地球。对于地球-月球（地月）系统来说，L3更靠近地球，L1和L2更靠近月球，当然地月距离本身就短，所以这三个拉格朗日点都可以使用。经常将人造卫星放在这些点的晕轮轨道或利萨如轨道上，往往简单地说某人造卫星处于某拉格朗日点。

位于日地L1利萨如轨道的人造卫星有：

1

1997年发射的美国的观测太阳的先进成分探测器 （ACT） ；

2

2001年发射的美国的起源号探测器（Genesis）；

3

2015年发射的美国的深空气象观测台（DSCOVR）。

位于日地L2利萨如轨道的人造卫星有：

1

2001年发射的美国的威尔金森微波各向异性探测器 （WMAP） ；

2

2009年发射的欧洲的赫歇尔空间天文台与普朗克巡天者；

3

2013年发射的欧洲的盖亚任务。

位于日地L1晕轮轨道的人造卫星有：

1

1978年发射的欧洲和美国合作的国际彗星探测器 （ISEE-3） ，在那里逗留了数年时间；

2

1995年12月发射的欧洲和美国合作的太阳及日光层探测仪 （SOHO） 。

位于日地L2晕轮轨道的人造卫星有：

1

2011年6月，中国的嫦娥二号完成探月任务后，从月球轨道出发进入日地L2的晕轮轨道。次年4月离开，进行了其他探测，目前作为太阳的第一个“人造行星”，绕太阳运行；

2

2022年1月24日发射的美国的韦布望远镜。

位于地月L1和L2利萨如轨道的人造卫星有：

1

2011年，美国将研究地球磁层的“事件时间历史与亚暴宏观尺度作用” （THEMIS） 卫星中的两个分别经由地月L1和L2利萨如轨道转移到月球轨道；

2

2014年10月24日，中国的嫦娥五号T1 （探月工程三期再入返回飞行试验器） 发射，绕月后，11月1日服务舱与返回器脱离，返回器当天重返地面。服务舱11月27日转至地月L2利萨如轨道，绕行3圈，2015年1月4日离开，进行后续任务；

3

2018年，中国发射通信中继卫星鹊桥号至地月L2的晕轮轨道。在此卫星上可以同时看到地球和月球背面，因此1960年代，“晕轮轨道”命名者Farquhar曾经建议阿波罗登月计划设立这样的中继卫星， 未被实施。2019年，嫦娥四号使用鹊桥号进行了软着陆，传回了月球背面的图像。

另外，2020年12月17日，完成探月任务的嫦娥五号的轨道器与返回器分离，返回器当日返回地面，轨道器前往日地L1执行拓展任务。2021年3月15日抵达，9月初离开（大概运行了1圈），没有运行轨道的报道。

03

拍电子伏特宇宙线加速器

宇宙线指来自来自太阳或太阳系外的高能带电粒子，除了极少的反粒子，99%是原子核，1%是电子。这些原子核中，90%是质子（氢原子核），9%是氦原子核，1%是其他原子核。它们穿过上层大气时，与原子碰撞可以产生π介子等。能量最低的宇宙线来自太阳，即太阳风。高能量的宇宙线来自太阳系外。空间望远镜和地面观测台发现，宇宙线的能量可以超过PeV（拍电子伏特），即1015eV，也就是1千万亿电子伏特。这是目前最大的加速器LHC产生的能量的100倍。那么这些 “拍电子伏特加速器” 位于哪里呢？

带电粒子的运动方向被星际和星系际磁场所改变，因此弄清它们的起源比较复杂。以前人们认为，银河系内的宇宙线主要来自超新星遗迹（超新星爆发抛出的物质向外膨胀，与星际介质相互作用而形成，发出的粒子从冲击波获得能量）。但是不清楚能量能否达到几十太（1太=1012）电子伏特。

宇宙线与分子云等物质的碰撞所产生的高能伽马射线（即光子）可以提供信息，这些伽马射线的能量是原来的宇宙线的1/10，但是不受磁场影响，因为光子不带电。这帮助找到了几个 “拍电子伏特加速器” 候选者。

2016年，高能立体望远镜系统（HESS）合作组用位于非洲纳米比亚的望远镜，探测到来自银河系中心的几十太（1012）电子伏特的光子，认为它们是由拍电子伏特的宇宙线产生，后者与银河系中心的超大质量黑洞Sgr A*有关。

2019年，位于海拔4300米的西藏羊八井的中日合作ASγ实验组曾探测到来自蟹状星云的100太（1012）电子伏特的光子。这后来被高海拔切伦科夫（HAWC）天文台和和主要大气伽马成像切伦科夫（MAGIC）望远镜证实。2020年HAWC天文台又探测到找到几个银河系内的 “拍电子伏特加速器”，其中一个确实与超新星遗迹有关。

宇宙线是如何被加速到拍电子伏特，然后产生这些伽马射线呢？HAWC分析了两例指出，宇宙线质子在星团中加速后，碰撞周围的气体，产生了高能伽马射线。这挑战了基于超新星遗迹的理论。

2021年，ASγ实验又探测到一个0.1到1拍电子伏特的伽马射线，基本上来自银河系的银道面 [23,24]。对数据拟合较好的解释是，宇宙线质子碰撞星际物质，产生π介子，π介子衰变产生伽马玛射线。

2021年，中国的高海拔宇宙线观测站探测到银河系中多达12个最强大的天体 “粒子加速器”，能量达到1.4PeV [25,26]，比以前探测到的都高。其中有一个来自天鹅座方向，与ASγ和HAWC的结果一致。

这些光子，是人类探测到的最高能量光子。

04

太阳系外行星

围绕两个恒星的系外行星

最早发现的太阳系外的行星（简称系外行星）是1992年发现的围绕中子星运动的行星。后来发现了几千颗系外行星，而且发现银河系内行星比恒星多。行星影响它的恒星的运动，从而改变恒星发出的光的波长，提供了间接探测系外行星的途径。类似太阳的恒星的行星，就是用此方法首次发现的，发现者获得2019年诺贝尔物理学奖。但是1%的系外行星是通过直接成像方法发现的。

2021年12月，瑞典斯德哥尔摩大学的Janson等人报告，他们通过直接成像方法，发现一个巨大的系外行星，质量是木星质量的几十倍，围绕两个恒星（总质量是太阳质量的近十倍）运动，离恒星的距离达到日地距离的500倍，类似于太阳系边缘的矮行星塞德娜（Sedna），但是质量是塞德娜的百万倍 [27,28]。

这一发现对行星形成的理论带来了挑战，因为这个行星不大像是由通常的过程形成，而可能在其他地方形成后移动到目前的位置，或者是通过引力不稳定性形成（原行星盘的质量太大而导致部分塌缩，而不是像通常那样聚集尘埃）。

通常，行星形成于核吸积。环绕新的恒星，密集气体形成原行星盘，再经过尘埃颗粒的聚集，最终成为几十公里大小的物体，这些物体之间又因引力而互相碰撞，并吸引附近的碎片，最终形成小的行星。如果质量足够大，还可以吸引气体，形成大气。

正在形成的卫星

人们曾发现恒星PDS70有两个气态巨行星（类似木星）。2021年，法国Grenoble Alps大学的Benisty等人用智利的ALMA（阿塔卡玛大型毫米与亚毫米波天线阵）发现，其中一个行星有一个气体和尘埃组成的环，可能是正在形成的卫星 [29,30]。

05

中子星

磁星、巨耀斑与快速射电暴

极短而高能的电磁波瞬时事件，比如伽马射线暴、快速射电暴、磁星巨耀斑，是当代天文学与天体物理的前沿课题。

伽马射线、X射线和无线电波（又称射电波）都是电磁波，区别只是波长不同。伽马射线暴是指从遥远星系传来的伽玛射线突然增强又减弱，持续10微秒到几小时，其后有其他波段的电磁波余晖，通常认为，来自超新星爆发或中子星并合。快速射电暴是几分之一微秒到几个微秒的射电脉冲，2007首次发现，成因还不清楚。磁星巨耀斑是来自磁星的大约0.1秒的伽玛射线或X射线闪耀爆发。

2020年4月15日，来自近邻的玉夫座星系的很短但是很强烈的闪耀伽马射线暴掠过太阳系。美国的奥德赛号火星探测器上搭载的一个俄罗斯的探测器首先探测到这个信号。6分钟后，位于太阳与地球之间的一个太阳风探测器也记录到这个信号。5秒钟之后，信号到达地球附近的探测器，包括行星际网络（IPN，由几个空间伽马射线探测器组成）、费米（Fermi）伽马射线太空望远镜上搭载的伽马射线暴监视系统（GBM）和大面积望远镜（LAT）。这个闪耀伽马射线暴只有几微秒。而在一般的伽马射线暴中，三分之二持续几十到几百秒，来自超新星爆发中的大质量恒星爆炸，三分之一短于2秒，来自中子星碰撞。研究人员将这个巨耀斑解释为来自磁星的星震 [33-37]。

磁星与脉冲星都是中子星。超新星爆发时，引力将一个恒星压缩到20公里，成为中子星，同时也将磁场压缩到小范围，磁场强度增强到上百亿倍，达到1亿特斯拉。磁星的磁场非常强，是普通中子星的上千倍，达到一千亿特斯拉。做个比喻，如果一个磁星位于月球和地球之前，我们的磁卡都要被吸过去。作为比较，地磁场是0.00005特斯拉，太阳黑子处的磁场是0.4特斯拉，磁共振成像需要的磁场是10特斯拉。

1979年，银河系内有过一个比通常伽马暴亮百倍的短脉冲。1992年，美国的Thompson和Duncan，以及波兰的Paczynski独立将此解释为磁星。他们提出，有些中子星诞生10秒内，内部的流体搅动起来，类似地球和火星内部磁场的产生，导致磁场增强，成为磁星。他们预言，磁星的强磁场使得自己的自转变慢。1998年Kouveliotow观测到这个现象。磁星的强磁场还导致巨耀斑。这用于解释1998和2004年的两次短而亮的伽马暴。

中子星形成时，经过开始的湍动阶段后，最外几米的星壳降温，其中的重原子核冷却，形成晶体结构，其中有电子，所以是良性导体，能将磁场带动，电流和磁场最终导致星壳颤动、产生裂缝乃至被大规模破坏，这又扭曲磁星外部磁场，使得电流增强十亿倍，甚至能将磁力线喷出，导致产生正负电子和光子的密集气体，向周围磁化的大气抛出等离子体。等离子体发出脉动的X射线暴。在星壳下面，不同深度的不同层的旋转速度不一样，在界面互相挤压，在磁场作用下，产生巨大的力量，引起星震，抛出接近光速的等离子气体，包含正负电子和光子，在磁场的作用下，产生短而强的光，即巨耀斑。

图5磁星是一种中子星，拥有极强的磁场|图源：Robert S. Mallozzi, UAH/NASA MSFC

即使在平静的阶段，磁星的亮度也是太阳的百倍，而爆发时要增强万亿倍，在几分之一秒内发出的能量可以是平时10年发出的能量还要多，也就是说，在几个毫秒内发出的能量相当于太阳10万年发出的能量。磁星巨耀斑在银河系探测到过几次，但因太明亮而未能观测。最近银河系外传来这种耀斑，天文学家得以一窥细节。

IPN合作组（Svinkin 等人）和GBM合作组（Roberts等人）将2020年4月15日的闪耀伽马射线脉冲解释为磁星靠近磁极的星震引起的巨耀斑 [33,34]。IPN合作组（Svinkin 等人）还将此事件定位到相邻星系NGC 253（玉夫座星系）[34]。在此基础上，两个小组都确定了伽马射线谱和时间的细节，发现与已知的一个耀斑非常相像，有一个几千分之一秒的快速过程，和一个10倍慢的衰减过程。Fermi-LAT合作组发现，在前两个组发现的伽马射线19秒后，又有几分钟更高能伽马射线，认为是由快速运动的离子导致 [35]。

后来，路易斯安那州立大学的Burns将3个以前观测的银河系附近的短伽马暴认定为磁星巨耀斑，使得银河系附近的总数达到7。 按此比例，百分之几的短伽马暴实际上应该是磁星巨耀斑。

有趣的是，在2020年4月15日的巨耀斑事件13天后，加拿大的射电望远镜 “加拿大氢强度映像实验”（CHIME，该望远镜2018年到2019年曾发现五百多个快速射电暴）和美国的 “瞬时天文设点发射巡天2” 望远镜观测到一个快速射电暴，证实也是来这个磁星。

以前观测到的快速射电暴都很远，这次发生在附近。这有助于澄清快速射电暴的起源。哥伦比亚大学的Metzger等人认为，磁星星震抛出的等离子体造成冲击波，使得电子绕磁场做回旋运动，产生快速射电暴 [70]。

脉冲双星精确检验广义相对论

脉冲双星是指脉冲星和另一个天体（可以也是脉冲星）构成的双星。脉冲星在围绕双星的质心运动时，发出引力波，从而缩小双星间的距离，改变脉冲星的轨道运动，从而改变所发出的射电脉冲到达地球的时间。这提供了引力波存在的间接证据。Hulse和Taylor因这一发现获得1993年诺贝尔物理学奖。

2021年12月，德国马普射电天文所的Kramer等人报告了对脉冲双星PSR J0737-3039A/B的2003到2016年数据（来自分散在全球的6个射电望远镜）的分析结果。这对脉冲双星于2003年发现，是唯一已知的由两颗脉冲星构成的脉冲双星，它们离地球较近（2000光年），而且轨道平面的方向很合适探测时空弯曲 [31,32]。Kramer的这一工作将广义相对论的检验改进到新的水准，精度达到万分之一，成为迄今对广义相对论最精确的验证。

图6脉冲双星|图源：M. Kramer/ Max Planck Institute for Radio Astronomy

蟹状星云脉冲星发射的能量

少数脉冲星偶尔发出持续几微秒的巨射电脉冲，比通常的脉冲亮几百到几千倍。蟹状星云里的脉冲星当初就是通过巨射电脉冲发现的。最近国际空间站上的X射线探测器 “中子星内部组成探测器”（NICER）观测了蟹状星云脉冲星，搜集了X射线和无线电波数据，发现，在巨射电脉冲时，X射线发射也增强了3.8%，因此发射的总能量是原先认知的几十到几百倍 [38]。

最重的中子星

NICER测量了中子星PSR J0740的质量，是2.1倍的太阳质量 [39,40]。这是目前已知最重的中子星。NICER直接探测的信息是X射线，然后推测出质量。这是根据什么原理呢？

中子星在观测上表现为脉冲星，它表面上有 “热点”。脉冲星旋转时，“热点”发射出X射线束，像探照灯一样也在旋转。但是中子星的质量所产生的引力场扭曲了光束的路径。所以从X射线束随时间变化的情况可以推测引力情况，从而决定质量。

中子星的多信使研究

中子星上引力很强，可以检验广义相对论。但是组成中子星的物质的状态方程是未知的。绕开这个障碍的一个方法是使用与状态方程无关的普适关系。

德国马普引力所的Silva和合作者利用这样的普适关系，借助NICER的X射线观测数据所给出的质量和半径（如上所述），得到中子星的转动惯量、四极矩以及表面偏心率等性质。然后又结合中子星并合的引力波事件（GW170817）的数据，验证了强引力场的性质 [41,42]。

因此，关于中子星的引力波和X射线观测的结合带来中子星结构的新信息，并对广义相对论做出新的检验。

06

黑 洞

超大质量黑洞的质量

以前用间接的方法确定超大质量黑洞的质量，比如利用与所在星系的大尺度性质的关系。超大质量黑洞的吸积盘较小但能量却高，所以很不稳定，导致辐射的随机性。美国伊利诺伊大学的Burke等人通过吸积盘的辐射通量的变化决定衰减的时间尺度这一原理，发现衰减时间与超大质量黑洞的质量的关系，从而确定超大质量黑洞的质量 [43,44]。

超大质量黑洞制造中微子

每年只有十几个来自宇宙深处的中微子被探测到。位于南极的中微子探测器IceCube，用1立方公里的南极冰，装配光子探测器，根据到达时间与亮度，计算出中微子的方向，判断来自附近还是宇宙深处。2017年，IceCube将一个中微子追溯到一个耀变体，那是超级明亮的星系，其中的超大质量黑洞吸进物体，喷出粒子束，包括中微子 [45]。这个中微子是以前唯一被确定来源的来自宇宙深处的中微子（而非太阳中微子）。

2019年10月1日，IceCube又探测到一个可能来自宇宙深处的中微子候选者，向观测天文学家发出信息。加州的Zwicky瞬态设施（Zwicky Transient Facility）确定，这个中微子来自一个已知的潮汐破坏事件（TDE）：75亿光年外的超大质量黑洞撕碎一个恒星 [46,45]。

这两个宇宙中微子的发现说明，超大质量黑洞的喷流是宇宙深处高能（达到拍电子伏特）中微子的一个主要来源。宇宙中高能中微子产生于很高能量的质子，因此TDE也是高能宇宙线的一个来源。

星系喷流与磁场

几乎所有星系的中心都有超大质量黑洞，质量是太阳的百万到几十亿倍。我们附近星系的中心不活跃，但是有的星系的中心非常活跃，吸进物质，发出带有巨量能量的各种电磁波。有的星系因此发出两个非常强烈的喷流，产生电磁波，被称作射电星系。理论上认为，喷流的产生、汇聚与形状由磁场决定。具体来说，超大质量黑洞附近的电子速度接近光速，在磁场中进行回旋运动，发出电磁波。被磁场汇聚的粒子形成喷流，可以长达百万乃至千万光年，达到银河系尺寸的百倍。但是以前的证据有限。

2021年，Chibueze等人用位于南非的MeerKAT射电望远镜（最灵敏的射电望远镜之一），得到射电星系MRC0600-399的高分辨图像，在射电喷流的近90度弯曲点附近发现射电发射的扩散区域，并用计算机模拟证实，超音速喷流在磁场弯曲层确实发生这样的现象 [47,48]。这个结果说明，在混乱的星系团环境中，存在有序的强磁场。这有助于理解星系成团过程中的磁场和气体动力学。

矮星系中的黑洞

LIGO和Virgo去年宣布了引力波信号GW190521，将其解释为质量分别是65和85太阳质量的两个黑洞并合为142太阳质量的黑洞 [49]。但是理论上，通过超新星爆发形成的黑洞的质量不能在65到135太阳质量之间。如果质量大于65太阳质量，那么恒星内的光产生正负电子对，从而失去支持星体外层的光压，外层塌缩，加速核反应，星体消失，所以不能形成黑洞。如果质量大于135太阳质量，恒星则直接塌缩为黑洞。85太阳质量恰好处于这个禁区。而并合成的黑洞质量既大于来自恒星的黑洞，也不像超大质量黑洞那么大（几十万到几十亿太阳质量），是第一个被发现处于这个中间质量范围的黑洞。

2021年，费米实验室的Palmese等人提出，这两个黑洞分别处于两个矮星系（低质量的星系）的中心，这样可以避免改写黑洞形成的理论 [50,51]。这个图像可用于研究超大质量黑洞早期形成过程和星系演化。

黑洞发射信息的极限

1981年，Jacob Bekenstein 从因果律和热力学第二定律推导出，物理系统的信息发射速率有个上限。Shahar Hod 将其变形为对弛豫时间的限制，并说明可用于黑洞弛豫到平衡的过程。

2021年4月，比萨大学的Carullo等人验证，引力波天文台观测到的并合黑洞满足这个限制。他们在所有的观测到的黑洞并合引力波事件中，选择了可以准确确定弛豫时间的8个，对于并合所生成的黑洞，计算了单位能量的信息发射率，达到上限的75%，是已知物理系统中最快的 [52,53]。

07

星系和宇宙学

星系旋臂

70%的星系是漩涡星系，包括银河系。根据林家翘和许靖华的密度波理论，漩涡结构只能出现于稳定的旋转盘，不能出现于年轻的星系。以前，人们在113亿年前的星系中发现旋臂，也就是宇宙大爆炸后约25亿年后。

2021年，日本国立天文台的Tsukui和Iguchi 根据智利LAMA射电望远镜的数据，提出在大爆炸14亿年后，某个星系已经出现旋臂 [62,63]。

脉冲星计时阵列带来的宇宙学信息

来自毫秒脉冲星的射频脉冲到达地球的时间有涨落。如果这个涨落是由引力波导致的空间距离改变引起的，那么不同脉冲星的时间涨落就有关联。脉冲星计时阵列的目的就是监测这些涨落，从而探测很低频率的引力波（1-100纳赫兹）。理论上，这些引力波可能来自超大质量黑洞、宇宙弦、早期宇宙相变，乃至被宇宙暴涨放大的极早期引力场的量子涨落。

2020年12月，北美的NANOGrav合作组公布了45个脉冲星在12.5年内的观测数据。当时，有人将信号解释为引力波，推测是源于宇宙弦或原初黑洞。

最近，NANOGrav合作组自己将之归因于宇宙早期低能量（10MeV）的相变引起的引力波。这个相变基于超越标准模型的粒子物理理论 [54,55]。澳大利亚的PPTA合作组也探测到一个类似的信号，但认为是噪声 [56]。

BICEP/Keck与暴涨模型

现代宇宙学认为，随着宇宙膨胀，充斥早期宇宙的电磁波成为今天的宇宙微波背景辐射，而宇宙大尺度结构则来自早期的密度涨落。这些密度涨落引起原初的引力波。

1980年代，为了解决标准宇宙学困难而提出的暴涨模型认为，在大爆炸之后的极短时间内，宇宙发生了急剧的指数级膨胀。宇宙暴涨使得原初引力波在宇宙微波背景辐射中产生B模。B模是电场偏振的一种行为，意思是，不同方向的电场之间的关系类似磁场（常用符号是B）的行为。然而宇宙中的尘埃也能引起这个后果。

位于南极的BICEP（宇宙银河系外泛星系偏振背景成像）项目的目的就是测量宇宙微波背景辐射的偏振，寻找B模。2014年，BICEP曾发表B模结果，认为由原初引力波引起，但是后来澄清来自银河系的尘埃。

现在BICEP的3个仪器加上附近的Keck阵列共同工作，形成BICEP/Keck。最近他们通过对尘埃因素的排除，给出对于引力波贡献的限制。关键的量是所谓张量-标量比r，代表引力波与密度波的振幅比。最近他们宣布，r小于0.036，刷新了以前普朗克卫星的0.11，BICEP的0.09和0.07 [57,58]。

暴涨模型有很多版本。BICEP/Keck的结果排除了某些版本。不过大多数版本的暴涨模型预言r大于万分之一。BICEP/Keck以及其他几个类似实验有望达到测量更小r值的所需精度，而且日本2028年将发射一个卫星LiteBIRD，用于这个目的。在高精度下的B模结果，无论阴性还是阳性，都会引起宇宙学理论较大的改变。

早期暗能量

前几年，超新星的数据表明，宇宙膨胀要比之前的认知快5-10%。因此有人提出 “早期暗能量”，存在于大爆炸后的前30万年。

阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）合作组和另一个组分别分析了位于智利的ACT的2013-2016年数据，认为找到了 “早期暗能量” 的迹象。如果正确，宇宙年龄要由138亿年改为124亿年 [59-61]。

但这只是初步结果，有待ACT和南极望远镜的进一步检验。这两个望远镜用于测量宇宙微波背景辐射（CMB）的涨落。之前，CMB的最精确数据来自欧空局2009至2013年工作的普朗克卫星。

反星

如果宇宙中存在反物质构成的反星，那么就会有物质-反物质湮灭成伽马射线的事件。

法国图卢兹大学的Dupourque等人对5787个伽马射线源做了甄别，提出一个上限：每百万个恒星中至多有2.5个反星 [68,69]。

08

第一代恒星内的原子核反应

古老的恒星，即所谓贫金属星（氢和氦以外的元素含量很少）中，钙元素特别多，理论上认为，这来自第一代恒星（即所谓第三星族恒星）死亡后发生的弱超新星爆发，而第一代恒星中的钙又源于一系列叫做越狱反应的原子核过程，首先是氟核俘获质子，产生光子和氖。通过这个反应，恒星从碳氮氧循环中 “越狱”，以致产生钙。碳氮氧循环指一连串原子核反应的循环，其中碳、氧、氮充当了催化剂的角色，净结果是4个质子转换为1个α粒子（即氦核）、2个正电子、2个电子型中微子和光子。

能否越狱，不但取决于氟的丰度，也取决于氟与质子的这个反应与另一种反应（产生α粒子和氧，包括3个通道：仅有这两个粒子；伴随产生光子；伴随产生π介子）的反应率的比值。这个比值大于8，钙元素产生和弱超新星理论才能成立。

氟是宇宙中奇特的元素，很容易与宇宙中丰富的质子和氦核（即α粒子）发生核反应，除了第一代恒星中的越狱反应，缺席恒星里主要的原子核反应。

2021年，美国鹿特丹大学的deBoer等人分析了氟与质子的这两个核反应的70年的数据，发现越狱反应（产生光子和氖）的反应速率存在很大不确定性，这给弱超新星模型和钙的起源带来了不确定性 [64,65]。

也在2021年，中国原子能科学研究院牵头的锦屏深地核天体物理实验（JUNA）精确测量了产生α粒子和氧（伴随产生光子）的反应速率 [66,67]。

期待他们再接再厉，测量出越狱反应（产生光子和氖）以及产生α粒子和氧的另两个通道（仅有这两个粒子；伴随产生π介子）的反应速率。

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制版编辑|姜丝鸭

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