一千年前中国天文学家的记录，如何与现代天文学的重要发现联系在一起？

我们常说，万物生长靠太阳。太阳是对地球、生命和人类最重要的天体。但随着天文学的发展，我们发现在银河系中至少有超过1000亿颗恒星，而太阳只是其中一颗极其普通的恒星。从日心说到现代天文学，我们对太阳和恒星的认识成为我们探索宇宙的重要组成部分，在这个过程中，我们也在不断重塑自身的宇宙观。

英国莱斯特大学天体物理学荣休教授安德鲁·金在《恒星》一书中，以简明扼要的笔法讲述了恒星的诞生、演化和消亡，揭示了中子星、黑洞这些奇异天体的秘密。在下面的文字中，他就讲述了天文学家如何寻找恒星的遗体。特别是，一千年前我国宋代天文学家对天象的记录如何为一项现代天文学的重要发现提供了佐证。

由恒星演化理论可知，恒星只会以三种方式结束一生：白矮星、中子星或者黑洞。我们发现白矮星是可以直接观测到的。中子星则太小了，表面积是白矮星的一百万分之一。如果温度也相近，那它们就极其暗淡，很难被看到。而根据定义，黑洞完全不辐射。我们能确定这种奇怪的天体真实存在吗？后面会看到，大量证据表明它们确实存在。我们会在这个过程中发现，黑洞在塑造我们周围宇宙的结构方面发挥了尤为重大的影响。

脉冲星

中子星存在的第一个具体证据，得自于一项为其他目的设计的实验。射电天文学建立于第二次世界大战后，早期的射电源大多是遥远的星系。天文学家意识到，他们探测到的射电信号会在穿过太阳吹出的稀薄气体（即太阳风）时受到影响。这种气体很容易被行星磁场偏转，而在四处快速运动。这不会对观测遥远星系带来太多不便，因为射电辐射经过长时间累积，平均下来会消除行星际气体的干扰效果。不过，如果射电望远镜很灵敏，可以在很短的时间内（比如几秒钟）探测到遥远的射电源，那它就能观测到这种行星际闪烁，供天文学家研究。

要点在于，这是天文学家第一次有意观测如此快速变化的现象。天文学似乎是这样的学科：重大的变化动辄上百万年，就算是行星的轨道运动也是以月和年来计算。当然，没有人能预测之后会发生什么。1967年的某天，剑桥大学研究生乔瑟琳·贝尔正在检查某台仪器的输出结果。这台仪器是为研究行星际闪烁而设计的。这时，她注意到一段有规律的射电脉冲，每秒从天空中的某个固定位置发射一次。位置固定，说明它必然来自某个天体，而不是来自地球或行星上的物体。但这种极其快速而又规律的信号则是前所未见的。一阵疑惑过后，事情明晰了起来。

▲乔瑟琳·贝尔

要生成非常规则的信号，最明显的方式就是旋转。如果在球上涂一个点然后再转动它，就能以规律的间隔看到这个点。恒星上的点随恒星自转，也同样如此。但恒星的自转速度有一个极限：一旦赤道处的离心力大过引力，恒星就会变形。质量相同的情况下，恒星越小，极限速度就越快，因为赤道上的引力更大。所以，恒星越致密，这个点重现的速度就越快。乔瑟琳·贝尔观测到的周期是一秒，这就需要发射信号的那颗脉冲星（很快它们就被这么命名了）具有比白矮星还高得多的密度。而且发现更多脉冲星后，密度极限很快变得更高了。乔瑟琳·贝尔的博士论文导师安东尼·休伊什因发现脉冲星而在1974年获得了诺贝尔奖。

虽然1930年代就有了关于中子星的理论设想，但只有很少的天文学家知道或记得这回事。不过，脉冲星需要的巨大密度让人们迅速对其重拾兴趣。理论家们很快意识到，中子星很可能具有很强的磁场，因为即使初始磁场很弱，也会在达到中子星密度前的高度挤压过程中被极度放大。再加上星体高速旋转，它会在中子星表面某个固定位置产生一束射电辐射。这束辐射就像我们之前设想的球上的点，解释了脉冲星为什么会发射脉冲。脉冲星不光是中子星，还是一类以全新方式发光的恒星：不像大部分恒星那样靠内部核反应，也不像白矮星那样靠余热发光。脉冲星的能量来源是自转。当脉冲星因辐射而损失能量时，它们的自转也会变慢。也就是说，两次脉冲间的周期必然会变长。当然，与每次脉冲相比，周期变长的过程非常缓慢，因此我们无法直接看到脉冲变慢。不过，一旦知道它有可能会这样，我们就很容易测出它的增量——脉冲周期非常短，每天有上千次脉冲。所以，只需几小时就可以非常精确地测出两次 脉冲的平均间隔时间，也就是周期。将这次的测量结果与之后的比较，就可以得出极小的变化，还有脉冲星自转减慢的速率。天文学家发现脉冲星的自转减速总是随时间的推移变得越来越慢，因此自转慢的脉冲星要花更长时间才能让脉冲周期增加一定比例。相反，快的脉冲星，自转也会更快变慢，所以它开始脉冲的时间必定相对较近。我们只须用脉冲周期除以它变慢的速率，就可以估算这个时间究竟有多近。得到的结果就是脉冲星年龄的一种度量依据。

第一颗脉冲星被发现后，人们很快又发现了一颗，它位于著名的蟹状星云（一颗超新星的残骸）中央。它的脉冲很快（每秒30次），预估寿命很短，数量级是一千年。中国的天文学家记载了1054年蟹状星云超新星的爆发。虽然它在天空产生的光斑像金星一样亮，但显然，西方世界完全没有记录这场剧变。中国的观测起到了关键作用：记录的真实年龄与根据脉冲星自转减速估算的年龄非常相近。毫无疑问，那颗脉冲星就是旋转着的中子星，而且诞生于那次超新星爆发。爱发牢骚的瑞士裔美国天文学家弗里茨·兹威基早在1930年代就提出，超新星是中子星的出生地。他活着看到了自己的观点得到证实，但没有看到之后人们确认了他的另一个想法：宇宙中大部分物质是“暗”的，因而无法通过引力效应之外的手段探测。

▲蟹状星云

吸积

甚至在发现脉冲星之前，把中子星和黑洞视为真实存在的天体的观点就已经在逐渐流行了。这是因为另一个特征（归根结底它也更加基础）：中子星和黑洞表面附近有巨大的引力。如果物质能从离中子星一定距离的位置由静止状态开始掉落，那么强大的引力会让它在落到中子星表面时，速度达到光速的三分之一。物体与表面碰撞后，会以辐射的形式释放所有能量。仅一千克以这种方式撞向中子星的物质，就能释放1016焦能量，比相同质量的氢聚变为氦所释放的能量还要高大约20到30倍。

存在一种自然的方式，使得气体这样落到中子星上。大质量恒星大多并不孤立，而是属于一个双星系统，两颗恒星相互绕转。如果其中一颗是正常恒星，另一颗是中子星，而且它们相隔不远，那么正常恒星的气体就有许多种方式流向中子星。我们会在之后做详细讨论，这里需要先仔细研究气体如何下落。

正常恒星上最靠近中子星的那部分气体最容易落向中子星，这是非常自然的，因为那里的引力最强。但既然正常恒星在绕中子星做轨道运动，那么离开它的气体也会做轨道运动。如果只有一个气体粒子落向中子星，那么它会沿一条椭圆轨道运动，从而非常靠近中子星。因为中子星很小，气体粒子可能会错 过它，然后继续沿椭圆轨道运动。但实际上，我们不只有一个气体粒子，而是有一束粒子流争着沿同一条轨道运动。气体流错过中子星，但等到它们转完一圈回到正常恒星上时，领头的部分就会与刚刚离开恒星的那部分气体流相撞。在碰撞过程中，气体用于轨道运动的动能会有不少变成热能，辐射到太空中。

但这种内部碰撞无法消除气体绕中子星的旋转运动，除非双方的质量相同、方向相反，以正面相撞。结果是气体最终沿圆形轨道绕中子星旋转。气体的内耗使气体扩散到一个环绕着中子星，且位于双星轨道平面上的圆盘中。在圆盘内部，大部分气体都在缓慢地螺旋向内移动。这样，它们会更加靠近中子星，同时也在不断损失引力能。这些能量只有一个去处——耗散为热量，然后从气体盘的两面辐射到太空中。等到气体到达中子星，它们以辐射形式释放的能量正好就是直接落到中子星上应当损失的引力能的一半，这依然是个很大的量。引力能的另一半作用于旋转，使气体在向内下落时加速，正好符合我们在第二章中提到的位力定理。等气体落到中子星上，这些能量也会以辐射的形式被释放出来。

天文学家将这个螺旋状的气盘称为吸积盘，因为中子星会在这个过程中逐渐吸积，也就是获得物质。中子星这类致密天体往往会通过吸积盘实现吸积，因为气体下落时总会有些旋转。黑洞比质量相近的中子星还要小，它的吸积显然也是这样。现在，这向我们展示了天文学家如何去做一件看似不可能的事情——实际观测到黑洞。如果我们将上一段的中子星换成黑洞，唯一变化的就是气体到达吸积盘中央时发生的事情。此时，它会径直落入黑洞，而不是打在中子星那种坚硬的表面上。但要记住，到这一步时，气体已经释放了一半可用的引力能，这是一个很大的量。其实，黑洞吸积过程中释放的一半引力能比中子星吸积过程中释放的那一半更大，因为相同质量下黑洞更小，可以让气体螺旋进入更强的引力场。因此，黑洞的吸积过程最终会以极高的效率（和中子星相当）将吸积质量转变为能量，大约是每千克1016焦。探测吸积黑洞的方式应当与探测吸积中子星的方式相同。

（本文节选自《恒星》第六章“寻找恒星的遗体”，配图和标题为编者所加）

书名：《恒星》

‍♂️ 作者：[英]安德鲁·金

翻译：杨晨

内容简介

恒星是由什么构成的？太阳如何在漫长的岁月里持续发光？天文学家如何利用恒星来探测宇宙特性？脉冲星、超新星爆发、γ射线暴等奇特的天体或天文现象是怎样形成的？诸多疑问盘桓多年，让人类对迷人的恒星科学展开了长久的探索。

在本书中，莱斯特大学天体物理学荣休教授安德鲁 · 金将为你揭示，恒星是如何形成的，以及物理定律如何驱使恒星演化，使它们经历一个个阶段走向成熟，直至那无可逃避，但有时也无比壮丽的死亡来临，最终化为黑洞等天体。作者特别指出，探究恒星的本质，对我们理解宇宙、理解自身至关重要。