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《中子星物理导引》绪论 精选

已有 3641 次阅读 2020-3-8 17:18 |系统分类:科研笔记

封城40多天了,在家的时间倒算充裕。近段时间为开设的网课写教材,初成框架,这里发个序章,祝忙前忙后的夫人节日快乐。两天时间写得仓促,还需慢慢改进,望提建议。

上篇 

如果以一种超凡的视角来观察宇宙,我们会发现它就像是一团不断膨胀的气体,而组成这团气体的分子恰是一个个形态各异的星系。再当我们仔细审视每一个星系的时候,又会发现这一团旋转的“云”可以继续分解为千亿颗如太阳般的恒星(star)。因此,探索恒星的前世今生和未来无疑是我们打开所有宇宙奥秘的第一把钥匙。从托勒密到哥白尼再到牛顿,从赫歇尔到爱丁顿再到钱德拉萨卡,人们对于恒星(太阳)性质的认识不断走向深入,为天体物理学奠定了最为重要的一块基石。

对于恒星乃至几乎所有天体而言,它们的一生始终是一部与万有引力相爱相杀的历史。从其诞生于星云,维持于主序,灭亡于核心的塌缩,归迹于致密天体,莫不如此。引力是宇宙中支配所有亮暗物质流动的王者,而运动所带来的离心效应则是物质抵抗引力的唯一法宝。运动即有宏观的,更有微观的,微观的无规运动则表现为宏观的气体压强。当一团巨大的星云在引力的作用下开始塌缩、分裂,分裂、塌缩,引力势能的释放将不断加速气体分子的无规运动,使气体内能增加,逐渐导致温度升高、压强变大、塌缩减缓。并在温度达到一定临界条件时,最终点燃气体的核燃烧,由此所带来的巨大压强将使引力塌缩完全停止。在这个过程中诞生的恒星正是通过不断的热核聚变来弥补其一生中热量的损失,从而维持其与引力达到平衡的气体压强。然后,不可逆的核聚变必将在亿万年后走向终结。当所有可燃物质均已燃烧,恒星的气体压强终将下降,它儿时的引力塌缩噩梦再次降临。随着恒星核心的不断塌缩,物质的密度将不断增大。可以设想的情况是,物质中原子核周围的电子将被不断地被剥离而变成自由电子,原子核之间的距离也将不断减小。人们最关心的问题是,这个过程是否可能被再次停止?

1844年,贝塞尔发现天狼星的伴星是一颗具有太阳质量但很难被观测的奇特天体。数十年后,人们发现这个被称作小狼的天体具有天狼星千分之一的光度和大概两万开尔文的温度,据此它被定性为一颗白矮星(white dwarf)。基于小狼的质量、光度和温度,我们容易发现白矮星的半径大概与地球相当,因而其密度将高达10^6g/cm^3。1926年,E. Fermi P. Dirac基于泡利不相容原理提出了关于费米子的量子统计规律。据此,R. Fowler意识到高密度下的自由电子气将能够形成非常强大的简并压,远高于恒星温度下的热压强。这个理论可以很好地解释具有高密度和强引力的白矮星为什么能够稳定存在。并且,也使我们认识到,恒星核心的塌缩必将经历电子简并压的快速增长,从而可能阻碍塌缩过程的进一步发生,使其止步于一颗稳定白矮星的形成。换句话说,观测到的白矮星正是恒星核心塌缩的一种自然产物。白矮星不同于普通的恒星,它的存在不再依赖于任何额外的能源产生机制。这个结局无疑使得恒星演化理论变得完整而美妙。然而,Chandrasekhar意识到,随着密度的增大,电子的费米能将很容易达到甚至超过它的静能量从而成为相对论性气体。在此情况下,电子气的简并压随密度增长的趋势将变得十分疲软,很可能无力支撑相应密度下的引力。最直观的结果是,Chandrasekhar发现白矮星的质量将存在一个上限,即1.44倍太阳质量。这一结论使得那些较大质量恒星的死亡归宿成为了一个新的问题。

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1932年,J. Chadwickɑ粒子(氦原子核)轰击铍,再用铍所产生的射线轰击氢、氮,首次发现了中子这种基本的粒子,进而使人们认识到原子核是由中子和质子所组成。甚至在这一重大发现之前,Landau便已提出过设想,宇宙中也许存在一类完全由核子所组成得天体,它就像一个巨大原子核。1934W. BaadeF. Zwicky在研究超新星现象的论文中提出建议,超新星现象可能起源于大质量恒星向中子星转化的过程。他们在这里首次提出了中子星(neutron star)这个名词,并正确地指出恒星在塌缩为中子星过程中所释放的巨大引力势能正是超新星爆发的能量来源。1939年,TolmanOppenheimerVolkoff在广义相对论框架下利用理想的简并中子气物态方程建立了第一个定量的中子星模型(TOV方程),得到了中子星内部的物质分布情况以及它的质量和半径大小。此外,从观测角度考虑,人们更加关心中子星表面的热辐射性质。通过研究它们的冷却机制和过程,人们发现中子星表面的温度可以高达百万开尔文,因而其热辐射集中在X射线能段。然而,由于中子星的半径实在太小,以当时的技术是完全不可观测到的,因此人们很快就对这种奇特天体失去了研究的兴趣。

中篇 

第二次世界大战后,受益于成熟的雷达技术,国际射电天文学迅速发展并在1960年代迎来了高潮。1967年,A. Hewish和他的研究生J. Bell发现了一种具有准确周期性的射电脉冲信号。它很快被认为是来自于一种旋转天体的辐射(类似于灯塔的效应),这种天体被称为脉冲星(Pulsar)。此观点要成功解释观测到的脉冲强度和频率,只有当脉冲星具有像中子星那样的质量、体积和密度时才能够达到。同年,在不知道发现脉冲星的情况下,F. Pacini指出,如果中子星具有很强的磁场并能够快速旋转的话,那么它们就可能发出低频的电磁波辐射。结合观测和理论,可以知道射电脉冲星的辐射能量来源主要是中子星的旋转能。无论如何,脉冲星的发现使中子星终于从一个理论猜想变成了一个可被实际观测的真实天体。因而,这一事件无疑算是天文学史上的一个里程碑。时间往前推两年,A. HewishS. Okoye其实在1965年时已发现在蟹状星云中存在一个高亮温度的奇特射电源。此时便可知道,该射电源其实正是该星云中间的一颗中子星,它和蟹状星云一起都是1054年(宋至和元年)那次壮观的超新星爆发的产物。脉冲星的发现重新激发了人们对中子星的研究热情,一批理论学家迅速建立起一整套描述射电脉冲星辐射机制的电动力学理论体系。在观测方面,脉冲漂移、脉冲缺失、周期跃变等越来越多的辐射特征也在不断地被发现。甚至当前炙手可热的快速射电暴现象也有可能与中子星的射电辐射存在着密切的联系。脉冲辐射所带走的能量实际上只占中子星全部旋转能的很小一部分,其它能量将主要以玻印廷流的形式流出,并可能最终转化为相对论性的星风。在这个星风的演变和最终击打到外围超新星抛射物的过程中,将可能形成明亮的脉冲星风云。让我们再次凝视蟹状星云,可以看到在它的中间,脉冲星风云的辐射在X射线望远镜下正熠熠生辉、璀璨夺目。然而,要在理论上合理说明玻印廷能流是具体如何及时转化为星风,实际上并不是一个容易的任务(sigma问题)。

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脉冲星发现当年,有关的观测很快从射电扩展到了X射线波段,从孤立星扩展到了双星系统。1967年,I. Shklovsky通过检查Scorpius X-1X射线和光学观测结果提出,这些辐射应来自于处于吸积状态的中子星。1971年,R. Giacconi等人在X射线源Centaurus X-3中发现了一个周期为4.8秒的脉冲信号。他们指出这种X射线脉冲辐射是由于中子星从伴星或星际介质中吸积物质并降落在表面上所导致的。在这种情况下,脉冲辐射的能量来源是吸积物质的引力势能而非中子星的旋转能。这些发现,使人们对中子星双星系统产生了浓厚的兴趣。1982年,D. Backer等人发现了第一颗毫秒脉冲星,每秒钟可转642次,它被认为正是在双星系统中吸积加速的结果。这种极快旋转状态对脉冲星的质量和半径给出了极为严格的限制,进一步强化了它们的中子星属性。当然,双星系统中的中子星也不一定总是处于吸积的状态,很多时候可能只是做简单的轨道运动。但是,如果两者的星风都很强烈的话,那么星风之间的相互作用也可能造成可观的辐射。近年来,Fermi伽马射线望远镜就看到了不少可以用这样过程来解释的伽马射线源。

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中子星双星系统进一步演化后可能转变为双中子星系统。1974年,J. TaylorR. Hulse发现了第一个双中子星系统PSR B1913+16,其中一颗可以观测到脉冲辐射。利用它的周期性信号,可以很好地限制两颗致密星绕质心公转的轨道参数。2003年,M. Burgay还首次发现了第一对双脉冲星系统PSR J0737-3039,从而可以更加精确地测定双星参数和更好地检验广义相对论效应。根据广义相对论,两个天体的相互绕转可以导致引力波辐射,辐射的强度高度依赖于系统的致密性。因此,双中子星系统被认为是宇宙中最理想的引力波辐射源之一。引力波辐射的能量来自于双星绕转的轨道能量。因此,随着引力波的持续辐射,双星系统的轨道半径和周期将变短。J. Taylor等人对PSR1913+16做了持续数十年的跟踪观测,发现其轨道变化与广义相对论的预言高度一致,间接证明了引力波辐射的存在。从此之后,从信号最强的双中子星并合事件中直接探测到引力波成为了几代物理学家孜孜以求的科学目标。经过数十年的努力,2017817日美国激光干涉引力波天文台(LIGO)和欧洲室女座引力波天文台(Virgo)终于首次探测到了来自于双中子星并合事件GW170817的引力波辐射。并且,人们还同时观测到了与引力波信号成协的短时标伽马射线暴辐射和千新星辐射。这些多波段辐射信号对并合过程产生的抛射物性质乃至并合产物性质给出了重要的限制,也开启了天文学多信使研究的新时代。

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下篇 

几十年来,天文观测上不断取得的突破为人们理解中子星的各种物理细节提供了重要的依据。除了中子星各类辐射信号的产生机制外,最核心的问题仍然是中子星内部究竟是由何种物质所组成的,它们又可能处于何种状态。1964年,Gell-MannZweig提出了强子结构的夸克模型,以此为基础建立起来的粒子物理标准模型为中子星的内部物质组分提供了更多的可能性。1984年,E. Witten等人计算发现,在很大的参数范围内由uds三味夸克组成的奇异夸克物质可以是物质的真正基态,从而可能改变人们一直认为的铁56最稳定的观点。以此极端情况为例,微观物理的不确定性极大地增加了中子星研究的自由度。除了传统的中子星观点外,夸克星、奇子星、超子星、混合星、介子凝聚、色超导态等一系列新的概念被陆续提出。因此,当我们现在再讲中子星这个概念的时候,除了加以特别说明,它实际上常常是一个非常广义的概念,包含了很多种不同的物理内涵。无论如何,这种现状也使得针对中子星的天文观测成为了人类探索微观物理的新途径,并具有地面实验室所不具有的特殊优势。

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鉴别中子星不同物质属性的最有力观测判据便是确定中子星的质量上限及其质量半径关系,但这是一件非常困难的工作。近年,人们利用测量双星轨道的Shapiro延迟等方法,找到了数例具有较大质量的中子星,其中最大的质量达到2.14倍太阳质量。它为中子星的极限质量给出了下限。在双中子星并合引力波事件中,如果我们能够准确判定并合产物的属性,那么我们将能够为中子星的极限质量找到更严厉的上限或下限。与此同时,通过拟合引力波波形所得到的星体形变量也成为近年限制中子星物态的一种全新的有效方法。此外,发生在中子星表面的一些热核暴或磁暴现象也可以为星体的质量和半径提供一些重要的限制。除了中子星的结构参数外,它们的旋转和冷却性质也与其内在的物质组分存在着紧密的联系,因而也是天文观测的重点。2007年,Rossi X射线时变探测器(RXTE)通过观测X射线暂现源XTE J1739-285的热核暴发现了1122Hz的振荡频率,预示着其中存在着一颗迄今已知转得最快的中子星。这对星体物质的粘滞性提出了非常高的要求,以能够抑制这种情况下的各种流体力学不稳定性。2010年,通过分析Chandra望远镜所积累的过去十年Cassiopeia A脉冲星的X射线辐射数据,人们发现其冷却速度远远超过了通常中微子辐射主导下的冷却速度。这在一定程度上表明该中子星正在经历从中子物质正常态向超流态的相变过程。可以看到,随着天文观测能力的不断提升,人们可以不断地从全新的视角来审视中子星,逐渐从更多的角度对中子星的物理属性做出更全面的检验。

近年来,随着时域天文研究的不断发展,人们对超新星和伽马射线暴等恒星爆发现象有了越来越丰富的认识,并且还陆续发现了很多全新的暂现源现象。鉴于这些暂现源辐射很可能伴随着中子星的诞生,因而也意味着中子星研究可能迎来一个全新的窗口。1992年,R. DuncanC. Thompson建立了磁星模型,后来成为了解释反常X射线脉冲星和软伽玛射线重复暴的主流模型,因为这些中子星的辐射主要由磁能耗散所驱动,而非传统的旋转驱动或吸积驱动。1998年,戴子高和陆埮提出,一部分伽马射线暴的中心致密天体可能正是一颗处于极限旋转状态的磁星(即毫秒磁星),其理论预言受到了数年后Swift卫星观测结果的强力支持,从而使中子星研究在暂现源现象中大放异彩。近年来发现的一类极为明亮的超亮超新星便是一个重要的例证,它们的光度演化常常可以与毫秒磁星的自转能损高度一致,却很难由传统的镍56衰变理论解释。更为重要的是,戴子高等人在2006年提出,双中子星并合后的产物可能仍然是一颗大质量的中子星,这一观点对于理解短伽马射线暴的诸多观测特征乃至GW170817引力波事件中的电磁对应体辐射均有重要帮助。如果这一观点能够最终被证实,那无论是对于中子星的极限质量还是对于中子星的起源而言都将产生深远的影响。这无疑将是未来引力波探测和多信使天文学研究有待解决的一个重大科学问题。

最后,让我们回到本文开头的那一段描述,因为中子星无论如何都存在质量上限,因此当那些最大质量的恒星在塌缩的时候,其核心的密度终将远远超过核密度。然而,此时再讨论物质的状态似乎已变得了无意义,因为所有的物质信息都将禁闭在一个无限弯曲的时空中而不可窥测。也就是说,它将最终不可避免地塌缩为一个黑洞。当然,这将是另一个波澜壮阔的新故事了。

 




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