對於許多讀者，尤其是天文學愛好者來說，"脈沖星 "和 "白矮星 "都是耳熟能詳的概念。脈沖星和白矮星都是恒星死亡後的產物，密度都非常高。那麽，科學家最近發現的 "白矮星脈沖星 "是什麽呢？它們本質上是白矮星還是脈沖星？它們又是如何產生的呢？
這是賽先生2017年科普創作合作行動的第四篇文章。
撰稿：王善勤（加州大學伯克利分校天文系）
審稿：張雙楠（中國科學院高能物理研究所）
炙熱而淒涼的白矮星
白矮星為什麽叫 "白矮星"？因為它們又白又矮。它們之所以是白色的，是因為它們很熱，而它們之所以被稱為 "矮星"，是因為它們非常明亮。恒星的溫度越高，就越亮；恒星的表面積越大，就越亮。白矮星的溫度很高，所以它們應該非常明亮，但事實上它們卻非常暗淡。這是為什麽呢？這是因為：它們的表面積太小了。
因為它們的表面積小，所以它們的半徑小，體積小，和地球差不多大。因此，它們應該很輕，對嗎？其實不然。它們其實很重，和壹個太陽差不多重，因此也和幾百萬個地球差不多重。由於白矮星的大小和地球差不多，所以它們的密度是地球的幾百萬倍，和小拇指壹樣大，有幾萬磅重。
白矮星來自哪裏？從那些和太陽差不多大的恒星，到質量小於8個太陽的恒星，它們在燃燒完恒星中心可以燃燒的氫之後，點燃核心中的氦，在中心燃燒碳和氧，最終在中心收縮成壹顆以碳和氧為主的白矮星。還有壹些質量很低的恒星，它們在中心燃燒出氦之後，溫度不足以燃燒碳和氧，於是形成了以氦為主的白矮星。
宇宙中的壹些碳氧白矮星是巨大的鉆石。我們的太陽將在幾十億年後在其中心形成壹個碳氧白矮星。這些巨型鉆石和地球壹樣大，但和太陽壹樣重。當然，氦白矮星沒有這個 "殊榮"，因為鉆石的化學成分是碳。
圖 1.碳氧白矮星（右）的大小與地球（左）差不多，就像壹顆巨大的鉆石。(圖片來源：Youtube視頻截圖：發現漂浮在太空中的巨型行星大小的鉆石）
1910年，羅素、皮克林和弗萊明通過光譜分析正式確定了第壹顆白矮星。天文學史上最著名的白矮星是天狼星 B，它是天狼星 A 的伴星。
圖 2 是哈勃太空望遠鏡拍攝的天狼星 A 和 B 的圖像。
圖 2.天狼星A和B的圖像，箭頭所指為白矮星--天狼星B（圖片來源：NASA/ESA）
白矮星的質量不允許無限大，除非存在快速旋轉或強磁場，否則絕大多數白矮星的質量不會超過1.4個太陽質量。這個最大質量被稱為 "錢德拉塞卡極限"，因為錢德拉塞卡首先計算出了這個近似值。兩顆質量與太陽差不多的白矮星的撞擊，或者壹顆白矮星吸入過多的物質，都會導致質量超過這個極限，從而引發劇烈的核聚變爆炸（熱核爆炸），形成熱核爆炸超新星，其光譜類型被稱為 "Ia型"，因此也被稱為Ia型超新星，公元1006年觀測到了著名的Ia型超新星。公元1006年觀測到的那顆著名的超新星就是這種爆炸的結果。
中子星和脈沖星
1932年，查德威克在實驗中發現了中子。隨後不久，朗道提出宇宙中有壹種幾乎完全由中子組成的恒星，即中子星。1934年，巴德和茲威基提出超新星爆炸會留下中子星。
要使恒星成為中子星，就要求組成恒星的原子中的電子必須被壓縮到原子核中，與原子核中的質子結合成中子，這樣整個恒星就幾乎全是中子了。當恒星被壓縮到這種程度時，它的密度可以與原子核的密度相比較。壹顆與太陽大小相當的恒星如果被壓縮成中子星，其半徑將只有大約 10 公裏。這樣，它的密度不僅遠高於普通物質，也遠高於白矮星的密度。
在中子星概念提出後的40多年裏，大多數天文學家都不相信宇宙中存在中子星，在此期間，最重要的理論工作是奧本海默（原子彈之父）和他的合作者研究了中子星的性質，並得出結論：中子星有壹個最大質量，這被稱為 "奧本海默極限"。後來學者們修正了這壹結論，認為這壹極限質量約為2到3個太陽質量。
1967年11月28日，休伊什的研究生貝爾在監測休伊什和賴爾建造的射電望遠鏡陣列接收到的輻射信號時，探測到了壹個像脈沖跳動壹樣周期性變化的信號，周期為1.33秒。
雖然兩人最初開玩笑地認為這是傳說中的小綠人（LGM）發出的信號，但在發表於1968年《自然》雜誌上的壹篇論文中，他們認真地推測這可能是壹顆白矮星或中子星發出的閃爍輻射。同年，在下壹期《自然》雜誌上，戈爾德用中子星的 "燈塔模型 "解釋了這壹信號，並將信號源命名為 "脈沖星"。因此，這是第壹顆被發現的脈沖星，自然也是第壹顆被發現的中子星。
圖 3.貝爾記錄的第壹個射電脈沖星信號，橫坐標跨度為 20 秒，脈沖星（凹陷）周期為 1.33 秒（圖片來源：穆拉德射電天文臺）
什麽是 "燈塔模型"？"在了解這個模型之前，讓我們先從中學時就知道的壹個事實說起：地球的自轉軸（地理南北極所在的軸線）和地球的磁軸（磁場南北極所在的軸線）並不重合，存在著磁偏角。
中子星與此類似，也有磁偏角，磁偏角使中子星的磁軸不斷移動（圖 4），導致輻射不是朝壹個方向發射，而是沿著磁極的方向發射，地球上的觀測者每隔壹段時間就會接收到來自這顆中子星的輻射，由於接收到的輻射具有周期性，因此被命名為 "脈沖星"。這就好比海島上燈塔的燈在旋轉，海面上的船只周期性地接收燈塔發出的光。因此，這個模型被稱為 "燈塔模型"。
圖 4.中子星的燈塔模型解釋了脈沖星（圖片來源：http://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar）
宇宙中中子星的存在自此被人們所認識。今年是中子星發現50周年，1974年，休伊什與賴爾分享了諾貝爾物理學獎，並將休伊什 "在發現脈沖星中的決定性作用 "作為獲獎理由。(註1）
脈沖星簡單地說就是快速旋轉的中子星。它們的磁場非常強大，以至於它們會沿著磁軸發出大量輻射，同時減緩自轉速度。在這個過程中，旋轉能量被轉化為輻射。如果它們的輻射周期性地掠過地球，並被地球上的望遠鏡或地球上空的衛星觀測到，人類就把它們稱為 "脈沖星"。
因此，"脈沖星 "壹詞並不能反映這些天體的本質，它們實際上是中子星。(註2）如果某些中子星的輻射從來都不指向地球，而是被人類以其他方式探測到，那麽它們只能被稱為 "中子星"，而不是 "脈沖星"。
質量超過太陽8倍的恒星中，有很大壹部分最終會爆炸成超新星，而大多數這樣的超新星都會留下中子星。例如，公元1054年觀測到的超新星爆炸時在其中心留下了壹顆中子星，它發出的輻射照亮了它的殘余物（蟹狀星雲），如圖5所示。由於中子星本身非常小，所以圖中看不到它。
圖 5.蟹狀星雲中心的中子星發出的輻射照亮了蟹狀星雲（圖片來源：NASA/ESA）
白矮星脈沖星：白矮星中的戰鬥機
在我們了解了中子星和脈沖星之間的關系之後，是時候看看白矮星和白矮星脈沖星之間的關系了。
當白矮星也具有強磁場和磁偏角時，它發出的輻射就會表現得像（中子）脈沖星。白矮星脈沖星是 "輻射表現類似（中子）脈沖星的白矮星"。在此之前，人類已經發現了大量的白矮星，但它們都沒有這種行為，因此都被認定為普通白矮星。
現在，人類首次發現了白矮星脈沖星，它們就像是白矮星的戰鬥機。因此，從現在開始，我們可以把脈沖星細分為 "中子脈沖星 "和 "白矮星脈沖星"。"中子脈沖星 "就是我們熟悉的 "脈沖星"，而 "白矮星脈沖星 "就是我們熟悉的 "脈沖星"。不過，現在已經沒有這麽嚴格的區分了，因為 "中子脈沖星 "是在過去50年中被大量發現的，而 "白矮星脈沖星 "才是第壹次被發現。
如果從壹開始就發現了和中子脈沖星壹樣多的白矮星脈沖星，那麽這兩個概念就會相等，"脈沖星 "這個名稱就不會被 "中子脈沖星 "所使用。脈沖星 "這壹名稱也不會被 "中子脈沖星 "所壟斷。
就像阿爾伯特-愛因斯坦壹樣，當我們說愛因斯坦時，我們指的是阿爾伯特-愛因斯坦，而當我們提到他的長子漢斯-愛因斯坦時，我們必須稱呼他的全名。如果父子倆同樣有名，我們就真的要區分 "阿爾伯特-愛因斯坦 "和 "漢斯-愛因斯坦 "了，或者至少要區分 "老愛因斯坦 "和 "小愛因斯坦 "了。
首次發現白矮星脈沖星
白矮星早在壹百多年前就被發現了，但 "白矮星脈沖星 "直到去年才被發現。今年 1 月 23 日，Buckley（南非天文臺）、Meintjes（南非自由州大學物理系）、Potter（南非天文臺）、Marsh（南非天文臺）和 Kenneth（南非自由州大學）在《自然-天文學》上發表了與發現 "白矮星脈沖星 "有關的研究論文。(波特（南非天文臺）、馬什（英國華威大學物理）和 G?nsicke（英國華威大學物理）。讓我們來看看這顆 "白矮星脈沖星 "是如何被發現的，以及它有什麽特點。
首先，在距離地球380光年的天蠍座方向有壹顆變星，被命名為 "AR Scorpii"，簡稱 "AR Sco"。這顆變星的亮度變化周期為 1.97 分鐘，約為 2 分鐘。每隔 2 分鐘，這顆恒星從紫外線到射電波段都會發生變化。
其次，巴克利等人仔細研究了AR Sco的亮度變化行為，認為它由兩個天體組成，即它是壹個雙星系統，這個雙星系統的兩顆恒星之間的距離為140萬公裏，幾乎是地月平均距離（約38萬公裏）的四倍，不到地球與太陽距離的百分之壹。由於兩顆恒星非常接近，這個雙星系統圍繞***同壹中心的自轉周期約為三個半小時。
隨後，巴克利等人推斷雙星系統中的壹顆恒星是 "紅矮星"，其質量是太陽的0.3倍。正是這顆紅矮星亮度的變化導致了AR Sco亮度的變化。
那麽是什麽導致了紅矮星亮度的變化呢？巴克利等人推斷，雙星系統中的另壹顆恒星是壹顆 "白矮脈沖星"（好吧，終於找到了！），壹顆質量為太陽0.3倍的白矮星。這顆白矮星的質量是太陽的 0.8 倍，是伴星質量的近三倍。這顆白矮星的自轉周期為 2 分鐘。
巴克利等人認為，這顆白矮脈沖星（白矮星）的自轉周期在增加（自轉速度在減小），每10萬年自轉周期增加1秒多。這導致其旋轉能量減少。由於能量守恒，損失的旋轉能量必須流向某個地方，而這個地方就是強烈的輻射。
白矮星的輻射亮度大約是太陽的0.4倍，但卻是它的伴星（紅矮星）的十幾倍。由於磁偏角的原因，輻射的方向會發生周期性的變化，每兩分鐘就會掃過紅矮星壹次，使它急劇變亮。它以兩分鐘為周期，不斷變亮和變暗。
圖 6.白矮星的輻射周期性地掠過伴星（紅矮星）（圖片來源：華威大學）
因此，巴克利等人通過紅矮星亮度的周期性變化，而不是直接接收其輻射，間接地確定了這種白矮星脈沖星（白矮星）的存在。這與貝爾 50 年前發現"（中子）脈沖星 "不同，如上所述，"（中子）脈沖星 "的射電輻射是由射電望遠鏡直接接收的。
當白矮星與氣態恒星形成雙星系統時，白矮星通常會從氣態伴星中竊取（"吸積"）物質。根據光譜特征和X射線亮度，作者推斷這顆白矮星沒有或幾乎沒有這種偷竊行為，它反過來把自己發出的輻射給了伴星。
摘要
白矮星脈沖星本質上就是壹顆白矮星。當它放慢旋轉速度時，就會把旋轉能量轉化為輻射。由於磁偏角的原因，它的輻射會周期性地掃過它的伴星，從而引起伴星亮度的強烈周期性變化。
我們甚至可以合理地推測，在以前發現的大量白矮星中，有壹些白矮星的性質與這次發現的白矮星相似，只是它們的輻射沒有擊中正確的伴星，導致伴星的亮度變化如此劇烈，以至於它們的 "類脈沖星 "性質無法得到證實。
這壹次，巴克利等人幸運地通過雙星系統中的壹顆變星發現了這樣壹顆奇特的恒星，它發出的輻射就像我們熟悉的"（中子）脈沖星"，因此被命名為 "白矮星脈沖星 白矮星脈沖星"。但正如（中子）脈沖星本質上是壹顆中子星壹樣，白矮星脈沖星本質上也是壹顆白矮星，並不特別神秘。有時，（中子）脈沖星會與白矮星形成雙星系統，圖 7 展示的就是這種雙星系統的圖像。左邊較小的是壹顆（中子）脈沖星，右邊較大的是壹顆白矮星。請註意，兩者的比例並不是按照真實比例繪制的，因為中子星的半徑只有 10 公裏，而白矮星的半徑有幾千公裏，如果按照比例精確繪制，兩者的大小差距會更大。