脉冲星和中子星、黑洞、类星体

类星体
二、类星体的特点
• 类星体是宇宙中最明亮的天体，它比正常星系亮1 000倍。对能量如此大的物体，类星体却不可思议地小。 与直径大约为10万光年的星系相比，类星体的直径大 约为1 光天(light-day)。一般天文学家相信有可能是 物质被牵引到星系中心的超大质量黑洞中，因而释放 大量能量(喷发激烈射线)所致。这些遥远的类星体被认 为是在早期星系尚未演化至较稳定的阶段时，当物质 被导入主星系中心的黑洞增添“燃料”而被“点亮”。
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于是，第一颗脉冲双星就是这样被发现了， 这个发现在1993年被授予诺贝尔奖，这样有关 脉冲星的发现就有了两项诺贝尔奖。
四、毫秒脉冲星
• 20世纪80年代，由发现了一类所谓的 毫秒脉冲星，它们的周期太短了，只有 毫秒量级，之前的仪器虽然能探测到， 但是很难将脉冲分辨出来。研究发现毫 秒脉冲星并不年轻，这就对传统的“周 期越短越年轻”的理论提出了挑战。进 一步的研究发现毫秒脉冲星与密近双星 有关。
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三、脉冲双星
• 赫尔斯是个研究生，他被当作泰勒的助手 派往波多黎各的阿雷西博，用大射电望远镜观 测脉冲星，那是当时最好的射电望远镜，也许 正是使用了这个望远镜的原因，他发现了一种 奇怪的电波，这个时候距离第一颗脉冲星的发 现仅仅过了七年，人们对脉冲星的了解还很肤 浅，当时赫尔斯还不能立刻确信他所看到的周 期变化就是事实，经过反复观测后，他才确定 该系统是双体。他把这个消息电告泰勒，泰勒 立刻赶往阿雷西博，他们进一步研究后认为这 是一个脉冲双星，并且一起确定了双星的周期 和两颗天体之间的距离。
模拟出的克尔黑洞图象
量子黑洞
• 引力倾向于使宇宙中的物质聚拢来形成诸如恒星和星系的天 体.这些天体可以为此一段时间而不发生进一步的收缩--对于恒星 来说是靠热压力,对于星系来说则是靠旋转和内部运动来防止进一 步的收缩.但是,这一热量或角动量最终将逐渐丧失,于是天体将开 始收缩.如果天体质量小于一个半太阳质量,则收缩可因电子或中子 的间并压力而停下来.此时天体将分别变成白矮星或中子星.但是, 如果天体质量大于这一极限,则没有任何力量能够阻止它继续收缩 辖区.一旦它收缩到某一临界尺寸以后,其表面上的引力场将变得非 常强,以致于光锥向内弯曲....你可以看到,甚至向外的光线都最彼此 相向地弯曲,这样就成了会聚而不是发散.这意味着存在一个闭合的 捕获表面....
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然而,量子理论改变了所有这一切,首先,坍缩天体穿越事界前 将只发射出有限数目的光子,这些光根本不足以携带有关坍缩天体 的所有信息,这就意味着,在量子理论中,外面的观察者没有任何办 法可以测量坍缩天体的状态.人们可能意味这一点无关紧要,因为信 息仍将存在于黑洞的内部,即使无法从外面测量它,但是,量子力学 对黑洞第二种影响在此将发挥作用，量子理论使黑洞发出辐射并 损失质量.最终它们似乎完全消失,带走了它们内部存储的信息.
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从数学上来说，史瓦西黑洞就是其外部的引 力场符合史瓦西解的黑洞。史瓦西研究的是在绝 对真空中完全球对称的，在塌缩过程中没有丝毫 物质异动，不带电荷，没有丝毫旋转的，标准理 想化恒星的塌缩过程，以及它内外时空的场方程 解。
克尔黑洞
• 所有恒星都在自转，克尔黑洞也 在自转，因而克尔黑洞就不是严 格球形的，而是椭球体，于是一 颗真实恒星的引力坍缩就不能由 球对称的史瓦西解来精确地描述。 实际上，恒星周围时空的几何将 由于引力波的产生而变得相当复 杂。
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事实还证明，每颗脉冲星都有与众不同之处。有些亮度极高； 有些会发生星震，顷刻间使转速陡增；有些在双星轨道上有伴星； 还有数十颗脉冲星转速奇快（高达每秒钟一千次）。每次新发现 都会带来一些新的、珍奇的资料，科学家可以利用这些资料帮助 我们了解宇宙。
黑洞
一、黑洞的提出
• 由于量子力学的波粒二象性，光既可认为是波，也可 认为是粒子。在光的波动说中，不清楚光对引力如何响应。 但是如果光是由粒子组成的，人们可以预料，它们正如同 炮弹、火箭和行星那样受引力的影响。起先人们以为，光 粒子无限快地运动，所以引力不可能使之慢下来，但是罗 麦关于光速度有限的发现表明引力对之可有重要效应。
二、黑洞的性质
• 大质量恒星在其演化末期发生塌缩，其 物质特别致密，它有一个称为“视界”的封 闭边界，黑洞中隐匿着巨大的引力场,因引力 场特别强以至于包括光子在内的任何物质只 能进去而无法逃脱。形成黑洞的星核质量下 限约3倍太阳质量，当然，这是最后的星核质 量，而不是恒星在主序时期的质量。除了这 种恒星级黑洞，也有其他来源的黑洞——所 谓微型黑洞可能形成于宇宙早期，而所谓超 大质量黑洞可能存在于星系中央 黑洞不让任何其边界以内的任何事物被 外界看见，这就是这种物体被称为“黑洞” 的缘故。我们无法通过光的反射来观察它， 只能通过受其影响的周围物体来间接了解黑 洞。虽然这么说，但黑洞还是有它的边界， 即“事件视界（视界）”．据猜测，黑洞是 死亡恒星的剩余物，是在特殊的大质量超巨 星坍塌收缩时产生的。另外，黑洞必须是一 颗质量大于钱德拉塞卡极限的恒星演化到末 期而形成的，质量小于钱德拉塞卡极限的恒 星是无法形成黑洞的。
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三、黑洞分类
• 史瓦西提出的球状黑洞、克尔提出的旋转黑洞和 霍金提出的量子黑洞。 • 史瓦西黑洞 • 史瓦西黑洞就是所谓“寻常黑洞”，它是直 接由较大的恒星演化而来的。恒星到晚期时核燃 料消耗殆尽，辐射压（光压）急剧减弱，星体在 其自身引力的作用下坍缩。若质量（指原恒星的 质量）大于8倍的太阳，其产物就是黑洞。在宇 宙空间里，此类黑洞具多数，其最大质量一般不 超过50倍太阳。
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因此,必定存在一时空区域,从该区域不可能逸出到无穷.这一 区域称为黑洞,它边界称为视界,则是一个由那些刚好不能逸出到无 穷的那些光线形成的零表面.当一个天体坍缩而成黑洞时,大量的信 息就丢失了.描述坍缩天体的参数是非常之多的,有物质的类型和质 量分布的多极矩等.但是所形成的黑洞完全与物质的类型无关,而且 很早就失去了所有的多极矩,除开头两种多极矩以外(即单极矩与 偶极矩,前者是质量,后者是角动量.
二、脉冲星的特征
• 1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星。中子星具有强 磁场，运动的带电粒子发出同步辐射，形成与中子星一起转动的 射电波束。由于中子星的自转轴和磁轴一般并不重合，每当射电 波束扫过地球时，就接收到一个脉冲。 恒星在演化末期，缺乏继续燃烧所需要的核反应原料，内部辐 射压降低，由于其自身的引力作用逐渐坍缩。质量不够大(约数倍 太阳质量)的恒星坍缩后依靠电子简并压力与引力相抗衡，成为白 矮星，而在质量比这还大的恒星里面，电子被压入原子核，形成 中子，这时候恒星依靠中子的简并压与引力保持平衡，这就是中 子星。典型中子星的半径只有几公里到十几公里，质量却在1-2 倍太阳质量之间，因此其密度可以达到每立方厘米上亿吨。由于 恒星在坍缩的时候角动量守恒，坍缩成半径很小的中子星后自转 速度往往非常快。又因为恒星磁场的磁轴与自转轴通常不平行， 有的夹角甚至达到90度，而电磁波只能从磁极的位置发射出来， 形成圆锥形的辐射区。
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1983年，剑桥的学监约翰.米歇尔，在《伦敦皇家学会 哲学学报》上发表了一篇文章。他指出，一个质量足够大 并足够紧致的恒星会有如此强大的引力场，以致于连光线 都不能逃逸——任何从恒星表面发出的光，还没到达远处 即会被恒星的引力吸引回来。米歇尔暗示，可能存在大量 这样的恒星，虽然会由于从它们那里发出的光不会到达我 们这儿而使我们不能看到它们，但我们仍然可以感到它们 的引力的吸引作用。这正是我们现在称为黑洞的物体。
史瓦西半径
• 史瓦西半径是任何具重力的质量之临界半径。在物理学和天文学 中，尤其在万有引力理论、广义相对论中它是一个非常重要的概 念。1916年卡尔· 史瓦西首次发现了史瓦西半径的存在，他发现 这个半径是一个球状对称、不自转的物体的重力场的精确解。 • • 一个物体的史瓦西半径与其质量成正比。太阳的史瓦西半径 约为3千米，地球的史瓦西半径只有约9毫米。 小于其史瓦西半径的物体被称为黑洞。在不自转的黑洞上， 史瓦西半径所形成的球面组成一个视界。（自转的黑洞的情况稍 许不同。）光和粒子均无法逃离这个球面。银河中心的超大质量 黑洞的史瓦西半径约为780万千米。一个平均密度等于临界密度 的球体的史瓦西半径等于我们的可观察宇宙的半径
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由于类星体是一个难解的天体，它奇特的现象如 红移之谜，超光速的移动，它的能量来自哪里？再挑 战人类的即有物理观念，而问题的解决，有可能使我 们对自然规律的认识向前跨一大步。
三、类星体的最新解释
• 类星体是一种光度极高、距离极 远的奇异天体。越来越多的证据显示， 类星体实际是一类活动星系核(AGN)。 而普遍认可的一种活动星系核模型认 为，在星系的核心位置有一个超大质 量黑洞，在黑洞的强大引力作用下， 附近的尘埃、气体以及一部分恒星物 质围绕在黑洞周围，形成了一个高速 旋转的巨大的吸积盘。在吸积盘内侧 靠近黑洞视界的地方，物质掉入黑洞 里，伴随着巨大的能量辐射，形成了 物质喷流。而强大的磁场又约束着这 些物质喷流，使它们只能够沿着磁轴 的方向，通常是与吸积盘平面相垂直 的方向高速喷出。如果这些喷流刚好 对着观察者，就能观测到类星体。
一、类星体的发现以及命名
• 20世纪六十年代，天文学 家在茫茫星海中发现了一种奇 特的天体，从照片看来如恒星 但肯定不是恒星，光谱似行星 状星云但又不是星云，发出的 射电(即无线电波)如星系又不 是星系，因此称它为“类星 体”。类星体的发现，与宇宙 微波背景辐射、脉冲星、星际 分子并列为20世纪60年代天 文学四大发现。
脉冲星和中子星、黑洞、类星 体
脉冲星和中子星
一、脉冲星的发现
• 1967年10月，剑桥大学卡文迪许实验 室的安东尼· 休伊什教授的研究生——24 岁的乔丝琳· 贝尔检测射电望远镜收到的 信号时无意中发现了一些有规律的脉冲信 号，它们的周期十分稳定，为1.337秒。 起初她以为这是外星人“小绿人（LGM）” 发来的信号，但在接下来不到半年的时间 里，又陆陆续续发现了数个这样的脉冲信 号。后来人们确认这是一类新的天体，并 把它命名为脉冲星(Pulsar，又称波霎)。 脉冲星与类星体、宇宙微波背景辐射、星 际有机分子一道，并称为20世纪60年代 天文学“四大发现”。安东尼· 休伊什教 授本人也因脉冲星的发现而荣获1974年 的诺贝尔物理学奖，尽管人们对贝尔小姐 未出去的能量， 因而自转会逐渐放慢。但是这种变慢非常缓慢， 以致于信号周期的精确度能够超过原子钟。而从 脉冲星的周期就可以推测出其年龄的大小，周期 越短的脉冲星越年轻。 脉冲星的特征除高速自转外，还具有极强的 磁场，电子从磁极射出，辐射具有很强的方向性。 由于脉冲星的自转轴和它的磁轴不重合，在自转 中，当辐射向着观测者时，观测者就接收到了脉 冲。到1999年，已发现1000颗脉冲星。
五、脉冲星的研究对人类的意义
• 由于脉冲星是在蹋缩的超新星的残骸中发现的，它们有助于 我们了解星体蹋缩时发生了什么情况。还可通过对它们的研究揭 示宇宙诞生和演变的奥秘。而且，随着时间的推移，脉冲星的行 为方式也会发生多种多样的变化。 每颗脉冲星的周期并非恒定如一。我们能探测到的是中子星 的旋转能（电磁辐射的来源）。每当脉冲星发射电磁辐射后，它 就会失去一部分旋转能，且转速下降。通过月复一月，年复一年 地测量它们的旋转周期，我们可以精确地推断出它们的转速降低 了多少、在演变过程中能量损失了多少，甚至还能够推断出在因 转速太低而无法发光之前，它们还能生存多长时间。
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在经典理论中这一信息丧失不是至关重要的.人们可以说,关于 坍缩天体的所有信息仍然还在那黑洞内部.黑洞外面的观察者很难 确定坍缩天体是什么样子.但是,在经典理论中,原则上仍是能够确 定的.观察者永远不会真正看不见坍缩的天体.相反,坍缩天体在接 近事界时将会显得越来越慢,变得非常暗淡.但是观察者仍然能够看 见它的构成以及质量分布的情况.