Astronomy 版 (精华区)

　　
　　质量稍小于太阳的恒星与太阳有相同的命运。它们的一生经历着与太阳相同的
阶段（经历时间的长短与恒星的重量有关），最终都将成为白矮星，并逐渐暗淡到
看不见。

　　较大质量的恒星经历着戏剧性的演化过程，最终成为强力的超新星爆发。在爆
发后的一定时间里，它所发出的光比它所在星系内其余恒星发出的光的总和还要多
。

　　1987年，我们观测到了一次事先未预料到的宇宙焰火的场面--一个现代的超新
星爆发。看到其闪光的第一个人是在智利拉斯·康帕那斯天文台工作的技术人员杜
哈尔德（Oscar Duhalde）。2月24日凌晨他正喝咖啡时，注意到在天空一个叫做蜘
蛛星云附近的一团气云特别地亮。直到清晨遇到同事--加拿大天文学家谢尔顿（
Ian Shelton）以前，他并未太重视这件事。

　　那天早晨，作为多伦多大学在该天文台的常驻观测者的谢尔顿，正在对大麦哲
伦云（我们银河系的一个卫星系）做常规巡视。他将照相底片安装在叫做天体照相
机的广视场望远镜的终端进行照相，结果在冲洗出的底片上出现了一个巨大的亮点
，按常规该亮点是完全不应该出现的。

　　谢尔顿惊呆了，不是照相仪器上有了瑕疵，就是在大麦哲

　

伦云的蜘蛛星云附近发生了新事件。他急忙走出户外，仰视黎明前的天空，一点没
有错，猛然发现在大麦哲伦云所在天区的中央出现了一个前所未见的明亮的新星。


　　谢尔顿自信发现了一个重大天象，他走到杜哈尔德和其他同事们的工作场所，
大家一致认为见到了一颗在10多万光年以外爆发的超新星。杜哈尔德和一位同事迅
即向设在美国马萨诸塞州的天文电报中心局--一个天文发现的信息中心，发了电报
。

　　就在智利小组记录到他们的发现短暂时刻以后，在新西兰的业余天文工作者琼
斯（Albert Jones），独立地报告了他对该超新星的发现。因此，1987年发生的这
一天文事件有时被叫做Shelton-Duhalde-Jones超新星，但一般称之为超新星
1987A。

　

　

　　超新星爆发发生在一个质量极大的恒星（叫做超巨星）的一生中的最后阶段。
 1987A超新星属Ⅱ型超新星①。在某些方面，这些超巨星相似于普通的巨星，即两
者都有被较冷气体包围着的激烈活动的致密核心。两者之间的区别，在于它们最后
的演化途径。巨星中心的温度比足够点燃只产生少数几种重元素的核聚变反应的温
度稍高一些。最终，反应过程停止，剩下一个白矮星。

　　相反，超巨星的核心要致密得多，因而温度也高得多，因此成为一个使较轻原
子聚合和煅造出许多重元素的大熔炉。逐渐地，更多更复杂的物质被制造出来--从
碳到镁到硅及硫，最终到铁。

　　一旦铁出现在核心，超巨星便达到其一系列演化过程的终点。铁元素不能自行
集合形成更重的元素。因此，在缺乏更大聚变可能性的情况下，核心获得更多能量
的途径只能来自简单的坍缩。在0.1秒内，核心缩小为不足100公里大小的球体。

　　灾难性的坍缩释放出非常巨大的能量，足以将核心以外星体的其余部分炸飞到
数百万公里之外。由激波喷射出去的气体有时淀积为一个纤细的、色彩缤纷的叫做
超新星遗迹的天体。蟹状星云就是这种遗迹的一个突出的例子。

　　无疑，超新星爆发是突然出现的。一眨眼之间，一颗超巨星--天空中最大的恒
星之一--便完全解体了。原来的超

　

γ射线爆发

　　高能强烈的γ射线爆发的来源是什么？这是二三十年来天文学中的一个未解之
谜。这种爆发是60年代由美国军用卫星发现的，这些卫星是用于监测核试验的。这
种γ辐射流看上去来自天空各个方向--平均每天探测到一个爆发。1973年起，美军
将这些反常现象的信息解密，理论工作者立即忙于解开这一难解之谜：是什么天体
产生如此经常而又强有力的爆发的呢？

　　不少研究工作者，包括以色列赫布鲁大学的皮兰（TsviPiran），都曾猜测γ
射线爆发是中子星相碰撞的产物。在皮兰提出的模型中，两中子星开始时是一个双
星系统的成员，互绕着运行。最后，这一对中子星变得不稳定，两致密天体激烈地
相撞，爆发出大量的粒子，呈现为高频γ辐射的形式。另一些理论工作者则认为，
当邻近恒星中的物质受中子星强大引力的吸引扑向中子星时产生爆发现象，同时产
生洪水般的辐射。天文学家希望通过仔细观察被探测中子星附近的情况来检验这些
假说。

巨星只剩下了一个致密的核心：一个超致密的被叫做中子星的天体，取此名称是因
为它纯粹由中子所组成（质子和电子被挤压在一起了）。

　　中子星是通过它们发出的强烈辐射，一般是以射电波的形式，而被天文学家们
探测到的。第一颗中子星是在1967年由英国的贝尔女士（ Jocelyn Bell）和休伊
什（AnthonyHewish）发现的。

绕脉冲星运行的行星

　　90年代初期，宾夕法尼亚州立大学的沃斯赞（AlexWolszczan）和国立射电天
文台的弗雷尔（Dale Frail）完成了有关脉冲星的一项发现。当他们用位于波多黎
各的阿雷西博天文台的305米直径的射电望远镜进行巡天时，发现了一个完整的行
星系统，脉冲星PSR1257＋12①有行星绕行的证据，该证据为：由于看不见的天体
的引力拖曳，来自脉冲星的信号显示有畸变的现象。

　　这不仅是首次发现脉冲星有行星，也是在太阳系以外发现的第一个行星系统（
绕普通恒星运行的行星现在已陆续被发现）。理论工作者认为这些行星是由中子星
从毁灭了的伴星残骸中俘获的物质构成的。

　　当时他们注意到他们观测的一个星座中的发射源的射电波信号有规则地变化。
开始，他们怀疑这些周期性的脉冲可能是外星人发来的信息，并惊奇地想到有可能
是一个位于遥远行星上高度发达的外星人向地球发送问好的信号。

　　但很快证实了信号的真实来源：一个直径约为10公里的中子星。他们估算出此
天体每1.33秒自转一周，足够快地产生所观测到的脉冲。因为它快速地产生有规则
的脉冲信号，故被称为脉冲星。

　　今天，“中子星”和“脉冲星”两个名称，常被互换着使用。一般说来，前一
个名称用于理论探讨，特别是关于其内部结构，而后一个名称常用于物理描述，特
别是关于其旋转性质。

　　脉冲星为什么会旋转得如此之快呢？答案的依据是角动量守恒这一物理定律。
角动量是物体的性质之一，它有赖于3个因素：物体的质量、伸展度和旋转的速度
。它是自然界的一个恒量，这就是说，对于一个孤立的物体来说，其角动量是恒定
的，既不能增加也不会减少。因此，假设一旋转着的物体保持着一个不变的质量，
若它向外张开时则转得较慢，当它向里缩紧时则转得较快。同样的道理也适用冰上
舞蹈者，当他们将两臂向身体靠紧时其转速将大大加快。

　

　　将角动量守恒定律应用于脉冲星，就能说明为什么它们会旋转得如此之快。当
产生脉冲星的一颗恒星的核心部分缩小时，它必定要转得快上加快以保持总的角动
量不变。因此，一个坍缩得极其紧密的脉冲星转得飞快也就不足为奇了。

　　在贝尔和休伊什的发现公布不久，人们便在蟹状星云中发现了一颗脉冲星。多
年前，天文学家就已经认为蟹状星云是一颗超新星爆发后的遗迹，因此，在其中发
现脉冲星的事实认可了他们的理论：中子星是在这种灾难性的爆发时产生的。

　　至今，在我们银河系内已观测到了几百颗脉冲星。无疑，还有很多脉冲星等待
人们去发现。一些科学家，如丹麦阿尔胡斯大学的陶里斯（Thomas Tauris），从
理论上估计，银河系内尚有几十万颗脉冲星，由于它们太暗而不易被探测到。

　　基于此猜测，陶里斯本人在1994年用位于澳大利亚帕凯斯的射电望远镜发现了
一颗被命名为PSRJ0108-1431的暗弱的脉冲星。该星位于鲸鱼座，距离我们仅280光
年，每分钟旋转74次。此星被证明是已发现的许多脉冲星中最近、最暗的一个。