脈沖星是大質(zhì)量恒星死亡后的殘骸，是宇宙中密度最高、磁場(chǎng)最強(qiáng)、自轉(zhuǎn)最快、相對(duì)論效應(yīng)顯著的一類(lèi)奇異天體，是研究宇宙極端環(huán)境中物理規(guī)律的理想“實(shí)驗(yàn)室”。脈沖星長(zhǎng)期以來(lái)都是天文和物理的前沿研究領(lǐng)域，涉及引力波探測(cè)、精確驗(yàn)證廣義相對(duì)論、限制極端物理?xiàng)l件下的物態(tài)方程、高精度時(shí)空基準(zhǔn)建立等重要基本問(wèn)題。

　　自1968年脈沖星被發(fā)現(xiàn)至今50余年，科學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)3000多顆脈沖星，隨著發(fā)現(xiàn)數(shù)量的增加，一些特殊種類(lèi)的脈沖星開(kāi)始進(jìn)入人們的視線。自2018年500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡（FAST）建成并開(kāi)始進(jìn)入到調(diào)試階段，中國(guó)科學(xué)家利用該裝置實(shí)現(xiàn)了脈沖星發(fā)現(xiàn)零的突破，目前已發(fā)現(xiàn)了數(shù)百顆新的脈沖星，其中也不乏一些特殊的種類(lèi)。

　　毫秒脈沖星

　　目前已知的毫秒脈沖星約有400多顆，只占已發(fā)現(xiàn)脈沖星的約十分之一。正常脈沖星的自轉(zhuǎn)周期大概在0.1秒到幾秒左右，而毫秒脈沖星的自轉(zhuǎn)周期在30毫秒以下。毫秒脈沖星與正常脈沖星形成歷史也不一樣。正常脈沖星通常相對(duì)年輕，年齡不到幾百萬(wàn)年。毫秒脈沖星是一種非常古老，甚至可能是已經(jīng)死亡的脈沖星，它在密近雙星系統(tǒng)中通過(guò)吸積質(zhì)量獲得角動(dòng)量使自轉(zhuǎn)周期達(dá)到毫秒量級(jí)。目前的觀測(cè)事實(shí)是超過(guò)三分之二的已知毫秒脈沖星在雙星系統(tǒng)中。

　　毫秒脈沖星有著廣泛的應(yīng)用，最顯著的是用于引力理論的檢驗(yàn)。脈沖星周期具有長(zhǎng)期穩(wěn)定性，特別是毫秒脈沖星可以與地球上最好的原子鐘相媲美。這些高度穩(wěn)定的“時(shí)鐘”分散在我們的銀河系中，遠(yuǎn)離嘈雜的地球的擾動(dòng)，對(duì)這些毫秒脈沖星的測(cè)時(shí)觀測(cè)可以探測(cè)來(lái)自遙遠(yuǎn)星系的低頻引力波，還可用于建立脈沖星時(shí)間和空間基準(zhǔn)，對(duì)引力理論進(jìn)行最嚴(yán)格的檢驗(yàn)。

　　2021年5月，在GPPS（銀道面脈沖星快照巡天）計(jì)劃的第一批結(jié)果中就發(fā)現(xiàn)了40顆毫秒脈沖星，將已知毫秒脈沖星的數(shù)量增加了近10%。目前GPPS發(fā)現(xiàn)的毫秒脈沖星數(shù)目已經(jīng)超過(guò)80顆，其中J1828+0021的自轉(zhuǎn)周期僅1.47毫秒，是目前已發(fā)現(xiàn)毫秒脈沖星中自轉(zhuǎn)周期第三短的。

　　脈沖雙星

　　1974年，在美國(guó)馬薩諸塞大學(xué)物理和天文系從事脈沖星巡天工作的拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發(fā)現(xiàn)了射電脈沖星J1913+16，由觀測(cè)到的脈沖星的視向速度曲線證明它與另一顆致密星組成一個(gè)雙星系統(tǒng)，故將其稱(chēng)為脈沖雙星。愛(ài)因斯坦預(yù)言雙星繞轉(zhuǎn)會(huì)產(chǎn)生引力波，從而導(dǎo)致雙星軌道變短。赫爾斯和泰勒通過(guò)對(duì)J1913+16進(jìn)行長(zhǎng)期的脈沖到達(dá)時(shí)間監(jiān)測(cè)完美的證實(shí)了這一現(xiàn)象，提供了第一個(gè)無(wú)可辯駁的證據(jù)證明了引力波的存在。1993年，赫爾斯和泰勒因?yàn)榇隧?xiàng)工作獲得了諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

　　目前科學(xué)家一直在尋找軌道周期更短、相對(duì)論效應(yīng)更顯著的脈沖雙星系統(tǒng)，這些系統(tǒng)可以更加精確地限制引力理論。在GPPS的第一批成果中至少有14顆毫秒脈沖星位于密近雙星系統(tǒng)中。

　　超高色散脈沖星

　　脈沖星不同頻率的脈沖信號(hào)到達(dá)時(shí)間并不一樣，高頻到的早些，低頻到的晚些，這種現(xiàn)象被稱(chēng)為脈沖星的色散。有一些特殊的脈沖星具有非常高的色散。這種色散現(xiàn)象究其原因，是因?yàn)樾请H介質(zhì)中的熱電子導(dǎo)致不同頻率電磁波的傳播速度不一樣。因此對(duì)脈沖星色散的測(cè)量，可以反推出在其傳播路徑上電子密度的高低。

　　在GPPS巡天結(jié)果中，有11顆新發(fā)現(xiàn)脈沖星的色散量非常高，如果利用銀河系電子密度模型估算脈沖星距離，這些脈沖星應(yīng)該在銀河之外。這說(shuō)明在這些脈沖星所在的方向上銀河系電子密度可能被嚴(yán)重低估了，這對(duì)目前通用的銀河系電子密度模型提出了挑戰(zhàn)。

　　模式變換脈沖星與消零脈沖星

　　脈沖星的脈沖輪廓會(huì)發(fā)生各種形狀扭曲。在上世紀(jì)70年代，人們發(fā)現(xiàn)脈沖星PSR B1237+25的脈沖輪廓的變化時(shí)間更為持久，會(huì)從一個(gè)準(zhǔn)穩(wěn)定狀態(tài)變?yōu)榱硪粋€(gè)準(zhǔn)穩(wěn)定狀態(tài)，然后過(guò)一段時(shí)間又突然返回到原來(lái)的狀態(tài)。這些不同的狀態(tài)可以持續(xù)幾個(gè)脈沖周期到幾個(gè)月，這顯然與“閃爍”現(xiàn)象不同，于是這類(lèi)脈沖星被稱(chēng)為模式變換脈沖星。消零脈沖星是模式變換脈沖星中的一個(gè)特殊類(lèi)型，它的脈沖輪廓會(huì)突然消失，之后又突然出現(xiàn)，有些神秘莫測(cè)。

　　王 陳 韓金林（據(jù)中國(guó)國(guó)家天文公眾號(hào)）