“脈沖星？”
聽到徐云隔著千里之外說出的這個詞，楊振寧頓時微微一愣。
脈沖星？
這啥玩意兒？
有一說一，單獨談到脈沖這個概念，楊振寧倒是不怎么陌生。
這個概念的文字釋意早在上個世紀就被提出來了，提出者正是徐云的男酮文對象小麥，也就是麥克斯韋同學。
所謂脈沖，自如其意，和人體的脈搏有些類似。
人體的脈搏每一次的起伏都可以看作是一次浪潮，而這一次又一次的周期性浪潮就叫脈沖。
至于第一個應用了脈沖概念的現實技術則是脈沖機體，1924年的時候德國人馬克思發明——不是那個馬克思哈，是e.馬克思。
所謂脈沖機體，也就是赫赫有名的馬克思發生器。
這玩意兒主要通過低壓直流電源產生高壓脈沖，通過電容并聯充電再串聯放電的高壓裝置。
它能模仿雷電及操作過電壓等過程，所以經常用于絕緣沖擊耐壓及介質沖擊擊穿、放電等高能物理試驗中。
人類科技發展到如今這個時期，脈沖在技術上的應用都已經超過了三十種。
在這三十多種技術中，沒有一種能和脈沖星這三個字沾上半毛錢的邊。
要知道。
楊振寧作為一名長期待在海對面并且獲得了諾獎的頂尖理論物理學家，基本上可以說站在了人類科技的最前沿。
無論是一些理論也好、科技成果或者項目也罷，即便是海對面最機密的某些研究，他最少都能聽到一些有關的風聲。
但脈沖星這個詞，他此前卻聞所未聞。
不過徐云此前在暗物質以及工業軟件這兩件事上已經給楊振寧帶來了不小的震撼，于是這位大佬并沒有急著質疑徐云，而是很耐心的問道：
“小徐，恕我孤陋寡聞，敢問這個脈沖星究竟是.？”
電話對頭的徐云想了想，說道：
“楊先生，你聽說過茲維基和巴德提出的中子星概念嗎？”
“中子星？”
楊振寧這次倒是很快給出了答復：
“就是茲維基提出的那種致密天體？后來被奧本海默和沃爾科夫總結出來的中子模型？”
眾所周知。
在宇宙中，致密天體一共可以分為三種：
第一種質量較小的致密星叫白矮星，其質量和太陽質量大小差不多或更小。
理論上認為白矮星的質量小于1.4個太陽質量，它的半徑大約為太陽半徑的百分之一，屬于一種末期天體。
例如咱們的老鄰居太陽，在經過紅巨星等一系列的變化后，最終就會變成一顆白矮星。
如果把太陽比作一個正常人，白矮星就相當于只有你腳趾那么小兒，重量卻和你相當，密度之高可見一斑。
第二個致密天體則是黑洞，黑洞的質量可以跨越很大的量級，從幾倍太陽質量甚至到幾億個太陽質量范圍都有。
根據黑洞質量的大小，天文學家把黑洞分成了恒星量級黑洞、中等質量黑洞和超大質量黑洞。
至于第三個致密天體嘛
便是中子星。
它的質量比白矮星大一點、其質量在1.4個太陽質量到3.2個太陽質量范圍之間。
但其半徑大約只有太陽半徑的十萬分之一，也就是10km左右。
如果用之前的例子舉例，就相當于一顆細胞與正常人的體重相同。
同時很特殊的一點是。
中子星這個概念的提出比較復雜，還涉及到了奧本海默以及其他幾個人的恩怨：
中子這玩意兒被查德威克在1932年發現，接著1933年的時候，毛熊物理學家朗道就提出有一類星體可以全部由中子構成。
朗道也因此成為首次提出中子星概念的學者。
不過朗道提出的中子星模型存在很大問題，可以說除了名字和中子結構外，與實際的中子星出入很大。
他的模型更多偏向于發現了中子這玩意兒后，就猜測這玩意兒能夠形成天體——當然了，真實情況肯定沒有這么隨意，這種模型的推導主要和簡并理論有關系。
接著在朗道之后。
茲維基.也就是提出暗物質概念的那位大佬，也提出了一個中子星模型。
茲維基的中子星模型的準確率就非常高了，在模型本質框架上都要領先于朗道，甚至直接提出了中子星是超新星爆發的產物和能源的判斷。
如果單純截止到這里，那么中子星概念的提出歸屬其實是比較清晰的：
朗道最先提出了文字概念，茲維基提出了正確框架，這種事兒在物理學界上很常見。
但在1939年2月15日的時候，奧本海默突然參了一jio。
這個論文引用了茲維基的部分成果，但奧本海默因為與茲維基私下關系很差的緣故，并沒有在論文中提及茲維基，反而是提到了朗道。
盡管后來茲維基親手發表了一篇《高坍縮星體的觀測和理論》的論文，但他的名氣和奧本海默終究差太多了。
加之朗道確實是在時間上最早提出中子星概念的人，于是這通水就這樣被攪渾了——很多人以為是朗道提出了正確的中子星概念
而且這事兒最復雜的地方在于茲維基其實并沒有被搶走提出正確中子星模型的名頭，但想要知道這一點，你要么得是天體物理相關專業，要么就是要深入查詢很多資料才會知道真相。
如果你只是順手搜索中子星的提出者，基本上得到的都會是朗道這個結果。
視線再回歸現實。
中子星的提出雖然扯皮頗多，并且眼下這個時代還沒有人真正發現中子星，不過這個概念終究算是普及化了——至少對于楊振寧來說如此。
徐云不提中子星還好，徐云現在這么一提，楊振寧的疑惑反倒更濃了：
“小徐，如果我沒記錯的話，根據茲維基提出的模型.所謂的中子星，應該就是一種超高密度的天體。”
“由于其質量過大，但又沒大到可以塌縮成黑洞的極限也就是奧本海默極限，最終將一般元素的核外電子在引力作用下與原子核內的質子結合變成中子，加上核內原有的中子一起構成了中子排排坐的一種星體。”
“且不說這種星體目前還沒有被發現即便它真的存在，和脈沖星又有什么關系？”
眼見楊振寧能夠比較完整的敘述出中子星的概念，徐云對于接下來要說的內容總算是輕輕松了口氣：
“楊先生，您有所不知，所謂的脈沖星.其實就是一直在高速轉動的中子星。”
楊振寧頓時一愣。
脈沖星是高速轉動的中子星？
這個概念他倒是頭一次聽說。
不過他并沒有急著出聲詢問緣由，他知道徐云肯定會進一步的做出解釋。
果不其然。
話筒對頭很快傳來了徐云的聲音：
“楊先生，您應該知道，根據茲維基的理論，中子星并不是單純由中子堆積成的星體。”
“中子星由于內外壓力差的存在，實際上并不是真的一個挨一個那么簡單。”
“例如中子星的內核部分壓力更大，實際上是超子，中間層才是真正的自由中子。”
“而外層則由中子進行β衰變成電子、質子、中微子構成——這涉及到了簡并壓的范疇。”
楊振寧輕輕點了點頭。
簡并。
這個算是對近代物理影響很深遠的一個概念，
當初正是因為簡并壓的發現，才讓天體物理、量子力學甚至狹義相對論得到了發展。
看過《異世界征服手冊》的同學應該都知道。
對于大多數恒星來說，聚變的終點都會是鐵元素。
不過只要恒星足夠大，鐵以后會繼續壓縮，這個過程就是簡并反應。
在簡并反應中。
原子核和電子會被分開，原子核緊挨著疊一塊兒，這時候的恒星不叫恒星，叫白矮星。
白矮星靠的是電子簡并壓對抗引力阻止星體收縮，中子星則是靠中子簡并壓與坍縮壓力進行對抗。
一旦內部簡并中子氣所產生的張力不能抗衡坍縮壓力，星體將進一步坍縮成為黑洞。
接著徐云頓了頓，繼續說道：
“楊先生，根據我們的元強子模型成果，中子不帶電僅僅表示中子作為一個整體是電中性，并不表示中子的任何一部分都不帶電。”
“正如鐵原子也是電中性的，作為一個整體，鐵原子也不帶電，但是這并不排除鐵原子的一部分帶正電另一部分帶負電。”
“加之中子存在磁矩，因此中子星理論上同樣存在磁場。”
“高速轉動的中子星就像是一個高速發電機的轉子在切割磁力線，所以在旋轉中的中子星.必然會發出電磁脈沖信號。”
“至于這些信號的周期和磁場強弱.楊先生，您可以現在就結合我們的元強子算一算，應該很簡單的。”
楊振寧聞言，不由微微蹙起了眉頭。
徐云的解釋倒是還算不難理解，但現在要他計算磁場強弱和信號周期.這他就有些不明白了。
這兩個數據有意義嗎？
不過正如徐云所說，這兩個參數計算起來不算復雜，因此楊振寧猶豫片刻，還是提筆計算了起來。
眾所周知。
只要你相信廣義相對論在星體方面沒有問題，那么星體的結構便可以由tov方程給出：
一旦你給了另一個初始條件p以及物態方程p，就可以通過求解上面的微分方程給出整個星體內部的密度壓強等等。
從星體中心向外，在某一個r處，p降到了0，你就可以把這個r解釋成中心密度p的星體半徑。
雖然這個方程對于極端致密天體的物態并不是非常的清楚，某種意義上來說甚至屬于待解決的重大物理問題之一，計算出大致區間還是不難的。
好比后世有一種根據腳長反推身高的公式，這公式準吧還真未必準，但是計算出來的身高區間多少都還符合人類的定義——至少不會給你算出個身高三米的巨人.
加之徐云他們還在元強子模型中加入了原子核結合能半經驗公式，因此楊振寧很快將大致數據推導了出來。
不過在即將寫下最終得數的時候，楊振寧的筆尖忽然一頓，整個人輕咦了一聲：
“唔？”
只見他再次將算紙拉到了最開始的地方，然后重新的核算了起來。
十分鐘后。
楊振寧的眉頭擰得愈發緊湊了，只見他重新拿起話筒，問道：
“小徐，根據轉動慣量推導在角動量守恒的基礎上，高速旋轉的脈沖星周期只有6秒左右？”
徐云嗯了一聲：
“沒錯。”
吧嗒——
話筒對面清晰的傳來了一道東西落地的聲音，不出意外的話應該是楊振寧手中的圓珠筆。
與此同時。
話筒對面的楊振寧亦是陷入了長久的沉默。
見此情形。
徐云很是理解的嘆了口氣。
當年的奧本海默雖然和沃爾科夫搞出了tov極限，但他們估計的中子星質量上限只有太陽的0.7倍左右。
而實際上根據后世的觀測結果顯示，他們所用的狀態方程對中子星而言并不理想，出入偏差是很大的。
中子星的結構遠遠沒有那么簡單，甚至比徐云向楊振寧介紹的都要復雜很多倍。
就像地球外有一層大氣一樣，中子星最外層也有一層很薄的“大氣“。
它主要是由一些輕核，比如氫核，氦核，碳核組成。
然后往內走就是中子星的外殼層，它們密度橫跨七個數量級，主要由處于化學平衡的質子，中子和電子組成。
更確切的說。
外殼層的頂端還是由原子核和電子組成，不過隨著深度的增加，密度不斷增大，電子費米能也不斷增大，從而更大電荷數的核也不斷增加。
從最表面的鐵56核，一直到元素周期表的盡頭——鐵核是核素圖上單位核子束縛能最大的核，但是隨著密度增大，它不足以提供足夠的庫倫能約束電子
最終，由核對稱能來和電子的費米能競爭。
再往里面走是中子星的內殼層，原子核中過大的中子占比將造成核的不穩定，
它們會相互配對，形成超流相的中子氣來試圖降低能量。
接下來是中子星的外核了，這是中子星絕大部分的質量來源和半徑所覆蓋的區域，核物理中的對稱能在此決定了其中可能的組分。
這個殼層的密度達到了核物質密度，形成了緊致的均勻中子系統——可能這個才是最符合公眾對于中子星的認知的殼層。
這時候殼層的組成還多了繆子，因為電子的費米能不斷增大，甚至達到了繆子的靜止質量。
然后就是內核，物理界預期會出現帶有s夸克的超子，這中間有著名的超子疑難的問題。
除此之外，pi介子和k介子的集體激發會破壞空間宇稱，還可能出現介子凝聚等等
后世關于高速旋轉的中子星.也就是脈沖星還有著所謂的燈塔模型，不過這玩意兒目前似乎也有推導重來的風險。
當時徐云還基于脈沖星的某些性質寫了個新書開頭，想著下本書發布來著。
結果沒想到一年不到使用的理論就快廢了，只能說現代理論成果的更新速度確實有點兒快
總而言之。
后世對于中子星都了解甚少，更別說如今這個時期的物理學家了。
即便是楊振寧這樣的大佬，面對這些概念也顯得有些無力。
因此徐云在和楊振寧的交談過程中很多話都是收著說的，比如脈沖星的各類參數。
后世兔子們的黔省fast天眼已經探測到了超過800顆，有時一天幾個，有時幾天一個。
目前觀測到最慢的脈沖星周期大概是10秒自轉一次，已知最快的脈沖星轉速每秒716圈，表面的線速度達到光速的四分之一，編號psrj17482446ad。
在不自爆身份的情況下。
徐云敢把這個數字說給楊振寧聽，這位大佬不以為徐云有精神病都算是心態好的了。
過了足足有三四分鐘吧。
楊振寧方才重新拿起電話，對徐云問道：
“.小徐，就算你說的脈沖星真的存在，那么它和引力波探測又有什么關系？”
徐云聞言暗贊了一聲不愧是大佬，在這種情況下都能抓住問題的關鍵——徐云引出脈沖星的目的，可是為了原初引力波來著。
如果脈沖星和原初引力波無關，那么它轉的再快也沒有意義。
于是徐云組織了一番語言，繼續說道：
“楊先生，您應該知道，根據奧本海默歸納出來的中子星模型，脈沖星會發射很強的雙極輻射。”
“假設——我是說假設啊，假設脈沖星的自轉軸和磁軸有一定的偏角，那會發生什么事？”
“偏角？”
楊振寧眨了眨眼，思索著說道：
“如果自轉軸和磁軸有偏角存在，那么當脈沖星磁軸掃過地球的時候，我們就會接受到一個脈沖信號。”
“而兩次脈沖信號的間隔，就等于自轉周期咦，等等！”
只見楊振寧的聲音驟然拔高了幾分：
“小徐，你的意思莫非是”
“如果我們能找到自轉周期是毫秒級別的脈沖星，就可以根據自轉周期的變化，去探測原初引力波？”
徐云聞言隔空打了個響指，臉上的表情顯得很燦爛：
“沒錯！”
早先提及過。
如果單純依靠科技設備，想要探測到原初引力波最少都需要架起比柯伊伯帶還大的探測器。
這對于現如今的人類科技水平而言顯然是不可能的，不過后世的物理學家卻在宇宙中找到了一個天然的引力波探測器。
那就是.脈沖星。
脈沖星除了轉速高之外，更重要的是它的磁場強度也很高。
磁場的衡量單位叫“高斯”，字母表示為gs。
地球磁場為0.7gs，就足以抵擋太陽風的侵襲；
木星磁場達到14gs，是地球的20倍；
太陽磁場極區普遍磁場很低，只有1gs，但太陽磁場活動性很大，兩極噴發時可達1000gs，日面寧靜區磁節點磁場強度也達到上千gs，黑子爆發磁場可達4000gs。
這些看起來已經很強的磁場，與中子星磁場比起來完全是小兒科了：
中子星的磁場強度至少在數千億gs以上，絕大多數脈沖星表面極區磁場強度都高于10000億gs，甚至高達20萬億gs。
超高強度的磁場可以為輻射束提供極強的動力，同時從磁極在各個方向中炸出——這些磁極并不總是與脈沖星的旋轉軸對齊，就像地球的南北磁極不與我們星球的旋轉軸對齊一樣。
在這種情況下。
毫秒脈沖星就像具有穩定周期的太空燈塔，當它掃過地球的時候，我們就在射電波段探測到一個脈沖。
我們可以把脈沖到達的時間準確地記錄下來，這類脈沖到達時間之間的間隔理論上是恒定不變的，但實際上這些間隔會有極其細微的變化。
導致這些變化有很多因素，已知的就有地球的運動，太陽系天體導致的引力紅移，星際介質的變化等等。
物理學家把這些因素包括到我們的模型中，去擬合觀測得到的脈沖到達時間，模型預言和實際觀測之間的差別稱為計時殘差。
計時殘差就蘊含著沒有包括到模型里的物理現象，例如原初引力波。
引力波導致的脈沖到達時間變化有兩個顯著的特征：一是相干性，二是四級性。
所謂相干性，指的就是引力波會對所有陣列中的所有脈沖星同步產生影響，而有些效應——如脈沖星星震只會對單個脈沖星的計時產生影響，不同脈沖星之間的星震是沒有任何關聯的。
四極性則是指引力波的效應在旋轉180°的方向上是相同的，在旋轉90°和270°的方向上則是相反的。
定性地說。
對于兩顆脈沖星，如果它們的相對地球的夾角是0°或180°，它們的計時殘差應該是正相關的，反之如果它們的相對地球的夾角是90°，它們的計時殘差應該是反相關的。
通過仔細的計算，可以得到相關性隨夾角的變化，就是著名的heilingdown曲線。
而其它能導致相干性的因素很難具有四極性，因此如果能發現不同脈沖星計時殘差間的相關滿足heilingdown曲線，就能說明探測到了宇宙中的引力波背景。
后世這類脈沖星探測器還有個名字，叫做脈沖星計時陣。
兔子們的天眼fast，就靠著脈沖星計時陣發現了納赫茲引力波存在的證據。
順帶一提。
目前引力波這塊最前沿的成果是已經發現了標量橫向極化引力波，這和廣相是有點偏離的——愛因斯坦的廣義相對論中預言引力波只有張量極化模式。
當然了。
如果就此說廣相是錯誤的或者引力子存在，那倒也有點為時尚早，不過目前這方面還是挺令人期待的。
視線再回歸現實。
“脈沖星”
隨后楊振寧仔細思考了一會兒徐云所說的這個思路，發現它確實能夠解決自己面臨的一大難題。
誠然。
如果只依靠脈沖星計時陣，那么可以探測到的引力波頻率也相對有限。
如果能將脈沖星計時陣與他設計的空間干涉儀結合在一起，一者在地面接收，另一者在高空探測，那么可以探測的引力波頻率就可以降低很多了。
因為引力波是一個可以按冪律建模的物理現象，對于某些測量比較精確的系統，軌道周期的變化率甚至是可以通過廣相直接計算出來的。
后世華夏有兩個引力波項目，分別叫做太極與天琴。
其中太極是直接和lisa的合作，天琴則是純國產。
這兩個空間引力波探測器的原理之一，就是和國內地面的原初引力波探測站進行聯動。
20年12月的時候兔子們還發射了兩顆衛星并成功入軌，代號“極目”和“小目”，全名“引力波暴高能電磁對應體全天監測器衛星”，其實就是天琴計劃的青春版。
它們聯動的地面單位是中科院高能所執行的“阿里計劃”，也是兔子們三大引力波探測計劃之一。
楊振寧雖然不知道未來的這些事情，但以他的學術能力自然不難判斷出這個方案的可行性。
換而言之.
如今他所要考慮的問題，便是
“小徐，你對探測脈沖星有什么想法嗎？”
聽到楊振寧的這個問題。
徐云沉默了一會兒，語氣變得略微有點微妙了起來：
“楊先生，不瞞您說，這部分我確實有一些規劃，不過具體的項目上可能會與您想的有些出入。”
“出入？”
楊振寧眨了眨眼，不明所以的問道：
“你這是什么意思？”
徐云很快答道：
“我想搞一個大型的宇宙研究基地，脈沖星只是其中一小塊的研究項目。”
楊振寧頓時一怔：
“基地？”
片刻過后。
徐云的聲音悠悠從話筒對面傳了過來：
“沒錯，一個大型的宇宙觀測、實驗基地，名字叫做”
“紅岸。”