第七百一十四章 目標是星辰大海！（下）（2/2）

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。

徐雲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7倍左右。

而實際上根據後世的觀測結果顯示，他們所用的狀態方程對中子星而言並不理想，出入偏差是很大的。

因為

中子星的結構遠遠沒有那麼簡單，甚至比徐雲向楊振寧介紹的都要複雜很多倍。

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。

然後往內走就是中子星的外殼層，它們密度橫跨七個數量級，主要由處於化學平衡的質子，中子和電子（注意到電子開始出現，並將提供巨大的費米壓強，這將決定了隨著密度增大中子星成分的變化）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。

再往裡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，形成了緊緻的均勻中子系統——可能這個才是最符合公眾對於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。

然後就是內核，物理界預期會出現帶有s夸克的超子(和繆子出現的原因類似)，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

後世關於高速旋轉的中子星也就是脈衝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。

當時徐雲還基於脈衝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。

後世對於中子星都了解甚少，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。

因此徐雲在和楊振寧的交談過程中很多話都是收著說的，比如脈衝星的各類參數。

後世兔子們的黔省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。（這裡推薦一下FAST的官網）

目前觀測到最慢的脈衝星周期大概是10秒自轉一次，已知最快的脈衝星轉速每秒716圈，表面的線速度達到光速的四分之一，編號PSRJ1748-2446ad。

在不自爆身份的情況下。

徐雲敢把這個數字說給楊振寧聽，這位大佬不以為徐雲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，對徐雲問道：

「小徐，就算你說的脈衝星真的存在，那麼它和引力波探測又有什麼關係？」

徐雲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——徐雲引出脈衝星的目的，可是為了原初引力波來著。

如果脈衝星和原初引力波無關，那麼它轉的再快也沒有意義。

於是徐雲組織了一番語言，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，脈衝星會發射很強的雙極輻射。」

「假設——我是說假設啊，假設脈衝星的自轉軸和磁軸有一定的偏角，那會發生什麼事？」

「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，那麼當脈衝星磁軸掃過地球的時候，我們就會接受到一個脈衝信號。」

「而兩次脈衝信號的間隔，就等於自轉周期咦，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衝星，就可以根據自轉周期的變化，去探測原初引力波？」

啪！

徐雲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。

這對於現如今的人類科技水平而言顯然是不可能的，不過後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。

那就是脈衝星。

脈衝星除了轉速高之外，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，絕大多數脈衝星表面極區磁場強度都高於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——這些磁極並不總是與脈衝星的旋轉軸對齊，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。

毫秒脈衝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衝。

我們可以把脈衝到達的時間準確地記錄下來，這類脈衝到達時間之間的間隔理論上是恆定不變的，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衝到達時間，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。

引力波導致的脈衝到達時間變化有兩個顯著的特徵：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衝星同步產生影響，而有些效應——如脈衝星星震只會對單個脈衝星的計時產生影響，不同脈衝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。

對於兩顆脈衝星，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Heiling-Down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衝星計時殘差間的相關滿足Heiling-Down曲線，就能說明探測到了宇宙中的引力波背景。

後世這類【脈衝星探測器】還有個名字，叫做脈衝星計時陣。

兔子們的天眼FAST，就靠著脈衝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。

「脈衝星」

隨後楊振寧仔細思考了一會兒徐雲所說的這個思路，發現它確實能夠解決自己面臨的一大難題。

誠然。

如果只依靠脈衝星計時陣，那麼可以探測到的引力波頻率也相對有限。

但是

如果能將脈衝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，那麼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，對於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。

後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並成功入軌，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，你對探測脈衝星有什麼想法嗎？」

聽到楊振寧的這個問題。

徐雲沉默了一會兒，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：

「你這是什麼意思？」

徐雲很快答道：

「我想搞一個大型的宇宙研究基地，脈衝星只是其中一小塊的研究項目。」

楊振寧頓時一怔：

「基地？」

片刻過後。

徐雲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。」