“中國天眼”FAST 已經發現了 883 顆脈沖星，并且計劃年內將這個數字刷新到 1000 顆。

那么，脈沖星究竟是什么？為什么要大費周章地找，找到以后又有什么用呢？今天咱們就來仔細聊聊，順便再跟大家分享點關于 FAST 的小八卦。

脈沖星是指瘋狂閃爍的星嗎？

先說說“脈沖星”。從地球看來，脈沖星是周期性地閃爍電磁脈沖的天體，脈沖間隔極短，從幾毫秒到上百秒不等。不過，脈沖星并不是真的在閃爍，所謂脈沖，只是脈沖星以發瘋般的速度旋轉造成的假象。那脈沖星是怎么來的呢？其實是恒星“內心拉扯”的結果。

我們肉眼能看到的“正?！焙阈?，內部都有兩股力量在相互抗衡：引力驅使恒星物質向核心墜落，而核聚變釋放的能量則把物質向外推。

核聚變的燃料總有用完的一天，所以引力總能最終贏得這場角力。當一顆大質量恒星（例如，超過 8 倍太陽質量）最終耗盡所有燃料時，它就會向中心坍縮，發生猛烈的內爆，再向外彌散，迸發出一朵絢爛的“煙花”。這個過程叫做“超新星爆發”。

北宋至和元年（1054 年），金牛座的“天關”星宿附近爆發過一顆超新星，白天可見 23 天，夜晚可見 22 個月。這起超新星爆發被中國的天文學家記錄下來，史稱“天關客星”。

塵煙散去，在恒星原來的位置，可能會留下一顆非常致密的天體——中子星。在其內部，原子結構不復存在，電子被壓入原子核，與質子結合為中子。中子星的質量超過 1.4 個太陽，直徑卻只有十幾公里。換句話說，每立方厘米的中子星物質，相當于全球人類的質量總和！

中子星還繼承了恒星殘余質量的旋轉角動量。在同樣的角動量下，轉速與半徑的平方成反比。我們每每看到，冰舞運動員在旋轉時把雙臂收攏或舉到頭頂，就會猛然滴溜溜地轉得飛快。同理，當恒星坍縮為中子星后，轉速會成億倍地飆升。

中子星具有強磁場，驅動其周圍的帶電粒子，發出強烈的射電輻射束，從它的兩個磁極噴涌而出。如果隨中子星自轉的輻射束正好掃過地球，我們就能測到周期性的射電脈沖，就好比某些迪廳的特效燈總是在轉圈圈，雖然燈光一直開著，但從一個方向看過去就時亮時暗。嗯，這么一比喻，那脈沖星可以說屬于是恒星的遺體在自己墳頭蹦迪了……

前面提過的天關客星，就留下了一顆周期 33 毫秒（每秒自轉 30 圈）的脈沖星，拋散出的漸冷煙花則是著名的蟹狀星云。

在全球發現的 3000 多顆脈沖星中，絕大多數是中子星，但也有 2 顆是白矮星（還保有原子結構的低質量恒星遺骸）：天蝎座 AR 和寶瓶座 AE。

FAST 可不是“快”的意思

大部分脈沖星在可見光波段沒有顯著輻射，而在射電波段看起來比較亮。幸運的是，在地球這邊，大氣層對射電波段相當優待，透明度極高，所以射電望遠鏡特別適合在地面上觀測脈沖星。

FAST 的名字來自“500 米口徑球面射電望遠鏡”（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope）的英文縮寫。這座巨型單碟射電望遠鏡坐落在貴州省平塘縣大窩凼（dàng），依照喀斯特地貌的天然洼地而建，2011 年開工，2016 年落成，是目前世界第一大的全口徑均有反射面的射電望遠鏡（俄羅斯的 RATAN-600 口徑雖有 576 米，卻只有細細一圈反射環）。

——順便說說，大家可能覺得 FAST 這個縮寫聽起來很酷，而全稱卻顯得太直白了。沒辦法，“縮寫不明覺厲，全稱真沒創意”這是天文界的傳統，比如 TMT 是“30 米望遠鏡”，VLT 是“甚大望遠鏡”，ELT 是“特大望遠鏡”，EELT 是“歐洲特大望遠鏡”。韋布空間望遠鏡聽起來是不是還算正常？可它最初的名字其實是“下一代空間望遠鏡”（相對于哈勃而言）……

為什么射電望遠鏡都這么大？這是因為在相同的分辨率需求下，要觀測的波長越長，“鍋”的口徑就得越大，不然就看不清了。在紅外波段工作的韋布望遠鏡比主攻可見光的哈勃望遠鏡口徑要大（6.5 米 vs 2.4 米），而射電望遠鏡要觀測的波段，比這倆還要高 5、6 個數量級，那是真非往大了整不可了，口徑就是正義用在這里是一點都沒錯。

細心的讀者可能還有兩個疑問：

①球面實際上無法將遙遠星光匯聚到單一焦點，得用拋物面才行，FAST 為何要做成球面望遠鏡？

②一口大鍋這么擺在地上，豈不是只盯著天頂一點，就算隨著地球自轉，也只能掃描天頂所在的這個圓？

實際上，這是一個常見的誤解，也是科普的時候使用簡略類比帶來的負面影響。因為形狀的關系，我們很喜歡把各類射電望遠鏡稱為“鍋”。但是這樣一來，我們的思維也會被誤導，容易覺得 FAST 也像咱們家炒菜的大鐵鍋一樣，硬邦邦一整個，形狀不會改變，但實際上，FAST 的身段靈活得很。

FAST 由 4450 片反射板拼成，通過電機驅動，這些反射板能夠改變姿態，當一片區域的反射板在統一指揮下規律地調整，就能在“鍋”里泛起一片“漣漪”，改變鏡面的形狀。

經“FAST 之父”南仁東和團隊的計算，只需和球面偏離 0.47 米，就可以把口徑 300 米的球面改成拋物面，把射電信號聚焦在一點。所以，在任意時刻，FAST 只有一片口徑 300 米的圓形工作區域。通過反射板的齊心協力地調整，這個工作區能在“鍋”里自如“漂移”，所以可觀測天區的范圍相當廣。

倘若保持完整的 300 米口徑，能從北緯 52.2°（工作區緊貼鍋南沿）觀測到南緯 0.6°（工作區緊貼鍋北沿）。如果愿意犧牲一點有效口徑，則可以覆蓋北緯 65.8° 到南緯 14.2° 的天空。

觀測脈沖星有什么實際應用？

FAST 發現這么多脈沖星，那么觀測脈沖星有什么實際應用？它的用處還真不少。

當脈沖星發來的信號穿越星際時，會被沿途的電離氣體阻礙，造成延遲。路程越長，電離氣體越多，遲到越厲害。如果知道了脈沖星離我們有多遠，再通過精密測量延遲的程度，就能反推信號沿途的星際介質分布情況。

影響脈沖星信號的還有磁場，當電磁信號經過磁場時，它的偏振屬性會被改變，磁場越強，改變幅度越大。測量信號的偏振，能夠反推信號沿途的磁場分布情況。

當超大質量天體擾動時空時，會產生引力波，改變脈沖星信號到達我們的時間。所以通過精確測量脈沖星周期的起伏，可以探測引力波。倘若能發現脈沖星-黑洞雙星系統，觀測一個穩定輸出的天體和一個扭曲時空的天體如何攪拌乾坤，就更能檢驗廣義相對論的預言，大大推動基礎物理研究。

脈沖星的自轉周期非常穩定，有些在長期表現上堪與原子鐘媲美，并且它們“永不斷電”，可比原子鐘皮實多了。將脈沖星和原子鐘結合起來，可以建立長時間穩定的精準時間系統，甚至用于星際導航。

最后總結一下，FAST和它發現的脈沖星們，會幫助我們更好地認識宇宙，而這些發現，說不定有朝一日還能夠幫助人類在星海中航行。