快速射電暴：來(lái)自中子星雙星系統(tǒng)相互作用的信號(hào)？
藝術(shù)家插圖：由兩個(gè)高度磁化的中子星組成的雙星系統(tǒng)。
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快速射電暴（FRB）是短暫的無(wú)線電波暴發(fā)，持續(xù)時(shí)間通常只有幾毫秒，它們似乎來(lái)自銀河系外小的點(diǎn)狀區(qū)域。有些FRB是一次性事件，而另一些是周期性事件或“重復(fù)”事件。FRB的具體來(lái)源仍然未知，不過(guò)中子星雙星系統(tǒng)可能是該謎題的一部分。
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需要：能夠重復(fù)快速射電暴的可靠源
提出的重復(fù)FRB模型都必須符合以下幾個(gè)觀測(cè)到的現(xiàn)象：
1.來(lái)自給定的FRB源的重復(fù)爆發(fā)在頻率和總強(qiáng)度上保持一致。
2.暴發(fā)在源磁場(chǎng)環(huán)境的測(cè)量中表現(xiàn)出小尺度的變化。
3.FRB似乎優(yōu)先存在于類銀河系的巨大星系中。
來(lái)自重復(fù)源的一個(gè)FRB顯示了單次暴發(fā)的強(qiáng)度和各種頻率（較暗表示強(qiáng)度更大，較輕表示強(qiáng)度較?。?，其中，550兆赫以下和以上的紅線以及450兆赫和650兆赫附近的紅線表示由于其他無(wú)線電信號(hào)干擾而未使用的頻率。
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雙中子星(BNSs)被認(rèn)為是快速射電暴(FRB)難題的可能解決方案。具體來(lái)說(shuō)，雙中子星合并可能產(chǎn)生快速射電暴，同時(shí)伴隨著伽馬射線暴和引力波。但雙中子星是如何產(chǎn)生重復(fù)一致的快速射電暴的呢?在一項(xiàng)研究中，張兵(內(nèi)華達(dá)大學(xué)拉斯維加斯分校;日本京都大學(xué))試圖用一種新穎的方式來(lái)解釋雙中子星中出現(xiàn)的重復(fù)的快速射電暴。張沒(méi)有考慮中子星的合并本身，而是研究了合并前的幾年是否會(huì)產(chǎn)生重復(fù)的快速射電暴。
一場(chǎng)磁場(chǎng)舞蹈
持續(xù)不斷的快速射電暴在幾毫秒內(nèi)釋放出巨大的能量ーー至少相當(dāng)于太陽(yáng)在三天內(nèi)釋放出的能量。為了避免產(chǎn)生快速射電暴的雙中子星的干擾，張使用了雙脈沖星系統(tǒng)PSR J0737-3039A/B(脈沖星是具有強(qiáng)磁場(chǎng)的快速旋轉(zhuǎn)的中子星)，它們的組成和結(jié)構(gòu)很有特點(diǎn)。
除了軌道上有很大的旋轉(zhuǎn)動(dòng)能之外，雙中子星還有極強(qiáng)的磁場(chǎng)。這些磁場(chǎng)對(duì)于張的理論中快速射電暴的產(chǎn)生至關(guān)重要ーー當(dāng)中子星相互圍繞對(duì)方運(yùn)行時(shí)，它們的磁場(chǎng)相互作用，可能觸發(fā)產(chǎn)生快速射電暴的粒子流。
在合并前的幾個(gè)世紀(jì)甚至幾十年里，這些觸發(fā)因素可以反復(fù)且持續(xù)地出現(xiàn)，這是重復(fù)出現(xiàn)快速射電暴的重要前提。這幅關(guān)于相互作用的磁場(chǎng)圖片也可以解釋磁環(huán)境測(cè)量中的小尺度變化，并且在擁有快速射電暴的星系和擁有伽馬射線爆發(fā)的星系之間存在重疊，這可能與雙中子星的合并有關(guān)。
英國(guó)哥倫比亞的鐘聲射電望遠(yuǎn)鏡的照片(安德森·雷納德/鄧普研究所/千綿合作拍攝)
通過(guò)引力波的方式
這種情況下的觀測(cè)方法是從快速射電暴的源頭探測(cè)引力波。天基引力波探測(cè)器，比如空間激光干涉儀，非常適用于這種情況。地面探測(cè)器也從正在合并的雙中子星中收集波。當(dāng)然，我們觀察的快速射電暴越多，我們就越能了解它們的性質(zhì)和來(lái)源。幸運(yùn)的是，加拿大的氫強(qiáng)度測(cè)繪實(shí)驗(yàn)(屬于千綿)預(yù)計(jì)每天能探測(cè)到2到50個(gè)輻射，其他射電望遠(yuǎn)鏡也在努力探測(cè)中。所以也許快速射電暴的謎團(tuán)會(huì)比預(yù)計(jì)的更快被解開(kāi)！
相關(guān)知識(shí)
中子星是一顆恒星的坍縮核心，在坍縮之前，它的總質(zhì)量在10-29倍太陽(yáng)質(zhì)量之間。中子星是除黑洞、假想的白洞、夸克星和奇異星以外，最小、密度最大的星體。中子星的半徑約為10公里（6.2英里），質(zhì)量為1.4-3倍太陽(yáng)質(zhì)量，它們是由大質(zhì)量恒星經(jīng)由超新星爆發(fā)和引力坍縮造成的，這種坍縮將核心壓縮到超過(guò)白矮星密度的原子核密度。
一旦形成，星體將不再產(chǎn)生熱量，只隨著時(shí)間的流逝而冷卻，盡管它們?nèi)钥赡芡ㄟ^(guò)碰撞或吸積進(jìn)一步發(fā)展。大多數(shù)模型都認(rèn)為中子星幾乎完全由中子（電中性、質(zhì)量略大于質(zhì)子的亞原子粒子）組成，這些中子由正常物質(zhì)中存在的電子和質(zhì)子在中子星條件下結(jié)合產(chǎn)生。
根據(jù)泡利不相容原理所描述，中子星受到中子簡(jiǎn)并壓力的支持而不會(huì)進(jìn)一步坍縮，正如白矮星被電子簡(jiǎn)并壓所支持以防止坍縮一樣。然而，中子簡(jiǎn)并壓力并不足以支撐一個(gè)超過(guò)0.7M☉的物體，相斥的核力在支持大質(zhì)量的中子星中起著更大的作用。如果殘余恒星的質(zhì)量超過(guò)托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限（約2倍太陽(yáng)質(zhì)量），簡(jiǎn)并壓力和核力將不足以支撐中子星，造成其繼續(xù)坍縮形成黑洞。
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參考資料
1.Wikipedia百科全書(shū)
2.天文學(xué)名詞
3.Tarini Konchady
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