脈沖星是一類具有強大磁場且高速自轉的中子星。從它磁極發(fā)出的輻射隨著自轉會周期性掃過地球，使得我們觀測到短周期脈沖信號。中子星很小，半徑只有10公里左右，但其質量卻很大，通常有太陽的1.4倍那么重。要改變這么重的物體的運動狀態(tài)是很難的，所以中子星的自轉很穩(wěn)定。原則上，如果不受其他因素影響，那么我們就能看到脈沖星每隔固定的時間就發(fā)出一個脈沖信號。

中子星大小示意圖

不過，“原則上”的意思就是說：實際上并不是！現實中有許多的因素在影響著脈沖星脈沖信號的時間間隔。這些影響由近及遠分別有地球自轉、太陽系天體運動（主要是大行星的公轉）、星際空間的變化、脈沖星周圍可能存在的其他天體等。通過測量脈沖星脈沖到達地球的時間的變化，我們就能測出這些影響，并進而推測影響因素的物理特性。這種觀測方式被稱為“脈沖星計時”。在尋找行星和探測引力波時，脈沖星計時都發(fā)揮著重要的作用。

認為太陽系存在未被發(fā)現的大行星的傳聞流傳已久。天文學家用筆算出海王星后，一度認為還存在一個位于海王星軌道之外的大行星。即使在冥王星發(fā)現之后，還是有人認為在冥王星之外還有大行星，否則不能很好地解釋海王星軌道的變化。這顆行星就是傳說中的X行星。雖然目前海王星的軌道問題已經解決，但仍有人根據其他的蛛絲馬跡，提出X行星的猜測。在始終未能觀測到X行星的當下，我們有什么方法可以推測X行星的存在與否呢？脈沖星計時就能給出證據！

上面說到，太陽系中的天體運動會影響脈沖星脈沖的到達時間。直觀上的影響，行星的運動會改變太陽系質心位置，相當于太陽系發(fā)生了整體的移動，導致地球與脈沖星之間的距離發(fā)生改變。如果考慮相對論效應，不同位置的行星能產生不同的引力場，從而改變地球與脈沖星間的距離。對于已知的行星，我們能夠計算出它們對脈沖的影響。在消除已知天體的影響之后，剩下的自然就是未知天體的影響。

太陽系主要天體運動示意圖

2005年，美國普林斯頓大學的研究人員就用脈沖星計時測算過，結論是：在距太陽200天文單位（天文單位為地球與太陽之間的平均距離）之內，不存在木星質量大小的未知天體。如果今后用更高精度的脈沖星計時數據計算，應該能知道距離太陽60個天文單位之內（相當于柯伊伯帶之內）有沒有地球質量大小的未知天體。

我們能通過脈沖星計時來探測太陽系內有沒有未知行星，那能不能探測脈沖星邊上有沒有行星在圍繞著它轉呢？當然可以了！其實這更多的是意料之外的結果。我們知道，中子星產生于超新星爆炸。超新星爆炸的能量是十分驚人的。一般認為經歷過超新星爆炸之后，恒星周圍的行星不太可能還安然無恙。但不管怎么樣，脈沖星用事實告訴天文學家，它不僅可以有行星，還可以有好幾顆行星！

在1990年的時候，波蘭天文學家亞歷山大·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）使用阿雷西博望遠鏡發(fā)現了一顆毫秒脈沖星，名為B1257 12。通過對這顆脈沖星的脈沖星計時觀測，沃爾茲森驚訝的發(fā)現，在去除已知天體的影響后，這顆脈沖星還受到另外的規(guī)律性影響，而最為合理的解釋是：它有兩顆行星！到了1994年，進一步的研究確認這顆脈沖星還有第三顆行星。這三顆行星就是人們最先發(fā)現的系外行星。其中最開始發(fā)現的兩顆行星里，有一顆質量只有0.02倍地球質量，僅比月球稍大。這顆系外行星長期保持著“人類已知的質量最小的系外行星”的稱號，直到2012年才被開普勒衛(wèi)星的新發(fā)現打破。

B1257 12及其行星想象圖

脈沖星周圍的行星都能通過脈沖星計時觀測到，那如果脈沖星邊上有一顆恒星，豈不是更容易發(fā)覺了？早在1975年，當時還是學生的拉塞爾·赫爾斯（Russell Hulse）就利用阿雷西博望遠鏡發(fā)現了首例處于雙星系統(tǒng)中的脈沖星。通過脈沖星計時觀測，可以知曉這顆脈沖星的伴星也是一顆中子星。只不過這顆中子星的輻射束不掃過地球，所以我們看不到它的脈沖信號。

這顆脈沖星和中子星伴星的質量都是1.4倍太陽質量左右。它倆最接近的時候，距離只有1.1倍太陽半徑那么近！這樣的雙星系統(tǒng)會明顯地因發(fā)射引力波而損失能量，結果就是雙星系統(tǒng)的軌道會越來越接近，繞轉周期越來越短。通過脈沖星計時觀測，人們發(fā)現其軌道變化結果很好地符合了相對論的預言。這一工作讓赫爾斯和他的導師約瑟夫·泰勒（Joseph Taylor）獲得了1993年的諾貝爾物理學獎。

脈沖星及其伴星示意圖。綠色網格表示周圍引力場。

一個更精確的工作是澳大利亞科學家做出來的。2003年，澳大利亞的帕克斯望遠鏡發(fā)現了一個雙脈沖星系統(tǒng)，就是相互繞轉的兩顆中子星的輻射束都掃過地球，即都是脈沖星。這兩顆脈沖星之間的距離更近，相對論效應更強。由于引力波輻射導致的能量損耗，讓它們之間每天要靠近7毫米。又因為這兩顆都是脈沖星，通過脈沖星計時能夠對它們的軌道變化做出更為精準的測量，最終得到結論：引力波理論預言的準確度達到99.95%！

除了上述對雙星系統(tǒng)中的脈沖星進行計時觀測，從而間接探測引力波之外，我們還能用“脈沖星計時陣列”來直接探測引力波信號。

等等，什么叫“脈沖星計時陣列”？

其實就是選幾顆脈沖星，隔幾天做一次脈沖星計時觀測。也許有人會問，美國的激光干涉引力波天文臺 （LIGO）不是已經探測到引力波，還拿了諾貝爾獎嗎？為什么還需要脈沖星計時陣列來探測呢？

對于LIGO項目，簡單來說，就是在兩條相互垂直、長度達4公里的管道內通上激光。在引力波的影響下，這兩條管道的長度會發(fā)生規(guī)律性的變化，導致激光干涉結果發(fā)生改變。換言之，通過測量激光干涉結果的變化，我們就可以捕捉引力波。

LIGO原理示意圖

引力波探測項目遠不止LIGO一個。另一個著名的計劃是歐洲空間局主導的太空激光干涉儀（LISA）。這組探測器將用3顆衛(wèi)星排布成邊長為250萬公里的等邊三角形，并互相發(fā)射激光。與LIGO原理類似，若通過激光測量出衛(wèi)星之間距離發(fā)生某種規(guī)律性變化，就能夠捕捉到引力波的信息。中國科學院提出的空間太極計劃和中山大學提出的天琴計劃，也是類似的空間引力波探測項目。

LISA計劃示意圖

聰明的你也許已經能聯想到了，脈沖星計時陣列探測引力波，其實就是把脈沖星當做信號源來測量脈沖星到地球之間距離的變化。如果我們發(fā)現多顆脈沖星同時發(fā)生某種規(guī)律性變化，那么我們就探測到引力波啦！

脈沖星計時陣列示意圖。綠色網格代表受引力波影響而抖動的時空。

那究竟為啥我們需要脈沖星來探測引力波呢？

我們上面提到的LIGO、LISA還有脈沖星計時陣列，它們最大的區(qū)別是什么？

距離！

LIGO管道長度是4公里；LISA計劃邊長是250萬公里；而脈沖星到地球之間的距離，一般要用“千秒差距”作單位。一千秒差距大約等于3億億公里（注意，并不是我手抖多打一個億）。

這些大小不一的探測設備，其實是為了探測不同波長的引力波。而不同波長的引力波往往對應著不同的天文事件。比如，最小的LIGO探測的引力波波長最短，可以由雙中子星合并、恒星級黑洞合并產生；LISA探測的引力波波長長一些，可能來自銀河系內黑洞合并，或是超大質量黑洞與致密天體相互作用；脈沖星計時陣列觀測的引力波波長更長，可以窺探星系中心黑洞合并事件。這樣看來，用脈沖星計時陣列來探測引力波還是很有必要的。

使用脈沖星計時陣列探測引力波，需要經年累月地對多顆周期穩(wěn)定的脈沖星進行觀測，而直到目前還沒能探測到引力波信號。對更多的脈沖星，做更高精度的觀測，將使我們更容易探測到引力波。FAST作為世界最大的單口徑射電望遠鏡，有望能夠找到更多能夠用來探測引力波的脈沖星。同時，我們將來也能用FAST對脈沖星計時陣列中的脈沖星做更好的觀測。未來，FAST勢必能夠幫助科學家更好地探測引力波。此外，我國科學家一直在參與的國際共建的平方公里陣（SKA）和中國科學院新疆天文臺提出的奇臺110米射電望遠鏡（QTT）項目都在有條不紊地推進著。這些強大的設備，日后定能助力引力波的探測。