恆星發出的光並不穩定，相反它們趨向於脈動。不過這種情況通常發生在整個表面均勻的恆星，現在天文學家發現了一種特殊的恆星，即脈衝只發生在一邊--這要得益於它的淚滴形狀。

這顆被稱為HD74423的恆星其質量大約是太陽的1.7倍，其距離地球約1500光年。在那裡它並不一顆孤獨的星球--還有一顆紅矮星和兩顆圍繞彼此執行的兩顆恆星（執行時間不超過2天）。

這個緊密的軌道在兩顆恆星之間產生了萬有引力從而將HD74423拉成了淚滴狀。這似乎讓其中那顆較大的恆星以一種意想不到的方式脈動。

該研究的作者之一Zhao Guo指出：“在天文學領域，人們早就知道存在脈動的恆星。出現在年輕的和年老的恆星中的表面有節奏脈動其週期可能有長有短、強度和形成的原因也都不盡相同。然而，截止到目前，所有這些恆星都有一個共同點：它們的脈動在恆星的四面八方都可以看到。”

但HD74423並非如此--它似乎只在一邊脈動。當天文學家注意到脈衝的尖峰和低谷跟恆星的自轉時間完全一致時，他們發現了這一點。

研究人員表示，對這一現象的觀察得益於數十年假設的結果。早在20世紀40年代，就有人提出，一個離恆星很近的伴星可能會影響一顆恆星的脈衝計時，而將脈衝推至一個半球的想法自20世紀80年代就一直存在。不過現在這一研究則標誌著第一次得到了直接觀察，研究小組對此表示，這很可能是一種常見的天文現象。

相關研究報告已發表在《Nature Astronomy》上。

恆星的生命發展非常緩慢，大多數時候我們無法探測到這些物體中時間的流逝。這條規則的一個例外是超新星爆炸，但是絕大多數恆星沒有經歷這一階段。與太陽相似的恆星結束生命時要平靜得多:幾十億年後，它們變成紅色超巨星，然後變成行星狀星雲，只留下一個小白矮星作為殘餘。 在恆星從紅巨星轉變為白矮星的過程中，恆星的能量生產變得不穩定。

在這個階段，核聚變在內部深處爆發，導致“打嗝”，或熱脈衝。這些脈衝導致恆星的大小和亮度發生劇烈、快速的變化——幾個世紀以來都可以看到。因此，熱脈衝有可能在人類一生中被注意到——如果時機合適，我們知道在哪裡尋找它的跡象的話。

脈衝使它們週期性地膨脹和收縮，在長達一年的週期內產生脈動。許多恆星會發生這些緩慢但非常明顯的光變化。儘管術語相似，但脈動和熱脈衝是兩種截然不同的現象，我們可以利用前者來尋找後者的訊號:當恆星在脈動中收縮時，脈衝更快地到達邊界，縮短了長達一年的脈動週期。 對熱脈衝的直接觀察也有更廣泛的含義。

熱脈衝豐富了整個宇宙。包括碳、氮、錫和鉛在內的幾種元素不是由超新星產生的，而是存在於像古老恆星的深處。 這些元素能夠到達恆星的表面，並透過脈衝引起的混合進入周圍的星際介質。從那裡，恆星風將它們以微小塵埃的形式推入星系。這些塵粒是下一代恆星的基石，使得圍繞恆星形成行星成為可能，甚至可能在這些行星上形成碳基生命。

超新星創造了宇宙萬物，我們所看到的一切，地球上的所有物質都是在超新星內部創造出來的，人類也同樣源自超新星，爆炸中的超新星孕育了我們身體中的每一個原子，太陽系中大多數的鐵都來自於一對50多億年前爆炸的“雙子超新星”。

從地球的核心到摩天大樓，再到我們血液中的血紅蛋白，都是由來自於“雙子超新星”中的“Ⅰa型”超新星的鐵構成的，而比鐵更重的元素，比如金、銀和鈾，則來自另一種超新星·“單星超新星”。

圖解：雙子超新星

“單星超新星”與“雙子超新星”演化過程不一樣

重量遠大於太陽的單星才可能成為超新星，這些巨星確實存在，有的比太陽重數十倍，有的重數百倍，越重的恆星燃燒的越快，一旦這些龐然大物開始衰老、消亡，它們內部的核反應便會加速，巨星在核燃燒助燃下燃燒非常迅速，恆星的質量越大，內部燃燒的溫度就越高，燃燒消耗得也越快。

與“雙子超新星”不同的是，巨型單星在爆炸之前 ，就創造了大量的元素，一旦這經們將氫氣轉化成氦氣，氦氣轉化成碳，碳再轉化成氧氣，它們就不會坍縮成“白矮星”。相反這顆巨星會繼續燃燒，在其核心深處形成一層層的新元素，在將氦氣燒成碳和氧氣之後，它們會繼續燃燒並將氖氣和氧氣轉化成矽。

這些元素是搭建宇宙的原材料，但它們此刻仍被困在巨星內部，不過它們最終都得以掙脫出來。

引發單個巨型恆星爆炸並釋放出新元素的導火線，正是同樣引發“Ⅰa型”超新星爆炸的鐵元素

鐵耗盡了恆星核聚變產生的所有能量，沒有了核聚變能量向外擴張的壓力，引力便開始向內擠壓巨星，巨星無法逃脫滅亡的命運。

巨型單星也許經歷了1000萬年，才成為超新星，但是最後的一刻來得非常迅速，一旦具備了鐵質核心，失去了力量的平衡，它就會在1毫秒內坍縮，它以1/3光速的速度向內收縮（就好比地球以光速的速度縮小為紐約市那麼大）。恆星變得極不穩定，巨大的引力引起核心坍縮，這一過程釋放出巨大的能量，致使內部的原子也開始擠壓到一起，當恆星逐漸變小，密度變大時，核心開始累積越來越多的能量，它的質量是太陽的1.5倍，而坍縮後的直徑只有15英里，密度是水的10000000億倍。

當這顆恆星時爆炸穿透恆星的外層，在此過程中創造出了比鐵重的新元素，鐵變成鈷，鈷變成鎳，繼續變成金、鉑和鈾，爆炸過程十分短暫，只製造了少量的重元素，這也是如今它們如此稀少的原因，超新星爆炸把這些新元素噴射到數10億公里外的太空中。令人難以置信的是，有些物質竟然在超新星的爆炸中倖存下來，目前我們知道一些大爆炸之後會留下遺骸，這些遺骸是人類發現的最奇特，也是最致命的物質。

恆星經歷了超新星爆炸並不一定意味著這顆恆星就消亡了

有一些超新星爆炸後會演化成其中一顆更奇特的天體例如：

中子星脈衝星磁星黑洞超超新星

中子星：

超新星爆炸後有時候會留下爆炸的遺骸，遺骸的種類取決於恆星的大小，比太陽大8倍的恆星在超新星爆炸後會留下一顆“中子星”，這是宇宙中最奇特的天體之一。

脈衝星：

當一顆巨星變成超新星時，其核心從一顆行星大小被擠壓到只有城市大小，核心承受的壓力十分強烈，內部的原子也擠壓到了一起，當原子被緊緊擠壓時，中間不留任何空隙，核心累積的巨大能量需要得到宣洩，核心爆炸摧毀了恆星的外層，質量極大的恆星，被壓縮成體積極小的“中子星”，可想而知它的密度高得驚人，一茶匙大小的“中子星”有1億噸重量，和恆星一樣重的“中子星”卻只有紐約市時那麼大。有些中子星會迅速旋轉，有些中子星旋轉的速度達到每秒鐘1000轉，放射出巨大的脈衝能量束，從星體的南北極爆發出來，這樣的中子星被稱為“脈衝星”。

磁星：

但“脈衝星”並不是超新星遺留下來的最奇特的物質，比太陽大30倍的恆星在爆炸時，會產生一種叫做“磁星”的中子星。

“磁星”比“脈衝星”更為神秘，它能產生強大的磁場，在極端的情況下，磁場強度能達到10至15億特斯拉，是地球磁場的100億倍，這種磁場非常強大，能在數千公里遠的地方將我們血液中的鐵吸走，但是“磁星”仍然不是超新星留下的最危險物體。

黑洞：

當超巨星的核心坍縮時，不僅會壓縮原子，同時也會壓縮其自身的空間和時間，這時超新星就會創造出“黑洞”。

超超新星：

當比太陽重100倍的恆星爆炸時，就會形成更為巨大的超新星，科學家們稱之為“超超新星”。

“超超新星”爆炸釋放出高能輻射叫做“伽馬射線暴”，在普通的超新星爆炸中，引力將星體的核心壓縮成“中子星”，但是在“超超新星”的爆炸中，星體要大的多，導致引力將核心壓縮成比“中子星”更為強大的物質-“黑洞”，黑洞立即開始吞噬這顆恆星的其他部分。

這顆恆星剩下的部分，並不能被較小的黑洞全部吸走，剩下的部分開始旋轉，形成吸積盤，大約每秒鐘向黑洞提供相當於地球質量100倍的能量，然而每秒100萬個地球質量超過了黑洞的吞噬量，使它難以立即消化，所以它又以接近光速的速度，將吸進去的大多數物質釋放出來，由此形成了兩束穿越黑洞的純能量波，產生於黑洞的伽馬射線衝破恆星的外層飛入太空，它們是宇宙中已知的最亮天體。普通超新星的亮度相當於太陽100億年亮度之和，而正在噴發的伽馬射線暴比超新星還要亮1000億倍。

圖解：這顆恆星剩下的部分，並不能被較小的黑洞全部吸走，剩下的部分開始旋轉，形成吸積盤，並且爆發

結語

在地球還可以接收到伽馬射線暴的輻射，不僅亮度極高，還具有極強的破壞性，如果擊中地球，它將在數秒內毀掉大部分大氣層，如果伽馬射線暴離得足夠近，它將引起大規模的生物滅絕。地球表面將會被一氧化氮籠罩，炙熱的射線將摧毀植物以及藻類，摧毀地球的食物鏈系統，科學家認為是伽馬射線暴引起了這次大滅絕。

案例一：

4.4億年前，導致地球85%物種毀滅的“奧陶紀生物大滅絕”的罪魁禍首，就是超新星爆發釋放的“伽馬射線暴”造成的。

案例二：

離我們最近且對地球構成威脅的超新星“海山二”，這片壯麗的星雲，各種物質正在從這顆超新星爆炸中噴出來，它極不穩定，科學家正在尋找它已經爆發的伽馬射線暴輻射是否會給地球帶琮威脅的證據。

案例三：

“WR104”這顆超新星，這是一對正在滅亡的“雙子超新星”，遲早有一天它們將爆發伽馬射線暴，“WR104” 超新星的襲擊名單中就有地球。

圖解：銀河系最大恆星海山二噴發為新恆星爆炸型別

但是“海山二”可能並不是唯一的威脅，除此之外，還有其它正在消亡的恆星，實際上我們永遠都不會知道一顆恆星是否即將成為超新星，然後發生巨大的爆炸，當我們看到它爆炸時，已經為時晚矣，因為它們都是需要幾十年或許幾百年甚至幾千年才會被我們發現。

具體答案：

至今仍無人知曉。

在宇宙天體中，有許多像太陽一樣的恆星，恆星和人類很像，會在經歷各種變化以後走向消亡。最終，恆星會變成三種物質：第一種是白矮星（特指密度較小的恆星）；第二種是黑洞（特指密度最大的恆星）；而處於這兩者之間的第三種物質則被稱為中子星。而脈衝星，就是中子星當中，在進行高速自轉，發出脈衝訊號的星系。

最初的發現

1967年10月，劍橋大學卡文迪許實驗室（Cavendish Laboratory）的安東尼·休伊什（Antony Hewish）教授的研究生——24歲的喬絲琳·貝爾·伯奈爾（Jocelyn Bell Burnell）檢測射電望遠鏡收到的訊號時無意中發現了一些有規律的脈衝訊號，它們的週期十分穩定，為1.337秒。起初她以為這是外星人“小綠人”（LGM）發來的訊號，但在接下來不到半年的時間裡，又陸陸續續發現了數個這樣的脈衝訊號。後來人們確認這是一類新的天體，並把它命名為“脈衝星”。脈衝星與類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機分子一道，並稱為20世紀60年代天文學“四大發現”。安東尼·休伊什因脈衝星的發現而榮獲1974年的諾貝爾物理學獎，儘管人們對喬絲琳·貝爾·伯奈爾未能獲獎而頗有微詞。

值得一提的是，1967年阿拉斯加彈道導彈預警中心的雷達控制人員也觀察到了一些脈衝訊號源並確認他們來自天體。這一發現早於劍橋大學的研究人員，但由於軍事保密要求，直到21世紀解密之時才被世人所知。

該圖顯示了第一個識別出的脈衝星的無線電訊號

脈衝星的特徵

1968年有人提出脈衝星是快速旋轉的中子星[2]。中子星具有強磁場，運動的帶電粒子發出同步輻射，形成與中子星一起轉動的射電波束。由於中子星的自轉軸和磁軸一般並不重合，每當射電波束掃過地球時，就接收到一個脈衝。

恆星在演化末期，缺乏繼續燃燒所需要的核反應原料，內部輻射壓降低，由於其自身的引力作用逐漸坍縮。質量不夠大(約數倍太陽質量)的恆星坍縮後依靠電子簡併壓力與引力相抗衡，成為白矮星，而在質量比這還大的恆星裡面，電子被壓入原子核，形成中子，這時候恆星依靠中子的簡併壓與引力保持平衡，這就是中子星。典型中子星的半徑只有幾公里到十幾公里，質量卻在1-2倍太陽質量之間，因此其密度可以達到每立方厘米上億噸。由於恆星在坍縮的時候角動量守恆，坍縮成半徑很小的中子星後自轉速度往往非常快。又因為恆星磁場的磁軸與自轉軸通常不平行，有的夾角甚至達到90度，而電磁波只能從磁極的位置發射出來，形成圓錐形的輻射區。

此外，在脈衝星便是中子星的證據中，其中一個便是我們在蟹狀星雲（M1；原天關客星，SN 1054）確實也發現了一個週期約0.033s的脈衝星。

脈衝星靠消耗自轉能而彌補輻射出去的能量，因而自轉會逐漸放慢。但是這種變慢非常緩慢，以致於訊號週期的精確度能夠超過原子鐘。[3][4] 而從脈衝星的週期就可以推測出其年齡的大小，週期越短的脈衝星越年輕。

蟹狀星雲脈衝星的X射線/可見光波段合成影象

毫秒脈衝星

20世紀80年代，人們又發現了一類所謂的毫秒脈衝星，它們的週期非常短，只有毫秒量級，之前的儀器雖然能探測到，但是很難將脈衝分辨出來。研究發現毫秒脈衝星並不年輕，這就對傳統的“週期越短越年輕”的理論提出了挑戰。進一步的研究發現毫秒脈衝星與密接聯星有關。

脈衝雙星

1974年，美國的拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現了第一個脈衝雙星系統。它由一顆脈衝星，PSR 1913+16，與一顆中子星構成，軌道週期很短，僅為7.75小時。軌道的偏心率為0.617。當兩顆子星相互靠得很近時，極強的引力輻射會導致它們的距離愈加靠近，軌道週期會逐漸變短。透過精確地測量射電脈衝雙星軌道週期的變化可以檢測引力波的存在，驗證廣義相對論。赫爾斯和泰勒也因此獲得1993年的諾貝爾物理學獎。

2003年4月，研究人員發現PSRJ0737－3039A的週期為22毫秒，並且在有規律地變化。人們認為這是一個罕見的雙脈衝星系統，兩顆子星都是脈衝星，並且輻射束都掃過地球。觀測顯示，這對雙脈衝星系統的A星是一顆1.337太陽質量的毫秒脈衝星，週期22毫秒，B星是一顆1.251太陽質量的正常脈衝星，週期2.27秒。兩顆子星相互環繞的軌道週期僅為2.4小時，軌道偏心率為0.088,平均速度達到0.1%光速。這個雙脈衝星系統的發現為檢測引力波的存在帶來了新的希望。

PSRJ0737－3039A

命名規則

脈衝星的命名由脈衝星英文pulsar的縮寫PSR加上其赤經赤緯座標組成。如PSR B1937+21，1937是指該脈衝星位於赤經19 h 37 m，+21是指其位於赤緯+21°，B意味著赤經赤緯值是歸算到曆元1950年的值。此外，J則表示赤經赤緯值是歸算到曆元2000年的值。

著名的脈衝星發現的第一顆脈衝星：PSR1919+21，也就是上文貝爾小姐發現的那顆脈衝星，位於狐狸座方向，週期為1.33730119227秒。發現的第一顆脈衝雙星：PSR B1913+16發現的第一個毫秒脈衝星：PSR B1937+21發現的第一顆帶有行星系統的脈衝星：PSR B1257+12發現的第一顆雙脈衝星系統：PSR J0737-3039

錐形掃射