在簡并反應中。

    原子核和電子會被分開，原子核緊挨著疊一塊兒，這時候的恒星不叫恒星，叫白矮星。

    白矮星靠的是電子簡并壓對抗引力阻止星體收縮，中子星則是靠中子簡并壓與坍縮壓力進行對抗。

    一旦內部簡并中子氣所產生的張力不能抗衡坍縮壓力，星體將進一步坍縮成為黑洞。

    接著徐云頓了頓，繼續說道：

    “楊先生，根據我們的元強子模型成果，中子不帶電僅僅表示中子作為一個整體是電中性，并不表示中子的任何一部分都不帶電?！?/br>
    “正如鐵原子也是電中性的，作為一個整體，鐵原子也不帶電，但是這并不排除鐵原子的一部分帶正電另一部分帶負電?！?/br>
    “加之中子存在磁矩，因此中子星理論上同樣存在磁場?！?/br>
    “高速轉動的中子星就像是一個高速發電機的轉子在切割磁力線，所以在旋轉中的中子星……必然會發出電磁脈沖信號?！?/br>
    “至于這些信號的周期和磁場強弱……楊先生，您可以現在就結合我們的元強子算一算，應該很簡單的?！?/br>
    楊振寧聞言，不由微微蹙起了眉頭。

    徐云的解釋倒是還算不難理解，但現在要他計算磁場強弱和信號周期……這他就有些不明白了。

    這兩個數據有意義嗎？

    不過正如徐云所說，這兩個參數計算起來不算復雜，因此楊振寧猶豫片刻，還是提筆計算了起來。

    眾所周知。

    只要你相信廣義相對論在星體方面沒有問題，那么星體的結構便可以由tov方程給出：

    m（r）=∫0r4πr′2p（r′）dr。

    一旦你給了另一個初始條件p（0）以及物態方程p（p），就可以通過求解上面的微分方程給出整個星體內部的密度壓強等等。

    從星體中心向外，在某一個r處，p（r）降到了0，你就可以把這個r解釋成中心密度p（0）的星體半徑。

    雖然這個方程對于極端致密天體的物態并不是非常的清楚，某種意義上來說甚至屬于待解決的重大物理問題之一，計算出大致區間還是不難的。

    好比后世有一種根據腳長反推身高的公式，這公式準吧還真未必準，但是計算出來的身高區間多少都還符合【人類】的定義——至少不會給你算出個身高三米的巨人……

    加之徐云他們還在元強子模型中加入了原子核結合能半經驗公式，因此楊振寧很快將大致數據推導了出來。

    不過在即將寫下最終得數的時候，楊振寧的筆尖忽然一頓，整個人輕咦了一聲：

    “唔？”

    只見他再次將算紙拉到了最開始的地方，然后重新的核算了起來。

    十分鐘后。

    楊振寧的眉頭擰得愈發緊湊了，只見他重新拿起話筒，問道：

    “小徐，根據轉動慣量推導……在角動量守恒的基礎上，高速旋轉的脈沖星周期只有6秒左右？”

    徐云嗯了一聲：

    “沒錯?！?/br>
    吧嗒——

    話筒對面清晰的傳來了一道東西落地的聲音，不出意外的話應該是楊振寧手中的圓珠筆。

    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。

    徐云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0.7倍左右。

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

    因為……

    中子星的結構遠遠沒有那么簡單，甚至比徐云向楊振寧介紹的都要復雜很多倍。

    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。

    然后往內走就是中子星的外殼層，它們密度橫跨七個數量級，主要由處于化學平衡的質子，中子和電子（注意到電子開始出現，并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。

    再往里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，形成了緊致的均勻中子系統——可能這個才是最符合公眾對于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。

    然后就是內核，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……

    后世關于高速旋轉的中子星……也就是脈沖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。

    當時徐云還基于脈沖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。

    后世對于中子星都了解甚少，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。

    因此徐云在和楊振寧的交談過程中很多話都是收著說的，比如脈沖星的各類參數。

    后世兔子們的黔省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。（這里推薦一下fast的官網）

    目前觀測到最慢的脈沖星周期大概是10秒自轉一次，已知最快的脈沖星轉速每秒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。

    徐云敢把這個數字說給楊振寧聽，這位大佬不以為徐云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，對徐云問道：

    “……小徐，就算你說的脈沖星真的存在，那么它和引力波探測又有什么關系？”

    徐云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——徐云引出脈沖星的目的，可是為了原初引力波來著。

    如果脈沖星和原初引力波無關，那么它轉的再快也沒有意義。

    于是徐云組織了一番語言，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，脈沖星會發射很強的雙極輻射?！?/br>
    “假設——我是說假設啊，假設脈沖星的自轉軸和磁軸有一定的偏角，那會發生什么事？”

    “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，那么當脈沖星磁軸掃過地球的時候，我們就會接受到一個脈沖信號?！?/br>
    “而兩次脈沖信號的間隔，就等于自轉周期……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沖星，就可以根據自轉周期的變化，去探測原初引力波？”

    啪！

    徐云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。

    這對于現如今的人類科技水平而言顯然是不可能的，不過后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……脈沖星。

    脈沖星除了轉速高之外，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0.7gs，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，絕大多數脈沖星表面極區磁場強度都高于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——這些磁極并不總是與脈沖星的旋轉軸對齊，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。

    毫秒脈沖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沖。

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