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冲在“累加”。■
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1968年11月，威廉·约翰·科克（Cocke）和迈克尔·迪斯尼（Disney）两位年轻天文工作者决定向亚利桑那州图森地区斯蒂沃德天文台的90厘米反射望远镜申请三个观测夜。由于两人都还缺乏天文观测经验，想利用这几夜熟悉望远镜。当他们还在思考观测对象时，学术刊物“科学”在12月初登出了发现蟹状星云脉冲星的报道，他们就决定把分配到的观测时间用来搜索蟹状星云脉冲星的可见光辐射。正好那时在研究所里就有一台现成的计数装置可用，那是唐纳德·泰勒（Taylor）为了与此毫不相关的用途所制作的。于是他连人带电子仪器作为嫁妆加入了搜索小组的行列。这样，技术方面已经一切就绪；可是搜索计划成功的希望不大。虽然从未有人成功地证实过脉冲星为可见恒星，但科克和迪斯尼的打算是最低限度总可以学一学使用望远镜，至少还可以这样来检验泰勒的电子装置。1月初，这套测试设备在基特峰装就。1月11日，诸事齐备，望远镜首次指向蟹状星云。对每一对象星都测到5000倍脉冲星周期以上，同时把光信号按射电脉冲周期传送到若干计数器上。结果，在搜索区内并没有什么星使计数器中累加起一个脉冲来。泰勒在1月12日回图森去了。于是只有科克与迪斯尼留在山上，另外还有管电子仪器的罗伯特·W·麦卡利斯特（McCallister）帮忙。1月12日，天气开始变坏，仍旧没有结果。接下来的两个观测夜，也就是分配给这一项目的最后两夜，由于恶劣天气而报销了。事情看来仍无成效。偶然的良机往往产生深远的影响。1月15日起轮到使用这架望远镜的观测者威廉·G·提夫特（Tifft）为运气不佳的新手又提供了1月15、16日两夜的机会，使他们能继续试验。下面我援引迪斯尼本人的描述：“15日白天有云，但黄昏时云退天晴，20点正我们开始工作。泰勒还在图森，科克和我轮流操作望远镜，麦卡利斯特管着泰勒的仪器。第一步，我们先试测没有星的天空背景。第二步，我们就把瓦尔特·巴德（WalterBaade）认作蟹状星云中心星的那颗星放入仪器光阑中。才过了30秒钟，计数器上就显示出一个清楚的不断增长的脉冲，并且显然在主脉冲后半个周期还出来一个较小的、相当宽而没有主脉冲那样高的次脉冲。这时候，麦卡利斯特平心静气地继续操作着仪器，科克和我却时而欣喜若狂，时而沮丧万分，不能自己。这是脉冲星呢，还是我们碰到了电子仪器的某种干扰？何况脉冲星频率又恰好是美国交流电源频率的一半。可是，测试一再重复，脉冲丰姿就一再重现，气氛更热烈了。20点30分，也就是观测开始后半小时，我打电话通知泰勒。他起先抱怀疑态度，提出要改装电子仪器以消除可能存在的弊病。直到第二个夜晚亲眼看到脉冲累加，他才信服了。22点10分我们打电话告诉了各自的妻子，她们一听就想马上上山来看，好不容易才劝住了她们。1点22分，雾蒙蒙的夜空结束了这场观测。圆顶里三名观测者毫不怀疑，他们幸运地发现了第一颗光学脉冲星。”■
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很快就有另外一批观测者来证实这项发现。图8…8的两幅图像是按图8…6所示的原理得到的。那么右边这幅图像中所缺的脉冲星也就是图8…5中心附近两星中的偏下一颗，它的位置用图右边缘和下边缘的记号标出。根据图8…5就能在展示蟹状星云全貌的图7…6中把脉冲星辨认出来。什么是脉冲星脉冲星和超新星爆发有某种联系，这在蟹状星云脉冲星发现后已经明确。看来，发生超新星爆发后，恒星的残余部分就发出脉冲星信号。星空另有一处的气体现象反映从前曾爆发过超新星，而恰好在该处发现了又一颗脉冲星。这桩事也加强了那样的设想。显然，这一事件要追溯到很久以前：船帆星座中这一超新星爆发的年代应该比蟹状星云超新星爆发早得多，因为它抛出的气体物质在天上看来已经不是小小一点，而是布满了一广阔空间范围的许多条纤维状气体丝。这颗脉冲星的周期为0。09秒，比蟹状星云脉冲星长。它是已知第三名快速脉冲星。它刚一出现，人们就着手在可见光区寻找它。直到1977年，这项搜索才告成功，2月9日“自然”编辑部收到的这封宣布成功证实船帆脉冲星为某一恒星的投稿信，是由12位作者签名的。只要想一想，在此之前的8年中除了在英国和澳大利亚工作的这12位获得成功的科学家之外，还有大批天文学家曾动用世界上效能最高的望远镜，搜寻以船帆脉冲星的节律发光的恒星，却都宣告失败，就能体会这场搜捕会战是何等艰巨。还有，曾参加蟹状星云脉冲星观测的迈克·迪斯尼，这次也在成功队伍之列。用可见光寻找所有别的脉冲星至今一无所获。这使人们形成如下的印象：恒星发生超新星爆发，产生了脉冲星。一开始时脉冲周期比蟹状星云脉冲星还要短。它既发出射电脉冲，也发出光脉冲。随着年代的逝去，脉冲节律逐渐变慢。过了不到1000年，周期变长到蟹状星云脉冲星那样，再过许多年变成和船帆脉冲星那样长。随着脉冲周期的变长，它的可见光也同时变得愈来愈暗。后来，它的周期达到了1秒以至更长，光学脉冲早已消失，可是射电波段还能测到。因此只有两个周期极短的脉冲星才看得见。两者属最年轻之列，连它们的爆云残烟都还在目。而那些较老的脉冲星早就丧失了它们的可见光辐射。可是，脉冲星究竟是什么？一颗恒星以巨型爆发结束生命时，剩留的是什么？我们已经知道，产生脉冲星辐射的空间范围一定是非常小的。那么，为了解释脉冲星现象，试问在一很小空间内有哪些过程进行得既快速，重复得又那样精确呢？是像造父变星那种类型的恒星胀缩过程吗？果真是脉动变星的话，那么它们的密度一定非常大，因为只有这样，它们的振荡周期才可能很短。让我们回想一下，造父变星的周期是好些天，而我们在寻觅的天体甚至能在百分之几秒内振荡。即使是我们所知密度最大的
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恒星——白矮星，振荡周期也没有那样短。我们不禁要问，是不是还存在着密度更大的恒星，也就是说，密度每立方厘米好几吨的白矮星对比它们如同小巫见大巫的那种星体？在人们对脉冲星有所知晓前好多年，帕萨迪纳的两位天文学家就曾有过这样的设想。30年代，德国出生的瓦尔特·巴德在当时世界最大的望远镜旁工作。他可以称得上是本世纪最优秀的实测天文学家之一。这个帕萨迪纳研究组的另一位成员是同样富于想象，并习于争论的瑞士人弗里茨·慈威基（FritzZwicky）。早在1934年，这两位天文学家就已提出，密度极高，物质几乎完全由中子组成的实际恒星是可以想象的。1939年，物理学家J·罗伯特·奥本海默和乔治·M·沃尔科夫（GeorgeM。Volkoff）在美国物理刊物“物理评论”上发表了一篇关于中子星的学术论文。不过，远在天体物理学家们认真研究中子星之前，这篇文章的作者之一就已名扬全球，因为奥本海默在美国的原子弹研制中起了主导作用。经奥本海默和沃尔科夫的研究后，人们了解到，电子和质子全都结合成中子的物质能够形成由本身引力维持不散的恒星类型的气体球。知道了中子物质的特性，就能对这种中子星进行理论计算。计算出来的中子星“恒星模型”表明这种星的密度极高，相当于把太阳的质量挤缩在一个直径为30公里的球内，每立方厘米包含的中子物质有几十亿吨之巨（见图8…9）。如果能让中子星振荡起来，那么它们的频率应该比脉冲星快得多。所以，要问是什么原因使脉冲星那样规律地掌握时间，形成了脉冲星的周期，那么中子星的振荡也决非答案。■这样，我们又兜回原地来了。寻觅了一番可能振荡得极快的高密态恒星类型的天体，我们发现，白矮星太慢，而设想中的中子星却太快了。托马斯·戈尔德解释脉冲星天文界的同行们称他为汤米（Tommy）。他出生在奥地利，1938年希特勒军队开进去以前避难于英国。他在英国学习，和同时避难于英国的赫尔曼·邦迪（HermannBondi）以及弗雷德·霍伊尔一起工作了一段时期，然后去美国。发现脉冲星的新闻传遍世界的那些天，他正执教于纽约州伊萨卡的康奈尔大学。当时大批的，多数是企图挽救脉动假说的，草草出笼的理论解释文章正充斥各种学术刊物，汤米·戈尔德的