描绘一对中子星在螺旋中的表现。每颗恒星对邻星施加潮汐力，使其变形并激发内部频率模式，在发射的引力波上留下印记。研究人员可以分析这些引力波，以“听到”恒星内部发生的事情。图片来源：图片由Abhishek Hegade和Nicolás Yunes使用OpenAI ChatGPT Pro生成

中子星：宇宙中极端环境的天然实验室

中子星拥有宇宙中最极端的环境之一：其密度可达原子核的数倍，且其引力场是已知天体中仅次于黑洞的最强。自 1960 年代首次观测以来，中子星内部结构仍然大多未知。科学家们正开始借助双中子星合并（相互轨道运行的双星系统）产生的引力波，寻找关于其内部信息的线索。

伊利诺伊大学香槟分校物理学家与加利福尼亚大学圣塔芭芭拉分校、蒙大拿州立大学及印度塔塔基础研究所的同事们，在理解双中子星合并时对潮汐力的响应上取得了重要理论突破——这是阐明中子星组成的关键一步。团队证明，双星的时间相关潮汐响应可以用其振荡模式（oscillatory behavior）来描述，将牛顿引力下的相似结果扩展到相对论框架。

这项研究已于 2026 年以“编辑建议”形式发表于《Physical Review Letters》，为利用引力波探测中子星内部结构以及宇宙中极端物质类型铺平了道路。

顾名思义，中子星部分由中子构成——当质子和电子在极高压下被压缩到几乎“融合”时产生的中子。然而，中子并非全部。主流理论认为重元素、自由电子与自由质子也是重要成分，甚至有学者怀疑更深层出现量子超流和超导相。关于核心内部的这些猜测，往往难以验证，内部组成仍是一个巨大的问号。

但中子星不仅本身有趣，科学家们认为它们能告诉我们关于极端物理的通用知识。理论家推测，中子星可能是更一般的夸克-胶子等离子体（quark‑gluon plasma）的一种实例——由夸克（质子和中子的基本组成粒子）构成的高密度、高温状态。此类物质仅存在于宇宙最极端环境，如大爆炸后前几微秒的早期宇宙。

在地球上，研究夸克-胶子等离子体的唯一方法是利用粒子对撞机在极高温下撞击高能粒子。然而在较低温度下，目前没有实验室方法可行。

伊利诺伊物理学教授 Nicolás Yunes 说：“在如此高密度、相对较低温度下研究物质的物理学非常困难。但宇宙提供了天然实验室——通过中子星来研究这类物质。”

由于无法在地球上直接研究中子星，物理学家只能通过天文观测推断其属性，传统上主要限于电磁观测。随着引力波天文学的兴起，物理学家意识到一种强大的替代方法，可能让他们窥探中子星的核心。

有时，中子星会组成双星系统，两个星体围绕共同质量中心运动。它们相互的轨道使它们逐渐螺旋靠拢，失去能量产生引力波——以光速向外传播的时空振动。在螺旋过程中，每颗星体通过引力对其伴星施加潮汐力，像月亮对地球的潮汐作用，直至最终以剧烈碰撞合并。

图示了一对在螺旋过程中相互施加潮汐力的中子星。每颗星对其邻居产生潮汐力，导致对方变形并激发频率模式，留在产生的引力波上。研究人员可分析这些引力波，以“听见”星体内部发生的情况。

前伊利诺伊物理研究生、现普林斯顿大学博士后 Abhishek Hegade 分享：“当它们靠近时，一颗星体的潮汐力开始变形另一颗，反之亦然。变形程度取决于星体内部的物质。”

这些变形会激发星体内部的振荡模式（modes），就像锤击钟声会激发钟铃的共振频率。模式在发射的引力波上留下印记，敏感探测器可捕捉到。通过“倾听”这些印记，科学家可能推断内部发生了什么。

Yunes 解释说：“如果我们能理解振荡频率及其衰减时间，也许可以确定中子星在地球无法访问的状态下的组成。”

要解析模式印记，科学家首先必须理解中子星如何响应潮汐力——这是一项困难任务，因为潮汐力及其响应是动态的，在合并后期迅速随时间变化。

对非相对论牛顿体的潮汐响应，牛顿引力方程的解即为振荡模式，它们像阻尼弹簧或受阻尼谐振子一样工作。且物体的潮汐响应可以完全用这些模式来表示——形成所谓的“完整”模式集合。

Yunes 强调，以这种方式表达潮汐响应至关重要：“如果缺乏完整的模式集合，模型可能漏掉潮汐响应的一部分，数学描述可能缺失必要的其他成分。”

全球科学家一直希望双中子星在爱因斯坦广义相对论中也存在完整的模式集合。然而合并中的中子星极其相对论：极高密度且在合并前可达到光速约 40% 的速度，强烈扭曲其周围时空。复杂的物理图景以及爱因斯坦方程的巨大复杂度，长期阻碍了研究人员判断中子星模式是否能构成完整谐振子集合。

首先，因为双星系统有两颗星，难以将彼此的影响分离，导致星体控制方程的解不满足完整模式所需的数学约束或边界条件。

其次，“一颗星自身的引力改变了自身内部与外部方程。”在牛顿引力中，这种情况不存在，所有计算都在真空中完成。要用模式描述星体的潮汐响应，还需要知道星体外部和内部的潮汐场。

再者，能量向引力辐射的损失也未被牛顿理论考虑。如果系统在损失能量，则其模式不可能是完整的，因而无法用模式分解任何扰动。

为克服这些障碍，Yunes 的团队将问题拆分为更简单的部分，聚焦于单颗星体并将其伴星视为潮汐源。若能以恰当方式施加边界条件，或许能找到完整模式集合。团队从线性化爱因斯坦‑欧拉方程（描述物质产生引力场并在时空中演化）出发，将星体内部与外部分成不同区域（见图）：强引力区与弱引力区。

Hegade 解释道：“从物理角度来看，这是一个非常直观的概念化方式。星体内部以及接近表面时，引力强；但在远处，引力弱。”

这种过程称为匹配渐近展开（matched‑asymptotic expansion），即在不同尺度放大观察并寻找近似解，最终将各尺度的解拼接以得到全尺度统一的解。

通过这种分解，研究人员逐步施加恰当的边界条件，尤其是成功将弱引力区纳入，完成了对辐射的消除。

Hegade 进一步说明，研究团队还设计了一种方法来找到星体内部的潮汐场。通过以适当方式操控爱因斯坦‑欧拉方程，团队发现，只要潮汐场随时间平滑变化，没有突变或尖角，方程会输出类似牛顿理论的谐振子模式。

得到了完整的谐振子模式集合后，团队实现了最初的目标。

Hegade 总结说：“我们做了两件主要工作：首先，我们成功去掉辐射，证明中子星模式确实构成完整集合；其次，我们发现只要使用足够平滑的潮汐场，按照某一组方程一致求解，就能得到星体内部的解，且在相对论与牛顿理论中可以做同样的事。”

研究人员现在热切期望新框架能揭示更多信息。Yunes 表示：“希望通过该框架获得关于中子星内部核心密度下的状态方程信息。核心是否真的存在夸克核心？是否存在尚未被认识的相变？”

然而回答这些问题可能还需等待。Yunes 指出：“LIGO 在 2017 年最新数据中获得的信噪比不足以看到我们模型捕获的特征；而现有探测器对高频的敏感度不够，许多关于中子星振荡模式的信息正集中在这些高频范围。”

人们期盼在未来几年出现的新一代探测器以及附近合并事件的幸运发现能提升信噪比与灵敏度，从而在数据中看到更多细节。

在此之前，物理学家有足够时间为预期探测器做准备。Yunes 的团队已提出若干方向：当前框架仅适用于非旋转星体，计划扩展到快速旋转星体；计划重复分析非线性潮汐力并纳入磁场等非引力场。总之，他们已克服了最具挑战性的障碍——重力部分。Hegade 认为：“新框架的优点在于我们已解决重力的难题，接下来只需将模型应用于更现实的配置。”

勇编撰自论文"Relativistic and Dynamical Love Numbers, Physical Review Letters".arXiv.2026相关信息，文中配图若未特别标注出处，均来源于自绘或公开图库。