基本介紹
- 天體名稱：中子星
- 別稱：neutron star
- 面積：約300平方公里
- 意義：黑洞外密度最大的星體（已觀測）
- 逃逸速度：在10,000至150,000千米/秒之間
- 表面溫度：超過1000萬攝氏度
- 內部溫度：超過60億攝氏度
- 半徑：10—30公里
起源,發現,前身,演化狀態,性質,大小,密度,溫度,壓強,磁場,能量輻射,結構,面積,特徵,天文信息,研究價值,
起源
中子星是除黑洞外密度最大的星體（根據最新的假說，在中子星和黑洞之間加入一種理論上的星體：夸克星），同黑洞一樣是20世紀激動人心的重大發現，為人類探索自然開闢了新的領域，而且對現代物理學的發展產生了深遠影響，成為上世紀60年代天文學的四大發現之一。
中子星的密度為每立方厘米8^14~10^15克，相當於每立方厘米重1億噸以上。此密度也就是原子核的密度，是水的密度的一百萬億倍。對比起白矮星的幾十噸/立方厘米，後者似乎又不值一提了。如果把地球壓縮成這樣，地球的直徑將只有22米!事實上，中子星的密度是如此之大，半徑十公里的中子星的質量就與太陽的質量相當了。
同白矮星一樣，中子星是處於演化後期的恆星，它也是在老年恆星的中心形成的。只不過能夠形成中子星的恆星，其質量更大罷了。根據科學家的計算，當老年恆星的質量為太陽質量的約8~2、30倍時，它就有可能最後變為一顆中子星，而質量小於8個太陽的恆星往往只能變化為一顆白矮星。但是，中子星與白矮星的區別，不只是生成它們的恆星質量不同。它們的物質存在狀態是完全不同的。
簡單地說，白矮星的密度雖然大，但還在正常物質結構能達到的最大密度範圍內：電子還是電子，原子核還是原子核，原子結構完整。而在中子星里，壓力是如此之大，白矮星中的電子簡併壓再也承受不起了：電子被壓縮到原子核中，同質子中和為中子，使原子變得僅由中子組成，中子簡併壓支撐住了中子星，阻止它進一步壓縮。而整箇中子星就是由這樣的原子核緊挨在一起形成的。可以這樣說，中子星就是一個巨大的原子核。中子星的密度就是原子核的密度。中子星的質量非常大以至於巨大的引力讓光線都是呈拋物線掙脫。
在形成的過程方面，中子星同白矮星是非常類似的。當恆星外殼向外膨脹時，它的核受反作用力而收縮。核在巨大的壓力和由此產生的高溫下發生一系列複雜的物理變化，最後形成一顆中子星核心。而整個恆星將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命。這就是天文學中著名的“超新星爆發”。
中子星，是恆星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚變反應中耗盡，當它們最終轉變成鐵元素時便無法從核聚變中獲得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能導致外殼的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根據恆星質量的不同，恆星的內部區域被壓縮成白矮星、中子星以至黑洞。
由於中子星保留了母恆星大部分的角動量，但半徑只是母恆星極微小的量，轉動慣量的減少導致了轉速迅速的增加，產生非常高的自轉速率，周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力，強度是地球的
到
倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度，是測量重力的一項指標。
一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里/秒之間，也就是可以達到光速的一半。換言之，物體落至中子星表面的最大速度將達到150,000公里/秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到了中子星，他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸核爆的威力（四倍於全球最巨大的核彈大沙皇的威力），當然這僅僅是假設，真要是這樣的話，這個人在越來越接近中子星的時候，會被強大的潮汐力扯碎。
發現
1932年，中子被查德威克發現之後不久，蘇聯物理學家朗道就提出有一類星體可以全部由中子構成，朗道因此成為首次提出中子星概念的學者。
1939年奧本海默和沃爾科夫通過計算建立了第一個定量的中子星模型，但他們採用的物態方程是理想的簡併中子氣模型。 中子星是處於演化後期的恆星,它也是在老年恆星的中心形成的。只不過能夠形成中子星的恆星，其質量更大罷了。根據科學家的計算，當老年恆星的質量大於十個太陽的質量時，它就有可能最後變為一顆中子星，而質量小於8個太陽的恆星往往只能變化為一顆白矮星。
雖然早在30年代，中子星就作為假說而被提了出來，但是一直沒有得到證實，人們也不曾觀測到中子星的存在。而且因為理論預言的中子星密度大得超出了人們的想像，在當時，人們還普遍對這個假說抱懷疑的態度。直到1967年，由英國科學家休伊什的學生喬絲琳·貝爾首先發現了脈衝星。 經過計算，它的脈衝強度和頻率只有像中子星那樣體積小、密度大、質量大的星體才能達到。這樣，中子星才真正由假說成為事實。這真是本世紀天文學上的一件大事。因此，脈衝星的發現，被稱為二十世紀六十年代的四大天文學重要發現之一。
1967年，天文學家偶然接收到一種奇怪的電波。這種電波每隔1—2秒發射一次，就像人的脈搏跳動一樣。人們曾一度把它當成是宇宙人的呼叫，轟動一時。後來，英國科學家休伊什終於弄清了這種奇怪的電波，原來來自一種前所未知的特殊恆星，即脈衝星。這一新發現使休伊什獲得了1974年的諾貝爾獎。到目前為止，已發現的脈衝星已超過300個，它們都在銀河系內。蟹狀星雲的中心就有一顆脈衝星。
2007年天文學家藉助歐洲航空局(ESA)的珈馬射線天文望遠鏡(Integral)，發現了迄今旋轉速度最快的中子星。這顆中子星編號為XTE J1739-285，每秒鐘可沿自己的軸線旋轉1122圈。按照地球的概念轉一圈一天的話，在這箇中子星上一秒鐘可以經過3年多。這個發現推翻了原來認為的每秒700圈的星體轉速極限。
這顆中子星的直徑約10公里,但質量卻與太陽相近,其密度驚人,高達每立方厘米1億噸。其巨大引力從臨近恆星不斷奪取大量炙熱氣體,並不斷誘發熱核爆炸。
2010年10月27日英國《每日電訊報》報導，天文學家發現了宇宙中迄今為止最大的中子星，其質量幾乎是太陽的兩倍。
這顆名為PSR J1614-223的中子星的大小與一個小城市差不多，相對而言並不算是一個大的星球，但其密度卻是驚人的高，它上面很少量一點物質的質量就高達5億噸！
前身
中子星的前身一般是一顆質量為10-29倍太陽質量的恆星。它在爆發坍縮過程中產生的巨大壓力，使它的物質結構發生巨大的變化。在這種情況下，不僅原子的外殼被壓破了，而且連原子核也被壓破了。原子核中的質子和中子便被擠出來，質子和電子擠到一起又結合成中子。最後，所有的中子擠在一起，形成了中子星。顯然，中子星的密度，即使是由原子核所組成的白矮星也無法和它相比。在中子星上，每立方厘米物質足足有一億噸重甚至達到十億噸。
當恆星收縮為中子星後，自轉就會加快，能達到每秒幾圈到幾十圈。同時，收縮使中子星成為一塊極強的“磁鐵”，這塊“磁鐵”在它的某一部分向外發射出電波。當它快速自轉時，就像燈塔上的探照燈那樣，有規律地不斷向地球掃射電波。
演化狀態
中子星並不是恆星的最終狀態，它還要進一步演化。由於它溫度很高，能量消耗也很快，因此，它通過減慢自轉以消耗角動量維持光度。當它的角動量消耗完以後，中子星將變成不發光的黑矮星。
性質
作為一顆中子星，中子星具有許多非常獨特的性質，這些性質使我們大開眼界。因為，它們都是在地球實驗室中永遠也無法達到的，從而使我們更加深入地認識到恆星的一些本質。概括起來說，這些性質是：
大小
一個典型中子星的半徑只有10千米左右。中子星外部是一個固態的鐵的外殼，大約厚1千米，密度在10^11~10^14克/立方厘米之間；內部幾乎完全是中子組成的流體，密度為10^14~10^15克/立方厘米。
密度
密度很大。密度一般用1立方厘米有多少克來表示，水的密度是每立方厘米重1克，鐵是7.9克，汞是13.6克。如果我們從脈衝星上面取下1立方厘米物質，稱一下，它可重1億噸以上、甚至達到10億噸。假定我們地球的密度也達到這種聞所未聞的驚人程度的話，那它的平均半徑就不是6371公里，而只有22米！
溫度
溫度極高。據估計，新生的中子星中心溫度約為
到
開爾文。我們以太陽來作比較，就可以有個稍具體的概念：太陽表面溫度6000℃不到，越往裡溫度越高，中心溫度約1500萬度。
中子星形成的初期，它的冷卻是經過所謂的烏卡（URCA)過程，內部的溫度降到1億K時，烏卡過程就停止了，其它的中微子過程繼續主導冷卻。1000年後冷卻由光輻射主導。此後大約1萬年的時間裡，表面溫度一直維持在
K左右。
壓強
磁場
科學家發現中子星從極點噴發強大氣流脈衝星都是我們銀河系內的天體，距離一般都是幾千光年，最遠的達55000光年左右。根據一些學者的估計，銀河系內中子星的總數至少應該在20萬顆以上，到80年代末，已經發現了的還不到估計數的千分之五。今後的觀測、研究任務還很艱巨。
中子星從發現至今，只有短短二三十年的時間，儘管如此，不論在推動天體演化的研究方面，在促進物質在極端條件下的物理過程和變化規律的研究方面，它已經為科學家們提供了非常豐富而不可多得的觀測資料，作出了貢獻。同時，它也在這個新開拓的領域內，向人們提出了一連串的問題和難解的謎。
能量輻射
中子星的能量輻射是太陽的100萬倍，約為
瓦特。按照世界上的用電情況.它在一秒鐘內輻射的總能量若全部轉化為電能，就夠我們地球用上幾十億年。
結構
從中子星表面到中心，密度從通常的鐵晶體密度很快增加到
g/
。中子星外部有一層電漿，表面以內是固體外殼，主要由Fe原子核的晶格點陣和簡併自由電子氣構成，密度為
。從外向內密度逐漸增加，高到迫使電子同核內質子結合成一系列富含中子的核，例如Ni，Ge，Zn，Mo，Kr，接著過渡到核心，開始有自由中子出現，這個過程稱為中子漏（neutron drip)。外殼和內殼都是固態的，總厚度大約為1km。內殼以內是核區，當密度增加到
時，原子核就完全離解消失，中子星物質變成雜有少量電子，質子的連續中子流體。
面積
中子星的面積為約30---300平方千米，地球5.1億平方千米，地球面積是中子星的約170-1700萬倍。
特徵
脈衝星
中子星的表面溫度約為一百一十萬度，輻射χ射線、γ射線和可見光。中子星有極強的磁場，它使中子星沿著磁極方向發射束狀無線電波（射電波）。中子星自轉非常快，能達到每秒幾百轉。中子星的磁極與兩極通常不吻合，所以如果中子星的磁極恰好朝向地球，那么隨著自轉，中子星發出的射電波束就會像一座旋轉的燈塔那樣一次次掃過地球，形成射電脈衝。人們又稱這樣的天體為“脈衝星”。
史瓦西半徑
超新星爆發後，如果星核的質量超過了太陽質量的兩至三倍，那它將繼續坍縮，最後成為一個體積無限小而密度無窮大的奇點，從人們的視線中消失。圍繞著這個奇點的是一個“無法返回”的區域，這個區域的邊界稱為“視野”或“事件地平”，區域的半徑叫做“史瓦西半徑”。任何進入這個區域的物質，包括光線，都無法擺脫這個奇點的巨大引力而逃逸，它們就像掉進了一個無底深淵，永遠不可能返回。
磁星
“磁星”（Magnetar）是中子星的一種，它們均擁有極強的磁場，透過其產生的衰變，使之能源源不絕地釋出高能量電磁輻射，以X射線及γ射線為主。磁星的理論於1992年由科學家羅伯特·鄧肯（Robert Duncan）及克里斯托佛·湯普森（Christopher Thompson）首先提出，在其後幾年間，這個假設得到廣泛接納，去解釋軟γ射線復發源（soft gamma repeater）及不規則X射線脈衝星（anomalous X-ray pulsar）等可觀測天體。
當黑洞與中子星相遇
在兩者相距200~300億公里時，中子星表層物質發生不穩定，磁場有明顯的異常波動。當兩者相距達到100億公里時，中子星的外物質便會飛逸而出，並在黑洞周邊高速環繞，之後中子星便向黑洞“奇點”做螺旋形下墜運動。當到50億公里時，黑洞和中子星的磁場劇烈碰撞，並放出大量電子和光，之後中子星的能量便會慢慢消耗，而後被黑洞吞沒，其時間依據中子星的體積而論，但一般不會超過6個小時。
天文信息
天文望遠鏡發現了迄今轉速最快的中子星，每秒旋轉1122圈，比地球自轉快1億倍。最先觀測到這顆星的西班牙天文學家庫克勒說，早在1999年便已發現了這顆代號為J1739-285的中子星，但不久前才通過望遠鏡算出它的轉速。這顆中子星的直徑約10千米，但質量卻與太陽相近，其密度驚人，高達每立方厘米1億噸。其巨大引力從臨近恆星不斷奪取大量炙熱氣體，並不斷誘發熱核爆炸。
天文學家正是通過這種現象發現了它。此前的中子星自轉紀錄是每秒716圈，恆星轉速一般在每秒270-715 圈。700圈曾被認為是天體旋轉極限，按當今的物理學理論，轉速超過此極限，恆星將被強大向心力摧毀或化 為黑洞。但最新發現否定了這一看法。理論上，每秒1122轉並不是旋轉極限，大型中子星轉速有可能高達3000轉。令天文學家困惑的是，為什麼天體在高速旋轉的強大離心力下，卻依舊會不斷收縮，而且不損失自身物質。
發現脈衝星
1967年10月，劍橋大學卡文迪許實驗室的安東尼·休伊什教授的研究生——24歲的喬絲琳·貝爾檢測射電望遠鏡收到的信號時無意中發現了一些有規律的脈衝信號，它們的周期十分穩定，為1.337秒。起初她以為這是外星人“小綠人（LGM）”發來的信號，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信號。後來人們確認這是一類新的天體，並把它命名為脈衝星(Pulsar，又稱波霎)。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”。
然而，榮譽出現了歸屬爭議。1974年諾貝爾物理學獎桂冠只戴在導師休伊什的頭上，完全忽略了學生貝爾的貢獻，輿論一片譁然。英國著名天文學家霍伊爾爵士在倫敦《泰晤士報》發表談話，他認為，貝爾應同休伊什共享諾貝爾獎，並對諾貝爾獎委員會授獎前的調查工作欠周密提出了批評，甚至認為此事件是諾貝爾獎歷史上一樁醜聞、性別歧視案。霍伊爾還認為，貝爾的發現是非常重要的，但她的導師竟把這一發現扣壓半年，從客觀上講就是一種盜竊。更有學者指出，“貝爾小姐作出的卓越發現，讓她的導師休伊什贏得了諾貝爾物理獎”。著名天文學家曼徹斯特和泰勒所著《脈衝星》一書的扉頁上寫道：“獻給喬瑟琳·貝爾，沒有她的聰明和執著，我們不能獲得脈衝星的喜悅。”
關於脈衝星真正發現者的爭論和對諾貝爾獎委員會的質疑，已經歷了40年。40年後的今天，它再次成為關注話題。回首往事，作為導師的休伊什獲得了諾貝爾獎，無可厚非，但貝爾失去殊榮，卻令人感到惋惜。如果沒有貝爾對“干擾”信號一絲不苟的追究，他們可能錯過脈衝星的發現。若把諾貝爾獎“競賽”比作科學“奧運會”，那么，40年前的“裁判”們顯然吹了“黑哨”，至少是誤判，這玷污了諾貝爾獎的科學公正權威性。
貝爾訪問北京期間，筆者與她談起脈衝星的發現經歷和對諾貝爾獎的看法，她說，脈衝星發現後不久，她就被迫離開了劍橋大學。沉默稍許，她直言，上世紀60年代，科學機構普遍存在忽視學生貢獻的傾向，特別是女學生。導師經常以“上級領導”自居，將學生成果竊為己有，然後想辦法把學生一腳踢開。然而，1993年，兩位美國天文學家因發現脈衝星雙星而榮獲諾貝爾獎時，諾貝爾獎委員會格外精心，邀請貝爾參加了頒獎儀式，算是一種補償吧。1968年，離開劍橋後，她和休伊什沒有再合作，直到上世紀80年代，他們才在一次國際會議上相見，並握手言和。脈衝星發現以來，除了諾貝爾獎，她榮獲了十幾項世界級科學獎，並成為科學大使。
中子星與脈衝星的區別
所有的脈衝星都是高速自轉的中子星，也就是說脈衝星是中子星的一種，但中子星不全是脈衝星，我們要收到脈衝信號才算。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。這時這顆中子星也叫脈衝星。脈衝星是本世紀60年代四大天文發現之一 (其他三個是：類星體、星際有機分子、宇宙3K微波輻射)。因為它不停地發出無線電脈衝，而且兩個脈衝之間的間隔(脈衝周期)十分穩定，準確度可以與原子鐘媲美。各種脈衝星的周期不同，長的可達4.3秒，短的只有0.3秒，甚至毫秒級。
中子星一邊自轉一邊發射像電子束一樣的電脈衝。該電脈衝像燈塔發出的光一樣，以一定的時間隔掠過地球。當它正好掠過地球時，我們就可以測定它的有關數值。
脈衝星是高速自轉的中子星，但並不是所有的中子星都是脈衝星。因為當中子星的輻射束不掃過地球時，我們就接收不到脈衝信號，此時中子星就不表現為脈衝星了。
中子星和黑洞
中子星和黑洞是宇宙中密度和引力最強大的兩類頗具神秘感的天體。光是中子星就已經夠不可思議了，偏偏還要添上黑洞。它是宇宙中的死亡陷阱和無底深淵，沒有物質能擺脫它的強大引力，包括光線。在它附近，今天的所有物理定律都顯得不適用了。
恆星末期
我們知道，當恆星走完其漫長的一生後，小質量和中等質量的恆星將成為一顆白矮星，大質量和超大質量的恆星則會導致一次超新星爆發。超新星爆發後恆星如何演變將取決於剩下星核的質量。印度天體物理學家昌德拉塞卡於上世紀三十年代末發現，當留下的星核質量達到太陽的一點四倍時，其引力將大到足以把星核內的原子壓縮到使電子和質子結合成中子的程度。此時這顆星核就成了一顆中子星，其密度相當於把一個半太陽的質量塞進直徑約二十四公里的一個核內。
這是一個單個的中子星，其表面溫度高達一百二十多萬度，直徑只有二十八公里。(HST)
以兩百倍音速高速運動著的中子星，距地球約兩百光年。三十萬年後將對地球產生輕微影響。(HST)
在星系中漂浮的單個恆星級黑洞，它引起的引力透鏡現象使位於其後方的恆星產生了兩個像。(HST)
位於NGC6251中心發出強烈紫外線輻射的塵埃盤，其內部可能存在一個巨型黑洞。(HST)
橢圓星系NGC7052中心的塵埃盤，其中央可能有一個質量為太陽三億倍的超級黑洞。(HST)
人馬座A(NGC5128)星系中心的塵埃盤，其中有一個巨大的超級黑洞。(HST)
銀河系的中心人馬座A*據說也是一個黑洞。
研究價值
引力波研究
台北時間2017年10月16日22點，美國國家科學基金會召開新聞發布會，宣布雷射干涉引力波天文台（LIGO）和室女座引力波天文台（Virgo）於2017年8月17日首次發現雙中子星併合引力波事件，國際引力波電磁對應體觀測聯盟發現了該引力波事件的電磁對應體。
重金屬元素的來源
科學家們認為地球上的黃金、鉑金和其他重金屬元素可能來自於太陽系誕生前幾億年中子星碰撞的大爆炸。
長期以來普遍認為普通的元素如氧和碳，是在將近死亡的恆星爆炸變成新星時生成的，但是研究學者們感到困惑的是，數據顯示這些恆星爆炸不能產生像在地球上這樣大量存在的重金屬元素。來自英國萊瑟斯特大學和瑞士巴塞爾大學的這些科學家們相信，答案存在於稀有的中子星對上。
中子星是生成新型的大恆星的超高密度的核心，它們所包含的物質有我們的太陽那么多，但只有大約一座城市那么大。有時會發現兩顆中子星互相繞對方沿軌道旋轉，這是雙星系的遺留物，在我們的銀河系中已知有4對。科學家們使用了在英國倫敦以北100英里的萊瑟斯特天體物理流體設備的超級計算機做模擬，如果使它們慢慢旋轉著靠近發生爆炸，這樣巨大的引力會造成什麼結果。
進行一次這樣的計算要耗費超級計算機幾個星期的時間，而這只是在兩個星球的一生中最後幾個毫秒中發生的事情。結果顯示，當中子星靠近時，巨大的力量將它們劈開，釋放出足夠的能量，可以將整個宇宙照亮幾個毫秒。這個碰撞更可能是產生一個黑洞——空間中吞沒光的裂口——並在發生核反應時噴射出灰，把質子射入輕元素的原子核而生成重元素。噴發出的物質和恆星間的氣體和灰塵相混合、碰撞，構成了新的一代星體，慢慢使重金屬散布在銀河系中。
在宇宙中出現這種罕見的現象的幾率大約是一百億年以上，這和我們在已有五十億年壽命的太陽系中對元素光譜所做的分析結果相符，為這種理論提供了有力的證據。令人驚奇的是所做的模型產生出的元素的數量和宇宙非常非常接近，它部分回答了我們的世界從何而來這個問題。
