中子星的由来

中子星（neutron star）是质量没有达到可以形成黑洞的恒星在寿命终结时塌缩形成的一种介于白矮星和黑洞之间的星体。[1]

它是是除黑洞外密度最大的星体，恒星演化到末期，经由重力崩溃发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点之一。绝大多数的脉冲星都是中子星，但中子星不一定是脉冲星。

天体名称

中子星

别称

neutron star

面积

约300平方公里

意义

黑洞外密度最大的星体(已观测)

逃逸速度

在10,000至150,000千米/秒之间

起源

中子星

中子星中子星15张

中子星

中子星是除黑洞外密度最大的星体（根据最新的假说，在中子星和黑洞之间加入一种理论上的星体：夸克星），同黑洞一样是20世纪激动人心的重大发现，为人类探索自然开辟了新的领域，而且对现代物理学的发展产生了深远影响，成为上世纪60年代天文学的四大发现之一。

中子星的密度为每立方厘米8^14~10^15克，相当于每立方厘米重1亿吨以上。此密度也就是原子核的密度，是水的密度的一百万亿倍。对比起白矮星的几十吨/立方厘米，后者似乎又不值一提了。如果把地球压缩成这样，地球的直径将只有22米!事实上，中子星的密度是如此之大，半径十公里的中子星的质量就与太阳的质量相当了。

中子星

同白矮星一样，中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量为太阳质量的约8~2、30倍时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于8个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。但是，中子星与白矮星的区别，不只是生成它们的恒星质量不同。它们的物质存在状态是完全不同的。

简单地说，白矮星的密度虽然大，但还在正常物质结构能达到的最大密度范围内：电子还是电子，原子核还是原子核，原子结构完整。而在中子星里，压力是如此之大，白矮星中的电子简并压再也承受不起了：电子被压缩到原子核中，同质子中和为中子，使原子变得仅由中子组成，中子简并压支撑住了中子星，阻止它进一步压缩。而整个中子星就是由这样的原子核紧挨在一起形成的。可以这样说，中子星就是一个巨大的原子核。中子星的密度就是原子核的密度。中子星的质量非常大以至于巨大的引力让光线都是呈抛物线挣脱。

在形成的过程方面，中子星同白矮星是非常类似的。当恒星外壳向外膨胀时，它的核受反作用力而收缩。核在巨大的压力和由此产生的高温下发生一系列复杂的物理变化，最后形成一颗中子星内核。而整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命。这就是天文学中著名的“超新星爆发”。

中子星，是恒星演化到末期，经由引力坍缩发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点之一。恒星在核心的氢、氦、碳等元素于核聚变反应中耗尽，当它们最终转变成铁元素时便无法从核聚变中获得能量。失去热辐射压力支撑的外围物质受重力牵引会急速向核心坠落，有可能导致外壳的动能转化为热能向外爆发产生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星的内部区域被压缩成白矮星、中子星以至黑洞。

白矮星被压缩成中子星的过程中恒星遭受剧烈的压缩使其组成物质中的电子并入质子转化成中子，直径大约只有十余公里，但上头一立方厘米的物质便可重达十亿吨，且旋转速度极快，而由于其磁轴和自转轴并不重合，磁场旋转时所产生的无线电波等各种辐射可能会以一明一灭的方式传到地球，有如人眨眼，故又称作脉冲星。

一颗典型的中子星质量介于太阳质量的1.35到2.1倍，半径则在10至20公里之间（质量越大半径收缩得越大），也就是太阳半径的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方厘米克至克间，此密度大约是原子核的密度。 致密恒星的质量低于1.44倍太阳质量，则可能是白矮星，但质量大于奥本海默-沃尔可夫极限（1.5-3.0倍太阳质量）的中子星会继续发生引力坍缩，则无可避免的将产生黑洞。

由于中子星保留了母恒星大部分的角动量，但半径只是母恒星极微小的量，转动惯量的减少导致了转速迅速的增加，产生非常高的自转速率，周期从毫秒脉冲星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有强大的表面重力，强度是地球的到倍。逃逸速度是将物体由重力场移动至无穷远的距离所需要的速度，是测量重力的一项指标。

一颗中子星的逃逸速度大约在10,000至150,000公里/秒之间，也就是可以达到光速的一半。换言之，物体落至中子星表面的最大速度将达到150,000公里/秒。更具体的说明，如果一个普通体重（70公斤）的人遇到了中子星，他撞击到中子星表面的能量将相当于二亿吨核爆的威力（四倍于全球最巨大的核弹大沙皇的威力），当然这仅仅是假设，真要是这样的话，这个人在越来越接近中子星的时候，会被强大的潮汐力扯碎。

发现

1932年，中子被查德威克发现之后不久，苏联物理学家朗道就提出有一类星体可以全部由中子构成，朗道因此成为首次提出中子星概念的学者。

1934年，巴德和兹威基在《物理评论》上发表文章，认为超新星爆发可以将一个普通的恒星转变为中子星﹐而且指出这个过程可以加速粒子，产生宇宙线。

1939年奥本海默和沃尔科夫通过计算建立了第一个定量的中子星模型，但他们采用的物态方程是理想的简并中子气模型。 中子星是处于演化后期的恒星,它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于十个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于8个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。

虽然早在30年代，中子星就作为假说而被提了出来，但是一直没有得到证实，人们也不曾观测到中子星的存在。而且因为理论预言的中子星密度大得超出了人们的想象，在当时，人们还普遍对这个假说抱怀疑的态度。直到1967年，由英国科学家休伊什的学生乔丝琳·贝尔首先发现了脉冲星。 经过计算，它的脉冲强度和频率只有像中子星那样体积小、密度大、质量大的星体才能达到。这样，中子星才真正由假说成为事实。这真是本世纪天文学上的一件大事。因此，脉冲星的发现，被称为二十世纪六十年代的四大天文学重要发现之一。

1967年，天文学家偶然接收到一种奇怪的电波。这种电波每隔1—2秒发射一次，就像人的脉搏跳动一样。人们曾一度把它当成是宇宙人的呼叫，轰动一时。后来，英国科学家休伊什终于弄清了这种奇怪的电波，原来来自一种前所未知的特殊恒星，即脉冲星。这一新发现使休伊什获得了1974年的诺贝尔奖。到目前为止，已发现的脉冲星已超过300个，它们都在银河系内。蟹状星云的中心就有一颗脉冲星。

2007年天文学家借助欧洲航空局(ESA)的珈马射线天文望远镜(Integral)，发现了迄今旋转速度最快的中子星。这颗中子星编号为XTEJ1739-285，每秒钟可沿自己的轴线旋转1122圈。按照地球的概念转一圈一天的话，在这个中子星上一秒钟可以经过3年多。这个发现推翻了原来认为的每秒700圈的星体转速极限。

这颗中子星的直径约10公里,但质量却与太阳相近,其密度惊人,高达每立方厘米1亿吨。其巨大引力从临近恒星不断夺取大量炙热气体,并不断诱发热核爆炸。

2010年10月27日英国《每日电讯报》报道，天文学家发现了宇宙中迄今为止最大的中子星，其质量几乎是太阳的两倍。

这颗名为PSR J1614-223的中子星的大小与一个小城市差不多，相对而言并不算是一个大的星球，但其密度却是惊人的高，它上面很少量一点物质的质量就高达5亿吨！

前身

中子星的前身一般是一颗质量为10-29倍太阳质量的恒星。它在爆发坍缩过程中产生的巨大压力，使它的物质结构发生巨大的变化。在这种情况下，不仅原子的外壳被压破了，而且连原子核也被压破了。原子核中的质子和中子便被挤出来，质子和电子挤到一起又结合成中子。最后，所有的中子挤在一起，形成了中子星。显然，中子星的密度，即使是由原子核所组成的白矮星也无法和它相比。在中子星上，每立方厘米物质足足有一亿吨重甚至达到十亿吨。

当恒星收缩为中子星后，自转就会加快，能达到每秒几圈到几十圈。同时，收缩使中子星成为一块极强的“磁铁”，这块“磁铁”在它的某一部分向外发射出电波。当它快速自转时，就像灯塔上的探照灯那样，有规律地不断向地球扫射电波。

当发射电波的那部分对着地球时，我们就收到电波；当这部分随着星体的转动而偏转时，我们就收不到电波。所以，我们收到的电波是间歇的。这种现象又称为“灯塔效应”。

演化状态

中子星并不是恒星的最终状态，它还要进一步演化。由于它温度很高，能量消耗也很快，因此，它通过减慢自转以消耗角动量维持光度。当它的角动量消耗完以后，中子星将变成不发光的黑矮星。

性质

作为一颗中子星，中子星具有许多非常独特的性质，这些性质使我们大开眼界。因为，它们都是在地球实验室中永远也无法达到的，从而使我们更加深入地认识到恒星的一些本质。概括起来说，这些性质是：

大小

科学家发现中子星从极点喷发强大气流

无例外地都是很小的，它的典型直径有2547米。

密度

密度很大。密度一般用1立方厘米有多少克来表示，水的密度是每立方厘米重1克，铁是7.9克，汞是13.6克。如果我们从脉冲星上面取下1立方厘米物质，称一下，它可重1亿吨以上、甚至达到10亿吨。假定我们地球的密度也达到这种闻所未闻的惊人程度的话，那它的平均半径就不是6371公里，而只有22米！

温度

温度极高。据估计，新生的中子星中心温度约为到开尔文。我们以太阳来作比较，就可以有个稍具体的概念：太阳表面温度6000 不到，越往里温度越高，中心温度约1500万度。

中子星形成的初期，它的冷却是经过所谓的乌卡（URCA)过程，内部的温度降到1亿K时，乌卡过程就停止了，其它的中微子过程继续主导冷却。1000年后冷却由光辐射主导。此后大约1万年的时间里，表面温度一直维持在K左右。

压强

压强大得惊人。我们地球中心的压强大约是300多万个大气压，即我们平常所说的1标准大气压的300多万倍。脉冲星的中心压强据认为可以达到个大气压，比地心压强强倍，比太阳中心强倍。

磁场

特别强的磁场。在地球上，地球磁极的磁场强度最大，但也只有0．7Gs（高斯是磁场强度的单位, 1Gs=T）。太阳黑子的磁场更是强得不得了，约1000 4000Gs。而大多数脉冲星表面极区的磁场强度就高达10000亿Gs，甚至20万亿Gs。

脉冲星都是我们银河系内的天体，距离一般都是几千光年，最远的达55000光年左右。根据一些学者的估计，银河系内中子星的总数至少应该在20万颗以上，到80年代末，已经发现了的还不到估计数的千分之五。今后的观测、研究任务还很艰巨。

中子星从发现至今，只有短短二三十年的时间，尽管如此，不论在推动天体演化的研究方面，在促进物质在极端条件下的物理过程和变化规律的研究方面，它已经为科学家们提供了非常丰富而不可多得的观测资料，作出了贡献。同时，它也在这个新开拓的领域内，向人们提出了一连串的问题和难解的谜。

能量辐射

中子星的能量辐射是太阳的100万倍，约为瓦特。按照世界上的用电情况.它在一秒钟内辐射的总能量若全部转化为电能，就够我们地球用上几十亿年。

结构

从中子星表面到中心，密度从通常的铁晶体密度很快增加到g/。中子星外部有一层等离子体，表面以内是固体外壳，主要由Fe原子核的晶格点阵和简并自由电子气构成，密度为。从外向内密度逐渐增加，高到迫使电子同核内质子结合成一系列富含中子的核，例如Ni，Ge，Zn，Mo，Kr，接着过渡到内核，开始有自由中子出现，这个过程称为中子漏（neutron drip)。外壳和内壳都是固态的，总厚度大约为1km。内壳以内是核区，当密度增加到时，原子核就完全离解消失，中子星物质变成杂有少量电子，质子的连续中子流体。

面积

中子星的面积为约30---300平方千米，地球5.1亿平方千米，地球面积是中子星的约170-1700万倍。

特征

脉冲星

中子星的表面温度约为一百一十万度，辐射χ射线、γ射线和可见光。中子星有极强的磁场，它使中子星沿着磁极方向发射束状无线电波（射电波）。中子星自转非常快，能达到每秒几百转。中子星的磁极与两极通常不吻合，所以如果中子星的磁极恰好朝向地球，那么随着自转，中子星发出的射电波束就会像一座旋转的灯塔那样一次次扫过地球，形成射电脉冲。人们又称这样的天体为“脉冲星”。[3]

史瓦西半径

超新星爆发后，如果星核的质量超过了太阳质量的两至三倍，那它将继续坍缩，最后成为一个体积无限小而密度无穷大的奇点，从人们的视线中消失。围绕着这个奇点的是一个“无法返回”的区域，这个区域的边界称为“视野”或“事件地平”，区域的半径叫做“史瓦西半径”。任何进入这个区域的物质，包括光线，都无法摆脱这个奇点的巨大引力而逃逸，它们就像掉进了一个无底深渊，永远不可能返回。

磁星

“磁星”（Magnetar）是中子星的一种，它们均拥有极强的磁场，透过其产生的衰变，使之能源源不绝地释出高能量电磁辐射，以X射线及γ射线为主。磁星的理论于1992年由科学家罗伯特·邓肯（Robert Duncan）及克里斯托佛·汤普森（Christopher Thompson）首先提出，在其后几年间，这个假设得到广泛接纳，去解释软γ射线复发源（soft gamma repeater）及不规则X射线脉冲星（anomalous X-ray pulsar）等可观测天体。

当黑洞与中子星相遇

在两者相距200~300亿公里时，中子星表层物质发生不稳定，磁场有明显的异常波动。当两者相距达到100亿公里时，中子星的外物质便会飞逸而出，并在黑洞周边高速环绕，之后中子星便向黑洞“奇点”做螺旋形下坠运动。当到50亿公里时，黑洞和中子星的磁场剧烈碰撞，并放出大量电子和光，之后中子星的能量便会慢慢消耗，而后被黑洞吞没，其时间依据中子星的体积而论，但一般不会超过6个小时。

天文信息

天文望远镜发现了迄今转速最快的中子星，每秒旋转1122圈，比地球自转快1亿倍。最先观测到这颗星的西班牙天文学家库克勒说，早在1999年便已发现了这颗代号为J1739-285的中子星，但不久前才通过望远镜算出它的转速。这颗中子星的直径约10千米，但质量却与太阳相近，其密度惊人，高达每立方厘米1亿吨。其巨大引力从临近恒星不断夺取大量炙热气体，并不断诱发热核爆炸。

天文学家正是通过这种现象发现了它。此前的中子星自转纪录是每秒716圈，恒星转速一般在每秒270-715 圈。700圈曾被认为是天体旋转极限，按当今的物理学理论，转速超过此极限，恒星将被强大向心力摧毁或化 为黑洞。但最新发现否定了这一看法。理论上，每秒1122转并不是旋转极限，大型中子星转速有可能高达3000转。令天文学家困惑的是，为什么天体在高速旋转的强大离心力下，却依旧会不断收缩，而且不损失自身物质。

发现脉冲星

1967年10月，剑桥大学卡文迪许实验室的安东尼·休伊什教授的研究生——24岁的乔丝琳·贝尔检测射电望远镜收到的信号时无意中发现了一些有规律的脉冲信号，它们的周期十分稳定，为1.337秒。起初她以为这是外星人“小绿人（LGM）”发来的信号，但在接下来不到半年的时间里，又陆陆续续发现了数个这样的脉冲信号。后来人们确认这是一类新的天体，并把它命名为脉冲星(Pulsar，又称波霎)。脉冲星与类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子一道，并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。

然而，荣誉出现了归属争议。1974年诺贝尔物理学奖桂冠只戴在导师休伊什的头上，完全忽略了学生贝尔的贡献，舆论一片哗然。英国著名天文学家霍伊尔爵士在伦敦《泰晤士报》发表谈话，他认为，贝尔应同休伊什共享诺贝尔奖，并对诺贝尔奖委员会授奖前的调查工作欠周密提出了批评，甚至认为此事件是诺贝尔奖历史上一桩丑闻、性别歧视案。霍伊尔还认为，贝尔的发现是非常重要的，但她的导师竟把这一发现扣压半年，从客观上讲就是一种盗窃。更有学者指出，“贝尔小姐作出的卓越发现，让她的导师休伊什赢得了诺贝尔物理奖”。著名天文学家曼彻斯特和泰勒所著《脉冲星》一书的扉页上写道：“献给乔瑟琳·贝尔，没有她的聪明和执著，我们不能获得脉冲星的喜悦。”

关于脉冲星真正发现者的争论和对诺贝尔奖委员会的质疑，已经历了40年。40年后的今天，它再次成为关注话题。回首往事，作为导师的休伊什获得了诺贝尔奖，无可厚非，但贝尔失去殊荣，却令人感到惋惜。如果没有贝尔对“干扰”信号一丝不苟的追究，他们可能错过脉冲星的发现。若把诺贝尔奖“竞赛”比作科学“奥运会”，那么，40年前的“裁判”们显然吹了“黑哨”，至少是误判，这玷污了诺贝尔奖的科学公正权威性。

贝尔访问北京期间，笔者与她谈起脉冲星的发现经历和对诺贝尔奖的看法，她说，脉冲星发现后不久，她就被迫离开了剑桥大学。沉默稍许，她直言，上世纪60年代，科学机构普遍存在忽视学生贡献的倾向，特别是女学生。导师经常以“上级领导”自居，将学生成果窃为己有，然后想办法把学生一脚踢开。然而，1993年，两位美国天文学家因发现脉冲星双星而荣获诺贝尔奖时，诺贝尔奖委员会格外精心，邀请贝尔参加了颁奖仪式，算是一种补偿吧。1968年，离开剑桥后，她和休伊什没有再合作，直到上世纪80年代，他们才在一次国际会议上相见，并握手言和。脉冲星发现以来，除了诺贝尔奖，她荣获了十几项世界级科学奖，并成为科学大使。

中子星与脉冲星的区别

所有的脉冲星都是高速自转的中子星，也就是说脉冲星是中子星的一种，但中子星不全是脉冲星，我们要收到脉冲信号才算。中子星具有强磁场，运动的带电粒子发出同步辐射，形成与中子星一起转动的射电波束。由于中子星的自转轴和磁轴一般并不重合，每当射电波束扫过地球时，就接收到一个脉冲。这时这颗中子星也叫脉冲星。脉冲星是本世纪60年代四大天文发现之一 (其他三个是：类星体、星际有机分子、宇宙3K微波辐射)。因为它不停地发出无线电脉冲，而且两个脉冲之间的间隔(脉冲周期)十分稳定，准确度可以与原子钟媲美。各种脉冲星的周期不同，长的可达4.3秒，短的只有0.3秒，甚至毫秒级。

中子星一边自转一边发射像电子束一样的电脉冲。该电脉冲像灯塔发出的光一样，以一定的时间隔掠过地球。当它正好掠过地球时，我们就可以测定它的有关数值。

脉冲星是高速自转的中子星，但并不是所有的中子星都是脉冲星。因为当中子星的辐射束不扫过地球时，我们就接收不到脉冲信号，此时中子星就不表现为脉冲星了。

中子星和黑洞

中子星和黑洞是宇宙中密度和引力最强大的两类颇具神秘感的天体。光是中子星就已经够不可思议了，偏偏还要添上黑洞。它是宇宙中的死亡陷阱和无底深渊，没有物质能摆脱它的强大引力，包括光线。在它附近，今天的所有物理定律都显得不适用了。

恒星末期

我们知道，当恒星走完其漫长的一生后，小质量和中等质量的恒星将成为一颗白矮星，大质量和超大质量的恒星则会导致一次超新星爆发。超新星爆发后恒星如何演变将取决于剩下星核的质量。印度天体物理学家昌德拉塞卡于上世纪三十年代末发现，当留下的星核质量达到太阳的一点四倍时，其引力将大到足以把星核内的原子压缩到使电子和质子结合成中子的程度。此时这颗星核就成了一颗中子星，其密度相当于把一个半太阳的质量塞进直径约二十四公里的一个核内。

这是一个单个的中子星，其表面温度高达一百二十多万度，直径只有二十八公里。(HST)

以两百倍音速高速运动着的中子星，距地球约两百光年。三十万年后将对地球产生轻微影响。(HST)

在星系中漂浮的单个恒星级黑洞，它引起的引力透镜现象使位于其后方的恒星产生了两个像。(HST)

位于NGC6251中心发出强烈紫外线辐射的尘埃盘，其内部可能存在一个巨型黑洞。(HST)

椭圆星系NGC7052中心的尘埃盘，其中央可能有一个质量为太阳三亿倍的超级黑洞。(HST)

人马座A(NGC5128)星系中心的尘埃盘，其中有一个巨大的超级黑洞。(HST)

银河系的中心人马座A*据说也是一个黑洞。

研究价值

引力波研究

北京时间2017年10月16日22点，美国国家科学基金会召开新闻发布会，宣布激光干涉引力波天文台（LIGO）和室女座引力波天文台（Virgo）于2017年8月17日首次发现双中子星并合引力波事件，国际引力波电磁对应体观测联盟发现了该引力波事件的电磁对应体。[4]

重金属元素的来源

科学家们认为地球上的黄金、铂金和其他重金属元素可能来自于太阳系诞生前几亿年中子星碰撞的大爆炸。

长期以来普遍认为普通的元素如氧和碳，是在将近死亡的恒星爆炸变成新星时生成的，但是研究学者们感到困惑的是，数据显示这些恒星爆炸不能产生像在地球上这样大量存在的重金属元素。来自英国莱瑟斯特大学和瑞士巴塞尔大学的这些科学家们相信，答案存在于稀有的中子星对上。

中子星是生成新型的大恒星的超高密度的内核，它们所包含的物质有我们的太阳那么多，但只有大约一座城市那么大。有时会发现两颗中子星互相绕对方沿轨道旋转，这是双星系的遗留物，在我们的银河系中已知有4对。科学家们使用了在英国伦敦以北100英里的莱瑟斯特天体物理流体设备的超级计算机做模拟，如果使它们慢慢旋转着靠近发生爆炸，这样巨大的引力会造成什么结果。

进行一次这样的计算要耗费超级计算机几个星期的时间，而这只是在两个星球的一生中最后几个毫秒中发生的事情。结果显示，当中子星靠近时，巨大的力量将它们劈开，释放出足够的能量，可以将整个宇宙照亮几个毫秒。这个碰撞更可能是产生一个黑洞——空间中吞没光的裂口——并在发生核反应时喷射出灰，把质子射入轻元素的原子核而生成重元素。喷发出的物质和恒星间的气体和灰尘相混合、碰撞，构成了新的一代星体，慢慢使重金属散布在银河系中。

在宇宙中出现这种罕见的现象的几率大约是一百亿年以上，这和我们在已有五十亿年寿命的太阳系中对元素光谱所做的分析结果相符，为这种理论提供了有力的证据。令人惊奇的是所做的模型产生出的元素的数量和宇宙非常非常接近，它部分回答了我们的世界从何而来这个问题。