中子星

中子星，又名波霎（註：脈衝星都是中子星，但中子星不一定是脈衝星，我們必須要收到它的脈衝才算是）是恆星演化到末期，經由重力崩潰發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫於核聚變反應中耗盡，完全轉變成鐵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，或者根據局恆星質量的不同，整個恆星被壓縮成白矮星、中子星以至黑洞。

白矮星被壓縮成中子星的過程中恆星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上頭一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快，而由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波可能會以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，故又譯作波霎。

中子星的密度為10的11次方千克/立方厘米，也就是每立方厘米的質量竟為一億噸之巨。中子星是除黑洞外密度最大的星體，是20世紀60年代最重大的發現之一。

1932年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的詹姆斯·查德威克發現了中子，並因此獲得1935年的諾貝爾物理學獎。俄國著名物理學家列夫·朗道及其同事們隨即預測存在一種完全由中子組成的星，但他們的想法並沒有及時發表。

1934年，美國威爾遜山天文台工作的沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基發表文章稱，中子簡併壓力能夠支持質量超過錢德拉塞卡極限的恆星，預言了中子星的存在。為尋找超新星爆炸的解釋，他們提議中子星是超新星爆炸后的產物。超新星是突然出現在天空中的垂死恆星，在出現后的幾天或整個星期內，在可見光的亮度上可以超越整個星系。巴德和茨威基正確的解釋產生中子星時釋放出的重力束縛能，供給了超新星的能量：“在超新星形成的過程中大量的質量被湮滅”。如果在中心的大質量恆星在他崩潰之前的質量是太陽質量的3倍，那麼在中心可能形成一顆2倍太陽質量的中子星。被釋放出來的束縛能（E=mc2 ）相當於一個太陽的質量全數轉化成能量，這足以作為超新星最後的能量來源。

第二次世界大戰爆發前不久，美國物理學家羅伯特·奧本海默和沃爾科夫提出了系統的中子星理論，認為在質量與太陽相似的恆星內部可以達到簡併中子的流體靜力學平衡，但是並沒有引起天文學界的重視。

1965年，安東尼·休伊什和Samuel Okoye在1054年的超新星（天關客星）爆炸后的殘骸"蟹狀星雲發現了一個異於平常的高電波亮度溫度源"。

1967年，劍橋大學卡文迪許實驗室的喬絲琳·貝爾和安東尼·休伊什發現了有規律的無線電脈衝，隨後被推斷來自於旋轉中的中子星，而且極大數量的中子星都屬於此類。

1968年有人提出脈衝星是快速旋轉的中子星。

1969年，在1054年超新星爆發的殘骸蟹狀星雲中，發現了一顆射電脈衝星（中子星），證明了脈衝星、中子星和超新星之間的關係。

1971年，里卡爾多·賈科尼等人發現半人馬座的X射線源半人馬座X-3具有4.8秒的周期，他們解釋這是一顆炙熱的中子星環繞者另一顆恆星的結果，能量來源是持續不斷掉落至中子星表面的氣體釋放出的引力勢能。這是第一顆證認的X射線雙星。

在1974年，安東尼·休伊什因為在脈衝星的發現上所扮演的角色而獲得諾貝爾物理學獎，但是共同的發現者Samuel Okoye和喬絲琳·貝爾並未一同獲獎。

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。

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

壓強大得驚人。我們地球中心的壓強大約是300多萬個大氣壓，即我們平常所說的1標準大氣壓的300多萬倍。脈衝星的中心壓強據認為可以達到 個大氣壓，比地心壓強強 倍，比太陽中心強 倍。

磁場

特彆強的磁場。在地球上，地球磁極的磁場強度最大，但也只有0．7Gs（高斯是磁場強度的單位, 1Gs=T）。太陽黑子的磁場更是強得不得了，約1000～4000Gs。而大多數脈衝星表面極區的磁場強度就高達10000億Gs，甚至20萬億Gs。

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/ 。中子星外部有一層等離子體，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，接著過渡到內核，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。

引力波研究

北京時間2017年10月16日22點，美國國家科學基金會召開新聞發布會，宣布激光干涉引力波天文台（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內核，它們所包含的物質有我們的太陽那麼多，但只有大約一座城市那麼大。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。

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。

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，輿論一片嘩然。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”，那麼，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。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，離開劍橋后，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。

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。

我們知道，當恆星走完其漫長的一生后，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。超新星爆發后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。

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。

中子星的前身一般是一顆質量比太陽大的恆星。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10億噸重。當恆星收縮為中子星后，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。

中子星與低質量恆星共同組成的聯星，在質量吸積的過程中會造成中子星表面不規則的能量爆發。

當脈衝星被發現之後，快速的脈衝（大約1秒鐘，在1960年代的天文學是很不尋常的）被半認真的視為外星高智生命傳送來的訊息，隨後被半開玩笑的稱為小綠人，標示為LGM-1。但在更多的，以不同的自轉周期散布在天空各處的脈衝星被發現之後，就迅速的排除了這種可能性。而在發現船帆座脈衝星和超新星殘骸的關聯性之後，更進一步發現蟹狀星雲的能量來自一顆脈衝星，不得不令人信服脈衝星是中子星的解釋。

還有另外一種中子星，稱作磁星。磁星具有大約1011特斯拉的磁場，大約是普通中子星的1000倍。這足以在月球軌道的一半距離上擦除地球上的一張信用卡。作為對比，地球的自然磁場是大約6×10－5 特斯拉；一小塊釹磁鐵的磁場大約是1特斯拉；多數用於數據存儲的磁介質可以被10-3 特斯拉的磁場擦除。

磁星有時會產生X射線脈衝。大約每10年，銀河系中就會有某一顆磁星爆發出很強的伽馬射線。磁星有比較長的自轉周期，一般為5到12秒，因為它們的強磁場會使得自轉速度減慢。

典型中子星的外層為固體外殼，厚約一公里，密度高達每立方厘米一千億克以上，由各種原子核組成的點陣結構和簡單的自由電子氣組成。外殼內是一層主要由中子組成的流體，在這層還有少量的質子、電子和m介子。

中子星

大致分三層，核心部分因壓力更大，由超子組成；中間層則是自由中子，表面因中子進行β衰變成電子、質子、中微子。因具有原子核的某些包括密度在內的性質。因此，在流行的科學文獻中，中子星有時被稱為巨型原子核。然而在其他方面，中子星和真正的原子核是很不一樣的。例如，原子核是靠強相互作用結合在一起，而中子星是靠引力相互作用結合在一起。根據當今主流理論，把它們看作天體會更正確一些。β衰變成電子、質子、中微子-內部結構模型圖

中子星的質量下限約為0.1太陽質量，上限在1.5-2太陽質量之間。

中子星半徑的典型值約為10公里。

對於中子星內部的密度高達10的16次方克/立方厘米的物態，目前有三種不同的看法：①超子流體；②固態的中子核心；③中子流體中的π介子凝聚。

中子星另一個重要特徵是存在強度極高的磁場，超過10的12次方高斯，它使表層的鐵聚合成長長的鐵原子鏈：每個原子都被壓縮並沿磁場被拉長，而且首尾相接，形成從表面向外伸出的“須狀物”。在表面以下，由於壓力太高，單個原子不能存在。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，那麼隨著自轉，中子星發出的射電波束就會象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”。1967年發現了脈衝星，首次證明了中子星的存在。

現已發現1620多顆脈衝星，普遍認為它們就是旋轉的中子星。蟹狀星雲脈衝星和船帆座脈衝星的脈衝周期極短，說明它們不可能是白矮星。據認為，脈衝星是由於它們的旋轉和強磁場而產生的一種電動力學現象，就像發電機的情況一樣。另有證據表明，某些雙星X射線源也包含著中子星，它們似乎是由於壓縮從伴星吸積到它們表面上的物質而發出X射線的。中子星據信是超新星爆發形成的，在該過程中，隨著核心密度增至10趵15次方/立方厘米，中子壓力便會頂住中心核的坍縮。若坍縮中心核的質量超過太陽質量的2倍，則不能形成中子星而可能變成黑洞。

根據李政道等提出的反常核態理論，可能存在穩定的反常中子星，它們可能是晚期恆星的一個新的類型或新的階段，緻密星可能有第三個質量極限，即反常中子星的極大質量，約為3.2太陽質量。

加拿大理論天體物理研究所的巴爾蘭泰因博士和美國國家航空航天局哥達德航天飛行中心的斯特羅梅耶博士通過羅希X射線時變探測器，觀測到中子星爆發時表面氣體變化的細節。他們的論文發表在即將出版的《天體物理學雜誌通訊》上。巴爾蘭泰因博士和斯特羅梅耶博士此次觀測到的是距地球2.5萬光年的4U1820－30中子星爆發時，它的吸積盤內部的變化情況。所謂吸積盤，指的是由於受到巨大引力的吸引，圍繞中子星或黑洞旋轉的熾熱等離子氣體。

在重力的吸引下，中子星上面會形成一個10至100米厚的堆積層。堆積層主要由氦構成，在溫度及壓力的作用下，這些堆積層會發生核聚變。當氦聚變為碳或其它重物質時，會釋放出大量能量及強烈的X射線。在中子星上這種爆發通常每天都會發生幾次，每次會持續幾秒。但此次觀測到的是4U1820－30的一次超級爆發，它釋放出比正常爆發多幾千倍的能量。科學家認為在氦聚變時會積累下以碳為主的核灰塵，而超級爆發是由核灰塵引起的，炭灰塵積累幾年後才會引起聚變。

中子星超級爆發時，就像閃光燈在表面閃亮，照到它的吸積盤的內部地區。中子星爆發發出的X射線照射到吸積盤中的鐵原子，發出X射線熒光。羅希X射線時變探測器每隔幾秒鐘就可以觀測一次鐵原子X射線熒光的光譜，由此可確定鐵原子的溫度、速率及在中子星周圍的位置，通過把這些信息累加起來，就可以知道中子星爆發時吸積盤的變化情況。

由於4U1820－30的這次罕有的爆發釋放了巨大的能量，在3小時內釋放的能量超過太陽在100年中釋放的能量，照亮了它的吸積盤的最內部的區域，使科學家們能觀察以前見不到的細節。他們在大約1000秒的時間內，看到了距中子星表面約10英里的氣體圍繞中子星流動及回復到原有狀態的細節。

美國哈佛－史密森天體物理學中心研究人員說，2013年6月，他們藉助美國航天局SWIFT衛星，觀測到一次伽馬射線暴。這一代號為GRB　130603B的伽馬射線暴距地球約39億光年，持續時間不到0.2秒，但其紅外線餘暉卻持續數天時間。

研究人員解釋說，中子星碰撞後會噴射出富含中子的物質，這些物質產生的放射性元素在衰變時就會發出這種紅外線餘暉。結合宇宙大爆炸以來可能發生的中子星碰撞爆炸數量以及一次伽馬射線暴可能產生的金子數量，研究人員發現，宇宙中的金子可能全部來自這種伽馬射線暴。

2021年，根據《天體物理學雜誌快報》6月29日刊登的一篇論文，來自美國、日本和歐洲的國際研究團隊首次明確證實了黑洞和中子星的碰撞。