中子星

中子星（英語：neutron star），是恒星演化到末期，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、碳等元素於核聚变反應中耗盡，并最终轉變成鐵元素后，便無法再从聚变反应中获得能量。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，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。 若是白矮星被压缩成中子星，過程中恒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，但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快。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等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球，犹如眨眼，这被稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小），也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此，中子星的密度在每立方公分8×107噸至2×109噸間，此密度约等于原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星会继续發生引力坍縮，則無可避免的將產生黑洞。 由於中子星保留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2×1011到3×1012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速度也將達到150,000公里／秒。更具體的說明，如果一個普通體重（70公斤）的人遇到中子星，他撞擊到中子星表面所产生的能量將相當於二億噸TNT當量（约等于沙皇氢弹设计当量的两倍）。 1932年，英國剑桥大学卡文迪许实验室的詹姆斯·查德威克发现中子（因此获得1935年的诺贝尔物理学奖）。苏联著名物理学家列夫·朗道当时正在丹麦著名物理学家波尔那里访问，参加了波尔召集的新发现的中子的讨论。讨论会上，朗道敏锐地推断如果恒星质量超过钱德拉塞卡极限，也不会一直塌缩下去，因为电子会被压进氦原子核中，质子和电子将会因引力的作用结合在一起成为中子。中子和电子一样，也是遵循泡利不相容原理的费米子，因此这些中子在一起产生的“中子简并压”力，可以抗衡引力使得恒星成为密度比白矮星大得多的稳定的中子星。但朗道的想法并没有发表。1934年，美国威尔逊山天文台工作的沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基发表文章称，中子简并压力能够支持质量超过钱德拉塞卡极限的恒星，预言中子星的存在。為尋找超新星爆炸的解釋，他們提議中子星是超新星爆炸後的產物。超新星是突然出現在天空中的垂死恆星，在出現後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它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。 第二次世界大战爆发前不久，美国物理学家罗伯特·奥本海默和乔治·沃尔科夫提出系统的中子星理论，认为在质量与太阳相似的恒星内部可以达到简并中子的流体静力学平衡，但是并没有引起天文学界的重视。 1965年，英国射电天文学家安東尼·休伊什和Samuel Okoye（英语：Samuel Okoye）在公元1054年的超新星（天關客星）爆炸後的殘骸「蟹狀星雲」發現一個異於平常的高電波亮度溫度源。 1967年，剑桥大学卡文迪许实验室的安东尼·休伊什学生乔丝琳·贝尔发现1.337秒有规律的无线电脉冲，人们将这一类新天体称为“脉冲星”，并且确认它们就是30年前朗道预言的中子星，发出的脉冲是中子星快速旋转的结果。 1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星。 1969年，在1054年超新星爆发的残骸蟹状星云中，发现了一颗射电脉冲星（中子星），证明了脉冲星、中子星和超新星之间的关系。 1971年，里卡尔多·贾科尼等人发现半人马座的X射线源半人马座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势能。这是第一颗证认的X射线双星。 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和乔丝琳·贝尔並未一同獲獎。 X-射線爆發–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。 脈衝星–一般的說法是由於中子星強大的磁場，使得發射的電磁波隨著中子星的自轉，以脈衝的形式定期的朝向我們發射。 磁星–磁場特別強大的中子星，有些磁星能夠連續的發射軟γ射線。 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文明傳送來的訊息，隨後被半開玩笑的稱為小綠人，標示為LGM-1。但在更多的，以不同的自轉週期散佈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蟹状星云脉冲星（PSR B0531+21），不得不令人信服脈衝星就是中子星的解釋。 还有另外一种中子星，称作磁星。磁星具有大约1011 特斯拉的磁场，大约是普通中子星的1000倍。这足以在月球轨道的一半距离上擦除地球上的一张信用卡。作为对比，地球的自然磁场是大约6×10－5特斯拉；一小块钕磁铁的磁场大约是1特斯拉；多数用于数据存储的磁介质可以被10-3特斯拉的磁场擦除。[來源請求] 磁星有时会产生X射线脉冲。大约每10年，银河系中就会有某一颗磁星爆发出很强的伽马射线。磁星有比较长的自转周期，一般为5到12秒，因为它们的强磁场会使得自转速度减慢。[來源請求] 中子星大致分成三层，核心部分因压力更大，由超子组成；中间层则是自由中子，表面因中子进行β衰变成电子、质子、微中子。因具有原子核的某些包括密度在内的性质。因此，在流行的科学文献中，中子星有时被称为巨型原子核。然而在其他方面，中子星和真正的原子核是很不一样的。例如，原子核是靠强相互作用结合在一起，而中子星是靠引力相互作用结合在一起。根据当今主流理论，把它们看作天体会更正確一些。 黑寡婦脈衝星　－一个非常重的毫秒脉冲星。 RX J1856.5-3754 –最近的中子星 PSR J0108-1431（英语：PSR J0108−1431） –曾经被认为最近的中子星 LGM-1 –第一个公认的无线电脉冲星 PSR B1257+12 –第一个中子星发现有行星（毫秒脉冲星） SWIFT J1756.9-2508 –一个毫秒脉冲星与行星质量范围的恒星型伴侣（在褐矮星下面） PSR B1509-58 –“宇宙之手”的照片，由钱德拉X射线天文台拍摄。 PSR J0348+0432 –至今發現質量最高的中子星 包含五十萬地球质量的中子星球形直径为25公里（16英里） 中子星碰撞模擬動畫 中子星碰撞 恒星主题 天文学主题 0號元素 夸克星 中子 脈衝星 毫秒脈衝星 磁星 Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. （原始内容存档于2006-02-24）.  ( 150 , 000   k m / s ) 2 ×   70   k g × 1 / 2 4.184 × 10 15   J / m e g a t o n = 188.2   m e g a t o n s {\displaystyle {\frac {(150,000\ km/s)^{2}\times \ 70\ kg\times 1/2}{4.184\times 10^{15}\ J/megaton}}=188.2\ megatons} Zahn, Corvin. Tempolimit Lichtgeschwindigkeit. 1990-10-09 [2009-10-09]. （原始内容存档于2021-01-26） （德语）. Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar. Masse des Neutronensterns: 1, Radius des Neutronensterns: 4, ... dimensionslosen Einheiten (c, G = 1)  Chadwick, J., 1932, Nature, 129, 312. Baade, W., Zwicky, F., 1934, Physical Review, 46, 76. Hewish and Okoye. Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula. Nature: 59.  Gold, T., Pacini, F., 1968, Astrophysical Journal, 152, L115. NASA ADS Giacconi, R. et al., 1971, Astrophysical Journal, 167, L67. NASA ADS Artist's impression of disc around a neutron star. www.spacetelescope.org. [18 September 2018]. （原始内容存档于2020-12-02）.  ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS. scienceweek.com. [2004-08-06]. （原始内容存档于2004-08-20）.  Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit. Compact Stars 2nd ed. 2000.  引文格式1维护：冗余文本 (link) 维基共享资源上的相关多媒体资源：中子星 Introduction to neutron stars（页面存档备份，存于互联网档案馆） NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake （页面存档备份，存于互联网档案馆） (SpaceDaily)April 26 2006 Mysterious X-ray sources may be lone neutron stars - New Scientist Massive neutron star rules out exotic matter - According to a new analysis, exotic states of matter such as free quarks or BECs do not arise inside neutron stars (New Scientist) Neutron star clocked at mind-boggling velocity - A neutron star has been clocked travelling at more than 1500 kilometres per second (New Scientist)