中子星，又名波霎，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。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，乒乓球大小的中子星相当于地球上一座山的质量。中子星是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。

• 外文名 Neutron Star
• 天体名称 中子星
• 别称 波霎，脉冲星
• 面积 约300平方公里
• 意义 黑洞外密度最大的星体

恒星起源

　　中子星的密度为10^11千克/立方厘米，也就是每立方厘米的质量竟为十亿吨之巨。中子星是除黑洞外密度最大的星体，是20世纪60年代最重大的发现之一。

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8×10的13次方克至2×10的15次方克之间也就是每立方厘米的质量为8千万到20亿吨之巨。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。

　　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。

中子星

　　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。

中子星-内部结构模型图

　　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。

历史发现

　　1932年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的詹姆斯·查德威克发现了中子，并因此获得1935年5月18日的诺贝尔物理学奖。俄国著名物理学家列夫·朗道及其同事们随即预测存在一种完全由中子组成的星，但他们的想法并没有及时发表。

　　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，预言了中子星的存在。为寻找超新星爆炸的解释，他们提议中子星是超新星爆炸后的产物。超新星是突然出现在天空中的垂死恒星，在出现后的几天或整个星期内，在可见光的亮度上可以超越整个星系。巴德和茨威基正确的解释产生中子星时释放出的重力束缚能，供给了超新星的能量：“在超新星形成的过程中大量的质量被湮灭”。如果在中心的大质量恒星在他崩溃之前的质量是太阳质量的3倍，那么在中心可能形成一颗2倍太阳质量的中子星。被释放出来的束缚能(E=mc2 )相当于一个太阳的质量全数转化成能量，这足以作为超新星最后的能量来源。

中子星

　　第二次世界大战爆发前不久，美国物理学家罗伯特·奥本海默和沃尔科夫提出了系统的中子星理论，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，安东尼·休伊什和Samuel Okoye在1054年的超新星(天关客星)爆炸后的残骸"蟹状星云发现了一个异于平常的高电波亮度温度源"。

　　1967年，剑桥大学卡文迪许实验室的乔丝琳·贝尔和安东尼·休伊什发现了有规律的无线电脉冲，随后被推断来自于旋转中的中子星，而且极大数量的中子星都属于此类。

　　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。

中子星

　　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，他们解释这是一颗炙热的中子星环绕者另一颗恒星的结果，能量来源是持续不断掉落至中子星表面的气体释放出的引力势能。这是第一颗证认的X射线双星。

　　1974年，安东尼·休伊什因为在脉冲星的发现上所扮演的角色而获得诺贝尔物理学奖，但是共同的发现者Samuel Okoye和乔丝琳·贝尔并未一同获奖。

　　2017年10月，卡森是理论天体物理学家宣布观察到两个中子星在可见光中合并（但也被引力波探测器发现了）的4000名科学家之一。利用这些技术，天文学家有望每年追踪到3至12起类似的天文事件。

形成过程

　　中子星的前身一般是一颗质量比太阳大的恒星。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。中子星，每立方厘米物质足足有1亿吨重。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。

星体结构

外壳

　　典型中子星的外层为固体外壳，厚约一公里，密度高达每立方厘米一千亿克以上，由各种原子核组成的点阵结构和简单的自由电子气组成。外壳内是一层主要由中子组成的流体，在这层还有少量的质子、电子和m介子。[1]

巨大核心

　　中子星大致分三层，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、中微子。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确一些。

星体特征

大小

　　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 10的28次方个大气压，比地心压强强3乘以10的21次方倍，比太阳中心强 3乘以10的16次方倍。

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。

中子星

　　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 ,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。

研究领域

反常中子星

　　根据李政道等提出的反常核态理论，可能存在稳定的反常中子星，它们可能是晚期恒星的一个新的类型或新的阶段，致密星可能有第三个质量极限，即反常中子星的极大质量，约为3.2太阳质量。

爆发变化

　　加拿大理论天体物理研究所的巴尔兰泰因博士和美国国家航空航天局哥达德航天飞行中心的斯特罗梅耶博士通过罗希X射线时变探测器，观测到中子星爆发时表面气体变化的细节。他们的论文发表在即将出版的《天体物理学杂志通讯》上。巴尔兰泰因博士和斯特罗梅耶博士此次观测到的是距地球2.5万光年的4U1820－30中子星爆发时，它的吸积盘内部的变化情况。所谓吸积盘，指的是由于受到巨大引力的吸引，围绕中子星或黑洞旋转的炽热等离子气体。

中子星

　　在重力的吸引下，中子星上面会形成一个10至100米厚的堆积层。堆积层主要由氦构成，在温度及压力的作用下，这些堆积层会发生核聚变。当氦聚变为碳或其它重物质时，会释放出大量能量及强烈的X射线。在中子星上这种爆发通常每天都会发生几次，每次会持续几秒。但此次观测到的是4U1820－30的一次超级爆发，它释放出比正常爆发多几千倍的能量。科学家认为在氦聚变时会积累下以碳为主的核灰尘，而超级爆发是由核灰尘引起的，炭灰尘积累几年后才会引起聚变。

　　中子星超级爆发时，就像闪光灯在表面闪亮，照到它的吸积盘的内部地区。中子星爆发发出的X射线照射到吸积盘中的铁原子时，发出X射线荧光。罗希X射线时变探测器每隔几秒钟就可以观测一次铁原子X射线荧光的光谱，由此可确定铁原子的温度、速率及在中子星周围的位置，通过把这些信息累加起来，就可以知道中子星爆发时吸积盘的变化情况。

　　由于4U1820－30的这次罕有的爆发释放了巨大的能量，在3小时内释放的能量超过太阳在100年中释放的能量，照亮了它的吸积盘的最内部的区域，使科学家们能观察以前见不到的细节。他们在大约1000秒的时间内，看到了距中子星表面约10英里的气体围绕中子星流动及回复到原有状态的细节。

爆炸产物

　　2013年6月，他们借助美国航天局SWIFT卫星，观测到一次伽马射线暴。这一代号为GRB　130603B的伽马射线暴距地球约39亿光年，持续时间不到0.2秒，但其红外线余晖却持续数天时间。

中子星

　　研究人员解释说，中子星碰撞后会喷射出富含中子的物质，这些物质产生的放射性元素在衰变时就会发出这种红外线余晖。结合宇宙大爆炸以来可能发生的中子星碰撞爆炸数量以及一次伽马射线暴可能产生的金子数量，研究人员发现，宇宙中的金子可能全部来自这种伽马射线暴。

　　2017年10月24日，科学家认为中子星撞击有可能创造出了宇宙中的大部分黄金。卡森是理论天体物理学家宣布，观察到两个中子星在可见光中合并（但也被引力波探测器发现了）的4000名科学家之一。在观察到的中子星合并中，甩掉的物质的负荷相当于地球质量的2300倍。将甩掉的物质拆散成单个元素，在那些难以还原的金属氧化物中，约10%将成为纯金。