中子星:除黑洞外密度最大的星體-中文百科頻道

基本簡介

中子星，又名波霎（注：脈沖星都是中子星，但中子星不一定是脈沖星，我們必須要收到它的脈沖才算是）是恒星演化到末期，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。恒星在核心的氫于核聚變反應中耗盡，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，有可能導緻外殼的動能轉化為熱能向外爆發産生超新星爆炸，或者根據局恒星質量的不同，整個恒星被壓縮成白矮星、中子星以至黑洞。

白矮星被壓縮成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子并入質子轉化成中子，直徑大約隻有十餘公裡，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，而由于其磁軸和自轉軸并不重合，磁場旋轉時所産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。

曆史的發現

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，并因此獲得1935年的諾貝爾物理學獎。俄國著名物理學家列夫·朗道及其同事們随即預測存在一種完全由中子組成的星，但他們的想法并沒有及時發表。

1934年，美國威爾遜山天文台工作的沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基發表文章稱，中子簡并壓力能夠支持質量超過錢德拉塞卡極限的恒星，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後的産物。超新星是突然出現在天空中的垂死恒星，在出現後的幾天或整個星期内，在可見光的亮度上可以超越整個星系。巴德和茨威基正确的解釋産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恒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=mc）相當于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恒星内部可以達到簡并中子的流體靜力學平衡，但是并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）爆炸後的殘骸"蟹狀星雲發現了一個異于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沖，随後被推斷來自于旋轉中的中子星，而且極大數量的中子星都屬于此類。

1968年有人提出脈沖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，發現了一顆射電脈沖星（中子星），證明了脈沖星、中子星和超新星之間的關系。

1971年，裡卡爾多·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恒星的結果，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·休伊什因為在脈沖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·貝爾并未一同獲獎。

形成

中子星的前身一般是一顆質量比太陽大的恒星。它在爆發坍縮過程中産生的巨大壓力，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。

一些能觀測的中子星

X-射線爆發

中子星與低質量恒星共同組成的聯星，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。

脈沖星

當脈沖星被發現之後，快速的脈沖（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，随後被半開玩笑的稱為小綠人，标示為LGM-1。但在更多的，以不同的自轉周期散布在天空各處的脈沖星被發現之後，就迅速的排除了這種可能性。而在發現船帆座脈沖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沖星，不得不令人信服脈沖星是中子星的解釋。

磁星

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特斯拉；一小塊钕磁鐵的磁場大約是1特斯拉；多數用于數據存儲的磁介質可以被10特斯拉的磁場擦除。

磁星有時會産生X射線脈沖。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。

結構

外殼

典型中子星的外層為固體外殼，厚約一公裡，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。外殼内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。

巨大核心

中子星

大緻分三層，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内的性質。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确一些。

β衰變成電子、質子、中微子-内部結構模型圖

特征

質量

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。

半徑

中子星半徑的典型值約為10公裡。

密度

對于中子星内部的密度高達10的16次方克/立方厘米的物态，目前有三種不同的看法：①超子流體；②固态的中子核心；③中子流體中的π介子凝聚。

磁場

中子星另一個重要特征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鍊：每個原子都被壓縮并沿磁場被拉長，而且首尾相接，形成從表面向外伸出的“須狀物”。在表面以下，由于壓力太高，單個原子不能存在。它使中子星沿着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，那麼随着自轉，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，形成射電脈沖。人們又稱這樣的天體為“脈沖星”。1967年發現了脈沖星，首次證明了中子星的存在。

現已發現1620多顆脈沖星，普遍認為它們就是旋轉的中子星。蟹狀星雲脈沖星和船帆座脈沖星的脈沖周期極短，說明它們不可能是白矮星。據認為，脈沖星是由于它們的旋轉和強磁場而産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射線源也包含着中子星，它們似乎是由于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，随着核心密度增至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。

反常中子星

根據李政道等提出的反常核态理論，可能存在穩定的反常中子星，它們可能是晚期恒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。

爆發時的變化

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将出版的《天體物理學雜志通訊》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，它的吸積盤内部的變化情況。所謂吸積盤，指的是由于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，照到它的吸積盤的内部地區。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，由此可确定鐵原子的溫度、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。

由于4U1820－30的這次罕有的爆發釋放了巨大的能量，在3小時内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内部的區域，使科學家們能觀察以前見不到的細節。他們在大約1000秒的時間内，看到了距中子星表面約10英裡的氣體圍繞中子星流動及回複到原有狀态的細節。