中子星（neutron star）是恒星演化到末期，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，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，其密度比地球上任何物质密度大相当多倍。绝大多数的脉冲星都是中子星，但中子星不一定是脉冲星，有脉冲才算是脉冲星。

基本简介

中子星，又名波霎（注：脉冲星都是中子星，但中子星不一定是脉冲星，我们必须要收到它的脉冲才算是）是恒星演化到末期，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。恒星在核心的氢于核聚变反应中耗尽，完全转变成铁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，或者根据局恒星质量的不同，整个恒星被压缩成白矮星、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可能会以一明一灭的方式传到地球，有如人眨眼，故又译作波霎。

中子星的密度为10的11次方千克/立方厘米，也就是每立方厘米的质量竟为一亿吨之巨。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。

历史的发现

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=mc）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。

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。

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。

在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。

形成

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。在中子星上，每立方厘米物质足足有10亿吨重。

一些能观测的中子星

X-射线爆发

中子星与低质量恒星共同组成的联星，在质量吸积的过程中会造成中子星表面不规则的能量爆发。

脉冲星

当脉冲星被发现之后，快速的脉冲（大约1秒钟，在1960年代的天文学是很不寻常的）被半认真的视为外星高智生命传送来的讯息，随后被半开玩笑的称为小绿人，标示为LGM-1。但在更多的，以不同的自转周期散布在天空各处的脉冲星被发现之后，就迅速的排除了这种可能性。而在发现船帆座脉冲星和超新星残骸的关联性之后，更进一步发现蟹状星云的能量来自一颗脉冲星，不得不令人信服脉冲星是中子星的解释。

磁星

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特斯拉的磁场擦除。

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。

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。

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。

β衰变成电子、质子、中微子-内部结构模型图

特征

质量

中子星的质量下限约为0.1太阳质量，上限在1.5-2太阳质量之间。

半径

中子星半径的典型值约为10公里。

密度

对于中子星内部的密度高达10的16次方克/立方厘米的物态，目前有三种不同的看法：①超子流体；②固态的中子核心；③中子流体中的π介子凝聚。

磁场

中子星另一个重要特征是存在强度极高的磁场，超过10的12次方高斯，它使表层的铁聚合成长长的铁原子链：每个原子都被压缩并沿磁场被拉长，而且首尾相接，形成从表面向外伸出的“须状物”。在表面以下，由于压力太高，单个原子不能存在。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象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”。1967年发现了脉冲星，首次证明了中子星的存在。

现已发现1620多颗脉冲星，普遍认为它们就是旋转的中子星。蟹状星云脉冲星和船帆座脉冲星的脉冲周期极短，说明它们不可能是白矮星。据认为，脉冲星是由于它们的旋转和强磁场而产生的一种电动力学现象，就像发电机的情况一样。另有证据表明，某些双星X射线源也包含着中子星，它们似乎是由于压缩从伴星吸积到它们表面上的物质而发出X射线的。中子星据信是超新星爆发形成的，在该过程中，随着核心密度增至10趵15次方/立方厘米，中子压力便会顶住中心核的坍缩。若坍缩中心核的质量超过太阳质量的2倍，则不能形成中子星而可能变成黑洞。

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。

爆发时的变化

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。

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，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。

金子或为中子星碰撞爆炸产物

美国哈佛－史密森天体物理学中心研究人员说，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。

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。