中子星
中子星（英语：neutron star），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，并最终转变成铁元素后，便无法再从聚变反应中获得能量。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，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，但上面一立方厘米的物质便可重达十亿吨，且旋转速度极快。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，犹如眨眼，这被称作脉冲星。
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小），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公分8×107吨至2×109吨间，此密度约等于原子核的密度[1]。
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（3.2倍太阳质量）的恒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2×1011到3×1012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。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速度也将达到150,000公里／秒。更具体的说明，如果一个普通体重（70公斤）的人遇到中子星，他撞击到中子星表面所产生的能量将相当于二亿吨TNT当量（约等于沙皇氢弹设计当量的两倍）[2]。
历史上的发现 编辑
1932年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的詹姆斯·查德威克发现中子[4]（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[5]。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它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。
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东尼·休伊什和Samuel Okoye在公元1054年的超新星（天关客星）爆炸后的残骸“蟹状星云”[6]发现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[7]。
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[8]，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。
一些能观测的中子星 编辑
- 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–一般的说法是由于中子星强大的磁场，使得发射的电磁波随着中子星的自转，以脉冲的形式定期的朝向我们发射。
- 磁星–磁场特别强大的中子星，有些磁星能够连续的发射软γ射线。
脉冲星 编辑
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文明传送来的讯息，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蟹状星云脉冲星（PSR B0531+21），不得不令人信服脉冲星就是中子星的解释。
磁星 编辑
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。[来源请求]
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。[来源请求]
巨大核心 编辑
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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、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。
中子星的例子 编辑
- 黑寡妇脉冲星 －一个非常重的毫秒脉冲星。
- RX J1856.5-3754 –最近的中子星
- PSR J0108-1431 –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 –至今发现质量最高的中子星
媒体 编辑
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包含五十万地球质量的中子星球形直径为25千米（16英里）
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中子星碰撞模拟动画
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中子星碰撞
相关条目 编辑
参考文献 编辑
- ^ Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. （原始内容存档于2006-02-24）.
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- ^ 3.0 3.1 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.
外部链接 编辑
| 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)