中子星

中子星（英語：neutron star），是恆星演化到末期，經由重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、碳等元素於核聚變反應中耗盡，並最終轉變成鐵元素後，便無法再從聚變反應中獲得能量。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，有可能導致外殼的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根據恆星質量的不同，恆星內部區域被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。

若是白矮星被壓縮成中子星，過程中恆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種輻射可能會以一明一滅的方式傳到地球，猶如眨眼，這被稱作脈衝星。

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，此密度約等於原子核的密度^[1]。

緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量，則可能是白矮星，但質量大於奧本海默-沃爾可夫極限（3.2倍太陽質量）的恆星會繼續發生重力坍縮，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，週期從毫秒脈衝星的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產生的能量將相當於二億噸TNT當量（約等於沙皇氫彈設計當量的兩倍）^[2]。

歷史上的發現

中子星的重力光偏轉。由於相對論的光偏轉，可以看到超過一半的表面（此處每個網格塊表示30度乘30度）^[3]。以自然單位為單位，所描繪的恆星的質量是1和它的半徑是4，或者是史瓦西半徑的兩倍^[3]。

中子星的模型

1932年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的占士·查德威克發現中子^[4]（因此獲得1935年的諾貝爾物理學獎）。蘇聯著名物理學家列夫·朗道當時正在丹麥著名物理學家波爾那裏訪問，參加了波爾召集的新發現的中子的討論。討論會上，朗道敏銳地推斷如果恆星質量超過錢德拉塞卡極限，也不會一直塌縮下去，因為電子會被壓進氦原子核中，質子和電子將會因重力的作用結合在一起成為中子。中子和電子一樣，也是遵循鮑利不相容原理的費米子，因此這些中子在一起產生的「中子簡併壓」力，可以抗衡重力使得恆星成為密度比白矮星大得多的穩定的中子星。但朗道的想法並沒有發表。1934年，美國威爾遜山天文台工作的沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基發表文章稱，中子簡併壓力能夠支持質量超過錢德拉塞卡極限的恆星，預言中子星的存在^[5]。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。

第二次世界大戰爆發前不久，美國物理學家羅拔·奧本海默和喬治·沃爾科夫提出系統的中子星理論，認為在質量與太陽相似的恆星內部可以達到簡併中子的流體靜力學平衡，但是並沒有引起天文學界的重視。

1965年，英國無線電天文學家安東尼·休伊什和Samuel Okoye（英語：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」^[6]發現一個異於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安東尼·休伊什學生喬絲琳·貝爾發現1.337秒有規律的無線電脈衝，人們將這一類新天體稱為「脈衝星」，並且確認它們就是30年前朗道預言的中子星，發出的脈衝是中子星快速旋轉的結果。

1968年有人提出脈衝星是快速旋轉的中子星^[7]。

1969年，在1054年超新星爆發的殘骸蟹狀星雲中，發現了一顆無線電脈衝星（中子星），證明了脈衝星、中子星和超新星之間的關係。

1971年，里卡爾多·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秒的週期^[8]，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重力位能。這是第一顆證認的X射線雙星。

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和喬絲琳·貝爾並未一同獲獎。

一些能觀測的中子星

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着中子星的自轉，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。

脈衝星

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狀星雲脈衝星（PSR B0531+21），不得不令人信服脈衝星就是中子星的解釋。

磁星

還有另外一種中子星，稱作磁星。磁星具有大約10¹¹ 忒斯拉的磁場，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^－5忒斯拉；一小塊釹磁鐵的磁場大約是1忒斯拉；多數用於數據存儲的磁介質可以被10^-3忒斯拉的磁場擦除。^{[來源請求]}

磁星有時會產生X射線脈衝。大約每10年，銀河系中就會有某一顆磁星爆發出很強的伽瑪射線。磁星有比較長的自轉週期，一般為5到12秒，因為它們的強磁場會使得自轉速度減慢。^{[來源請求]}

巨大核心

中子星大致分成三層，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、微中子。因具有原子核的某些包括密度在內的性質。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，而中子星是靠重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確一些。

中子星的例子

藝術家對中子星RX J0806.4-4123周圍的圓盤的印象圖。^[9]

黑寡婦脈衝星—一個非常重的毫秒脈衝星。
RX J1856.5-3754—最近的中子星
- PSR J0108-1431（英語：PSR J0108−1431）—曾經被認為最近的中子星
LGM-1—第一個公認的無線電脈衝星
PSR B1257+12—第一個中子星發現有行星（毫秒脈衝星）
SWIFT J1756.9-2508—一個毫秒脈衝星與行星質量範圍的恆星型伴侶（在棕矮星下面）
PSR B1509-58—「宇宙之手」的照片，由錢德拉X射線天文台拍攝。
PSR J0348+0432—至今發現質量最高的中子星

媒體

包含五十萬地球質量的中子星球形直徑為25公里（16英里）
中子星碰撞模擬動畫
中子星碰撞

參考文獻

^ Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. （原始內容存檔於2006-02-24）.
^ ${\frac {(150,000\ km/s)^{2}\times \ 70\ kg\times 1/2}{4.184\times 10^{15}\ J/megaton}}=188.2\ megatons$
^ ^3.0 ^3.1 Zahn, Corvin. Tempolimit Lichtgeschwindigkeit. 1990-10-09 [2009-10-09]. （原始內容存檔於2021-01-26）（德語）. 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]. （原始內容存檔於2020-12-02）.

ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS. scienceweek.com. [2004-08-06]. （原始內容存檔於2004-08-20）.
Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit. Compact Stars 2nd ed. 2000.

外部連結

Introduction to neutron stars（頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
NASA Sees Hidden Structure Of Neutron Star In Starquake （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館） (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)

[1] Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. （原始內容存檔於2006-02-24）.

[2] ${\frac {(150,000\ km/s)^{2}\times \ 70\ kg\times 1/2}{4.184\times 10^{15}\ J/megaton}}=188.2\ megatons$

[Zahn-3] 3.0 ^3.1 Zahn, Corvin. Tempolimit Lichtgeschwindigkeit. 1990-10-09 [2009-10-09]. （原始內容存檔於2021-01-26）（德語）. 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)

[4] Chadwick, J., 1932, Nature, 129, 312.

[5] Baade, W., Zwicky, F., 1934, Physical Review, 46, 76.

[6] Hewish and Okoye. Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula. Nature: 59.

[7] Gold, T., Pacini, F., 1968, Astrophysical Journal, 152, L115. NASA ADS

[8] Giacconi, R. et al., 1971, Astrophysical Journal, 167, L67. NASA ADS

[9] Artist's impression of disc around a neutron star. www.spacetelescope.org. [18 September 2018]. （原始內容存檔於2020-12-02）.

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中子星

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