中子星

中子星（neutron star）是人類目前發(fā)現(xiàn)除黑洞外密度最大的星體，恒星演化到末期，經(jīng)由引力坍縮發(fā)生超新星爆炸之后可能成為的少數(shù)終點之一，質(zhì)量沒有達(dá)到可以形成黑洞的恒星在壽命終結(jié)時塌縮形成的一種介于白矮星和黑洞之間的星體，其密度比地球上任何物質(zhì)密度大相當(dāng)多倍，

通常達(dá)到每立方厘米幾億噸。這樣的密度使得中子星的質(zhì)量一般在1.35到2.1倍太陽質(zhì)量之間，但其直徑僅約10公里，相當(dāng)于一個城市的大小。

中子星有一些顯著的特點，包括快速自轉(zhuǎn)和強(qiáng)磁場。許多中子星以脈沖星的形式存在，定期向外發(fā)射電磁波，這種現(xiàn)象是由于中子星的自轉(zhuǎn)軸與其磁軸不重合，導(dǎo)致其強(qiáng)大的磁場不斷加速帶電粒子，從而形成輻射。最著名的脈沖星如蟹狀星云中的脈沖星，每秒可發(fā)出數(shù)百次信號。

中子星的演化過程也很復(fù)雜。在形成之后，中子星會逐漸冷卻，溫度會下降，但如果它們在雙星系統(tǒng)中，與伴星相互作用，可能吸積周圍的物質(zhì)，從而增加質(zhì)量。當(dāng)中子星的質(zhì)量超過奧本海默極限時，它們會再次坍縮成黑洞。

中子星的研究具有重要的科學(xué)價值。它們不僅提供了關(guān)于物質(zhì)極限狀態(tài)的寶貴信息，還有助于理解引力波的產(chǎn)生。2017年，LIGO和VIRGO探測到了雙中子星合并時產(chǎn)生的引力波，這一發(fā)現(xiàn)開啟了多信使天文學(xué)的新紀(jì)元。

此外，中子星也是重元素的主要來源之一，科學(xué)家認(rèn)為地球上的黃金和鉑金等重金屬可能源于古代中子星碰撞產(chǎn)生的重元素合成。這些研究不僅有利于了解宇宙的演化，還為物理學(xué)的發(fā)展提供了新的視角。

發(fā)現(xiàn)歷史

1932 年，英國劍橋大學(xué)卡文迪許實驗室的詹姆斯·查德威克發(fā)現(xiàn)中子（因此獲得1935年的諾 貝爾物理學(xué)獎）。蘇聯(lián)著名物理學(xué)家列夫·朗道當(dāng)時正在丹麥著名物理學(xué)家波爾那里進(jìn)行訪問，參加了波爾召集的新發(fā)現(xiàn)的中子的討論。討論會上，朗道敏銳地推斷如果恒星質(zhì)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(jìn)氦原子核中，質(zhì)子和電子將會因引力的作用結(jié)合在一起成為中子。中子星就這樣在觀測技術(shù)并不是很先進(jìn)的時代被預(yù)言。

1934年，巴德和茲威基在《物理評論》上發(fā)表文章，認(rèn)為超新星爆發(fā)可以將一個普通的恒星轉(zhuǎn)變?yōu)橹凶有?，而且指出這個過程可以加速粒子，產(chǎn)生宇宙線。

1939年奧本海默和沃爾科夫通過計算建立了第一個定量的中子星模型，但他們采用的物態(tài)方程是理想的簡并中子氣模型。中子星是處于演化后期的恒星，在老年恒星的中心形成。根據(jù)科學(xué)家的計算，當(dāng)老年恒星的質(zhì)量大于十個太陽的質(zhì)量時，它就有可能最后變?yōu)橐活w中子星，而質(zhì)量小于8個太陽的恒星往往只能變化為一顆白矮星。

1967年，劍橋大學(xué)研究生約瑟琳-貝爾在觀測中發(fā)現(xiàn)一個天體以快速脈沖的形式快速發(fā)射電波,每個脈沖包含0.01秒的射電爆發(fā),隨后是1.34秒的射電寧靜。由于每個脈沖之間的時間間隔驚人的一致且準(zhǔn)確,精度甚至可以媲美原子鐘。1后來，英國科學(xué)家休伊什終于弄清了這種奇怪的電波，原來來自一種前所未知的特殊恒星，即脈沖星。這一新發(fā)現(xiàn)使休伊什獲得了1974年的諾貝爾獎。一些學(xué)者的估計，銀河系內(nèi)中子星的總數(shù)至少應(yīng)該在20萬顆以上 ,截至2023年8月,人類在銀河系中發(fā)現(xiàn)的脈沖星已超過3000個。2其中較為著名的一顆是蟹狀星云的中心的一顆脈沖星。

2007年天文學(xué)家借助歐洲航空局（ESA）的珈馬射線天文望遠(yuǎn)鏡（Integral），發(fā)現(xiàn)了迄今旋轉(zhuǎn)速度最快的中子星。這顆中子星編號為XTE J1739-285，每秒鐘可沿自己的軸線旋轉(zhuǎn)1122圈。按照地球的概念轉(zhuǎn)一圈一天的話，在這個中子星上一秒鐘可以經(jīng)過3年多。這個發(fā)現(xiàn)推翻了原來認(rèn)為的每秒700圈的星體轉(zhuǎn)速極限。

這顆中子星的直徑約10公里，但質(zhì)量卻與太陽相近，其密度驚人，高達(dá)每立方厘米1億噸。其巨大引力從臨近恒星不斷奪取大量炙熱氣體，并不斷誘發(fā)熱核爆炸。

2010年10月27日英國《每日電訊報》報道，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)了宇宙中迄今為止最大的中子星，其質(zhì)量幾乎是太陽的兩倍。

這顆名為PSR J1614-223的中子星的大小與一個小城市差不多，相對而言并不算是一個大的星球，但其密度卻是驚人的高，它上面很少量一點物質(zhì)的質(zhì)量就高達(dá)5億噸。

演化狀態(tài)

同白矮星一樣，中子星也是處于演化后期的恒星，是在老年恒星的中心形成的。只不過能夠形成中子星的恒星，其質(zhì)量更大罷了。根據(jù)科學(xué)家的計算，當(dāng)老年恒星的質(zhì)量為太陽質(zhì)量的約8~2、30倍時，恒星核心中的氫、氦、碳的等輕元素逐漸被核聚變轉(zhuǎn)化為鐵等重元素。由于鐵元素的比結(jié)合能較大，無法再支持恒星進(jìn)行進(jìn)一步的核聚變，隨著核心中的氫、氦、碳等輕元素之間耗盡，核心的核聚變強(qiáng)度隨之下降。當(dāng)核心中核聚變產(chǎn)生的壓力無法克服它自身的萬有引力時，便會發(fā)生引力坍縮，即：恒星外殼向外膨脹，而它的核受到反作用力而收縮。原子核首先會被擠壓到一起，進(jìn)一步的，當(dāng)電子簡并壓無法克服萬有引力時，電子會被擠壓進(jìn)質(zhì)子變成中子。隨后，失去熱輻射壓力支撐的外圍物質(zhì)受重力牽引會急速向核心墜落，有可能導(dǎo)致外殼的動能轉(zhuǎn)化為熱能而向外爆發(fā)產(chǎn)生超新星爆炸。爆炸后剩余的核心殘骸有可能變?yōu)橐活w中子星。而質(zhì)量小于8個太陽的恒星往往只能演化為一顆白矮星。3

更為特別的，在雙星系統(tǒng)中，當(dāng)白矮星具有一個更年輕的大質(zhì)量伴星時，伴星超出洛希瓣范圍的物質(zhì)將會被致密的白矮星吸引，吞噬。由此白矮星的質(zhì)量會不斷變大并重啟核聚變反應(yīng)，當(dāng)其質(zhì)量超過1.44倍太陽系質(zhì)量（即錢德拉塞卡質(zhì)量極限）時，白矮星會爆發(fā)超新星。此類型的超新星成為Ia型超新星。

中子星并不是恒星的最終狀態(tài)，它還要進(jìn)一步演化。根據(jù)估算,在中子星溫度降到1億K前主要通過向外輻射大量中微子進(jìn)行冷卻(即Urca process),在其降溫到1億K以下后,尤卡過程終止,但由于它的溫度依然溫度很高，不斷向外界進(jìn)行大量熱輻射的同時，兩級噴射出的高能粒子射線也也帶走了大量的物質(zhì)能量（光輻射），因此，它通過減慢自轉(zhuǎn)以消耗角動量維持光度。當(dāng)它的角動量消耗完以后，中子星將變成不發(fā)光的黑矮星。4

然而，如果中子星能夠不斷從其他來源——如從星際塵埃云或者可能存在的低密度伴星處吸積物質(zhì)，那么中子星的質(zhì)量可能會進(jìn)一步變大，當(dāng)其質(zhì)量超過奧本海默極限時，便會同白矮星形成中子星的過程一樣：此時中子簡并壓無法繼續(xù)阻止恒星核心繼續(xù)坍縮，中子星最終會演化為黑洞。

相關(guān)性質(zhì)

中子星普遍具有高密度，高轉(zhuǎn)速，強(qiáng)磁場，強(qiáng)輻射等性質(zhì)。

高密度(和中子星的結(jié)構(gòu))

顧名思義，中子星是由中子物質(zhì)組成的——但不完全準(zhǔn)確。的確，中子星是由原恒星內(nèi)核演化而來的，其主要物質(zhì)組成是中子，但是由于不同深度的壓強(qiáng)差異較大，因此中子星不同層的物質(zhì)形態(tài)不同.現(xiàn)在普遍認(rèn)為中子星主要分為四層,其外部是一個等離子大氣，其厚度大約為0.3-0.5千米;表面則是一個固態(tài)的鐵元素殼層，主要由Fe原子核的晶格點陣和簡并自由電子氣構(gòu)成，厚度約為1km;隨著深入物質(zhì)的密度從鐵晶體密度快速升高到,此時高強(qiáng)度的壓強(qiáng)逐漸將電子擠壓進(jìn)質(zhì)子結(jié)合成一系列富含中子的核，例如Ni，Ge，Zn，Mo，Kr ;更深入的,中子漏過程發(fā)生,開始產(chǎn)生自由中子;當(dāng)壓強(qiáng)達(dá)到時,原子核結(jié)構(gòu)消失,只剩下純中子物質(zhì)(或是含有少量質(zhì)子和電子的中子流體),而更內(nèi)部的核心則被推測是奇異物質(zhì)或者說超子。5

盡管如此，中子星的密度仍然是人類已知僅次于黑洞其逃逸速度在0.2-0.5倍光速之間。由于萬有引力產(chǎn)生的壓力（約個大氣壓）已經(jīng)大到連電子簡并壓被克服，中子星內(nèi)部物質(zhì)密度和原子核密度相當(dāng)足以看成一個巨大的原子核（與原子核不同的是，前者由萬有引力維持，而后者由強(qiáng)相互作用維持），整體密度在每立方厘米 克至克，幾乎是白矮星的十億倍。典型的中子星的質(zhì)量在1.35-2.1倍太陽質(zhì)量之間，其截面大小與一個城市的大小相當(dāng)（其直徑約為太陽直徑的3-7萬分之一）；更為直觀地，把地球壓縮到中子星密度大小，其截面積也就一個籃球場的大?。?2米）?？梢娭凶有堑拿芏戎蟆?/p>

高轉(zhuǎn)速

除了質(zhì)量大,體積小的高密度特性外,中子星具有極快的轉(zhuǎn)速——這是角動量守恒的結(jié)果. 這是因為中子星繼承了原來母星的角動量,但是卻因為坍縮導(dǎo)致轉(zhuǎn)動慣量減少,從而使得其角速度大幅增大.計算表明,即使原恒星的角速度較小,在坍縮成為中子星后也能達(dá)到極高的轉(zhuǎn)速.不過,隨著中子星不斷向外輻射物質(zhì)和能量,其轉(zhuǎn)速最終會逐漸降低.

20世紀(jì)80年代中期,第一個毫秒脈沖星被發(fā)現(xiàn)這類脈沖星每秒自轉(zhuǎn)數(shù)百圈,截至2016年,人類已在銀河系中發(fā)現(xiàn)現(xiàn)了約250個毫秒脈沖星,其中三分之二的毫秒脈沖星都位于球狀星團(tuán)內(nèi),這三分之二中的一半又位于雙星系統(tǒng).而人類發(fā)現(xiàn)的迄今轉(zhuǎn)速最快的中子星，每秒旋轉(zhuǎn)1122圈，比地球自轉(zhuǎn)快1億倍。最先觀測到這顆星的西班牙天文學(xué)家?guī)炜死照f，早在1999年便已發(fā)現(xiàn)了這顆代號為 J1739-285的中子星，但不久前才通過望遠(yuǎn)鏡算出它的轉(zhuǎn)速。

此前的中子星自轉(zhuǎn)紀(jì)錄是每秒716圈，恒星轉(zhuǎn)速一般在每秒270-715 圈。700圈曾被認(rèn)為是天體旋轉(zhuǎn)極限，按當(dāng)今的物理學(xué)理論，轉(zhuǎn)速超過此極限，恒星將被強(qiáng)大向心力摧毀或化為黑洞。但最新發(fā)現(xiàn)否定了這一看法。理論上，每秒1122轉(zhuǎn)并不是旋轉(zhuǎn)極限，大型中子星轉(zhuǎn)速有可能高達(dá)3000轉(zhuǎn)。令天文學(xué)家困惑的是，為什么天體在高速旋轉(zhuǎn)的強(qiáng)大離心力下，卻依舊會不斷收縮，而且不損失自身物質(zhì)。6

強(qiáng)磁場

在恒星坍縮為中子星的過程中,整個恒星的磁感線被擠壓在一起使得中子星的磁場強(qiáng)度是原恒星磁場強(qiáng)度的數(shù)倍.同時中子星的高轉(zhuǎn)速和其表面的等離子物質(zhì)又共同加強(qiáng)了原來的磁場,使得一些被觀察到的脈沖星的磁場高達(dá)10000億Gs,甚至20萬億Gs.

強(qiáng)輻射

中子星和黑洞這樣的超大質(zhì)量天體的兩極通常都是在持續(xù)不斷地放出高能射線, 中子星的強(qiáng)磁場將帶電粒子加速,沿著磁場方向向外傾瀉，使中子星沿著磁極方向發(fā)射束狀無線電波（包含X射線,γ射線和可見光等）。中子星的能量輻射是太陽的100萬倍，約為瓦特。按照世界上的用電情況.它在一秒鐘內(nèi)輻射的總能量若全部轉(zhuǎn)化為電能，就夠地球用上幾十億年。7

與此同時,中子星還和宇宙中的X射線暴源與γ射線暴源的形成有關(guān)。

天文信息

可觀測的中子星

由于中子星表面溫度極高,輻射出的電磁波大多為高頻電磁波(X射線,γ射線),因此無法用光學(xué)望遠(yuǎn)鏡對其進(jìn)行觀測。通常，可以借助射電天文望遠(yuǎn)鏡對兩種中子星進(jìn)行觀測,這兩種中子星被稱為:脈沖星、磁星。

脈沖星和燈塔模型

脈沖星是20世紀(jì)60年代四大天文發(fā)現(xiàn)之一（其他三個是：類星體、星際有機(jī)分子、宇宙3K微波輻射）。

脈沖星的發(fā)現(xiàn)

1967年10月，劍橋大學(xué)卡文迪許實驗室的安東尼·休伊什教授的研究生——24歲的喬絲琳·貝爾檢測射電望遠(yuǎn)鏡收到的信號時無意中發(fā)現(xiàn)了一些有規(guī)律的脈沖信號，它們的周期十分穩(wěn)定，為1.337秒。起初她以為這是外星人“小綠人（LGM）”發(fā)來的信號，但在接下來不到半年的時間里，又陸陸續(xù)續(xù)發(fā)現(xiàn)了數(shù)個這樣的脈沖信號。后來人們確認(rèn)這是一類新的天體，并把它命名為脈沖星（Pulsar）。脈沖星與類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機(jī)分子一道，并稱為20世紀(jì)60年代天文學(xué)“四大發(fā)現(xiàn)”。

然而，榮譽(yù)出現(xiàn)了歸屬爭議。1974年諾貝爾物理學(xué)獎桂冠只戴在導(dǎo)師休伊什的頭上，完全忽略了學(xué)生貝爾的貢獻(xiàn)，輿論一片嘩然。英國著名天文學(xué)家霍伊爾爵士在倫敦《泰晤士報》發(fā)表談話，他認(rèn)為，貝爾應(yīng)同休伊什共享諾貝爾獎，并對諾貝爾獎委員會授獎前的調(diào)查工作欠周密提出了批評，甚至認(rèn)為此事件是諾貝爾獎歷史上一樁丑聞、性別歧視案?；粢翣栠€認(rèn)為，貝爾的發(fā)現(xiàn)是非常重要的，但她的導(dǎo)師竟把這一發(fā)現(xiàn)扣壓半年，從客觀上講就是一種盜竊。更有學(xué)者指出，“貝爾小姐作出的卓越發(fā)現(xiàn)，讓她的導(dǎo)師休伊什贏得了諾貝爾物理獎”。著名天文學(xué)家曼徹斯特和泰勒所著《脈沖星》一書的扉頁上寫道：“獻(xiàn)給喬瑟琳·貝爾，沒有她的聰明和執(zhí)著，我們不能獲得脈沖星的喜悅。”

關(guān)于脈沖星真正發(fā)現(xiàn)者的爭論和對諾貝爾獎委員會的質(zhì)疑，已經(jīng)歷了40年。40年后的今天，它再次成為關(guān)注話題?；厥淄?，作為導(dǎo)師的休伊什獲得了諾貝爾獎，無可厚非，但貝爾失去殊榮，卻令人感到惋惜。如果沒有貝爾對“干擾”信號一絲不茍的追究，他們可能錯過脈沖星的發(fā)現(xiàn)。若把諾貝爾獎“競賽”比作科學(xué)“奧運會”，那么，40年前的“裁判”們顯然吹了“黑哨”，至少是誤判，這玷污了諾貝爾獎的科學(xué)公正權(quán)威性。

1993年，兩位美國天文學(xué)家因發(fā)現(xiàn)脈沖星雙星而榮獲諾貝爾獎時，諾貝爾獎委員會格外精心，邀請貝爾參加了頒獎儀式，算是一種補(bǔ)償吧。1968年，離開劍橋后，她和休伊什沒有再合作，直到20世紀(jì)80年代，他們才在一次國際會議上相見，并握手言和。脈沖星發(fā)現(xiàn)以來，除了諾貝爾獎，她榮獲了十幾項世界級科學(xué)獎，并成為科學(xué)大使。

燈塔模型

許多人在初次接觸中子星和脈沖星的概念時會將兩者認(rèn)為是不同的天體,實則不然,脈沖星只是依賴人類觀測方式劃分的某一類型的中子星.實際上,較為年輕的中子星的兩個磁極在持續(xù)穩(wěn)定的釋放高能射線,與此同時,中子星的磁軸往往與自轉(zhuǎn)軸并不重合,這就導(dǎo)致了進(jìn)動現(xiàn)象.中子星兩個磁極釋放出的高能粒子束隨著中子星的自轉(zhuǎn)像燈塔上的探照燈一樣在天區(qū)中掃過一個圓環(huán),倘若此時地球恰好在掃過的圓環(huán)內(nèi),那么人們便可通過射電望遠(yuǎn)鏡接收到一系列穩(wěn)定的快速脈沖.而每次脈沖就代表中子星兩極發(fā)出的高能射線掃過地球一次,脈沖周期也即是其自轉(zhuǎn)周期.這也就是脈沖星的燈塔模型。

磁星

磁星的理論于1992年由科學(xué)家羅伯特·鄧肯（RobertDuncan）及克里斯托佛·湯普森 （Christopher Thompson）首先提出，在其后幾年間，這個假設(shè)得到廣泛接納，去解釋軟 γ 射線重復(fù)爆發(fā)源（soft gamma repeater）及不規(guī)則 X 射線脈沖星（anomalous X-ray pulsar）等可觀測天體。據(jù)估計,每約10顆超新星爆發(fā) 就能產(chǎn)生1顆磁星.

對于那些原恒星磁場就較強(qiáng)的恒星，在演化為中子星后轉(zhuǎn)速增大，由于磁通量守恒其磁場激增能達(dá)到大約，這類中子星被稱為磁星。磁星的轉(zhuǎn)速極高，年輕的磁星可達(dá)到每秒數(shù)百次的自轉(zhuǎn)速度，而其磁場強(qiáng)度大約是普通中子星的1000倍，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×特斯拉；一小塊釹磁鐵的磁場大約是1特斯拉；多數(shù)用于數(shù)據(jù)存儲的磁介質(zhì)可以被特斯拉的磁場擦除。8

除了上述理論,還有一種較為普遍的理論人為中子星的磁場是由中子星進(jìn)入平衡構(gòu)型之前存在的湍流,密度極高的傳導(dǎo)流體中的磁流體動力學(xué)發(fā)電機(jī)過程產(chǎn)生的.然后由于中子星中間層物質(zhì)的質(zhì)子超導(dǎo)相中的持續(xù)電流使得該磁場能夠持續(xù)存在.

由于磁星表面存在超強(qiáng)磁場,經(jīng)常會放出短暫而強(qiáng)烈的伽馬射線暴和軟伽馬射線重復(fù)暴.此外,這些磁星也常以詭異的X射線脈沖特征被觀測到。

雙星系統(tǒng)

中子星在孤立體系中會隨著能量的耗散而逐漸轉(zhuǎn)化為黑矮星,然而在雙星系統(tǒng)中卻不盡然.對于雙星系統(tǒng),有的是自然形成,有的則是通過雙星交換實現(xiàn)形成的.對于前者,中子星的伴星通常是大質(zhì)量的,因為在超大質(zhì)量原恒星的坍縮產(chǎn)生的超新星中,小質(zhì)量恒星很難幸免遇難;而后者,則是中子星在靠近小質(zhì)量雙星系統(tǒng)時,從中逐出一顆主序星并代替它的位置而形成的.極為特別的,在雙星系統(tǒng)中發(fā)生超剝離超新星可以使得該恒星系出現(xiàn)兩個中子星.所謂超剝離超新星,是指在超新星爆發(fā)前,其質(zhì)量已被其伴星大量剝離,因此超新星爆發(fā)時的沖擊便沒有那么激烈,以至于將伴星炸走.而在剩余的伴星身上也發(fā)生同樣的過程,便可誕生一個中子雙星系統(tǒng).

在雙星系統(tǒng)中的中子星可以不斷從大質(zhì)量伴星處吸積洛希瓣外的物質(zhì),使其本身質(zhì)量增大,在其質(zhì)量超過奧本海默極限后便可以進(jìn)一步坍縮為黑洞.同時在吸積過程中,被吸積的物質(zhì)不會直接落在中子星的表面,而是形成一個吸積盤,然后慢慢地以螺旋軌道向內(nèi)移動.吸積盤內(nèi)部會因為大量氣體的擠壓變得異常的高溫,此時他會持續(xù)放出X射線流.而當(dāng)溫度高到核聚變的臨界溫度時,其結(jié)果是突然發(fā)生一段快速的核燃燒,釋放出巨大的能變量,產(chǎn)生一個短暫但強(qiáng)烈的X射線閃耀——X射線暴.

千新星事件

而在中子雙星系統(tǒng)中,上述的X射線流和X射線暴的現(xiàn)象會變得更強(qiáng).此時, 若是兩顆星的距離在幾千米之內(nèi)，合并將會是不可避免地，兩個致密的天體將會螺旋地接近對方，軌道周期會逐漸變短，同時產(chǎn)生較強(qiáng)的引力波。這樣的合并可能產(chǎn)生一次猛烈程度不亞于超新星爆發(fā)且更為罕見的爆發(fā)——千新星事件. 由于千新星事件產(chǎn)生的能量極高甚至超過了超新星爆發(fā),其放出的電磁波更多的是非可見光波段的電磁波,因此千新星的爆發(fā)往往不如超新星爆發(fā)明亮,并且在劇烈的爆發(fā)后原來的雙中子星將被一顆黑洞所取代.

目前理論認(rèn)為,由于恒星中的慢中子俘獲過程部分極慢宇宙中大部分超過Fe原子序數(shù)重元素都不是由恒星核聚變產(chǎn)生的.而超新星爆發(fā)這樣的快中子俘獲過程雖能產(chǎn)生重物質(zhì)元素,但是能產(chǎn)生重物質(zhì)的部分僅限于原恒星的核心.因此科學(xué)家們認(rèn)為宇宙中的重元素主要來源于千新星爆發(fā).

中子星的行星

1992年1月，阿雷西博天文臺的射電天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)，最近發(fā)現(xiàn)的顆距離地球大大約500pc的毫秒脈沖星，在以一種意想不到的但很規(guī)律的方式變化其脈沖周期。對數(shù)據(jù)的仔細(xì)分析顯示，它的脈沖周期在兩個完全不同的時間尺度內(nèi)波動——一個是67天，另一個是98天。脈沖周期的變化很小，不到，但重復(fù)的觀測證實了它們的真實性。

這些波動是由脈沖星在太空中來回?fù)u擺運動引起的多普勒效應(yīng)產(chǎn)生的。但是什么引起了這種擺動?阿雷西博的研究組認(rèn)為，這是兩顆行星而不是一顆行星的引力組合產(chǎn)生的結(jié)果，這兩顆行星的質(zhì)量都約為地球質(zhì)量的3倍!其中一-顆行星在距離脈沖星0.4天文單位的軌道上繞轉(zhuǎn)，另一顆則距離脈沖星0.5天文單位。它們的軌道周期分別是67天和98天，與脈沖周期的波動相匹配。1994年4月， 該研究組宣布，進(jìn)一步的觀測不僅證實了他們的早期發(fā)現(xiàn)，還顯示了存在第三個天體，其質(zhì)量與地球的衛(wèi)星月亮相似，軌道距離脈沖星僅0.2天文單位。

通常情況下,由于誕生中子星的過程中超新星爆發(fā)釋放了巨大的沖擊力,恒星系中理應(yīng)不在存在行星.因此,中子星想要擁有行星只能另辟蹊徑.一些行星可能是在超新星爆發(fā)后被中子星俘獲的外來者;此外還有可能是在超新星爆發(fā)后產(chǎn)生的原行星盤中新誕生的;更為特殊的,在某些白矮星,中子星的雙星系統(tǒng)中,在中子星的超強(qiáng)引力作用下白矮星表面的氣體被中子星盡數(shù)剝離,只剩下一個固態(tài)的核心,從而成為一顆行星。

中子星實例

RX J185635?3754

RX J185635?3754，被認(rèn)為是最靠近地球的已知中子星之一，距離約為130至200秒差距。它位于南天的皇冠座附近，靠近R CrA分子云的視線方向。與其他中子星不同，RX J185635?3754不顯示出明顯的脈沖信號，因此被歸類為“靜音”中子星（即不發(fā)射強(qiáng)烈的無線電波）,又稱為“X射線暗弱的孤立中子星”（XDINS）。截至2023年3月,Lamost 發(fā)現(xiàn)了人類已知的第七顆X射線暗弱的孤立中子星 ,這七顆中子星又被稱為”壯麗七星”

同時,RX J185635?3754是人類首次在可見光波段拍攝到的中子星.1997年,Walter 使用哈勃望遠(yuǎn)鏡(HST)的寬視場行星照相機(jī)2(WFPC2),首次在可見光波段探測到了該中子星的光學(xué)對應(yīng)體. 該中子星的光譜特征接近于熱黑體輻射，表明其表面溫度較高，估計為57 eV（約66萬K）。.這一研究為中子星的內(nèi)部物態(tài)方程提供了新的證據(jù),并排除了某些基于傳統(tǒng)模型的中子星狀態(tài)方程.

PSR B1257+12

PR B1257+12, 在1992年1月由天文學(xué)家亞歷山大·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）和戴爾·弗雷爾（Dale Frail）發(fā)現(xiàn).它位于室女座，距離地球大約2300光年, 是上文提到過的帶有行星的中子星,并且這顆脈沖星不僅擁有一顆行星，而是至少有三顆行星圍繞其旋轉(zhuǎn)。同時,它帶有的行星也是人類首次發(fā)現(xiàn)的系外行星。這些行星被稱為”脈沖星行星”,它們的發(fā)現(xiàn)標(biāo)志著系外行星研究的開端。

XTE J1810?197

磁星 XTE J1810?197 是已知的少數(shù)具有無線電發(fā)射能力的磁星之一。它于2004年爆發(fā)時被首次發(fā)現(xiàn)，并在無線電波段發(fā)出脈沖。這顆磁星特別之處在于其無線電活動是間歇性的，經(jīng)過一段時間的活躍后會變得“沉寂”，直到下一次爆發(fā)時才重新恢復(fù)無線電發(fā)射。

在2022年關(guān)于 XTE J1810?197 的研究中，Maan等人詳細(xì)分析了這顆磁星在2018年末最新爆發(fā)后的頻譜和時間演化。研究表明，磁星的無線電頻譜從平坦逐漸變得更陡峭，且脈沖寬度隨著時間縮小，伴隨多次無線電亮度增強(qiáng)。盡管這些亮度變化沒有對應(yīng)的X射線活動，它們揭示了磁星無線電發(fā)射機(jī)制的復(fù)雜性，可能與磁層的動態(tài)變化有關(guān).

SGR 1806-20

SGR 1806-20位于人馬座,是人類目前觀測到的磁場最強(qiáng)的磁星之一. 這顆磁星曾于大約50,000年前發(fā)生爆炸，它爆發(fā)后產(chǎn)生的輻射于2004年12月27日抵達(dá)地球,被稱為巨型火焰事件.這次爆發(fā)以γ射線的光度計算的話,其絕對星等約為負(fù)29等，比滿月還要亮. 這也是地球能觀測的所有日外爆炸事件中，源頭最亮的一次.

GW170817

GW170817,是LIGO和VIRGO(室女座干涉儀) 在2017年8月17日觀測到的引力波事件，其出自于兩個中子星并合在一起。這是人類首次探測到中子雙星合并時產(chǎn)生的引力波. 這次中子星并合事件的后續(xù)電磁現(xiàn)象也被很多種不同波段的望遠(yuǎn)鏡觀測到，這標(biāo)志著多信使天文學(xué)的新紀(jì)元已經(jīng)來臨。

研究價值

中子星同黑洞一樣是20世紀(jì)激動人心的重大發(fā)現(xiàn)，為人類探索自然開辟了新的領(lǐng)域，而且對現(xiàn)代物理學(xué)的發(fā)展產(chǎn)生了深遠(yuǎn)影響，成為上世紀(jì)60年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)之一。

引力波研究

北京時間2017年10月16日22點，美國國家科學(xué)基金會召開新聞發(fā)布會，宣布激光干涉引力波天文臺（LIGO）和室女座引力波天文臺（Virgo）于2017年8月17日首次發(fā)現(xiàn)雙中子星并合引力波事件，國際引力波電磁對應(yīng)體觀測聯(lián)盟發(fā)現(xiàn)了該引力波事件的電磁對應(yīng)體。

重金屬元素的來源

科學(xué)家們認(rèn)為地球上的黃金、鉑金和其他重金屬元素可能來自于太陽系誕生前幾億年中子星碰撞的大爆炸。

長期以來普遍認(rèn)為普通的元素如氧和碳，是在將近死亡的恒星爆炸變成新星時生成的，但是研究學(xué)者們感到困惑的是，數(shù)據(jù)顯示這些恒星爆炸不能產(chǎn)生像在地球上這樣大量存在的重金屬元素。來自英國萊瑟斯特大學(xué)和瑞士巴塞爾大學(xué)的這些科學(xué)家們相信，答案存在于稀有的中子星對上。

中子星是生成新型的大恒星的超高密度的內(nèi)核，它們所包含的物質(zhì)有太陽那么多，但只有大約一座城市那么大。有時會發(fā)現(xiàn)兩顆中子星互相繞對方沿軌道旋轉(zhuǎn)，這是雙星系的遺留物，在銀河系中已知有4對?？茖W(xué)家們使用了在英國倫敦以北100英里的萊瑟斯特天體物理流體設(shè)備的超級計算機(jī)做模擬，如果使它們慢慢旋轉(zhuǎn)著靠近發(fā)生爆炸，這樣巨大的引力會造成什么結(jié)果。

進(jìn)行一次這樣的計算要耗費超級計算機(jī)幾個星期的時間，而這只是在兩個星球的一生中最后幾個毫秒中發(fā)生的事情。結(jié)果顯示，當(dāng)中子星靠近時，巨大的力量將它們劈開，釋放出足夠的能量，可以將整個宇宙照亮幾個毫秒。這個碰撞更可能是產(chǎn)生一個黑洞——空間中吞沒光的裂口——并在發(fā)生核反應(yīng)時噴射出灰，把質(zhì)子射入輕元素的原子核而生成重元素。噴發(fā)出的物質(zhì)和恒星間的氣體和灰塵相混合、碰撞，構(gòu)成了新的一代星體，慢慢使重金屬散布在銀河系中。

在宇宙中出現(xiàn)這種罕見的現(xiàn)象的幾率大約是一百億年以上，這和在已有五十億年壽命的太陽系中對元素光譜所做的分析結(jié)果相符，為這種理論提供了有力的證據(jù)。令人驚奇的是所做的模型產(chǎn)生出的元素的數(shù)量和宇宙非常非常接近，它部分回答了世界從何而來這個問題。

2022年8月，中科院國家天文臺研究人員發(fā)布EP-WXT探路者觀測到的首批天體寬視場X射線圖像和能譜。該儀器一次觀測就能夠同時探測到多個方向上的X射線源。其中，包括恒星級質(zhì)量黑洞和中子星。