中子星

中子星是恒星演化到最后阶段并引发超新星爆炸后可能成为的少数目的地之一。恒星的核心元素在核聚变反应中耗尽并转化为铁元素后，外围物质会在引力的牵引下迅速落到核心当外壳的动能转化为热能向外爆炸产生超新星爆发时，就是恒星内部区域被压缩后形成的一种白矮星（White   dwarf）和黑洞（Black   hole）之间的星体。

中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的质量在太阳质量的1之间.35到2.1倍，半径在10到20公里之间由于中子星保留了母星的大部分角动量，但半径只是母星的极少量，转动惯量的减小导致自转速度的快速增加，所以中子星具有非常高的自转速率，其高密度也使其具有比地球更大的表面引力中子星的逃逸速度可能达到光速的一半。观测到的中子星非常热，通常表面温度约为 600，0003356k  ，中子星密度为8×1013g/cm32×1015g/Cm3，这个密度大约等于原子核的密度。它们的磁场在地球的 1083356到 倍之间（1亿和1万亿）中子星表面的引力场大约是地球的两倍。

据推测，银河系中有数十亿颗中子星在白矮星被压缩成中子星的过程中，恒星被严重压缩，以至于其组成物质中的电子被合并成质子，转换成中子直径只有十公里左右，但一立方厘米以上的物质可以重达十亿吨，旋转速度极快。由于其磁轴和旋转轴不重合，磁场旋转时产生的无线电波等各种辐射可能以一亮一灭的方式传输到地球这叫脉冲星，是中子星的一种，安东尼在1967年·休伊什（Antony Hewish犹太语犹太语）和乔丝琳·贝尔（Jocelyn   Bell）发现的脉冲星是观测中子星存在的第一个证据大多数脉冲星是中子星，但中子星不一定是脉冲星银河系大约有10亿颗中子星，至少上亿颗这是通过估计经历过超新星爆炸的恒星数量而获得的。

1932年，詹姆斯·查德威克（James   chadwick）发现中子的俄罗斯著名物理学家列夫·朗道（L.  landao）他提出了一个想法，密度比白矮星大的天体可能像一个巨大的原子核，它的基本单位就是这个未知的粒子。

1934年，沃尔特·巴德（W.  Bade）和弗里茨·兹威基（F.  zwicky）在研究超新星现象的论文中首次明确提出中子星这一术语，并正确指出超新星现象应起源于大质量恒星转变为中子星的过程，这一过程中释放的巨大引力势能是超新星爆发的能量来源。

1939 年，美国物理学家罗伯特·奥本海默（J. R.  Oppenheimer）和沃尔科夫（Volkoff）提出了系统的中子星理论在广义相对论框架下，基于理想中子气体的简并压力和引力平衡，建立了第一个定量中子星模型（TOV 方程）得到了中子星内部物质的分布及其质量和半径。

里卡多，1962年·贾科尼（F.  Paccini）第一个宇宙X射线源天蝎座 X被发现-1他指出，如果中子星有很强的磁场，并且可以快速旋转，它们可能会发出低频电磁辐射，从而造成一些观测效应。

1965年，安东尼·休伊什（Antony Hewish犹太语犹太语）和塞缪尔·奥科耶（Samuel   Okoje）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不同寻常的高射电亮度温度源'

1967年，安东尼·休伊什（Antony Hewish犹太语犹太语）和乔丝琳·贝尔（Jocelyn   Bell）在行星际闪烁研究中，接收到时间间隔稳定的射电脉冲信号这种极有规律的时变辐射显然不是来自当时已知的任何天体通过分析信号的频散性和周期性，确定其来自65秒差距左右的新型天体，并将其命名为脉冲星。里卡尔多·贾科尼（F.  Paccini）指出中子星如果有 的强磁场，并能快速旋转，可能会发出低频电磁辐射，从而造成某种观测效应。

1974年，安东尼·他还因发现脉冲星而获得了1974年的诺贝尔物理学奖。

1975年，J. Grindlay和J. 其他人发现了中子星X射线源发出的两次短暂的X射线爆发(流量增加约10) ，这些发现引起了人们对中子星双星系统的极大兴趣。

1982年，D. Backer等人发现了第一颗毫秒脉冲星，每秒钟可以自转 6423356次，被认为是双星系统吸积加速的结果。

2003年，Marta Burgay和他的同事发现了第一个双中子星系统，在这个系统中，两个成分都可以被探测为脉冲星-3年，这个系统的发现使得五种不同的广义相对论测试成为可能，其中一些测试具有前所未有的准确性。

2022年9月24日，环球科技发文，LAMOST黑洞猎人项目研究团队利用郭守敬望远镜发现了一颗距离地球约1037光年的行星、双星系统中的静态中子星。

2023年2月15日，两颗密度非常高的中子星合并时，观测到了一个叫做千诺瓦斯的爆炸场景。

中子星（英语：neutron star），是恒星在演化末期由于引力坍缩而发生超新星爆炸后可能成为的少数端点之一。恒星在核心的氢、氦、碳和其他元素在核聚变反应中耗尽并最终转化为铁后，就再也不能从聚变反应中获得能量了。没有热辐射压力支撑的外围物质会在引力的牵引下迅速坠向核心，可能导致壳层动能转化为热能，发生超新星爆炸，或者恒星内部区域根据恒星质量的不同被压缩成白矮星、中子星或黑洞。

中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的质量在太阳质量的1之间.35到2.1倍，半径在10到20公里之间（质量越大，半径收缩越小）也就是太阳半径的3万到7万倍。中子星的密度为8×1013克/cm3-2×1015g/Cm3，这个密度大约等于原子核的密度。

白矮星被压缩成中子星在这个过程中，恒星被严重压缩，以至于其组成物质中的电子被合并成质子并转化成中子直径只有十公里左右，但是一立方厘米顶端的物质可以重达十亿吨，旋转速度极快。由于其磁轴和旋转轴不重合，磁场旋转产生的无线电波等各种辐射可能以一开一关的方式传到地球这叫脉冲星，是中子星的一种大多数脉冲星是中子星，但中子星不一定是脉冲星。

脉冲星

1967年，乔斯林·贝尔（Jocelyn   Bell）和安东尼·休伊什（Antony Hewish犹太语犹太语）在行星际闪烁研究中，接收到时间间隔稳定的射电脉冲信号这种极有规律的时变辐射显然不是来自当时已知的任何天体通过分析信号的频散性和周期性，确定其来自65秒差距左右的新型天体，并将其命名为脉冲星。白矮星被压缩成中子星在这个过程中，恒星被严重压缩，以至于其组成物质中的电子被合并成质子并转化成中子直径只有十公里左右，但是一立方厘米顶端的物质可以重达十亿吨，旋转速度极快。由于其磁轴和旋转轴不重合，磁场旋转产生的无线电波等各种辐射可能以一开一关的方式传到地球这叫脉冲星，是中子星的一种大多数脉冲星是中子星，但中子星不一定是脉冲星。

脉冲星辐射以脉冲的形式密集发射，这是脉冲星被发现初期的认知随着已知脉冲星数量的增加，认知也在发生变化这类天体的辐射并不总是以脉冲的形式发射，而是存在其他各种形状的辐射模式，比如正弦。在大多数无线电波段，脉冲星辐射仍以脉冲形式存在在目前公认的理论中，脉冲星本质上是具有强磁矩的高速旋转致密星，其辐射是各向异性的在它自转期间，我们接收到周期性的辐射，而无线电(或其他波段)脉冲信号只是这些辐射的一部分。脉冲星辐射提取脉冲星自转能量，导致脉冲星自转逐渐变慢，这将导致地球上观测到的脉冲间隔逐渐增大。

脉冲星不仅在无线电波段有丰富的物理现象，在红外波段也是如此、光学、紫外、在X射线和γ射线波段也有丰富的物理现象。目前在X射线波段和γ射线波段已经观测到100多颗脉冲星，而红外、光学、在紫外波段，发现的脉冲星相对较少。在这里，会有x光/伽玛射线辐射的脉冲星称为高能脉冲星它们不仅辐射出高光子能量，而且具有与无线电不同的辐射特性。

历史上对脉冲星的命名有不同的方式。以现在的惯例，“PSR”是前缀，后面是它的赤经和赤纬坐标，比如PSR J0534 2200。考虑到观测历史，还有其他的命名方式，比如星表、望远镜的名字加上赤经和赤纬的坐标，亮源在星座里是哪个，具体例子：4U1608-52(4U是源表)再比如Cen X-3 等(岑是人马座的简称)已经发现了超过30，033，356颗高能脉冲星，比如年轻而充满能量的蟹状星云脉冲星(Crab)船帆座 脉冲星和双子座 脉冲星距离较近但相对较老。

非脉冲星

除了脉冲星，还发现了非脉动中子星，尽管它们的光度可能会略有周期性变化，这似乎是一种被称为超新星遗迹中心的致密天体（信噪比信噪比中的CCO）X射线源的特征，这些X射线源被认为是年轻的射电宁静的孤立中子星。

x射线脉冲星

除了无线电辐射，中子星也在电磁波谱的其他部分被识别，包括可见光、近红外、紫外线、X 射线和伽马射线。在X射线中观测到的脉冲星，如果是由吸积驱动的，则称为X射线脉冲星，而在可见光中识别出的则称为光学脉冲星。

射电宁静中子星

除了以上几种，还有一种中子星叫做射电宁静中子星，射电发射是无法探测到的。

磁星

还有另一种中子星，叫做磁星。磁星的磁场约为特斯拉，约为普通中子星的1000倍。那个 这足以在月球中途擦除地球上的信用卡s轨道。相比之下，地球 的自然磁场大约是特斯拉；小型钕磁铁的磁场约为1特斯拉；大多数用于数据存储的磁介质可以是10-3特斯拉的磁场擦除。磁学有时会产生x射线脉冲。大约每隔10年，银河系中就会出现一颗发出强烈伽马射线的磁星。磁星的自转周期很长，通常为5到12秒，因为其强磁场会减慢自转速度。

磁星的概念最早由科学家在1992 年提出磁星是一颗年轻的脉冲星，类似于年轻的射电脉冲星极高的磁场强度可能表明恒星在死亡前磁场很强。同时，磁星诞生初期可能存在一个磁场放大的过程。诞生之初，磁星以毫秒为周期快速自转，短时间内被磁制动迅速减速，其射电发射强度很快减弱到观测极限以下。科学家推测磁星在诞生时获得了很大的反冲速度，很容易突破双星系统的束缚，增加了观测的难度。然而，超强磁场是一个巨大的能量池，可以支持磁星产生独特的辐射现象，其中两种是软伽马射线重复爆发的最重要代表(SGRs)和异常的x射线脉冲星(AXPs)不同磁星的X射线连续辐射强度差异很大，分布跨越五个数量级(2 ~ 10  kev3356辐射亮度1033~1038erg s s-1)在平静期持续发光的磁学是相对稳定的，而它们是瞬时源瞬态源的X射线光度动态范围很大，辐射峰值光度可提高1~3 个数量级。变化的辐亮度与磁星强而复杂的磁场密切相关。逐渐扭曲的磁力线“解开”该过程将持续释放能量，支持磁星X射线的持续辐射。受限于观测灵敏度，认证的磁星大多是银河系内的天体，集中在银盘上。此外，在邻近的麦哲伦星云中也发现了一颗。

反常中子星

1971年，根据李政道等人提出的异常核态理论，当核子的数密度大于某一临界值，且3356的值略大于普通核中核子的数密度时，就会发生正常核态到异常核态的相变，因此可能存在稳定的异常中子星，这可能是一种新类型或新阶段的晚星， 而致密星可能有第三个质量极限，即反常中子星的最大质量，大约为3.2太阳质量。 

质量与温度

一般来说，典型中子星的质量约为 1.太阳质量的4 倍(，像蟹状星云脉冲星(大约103 )这颗中子星的温度非常高观测表明，中子星的表面温度约为几十万度， 的内部温度甚至更高(几亿度)压力如此之大，以至于中子通常以超流的形式存在。这些极端的物理条件可以 在地球实验室是无法实现的，所以中子星是研究极端条件下物理规律的理想实验室，一直受到科学界的关注。

密度压力和半径

中子星(中性北卡罗来纳州 星)，是一种主要由中子物质构成的恒星，它是一种具有极端物理条件的天体，其平均密度与原子核相当， 约为 ，远高于我们通常看到的普通物质的密度(相比之下，铁的密度只有 7.9 g/cm3 )一茶匙中子星物质比整个珠穆朗玛峰还重。在中子星的巨大引力场中，那一茶匙物质的重量是地球上月球重量的15倍从内壳到中心的压力从05增加到05。中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的质量在太阳质量的1之间.35到2.1倍，半径在10到20公里之间（质量越大，半径收缩越小）也就是太阳半径的3万到7万倍。

磁场

中子星典型的表面磁场强度比地面实验室能产生的最大磁场高7到14个数量级左右。这种强度的磁场可以使真空极化到双折射的程度。光子可以合并或分裂成两部分，产生虚粒子-反粒子对改变了电子能级，原子被迫进入一个细圆柱体。

旋转

中子星的旋转速度可以增加，这个过程叫做自旋。有时候中子星会吸收伴星的轨道物质，提高自转速度，将中子星重塑成扁球形。这使得中子星的旋转速度在毫秒脉冲星的情况下每秒增加了100多倍目前已知旋转最快的中子星PSR J1748-2446ad以每秒716转的速度旋转。

中子星表面的引力场大约是地球的两倍，大约是。如此强大的引力场起到了引力透镜的作用，使得中子星发出的辐射发生了弯曲，使得一些通常看不见的背面部分变得可见。如果中子星的半径越来越小或更小，光子可能会被捕获在一个轨道中，这样从单个有利位置就可以看到中子星的整个表面，不稳定的光子轨道处于或低于恒星的半径。

坍缩形成中子星的恒星的一小部分质量在超新星爆炸中释放出来（根据质能等效定律，）能量来自中子星的引力结合能。因此，典型中子星的引力是巨大的。如果一个物体从半径为12公里的中子星上以一米的高度落下，会以每秒1400公里左右的速度到达地面甚至在撞击之前，潮汐力会使任何普通物体分解成物质流。由于巨大的引力，中子星和地球之间的时间膨胀是显著的比如在中子星表面可能需要八年，但在地球上需要十年，这还不包括恒星快速自转的时间膨胀效应。

压力随着物质的密度而变化、温度、组成和其他变化的关系叫做农作物的物态方程，物质的状态决定了恒星的结构中子星的状态方程描述了各种模型的半径和质量的关系。给定中子星质量的最可能半径由AP4模型确定（最小半径）和MS2（最大半径）括起来。EB是半径为r米的引力结合能质量之比，相当于观测到的m千克的中子星引力质量。

中子星主要由中子组成的简单观点值得仔细考虑。中子星模型是在203356年303356年代提出的，当时认为中子和质子是基本粒子。后来，人们 s对物质世界的认识越来越深入，发现它们其实是由更基本的夸克组成的。20世纪60年代，强子结构的夸克模型逐渐建立，对中子星内部结构的认识逐渐有了不同的声音。人们开始怀疑中子星可能主要由其他奇怪的强子甚至夸克组成。由于“中子星”这个名字在人类认知中已经先入为主，所以当我们不 我们不能详细讨论中子星的内部结构，“中子星”这个名字一般是指大质量恒星死亡后形成的类似脉冲星的致密天体。

尽管描述了具有强相互作用的量子色动力学(QCD)已经成立，但是在中子星内部饱和核物质密度数倍的能量尺度下，相互作用是非微扰的。人们可以 t从QCD第一性原理计算中子星的内部结构，这是解开中子星物质状态之谜的关键。学者们从不同角度给出了多种中子星结构模型强子星内部由强子组成，没有自由夸克。传统的中子星(由大量中子和少量电子组成、由质子等构成的恒星)是强子星之一。强子星大致可以分为壳和核。壳层厚度约为1 km，占恒星质量的10%下面，它包含了富含中子的原子核和少量的自由质子、电子和大量中子。密度超过饱和核物质的区域是中子星的核心，占中子星总质量的90%以上。堆芯外部主要包括自由中子和少量电子质子。在靠近中心的核心区，核物质密度超过2~3 倍，可能出现各种奇怪的强子物质，如介子超子等。

混合/混合星的壳层和强子星一样，但这两种模型都认为内核会出现自由夸克。混合星模型认为内核存在一级相变，强子相和夸克相之间存在不连续的间断。混合星模型认为夸克态和强子态共存于内核区。

中子星的行星

1991年7月，在切斯特附近的焦德雷尔·班克射电天文台，三位天文学家马修·贝尔斯（Matthew   Bailey），安德鲁·莱恩（Andrew   Ryan）和塞特纳姆·希默（Setnam Shemar）声称有一颗脉冲星PSR1829-盾星座有一颗行星，每0.每33秒自转一次后，贝尔斯和他的同事认为发现的行星与天王星质量相似， 远离脉冲星PSR1829-10的距离相当于金星和太阳之间的距离这颗行星通过拉动脉冲星来显示它的存在当行星拉动脉冲星的方向偏离地球时，脉冲星的脉冲间隔略长，因为每次脉冲到达地球的时间比前一次略长。

双中子星系统

1974年，J.  Taylor and Rare.3356 pulse发现了首个双 中子星系统PSR B1913 16，其中一个可以观测到3356脉冲辐射。利用它的周期信号，可以很好地限制两颗致密星绕质心旋转的轨道参数。2003年，M. Burgay还首次发现了第一对双脉冲星系统 PSR J0737-3，以便更精确地测量双星 的参数，更好地检验广义相对论效应。根据广义相对论，两个天体的相互旋转可以导致引力波辐射，辐射的强度高度依赖于系统的致密性。因此，双中子星系统被认为是宇宙中最理想的引力波辐射源之一，引力波辐射的能量来自双星轨道的引力势能。所以随着 引力波的不断辐射，双星系统的轨道半径和周期会变短。J.泰勒等人对PSR1913 16观测了 年，发现其轨道变化与广义相对论的预测高度一致，间接证明了引力波辐射的存在，因此获得了1993年的诺贝尔物理学奖。

在星系中，大部分恒星以双星的形式存在，较重的双星迅速演化，超新星爆发后留下一颗中子星。这颗中子星和另一颗恒星形成双星，恒星表面的一部分物质会吸积到中子星上，产生X射线辐射这样的系统被称为高质量X射线双星系统。然后，另一颗恒星在后期演化为巨型级，半径扩大，可能会吞没中子星，形成共同的包层结构。中子星被称为再生中子星，因为它们不断积累伴物质，其旋转速度发生变化。最后，伴星也会经历一次超新星爆发，留下一颗新生的中子星， 和之前的再生中子星形成双中子星系统。

2017年8月17日，美国激光干涉引力波天文台 (LIGO)欧洲处女座引力波天文台(Virgo)最终首次探测到双中子星并合事件 GW170817 的引力波辐射。

I型X射线爆发发生在中子星和伴星中（通常是红巨星）双星系统是目前已知最频繁的热核爆炸过程，也是太空望远镜可以观测到的最亮的天文现象之一。

中子星的观测

迄今为止，人类主要通过四种方式观察宇宙：电磁辐射、宇宙射线、中微子和引力波。2015年9月， 先进的3356 LIGO 3356激光干涉仪首次实现了对引力波的直接探测，开启了引力波观测宇宙的新窗口 33333333636。

估计银河系有 颗中子星，我们只能观测到其中的一小部分。如前所述，它们必须有很强的磁场，快速旋转，无线电发射束对准地球。另一种可能是，在高质量的X射线双星系统中观测到一颗中子星，它的伴星物质吸积会产生可观测的X射线辐射。

2017 年6月17日，LIGO-处女座观测到两颗中子星合并的第一个引力波（GW170817A）费米望远镜和其他望远镜探测到了第一次引力波伽马暴（GRB170817A）

中子星的强大引力将伴星中富含氢和氦的燃料吸引到中子星表面。当这些燃料的温度和密度达到一定程度时，热核反应就会在10°被点燃-100秒内释放大量能量，形成X射线暴。x射线爆发为研究中子星的性质提供了一个窗口。X射线在逃离中子星的过程中，需要克服引力的影响，将自身的一部分能量转化为引力势能。这个过程会导致X射线的频率不断降低，颜色从蓝色变成红色，这就是所谓的“引力红移”引力红移效应的大小与中子星本身的致密条件有关。

2020年4月28日，中国 引人注目的HXMT望远镜成功观测到来自迈腾星SGR 1935 2154的快速射电爆发FRB200428伴随的X射线爆发，为揭示快速射电爆发现象的起源作出了关键贡献，使人们对迈腾星的性质有了新的认识。次年，中国500米球面射电望远镜问世(FAST)通过银道面脉冲星巡天，新发现212颗脉冲星，其中包括42颗毫秒脉冲星、16颗脉冲双星、一批最微弱的脉冲星、一批具有模式变化和零化的脉冲星，以及射电瞬态源等。

中子星的碰撞爆炸

2017年8月，哈勃观测到中子星合并引起的爆炸和喷流事件GW170817爆炸产生的能量与超新星爆炸的能量相当这是首次从两颗中子星的合并中同时探测到引力波和伽马射线。这是研究这些非同寻常的碰撞的一个重要转折点。除了发现引力波，遍布全球和太空的70个观测站都看到了这种合并的后果，涉及大面积的电磁波谱。这标志着时间域和多信使天体物理学领域的一个重要发展，该领域使用了包括引力波和光在内的一些方法'信使'为了及时分析宇宙的进程，仅仅两天后，科学家们就迅速将哈勃指向爆炸的位置。中子星坍缩成黑洞，其强大的引力开始吸引物质。这些物质快速旋转，产生从两极向外移动的喷流。咆哮的喷流撞上爆炸碎片膨胀的外壳，卷起碎片，包括一个物质球，在那里发生了极快的喷流。

中子星与黑洞

2020年1月5日，美国地基激光干涉引力波天文台(Laser interferometer   gravity-LIGO Wave   Observatory)探测到第一颗中子星-黑洞合并事件GW200105，也就是2015年9月14日探测到双黑洞合并后的引力波事件GW150914、2017年8月17日，事件GW170817被探测后，首次探测到中子星-黑洞并合事件。

同月15日，LIGO和欧洲处女座地基引力波天文台(Virgo)联合探测到第二颗中子星-黑洞合并事件GW200115.LIGO、室女座和日本的  Kamoka引力波探测器(Kamoka   gravity   wave   detector, Kagerah)2021年6月29日，联合工作组公布了引力波探测到中子星的两个案例-黑洞并合事件。这一期待已久但前所未有的发现入选了美国《科学新闻》（Science   news）报道的“2021年突破极限的六项科学记录”

中子星-黑洞双星不同于双中子星和双黑洞系统它们是中子星和黑洞的结合体，是宇宙中密度最大的天体对它们结合产生的引力波的探测，不仅可以揭示和限制中子星的性质，还可以和3356同时测试黑洞的性质和中子星-黑洞双星质量差异大，合并时标长，可以很好地检验引力理论。另外,中子星-黑洞系统还可以用来测试引力波高阶模式的辐射。虽然GW200105和GW200115两个事件也可以用来检验广义相对论和引力理论，但是它们的信噪比并不是很高，无法给出比之前观测更好的限制。

中子星-黑洞双星系统主要有三种形成机制：1)孤立双星的演化起源； (2)集群环境中的动态起源；3)活动星系核 中心超大质量黑洞周围气体吸积盘的起源。宇宙中超过一半的恒星是双星经过漫长的演化，孤立的大质量双星系统相继坍缩形成黑洞和中子星。一旦中子星-黑洞双星系统形成后，双星的轨道运行会辐射出 的力波，从而损失能量和角动量，然后双星的轨道会收缩，两颗星会越来越近，轨道运行速度会越来越快，辐射出的引力波会越来越强，损失的能量和角动量会越来越多，必然会产生 、越来越快地走向碰撞和合并，最终形成黑洞。