有什么特性如题!什么是中子星?

有什么特性如题!什么是中子星?
有什么特性
如题!什么是中子星?

有什么特性如题!什么是中子星?
中 子 星 物 理
一, 中子星的预言及发现
1932年,英国物理学家查德威克发现中子不久, 当时正在丹麦哥本哈根访问的苏联物理学家朗道(Landau,L.D.)就提出了宇宙中可能存在一类完全由中子所组成的天体.这恐怕是第一次提出中子星的概念.1934年巴德(W. Baade)和兹威基(F. Zwicky)首次提出中子星可能形成于一次超新星的爆发.他们认为:超新星是表示从普通星到中子星的过渡,所谓中子星,就是恒星的最终阶段之一,它完全由挤得极紧的中子构成.随后,1938年,奥本海默等提出了第一个中子星的理论模型,给出了中子星质量和大小等.由于中子星本身性质的十分奇特,虽然陆续有研究中子星的理论工作发表,但人们对中子星是否存在一直持怀疑态度,原因就是这种中子星太不寻常了.我们熟知的太阳,其体积在恒星中不算大,大约可以装下130万个地球,而不大的地球却可以装下25800万个中子星,这样小的中子星却有和太阳差不多的质量,因而其密度高达1017千克/立方米.当时天文上主要的观测手段是光学望远镜,既然中子星的表面积很小,他的光度要比普通恒星低几十亿倍,这样低的光度即使用现代光学望远镜也难以观测到.实际上在发现中子星前,天文学家也作过不少试探,有意无意地在光学,射电,和X射线的观测中记录到过从中子星发来的辐射,只是看到了也不认识罢了.
1967年底,剑桥大学的休伊什(A. Hewish) 教授和他的研究生贝尔(S.J. Bell)女士意外地发现了射电脉冲星.很快, 戈尔德(T. Gold)证实脉冲星就是高速旋转的磁中子星. 至此中子星的存在才被确认.休伊什因发现第一颗脉冲星获得了1974年度的诺贝尔物理奖.观测研究的深入开展大大丰富了脉冲星的成员及观测性质.
二, 为什么脉冲星就是中子星呢
就现在发现的千余颗射电脉冲星而言,脉冲星的关键观测事实是: 1/.脉冲星的周期范围从1.6毫秒到5秒且测得的周期非常精确,有效位数达13位;2/.脉冲星的周期总是缓慢地增加,从未降低(除了偶然的脉冲星周期突变).由1/可知1.6毫秒对应于光传播的范围仅500公里, 这便确定了发射源的大小的上限为500公里.由脉冲星是如此准确的好钟可知, 发射源必须与整个天体耦联在一起,因此它只可能是致密天体:即白矮星,中子星或黑洞.它们是恒星演化到最终的三种可能归宿.
首先考虑白矮星模型.它有三种可能性表现为好钟的机制:星体自转 ,径向脉动和双星系统的共转.对于旋转白矮星最短的周期由它的临界瓦解速度(引力等于惯性离心力)所决定:简单计算可得白矮星的自转周期应大于1秒.这一结果排除了旋转白矮星.至于白矮星的脉动也不行,因为任何小的扰动都可破坏振动周期的形状,同时在振动系统中能量损失导致周期变短,这与脉冲星周期总是缓慢增加是矛盾的;至于双星系统,由于轨道半长轴远大于星体半径,这时对应周期更长.因此,脉冲星不可能是白矮星.对于黑洞来说,它无周期性辐射.考虑到中子星的脉动与双星系统共转,类似于白矮星系统的讨论而不可能;最后只有旋转的中子星可作为脉冲星的模型.深入研究表明脉冲星就是中子星.
三, 中子星的极端性质
狄拉克(P.A.M.Dirac)与1926年 刚完成 Fermi- Dirac 统计之后一个月,福勒(1926)在他的开拓性文章中提出"电子简并压可支持恒星的引力坍缩".钱得拉塞卡(Chandrasekhar 1930)考虑到狭义相对论对简并电子的物态方程的影响,完成了白矮星模型的工作,得到白矮星最大质量为1.4 倍太阳质量,现称钱氏极限质量.对于中子星情况,星体平衡是在引力和中子简并压力相等的条件下得到的.在精确计算中子星的结构时,必须用广义相对论下的恒星结构方程知道核物质密度或更高密度的物态方程,由于我们对核物质间相互作用所知不多,故中子星的最大质量还不完全确定,一般认为Mmax≤3M⊙.理论研究表明,中子星具有以下一些极端性质:
1.超高密度:若视中子星作为一个"巨原子核",其密度是非常大的, 平均密度达3×1014千克/米3.比地球物质的密度高14个数量级(一百万亿倍).由于目前还无法探知黑洞内部结构,故可认为中子星是宇宙中最致密的天体.中子星典型质量为1.4个太阳质量,(如脉冲双星PSR1913+16中两中子星的质量分别为1.338M⊙和1.349M⊙.不过,最近有两个天文研究组通过研究中子星的另一形式——准周期振荡x射线(QPO)源,得到中子星的质量达2 M⊙).而其半径仅为10公里左右, 其组成绝大部分为中子.
2.超高温:中子星诞生时温度高达109-1010 K以上,经过几万年的冷却,其表面温度仍达106 K左右,比太阳表面的温度6000 K还高千百倍. 不过由于简并中子的费米能达50兆电子伏,若中子星温度是109 K,则中子热能仅0.1兆电子伏,所以研究中子星时仍可视其为"冷"星.
3.强引力场:中子星表面的引力场也是极其强的.简单计算表明,中子星表面的引力场比地球表面的引力场强一千亿倍.
4.超高压:中子星体是在强大的物质引力与中子气简并压力达到平衡所形成的.理论估算中子星内部的压强高达1028大气压.
5.超强磁场:中子星的另一特性是具有极强的磁场,强度达105～109特斯拉.而银河系的平均磁场约10-10特斯拉,地球的磁场强度仅10-4特斯拉左右.太阳黑子的磁场～0.1特斯拉,目前地球上实验室采用先进技术所能达到的最强磁场强度也仅10～100特斯拉.中子星磁场起源的直观解释是其前身星(～8--10M⊙的主序星)具有100G的磁场,该主序星核燃烧结束后, 强大的引力塌缩使星体半径缩小到原来的10-5形成致密星核,由于磁场"冻结",磁通量守恒,易得星核即中子星磁场高达1012G. 但中子星磁场本质的起源与演化问题至今还没很好解决.新发现的一些中子星其磁场高达1010~1011特斯拉.
四, 中子星的内部结构
粗浅地说,中子星是由具有核密度的绝大多数为中子的物质构成. 但实际上从中子星外表到内部中心,密度要经历从109到1018千克/米3九个量级的跨越.由于核子之间强作用尚研究得不够清楚,人们还不能完全确定中子星的物态.不过,从某些较合理的模型,我们对中子星内部结构有了大致了解.图1 为中子星结构剖面图,由表及里依次的结构为:
1.表层:中子星表面密度与白矮星差不多,密度为109千克/米3. 在这种较低密度下,当物质凝缩到主要是26Fe的重原子核时,总能量达极小.对大多数中子星,此区的温度和磁场将明显地影响到物态方程.
2.外壳:随着密度的增大,大质量的原子核在壳层中出现.因为电子的费米能越来越高,迫使电子同核内质子结合成中子数异常高的核.从26Fe一直到36Kr,质子与核子总数比(Z/A)从26Fe的0.46降到36Kr的0.305.这中子化过程进行到ρ=4.3×1014千克/米3为止. 因此该区域包含处于晶格点阵的原子核和简并电子.
3.内壳(4.3×1014kg/m3≤ρ≤2×1017kg/m3):当ρ大于4.3×1014kg/m3时,平衡的原子核不再稳定,富中子的核开始释放中子流,故4.3×1014千克/米3称为中子露点(或称中子滴)密度.该区域除主要是富中子核的晶格及简并电子以外,还有一些超流中子.
4.外核区(2×1017千克/米3≤ρ≤ρ核心) :包含大量的超流中子和少量的超导质子以及正常电子.
5.内核区(>原子核密度):该区域密度超过两倍原子核密度,这时的物态可能是π凝聚物质,而超过五倍核密度时,则很可能是夸克物质;当然内核区也可能就是固态中子.
五,中子星的观测研究性质
除了射电脉冲星被证认为中子星外,中子星还可以以别的形式表现出来,产生丰富而剧烈的天文现象.
1) 软伽玛重复暴与中子星
在伽玛暴的讨论中,我们只讨论了一种,这通常称为经典暴,实际上还有一类,那就是软伽玛重复暴,不过与前一类数千个相比,到目前为止确定的只有4个,按其位置命名,它们是SGR1806-20,SGR0526-66,SGR1900+14,SGR1627-41(SGR意指Soft Gamma Ray Burst).这类暴的特点是时间结构简单,爆发持续时间一般较短,能谱较软,最重要的是每颗都重复爆发过许多次,象SGR1806-20已爆发了100余次,爆发的时间不确定.进一步的观测研究发现:1)它们都有对应的X射线源;2)它们都与超新星遗迹成协;按现有理论推算,它们都应是银河系内或其附近的年轻中子星.更为有趣的是重复暴的性质要求它们的磁场非常强,高达1010-1011特斯拉,比典型中子星的磁场还高2-3个量级,现称为磁星(magnetars).关于磁星的观测与理论的研究已成为许多天体物理学家和理论物理学家关注的焦点,深入的研究有可能给出全新的物理图象.
2)x射线暴与中子星
中子星的另一类表现形式为x射线暴,这类暴发现于1975年,其主要特点有:一次暴大约有1032焦耳的能量辐射出去,一次爆发的时间为几秒至数百秒,目前已发现数十颗,大多数在银河系内,有些暴源还是持续的X射线源(即能不断地发射一定强度的X射线),其它的则是在爆发时才在X射线波段可见.此外还有两个特殊的X射线暴:一个是于1976年发现的快速暴MXB1730-335,这个源有时处于"宁静态",有时处在活动期.在活动期内,一天可产生上千个X暴,暴与暴之间的时间间隔仅10-1000秒;另一个是硬X暴GROJ1744-28.他是1996年2月被发现的,这个暴的突出之处在于辐射光子的能量属硬X波段(25-75keV),每次暴持续时间基本相同为4-6秒,爆发差不多每小时一次,更为有趣的是在首次暴后13天,人们观测到了X射线脉冲辐射,这表明他是一颗X射线脉冲星.通常的X射线暴很自然地用中子星模型解释,当中子星表面吸积足够量的物质以后,吸积层底部物质满足一定条件之后就会产生热核爆炸,按此机制,x暴的上升时标,衰减时标,暴间隔时标,暴的能量等均可得到很好解释.至于快速暴及硬x暴则可能与吸积不稳定等性质有关.这是需要人们进一步深入探究的.
六,中子星的起源
巴德和兹威基首先提出中子星可能形成于一次超新星的爆发. 超新星是最激烈,最壮观的天体物理现象之一. 在发现脉冲星后,1968年首先在超新星遗迹船帆座星云的边缘发现了一颗脉冲星PSR0833-45,周期仅为89毫秒,他的距离和年龄都和这个超新星遗迹一致.而随后几乎同时又在蟹状星云(Crab)内发现了一颗脉冲星.而蟹状星云正是公元1054年中国宋代天文学家观测到的金牛座超新星爆发(古代称为"客星")留下的遗迹.这极强地支持了中子星形成于一次超新星爆发的思想.但随着脉冲星个数越来越多,从1967年至1990年脉中星数达450颗, 而与脉冲星成协的超新星仅4颗,人们自然会问是否所有中子星都形成于一次超新星爆发呢 于是出现了白矮星吸积坍缩形成中子星等模型.随着观测技术的不断改进,特别是德国x射线天文卫星(ROSAT)的成功发射与观测,人们可对超新星遗迹进行高灵敏度的观测.最近5 年这方面的观测有了很大的进展,在总共18颗年轻脉冲星中,已有15颗找到了成协的超新星遗迹,证实了超新星爆发是中子星产生的主要机制,超新星爆发的寿命约104年,而大多数脉冲星的年龄均在10 6年数量级.因此,只有在年轻的中子星周围发现超新星爆发的遗迹.
七,中子星与奇异星
到此,我们了解到,质子和中子既可以容易地形成微小的不同原子核. 又可以形成很巨大的巨原子核中子星,原子核内的核子总数最多只有几百个(～300个),而中子星内的核子数则高达1057个.那么两个极端的中间段呢,目前还没有任何核物质形态被检测到,这块核荒漠上究竟发生了什么呢 最近的一些研究表明, 这一区域可能是由奇异夸克物质所组成的聚集体称奇异星,按量子力学要求,奇异夸克可以不受普通核物质那样的体积限制,因为核物质是由大约相等数目的带一个单位电荷的质子和根本不带电荷的中子组成,原子核中相同电荷质子的静电排斥力随着质子数的增加而增加,静电排斥力最终要超过把原子核束缚在一起的强相互作用力,故稳定原子核大小有一定的极限;对于奇异夸克物质块,情况就不同了,奇异夸克物质由上夸克(带有2/3分数电荷),下夸克( 带有-1/3分数电荷)与奇夸克(带有-1/3分数电荷)组成.在平衡状态下, 奇异夸克物质中,三种夸克分享有相等的有效能,奇夸克比上夸克或下夸克的质量都要大,故在奇异夸克物质中,奇夸克数目稍微要小些,结果奇异夸克物质仅带有少量正电荷,所以就有可能存在巨大的稳定奇异夸克物质块.1984年,普林斯顿大学的威腾认为,奇异夸克物质块可在宇宙大爆炸后的最初10-6秒期间形成.奇异夸克物质还可以在致密中子星内部发现.芝加哥大学的一位理论家还证明,若一滴奇异物质落到中子星上,它就会象狼吞虎咽吞食中子的病毒一样侵袭中子星,在不到一分钟时间内将其从中子星转化为一颗奇异星.对奇异星的研究已成为核物理学家和天体物理学家共同关心的话题.
中子星作为一种特殊的天体,对其分布,运动规律,结构,演化, 辐射及最后归宿的研究的不断深入,一方面我们对中子星本质会有更深入的认识,另一方面,由中子星的极端物理条件也可检验我们已认识的物理规律的适用范围.

中子星
中子星是处于演化后期的恒星,它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于十个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于十个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。
典型中子星的直径为20公里，质量约等于太阳的质量。因此，它们的密度极高，约为水的10的14次方倍，大体相当于原子核内部的密度。在某种程...

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中子星
中子星是处于演化后期的恒星,它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于十个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于十个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。
典型中子星的直径为20公里，质量约等于太阳的质量。因此，它们的密度极高，约为水的10的14次方倍，大体相当于原子核内部的密度。在某种程度上，中子星可以认为是由其自身引力吸在一起的巨核。在密度最大的中心处，物质据信主要是超子和介子。在中介层则多为中子，而且可能处于“超流”状态。尽管温度可能达到百万度的高温，最外面的1000米还是固体的。外壳由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。外壳内是一层主要由中子组成的流体，在这层中还有少量的质子、电子和μ介子。
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。在极高密度下，当重子核心彼此重叠得相当紧密时(这种情形有可能出现于大质量中子星的中心部分)，物质的性质如何，是一个完全没有解决的问题。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。中子星半径的典型值约为10公里。密度最低的固态表面是高密度的铁。
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。
中子星的外壳
中子星是一种比白矮星密度更大的恒星，主要是由中子以及少量的质子、电子所组成的超密恒星。1932年发现中子后不久，朗道就提出可能存在由中子组成的致密星。1934年巴德和兹威基也分别提出了中子星的概念，而且指出中子星可能产生于超新星爆发。1967年英国射电天文学家休伊什和贝尔等发现了脉冲星。不久，就确认脉冲星是快速自转的、有强磁场的中子星。它的外层为固体外壳，厚约1千米，密度为100万～1亿吨／厘米3，主要是由各种原子核组成的点阵结构和自由电子气。外壳内是一层主要由中子组成的流体，其密度大约为1亿～10亿吨／厘米3，在这一层中还有少量的质子、电子和μ介子。对于中子星中心部分的密度高达10亿吨／厘米3以上的物态，目前还存在着三种不同的观点：
（1）认为是超子（一种质量大于核子质量的粒子）流体；
（2）是固态的中子核心；
（3）是中子流体中的π介子凝聚。子、电子和μ介子凝聚。
中子星不仅密度高达1亿吨每立方厘米以上，而且它的磁场强度也高达1亿特斯拉以上。中子星的体积很小，它的半径的典型值约为10千米,质量下限约为0．1太阳质量，上限为1．5～2个太阳质量.
中子星爆发之前的表面
中子星是由恒星演化而来的。在中子星里，压力是如此之大，电子被压缩到原子核中，同质子中和为中子，使原子变得仅由中子组成。而整个中子星就是由这样的原子核紧挨在一起形成的。可以这样说，中子星就是一个巨大的原子核，中子星的密度就是原子核的密度。
在形成的过程方面，当恒星外壳向外膨胀时，它的核受反作用力而收缩，核在巨大的压力和由此产生的高温下发生一系列的物理变化，最后形成一颗中子星内核。而整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命。这就是天文学中著名的“超新星爆发”。
银河系中著名的气体星云——蟹状星云的中心星就是一颗中子星（脉冲星）。蟹状星云通过X射线发射的能量比它在光学波段的能量高100倍左右。尽管如此，即使在可见光波段，这个星云的光度也是非常巨大的：它的距离为6,300光年,这样它的视亮度对应的绝对星等就是-3.2等左右，超过太阳光度的1000倍。它在所有波段的总光度估计是太阳光度的100,000倍，也就是5*10^38尔格/秒！
中子星是目前已知的恒星中最小的。由于中子星的体积很小，所以不能用热辐射接受器观测到。但接收到它们的射电脉冲，在研究脉冲星和双星X射线源时发现了它们.
天文信息
2007年3月20日光明网-光明日报：欧洲空间局的科学家最近宣布,他们借助强大的“Integral”天文望远镜,发现了迄今转速最快的中子星,每秒旋转1122圈,比地球自转快1亿倍。
最先观测到这颗星的西班牙天文学家库克勒说,早在1999年便已发现了这颗代号为J1739-285的中子星,但不久前才通过望远镜算出它的转速。
这颗中子星的直径约10公里,但质量却与太阳相近,其密度惊人,高达每立方厘米1亿吨。其巨大引力从临近恒星不断夺取大量炙热气体,并不断诱发热核爆炸。
天文学家正是通过这种现象发现了它。此前的中子星自转纪录是每秒716圈,恒星转速一般在每秒270-715 圈。700圈曾被认为是天体旋转极限,按目前的物理学理论,转速超过此极限,恒星将被强大离心力摧毁或化 为黑洞。但最新发现否定了这一看法。
理论上,每秒1122转并不是旋转极限,大型中子星转速有可能高达3000转。令天文学家困惑的是,为什么天体在高速旋转的强大离心力下,却依然会不断收缩,而且不损失自身物质。
中子星又称脉冲星，是除黑洞外密度最大的星体，同黑洞一样，也是20世纪60年代最重大的发现之一

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一, 中子星的预言及发现
1932年,英国物理学家查德威克发现中子不久, 当时正在丹麦哥本哈根访问的苏联物理学家朗道(Landau,L.D.)就提出了宇宙中可能存在一类完全由中子所组成的天体.这恐怕是第一次提出中子星的概念.1934年巴德(W. Baade)和兹威基(F. Zwicky)首次提出中子星可能形成于一次超新星的爆发.他们认为:超新星是表示从普通星到中子星的过渡,所谓中子星,就...

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一, 中子星的预言及发现
1932年,英国物理学家查德威克发现中子不久, 当时正在丹麦哥本哈根访问的苏联物理学家朗道(Landau,L.D.)就提出了宇宙中可能存在一类完全由中子所组成的天体.这恐怕是第一次提出中子星的概念.1934年巴德(W. Baade)和兹威基(F. Zwicky)首次提出中子星可能形成于一次超新星的爆发.他们认为:超新星是表示从普通星到中子星的过渡,所谓中子星,就是恒星的最终阶段之一,它完全由挤得极紧的中子构成.随后,1938年,奥本海默等提出了第一个中子星的理论模型,给出了中子星质量和大小等.由于中子星本身性质的十分奇特,虽然陆续有研究中子星的理论工作发表,但人们对中子星是否存在一直持怀疑态度,原因就是这种中子星太不寻常了.我们熟知的太阳,其体积在恒星中不算大,大约可以装下130万个地球,而不大的地球却可以装下25800万个中子星,这样小的中子星却有和太阳差不多的质量,因而其密度高达1017千克/立方米.当时天文上主要的观测手段是光学望远镜,既然中子星的表面积很小,他的光度要比普通恒星低几十亿倍,这样低的光度即使用现代光学望远镜也难以观测到.实际上在发现中子星前,天文学家也作过不少试探,有意无意地在光学,射电,和X射线的观测中记录到过从中子星发来的辐射,只是看到了也不认识罢了.
1967年底,剑桥大学的休伊什(A. Hewish) 教授和他的研究生贝尔(S.J. Bell)女士意外地发现了射电脉冲星.很快, 戈尔德(T. Gold)证实脉冲星就是高速旋转的磁中子星. 至此中子星的存在才被确认.休伊什因发现第一颗脉冲星获得了1974年度的诺贝尔物理奖.观测研究的深入开展大大丰富了脉冲星的成员及观测性质.
二, 为什么脉冲星就是中子星呢
就现在发现的千余颗射电脉冲星而言,脉冲星的关键观测事实是: 1/.脉冲星的周期范围从1.6毫秒到5秒且测得的周期非常精确,有效位数达13位;2/.脉冲星的周期总是缓慢地增加,从未降低(除了偶然的脉冲星周期突变).由1/可知1.6毫秒对应于光传播的范围仅500公里, 这便确定了发射源的大小的上限为500公里.由脉冲星是如此准确的好钟可知, 发射源必须与整个天体耦联在一起,因此它只可能是致密天体:即白矮星,中子星或黑洞.它们是恒星演化到最终的三种可能归宿.
首先考虑白矮星模型.它有三种可能性表现为好钟的机制:星体自转 ,径向脉动和双星系统的共转.对于旋转白矮星最短的周期由它的临界瓦解速度(引力等于惯性离心力)所决定:简单计算可得白矮星的自转周期应大于1秒.这一结果排除了旋转白矮星.至于白矮星的脉动也不行,因为任何小的扰动都可破坏振动周期的形状,同时在振动系统中能量损失导致周期变短,这与脉冲星周期总是缓慢增加是矛盾的;至于双星系统,由于轨道半长轴远大于星体半径,这时对应周期更长.因此,脉冲星不可能是白矮星.对于黑洞来说,它无周期性辐射.考虑到中子星的脉动与双星系统共转,类似于白矮星系统的讨论而不可能;最后只有旋转的中子星可作为脉冲星的模型.深入研究表明脉冲星就是中子星.
三, 中子星的极端性质
狄拉克(P.A.M.Dirac)与1926年 刚完成 Fermi- Dirac 统计之后一个月,福勒(1926)在他的开拓性文章中提出"电子简并压可支持恒星的引力坍缩".钱得拉塞卡(Chandrasekhar 1930)考虑到狭义相对论对简并电子的物态方程的影响,完成了白矮星模型的工作,得到白矮星最大质量为1.4 倍太阳质量,现称钱氏极限质量.对于中子星情况,星体平衡是在引力和中子简并压力相等的条件下得到的.在精确计算中子星的结构时,必须用广义相对论下的恒星结构方程知道核物质密度或更高密度的物态方程,由于我们对核物质间相互作用所知不多,故中子星的最大质量还不完全确定,一般认为Mmax≤3M⊙.理论研究表明,中子星具有以下一些极端性质:
1.超高密度:若视中子星作为一个"巨原子核",其密度是非常大的, 平均密度达3×1014千克/米3.比地球物质的密度高14个数量级(一百万亿倍).由于目前还无法探知黑洞内部结构,故可认为中子星是宇宙中最致密的天体.中子星典型质量为1.4个太阳质量,(如脉冲双星PSR1913+16中两中子星的质量分别为1.338M⊙和1.349M⊙.不过,最近有两个天文研究组通过研究中子星的另一形式——准周期振荡x射线(QPO)源,得到中子星的质量达2 M⊙).而其半径仅为10公里左右, 其组成绝大部分为中子.
2.超高温:中子星诞生时温度高达109-1010 K以上,经过几万年的冷却,其表面温度仍达106 K左右,比太阳表面的温度6000 K还高千百倍. 不过由于简并中子的费米能达50兆电子伏,若中子星温度是109 K,则中子热能仅0.1兆电子伏,所以研究中子星时仍可视其为"冷"星.
3.强引力场:中子星表面的引力场也是极其强的.简单计算表明,中子星表面的引力场比地球表面的引力场强一千亿倍.
4.超高压:中子星体是在强大的物质引力与中子气简并压力达到平衡所形成的.理论估算中子星内部的压强高达1028大气压.
5.超强磁场:中子星的另一特性是具有极强的磁场,强度达105～109特斯拉.而银河系的平均磁场约10-10特斯拉,地球的磁场强度仅10-4特斯拉左右.太阳黑子的磁场～0.1特斯拉,目前地球上实验室采用先进技术所能达到的最强磁场强度也仅10～100特斯拉.中子星磁场起源的直观解释是其前身星(～8--10M⊙的主序星)具有100G的磁场,该主序星核燃烧结束后, 强大的引力塌缩使星体半径缩小到原来的10-5形成致密星核,由于磁场"冻结",磁通量守恒,易得星核即中子星磁场高达1012G. 但中子星磁场本质的起源与演化问题至今还没很好解决.新发现的一些中子星其磁场高达1010~1011特斯拉.
四, 中子星的内部结构
粗浅地说,中子星是由具有核密度的绝大多数为中子的物质构成. 但实际上从中子星外表到内部中心,密度要经历从109到1018千克/米3九个量级的跨越.由于核子之间强作用尚研究得不够清楚,人们还不能完全确定中子星的物态.不过,从某些较合理的模型,我们对中子星内部结构有了大致了解.图1 为中子星结构剖面图,由表及里依次的结构为:
1.表层:中子星表面密度与白矮星差不多,密度为109千克/米3. 在这种较低密度下,当物质凝缩到主要是26Fe的重原子核时,总能量达极小.对大多数中子星,此区的温度和磁场将明显地影响到物态方程.
2.外壳:随着密度的增大,大质量的原子核在壳层中出现.因为电子的费米能越来越高,迫使电子同核内质子结合成中子数异常高的核.从26Fe一直到36Kr,质子与核子总数比(Z/A)从26Fe的0.46降到36Kr的0.305.这中子化过程进行到ρ=4.3×1014千克/米3为止. 因此该区域包含处于晶格点阵的原子核和简并电子.
3.内壳(4.3×1014kg/m3≤ρ≤2×1017kg/m3):当ρ大于4.3×1014kg/m3时,平衡的原子核不再稳定,富中子的核开始释放中子流,故4.3×1014千克/米3称为中子露点(或称中子滴)密度.该区域除主要是富中子核的晶格及简并电子以外,还有一些超流中子.
4.外核区(2×1017千克/米3≤ρ≤ρ核心) :包含大量的超流中子和少量的超导质子以及正常电子.
5.内核区(>原子核密度):该区域密度超过两倍原子核密度,这时的物态可能是π凝聚物质,而超过五倍核密度时,则很可能是夸克物质;当然内核区也可能就是固态中子.
五,中子星的观测研究性质
除了射电脉冲星被证认为中子星外,中子星还可以以别的形式表现出来,产生丰富而剧烈的天文现象.
1) 软伽玛重复暴与中子星
在伽玛暴的讨论中,我们只讨论了一种,这通常称为经典暴,实际上还有一类,那就是软伽玛重复暴,不过与前一类数千个相比,到目前为止确定的只有4个,按其位置命名,它们是SGR1806-20,SGR0526-66,SGR1900+14,SGR1627-41(SGR意指Soft Gamma Ray Burst).这类暴的特点是时间结构简单,爆发持续时间一般较短,能谱较软,最重要的是每颗都重复爆发过许多次,象SGR1806-20已爆发了100余次,爆发的时间不确定.进一步的观测研究发现:1)它们都有对应的X射线源;2)它们都与超新星遗迹成协;按现有理论推算,它们都应是银河系内或其附近的年轻中子星.更为有趣的是重复暴的性质要求它们的磁场非常强,高达1010-1011特斯拉,比典型中子星的磁场还高2-3个量级,现称为磁星(magnetars).关于磁星的观测与理论的研究已成为许多天体物理学家和理论物理学家关注的焦点,深入的研究有可能给出全新的物理图象.
2)x射线暴与中子星
中子星的另一类表现形式为x射线暴,这类暴发现于1975年,其主要特点有:一次暴大约有1032焦耳的能量辐射出去,一次爆发的时间为几秒至数百秒,目前已发现数十颗,大多数在银河系内,有些暴源还是持续的X射线源(即能不断地发射一定强度的X射线),其它的则是在爆发时才在X射线波段可见.此外还有两个特殊的X射线暴:一个是于1976年发现的快速暴MXB1730-335,这个源有时处于"宁静态",有时处在活动期.在活动期内,一天可产生上千个X暴,暴与暴之间的时间间隔仅10-1000秒;另一个是硬X暴GROJ1744-28.他是1996年2月被发现的,这个暴的突出之处在于辐射光子的能量属硬X波段(25-75keV),每次暴持续时间基本相同为4-6秒,爆发差不多每小时一次,更为有趣的是在首次暴后13天,人们观测到了X射线脉冲辐射,这表明他是一颗X射线脉冲星.通常的X射线暴很自然地用中子星模型解释,当中子星表面吸积足够量的物质以后,吸积层底部物质满足一定条件之后就会产生热核爆炸,按此机制,x暴的上升时标,衰减时标,暴间隔时标,暴的能量等均可得到很好解释.至于快速暴及硬x暴则可能与吸积不稳定等性质有关.这是需要人们进一步深入探究的.
六,中子星的起源
巴德和兹威基首先提出中子星可能形成于一次超新星的爆发. 超新星是最激烈,最壮观的天体物理现象之一. 在发现脉冲星后,1968年首先在超新星遗迹船帆座星云的边缘发现了一颗脉冲星PSR0833-45,周期仅为89毫秒,他的距离和年龄都和这个超新星遗迹一致.而随后几乎同时又在蟹状星云(Crab)内发现了一颗脉冲星.而蟹状星云正是公元1054年中国宋代天文学家观测到的金牛座超新星爆发(古代称为"客星")留下的遗迹.这极强地支持了中子星形成于一次超新星爆发的思想.但随着脉冲星个数越来越多,从1967年至1990年脉中星数达450颗, 而与脉冲星成协的超新星仅4颗,人们自然会问是否所有中子星都形成于一次超新星爆发呢 于是出现了白矮星吸积坍缩形成中子星等模型.随着观测技术的不断改进,特别是德国x射线天文卫星(ROSAT)的成功发射与观测,人们可对超新星遗迹进行高灵敏度的观测.最近5 年这方面的观测有了很大的进展,在总共18颗年轻脉冲星中,已有15颗找到了成协的超新星遗迹,证实了超新星爆发是中子星产生的主要机制,超新星爆发的寿命约104年,而大多数脉冲星的年龄均在10 6年数量级.因此,只有在年轻的中子星周围发现超新星爆发的遗迹.
七,中子星与奇异星
到此,我们了解到,质子和中子既可以容易地形成微小的不同原子核. 又可以形成很巨大的巨原子核中子星,原子核内的核子总数最多只有几百个(～300个),而中子星内的核子数则高达1057个.那么两个极端的中间段呢,目前还没有任何核物质形态被检测到,这块核荒漠上究竟发生了什么呢 最近的一些研究表明, 这一区域可能是由奇异夸克物质所组成的聚集体称奇异星,按量子力学要求,奇异夸克可以不受普通核物质那样的体积限制,因为核物质是由大约相等数目的带一个单位电荷的质子和根本不带电荷的中子组成,原子核中相同电荷质子的静电排斥力随着质子数的增加而增加,静电排斥力最终要超过把原子核束缚在一起的强相互作用力,故稳定原子核大小有一定的极限;对于奇异夸克物质块,情况就不同了,奇异夸克物质由上夸克(带有2/3分数电荷),下夸克( 带有-1/3分数电荷)与奇夸克(带有-1/3分数电荷)组成.在平衡状态下, 奇异夸克物质中,三种夸克分享有相等的有效能,奇夸克比上夸克或下夸克的质量都要大,故在奇异夸克物质中,奇夸克数目稍微要小些,结果奇异夸克物质仅带有少量正电荷,所以就有可能存在巨大的稳定奇异夸克物质块.1984年,普林斯顿大学的威腾认为,奇异夸克物质块可在宇宙大爆炸后的最初10-6秒期间形成.奇异夸克物质还可以在致密中子星内部发现.芝加哥大学的一位理论家还证明,若一滴奇异物质落到中子星上,它就会象狼吞虎咽吞食中子的病毒一样侵袭中子星,在不到一分钟时间内将其从中子星转化为一颗奇异星.对奇异星的研究已成为核物理学家和天体物理学家共同关心的话题.
中子星作为一种特殊的天体,对其分布,运动规律,结构,演化, 辐射及最后归宿的研究的不断深入,一方面我们对中子星本质会有更深入的认识,另一方面,由中子星的极端物理条件也可检验我们已认识的物理规律的适用范围.

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