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中子星（英語：neutron star），是恒星演化到末期引發(fā)超新星爆炸之后，可能成為的少數(shù)終點之一。恒星在核心元素于核聚變反應(yīng)中耗盡轉(zhuǎn)變成鐵元素后，外圍物質(zhì)受重力牽引會急速向核心墜落，當(dāng)外殼的動能轉(zhuǎn)化為熱能向外爆發(fā)產(chǎn)生超新星爆炸時，是恒星內(nèi)部區(qū)域被壓縮后形成的一種介于白矮星（White Dwarf）和黑洞（Black Hole）之間的星體。

中子星是除黑洞外密度最大的星體，一顆典型的中子星質(zhì)量介于太陽質(zhì)量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間，由于中子星保留母恒星大部分的角動量，但半徑只是母恒星極微小的量，轉(zhuǎn)動慣量的減少導(dǎo)致轉(zhuǎn)速迅速的增加，因此中子星有著非常高的自轉(zhuǎn)速率，高密度也使他有著比地球更大的表面重力，一顆中子星的逃逸速度在0.2-0.5倍光速之間。已觀測到的中子星非常熱，通常表面溫度約為 600,000?K，中子星的密度在8×1013g/cm32×1015g/cm3間，此密度約等于原子核的密度。它們的磁場是地球磁場的 108 和 1015 倍之間（1億和1萬億），中子星表面的引力場大約是地球引力場的強度的倍。

據(jù)推測銀河系中存在數(shù)十億顆中子星，其中白矮星被壓縮成中子星過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質(zhì)中的電子并入質(zhì)子轉(zhuǎn)化成中子，直徑大約只有十余公里，但上面一立方厘米的物質(zhì)便可重達十億噸，且旋轉(zhuǎn)速度極快。由于其磁軸和自轉(zhuǎn)軸并不重合，磁場旋轉(zhuǎn)時所產(chǎn)生的無線電等各種輻射可能會以一明一滅的方式傳到地球，這被稱為脈沖星，是中子星的一種，1967年安東尼·休伊什（Antony Hewish）和約瑟琳·伯奈爾（Jocelyn Bell）發(fā)現(xiàn)的脈沖星是第一個觀測到中子星存在的證據(jù)絕大多數(shù)的脈沖星都是中子星，但中子星不一定是脈沖星，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。

形成過程

中子星（英語：neutron star），是恒星演化到末期，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。恒星在核心的氫、氦、碳等元素于核聚變反應(yīng)中耗盡，并最終轉(zhuǎn)變成鐵元素后，便無法再從聚變反應(yīng)中獲得能量。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)化為熱能向外爆發(fā)產(chǎn)生超新星爆炸，或者根據(jù)恒星質(zhì)量的不同，恒星內(nèi)部區(qū)域被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。

中子星是除黑洞外密度最大的星體，一顆典型的中子星質(zhì)量介于太陽質(zhì)量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質(zhì)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。中子星的密度在8×1013g/cm3-2×1015g/cm3間，此密度約等于原子核的密度。

白矮星被壓縮成中子星，過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質(zhì)中的電子并入質(zhì)子轉(zhuǎn)化成中子，直徑大約只有十余公里，但上面一立方厘米的物質(zhì)便可重達十億噸，且旋轉(zhuǎn)速度極快。由于其磁軸和自轉(zhuǎn)軸并不重合，磁場旋轉(zhuǎn)時所產(chǎn)生的無線電等各種輻射可能會以一明一滅的方式傳到地球，這被稱作脈沖星，它是中子星的一種，絕大多數(shù)的脈沖星都是中子星，但中子星不一定是脈沖星。

歷史發(fā)現(xiàn)

1932年，詹姆斯·查德威克（James Chadwick）發(fā)現(xiàn)了中子，俄羅斯著名物理學(xué)家列夫·達維多維奇·朗道（L. Landau）提出過一個設(shè)想，他認(rèn)為比白矮星更致密的天體可能就像是一個巨大的原子核，其基本組成單元就是這種未知粒子。

1934年，沃爾特·巴德（W. Baade）和弗里茨·茲威基（F. Zwicky）在研究超新星現(xiàn)象的論文中首次明確提出了中子星這個名詞，并正確地指出超新星現(xiàn)象應(yīng)起源于大質(zhì)量恒星向中子星轉(zhuǎn)化的過程，該過程中釋放出來的巨大引力勢能正是超新星爆發(fā)的能量來源。

1939 年，美國物理學(xué)家羅伯特·奧本海默（J. R. Oppenheimer）和沃爾科夫（Volkoff）提出了系統(tǒng)的中子星理論，在廣義相對論框架下，基于理想中子氣簡并壓和引力的平衡建立了第一個定量的中子星模型（TOV 方程），得到了中子星內(nèi)部的物質(zhì)分布情況以及它的質(zhì)量和半徑大小。

1962年，賈柯尼（F. Pacini）發(fā)現(xiàn)第一個宇宙X射線源Scorpius X-1，他指出如果中子星具有很強的磁場并能夠快速旋轉(zhuǎn)的話，那么它們就可能發(fā)出低頻的電磁波輻射，從而造成某種觀測效應(yīng)。

1965年，安東尼·休伊什（Antony Hewish）和塞繆爾·奧科耶（Samuel Okoye）在1054年的超新星（SN 1054）爆炸后的殘骸"蟹狀星云發(fā)現(xiàn)了一個異于平常的高電波亮度溫度源"。

1967年，安東尼·休伊什（Antony Hewish）和約瑟琳·伯奈爾（Jocelyn Bell）在研究行星際閃爍時，接收到了以穩(wěn)定時間間隔出現(xiàn)的射電脈沖信號，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，這種極規(guī)律的時變輻射顯然不是來源于當(dāng)時已知的任何天體，通過分析信號的色散與周期性，確定它來自于約65秒差距之外的新類型天體，并將其命名為脈沖星。里卡爾多·賈科尼（F. Pacini）指出，如果中子星具有很強的磁場并能夠快速旋轉(zhuǎn)的話，那么它們就可能發(fā)出低頻的電磁波輻射，從而造成某種觀測效應(yīng)。

1974年，安東尼·休伊什也因發(fā)現(xiàn)脈沖星被授予了1974年的諾貝爾物理學(xué)獎。

1975年，J. Grindlay和J. Heise更是從中子星X射線源中發(fā)現(xiàn)了兩次短暫的X射線爆發(fā)(流量增加10左右)，這些發(fā)現(xiàn)使人們對中子星雙星系統(tǒng)產(chǎn)生了濃厚的興趣。

1982年，D. Backer等人發(fā)現(xiàn)了第一顆毫秒脈沖星，每秒鐘可轉(zhuǎn) 642 次，被認(rèn)為正是在雙星系統(tǒng)中吸積加速的結(jié)果。

2003年，Marta Burgay及其同事發(fā)現(xiàn)了第一個雙中子星系統(tǒng)，其中兩個成分都可以作為脈沖星探測到PSR J0737-3039，這個系統(tǒng)的發(fā)現(xiàn)總共允許5種不同的廣義相對論測試，其中一些具有前所未有的精度。

2022年9月24日，環(huán)球Tech發(fā)文，LAMOST望遠鏡黑洞獵手計劃研究團隊利用郭守敬望遠鏡發(fā)現(xiàn)了一顆距離地球大約1037光年、處于雙星系統(tǒng)中的寧靜態(tài)中子星。

2023年2月15日，兩顆密度非常的中子星合并時發(fā)生的被稱為千新星的爆炸景象被觀測到。

中子星的類型

脈沖星

1967年，約瑟琳·伯奈爾（Jocelyn Bell）和安東尼·休伊什（Antony Hewish）在研究行星際閃爍時，接收到了以穩(wěn)定時間間隔出現(xiàn)的射電脈沖信號，這種極規(guī)律的時變輻射顯然不是來源于當(dāng)時已知的任何天體，通過分析信號的色散與周期性，確定它來自于約65秒差距之外的新類型天體，并將其命名為脈沖星。白矮星被壓縮成中子星，過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質(zhì)中的電子并入質(zhì)子轉(zhuǎn)化成中子，直徑大約只有十余公里，但上面一立方厘米的物質(zhì)便可重達十億噸，且旋轉(zhuǎn)速度極快。由于其磁軸和自轉(zhuǎn)軸并不重合，磁場旋轉(zhuǎn)時所產(chǎn)生的無線電等各種輻射可能會以一明一滅的方式傳到地球，這被稱作脈沖星，它是中子星的一種，絕大多數(shù)的脈沖星都是中子星，但中子星不一定是脈沖星。

脈沖星輻射以脈沖形式集中發(fā)出，這是脈沖星發(fā)現(xiàn)早期大家對它的認(rèn)知，隨著已知脈沖星數(shù)目日漸增加認(rèn)知也隨之變化，這類天體的輻射并非總是以脈沖形式發(fā)出，也存在其他各種形狀——比如正弦形的輻射模式。脈沖星輻射在射電波段絕大部分還依然是脈沖形式，目前公認(rèn)的理論中，脈沖星本質(zhì)是帶有強磁矩的高速旋轉(zhuǎn)的致密星，它的輻射具有各向異性，在它的轉(zhuǎn)動過程中我們接收到周期性的輻射，而射電(或其他波段)脈沖信號正是這些輻射中的一部分。脈沖星的輻射提取脈沖星自轉(zhuǎn)能量，導(dǎo)致脈沖星轉(zhuǎn)動逐漸減慢，這會導(dǎo)致地球上觀測到的脈沖之間的間隔逐漸增長。

脈沖星不僅僅在射電波段有豐富的物理現(xiàn)象，在紅外、光學(xué)、紫外、X射線和γ射線波段也存在豐富的物理現(xiàn)象。目前在X射線波段和伽馬射線波段已經(jīng)觀測到百余顆脈沖星，而紅外、光學(xué)、紫外波段，發(fā)現(xiàn)的脈沖星相對比較少。在此，將具有X射線/伽馬射線波段輻射的脈沖星稱為高能脈沖星，它們不僅僅輻射的光子能量高，其輻射特征與射電也是不相同的。

對于脈沖星的命名，在歷史上有不同的方法。以現(xiàn)在的慣例，“PSR”為前綴，后接它的赤經(jīng)和赤緯坐標(biāo)，如PSR J0534+2200。考慮觀測歷史，還有其他的命名方法，如星表、望遠鏡名稱加赤經(jīng)和赤緯坐標(biāo)，星座里面的第幾個亮源，具體的例子：4U1608-52(4U是源表)，又如Cen X-3 等(Cen是天淵三的縮寫)。高能脈沖星已經(jīng)發(fā)現(xiàn)超過300 顆，例如年輕而有活力的蟹狀星云脈沖星(Crab)、近距離卻相對年老的Vela 脈沖星和Geminga 脈沖星。

非脈沖星

除了脈沖星之外，非脈動中子星也被鑒定出來，盡管它們的光度可能有輕微的周期性變化，這似乎是被稱為超新星遺跡中心致密天體（SNR中的CCO）的X射線源的特征，這些X射線源被認(rèn)為是年輕的，無線電安靜的孤立中子星。

x射線脈沖星

除了無線電發(fā)射外，中子星也在電磁波譜的其他部分被識別出來，這包括可見光、近紅外、紫外線、X 射線和γ射線。在X射線中觀察到的脈沖星如果以吸積為動力，則被稱為X射線脈沖星，而在可見光中識別的脈沖星被稱為光學(xué)脈沖星。

無線電安靜中子星

除了上述類型，還存在被稱為無線電安靜中子星的中子星，無法檢測到無線電發(fā)射。

磁星

還有另外一種中子星，稱作磁星。磁星具有大約特斯拉的磁場，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10-3特斯拉的磁場擦除。磁星有時會產(chǎn)生X射線脈沖。大約每10年，銀河系中就會有某一顆磁星爆發(fā)出很強的伽馬射線。磁星有比較長的自轉(zhuǎn)周期，一般為5到12秒，因為它們的強磁場會使得自轉(zhuǎn)速度減慢。

磁星的概念最早由科學(xué)家們于1992 年提出，磁星是年輕的脈沖星，類似年輕的射電脈沖星，極高的磁場強度可能預(yù)示著恒星生前的磁場較強。同時在磁星誕生初期可能存在磁場放大的過程。誕生初期磁星以毫秒周期快速自旋，并在短時間內(nèi)通過磁制動迅速減慢，其射電輻射強度很快減弱到觀測極限之下。科學(xué)家們猜測磁星在誕生時獲得很大的反沖速度，易于突破雙星系統(tǒng)的束縛，也為觀測提升了難度。然而超強磁場是巨大的能量庫，可以支撐磁星產(chǎn)生獨特的輻射現(xiàn)象，其中兩個最主要的代表是軟伽馬射線重復(fù)暴(SGRs)和反常X射線脈沖星(AXPs)。不同磁星X射線持續(xù)輻射強度差別很大，分布跨越五個數(shù)量級(2~10 keV 輻射光度1033~1038erg s-1)。寧靜期持續(xù)輻射亮的磁星較為穩(wěn)定，反之則表現(xiàn)為暫現(xiàn)源，暫現(xiàn)源X射線光度的動態(tài)范圍很大，輻射峰值光度可以提升1~3 個量級。多變的輻射光度與磁星強大且結(jié)構(gòu)復(fù)雜的磁場密不可分。扭曲的磁力線逐漸“解開”的過程會持續(xù)地向外釋放能量，支撐了磁星X射線持續(xù)輻射。受到觀測靈敏度的限制，已經(jīng)認(rèn)證的磁星絕大部分是銀河系內(nèi)的天體，集中分布在銀盤上。除此之外，在鄰近的大小斐迪南·麥哲倫云中各發(fā)現(xiàn)一顆。

反常中子星

1971年，根據(jù)李政道等提出的反常核態(tài)理論，當(dāng)核子的數(shù)密度大于某個臨界值，其值略大于通常原子核內(nèi)的核子數(shù)密度時，將發(fā)生正常核態(tài)向反常核態(tài)的相變,因此可能存在穩(wěn)定的反常中子星，它們可能是晚期恒星的一個新的類型或新的階段，致密星可能有第三個質(zhì)量極限，即反常中子星的極大質(zhì)量，約為3.2太陽質(zhì)量。

中子星的屬性與特征

質(zhì)量與溫度

一般來說，一顆典型中子星的質(zhì)量約為 1.4 倍的太陽質(zhì)量()，像Crab脈沖星(約103 年)這種中子星溫度非常高，觀測表明中子星表面溫度約為幾十萬度，其內(nèi)部溫度則更高(幾億度)，壓強極大，以至于中子通常以超流形式存在。這些極端的物理條件都是地球實驗室中無法實現(xiàn)的，因此中子星是研究極端條件下物理規(guī)律的理想實驗室，一直備受科學(xué)界關(guān)注。

密度和壓力及半徑

中子星(Neutron Star，NS)，是一種主要由中子物質(zhì)組成的星體，它是一種具有極端物理條件的天體，其平均密度與原子核密度相當(dāng)，約為，遠遠高于我們平常所見的普通物質(zhì)密度(對比一下，鐵的密度僅為 7.9 g/cm3 )。一茶匙的中子星物質(zhì)比整個珠穆朗瑪峰還要重。在中子星的巨大引力場中，那茶匙物質(zhì)的重量為，是月球放在地球表面的15倍，從內(nèi)殼到中心的壓力從增加到。中子星是除黑洞外密度最大的星體，一顆典型的中子星質(zhì)量介于太陽質(zhì)量的1.35到2.1倍，半徑則在10至20公里之間（質(zhì)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。

磁場

中子星的典型表面磁場強度約為，比地面實驗室中能制造的最大磁場高出7到14個量級。這種強度的場能夠使真空極化到真空變成雙折射的程度。光子可以合并或分裂成兩部分，并產(chǎn)生虛擬粒子-反粒子對，改變電子能級，原子被迫進入薄圓柱體。

旋轉(zhuǎn)

中子星的旋轉(zhuǎn)速度可以增加，這一過程稱為自旋。有時中子星會吸收伴星的軌道物質(zhì)，增加旋轉(zhuǎn)速度并將中子星重塑為扁球體。這導(dǎo)致中子星的旋轉(zhuǎn)速度在毫秒脈沖星的情況下每秒增加一百次以上，目前已知的旋轉(zhuǎn)最快的中子星PSR B1937+21 J1748-2446ad以每秒716轉(zhuǎn)的速度旋轉(zhuǎn)。

引力與物態(tài)方程

中子星表面的引力場大約是地球的倍，約為。如此強大的引力場充當(dāng)引力透鏡，彎曲中子星發(fā)出的輻射，使通常看不見的后表面的某些部分變得可見。如果中子星的半徑為或更小，那么光子可能被困在一個軌道上，從而使該中子星的整個表面從單個有利位置可見，以及不穩(wěn)定的光子軌道在或低于一個恒星半徑的距離。

縮形成中子星的恒星質(zhì)量的一小部分在超新星爆炸中釋放出來（根據(jù)質(zhì)能等效定律，）。能量來自中子星的引力結(jié)合能。因此，典型的中子星的引力是巨大的。如果一個物體從半徑12公里的中子星上一米高的高度墜落，它將以每秒1400公里左右的速度到達地面，即使在撞擊之前，潮汐力也會導(dǎo)致任何一種普通物體分解成物質(zhì)流。由于巨大的引力，中子星和地球之間的時間膨脹顯著，例如，中子星表面可能經(jīng)過八年，但在地球上卻要經(jīng)過十年，這還不包括恒星快速旋轉(zhuǎn)的時間膨脹效應(yīng)。

壓強隨著物質(zhì)的密度、溫度、成分等變化的關(guān)系叫作物態(tài)方程，而物態(tài)決定星體結(jié)構(gòu)，中子星物態(tài)方程描述了各種模型的半徑與質(zhì)量的關(guān)系。給定中子星質(zhì)量的最可能半徑被模型AP4（最小半徑）和MS2（最大半徑）括起來。EB是半徑為R米的引力結(jié)合能質(zhì)量之比，相當(dāng)于觀測到的中子星引力質(zhì)量M千克，

給定當(dāng)前值：

恒星質(zhì)量“M”通常被報告為一個太陽質(zhì)量的倍數(shù)，

A 2?☉中子星不會比半徑10，970米更緊湊（AP4型號）。它的質(zhì)量分?jǐn)?shù)引力結(jié)合能為0.187，-18.7%（放熱）。這不接近 0.6/2 = 0.3， ?30%。M中子星的狀態(tài)方程尚不清楚。假設(shè)它與白矮星的狀態(tài)方程有很大不同，白矮星的狀態(tài)方程是一種簡并氣體的方程，可以與狹義相對論非常吻合地描述。然而，對于中子星，廣義相對論效應(yīng)的增加再也不能被忽視。已經(jīng)提出了幾個狀態(tài)方程（FPS，UU，APR，L，SLy等），目前的研究仍在試圖限制理論對中子星物質(zhì)進行預(yù)測。

中子星的結(jié)構(gòu)

簡單認(rèn)為中子星主要由中子構(gòu)成的看法是值得仔細推敲的。中子星模型是在20 世紀(jì)30 年代被提出的，那時中子和質(zhì)子被認(rèn)為是基本粒子。后來人們對物質(zhì)世界的認(rèn)識越來越深入，發(fā)現(xiàn)它們其實是由更基本的夸克構(gòu)成的。20 世紀(jì)60 年代，強子結(jié)構(gòu)的夸克模型逐漸被建立起來，對中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)的認(rèn)識逐漸有了不同的聲音。人們開始懷疑中子星內(nèi)部可能主要由其他一些奇特的強子甚至夸克構(gòu)成。由于“中子星”這一名稱已經(jīng)在人類的認(rèn)知中先入為主了，所以在不詳細討論中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)時，“中子星”這一名稱泛指大質(zhì)量恒星死亡后形成的脈沖星類致密天體。

雖然描述強相互作用的量子色動力學(xué)(QCD)已經(jīng)被建立，但在中子星內(nèi)部幾倍飽和核物質(zhì)密度的能標(biāo)下，相互作用是非微擾的。人們還不能從QCD第一性原理計算出中子星內(nèi)部的結(jié)構(gòu)，這是中子星物態(tài)之謎的關(guān)鍵。學(xué)者們從不同角度出發(fā)，給出了多種中子星結(jié)構(gòu)模型，強子星內(nèi)部由強子構(gòu)成，無自由夸克。傳統(tǒng)的中子星(由大量中子和少量電子、質(zhì)子等構(gòu)成的星體)就是強子星中的一種。強子星大致可分為殼層和核心兩個成分。殼層厚約1 km，占星體質(zhì)量的10%以下，包含豐中子的原子核，少量自由質(zhì)子、電子和大量中子。密度超過飽和核物質(zhì)密度的區(qū)域是中子星的核心，占中子星總質(zhì)量的90%以上。核心的外部主要包括自由中子和少量的電子和質(zhì)子。在接近中心的內(nèi)核區(qū)域，密度超過了2~3 倍的核物質(zhì)密度，可能會出現(xiàn)各種奇特的強子物質(zhì)，如介子和超子。

混合/混雜星擁有和強子星一致的殼層，只是這兩類模型認(rèn)為內(nèi)核會出現(xiàn)解禁的自由夸克。混合星模型認(rèn)為內(nèi)核存在一階相變，強子相和夸克相之間有密度不連續(xù)的間斷面分開。混雜星模型認(rèn)為內(nèi)核區(qū)存在夸克態(tài)和強子態(tài)共存的區(qū)域。

中子星的行星

1991年7月，在靠近受徹斯特的喬德雷爾·班克射電天文臺，三位天文學(xué)家馬修·貝爾斯（Matthew Bailes），安德魯·萊恩（Andrew Lyne）和塞特納姆·希默（Setnam Shemar）宣稱有一顆脈沖星PSR1829-10有一行星位于盾牌星座內(nèi)，每0.33秒自轉(zhuǎn)一次，貝爾斯和他的同事們認(rèn)為發(fā)現(xiàn)的行星質(zhì)量和天王星差不多，離脈沖星PSR1829-10的距離相當(dāng)于金星離太陽的距離，這顆行星通過拉引該脈沖星而顯示出它的存在當(dāng)行星拉引脈沖星的方向背離地球時，脈沖星的脈沖間隔略為加長，因為每一個脈沖到達地球的時間都比前一個略有增加。

雙中子星系統(tǒng)

1974年，J. Taylor和R. Hulse發(fā)現(xiàn)了第一個雙中子星系統(tǒng)PSR B1913+16，其中一顆可以觀測到脈沖輻射。利用它的周期性信號，可以很好地限制兩顆致密星繞質(zhì)心公轉(zhuǎn)的軌道參數(shù)。2003年，M. Burgay還首次發(fā)現(xiàn)了第一對雙脈沖星系統(tǒng) PSR J0737-3039，從而可以更加精確地測定雙星參數(shù)和更好地檢驗廣義相對論效應(yīng)。根據(jù)廣義相對論，兩個天體的相互繞轉(zhuǎn)可以導(dǎo)致引力波輻射，輻射的強度高度依賴于系統(tǒng)的致密性。因此，雙中子星系統(tǒng)被認(rèn)為是宇宙中最理想的引力波輻射源之一，引力波輻射的能量來自于雙星繞轉(zhuǎn)軌道的引力勢能。因此，隨著引力波的持續(xù)輻射，雙星系統(tǒng)的軌道半徑和周期將變短。J. Taylor等人對PSR1913+16做了持續(xù)數(shù) 十年的跟蹤觀測，發(fā)現(xiàn)其軌道變化與廣義相對論的預(yù)言高度一致，間接證明了引力波輻射的存在，他們也因此獲得了1993年的諾貝爾物理學(xué)獎。

在星系中，大部分的恒星以雙星系統(tǒng)的形式存在，雙星中質(zhì)量較大的演化較快，率先經(jīng)歷超新星爆發(fā)留下一顆中子星。這顆中子星與另一顆恒星組成雙星，恒星表層一部分物質(zhì)會被吸積到中子星，產(chǎn)生X射線輻射，這樣的系統(tǒng)被稱為高質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)。然后，另一個恒星演化到晚期進入巨星階段，半徑膨脹，可能會將中子星吞沒，形成公共包層結(jié)構(gòu)。中子星持續(xù)吸積伴星物質(zhì)，自轉(zhuǎn)速度也發(fā)生變化，稱為再生中子星。最后，伴星也會經(jīng)歷一次超新星爆發(fā)，留下一顆新生中子星，與之前的再生中子星組成雙中子星系統(tǒng)。

2017年8月17日美國激光干涉引力波天文臺 (LIGO)和歐洲室女座引力波天文臺(Virgo)終于首次探測到了來自于雙中子星并合事件 GW170817 的引力波輻射。

I型X射線暴發(fā)生在中子星與伴星（通常是一顆紅巨星）組成的雙星系統(tǒng)中，是目前已知的最頻繁的天體熱核爆發(fā)過程，也是太空望遠鏡所能觀察到的最亮的天文現(xiàn)象之一。

中子星的觀測

人類迄今對宇宙觀測主要通過四種方式：電磁輻射、宇宙射線、中微子和引力波。2015年9月 advanced LIGO 激光干涉儀實現(xiàn)了引力波的首次直接探測，開啟了引力波觀測宇宙的新窗口。

銀河系內(nèi)預(yù)估存在顆中子星我們僅能觀測到其中很小部分的中子星。正如前面所說，它們必須磁場很強，自轉(zhuǎn)很快，并且射電輻射束對準(zhǔn)地球。另外還有一種可能是在高質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中觀測到中子星，它吸積伴星的物質(zhì)會產(chǎn)生可觀測的X射線輻射。

2017 年8 月17日，LIGO-Virgo觀測到首個雙中子星并合引力波（GW170817A），恩里科·費米等望遠鏡探測到首個引力波伽馬暴（GRB 970508170817A），這一發(fā)現(xiàn)開啟了多信使天文學(xué)的新紀(jì)元。

中子星強大的引力將伴星中富含氫和氦的燃料吸積到中子星的表面。當(dāng)這些燃料的溫度和密度達到一定程度時，熱核反應(yīng)會被點燃，在10-100秒時間內(nèi)釋放出大量能量，形成X射線暴。X射線暴為研究中子星性質(zhì)提供了窗口。X射線在逃離中子星的過程中需要克服萬有引力的影響，將一部分自身能量轉(zhuǎn)換為重力勢能。該過程會導(dǎo)致X射線的頻率不斷降低，顏色從藍到紅，被稱為“引力紅移”。引力紅移效應(yīng)的大小與中子星自身的致密性條件相關(guān)。

2020年4月28日，中國的“慧眼”硬X射線調(diào)制望遠鏡HXMT望遠鏡成功地從磁陀星SGR 1935+2154觀測到了與快速射電暴FRB200428成協(xié)的X射線暴，為揭示快速射電暴現(xiàn)象的起源做出了關(guān)鍵貢獻，也使人們對磁陀星的性質(zhì)有了全新的認(rèn)識。次年，中國500m口徑球面射電望遠鏡(500米口徑球面射電望遠鏡)通過開展銀道面脈沖星巡天，新發(fā)現(xiàn)了212顆脈沖星，其中包括42顆毫秒脈沖星、16顆脈沖雙星、一批最暗弱的脈沖星、一批模式變化和消零脈沖星，以及射電暫現(xiàn)源等。

中子星的碰撞爆炸

2017年8月哈勃觀察到中子星合并引發(fā)的爆炸與噴射事件GW170817，爆炸產(chǎn)生的能量堪比超新星爆炸，這是第一次從雙中子星合并中一起檢測到引力波和γ射線。這是研究這些非凡碰撞的一個重要轉(zhuǎn)折點。除了發(fā)現(xiàn)引力波外，全世界和太空中的70個觀測站都看到了這次合并的后果，涉及大片的電磁波譜。這標(biāo)志著時域和多信使天體物理學(xué)領(lǐng)域的一個重要發(fā)展，它利用包括引力波和光在內(nèi)的一些"信使"來分析宇宙在時間上的進展，僅僅兩天后，科學(xué)家們迅速將哈勃對準(zhǔn)了爆炸的位置。中子星坍縮成一個黑洞，其強大的引力開始吸引物質(zhì)向它靠近。這些物質(zhì)迅速旋轉(zhuǎn)，產(chǎn)生了從其兩極向外移動的噴流。咆哮的射流撞上了爆炸碎片的擴大外殼，并卷起了碎片，這包括一個物質(zhì)圓球，極端速度的噴射就是在這里發(fā)生。

中子星與黑洞

2020年1月5日,美國的地基激光干涉引力波天文臺(Laser Interferometer ravitational-wave Observatory,LIGO)探測到首例中子星-黑洞并合事件GW200105，這是繼2015年9月14日探測到雙黑洞并合引力波事件GW150914、2017年8月17日探測到雙中子星并合事件GW170817之后，人類首次探測到中子星-黑洞并合事件。

同月15日，LIGO與歐洲室女座地基引力波天文臺(Virgo)又聯(lián)合探測到第二例中子星-黑洞并合事件GW200115.LIGO、Virgo和日本的神岡引力波探測器(KAmioka GRAvitational wave de tector,KAGRA)聯(lián)合工作組于2021年6月29日發(fā)表論，公布了通過引力波探測到的這兩例中子星-黑洞并合事件。這一長期渴盼但前所未有的發(fā)現(xiàn)入選了美國《科學(xué)新聞》（Science News）報道的“2021年度突破極限的六大科學(xué)紀(jì)錄”。

中子星-黑洞雙星不同于雙中子星和雙黑洞系統(tǒng)，它們是中子星和黑洞這兩類宇宙中最致密天體的結(jié)合，對它們并合產(chǎn)生的引力波的探測，既可以揭示和限制中子星的性質(zhì),同時又可以檢驗黑洞的性質(zhì),且中子星-黑洞雙星的質(zhì)量差異較大，并合時標(biāo)較長，利用它們可以很好地檢驗引力理論。另外,中子星-黑洞系統(tǒng)也可以用來檢驗引力波更高階模的輻射。盡管GW200105和GW200115這兩起事件也可被用于檢驗廣義相對論和引力理論，但由于其信噪比不是很高，并不能比之前的觀測給出更好的限制。

中子星-黑洞雙星系統(tǒng)的形成機制主要有3種：(1)孤立雙星演化起源； (2)星團環(huán)境中的動力學(xué)起源；(3)活動星系核中圍繞中心超大質(zhì)量黑洞繞轉(zhuǎn)的氣體吸積盤上起源。宇宙中的恒星一半以上都是雙星，孤立的大質(zhì)量雙星系統(tǒng)經(jīng)過漫長的演化，先后依次坍縮形成黑洞與中子星。一旦中子星-黑洞雙星系統(tǒng)形成后,雙星的繞轉(zhuǎn)會輻射引力波從而損失能量和角動量,進而雙星的軌道會收縮，兩顆星會離得越來越近，繞轉(zhuǎn)速度越來越快,輻射的引力波變得越來越強,損失的能量和角動量也越來越多,將不可避免地、越來越快地走向碰撞與并合，最終形成一個黑洞。

已觀測的中子星實例

PSR J1311-3430 'Black Widow' Pulsar Animations

黑寡婦蜘蛛雙星及其表親（稱為紅背雙星）的基本特征是，它們將一顆正常但質(zhì)量非常低的恒星放置在毫秒脈沖星附近，這對恒星造成了災(zāi)難性的后果。黑寡婦系統(tǒng)包含的恒星在物理上比紅背中的恒星小得多，質(zhì)量也低得多。到目前為止，天文學(xué)家已經(jīng)在銀河系內(nèi)發(fā)現(xiàn)了至少18只黑寡婦和九只紅背，并且在圍繞我們銀河系運行的密集球狀星團中發(fā)現(xiàn)了每類的其他成員。PSR J1311-3430被發(fā)現(xiàn)時，創(chuàng)下了同類產(chǎn)品中最緊密軌道的記錄，并包含已知最重的中子星之一。

PSRJ0108-1431

下方合成圖像顯示了來自美國航空航天局錢德拉X射線的圖像紫色天文臺和來自歐洲南部的光學(xué)圖像天文臺的超大望遠鏡（甚大望遠鏡）有紅色，藍色和白色。這圖像中心的錢德拉源是古老的脈沖星 PSR B1937+21 J0108-1431（簡稱J0108），距離我們只有770光年。緊靠其右上角的細長物體是一個背景星系，與脈沖星無關(guān)。由于J0108距離在我們銀河系的平面上，許多遙遠的星系在大尺度上是可見的光學(xué)圖像。

LGM-1

馬倫戈在采訪中提到：“剛開始發(fā)現(xiàn)脈沖星的時候，它們發(fā)出了以前從未見過的信號。”最終馬倫戈等人將第一個發(fā)現(xiàn)的信號以“小綠人”命名為LGM-1。

PSR B1257+12

亞歷山大·沃爾什贊（Aleksander Wolszczan）于1992年發(fā)現(xiàn)的脈沖星行星系統(tǒng)。Wolszczan使用波多黎各的阿雷西博射電望遠鏡發(fā)現(xiàn)了三顆行星 - 這是太陽系外發(fā)現(xiàn)的第一顆行星 - 圍繞一顆名為PSR B1257 + 12的脈沖星。脈沖星是快速旋轉(zhuǎn)的中子星，是爆炸大質(zhì)量恒星的坍縮核心。它們隨著輻射旋轉(zhuǎn)和脈沖，很像燈塔燈塔。在這里，脈沖星扭曲的磁場被藍色輝光所突出。