中子星是已知宇宙中最极端、最奇特的天体之一。图片磁星（一种中子星）的插图。 （图片来源：MARK GARLIC
K/SCIENCE PHOTO LIBRARY via Getty Images）中子星是已到达生命终点的大质
量恒星核心的残余物。它们是最大质量恒星的两个可能的进化终点之一，另一个是黑洞。除了黑洞中心存在的任何物质之外，
中子星是宇宙中最极端的天体之一，是最致密的恒星天体。 据估计，我们的银河系中有多达十亿颗中子星。迄今为止发现的
大多数中子星都是年轻的中子星，当它们以令人难以置信的速度旋转时，它们会席卷地球上空的高能辐射。较老的中子星经过
数十亿年的时间才减慢了自转速度并冷却下来，虽然不那么引人注目，但同样令人着迷。 美国宇航局戈达德太空飞行中心的
大面积望远镜（LAT）科学小组成员大卫·汤普森在美国宇航局声明中表示：“对于中子星，我们看到了强大的引力、强大
的磁场和电场以及高速的结合。它们是我们在地球上无法重现的极端物理和条件的实验室。”中子星是如何形成的？恒星的生
命，无论其大小，都是重力向内“推力”与恒星进行核聚变（在其核心从轻核锻造出重原子核）时产生的光子提供的向外推力
之间的平衡行为。当恒星耗尽氢来融合成氦时，它们就到达了核燃料燃烧生命主要序列的终点。向外的能量停止了，引力获胜
，导致恒星的核心自行塌陷。当这种情况发生时，恒星外壳中的核聚变继续进行，导致这些外层“膨胀”。这些脱落的外层在
仍在塌陷的核心周围冷却，如果核心足够大，将开始新一轮的核聚变，将氦锻造成碳等较重的元素。 即使是质量为太阳 1
0 到 20 倍的恒星，它们可以锻造的重元素也会达到极限（Green， Jones， 2015，第 251 页
），通常最终会形成几乎纯铁的核心。即使是这种重元素的密度也不足以阻止巨大的核心进一步塌陷。当这种情况发生时，引
力压力非常大，以至于构成恒星核心铁核的带负电的电子和带正电的质子被压碎在一起，形成一片不带电或中性的中子海洋。
此时，一些巨大的恒星核心通过一种称为“中子简并压力”的量子现象而免于进一步塌缩，当密度达到中子无法再紧密地堆积
在一起时，就会发生这种现象，从而使它们成为中子星。 为什么形成中子星而不是黑洞？如果中子星诞生的过程听起来很熟
悉，那可能是因为这也是大质量恒星变成黑洞的路径。问题是，为什么有些恒星会产生中子星，而另一些恒星会留下黑洞？关
键的区别似乎是坍缩的恒星核心拥有足够的质量，超过了中子简并所提供的中子星的保护。目前，科学家们还不确定黑洞和中
子星之间的界限在哪里。这种不确定性的存在是因为中子星内部的物理现象仍然难以研究。 已知最重的中子星质量约为太阳
质量的 2。5 倍，而已知最轻的黑洞质量约为太阳质量的 5 倍。因此，这两种类型的死亡恒星之间存在质量差距，科
学家目前正试图缩小质量差距，而一条路径和另一条路径之间的界线必须位于这个差距中。 研究人员目前认为，中子星和黑
洞之间的分界线更接近太阳质量的 3 倍，而不是太阳质量的 5 倍。 由于黑洞和中子星之间的主要区别在于质量，因
此中子星从双星伙伴中积累物质最终可能成为黑洞才有意义。国家射电天文台（NRAO）科学家杰夫·马格南（Jeff
Magnum）表示， 质量积累的过程可能需要长达数百万年的时间，但从中子星最终转变为黑洞只需要不到一秒的时间。
太阳会变成中子星（或黑洞）吗？虽然中子星和黑洞之间的界限是模糊且难以界定的，但我们的太阳将成为的恒星残骸、白矮
星和中子星之间的界限却更容易理解。 当太阳在大约 50 亿年后耗尽其氢供应，并且防止引力塌缩的向外压力停止时，
其核心将会塌陷。在经历了红巨星阶段之后，太阳的外层将膨胀并吞噬包括地球在内的内行星，太阳的核心只剩下一颗闷烧的
白矮星。正如中子简并压力阻止中子星变成黑洞一样，阻止电子的电子简并压力也可以保护白矮星免于进一步坍塌。以免被挤
得更近。电子简并压力比中子简并压力弱得多，天体物理学家对需要克服的质量也比中子简并压力有更好的了解。  根据S
AO 天文学百科全书的说法，为了最终成为中子星，这颗白矮星必须超过所谓的钱德拉塞卡极限，该极限通常被认为是 1
。4 个太阳质量。这意味着仅太阳核心的质量就必须是太阳总质量的 1。4倍。钱德拉塞卡极限质量由 Subrahm
anyan Chandrasekhar 于 1931 年首次预测，迄今为止与白矮星的观测结果非常吻合，因为我们
尚未发现质量超过 1。4 个太阳质量的此类恒星遗迹。NASA估计，太阳的质量必须增加10倍才能结束其作为中子星
的生命，或者在50亿年左右的时间里，太阳的质量 必须增加20倍才能在太阳系的残余物中留下黑洞。中子星的大小和质
量图片艺术家对中子星的描绘，其中包含太阳的质量，被压成曼哈顿大小的球体。（图片来源：美国宇航局戈达德太空飞行中
心） 要考虑产生中子星的近乎完全的引力塌缩是多么戏剧性和猛烈，我们只需看看它所产生的物质和它所包含的物体的尺寸
。 大质量恒星核心的塌缩会产生一个质量为太阳质量一到两倍的物体，但宽度仅为 6 到 12 英里（10 到 20
公里）。想象一下，太阳的尺寸缩小了，直到它变成一个球体，舒适地坐落在35 英里宽（56 公里宽）的纽约市内。
直径从 870，000 英里（140 万公里）减小到仅 12 英里（20 公里）将会对其内部的物质产生惊人的
影响，对于中子星来说绝对是这种情况。NASA 估计，如果将由这种富含中子的物质组成的单个方糖带到地球，其重量将
达到约 1 万亿公斤（或 10 亿吨）。这是一块方糖，其重量相当于 3，000 座帝国大厦或整个人类的重量。
根据斯威本天体物理和超级计算中心的说法，这使得中子星物质成为我们在宇宙中可以看到的最致密的物质，这还有另一个影
响。中子星的密度如此之大，以至于逃离其引力影响所需的速度是光速的一半。 因此，中子星的引力如此之强，以至于美国
宇航局戈达德飞行中心表示，如果将棉花糖扔到这些奇异恒星遗迹之一的表面，它会加速得如此之快，以至于当它撞击表面时
，它会释放相当于爆炸一千枚氢弹的能量。虽然棉花糖不会下在中子星上，但从与这些极端恒星残骸的双星伙伴关系中的伴星
中剥离出来的气体却经常会下雨。当这种气体以每小时数百万英里的速度撞击中子星表面时，它会在 X 射线中产生强大的
烟花表演，其强度每秒闪烁数千次，或者可能每隔几年才爆发一次。 中子星的密度和引力并不是使它们成为宇宙中最奇异物
体的唯一因素，它们还具有其他一些极端特征。 中子星的类型：耀变体和磁星当中子星诞生时，角矩守恒导致它们以极快的
速度旋转。要考虑为什么会出现这种情况，请想象一个正在旋转的滑冰者。当他们收回手臂时，滑冰者的旋转速度就会增加。
根据斯威本天体物理和超级计算中心的数据，当恒星核心的直径因引力塌缩而缩小时，也会发生类似的情况，由此产生的年
轻中子星旋转得越来越快，达到每秒 60 转的速度。 许多中子星随着年龄的增长而减慢速度，减少到每秒大约 8 次
自转。但是，对于从双星伙伴那里窃取恒星物质的中子星来说，情况有所不同。这种物质带有角动量，因此这种物质转移实际
上可以加速或“旋转”中子星的旋转。这可能导致一些中子星以每秒 600 或 700 次的速度旋转。 据美国国家射
电天文台 (NRAO) 称，有记录以来旋转速度最快的中子星是 PSR J1748-2446ad，它是在距地球约
28，000光年的球状星团中发现的。这颗中子星每秒旋转约 716 次或以 716 赫兹的速度旋转，这比厨房搅
拌机的刀片还快。像 PSR J1748-2446ad 这样的中子星被发现是因为它们在旋转时从每个极辐射出辐射束
，包括无线电、可见光、X 射线和伽马射线波长。结果，当它们转向地球时，这些辐射束在我们的星球上空闪烁，使这些中
子星几乎像“宇宙灯塔”，尽管它们更正式地称为脉冲星。所有的脉冲星都是中子星，但并非所有的中子星都是脉冲星。科学
家认为，当中子星的强大磁场将物质引导到其磁极时，就会产生脉冲星的辐射束。一些中子星的磁场本身就可能非常非凡。当
一颗恒星坍缩时，不仅其质量被压缩，而且该恒星的磁场也被压缩（Green， Jones， 2015，第 255
页）。磁场由穿过物体的曲线或磁力线表示，这些线越靠近，磁场越强。恒星核心塌陷形成中子星，将这些场力线推到一起。
欧洲航天局（ESA）表示，一些中子星的磁场可以达到10万特斯拉，这不仅比“普通”中子星的磁场强数千倍，而且比
地球磁层强一千万亿倍，相当于百万亿个冰箱磁铁。 这使得磁星的磁场成为已知宇宙中最强烈的磁场之一，这些磁场非常强
烈，可以将磁星的表面温度驱动到超过 1800 万华氏度（1000 万摄氏度）。考虑到所有这些极端和破纪录的特征
，想象一下当这些极端的恒星遗迹中的两个聚集在一起时会发生什么。 当两颗中子星碰撞时会发生什么？图片两颗中子星碰
撞和合并的插图。 （图片来源：Robin Dienel/卡内基科学研究所）中子星可以孤立存在，只能通过其表面
温度来检测，或者它们可以与“普通”恒星共存，通常会吸走它们的物质，或者在某些情况下，它们可以与另一个中子星一起
存在于双星系统中。 在这种情况下，根据爱因斯坦的广义相对论，当这些双中子星相互绕转时，它们会在时空中产生涟漪，
称为引力波。就像落到中子星表面的物质赋予它角动量一样，当引力波从双中子星传开时，它们将角动量带出系统。角动量的
损失导致中子星靠得很近，当这种情况发生时，它们会更加强烈地辐射引力波，从而增加角动量损失的速度。最终，这导致中
子星碰撞并合并形成更大的中子星。这次剧烈的事件，即被称为“千新星”的爆炸，在长达十亿年的前奏和恒星残骸围绕彼此
跳舞之后，只持续了几毫秒。千新星释放的能量相当于太阳的数百万倍，发出强烈的扭曲空间的引力波和短暂但强大的伽马射
线爆发。并负责锻造像金、银和铂这样的重元素。根据进入千新星事件的中子星的大小，结果可能是一颗“超大质量中子星”
，由于中子简并压力的影响，它太大而无法保持稳定，因此在一秒钟内迅速坍缩，形成黑洞。 2017 年，天文学家首次
观测到引力波、时空结构中的涟漪，以及中子星之间碰撞向外辐射的光。来自130光年外的碰撞双中子星的信号验证了“混
合信使天文学”的实用性，即以传统天文学中使用的光以外的不同形式的辐射来观察天文物体和事件的实践。借助这种强大的
技术组合，天文学家即将发现更多有关这些碰撞的性质以及中子星（他们心中的极端死亡恒星）的信息。 图片艺术家描绘的
两颗中子星碰撞，产生千新星爆炸，可能形成金、银和金等重元素。 （图片来源：NASA/CXC/西北大学/A。
Hajela 等人；插图：NASA/CXC/M。Weiss）中子星有多大？中子星的直径约为12英里（20公里）
，相当于一座城市的大小！我们可以通过 NICER 和 XMM-Newton 等望远镜的 X 射线观测来确定半径
。我们知道，银河系中的大多数中子星的质量与太阳质量相当。然而，我们仍然不确定中子星的最高质量是多少。我们知道至
少有一些质量约为太阳质量的两倍，并且我们认为最大质量约为太阳质量的 2。2 至 2。5 倍。我们之所以如此关心
中子星的最大质量，是因为我们还不清楚物质在如此极端和密集的环境中如何表现。 因此，我们必须利用对中子星的观测，
比如它们确定的质量和半径，与理论相结合，来探测最大质量的中子星和最小质量的黑洞之间的界限。 对于像LIGO这样
的引力波天文台来说，找到这个边界确实很有趣，它们已经检测到这个质量间隙是太阳质量 2 到 5 倍之间的物体合并
。 为什么中子星的尺寸和质量似乎没有超过这些限制？中子星密度极高，质量是太阳的一到两倍，太阳的宽度是地球的10
0倍，质量是地球的33万倍，被推到了一座城市的大小。如果我们将更多的物质塞进这么小的空间中，重力就会获胜，整个
物体就会塌陷成黑洞。因此，中子星存在于中子相互推动（称为中子简并压力）和重力的宝贵平衡中。中子星“寿命”有多长
？原则上，中子星可以“永远”存在，因为它们是大质量恒星的最终状态之一，如果你愿意的话，可以说是恒星尸体。然而，
如果它们有一个双星伴星，比如另一个中子星或黑洞，它们最终可能会合并并形成一个黑洞或更巨大的中子星。 我们可以利
用从无线电到 X 射线的观测来追踪这些爆炸发出的光，即所谓的“余辉”。通过对余辉进行建模，我们可以了解爆炸的情
况，这可能会导致有关合并中子星的信息，以及合并的最终产物，预计可能是质量更大的中子星或黑洞。 如果合并产生一
颗质量更大的中子星，它将具有非常高的磁场，称为“磁星”。当合并的喷射物向下旋转时，这颗磁星将为合并的喷射物提供
能量，进而产生无线电发射，并在合并后数年达到峰值。第二个方面是寻找这种后来出现的无线电信号，以确定是否产生了磁
星。到目前为止，我们还没有检测到任何这些无线电发射，但未检测到仍然有助于我们限制中子星的最大质量，这是天文学中
一个尚未解答的主要问题。与中子星有关的一些事件有哪些？超新星与中子星联系在一起，因为它们是产生它们的爆炸事件。
它们之所以如此强大，是因为恒星失去了与重力的斗争，最终爆炸了！超发光超新星之所以如此发光，是因为磁星是过量发射
的动力源。 此外，当中子星与另一中子星或可能与黑洞碰撞时，会发生一些伽马射线爆发！这些事件是如此强大，因为它们
涉及撕裂中子星并将两个非常巨大和致密的物体碰撞在一起。一些快速射电爆发也与中子星有关，因为我们已经在我们自己的
星系内检测到来自中子星（特别是磁星）的快速射电爆发。总的来说，中子星在我们可以观测到的许多瞬变中相当普遍。太阳
永远不会成为中子星，而是以白矮星的形式结束其生命。但是，尽管这些恒星遗迹与中子星一样极端，但根据美国宇航局的解
释，它们仍然令人着迷。中子星的诞生伴随着II型超新星或核心塌缩超新星。斯威本天体物理和超级计算中心更详细地探索
了这些巨大的宇宙爆炸。