你对中子星到底有多了解？关于密度、旋转、磁性的基础数据

​公元1054年，3月的某个清晨，宋朝司天监（当时的国家天文台）在东方天关（金牛座附近）发现了一颗客星。

如是记载：“昼见如太白，芒角四出，色赤白。”

这颗星闪耀了23个白昼，在653个夜里还能肉眼可见。

677年过去后，英国一位天文爱好者约翰·贝维斯(JohnBevis)再次在金牛座附近发现了，不过它已变成了一团“模糊”的白色星云。

又过了20多年，一个叫查尔斯·梅西耶(CharlesMessier)的法国天文学家，对这些星云产生了极大的兴趣，为了打发时间编辑出了大名鼎鼎的“梅西耶星团星云列表”。1758年，他将这个星云命名为M1，作为第一个标本收藏进他的列表中。

这就是我们如今所熟知的1054年超新星爆发的遗迹，蟹状星云。

而它真正的主体其实是藏在星云中，每33毫秒闪耀一次的一颗中子星（Neutron star）。

中子星作为大质量恒星陨落后的核心，代表了一种极限的简并物质，我们到底对它知道多少呢？

中子星的结构

中子星是中子简并力与天体重力平衡后的产物。

中子简并力源于在极致狭隘的空间内中子高速的运动，与简并状态下电子的运动方式相同。

不过中子质量约为电子质量的1800倍，为了使简并中子具有与简并电子相同的速度，中子星中的中子之间的距离必须小于白矮星中的电子之间距离的1/1800，而同等质量的白矮星的半径大约是中子星半径的1000倍。

理论上来说，中子星的经典半径为10公里。一个两倍太阳质量的中子星密度大约是10^18千克每立方米，约是白矮星的10亿倍。

虽然，我们知道中子星是大质量恒星塌缩后的核心，但中子星的核心是什么我们还不知道。

不过有人认为中子星的核心由介子（参与强相互作用）或无束缚的夸克（构成质子、中子的基本粒子）构成。如今关于致密物质的理论，由于缺少对中子星核心性质的了解，相互之间存在着各种偏差，在各种理论体系下，对中子简并压力也有不一样的修正。因此，我们其实并不确定中子星的具体大小。

比如，对于一颗1.44倍太阳质量的中子星，就有两个合理却不同的大小理论值。一个预测半径为10公里，一个预测半径为20公里。

具体哪个正确？由于无法测量，也就无法确定。

正如一颗白矮星的质量不能超过1.44倍太阳质量，中子星也应有一个类似的极限质量。虽然大多以3.2倍太阳质量作为中子星上限（奥本海默极限），但由于有关密度的物态方程还不确定，所以中子星的质量上限实际上并不确定。

中子星的预言与发现

20世纪30年代，瓦尔特·巴德（Walter Baade）和弗里兹·茨维基（Fritz Zwicky）首次从理论上预测了中子星。

但当时物理学界普遍认为它“太假了”，并以“建立在不可靠的计算基础上”来反驳它。

直到1967年8月，英国剑桥大学24岁的博士研究生乔斯林·贝尔(JocelynBell)发现了一颗脉冲星（Pulsar），而它不过是中子星的另一个名字。

当时，贝尔为了她 的博士论文，正在用一台新的射电望远镜扫描天空，结果在狐狸座方向发现了一个非常有规律的周期脉冲信号。她和她的导师安东尼·休伊什(Antony Hewish)一度戏称：“这是外星人的来电”，并把信号命名为LGM（Little Green Men）即小绿人。这是当时英国科幻小说里外星人的经典形象。

随后，随着类似信号的发现，他们确定了这源自一种特殊天体，一种会发射脉冲信号的天体，随即命名为脉冲星。

脉冲星的信号很独特，它们有两个显著特点：

一、脉冲周期稳定且精准。贝尔发现的第一颗脉冲星，周期就可精准到小数点后11位，1.33730119227秒。有的脉冲星甚至可以精确到百亿分之一秒。

二、脉冲周期都很短。一般只有1秒左右，最长也不过几秒。2004年11月10日，荷兰阿姆斯特丹大学的詹姆斯·海塞（Jason Hessels）发现了一颗脉冲周期仅为1.4毫秒的脉冲星，即1秒钟变化716个周期。

脉冲星的这两个特点，都源自中子星的自转和磁场。

宇宙中最快的旋转星

我们知道中子星来源于恒星塌缩。

而在塌缩的过程中，由于角动量守恒，天体半径的减少势必增加其旋转速度。这就像花样滑冰员急速旋转需要收缩手臂一样。

这种塌缩到底能使旋转增速到何种程度？以太阳为例。

太阳自转一周的时间大致是25天，而一个典型的中子星大约比太阳小5个数量级（1/10^5）。如果把太阳塌缩到一个典型中子星大小，它的自转周期会变成现在的10^-10，即大约0.2毫秒。

当然，一颗中子星的自转周期不可能达到0.2毫秒，因为任何旋转的物体不能旋转得太快，否则就会被“离心力”撕裂。而中子星的理论极限自转周期大约是0.5毫秒。

海塞发现的那颗脉冲星，是已知自转速度最快的中子星，其自转周期仅极限周期的三倍。

同时，中子星还有强大的磁场。由于磁通量守恒，磁场强度与天体半径的平方成反比。也就是说，如果太阳塌陷到中子星的大小，那么它的磁场将增至100亿倍。

中子星的典型磁场一般比太阳的磁场强万亿倍，如果一颗中子星的磁场有太阳磁场的百万亿倍，这种超强磁场中子星被称为磁星（Magnetars）。

脉冲星机制

由于中子星强大的磁场，在中子星内部，电磁力会撕裂表面上的电子。电子被磁场俘获后，会沿着指向南北磁极的方向以漏斗状被喷射出，并形成辐射束。

贝尔发现的“小绿人信号”就是这些辐射束。由于磁极通常不与自旋轴对齐，有些中子星在自旋过程中使它的辐射束扫过地球时，就成为了我们检测到的脉冲。这种有规律的周期脉冲，使得脉冲星成为了宇宙中的灯塔与计时器。

不过随着时间的推移，这些辐射会使中子星不断失去能量。能量的损失会导致中子星的自旋减慢。这意味着它的自旋周期必定随时间缓慢增加。

然而，如果中子星是在一个双星系统中，情况就会发生变化。物质可以通过吸积盘从伴星流向中子星。当物质从吸积盘落到中子星上时，会给中子星增加质量和角动量。这又会慢慢地使中子星旋转得更快。

另外，由于吸积盘十分热，被倾倒它上面的氢和氦有时会发生小规模的核爆炸，引起X射线爆发。当这种核爆炸发生在一个小区域时，爆炸会随着自旋周期有频次的发生，像闪烁一样。

中子星作为迄今为止天文学家可以观测到的最致密的天体，可以说是代表着物质的极限密度。对它最大极限质量的准确把握，是判断最小黑洞的一个重要依据。

总之，所有的磁星几乎都是新锻造的脉冲星，而所有的脉冲星都能充当我们探索宇宙的灯塔。

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