中子星物理

中子星物理
陆建隆
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2M⊙）。

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
Fe一直到36Kr，质子与核子总数比（Z/A）从26Fe的0.46降到36Kr 26
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SoftＧａｍｍａＲａｙＢｕｒｓｔ）。

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106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。