第1个回答 2022-07-25
中子星是在一颗大质量恒星耗尽燃料并坍缩时形成的。恒星的最中心区域——核心——坍塌，将每个质子和电子粉碎成一个中子。如果坍缩恒星的核心大约在 1 到 3 个太阳质量之间，这些新产生的中子可以阻止坍缩，留下一颗中子星。（质量更高的恒星会继续坍缩成恒星质量的黑洞。）
这次坍塌留下了已知最致密的物体——一个太阳质量的物体被压扁到一个城市的大小。这些恒星残骸的直径约为 20 公里（12.5 英里）。一颗中子星物质的方糖在地球上的重量约为 1 万亿公斤（或 10 亿吨）——大约相当于一座山。
自从中子星作为恒星开始存在以来，它们被发现散布在整个银河系中我们发现恒星的地方。和恒星一样，它们可以自己找到，也可以在有伴星的双星系统中找到。
大多数中子星被观测为脉冲星。脉冲星是旋转的中子星，观察到以非常规则的间隔发出辐射脉冲，通常在几毫秒到几秒之间。脉冲星具有非常强的磁场，可以将粒子射流沿两个磁极排出。这些加速粒子产生非常强大的光束。通常，磁场与自旋轴不对齐，因此当恒星旋转时，这些粒子束和光线会被扫过。当光束穿过我们的视线时，我们会看到一个脉冲——换句话说，当光束扫过地球时，我们会看到脉冲星打开和关闭。
考虑脉冲星的一种方式就像灯塔。到了晚上，灯塔发出一束光，扫过天空。即使光线一直在发光，您也只有在光束直接指向您的方向时才能看到它。下面的视频是中子星的动画，显示了磁场与恒星一起旋转。在中途，视角发生变化，因此我们可以看到光束扫过我们的视线——这就是脉冲星的脉动方式。
另一种类型的中子星称为磁星。在典型的中子星中，磁场是地球磁场的数万亿倍；但是，在磁星中，磁场又要强1000倍。
1967 年，在 Antony Hewish 指导下的博士生 Jocelyn Bell 在英国剑桥的 Mullard 射电天文台使用行星际闪烁阵列探测到了无线电信号。该信号在相隔 1.3 秒时具有非常规则的脉冲。事实上，信号在 1.3 秒的重复时间是如此精确，以至于最初认为是由于望远镜中的噪声。然而，事实证明它是来自现在称为 PSR B1919+12 的脉冲星的无线电发射。
大多数脉冲星是通过它们的无线电信号发现的。双星系统中的吸积中子星主要在 X 射线中观察到。在 X 射线和伽马射线中都可以观察到磁星。如果没有多波长观测，我们就不会像现在这样了解中子星的数量。
本页重点介绍脉冲星和磁星作为多波长源。 请参阅我们的双星页面，了解有关双星和吸积驱动双星的更多信息 。
脉冲星不仅首先在无线电波中被观察到，而且我们所知道的大多数脉冲星都是首先作为无线电源被发现的。这些无线电发现的脉冲星中的一些也被发现在光学光、X 射线和伽马射线中产生脉冲。然而，在 X 射线和伽马射线中发现了一些没有无线电对应物的脉冲星。有几种不同的机制在为脉冲星供电。
“旋转动力”脉冲星最终由中子星的自旋提供动力。当高能电子在中子星磁极上方的磁场区域相互作用时，可以产生无线电、光学、X 射线和伽马射线脉冲星束。最终的能源来自中子星的自转。旋转能量的最终损失导致脉冲星自旋周期变慢。
当超新星中首次形成中子星时，它的表面非常热（超过 100 万度）。随着时间的推移，表面会冷却，但当表面仍然足够热时，可以用 X 射线望远镜看到它。如果中子星的某些部分比其他部分更热，例如磁极，那么当热点穿过我们的视线时，可以看到来自中子星表面的热 X 射线脉冲。
磁星是具有极端磁场的中子星——甚至比脉冲星中的中子星还要极端。这些源显示稳定的 X 射线脉动和软伽马射线爆发。事实上，发现的第一批磁星，称为软伽马射线中继器 (SGR)，被认为是伽马射线爆发的一个子类（ 请参阅我们关于伽马射线爆发的页面以了解它们是什么 ）。
伽马射线暴已为人所知超过 25 年，但关于它们的起源仍有很多不确定性。它们在 1960 年代后期作为核试验禁令验证的一部分首次被发现；美国卫星接收到伽马射线爆发，很多人担心这些可能是由于苏联核爆炸造成的，但确定这些爆发起源于大气层外。“官方”发现于 1973 年（由 Klebsedal、Olsen 和 Strong）提出。从那时起，已检测到超过 2500 次爆发，其中 BATSE（康普顿伽马射线天文台上的爆发和瞬态源实验）超过 1800 次。在解决伽马射线暴是什么的问题之前，我们需要通过观察来确定它们是什么。
粗略地说，伽马射线爆发是主要出现在伽马射线中并来自地球外部的能量爆发。地球上的通量在 10^-8 erg/cm^2/s 和 10^-3 erg/cm^2/s 之间，爆发的持续时间在 10 ms 和 1000 s 之间，光子的能量通常在100 keV 和 2 MeV，尽管从一些爆发中可以看到低至 5 keV 和高达 18 GeV 的能量。作为时间函数的通量因突发而异，但突发内的尖峰通常遵循“fred”曲线（快速上升，指数衰减）。这是一个 动画 gif 显示了我们在银河地图上看到的爆发的模拟（左）及其作为时间函数的亮度（右）。总而言之，伽马射线暴非常不均匀，因此很难提取出易于分类的特征行为（参见 GRB 的典型 时间剖面 ）。
我们至少能说出伽马射线爆发有多远吗？直到最近，答案都是“不”，不确定。从 1970 年代初开始，很明显伽马射线爆发以大致相等的概率来自天空的所有部分。由于伽马射线爆发的其他方面（例如快速上升时间 [在某些情况下小于 1 毫秒] 和高光子能量）似乎与中子星起源一致，因此 1990 年之前的大多数人认为伽马射线爆发来自银河系中子星，而那些仪器根本没有足够的灵敏度探测到足够深的探测能力，无法看到偏向银河中心和平面的偏差。然而，自 1990 年以来，康普顿伽马射线天文台上的爆发和瞬态源实验 (BATSE) 每天观测到近一次伽马射线爆发，而且这些伽马射线爆发也几乎是各向同性的（ 前 921 次爆发的天空图 ）。人们认为，如果银河中子星真的是伽马射线爆发的来源，BATSE 应该能够在足够远的地方看到它们，以至于分布应该更像煎饼而不是球体。另一个证据来自至少具有给定通量的来源数量。如果宇宙是欧几里得的，并且源均匀分布，那么在距离 r 处会有许多与 r^3 成正比的源，而最暗的源将具有与 1/r^2 成正比的通量。因此，在具有给定固有光度的均匀分布源的欧几里得宇宙中，log N（N = 通量大于 F 的源数）与 log F 的曲线应该具有 -3/2 的斜率。在最高通量时，可以看到这个斜率，但在较低通量时，斜率变得更小，表现出连续翻滚，在 BATSE 可以看到的最低通量下变为大约 -0.8。
这意味着什么？如果固有光度恒定，则在较低通量下的衰减对应于更大的距离，这意味着在某种意义上，分布存在边缘。例如，如果源分布在一个薄平面而不是球体中，则斜率为 -1，而对于直线中的源，斜率为 -0.5。即使源分布是球形的，如果源在更远的距离处变得不那么密集，或者如果通量下降速度快于 1/r^2，斜率也会翻转。由于分布的各向同性，许多人认为伽马射线爆发是宇宙学的，在典型的红移 z=1 处，红移将以大约正确的方式减少通量，以解释 log N - log F 翻转。但直到 1997 年，还没有任何“确凿证据”可以肯定地告诉我们这些爆发是宇宙学的，而且实际上存在伽马射线爆发的合理模型，其中爆发来自我们银河系周围的一个扩展光晕。
这一切在 1997 年发生了变化，当时使用意大利-荷兰卫星 BeppoSAX 的研究人员取得了巨大的突破。我们对伽马射线爆发的理解的一个症结在于，它们总是一种“一劳永逸”的现象，在伽马射线短暂的闪光持续几秒钟之后，这就是她所写的全部内容。在其他频率（例如光学和无线电）中没有任何可检测到的发射意味着这些源无法确定地定位。这就是 BeppoSAX 的用武之地。这颗卫星能够探测到每年六到十次伽马射线爆发的 X 射线发射，并将发射定位在大约两弧分（三十分度或一点小于足球场远端台球的外观尺寸）。这比使用 BATSE 进行的本地化要好大约 100 倍。它让人们发现，用 BeppoSAX 观测到的大部分伽马射线暴都有 X 射线余辉；这是一个 第一张的图片 ，显示一个亮点（左），然后逐渐消失（右）。许多还有光学和无线电余辉！光学和无线电的余辉使该位置被确定为角秒或更好（足球场远端的睫毛的表观大小！）。进一步的观察表明，至少在投影中，并且可能在现实中，伽马射线爆发存在于星系中。不仅如此，这些星系中的许多都测量到了红移，其中一些非常大：一个测量到的红移大于 3.4！所以这至少解决了部分问题：用 BeppoSAX 观察到的爆发绝对是宇宙学的。如果伽马射线爆发是宇宙学的，那么它们的能量释放一定是巨大的。现在人们认为，大多数爆发都是紧密发射的（就像灯塔一样），并且仅在伽马射线中就会发出 10^51 尔格。这仍然令人费解。这些模型的约束非常严格，目前还没有详细的模型可以绕过所有的约束。然而，不管这些是什么，能量释放本身保证了中央发动机是周围最大的爆炸之一！目前最流行的两种观点是（1）爆发是由两颗中子星或一颗中子星和一个黑洞的吸气和合并引起的，或者（2）爆发是由一颗大质量恒星（可能是 20太阳质量或更多）进入一个快速旋转的大质量黑洞。一般认为较长的爆发属于类型（2），但对于较短的爆发仍然存在问题。无论哪种方式，所有能量都进入星际空间并产生严重的冲击波似乎是不可避免的。
另一种（稍微不那么）神秘的爆发事件被认为来自中子星，是软伽马射线中继器爆发。这些通常持续 0.1 秒到 3 秒，并且在 10 keV 到 30 keV 范围内具有光谱峰值。过去，软伽马射线中继器已被确认为超新星遗迹，但除了大麦哲伦星云（SGR 0525-66）中的单一源之外，这些识别现在被认为是可疑的（参见 Gaensler 等人 2001，ApJ , 559, 963)。谨慎是特别合适的，因为只有四个（！）已知的 SGR（SGR 0525-66、SGR 1900+14、SGR 1806-20 和 SGR 1627-41，其中的数字给出了 B1950 坐标中的赤经和赤纬）。尽管这些来源很少，但人们对它们的兴趣一直集中在它们身上，因为（1）它们具有不同于任何其他已知天文现象的观测特性，（2）它们与伽马射线爆发有一些诱人的联系，以及（3）一种电流SGRs 模型涉及具有 10^14 高斯到 10^15 高斯表面磁场的中子星，其中各种奇异的微物理过程可能很重要。
发生在 1979 年 3 月 5 日的 SGR 0525-66 的一次特殊爆发引起了如此多的关注，以至于它通常被称为“3 月 5 日事件”。这是迄今为止看到的最高强度的伽马射线事件。它以持续四分之一秒的硬尖峰开始，上升时间不到一毫秒，然后继续发射更柔和的辐射，持续了 200 秒。在这个延长的尾巴期间的发射具有 8 秒的清晰周期，并且与旋转调制一致。由于这一事件的高强度和快速发生，整个太阳系的九颗不同的卫星都记录了这一事件，而卫星之间的相对时间使得事件的方向可以非常准确地确定。经确定，该事件的方向与大麦哲伦星云中的 N49 超新星残骸一致，其距离超过 50 千秒差距。在这个距离上，最初的硬尖峰的峰值光度超过每秒 10^45 尔格。也就是说，在爆发的前一刻钟，这个源发出的能量相当于太阳在 3000 年内辐射的能量！这也是让一些天文学家认为SGR与经典伽马暴有关的事件。如果单独分析硬尖峰，那么它的持续时间、光曲线和能谱与经典 GRB 没有区别。事实上，如果事件发生的距离是它的十倍（这样我们就会错过扩展的软发射），我们会认为这是另一个令人打哈欠的伽马射线爆发。
对来自 SGR 0525-66 的其他爆发（没有 3 月 5 日的事件那么壮观）以及来自 SGR 1900+14 和 SGR 1806-20 的爆发的观测最初表明，所有这些都与超新星遗迹有关，但如上所述，这一点受到了挑战。即使它们与残余有关，源也不在残余的中心；相反，它们偏向一边，距离意味着每秒 500-1500 公里的速度。SGR 爆发的典型峰值光度为每秒 10^40 到 10^42 尔格。这些信息可以汇总如下：
因此，如果 SGR 与超新星遗迹有关，那么它们来自年轻的中子星。下一个问题是爆发的能量来源是什么？人们自然会想到吸积或旋转，但也考虑过强磁场。
如果 SGR 与超新星遗迹有关，它们正在高速移动，因为它们不在遗迹的中心。那么吸积就会出现严重的问题，因为推断出所有三个 SGR 的高速意味着中子星无法从星际介质中吸收足够的质量。此外，事实证明，来自例如小行星的吸积预计会持续数万秒，而不是观察到的十分之一秒。旋转有更大的问题。一颗以 8 秒周期自转的中子星，例如产生 3 月 5 日事件的中子星，只有大约 3 倍 10^44 尔格的可用旋转能量。但是 3 月 5 日的事件本身释放了大约 4 倍 10^44 尔格，此后以持续发射形式释放的 X 射线能量又是 3 倍 10^44 尔格，所以没有足够的旋转能量完成工作。
大约从 1992 年开始，Chris Thompson 和 Rob Duncan 开始提出另一种能源，即非常强的磁场。他们之所以被吸引，部分原因是 3 月 5 日的事件意味着与中子星的预期诞生自转周期（不到一秒）相比，自转周期非常长（8 秒）。如果像通常认为的那样，中子星通过磁制动旋转下来，那么要在 N49 超新星遗迹的 5,000 年历史中达到如此长的周期，则需要场接近 10^15 高斯！汤普森和邓肯注意到，这意味着恒星的总磁能约为 10^47 尔格，这很容易。他们还发现该模型与 SGR 爆发的其他特性一致。
所以，也许有些中子星有 10^15 高斯的磁场。所以呢？鉴于我们确定某些中子星的场为 10^12 到 10^13 高斯，这听起来已经令人难以置信的大，那么另外两个数量级有什么大不了的呢？
区别在于亚原子水平。在磁场中，带电粒子（例如电子或质子）将以与磁场强度成正比的优选频率（回旋加速器频率）围绕磁场旋转。该原理用于磁共振成像，其中（核的）首选频率在无线电波长中。当引入中子星强度的磁场时，电子回旋频率在 X 射线中，当磁场为 4.414 乘以 10^13 高斯时，电子回旋能量（回旋频率乘以普朗克常数）等于电子静止质量能量. 该场被证明是量子电动力学中的一个关键场，因此（基本上）在该场之上存在许多奇异的过程（例如，单光子对的产生，光子分裂）可能非常重要，而在临界场以下，这些过程可以忽略不计。我们没有祈祷在实验室中进入这种超强场域，我们只有量子力学预测来指导我们。因此，如果我们能够确定天文学中存在这样的场，那么通过研究这些物体，我们就可以在新的物理体系中检验我们的量子力学理论。
但首先，我们必须获得更直接的证据证明存在这样的高场。最近的支持证据出现在 1998 年，当时有几个软伽马射线中继器处于活动状态，并且最终可以测量 (1) 自旋周期和 (2) 自旋周期的变化率，这在最简单的近似中允许估计这些源的磁场。您猜对了，似乎需要大于约 10^14 高斯的磁场，尽管仍有一些细微之处。真正好的是这些超强场的能谱中的一个特征。我们还没有，但是很多人已经付出了很多努力。Tomek Bulik 和我提出了我认为最有前途的一个。它与一种叫做真空共振的东西有关，并且光谱特征是 X 射线光谱中的一个下降，当强度较高时，它会移动到较低的能量。如果看到这样的签名，我们将有强有力的直接证据证明这些超强场的存在，而像我这样的理论家将有一个美妙的新游乐场！