中子星的研究
有一种看法认为，晚期恒星逐级热核反应直至进行到合成铁。引力塌缩致使核中心部分中子化，所放出的大量中微子将会把富含铁核的星体外壳压碎，产生猛烈的超新星爆发，被压碎的外壳形成星云状超新星遗迹，而中子化的核心则形成中子星。最早提出中子星设想的是前苏联著名物理学家朗道（Landau，Lev Davidovich 1908～1968）。 1932 年，英国物理学家查德威克发现中子的消息传到哥本哈根不久，正在丹麦访问的朗道就预言，可能存在由中子组成的致富星体。1934年，以超新星为主要研究领域的德国-美国天文学家巴德（Baade，Walter 1893～1960）和瑞士天文学家兹维基（Zwicky，Fritz 1898～1974）分别提出，在超新星爆发之后，其核心将形成中子星。1939年，美国物理学家奥本海默与沃尔科夫根据广义相对论进一步求出了中子星的结构。但是对中子星观测的进展却进行得十分缓慢。普通的恒星在辐射性质上，近似一个绝对黑体，其光学波段的温度约相当1000K。根据斯特藩-维恩定律，恒星表面单位面积的辐射功率正比于其绝对温度的4次方。
然而中子星非常致密，其表面积极小，即使应用现代望远镜，一般也无法观测到。此外，中子星已不具备可供核反应的燃料，不能像普通恒星那样发出明亮的光，对中子星的观测确实成为一个难题。近年来对中子星理论研究的发展，提供了对其观测的有效途径，途径之一就是短时标研究。中子星极小，其直径l大约只有十几到几十千米，其上若发生某一瞬间现象，在地球上将可能观测到该现象持续△τ～l/c一段时间，在地球上若能观测到这种短时标的变光现象，将有可能与中子星有关。途径之二是天体电磁场研究。由于每个中子具有磁矩，顺向排列的中子将使中子星具有 105特斯拉的强磁场。随着中子星的转动，还会感应强电场。因此，伴随中子的变化过程，常有极强的电磁能量辐射，这种辐射可能在X射线或γ射线波段。随着空间技术的进展，在大气层外上空的X射线和γ射线天文卫星将成为观测中子星的重要工具。
迄今为止，人类发现的中子星近两千多颗，其中为数较多的是脉冲星和γ射线爆两大类。脉冲星的发现有赖于英国射电天文学家赖尔（Ryle，Sir Martin 1918～）的基础性工作。二战期间，他从事雷达研究，战后在剑桥的卡文迪许实验室担任研究员，研究射电天文学。1948年他发现了强射电源——仙后座 A。在他领导下，剑桥射电天文小组进行了系统的巡天观测，编写出一系列射电源表。其中的第三表对发现类星体至关重要，正因如此，人们对最初发现的类星体都冠以“3C”字样，意为剑桥第三表。1960年，为提高射电望远镜的分辨本领，赖尔设计成功具有独创性的观测系统，其中最突出的是，两天线最大变距为1.6千米的综合孔径射电望远镜，使分辨本领达到了最佳水平。1967年，剑桥大学建造了占地 2万多平方米的 16×128个偶极天线阵，用以研究短时标的星际闪烁过程，工作波段在 81.5MHz。利用这一装置，于 1967 年 7 月，英国天文学家休伊士（Hewish，Antony 1924～）和他的研究生贝尔观测到，来自织女星和河鼓两颗恒星间某处周期稳定而短暂的射电脉冲。经系统观测后，它的详细情况于1968年2月报导了出来，并将所发现的星体定名为脉冲星。
此后，他们又检查了早期的一些类似观测，又确定出另外三颗脉冲星的位置。自此，脉冲星被陆续地发现。由于首批脉冲星的发现，休伊士与赖尔荣获 1974年诺贝尔奖金。第一颗脉冲星发现的当年，奥地利-英国-美国天文学家和宇宙学家戈尔德（Cold，Thomas 1920～）就给予了脉冲星以正确的解释。他认为，脉冲星的周期如此之短，又异常稳定，唯一的解释只能是一颗快速自转着的中子星。他应用广义相对论理论，初步计算出中子星的直径约为1千米，质量却比太阳还大，并预言，它的自转速度将不断减慢，脉冲周期应逐渐加大。戈尔德的大部分预言均被以后的观测所证实。第一批脉冲星被发现不久，于 1968年斯塔林与莱芬斯坦又发现了最著名的脉冲星，即蟹状星云中心星 PSR0531+21，它的闪烁周期为 0.0331秒，能在射电、红外、可见、X 射线及γ射线等波段发出脉冲辐射。根据这颗脉冲星周期变化及蟹状星云膨胀速度与诞生时间估算，人们认为蟹状星云的中心星即为中国宋代（约1054 年）记载的金星座客星爆发后的残骸，蟹状星云则是超新星爆发后，抛出的壳层遗迹。无独有偶，1990年人们从理论上预言，后又经美国γ射线卫星康普顿天文塔所证实的PS1509-58是一颗γ射线脉冲星。根据它的位置、周期变化，人们同样认为它就是中国东汉天文学家在公元185年发现的超新星爆发遗骸。
在银河系内，历史上有记载的超新星爆发一共有 7次，中国均有记载，其中公元185年的那次超新星爆发，全世界只有中国有记载。在对中子星的研究中，人们普遍关心的是它的稳定性机制、内部结构以及应给予它什么样的模型。一种看法认为，中子星就是一个巨大的原子核。人们最常接触到的原子的原子核，无论是天然的还是人工的，稳定的还是放射性的，长寿命还是短寿命的，都具有一些共同的特点。其一是，随着质子数的加多，库仑斥力增大而趋于不稳定，所以，随着质量数的加大，稳定的核将中子比例加大，质子的比例变小。例如氮原子核14N 由 7个质子和 7个中子组成，钙原子核40Ca由20个质子和20个中子组成，都各占一半；铁原子核56Fe由26个质子和30个中子组成；碘原子核127I则由53个质子和74个中子组成。其二是随着原子核质量的加大，越不稳定，越容易自发裂变。Z＞92的超铀元素原子核都是不稳定的。
迄今为止，Z＞106 的原子核还无法观测到。根据核壳层模型理论的预言，原子核也具有类似元素的周期性，当中子数或质子数为一定数值，即为幻数时，核特别稳定。 Z=114是一个幻数，在它附近，应存在一些稳定或比较稳定的原子核。虽然这个超重核岛至今还没有被实验发现，人们却相信，中子星是一个由 1057数量级的中子和1055数量级的质子组成的原子核，它依靠万有引力束缚在一起非常稳定，结合能可以达到100MeV。还有一种看法，认为中子星是一个巨大的汤姆逊原子。1897年，J．J．汤姆逊发现了电子以后，他把电子看作构成物质的成分之一，并提出了原子的汤姆逊模型，认为原子由一个带正电的球体，内中有数量恰好中和正电的带负电的电子嵌入其中构成。这个理论虽然是研究物质结构的良好开端，但是不久，即被他的学生卢瑟福的理论所替代。
后来，卢瑟福行星式的原子模型又由量子理论所取代，即使如此，对于电子不可能被束缚在极小的原子核空间内两种理论却是公认一致的。中子星的发现，使这种认识的发展有了转机。如果说中子星是一个体积巨大的原子核，电子被包含在其中似乎有了可能。在中子星的内部，可以具有少量的、但数量相同的质子和电子，它们一方面维持了中子星的电中性；另一方面，根据泡利不相容原理，由于质子与电子的存在，填满了可能的状态，防止了自由中子衰变为质子、电子与中微子的可能性，维持了中子星这一个巨大的汤姆逊原子稳定的存在。综上所述，研究中子星的组成与结构，无疑将丰富人们关于物质结构的认识。中子星同样为人类提供了第一个引力波存在的定量依据。1974 年 9月，正在马萨诸塞大学任教的泰勒（Taylor， JosephHooten 1942～）与他的研究生赫尔斯（Hulse，Russell Alan）利用305m口径大型射电望远镜，发现了一颗脉冲周期约为 59 毫秒的射电脉冲星，根据它在空间的方位，定名为PSR1913+16。这颗脉冲星与其它脉冲星有所不同，它除了具有一个59毫秒的脉冲周期外，还存在有一个缓慢变化着的周期0.323天。
泰勒和赫尔斯立即意识到，这颗脉冲星一定还有一个伴星，由于它们相互绕行，径向速度呈周期性变化。这一脉冲双星的发现，使人们看到，质量如此巨大、以如此短周期相互绕行的二体运动，将是人们检测引力理论的最好实验渠道，这是在地球、乃至整个太阳系范围内难以获得的。正因为在引力研究方面的重要研究价值，脉冲双星的发现，使泰勒与赫尔斯共同获得了1993年诺贝尔物理学奖。除了比地球表面还要强1011倍的极强引力条件外，中子星表面处的磁场也极强，可达 105特斯拉。在地面上，目前采用最先进的技术，也只不过能产生10特斯拉左右的磁场。此外，中子星内部压强可以达到 1033帕斯卡，这些物理条件将是在地球上难以获得的。这表明，中子星提供了一个天然的极端条件的实验室，研究其上发生的各种物理现象，能使人类更全面、更完整地认识物质规律，甚至从中获得一种全新的认识。
然而中子星非常致密，其表面积极小，即使应用现代望远镜，一般也无法观测到。此外，中子星已不具备可供核反应的燃料，不能像普通恒星那样发出明亮的光，对中子星的观测确实成为一个难题。近年来对中子星理论研究的发展，提供了对其观测的有效途径，途径之一就是短时标研究。中子星极小，其直径l大约只有十几到几十千米，其上若发生某一瞬间现象，在地球上将可能观测到该现象持续△τ～l/c一段时间，在地球上若能观测到这种短时标的变光现象，将有可能与中子星有关。途径之二是天体电磁场研究。由于每个中子具有磁矩，顺向排列的中子将使中子星具有 105特斯拉的强磁场。随着中子星的转动，还会感应强电场。因此，伴随中子的变化过程，常有极强的电磁能量辐射，这种辐射可能在X射线或γ射线波段。随着空间技术的进展，在大气层外上空的X射线和γ射线天文卫星将成为观测中子星的重要工具。
迄今为止，人类发现的中子星近两千多颗，其中为数较多的是脉冲星和γ射线爆两大类。脉冲星的发现有赖于英国射电天文学家赖尔（Ryle，Sir Martin 1918～）的基础性工作。二战期间，他从事雷达研究，战后在剑桥的卡文迪许实验室担任研究员，研究射电天文学。1948年他发现了强射电源——仙后座 A。在他领导下，剑桥射电天文小组进行了系统的巡天观测，编写出一系列射电源表。其中的第三表对发现类星体至关重要，正因如此，人们对最初发现的类星体都冠以“3C”字样，意为剑桥第三表。1960年，为提高射电望远镜的分辨本领，赖尔设计成功具有独创性的观测系统，其中最突出的是，两天线最大变距为1.6千米的综合孔径射电望远镜，使分辨本领达到了最佳水平。1967年，剑桥大学建造了占地 2万多平方米的 16×128个偶极天线阵，用以研究短时标的星际闪烁过程，工作波段在 81.5MHz。利用这一装置，于 1967 年 7 月，英国天文学家休伊士（Hewish，Antony 1924～）和他的研究生贝尔观测到，来自织女星和河鼓两颗恒星间某处周期稳定而短暂的射电脉冲。经系统观测后，它的详细情况于1968年2月报导了出来，并将所发现的星体定名为脉冲星。
此后，他们又检查了早期的一些类似观测，又确定出另外三颗脉冲星的位置。自此，脉冲星被陆续地发现。由于首批脉冲星的发现，休伊士与赖尔荣获 1974年诺贝尔奖金。第一颗脉冲星发现的当年，奥地利-英国-美国天文学家和宇宙学家戈尔德（Cold，Thomas 1920～）就给予了脉冲星以正确的解释。他认为，脉冲星的周期如此之短，又异常稳定，唯一的解释只能是一颗快速自转着的中子星。他应用广义相对论理论，初步计算出中子星的直径约为1千米，质量却比太阳还大，并预言，它的自转速度将不断减慢，脉冲周期应逐渐加大。戈尔德的大部分预言均被以后的观测所证实。第一批脉冲星被发现不久，于 1968年斯塔林与莱芬斯坦又发现了最著名的脉冲星，即蟹状星云中心星 PSR0531+21，它的闪烁周期为 0.0331秒，能在射电、红外、可见、X 射线及γ射线等波段发出脉冲辐射。根据这颗脉冲星周期变化及蟹状星云膨胀速度与诞生时间估算，人们认为蟹状星云的中心星即为中国宋代（约1054 年）记载的金星座客星爆发后的残骸，蟹状星云则是超新星爆发后，抛出的壳层遗迹。无独有偶，1990年人们从理论上预言，后又经美国γ射线卫星康普顿天文塔所证实的PS1509-58是一颗γ射线脉冲星。根据它的位置、周期变化，人们同样认为它就是中国东汉天文学家在公元185年发现的超新星爆发遗骸。
在银河系内，历史上有记载的超新星爆发一共有 7次，中国均有记载，其中公元185年的那次超新星爆发，全世界只有中国有记载。在对中子星的研究中，人们普遍关心的是它的稳定性机制、内部结构以及应给予它什么样的模型。一种看法认为，中子星就是一个巨大的原子核。人们最常接触到的原子的原子核，无论是天然的还是人工的，稳定的还是放射性的，长寿命还是短寿命的，都具有一些共同的特点。其一是，随着质子数的加多，库仑斥力增大而趋于不稳定，所以，随着质量数的加大，稳定的核将中子比例加大，质子的比例变小。例如氮原子核14N 由 7个质子和 7个中子组成，钙原子核40Ca由20个质子和20个中子组成，都各占一半；铁原子核56Fe由26个质子和30个中子组成；碘原子核127I则由53个质子和74个中子组成。其二是随着原子核质量的加大，越不稳定，越容易自发裂变。Z＞92的超铀元素原子核都是不稳定的。
迄今为止，Z＞106 的原子核还无法观测到。根据核壳层模型理论的预言，原子核也具有类似元素的周期性，当中子数或质子数为一定数值，即为幻数时，核特别稳定。 Z=114是一个幻数，在它附近，应存在一些稳定或比较稳定的原子核。虽然这个超重核岛至今还没有被实验发现，人们却相信，中子星是一个由 1057数量级的中子和1055数量级的质子组成的原子核，它依靠万有引力束缚在一起非常稳定，结合能可以达到100MeV。还有一种看法，认为中子星是一个巨大的汤姆逊原子。1897年，J．J．汤姆逊发现了电子以后，他把电子看作构成物质的成分之一，并提出了原子的汤姆逊模型，认为原子由一个带正电的球体，内中有数量恰好中和正电的带负电的电子嵌入其中构成。这个理论虽然是研究物质结构的良好开端，但是不久，即被他的学生卢瑟福的理论所替代。
后来，卢瑟福行星式的原子模型又由量子理论所取代，即使如此，对于电子不可能被束缚在极小的原子核空间内两种理论却是公认一致的。中子星的发现，使这种认识的发展有了转机。如果说中子星是一个体积巨大的原子核，电子被包含在其中似乎有了可能。在中子星的内部，可以具有少量的、但数量相同的质子和电子，它们一方面维持了中子星的电中性；另一方面，根据泡利不相容原理，由于质子与电子的存在，填满了可能的状态，防止了自由中子衰变为质子、电子与中微子的可能性，维持了中子星这一个巨大的汤姆逊原子稳定的存在。综上所述，研究中子星的组成与结构，无疑将丰富人们关于物质结构的认识。中子星同样为人类提供了第一个引力波存在的定量依据。1974 年 9月，正在马萨诸塞大学任教的泰勒（Taylor， JosephHooten 1942～）与他的研究生赫尔斯（Hulse，Russell Alan）利用305m口径大型射电望远镜，发现了一颗脉冲周期约为 59 毫秒的射电脉冲星，根据它在空间的方位，定名为PSR1913+16。这颗脉冲星与其它脉冲星有所不同，它除了具有一个59毫秒的脉冲周期外，还存在有一个缓慢变化着的周期0.323天。
泰勒和赫尔斯立即意识到，这颗脉冲星一定还有一个伴星，由于它们相互绕行，径向速度呈周期性变化。这一脉冲双星的发现，使人们看到，质量如此巨大、以如此短周期相互绕行的二体运动，将是人们检测引力理论的最好实验渠道，这是在地球、乃至整个太阳系范围内难以获得的。正因为在引力研究方面的重要研究价值，脉冲双星的发现，使泰勒与赫尔斯共同获得了1993年诺贝尔物理学奖。除了比地球表面还要强1011倍的极强引力条件外，中子星表面处的磁场也极强，可达 105特斯拉。在地面上，目前采用最先进的技术，也只不过能产生10特斯拉左右的磁场。此外，中子星内部压强可以达到 1033帕斯卡，这些物理条件将是在地球上难以获得的。这表明，中子星提供了一个天然的极端条件的实验室，研究其上发生的各种物理现象，能使人类更全面、更完整地认识物质规律，甚至从中获得一种全新的认识。
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