中子星

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。

这张脉冲星图显示了具有强磁场（蓝色磁场线）和沿磁轴的光束的中子星。当中子星旋转时，磁场随之旋转，将光束扫过太空。如果该光束扫过地球，我们会将其视为规则的光脉冲。（来源：NASA/戈达德太空飞行中心概念图像实验室）

脉冲星

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。

磁星

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。

高磁化中子星的地壳破裂，如艺术家渲染图所示，可引发高能喷发。（来源：美国宇航局戈达德太空飞行中心/S. Wiessinger）

历史证据

行星际闪烁阵列最初安装在剑桥大盾射电天文台，1967 年。由 Antony Hewish 设计，由 Jocelyn Bell 用于探测脉冲星。由两个木制垂直支架、一个木制十字支架和一段铜线和电缆组成。（来源：剑桥大学物理系）

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。

蟹状星云中心的脉冲星（这张 X 射线照片）是天空中研究最充分的来源之一。已经观察到它在从无线电到伽马射线的几乎整个电磁频谱中产生脉冲。（来源：NASA/CXC/SAO/F. Seward 等人。）

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）。

是什么产生了伽马射线爆发？

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。

软伽马射线中继器和巨大的磁场

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：

• 3 月 5 日的事件显示了 8 秒的旋转周期。黑洞没有固体表面来提供如此连贯的旋转周期，因此它一定是中子星。
• SGR 可能（也可能不会！）与超新星遗迹有关。如果他们不是，大多数赌注都失败了。另一方面，如果他们是：
• 超新星遗迹会留下中子星或黑洞，因此 SGR 必定与中子星或黑洞有关。
• 如果超新星遗迹的年龄超过 10 万年，它就会消散，所以我们看不到它。我们可以，因此产生 SGR 的紧凑对象必须相对年轻。

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！