中子星

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中子星的模型

中子星,是恒星演化到末期,經由引力坍縮發生超新星爆炸之後,可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡,当它们最终轉變成鐵元素時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落,有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸,或者根据恒星质量的不同,恒星的内部区域被压缩成白矮星中子星黑洞白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子,直徑大約只有十餘公里,但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸,且旋轉速度極快,而由於其磁軸和自轉軸並不重合,磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球,有如人眨眼,故又称作脈衝星

一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍,半徑則在10至20公里之間(質量越大半徑收縮得越小),也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此,中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間,此密度大約是原子核的密度[1]。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量,則可能是白矮星,但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限(3.2倍太陽質量)的恆星会继续發生引力坍縮,則無可避免的將產生黑洞

由於中子星保留母恆星大部分的角動量,但半徑只是母恆星極微小的量,轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加,產生非常高的自轉速率,周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力,強度是地球的 2×1011 到 3×1012 倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度,是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里/秒之間,也就是可以達到光速的一半。換言之,物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里/秒。更具體的說明,如果一個普通體重(70公斤)的人遇到中子星,他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸TNT當量的威力(四倍於全球最巨大的核彈大沙皇的威力)[2]

历史上的发现[编辑]

1932年,英國剑桥大学卡文迪许实验室詹姆斯·查德威克发现中子[3],并因此获得1935年的诺贝尔物理学奖俄国著名物理学家列夫·朗道及其同事们随即预测存在一种完全由中子组成的星,但他们的想法并没有及时发表。1934年,美国威尔逊山天文台工作的沃尔特·巴德弗里茨·兹威基发表文章称,中子简并压力能够支持质量超过钱德拉塞卡极限的恒星,预言中子星的存在[4]。為尋找超新星爆炸的解釋,他們提議中子星是超新星爆炸後的產物。超新星是突然出現在天空中的垂死恆星,在出現後的幾天或整個星期內,在可見光的亮度上可以超越整個星系。巴德和茨威基正確的解釋產生中子星時釋放出的重力束縛能,供給超新星的能量:“在超新星形成的過程中大量的質量被湮滅”。如果在中心的大質量恆星在他崩潰之前的質量是太陽質量的3倍,那麼在中心可能形成一顆2倍太陽質量的中子星。被釋放出來的束縛能(E = mc2)相當於一個太陽的質量全數轉化成能量,這足以作為超新星最後的能量來源。

第二次世界大战爆发前不久,美国物理学家罗伯特·奥本海默沃尔科夫提出系统的中子星理论,认为在质量与太阳相似的恒星内部可以达到简并中子的流体静力学平衡,但是并没有引起天文学界的重视。

1965年,安東尼·休伊什和Samuel Okoye在1054年的超新星(天關客星)爆炸後的殘骸"蟹狀星雲[5]發現一個異於平常的高電波亮度溫度源"。

1967年,剑桥大学卡文迪许实验室乔丝琳·贝尔安东尼·休伊什发现有规律的无线电脉冲,随后被推断來自於旋轉中的中子星,而且極大數量的中子星都屬於此類。

1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星[6]

1969年,在1054年超新星爆发的残骸蟹状星云中,发现了一颗射电脉冲星(中子星),证明了脉冲星、中子星和超新星之间的关系。

1971年,里卡尔多·贾科尼等人发现半人马座X射线源半人马座X-3具有4.8秒的周期[7],他們解釋這是一顆炙熱的中子星環繞者另一顆恆星的結果,能量來源是持續不斷掉落至中子星表面的氣體釋放出的引力势能。这是第一颗证认的X射线双星

1974年,安東尼·休伊什因為在脈衝星的發現上所扮演的角色而獲得諾貝爾物理學獎,但是共同的發現者Samuel Okoye和乔丝琳·贝尔並未一同獲獎。

一些能觀測的中子星[编辑]

  • X-射線爆發 – 中子星與低質量恆星共同組成的聯星,在質量吸積的過程中會造成中子星表面不規則的能量爆發。
  • 脈衝星 – 一般的說法是由於中子星強大的磁場,使得發射的電磁波隨著中子星的自轉,以脈衝的形式定期的朝向我們發射。
  • 磁星 –磁場特別強大的中子星,有些磁星能夠連續的發射軟γ射線

脈衝星[编辑]

當脈衝星被發現之後,快速的脈衝(大約1秒鐘,在1960年代的天文學是很不尋常的)被半認真的視為外星高智生命傳送來的訊息,隨後被半開玩笑的稱為小綠人,標示為LGM-1。但在更多的,以不同的自轉週期散佈在天空各處的脈衝星被發現之後,就迅速的排除了這種可能性。而在發現船帆座脈衝星和超新星殘骸的關聯性之後,更進一步發現蟹狀星雲的能量來自一顆脈衝星,不得不令人信服脈衝星是中子星的解釋。

磁星[编辑]

还有另外一种中子星,称作磁星。磁星具有大约 1011 特斯拉的磁场,大约是普通中子星的 1000 倍。这足以在月球轨道的一半距离上擦除地球上的一张信用卡。作为对比,地球的自然磁场是大约 6×10-5 特斯拉;一小块钕磁铁的磁场大约是1特斯拉;多数用于数据存储的磁介质可以被 10-3 特斯拉的磁场擦除。[來源請求]

磁星有时会产生X射线脉冲。大约每10年,银河系中就会有某一颗磁星爆发出很强的伽马射线。磁星有比较长的自转周期,一般为 5 到 12 秒,因为它们的强磁场会使得自转速度减慢。[來源請求]

巨大核心[编辑]

中子星大致分三层,核心部分因压力更大,由超子组成;中间层则是自由中子,表面因中子进行β衰变成电子质子中微子。因具有原子核的某些包括密度在内的性质。因此,在流行的科学文献中,中子星有时被称为巨型原子核。然而在其他方面,中子星和真正的原子核是很不一样的。例如,原子核是靠强相互作用结合在一起,而中子星是靠引力相互作用结合在一起。根据当今主流理论,把它们看作天体会更正確一些。

相關條目[编辑]

参考文献[编辑]

  1. ^ Calculating a Neutron Star's Density. [2006-03-11]. 
  2. ^ \frac{(150,000  \ km/s)^2 \times \ 70 \ kg \times 1/2}{4.184 \times 10^{15} \ J/megaton} = 188.2 \ megatons
  3. ^ Chadwick, J., 1932, Nature, 129, 312.
  4. ^ Baade, W., Zwicky, F., 1934, Physical Review, 46, 76.
  5. ^ Hewish and Okoye. Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula. Nature: 59. 
  6. ^ Gold, T., Pacini, F., 1968, Astrophysical Journal, 152, L115. NASA ADS
  7. ^ Giacconi, R. et al., 1971, Astrophysical Journal, 167, L67. NASA ADS
  • ASTROPHYSICS: ON OBSERVED PULSARS. scienceweek.com. [2004-08-06]. 
  • Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit. Compact Stars 2nd ed. 2000. 

外部鏈結[编辑]