一立方厘米物質重達1億噸？中子星和黑洞有什麼聯絡？

宇宙中可見的極端天體——中子星

恆星的下一階段是紅巨星，紅巨星與恆星的對比

當一顆恆星能量即將耗盡時，其核心將消耗最後的“燃料”以產生熱量和壓力，巨大恆星的引力如此之強，以至於核心的原子無法與之抗爭。以我們的太陽為例，在恆星生命後期其核心會非常緊密地塌陷下去，以至原子的電子會達到峰值壓力。我們的恆星會達到稱為白矮星的穩定狀態，其中電子的壓力平衡了恆星質量的引力。

但是白矮星只能穩定達到1。4個太陽的質量，這一數值也被稱為錢德拉塞卡極限。如果一個恆星的核心比這個更大，那麼電子壓力就不足以抵抗引力。電子被壓縮到原子的質子中，從而將它們轉變為中子，這樣的話恆星就會成為中子星，而不是白矮星。

藝術家對白矮星內部結構的理論圖

當然，中子星的質量是有限的。如果核的質量超過該極限，則中子壓力將因為無法承受重力，中子星將進一步坍塌成黑洞。恆星的質量極限取決於其溫度和密度，這些資料最終可以確定該恆星的壓力。Subrahmanyan在1930年計算出了電子的狀態方程，由此確定了穩定白矮星的質量極限。

電子是基本粒子，中子是由夸克及其相互作用組成的複雜粒子，中子的狀態方程要複雜得多。1939年，Robert Oppenheimer和George Volkoff為中子建立了狀態方程，這共同產生了中子星的質量極限，即託曼奧本海默沃爾科夫TOV極限。

中子星渲染圖

TOV極限值的計算過程非常複雜，很難獲得精確的值。最初的估算將中子質量極限定在1。5至3。0太陽質量之間。後來的估計使該極限接近於2個太陽質量，而合併中子星的引力波觀測資料表明該極限確定為2。17個太陽質量。

中子星在質量上有限度，在直徑大小上也有限度，所有中子星不會超過30公里的直徑，一般中子星的直徑都是10到20公里的直徑。中子星由不帶電荷的亞原子粒子組成，它們的內部粒子結構如此密集，以至於1立方厘米大小的中子星物質的重量將達到一億噸。

中子星與現代城市對比

中子星的不同表現——磁星，脈衝星

天文學家在尋找中子星的時候還發現了奇怪的現象，那就是中子星的另外兩個物理特性，一些中子星會快速自旋，天文學家基於這些特性發現了不同種類的中子星。

其中一部分是宇宙中旋轉速度最快的中子星，它們每秒就進行數百次旋轉，它們被稱為脈衝星，被稱為脈衝星不只是因為快速自旋的性質，更重要的是它們會產生規則的電磁輻射脈衝，包括無線電波，可見光，X射線和γ射線波長。另一類中子星被稱為“磁星”，它們的磁場強度約為10億特斯拉，是普通中子星磁場強度的1000倍。

天文學家曾經在銀河系黑洞附近發現兩顆磁星，主要影象顯示了錢德拉X射線中銀河系黑洞周圍的區域和兩顆磁星

所有的中子星就像一塊巨大的磁鐵，磁極的傾斜角度與旋轉軸成一定角度。像地球一樣，脈衝星也被磁層包圍，在該區域中電子和其他粒子會被磁場加速。但是，中子星的磁場比地球強得多，電子以接近光速的速度運動，沿著磁極的方向以窄束的形式發射。如果想要從中子星表面逃逸，粒子最低需要加速到二分之一光速。

新的脈衝星磁場圖表明，脈衝星磁場比我們知道的要複雜得多。另外，根據觀測，脈衝星可能擁有多個而不是隻有兩個磁極

永遠看不到盡頭——黑矮星

由於中子星不可能進行核聚變，因此中子星內部沒有新的能量來源。隨著時間的流逝，其旋轉會減慢，其磁場也會減小，最後中子星將會成為理論中的黑矮星。黑矮星不會發出任何光，也不會發熱，我們無法觀測，因為這個過程比宇宙的年齡還要長很多，和白矮星的最終命運一樣，黑矮星會一直沉寂下去，直到宇宙盡頭。

黑矮星的渲染圖

那麼中子星和黑洞之間有什麼聯絡呢？其實在瞭解這個問題之前，我們需要探究一個重要理論，它叫做錢德拉塞卡極限。簡而言之，中子星質量必須有至少1。4倍太陽質量的最小質量，才能成為中子星，這是第一步。有1。4倍太陽質量之外，中子星的質量不能超過太陽質量的3倍，超過之後就會成為黑洞。

中子星與黑洞——有緣（同為緻密）無分（未達標準）

也就是說中子星雖然緻密，但是也不達標準，不會成為黑洞。那麼成為中子星就完全不可能成為黑洞了嗎？其實這個答案是否定的，中子星也可能成為黑洞。這需要兩個前提，首先是雙中子星系統合並，也就是兩個中子星同軸旋轉合併，第二個前提就是雙中子星總質量要遠大於3倍太陽，比如4倍，5倍甚至更多，但是這種機率微乎其微，機率實在是太低了，幾乎不可能存在。曾經有一個名為泰勒雙中子星系統合並，它們的總質量是太陽的3。12倍，它們花了幾百萬年的時間才合併，但是最後只是釋放了引力波和重物質，也沒有形成黑洞。

一顆恆星經歷的過程，有白矮星，中子星，黑洞等階段

之前天文學家探測了中子星合併後發生的可怕爆炸，天文學家在歐洲南方天文臺超大型望遠鏡的X-shooter儀器捕獲的光譜中識別出了鍶，證實了在這種極端事件中形成的重元素。

這個雙中子星系統編號GW170817，它們在合併後釋放了引力波，在2017年被發現。X-shooter儀器和其他儀器監視著當時的合併情況，以尋找重元素。儘管有跡象表明存在此類元素，但直到現在，研究人員仍無法分離出單個特徵。現在被稱為GW170817的中子星合併摧毀了外碎片殼，其碎片移動速度高達光速的30％。隨著合併的進行，產生了沉重的元素，有超過50個地球質量的鍶產生。

雙中子星系統GW170817合併

中子星是宇宙中天體的又一極端情況，也是迄今為止人類發現的距離黑洞最近的極端密度的天體型別。中子星以小而密度大聞名，它讓我們看到了恆星滅亡的又一演化形態，對恆星研究起到了重要作用。不過因為中子星的極特殊性，我們目前對中子星的研究還趨於初認知。

現代科學認識中子星的方法

現代科學家可以透過兩個主要特徵來觀測研究中子星。首先是中子星的強大引力。有時可以透過重力影響它們周圍的可見天體，科學家可以探測這些天體來研究中子星。透過仔細繪製太空物體​​之間引力的相互作用，天文學家可以查明中子星或類似現象所在的位置。

中子星碰撞渲染圖

第二種方法是透過探測脈衝星。脈衝星是中子星，它們由於產生重力的作用而旋轉，通常旋轉得非常快。它們巨大的重力和快速旋轉的表徵使它們從兩個磁極中流出電磁能。這些極與中子星一起旋轉，如果它們面對地球，天文學家可以拾取它們的無線電波訊號。

J0030 + 0451（J0030），位於雙魚座星座中，這裡距地球大約有1100光年。最近，天文學家使用中子星內部成分探測器NICER測量了脈衝星的大小和質量。在此過程中，他們還設法在其表面定位了各種“熱點”，從而有效地建立了中子星的第一張地圖。

J0030中子星表面細節圖，本次天文學家觀測的J0030質量約為太陽質量的1。3倍，直徑卻只有25。4公里

在未來，越來越發達的科學技術和不斷演化的觀測技術會幫助我們揭開中子星的神秘面紗，這是迄今為止我們發現的除黑洞外最緻密的可觀測天體。