中子星與白矮星性質(zhì)比較大學(xué)生畢業(yè)論文

1、中子星與白矮星性質(zhì)比較學(xué)生：* 指導(dǎo)教師：*內(nèi)容摘要： 中子星與白矮星的形成是一個(gè)漫長(zhǎng)的過(guò)程，是在老年恒星的中心形成的。恒星先后經(jīng)過(guò)星云凝聚并逐漸成為一顆壯年恒星，再演化成紅巨星，最后成為白矮星或中子星。中子星和白矮星有著許多超出人想象的極限性質(zhì)，這些性質(zhì)使得它們成為獨(dú)特而又吸引力的恒星。關(guān)鍵詞：中子星 白矮星 形成 結(jié)構(gòu) 性質(zhì)The difference between the neutron star and white dwarfAbstract：The formation of the neutron star and white dwarf are a long process. I

2、t is formed in the center of the elder stars. The nebulas condenseat first and gradually become a Riper stars, then evolve to be a red giant, finally a neutron star or white dwarf. The neutron star and white dwarf have many properties beyond the limit of human imagination. These labels make them bec

3、ome unique and attractive stars.Keywords：neutron star white dwarf process Formation Structure Properties目錄一，恒星的一生4 1. 恒星的誕生4 1.1恒星的起源星坯4 1.2原恒星的形成4 2.主序星的演化42.1主序星特性及其特性表示42.2恒星后期的演化紅巨星階段53.恒星的終結(jié)53.1恒星的第一種歸宿白矮星53.2恒星的第二種歸宿中子星63.3大質(zhì)量恒星的最終歸宿黑洞6二，白矮星及中子星的發(fā)現(xiàn)61. 白矮星的發(fā)現(xiàn)62. 中子星的發(fā)現(xiàn)7三，白矮星的特點(diǎn)73.1白矮星的質(zhì)量半徑關(guān)系73.

4、2極限質(zhì)量73.3白矮星內(nèi)部壓強(qiáng)和密度分布7四，中子星的特點(diǎn)8五，白矮星與中子星性質(zhì)比較10六，白矮星與中子星性質(zhì)研究的曲折11 6.1發(fā)現(xiàn)白矮星過(guò)程的曲折11 6.2發(fā)現(xiàn)中子星過(guò)程的曲折12七，參考文獻(xiàn)13中子星與白矮星性質(zhì)比較一，恒星的一生恒星作為宇宙中重要的天體,它從何而來(lái),為什么會(huì)發(fā)光?恒星會(huì)永遠(yuǎn)存在下去嗎?恒星與白矮星、中子星及黑洞有什么聯(lián)系?我們又該怎樣認(rèn)識(shí)那無(wú)數(shù)的恒星呢?下面我們就來(lái)看看恒星的一生。1、 恒星的誕生1.1、 恒星的起源星坯經(jīng)歷大爆炸后，宇宙發(fā)展到一定時(shí)期，宇宙中充滿均勻的中性原子氣體云，大體積氣體云由于自身引力而不穩(wěn)定造成塌縮。這樣恒星便進(jìn)入形成階段。在塌縮開(kāi)始階

5、段，氣體云內(nèi)部壓力很微小，物質(zhì)在自引力作用下加速向中心墜落。當(dāng)物質(zhì)的線度收縮了幾個(gè)數(shù)量級(jí)后，情況就不同了，一方面，氣體的密度有了劇烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的轉(zhuǎn)化成熱能，氣體溫度也有了很大的增加，氣體的壓力正比于它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過(guò)程中，壓力增長(zhǎng)更快，這樣，在氣體內(nèi)部很快形成一個(gè)足以與自引力相抗衡的壓力場(chǎng)，這樣壓力場(chǎng)最后制止引力塌縮，從而建立起一個(gè)新的力學(xué)平衡位形，稱之為星坯。星坯的力學(xué)平衡是靠?jī)?nèi)部壓力梯度與自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴于內(nèi)部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高于外圍的溫度），因此在熱學(xué)上，這是一個(gè)不平衡的系統(tǒng)，熱量將從中心逐漸地向外

6、流出。這一熱學(xué)上趨向平衡的自然傾向?qū)αW(xué)起著削弱的作用。于是星坯必須緩慢的收縮，以其引力位能的降低來(lái)升高溫度，從而來(lái)恢復(fù)力學(xué)平衡；同時(shí)也是以引力位能的降低，來(lái)提供星坯輻射所需的能量。1.2、 原恒星的形成正處在引力收縮階段的濃密星際物質(zhì)云叫作原恒星，特別是其中的一種近乎球形的球狀體。它的主要能源來(lái)自下落物質(zhì)吸積。當(dāng)云氣繼續(xù)收縮時(shí)，它的溫度會(huì)增加。這不是核反應(yīng)造成的，只是重力能量 轉(zhuǎn)換成的熱動(dòng)能。當(dāng)微粒（原子或分子）因?yàn)樵谑湛s的碎片中而減少至質(zhì)量中心的距離時(shí)，就會(huì)導(dǎo)致重力能量的減少。但是因?yàn)榭偰芰康氖睾?，因此伴隨著重力能量的減少，微粒的動(dòng)能就必須相對(duì)的增加。熱動(dòng)能的增加也會(huì)表現(xiàn)在云氣溫度的增加，

7、云氣越收縮溫度增加的就越多。當(dāng)原恒星中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應(yīng)，產(chǎn)生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恒星穩(wěn)定下來(lái)成為恒星。由此恒星的演化進(jìn)入主序星階段。2、 主序星的演化2.1主序星的特性及其特性表示恒星是大質(zhì)量、明亮的等離子體球。太陽(yáng)是離地球最近的恒星，也是地球能量的來(lái)源。白天由于有太陽(yáng)照耀，無(wú)法看到其他的恒星；只有在夜晚的時(shí)間，才能在天空中看見(jiàn)其他的恒星。恒星一生的大部分時(shí)間，都因?yàn)楹诵牡暮司圩兌l(fā)光。核聚變所釋放出的能量，從內(nèi)部傳輸?shù)奖砻妫缓筝椛渲镣馓?。幾乎所有比氫和氦更重的元素都是在恒星的核聚變過(guò)程中產(chǎn)生的。赫羅圖恒星表面溫度是描述恒星性質(zhì)的重要

8、參量。在赫羅圖上，恒星的分布不是隨機(jī)的，而是集中在幾個(gè)區(qū)域內(nèi)。最顯眼的是自左上角到右下角沿對(duì)角線的一條窄帶，大多數(shù)恒星，包括太陽(yáng)都在從左上至右下的這一條對(duì)角線上，這條對(duì)角線被稱為主序星，主星序上的恒星就被稱為主序星，恒星的一生基本上都處于這個(gè)氫燃燒階段。主序階段是恒星的青壯年期，恒星在這一階段停留的時(shí)間占整個(gè)壽命的90%以上。這是一個(gè)相對(duì)穩(wěn)定的階段，向外膨脹和向內(nèi)收縮的兩種力大致平衡，恒星基本上不收縮也不膨脹。恒星停留在主序階段的時(shí)間隨著質(zhì)量的不同而相差很多。質(zhì)量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序階段的時(shí)間就越短。2.2 恒星的后期演化紅巨星階段當(dāng)一顆恒星度過(guò)它漫長(zhǎng)的青壯年期主序星階段

9、，步入老年期時(shí)，它將首先變?yōu)橐活w紅巨星。稱它為“巨星”，紅巨星是恒星燃燒到后期所經(jīng)歷的一個(gè)較短的不穩(wěn)定階段，根據(jù)恒星質(zhì)量的不同，歷時(shí)只有數(shù)百萬(wàn)年不等，這是恒星幾十億年甚至上百億年的穩(wěn)定期相比是非常短暫的。紅巨星時(shí)期的恒星表面溫度相對(duì)很低，但極為明亮，因?yàn)樗鼈兊捏w積非常巨大。在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。所以被稱為紅巨星是因?yàn)榭雌饋?lái)的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。紅巨星的形成是因?yàn)楹阈窃谥餍蛐请A段核心一直以氫核聚變維持一個(gè)相當(dāng)長(zhǎng)的時(shí)間，隨著核心氫聚變產(chǎn)生的氦越來(lái)越多，“恒定”的演化歷程終將結(jié)束，當(dāng)所有的氫都變成了氦時(shí)，核心的火就沒(méi)有足夠的燃料來(lái)維持，恒星在主序階段的平靜

10、日子就到了盡頭，大動(dòng)蕩的時(shí)期來(lái)到了。一旦燃料用光，熱核反應(yīng)的速率立即劇減，引力與輻射壓之間的平衡被打破了，引力占據(jù)了上風(fēng)。有著氦核和氫外殼的恒星，在自身的重力下開(kāi)始收縮，壓強(qiáng)、密度和溫度都隨之升高，于是恒星外層尚未動(dòng)用過(guò)的氫開(kāi)始燃燒，產(chǎn)生的結(jié)果是外殼開(kāi)始膨脹，而核心在收縮。在大約一億度的高溫下，恒星核心的氦原子核聚變成為碳原子核。每三個(gè)氦核聚變成一個(gè)碳核，碳核再捕獲另外的氦核而形成氧核。這些新反應(yīng)的速度與緩慢的氫聚變完全不同。它們像閃電一樣快地突然起爆（氦閃耀），而使恒星不得不盡可能地相應(yīng)調(diào)整自己的結(jié)構(gòu)。經(jīng)歷約一百萬(wàn)年后，核能量的外流漸趨穩(wěn)定。此后的幾億年里，恒星處于暫時(shí)的平穩(wěn)，核區(qū)的氦在漸漸

11、消耗，氫的燃燒越來(lái)越向更外層推進(jìn)。但是，調(diào)整是要付出代價(jià)的，這時(shí)的恒星將膨脹得極大，以使自己的結(jié)構(gòu)適應(yīng)于光度的增大。它的體積將增大十億倍。這個(gè)過(guò)程中恒星的顏色會(huì)改變，因?yàn)槠渫鈱优c高溫的核心區(qū)相距很遠(yuǎn)，溫度就低了下來(lái)。3.恒星的終結(jié)3.1 恒星的第一種歸宿白矮星經(jīng)歷了最后的閃耀的時(shí)光，恒星離死亡也就不遠(yuǎn)了。質(zhì)量小于1.44個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星在紅巨星階段，由于其核心部分氦燃燒殆盡，外圍的氣體都遠(yuǎn)離了核心，漸漸冷卻在核心周圍的宇宙空間里了，形成圓盤狀或行星狀星云的星云物質(zhì)。最后其核心就形成了白矮星。白矮星，也稱為簡(jiǎn)并矮星，是由電子簡(jiǎn)并物質(zhì)構(gòu)成的小恒星。它們的密度極高，一顆質(zhì)量與太陽(yáng)相當(dāng)?shù)陌装求w積只有

12、地球一般的大小，微弱的光度則來(lái)自過(guò)去儲(chǔ)存的熱能。在太陽(yáng)附近的區(qū)域內(nèi)已知的恒星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾瑞斯·羅素、艾德華·查爾斯·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。白矮星被認(rèn)為是低質(zhì)量恒星演化階段的最終產(chǎn)物，在我們所屬的星系內(nèi)97%的恒星都屬于這一類。,3.2 恒星的第二種歸宿中子星質(zhì)量大于1.44個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，由于質(zhì)量超大，重力崩潰發(fā)生超新星爆炸，損失大量的外部質(zhì)量，其核心便形成比白矮星更致密的星體中子星。恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物

13、質(zhì)中的電子并入質(zhì)子轉(zhuǎn)化成中子，直徑大約只有十余公里，但上頭一立方厘米的物質(zhì)便可重達(dá)十億噸，且旋轉(zhuǎn)速度極快，而由于其磁軸和自轉(zhuǎn)軸并不重合，磁場(chǎng)旋轉(zhuǎn)時(shí)所產(chǎn)生的無(wú)線電波等各種輻射可能會(huì)以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，故又稱作脈沖星。3.3 恒星的第三種歸宿黑洞黑洞的產(chǎn)生過(guò)程類似于中子星的產(chǎn)生過(guò)程；恒星的核心在自身重力的作用下迅速地收縮，塌陷，發(fā)生強(qiáng)力爆炸。當(dāng)核心中所有的物質(zhì)都變成中子時(shí)收縮過(guò)程立即停止，被壓縮成一個(gè)密實(shí)的星體，同時(shí)也壓縮了內(nèi)部的空間和時(shí)間。但在黑洞情況下，由于恒星核心的質(zhì)量大到使收縮過(guò)程無(wú)休止地進(jìn)行下去，中子本身在擠壓引力自身的吸引下被碾為粉末，剩下來(lái)的是一個(gè)密度高到難以想象的

14、物質(zhì)。由于高質(zhì)量而產(chǎn)生的力量，使得 任何靠近它的物體都會(huì)被它吸進(jìn)去。二，白矮星及中子星的發(fā)現(xiàn)1.白矮星的發(fā)現(xiàn)第一顆被發(fā)現(xiàn)的白矮星是三合星的波江座 40，它的成員是主序星的波江座 40A，和在一段距離外組成聯(lián)星的白矮星波江座 40B和主序星的波江座 40C。波江座 40B和波江座 40C這一對(duì)聯(lián)星是威廉·赫歇爾在1783年1月31日發(fā)現(xiàn)的，它在1825年再度被Friedrich Georg Wilhelm Struve觀測(cè)，1851年被Otto Wilhelm von Struve觀測(cè)。在1910年，亨利·諾瑞斯·羅素、愛(ài)德華·皮克林和威廉·佛萊

15、明發(fā)現(xiàn)他有一顆黯淡不起眼的伴星，而波江座 40B的光譜類型是A型或是白色。在1939年，羅素回顧此一發(fā)現(xiàn)：我前往拜訪我的朋友，也是慷慨的恩人艾德華·C·皮克林教授。他一如往常的慈祥，自愿檢視和討論我和Hinks在劍橋?yàn)橛^察恒星視差所做的所有恒星光譜還包括相互比較。這一段定期的工作證明非常有效（fruitful）發(fā)現(xiàn)了許多絕對(duì)星等很黯淡的M型光譜恒星。在這個(gè)主題的交談中 (我重拉回這個(gè)主題)，我請(qǐng)教皮克林一些不在我的目錄中的暗星，特別是波江座 40B。很特別的，他在作充分的說(shuō)明之前先寄發(fā)了摘要到觀測(cè)所的辦公室 (我想是來(lái)自佛蘭德夫人的)，說(shuō)明它的光譜是A型。我對(duì)這已經(jīng)有充分的

16、了解，即使在過(guò)去亦然，但立即意識(shí)到有極端矛盾 (不一致) 的事情出現(xiàn)在其中，那就是表面亮度和密度的可能數(shù)值。我一定顯示了我不僅困惑，而且很沮喪，在這個(gè)完美的恒星規(guī)律上似乎出了個(gè)例外。但是皮克林微笑的對(duì)著我，并且說(shuō)：這只是個(gè)例外，他可以引導(dǎo)我們的知識(shí)更近一步的增長(zhǎng)，于是我們踏入了白矮星的研究領(lǐng)域！2.中子星的發(fā)現(xiàn)1934年巴德和茲威基分別提出了中子星的概念而且指出中子星可能產(chǎn)生于超新星的爆發(fā)。1939年奧本海默和沃爾科夫通過(guò)計(jì)算建立了第一個(gè)中子星的模型。 中子星是處于演化后期的恒星,它也是在老年恒星的中心形成的。只不過(guò)能夠形成中子星的恒星，其質(zhì)量更大罷了。根據(jù)科學(xué)家的計(jì)算，當(dāng)老年恒星的質(zhì)量大于十

17、個(gè)太陽(yáng)的質(zhì)量時(shí)，它就有可能最后變?yōu)橐活w中子星，而質(zhì)量小于十個(gè)太陽(yáng)的恒星往往只能變化為一顆白矮星。 雖然早在30年代，中子星就作為假說(shuō)而被提了出來(lái)，但是一直沒(méi)有得到證實(shí)，人們也不曾觀測(cè)到中子星的存在。而且因?yàn)槔碚擃A(yù)言的中子星密度大得超出了人們的想象，在當(dāng)時(shí)，人們還普遍對(duì)這個(gè)假說(shuō)抱懷疑的態(tài)度。直到1967年，由英國(guó)科學(xué)家休伊什的學(xué)生喬絲琳·貝爾首先發(fā)現(xiàn)了脈沖星。 經(jīng)過(guò)計(jì)算，它的脈沖強(qiáng)度和頻率只有像中子星那樣體積小、密度大、質(zhì)量大的星體才能達(dá)到。這樣，中子星才真正由假說(shuō)成為事實(shí)。這真是本世紀(jì)天文學(xué)上的一件大事。因此，脈沖星的發(fā)現(xiàn)，被稱為二十世紀(jì)六十年代的四大天文學(xué)重要發(fā)現(xiàn)之一。 1967年

18、，天文學(xué)家偶然接收到一種奇怪的電波。這種電波每隔12秒發(fā)射一次，就像人的脈搏跳動(dòng)一樣。人們?cè)欢劝阉?dāng)成是宇宙人的呼叫，轟動(dòng)一時(shí)。后來(lái)，英國(guó)科學(xué)家休伊什終于弄清了這種奇怪的電波，原來(lái)來(lái)自一種前所未知的特殊恒星，即脈沖星。這一新發(fā)現(xiàn)使休伊什獲得了1974年的諾貝爾獎(jiǎng)。到目前為止，已發(fā)現(xiàn)的脈沖星已超過(guò)300個(gè)，它們都在銀河系內(nèi)。蟹狀星云的中心就有一顆脈沖星。三白矮星的特點(diǎn)3.1質(zhì)量-半徑關(guān)系 白矮星的構(gòu)成物質(zhì)基本上是氦，在中心溫度T=107K的高溫下，氦原子會(huì)被全部電離。這樣我們可以將白矮星看成是含有N個(gè)電子和N/2個(gè)氦核的系統(tǒng)。用m表示電子質(zhì)量，mp表示質(zhì)子（或中子）的質(zhì)量，則白矮星的質(zhì)量為：M

19、=N（m+2mp）。由于m=mp，則M=2N mp，即N=M/2mp，由上式估算白矮星中電子的密度約為1036/m3。白矮星是密度均勻的球體，為常數(shù)，可以得出：,即，由非相對(duì)論的簡(jiǎn)并氣體組成的白矮星的半徑與質(zhì)量的負(fù)1/3次方成正比，質(zhì)量小的星體半徑大，平均密度小，平均密度小的白矮星電子氣體的相對(duì)論程度低。3.2極限質(zhì)量由上面的計(jì)算知，半徑小的白矮星質(zhì)量大，當(dāng)半徑最小時(shí)質(zhì)量有最大值?，F(xiàn)計(jì)算白矮星的極限質(zhì)量。由計(jì)算我們可以看到：相對(duì)論性質(zhì)的電子氣體組成的白矮星的質(zhì)量是一常數(shù)，這一常數(shù)是白矮星的最大可能質(zhì)量，它被稱為錢氏質(zhì)量極限。3.3白矮星內(nèi)部壓強(qiáng)和密度的分布白矮星內(nèi)部壓力必須完全地支持在它以上的

20、柱體內(nèi)物質(zhì)的重量，即作用于殼上的凈壓力必須提供一向外的力支持殼層，對(duì)抗向心引力（殼層的重力）。m(r)是半徑為r的球的質(zhì)量,(r)是距離中心r處的密度，殼層的質(zhì)量中心壓強(qiáng)：即，白矮星的質(zhì)量越大，中心壓強(qiáng)越大。當(dāng)白矮星的質(zhì)量是錢氏極限質(zhì)量時(shí)，中心壓強(qiáng)最大。四，中子星的特點(diǎn)4.1密度中子星的密度大得超出人們的想象，它達(dá)到了10的11次方千克每立方厘米，也就是每立方厘米的質(zhì)量竟達(dá)一億噸，半徑十公里的中子星的質(zhì)量就與太陽(yáng)的質(zhì)量相當(dāng)了。中子星是除黑洞外密度最大的天體，是20世紀(jì)60年代最重大的發(fā)現(xiàn)之一。乒乓球大小的中子星相當(dāng)于地球上一座山的重量。這是20世紀(jì)激動(dòng)人心的重大發(fā)現(xiàn)，為人類探索自然開(kāi)辟了新的領(lǐng)

21、域，而且對(duì)現(xiàn)代物理學(xué)的發(fā)展產(chǎn)生了深遠(yuǎn)影響，成為上世紀(jì)60年代天文學(xué)的四大發(fā)現(xiàn)之一。中子星的質(zhì)量下限是0. 1太陽(yáng)質(zhì)量，上限是1.5-2太陽(yáng)質(zhì)量。根據(jù)李政道等提出的反常核態(tài)理論，可能存在穩(wěn)定的反常中子星，它們可能是晚期恒星的一個(gè)新的類型或新的階段，致密星可能有第三個(gè)質(zhì)量極限，即反常中子星的極大質(zhì)量，約為3.2太陽(yáng)質(zhì)量。4.2體積中子星小的出奇。中子星的大小從幾千米到幾十千米，平均直徑大約只有10公里，也就是說(shuō)小小中子星的“腰圍”只有30多公里，相當(dāng)于一輛汽車以普通速度行駛1小時(shí)的距離。在星體家族中，10千米半徑的星體實(shí)在是小的可憐，地球半徑還有6400千米，甚至還不如飛行在太陽(yáng)系里的一些碎石頭來(lái)

22、的大?？墒?，反過(guò)來(lái)，把地球也壓成中子星，它的半徑便只有0.1千米了。4.3溫度中子星的溫度高的驚人，據(jù)估計(jì)，中子星的表面溫度就可以達(dá)到1000萬(wàn)度，中心還要高數(shù)百萬(wàn)倍，譬如說(shuō)達(dá)到60億度。我們以太陽(yáng)來(lái)作比較，就可以有個(gè)稍具體的概念：太陽(yáng)表面溫度6000不到，越往里溫度越高，中心溫度約1500萬(wàn)度。雖然中子星的熱光度是由具有如此高溫度的表面發(fā)出的，但由于表面積太小，我們依靠普通的天文觀測(cè)方法仍舊觀察不到。4.4壓力中子星內(nèi)部的壓力大的驚人，我們地球中心的壓力大約是300多萬(wàn)個(gè)大氣壓，即我們平常所說(shuō)的1標(biāo)準(zhǔn)大氣壓的300多萬(wàn)倍。脈沖星的中心壓力據(jù)認(rèn)為可以達(dá)到10000億億億個(gè)大氣壓，比地心壓力強(qiáng)3

23、0萬(wàn)億億倍，比太陽(yáng)中心強(qiáng)3億億倍。4.5磁場(chǎng)中子星的磁場(chǎng)也非常大，在恒星演化為中子星的過(guò)程中，其磁場(chǎng)隨著體積一起被壓縮。在地球上，地球磁極的磁場(chǎng)強(qiáng)度最大，但也只有07高斯（高斯是磁場(chǎng)強(qiáng)度的單位）。太陽(yáng)黑子的磁場(chǎng)更是強(qiáng)得不得了，約10004000高斯。而大多數(shù)脈沖星表面極區(qū)的磁場(chǎng)強(qiáng)度就高達(dá)10000億高斯，甚至20萬(wàn)億高斯。如此強(qiáng)大的磁場(chǎng)可以讓一般航空母艦就地掉頭，使表層的鐵聚合成長(zhǎng)長(zhǎng)的鐵原子鏈：每個(gè)原子都被壓縮并沿著磁場(chǎng)被拉長(zhǎng)，而且首尾相接，形成從表面向外延伸出的“須狀物”。在表面以下，由于壓力太高，單個(gè)原子不能存在。它使中子星沿著磁極方向發(fā)射束狀無(wú)線電波，即射電波。4.6轉(zhuǎn)速中子星自轉(zhuǎn)的速度

24、特別快。恒星轉(zhuǎn)速一般在每秒270-715 圈。700圈曾被認(rèn)為是天體旋轉(zhuǎn)極限,按目前的物理學(xué)理論,轉(zhuǎn)速超過(guò)此極限,恒星將被強(qiáng)大離心力摧毀或化為黑洞。但是中子星的轉(zhuǎn)速可以達(dá)到700多轉(zhuǎn)，大型中子星的轉(zhuǎn)速竟然可以達(dá)到3000轉(zhuǎn)每秒，它在如此高的轉(zhuǎn)速下還可以不收縮，也不損失自身物質(zhì)，這是超出大家想象的。由于強(qiáng)磁場(chǎng)使中子星不斷地失去能量而得不到補(bǔ)給，所以越年輕的中子星其轉(zhuǎn)速越快，而越老的中子星轉(zhuǎn)速越慢。4.7磁極與兩極通常不吻合中子星的轉(zhuǎn)速很快，同時(shí)因?yàn)閺?qiáng)磁場(chǎng)使其沿著磁場(chǎng)方向發(fā)射束狀無(wú)線電波，中子星的磁極與兩極又通常不吻合，所以如果其磁極正好朝著地球，那么隨著自轉(zhuǎn)，中子星發(fā)出的射電波就會(huì)像一座旋轉(zhuǎn)地?zé)?/p>

25、塔那樣一次次掃過(guò)地球，形成射電脈沖。磁場(chǎng)旋轉(zhuǎn)時(shí)所產(chǎn)生的無(wú)線電波會(huì)以一明一滅的方式傳到地球，猶如人眨眼，人們又稱這樣的天體為“脈沖星”。中子星的自轉(zhuǎn)軸和磁軸不在一條直線上，這一點(diǎn)是很重要的。如果它們?cè)谝粭l直線上，自轉(zhuǎn)軸若對(duì)準(zhǔn)地球，會(huì)永遠(yuǎn)有輻射，否則，會(huì)永遠(yuǎn)看不見(jiàn)輻射。由于中子星的體積是目前已知恒星中最小的，不能用熱輻射接收器觀察到，但能接受到他們的脈沖，所以歷史上就是因?yàn)榘l(fā)現(xiàn)了脈沖星才首次證實(shí)了中子星的存在。脈沖星自轉(zhuǎn)都特別快，最近一些年來(lái)還發(fā)現(xiàn)了一些毫秒級(jí)的脈沖星。兩個(gè)脈沖間的間隔（脈沖周期）十分穩(wěn)定，比原子鐘都準(zhǔn)確。4.8引力中子星具有超強(qiáng)的引力，從鄰近恒星不斷奪取大量炙熱氣體，并不斷誘發(fā)熱

26、核爆炸。由于引力場(chǎng)實(shí)在太強(qiáng)大，任何山脈高山皆會(huì)被引力蕩平，所以中子星的表面十分光滑。假如一個(gè)人站在中子星上，剎那間將被擠壓成肉餅，這是因?yàn)橹凶有潜砻娴闹亓铀俣忍罅?。知道了中子星的半徑和質(zhì)量，就可以求出中子星上面的重力加速度，其結(jié)果是地球表面重力加速度的倍。一個(gè)人站在中子星上，相當(dāng)于在他身上壓了一塊其體重倍的石頭，怎么能承受得了呢？按照牛頓定律，重力等于質(zhì)量乘以重力加速度，如果我們把一本書放在中子星上，它的重力也會(huì)有幾百萬(wàn)噸力！不僅如此，中子星周圍還有強(qiáng)大的潮汐力，大概等不到著陸，強(qiáng)大的潮汐力就已經(jīng)把人撕碎了。中子星是一個(gè)真正危險(xiǎn)的“魔星”。4.9輻射中子星的輻射特別強(qiáng)。它時(shí)時(shí)刻刻向外輻射射

27、線、射線和可見(jiàn)光。我們的太陽(yáng)每時(shí)每刻都在向四周輻射出驚人的能量，到達(dá)地球的只是其中的22億分之一，即使如此，我們?nèi)祟悈s依賴這些能量生產(chǎn)生活，延續(xù)文明。中子星的能量輻射是太陽(yáng)的100萬(wàn)倍。按照目前世界上的用電情況，它在一秒鐘內(nèi)的輻射的總能量若全部轉(zhuǎn)化為電能，就夠我們地球用上幾十億年。4.10超流，超導(dǎo)在中子星內(nèi)部出現(xiàn)的另一個(gè)奇跡就是超流。普通的流體，都具有粘滯性，粘滯性也是一種摩擦力，它會(huì)阻礙流體的流動(dòng)。所謂的超流，是指沒(méi)有任何粘滯性的流體，一旦流動(dòng)起來(lái)，就會(huì)暢通無(wú)阻，長(zhǎng)期的流動(dòng)下去。在超密狀態(tài)下，中子有可能結(jié)成一對(duì)一對(duì)的粒子，成對(duì)粒子和單個(gè)粒子在物理性質(zhì)上有很大不同。成對(duì)粒子不再受任何限制，都

28、可以跑到能量最低的狀態(tài)。既然都處于能量最低的狀態(tài)，在運(yùn)動(dòng)的過(guò)程中，誰(shuí)也沒(méi)有多余的能量提供出來(lái)。因此，在運(yùn)動(dòng)中也不會(huì)消耗任何形式的能量，沒(méi)有能量消耗的運(yùn)動(dòng)，便可以無(wú)休止的運(yùn)動(dòng)下去，這樣便形成超流。五，中子星與白矮星的性質(zhì)比較白矮星是低等質(zhì)量的恒星經(jīng)引力塌縮而形成的致密星體。在沒(méi)有外部核能源的情況下，恒星要達(dá)到某種平衡位形，必須找到足以抗衡引力的支持力。抵抗的支持力。抵抗引力塌縮的下一道防線是電子簡(jiǎn)并壓。何謂“電子簡(jiǎn)并壓”？可以這樣認(rèn)識(shí)它。隨著恒星的收縮，壓力和密度立刻變得非常大，致使所有的原子完全破損。留下來(lái)的是漂浮于自由電子海上的原子核。自由電子的自旋量子數(shù)為1/2，使得它們運(yùn)動(dòng)行為必須遵守泡

29、利不相容原理任何電子不能同時(shí)以相同的速率和自旋占據(jù)相同的位置。全同費(fèi)米子系全反對(duì)稱波函數(shù)產(chǎn)生的量子效應(yīng)泡利排斥要求這兩個(gè)自旋取向平行的電子相距的盡量遠(yuǎn)一些，好像它們之間存在排斥力一樣。當(dāng)進(jìn)入熱死亡狀態(tài)的恒星繼續(xù)不斷塌縮時(shí)，電子就會(huì)被緊壓在一起，最終占滿所有的空間和速率。一旦出現(xiàn)這種情況，全體電子便以很大的力量來(lái)共同組止這種的狀態(tài)的出現(xiàn)，從而阻止了進(jìn)入熱死亡的恒星進(jìn)一步收縮。因此，只有當(dāng)這些電子產(chǎn)生的電子簡(jiǎn)并壓等于引力壓強(qiáng)時(shí)，恒星就能保持穩(wěn)定的結(jié)構(gòu)，這樣的星體成為白矮星?！鞍装恰钡牡妹怯捎谔幱谶@種狀態(tài)的星體具有密度大、體積小、發(fā)白光的特性的原因。白矮星內(nèi)沒(méi)有核能源，它是在收縮時(shí)升溫，靠余熱發(fā)

30、光。隨著余熱散盡，其表面溫度下降，它們將慢慢變成紅矮星、黑矮星，知道看不見(jiàn)。能演化成白矮星的恒星，質(zhì)量不能過(guò)大，其質(zhì)量的上限值約為太陽(yáng)質(zhì)量的1.44倍，若超過(guò)這個(gè)上限值，則由于引力太大，電子的簡(jiǎn)并壓也無(wú)法抵擋了，此時(shí)不可能再達(dá)到平衡以保持白矮星的穩(wěn)定結(jié)構(gòu)。白矮星的密度的數(shù)量級(jí)約為106g·cm，比地球中心的密度大105倍，其壓強(qiáng)比地球中心壓強(qiáng)大108倍，為1013至1014atm。中子星是中等質(zhì)量的恒星經(jīng)引力塌縮而形成的致密星體。當(dāng)恒星的質(zhì)量大于白矮星質(zhì)量上限時(shí)，引力塌縮將沖破電子簡(jiǎn)并壓這道防線，而由中子的簡(jiǎn)并壓與之抗衡。實(shí)際上，恒星質(zhì)量尚未達(dá)到白矮星質(zhì)量上限時(shí)，電子的費(fèi)米動(dòng)能已高到

31、足以在物質(zhì)內(nèi)部引起逆衰變e-+pn+e式中，e-為電子；p為質(zhì)子；n為中子；e為電子中微子。這一過(guò)程使星體內(nèi)的原子核由普通的核變?yōu)楦恢凶拥暮恕＃ㄟ@一過(guò)程也可以理解為由于恒星的質(zhì)量較大，當(dāng)電子的簡(jiǎn)并壓沒(méi)有強(qiáng)大到足以阻止引力塌縮時(shí)，恒星就越變?cè)叫?，壓力和密度急劇升高，一直高到把電子擠壓進(jìn)組成恒星的原子核內(nèi)部為止。結(jié)果造成電子和質(zhì)子中和，產(chǎn)生許許多多中子。）原子核中出現(xiàn)過(guò)多的中子，就會(huì)使核結(jié)構(gòu)變得松散。當(dāng)密度超過(guò)4×1011g·cm-3時(shí)，中子開(kāi)始從原子核中分離出來(lái)，成為自由中子。當(dāng)密度達(dá)到4×1014g·cm-3時(shí)，物質(zhì)中的原子核大部分瓦解成為自由中子氣體。

32、中子的自旋量子數(shù)也是1/2，泡利不相容原理又開(kāi)始起重要作用。中子之間的泡利排斥產(chǎn)生中子簡(jiǎn)并壓。這種更強(qiáng)大的中子的簡(jiǎn)并壓為引力塌縮設(shè)置了另一道，也是最后一道防線。由中子簡(jiǎn)并壓與自引力抗衡形成的穩(wěn)定位形，叫做“中子星”。中子星的質(zhì)量也有上限。若不考慮中子間的強(qiáng)相互作用，其質(zhì)量上限值約為太陽(yáng)質(zhì)量的兩倍。中子星的密度約為1016g·cm-3，比正常的原子核密度還要大。六，白矮星與中子星研究的曲折6.1白矮星研究的曲折第一顆被發(fā)現(xiàn)的白矮星是三合星的波江座 40，它的成員是主序星的波江座 40A，和在一段距離外組成聯(lián)星的白矮星波江座 40B和主序星的波江座 40C。波江座 40B和波江座 40C

33、這一對(duì)聯(lián)星是威廉·赫歇爾在1783年1月31日發(fā)現(xiàn)的，它在1825年再度被Friedrich Georg Wilhelm Struve觀測(cè)，1851年被Otto Wilhelm von Struve觀測(cè)。在1910年，亨利·諾瑞斯·羅素、愛(ài)德華·皮克林和威廉·佛萊明發(fā)現(xiàn)他有一顆黯淡不起眼的伴星，而波江座 40B的光譜類型是A型或是白色。在1939年，羅素回顧此一發(fā)現(xiàn)：我前往拜訪我的朋友，也是慷慨的恩人艾德華·C·皮克林教授。他一如往常的慈祥，自愿檢視和討論我和Hinks在劍橋?yàn)橛^察恒星視差所做的所有恒星光譜還包括相互比較。這

34、一段定期的工作證明非常有效（fruitful）發(fā)現(xiàn)了許多絕對(duì)星等很黯淡的M型光譜恒星。在這個(gè)主題的交談中 (我重拉回這個(gè)主題)，我請(qǐng)教皮克林一些不在我的目錄中的暗星，特別是波江座 40B。很特別的，他在作充分的說(shuō)明之前先寄發(fā)了摘要到觀測(cè)所的辦公室 (我想是來(lái)自佛蘭德夫人的)，說(shuō)明它的光譜是A型。我對(duì)這已經(jīng)有充分的了解，即使在過(guò)去亦然，但立即意識(shí)到有極端矛盾 (不一致) 的事情出現(xiàn)在其中，那就是表面亮度和密度的可能數(shù)值。我一定顯示了我不僅困惑，而且很沮喪，在這個(gè)完美的恒星規(guī)律上似乎出了個(gè)例外。但是皮克林微笑的對(duì)著我，并且說(shuō)：這只是個(gè)例外，他可以引導(dǎo)我們的知識(shí)更近一步的增長(zhǎng)，于是我們踏入了白矮星的

35、研究領(lǐng)域！對(duì)波江座 40B的光譜正式的描述是在1914年由沃爾特·亞當(dāng)斯提出的。天狼星的伴星，天狼星 B，隨后也被發(fā)現(xiàn)。在19世紀(jì)，對(duì)有些恒星已經(jīng)能夠精確的測(cè)量出它們?cè)谖恢蒙系奈⑿∽兓Ｘ惾麪柺褂眠@些精確的測(cè)量確定天狼星 (大犬座 )、南河三 (小犬座 )的位置都有些變動(dòng)，在1844年他預(yù)言這兩顆恒星都有看不見(jiàn)的伴星：如果我們認(rèn)為天狼星和南河三是雙星，它們變動(dòng)位置的行為就不會(huì)使我們驚訝了；我們應(yīng)該知道這是必須的認(rèn)知，并且是由觀測(cè)所獲知的唯一資訊。但光度沒(méi)有提供質(zhì)量的性質(zhì)，有哪么多看得見(jiàn)的星星，并不能證明沒(méi)有許多看不見(jiàn)的星星。貝塞爾粗略的估計(jì)出天狼星伴星的軌道周期是半個(gè)世紀(jì) C. H.

36、 F. 彼得在1851年也計(jì)算出一個(gè)周期。直到1862年1月31日，格雷厄姆·克拉克才看見(jiàn)這顆緊挨著天狼星的伴星，然后就證實(shí)了這顆預(yù)期中存在的伴星，沃爾特·亞當(dāng)斯在1915年宣布天狼星 B的光譜和天狼星相似。在1917年，范·馬南發(fā)現(xiàn)了一顆孤獨(dú)的白矮星，現(xiàn)在被稱為范馬南星。這三顆白矮星，最早發(fā)現(xiàn)的，是所謂的經(jīng)典的白矮星。終于，有許多的黯淡的白色恒星被發(fā)現(xiàn)，它們都有高自行，表示都是緊鄰地球的低光度天體，因此都是白矮星。 。威廉·魯伊登在1922年要說(shuō)明這種天體時(shí)，似乎是第一個(gè)使用白矮星這個(gè)名詞的人，稍后這個(gè)名詞經(jīng)亞瑟·愛(ài)丁頓而通俗化了。盡管有各種

37、的懷疑，第一顆非經(jīng)典的白矮星大約直到1930年代才被辨認(rèn)出來(lái)。在1939年已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了18顆白矮星，在1940年代，魯伊登和其他人繼續(xù)研究白矮星， 到1950年發(fā)現(xiàn)已經(jīng)超過(guò)一百顆的白矮星，到了1999年，這個(gè)數(shù)目已經(jīng)超過(guò)2,000顆之后的史隆數(shù)位巡天發(fā)現(xiàn)的白矮星就超過(guò)9,000顆，而絕大多數(shù)都是新發(fā)現(xiàn)的。6.2 中子星研究的曲折1934年巴德和茲威基分別提出了中子星的概念而且指出中子星可能產(chǎn)生于超新星的爆發(fā)。1939年奧本海默和沃爾科夫通過(guò)計(jì)算建立了第一個(gè)中子星的模型。 中子星是處于演化后期的恒星,它也是在老年恒星的中心形成的。只不過(guò)能夠形成中子星的恒星，其質(zhì)量更大罷了。根據(jù)科學(xué)家的計(jì)算，當(dāng)老年恒星的質(zhì)量大于十個(gè)太陽(yáng)的質(zhì)量時(shí)，它就有可能最后變?yōu)橐活w中子星，而質(zhì)量小于十個(gè)太陽(yáng)的恒星往往只能變化為一顆白矮星。 雖然早在30年代，中子星就作為假說(shuō)而被提了出來(lái)，但是一直沒(méi)有得到證實(shí)，人們也不曾觀測(cè)到中子星的存在。而且因?yàn)槔碚擃A(yù)言的中子星密度大得超出了人們的想象，在當(dāng)時(shí)，人們還普遍對(duì)這個(gè)假說(shuō)抱懷疑的態(tài)度。直到1967年，由英國(guó)科學(xué)家休伊什的學(xué)生喬絲琳·貝爾首先發(fā)現(xiàn)了脈沖星。 經(jīng)過(guò)計(jì)算，它的脈沖強(qiáng)度和頻率只有像中子星那樣體積小、密度大、質(zhì)量大的星體才能達(dá)到。這樣，中子星才真正由假說(shuō)成為事實(shí)。這真是本世紀(jì)天文學(xué)上的一件大事。因此，脈沖星的發(fā)現(xiàn)，被稱為二十世紀(jì)六十年代的四