這個問題我知道一點，我想知道的更詳細寫

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奇特的中子星 脈沖星是二十世紀六十年代射電天文的四大發(fā)現子之一，當時震動了全世界。不久脈沖星即被證實為三十年代理論所預言的中子星，為天文學摘取了諾貝爾物理獎。它的發(fā)現不僅為天文學開辟了一個新的領域，而且對現代物理學的發(fā)展也產生了重大的影響，它導致了致密態(tài)物理學的誕生，雙脈沖雙星更是為驗證愛因斯坦廣義相對論所預言的引力波效應立下了汗馬功勞。一石擊起千層浪！中子星的發(fā)現，在當時已顯得有些沉寂，平靜的銀河系內掀起了波瀾，給河內天文注入了勃勃生機，它把人們的目光，熱點從遙遠的河外拉回了我們的銀河系。中子星的半徑約為10公里，質量和太陽相當或稍大，因而密度高達十的十四次方到十的十六次方克每立方厘米 ，是典型的致密星。因受超強磁場和超強引力場的約束，使其輻射只能從兩端對稱的磁極冠區(qū)發(fā)射出來，加上高速自轉，輻射周期性地掃過地球，形成脈沖效應，被人門形象地稱之為“宇宙中的燈塔”。它具有超高溫，超高壓，超強磁場，超強引力場和超強輻射的物理特征。成為地球上不可能有的極端物理條件下的天空實驗室。 同白矮星一樣中子星也是核能已耗盡，垂死的恒星的星核，但它由超新星爆發(fā)而形成，是富含中子的中子簡并星。恒星是從星際分子云中收縮而形成，從星胚到零齡主序星正式進入主序星的行列，然后經歷一系列復雜的過程變成致密星而死亡。在赫羅圖上恒星的演化進程可表示為：原恒星——主序星——紅巨星（或紅超巨星，有的會成為造父變星或天琴座RR變星）——致密星（白矮星，中子星或黑洞）。對于8M⊙ 以上的大質量恒星在主序星后則會成為紅超巨星，最后發(fā)生超新星爆發(fā)，其殘骸為中子星或黑洞。主序星階段是恒星一生中最重要然而卻是最平穩(wěn)的階段，恒星一生的絕大部分時間(占80-90%）是在主序階段渡過的，而晚期充滿著短促壯觀的事件，如超新星爆發(fā)，是恒星物理中最引人入勝的一個階段。 恒星一旦離開主序，演化過程將加快，耗能大大增加。紅超巨星階段恒星內部的氫燃料已耗盡，并產生強大的星風物質拋射，有些在拋掉大部分星風物質后會形成富含氦的沃爾夫—拉葉星，然后由形成的重元素提供燃料發(fā)生核聚變，繼續(xù)向恒星提供能量，來維持星體的平衡。此時的恒星恰如巨型洋蔥頭，是含有諸多重元素的多瓣層狀結構。重元素發(fā)生核聚變需要更高的溫度，密度和壓力，耗能急劇增加，反應速度加快（越重的元素，需要的溫度越高，消耗量越大，反應速度越快，維持的時間越短），很快會由于能量的失控而把自身推向死亡的邊緣。于是，出現能量不足，壓力降低，引發(fā)恒星內部逐步坍縮，內核溫度迅速升高，壓力陡增，一時間，恒星內核成為由眾多重元素（C，O，Ne,Mg等）構成的電子簡并核。這種簡并核的電子是非相對論性簡電子氣，可維持星體的平衡。但這只是暫時的平衡，隨著核反應一個接一個地進行下去，最后形成鐵核（實際上只有少數質量很大的恒星最后會形成鐵核，很多質量稍小的恒星，有些在出現“碳閃”時就爆炸了，根本到不了鐵核），燃料耗盡，核反應停止。此時的內核質量已超過錢德拉塞卡極限（1。44M⊙） 密度的增高使電子獲得極高的能量，由原先的非相對論性簡并電子氣，成為相對論性電子簡并。星體在白矮星階段所具有的自動調節(jié)半徑來維持平衡的機制被打破，引力又變得主宰一切，恒星內部由于能量的匱乏引發(fā)了災變，星體繼續(xù)坍縮且變得瘋狂！外層物質以極高的速度瞬間撞擊到十分堅硬的內核上，并引發(fā)猛烈的反彈，所產 生的強大沖擊波在短時間內穿透整個恒星，加之中微子帶走了內部大量的能量，星體被摧毀了，恒星爆炸了，成為超新星。 超新星爆發(fā)的威力無與能比，鐵核被破壞了，未能幸存。原因是高能電子打進了原子核和質子碰撞復合成了中子，內核完全中子化了。在原子核中當一個中子發(fā)生衰變時可產生一個質子和電子同時發(fā)射一個反中微子，一個孤立的中子也可以產生，這個過程叫做β衰變。相反當一個電子碰到質子或是高能電子打進原子核和質子相碰便形成一個中子和一個中微子，這個過程叫做逆β衰變，反應式為：|Oke 1１P＋0-1ｅ→1０ｎ＋νe 在恒星的密度大于十的六次方克每立方厘米時，便達到了產生逆β衰變的條件，隨著向內深入，電子的能量越大，打進原子核內的數目越多，形成了很多富含中子的核，這就是中子化過程。 逆β衰變過程使原子核中的中子數越來越多，質子數越來越少，導致原子核內靜電斥力減小，使得原子核的結合力減弱。當中子的能量大到一定程度時，就會跑出原子核，形成自由中子發(fā)射。自由中子發(fā)射需要極高的密度，需要達到或超過十的十一次方克每立方厘米 數量級。恒星坍縮過程使密度增大，容易滿足這個條件 當密度超過十的十四次方克每立方厘米后，原子核便完全離解，質子和電子相碰變?yōu)橹凶樱蔀橹凶拥暮Ｑ蟆５€有少量的質子和電子存在，以保持星體的電中性。否則中子星是不穩(wěn)定的，質子是β衰變過程中產生的。 中子星的形成包含了逆β衰變，自由中子發(fā)射和原子核的離解三個過程。這三個過程都需要高密度，這在強大的內核坍縮時是可以得到滿足的。在中子星外層的少量電子能以簡并態(tài)存在，而到了里面密度奇高，致使中子填滿了所有的能態(tài)，大部分中子處于很高的能態(tài)，形成了極其巨大的簡并中子氣壓。簡并中子氣壓和密度的5/3次方成正比，著和非相對論性的簡并電子氣壓與密度的關系一樣。但中子流體的密度已超過十的十四次方克每立方厘米，致使簡并中子氣所形成的壓力遠遠超過簡并電子氣，成為可以抗衡引起星體坍縮的引力，這樣穩(wěn)定的中子星便形成了。同白矮星類似，中子星也有個質量上限，為2。8M⊙ 叫做奧本海默極限，超過這個極限中子簡并壓力也無法同引力抗衡，星體會繼續(xù)坍縮，形成黑洞。 一個實際的中子星，從中心到邊緣物質的密度是變化的，因而它的物態(tài)性質是很復雜的。外層是一固體外殼約有1公里厚，它由原子核的點陣結構和簡并的自由電子氣組成。密度約為十的六次方克每立方厘米到十的十一次方克每立方厘米 ，原子核主要是鐵，符合逆β衰變過程的條件。內殼的密度為十的十一次方到十的十四次方克每立方厘米 ，滿足自由中子發(fā)射的條件。當密度高達十的十五次方克每立方厘米時，構成中子流體區(qū)，其中的流體處于超流狀態(tài)，同時質子是超導的，而電子是正常的，中心是約為1公里的固體核心。由中子流體區(qū)向內物質密度增加，會出現不同能態(tài)的超子，從而形成超子流體。 中子星盡管是死亡了的恒星的星核，核能已完全耗盡，但仍有著十分豐富的物理過程，如，有的會發(fā)出無線電脈沖輻射，有的會發(fā)出X射線乃致γ射線輻射，有的是某兩者兼具，還有的可能是由于表面發(fā)生了星震而發(fā)出短時標的γ射線爆發(fā)等。因此，在高能天體的舞臺上中子星擔當著主要的角色，成為天文學家的掌上明珠。

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在大質量恒星衰老后，恒星向外的輻射壓不能與向內的引力抗衡，它的外殼就會向外膨脹，它的核卻向內收縮。核在巨大的壓力和由此產生的高溫下發(fā)生一系列復雜的物理變化，電子被壓縮到原子核中，同質子中和為中子，使原子變得僅由中子組成。這時恒星的外殼將以一次極為壯觀的爆炸來了結自己的生命。也就是天文學中著名的“超新星爆發(fā)”。最終剩下核，成為了中子星。

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中子星可看成黑洞。