中子星

[外文]：neutron star

主要由简并中子组成的致密星。1932年发现中子后不久，朗道就提出可能有由中子组成的致密星。1934年巴德和兹威基也分别提出了中子星的概念，而且指出中子星可能产生于超新星爆发。1939年奥本海默和沃尔科夫通过计算建立了第一个中子星的模型。1967年，英国射电天文学家休伊什和贝尔等发现了脉冲星。不久，就确认脉冲星是快速自转的、有强磁场的中子星。附图是典型中子星的结构示意图。外层为固体外壳，厚约1公里，密度约为1011～1014克/厘米3，由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。外壳内是一层主要由中子组成的流体，密度约从1024到1015克/厘米3，在这层中还有少量的质子、电子和μ介子。对于中子星内部的密度高达1016克/厘米3的物态，目前有三种不同的看法：

（1）超子流体；

（2）固态的中子核心；

（3）中子流体中的π介子凝聚。在极高密度下，当重子核心彼此重迭得相当紧密时(这种情形有可能出现于大质量中子星的中心部分)，物质的性质如何，是一个完全没有解决的问题。中子星的质量下限约为0.1太阳质量，上限在1.5～2太阳质量之间。中子星半径的典型值约为10公里。

1974年李政道等提出反常核态理论，我国的一些天体物理工作者把这一理论应用于天体研究，得出的结果是：

（1）有可能存在稳定的反常中子星，它们可能是晚期恒星的一个新的类型或新的阶段；

（2）致密星可能有第三个质量极限，即反常中子星的极大质量，约为3.2太阳质量。

参考文章

中子星天文天体

现在到宇宙大爆炸后187亿年（中子星和黑洞）天文天体