中子星是恒星演化到最后階段并引發(fā)超新星爆炸后可能成為的少數(shù)目的地之一。恒星的核心元素在核聚變反應(yīng)中耗盡并轉(zhuǎn)化為鐵元素后，外圍物質(zhì)會(huì)在引力的牽引下迅速落到核心當(dāng)外殼的動(dòng)能轉(zhuǎn)化為熱能向外爆炸產(chǎn)生超新星爆發(fā)時(shí)，就是恒星內(nèi)部區(qū)域被壓縮后形成的一種白矮星（White   dwarf）和黑洞（Black   hole）之間的星體。

中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的質(zhì)量在太陽質(zhì)量的1之間.35到2.1倍，半徑在10到20公里之間由于中子星保留了母星的大部分角動(dòng)量，但半徑只是母星的極少量，轉(zhuǎn)動(dòng)慣量的減小導(dǎo)致自轉(zhuǎn)速度的快速增加，所以中子星具有非常高的自轉(zhuǎn)速率，其高密度也使其具有比地球更大的表面引力中子星的逃逸速度可能達(dá)到光速的一半。觀測(cè)到的中子星非常熱，通常表面溫度約為 600，0003356k  ，中子星密度為8×1013g/cm32×1015g/Cm3，這個(gè)密度大約等于原子核的密度。它們的磁場(chǎng)在地球的 1083356到 倍之間（1億和1萬億）中子星表面的引力場(chǎng)大約是地球的兩倍。

據(jù)推測(cè)，銀河系中有數(shù)十億顆中子星在白矮星被壓縮成中子星的過程中，恒星被嚴(yán)重壓縮，以至于其組成物質(zhì)中的電子被合并成質(zhì)子，轉(zhuǎn)換成中子直徑只有十公里左右，但一立方厘米以上的物質(zhì)可以重達(dá)十億噸，旋轉(zhuǎn)速度極快。由于其磁軸和旋轉(zhuǎn)軸不重合，磁場(chǎng)旋轉(zhuǎn)時(shí)產(chǎn)生的無線電波等各種輻射可能以一亮一滅的方式傳輸?shù)降厍蜻@叫脈沖星，是中子星的一種，安東尼在1967年·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）和喬絲琳·貝爾（Jocelyn   Bell）發(fā)現(xiàn)的脈沖星是觀測(cè)中子星存在的第一個(gè)證據(jù)大多數(shù)脈沖星是中子星，但中子星不一定是脈沖星銀河系大約有10億顆中子星，至少上億顆這是通過估計(jì)經(jīng)歷過超新星爆炸的恒星數(shù)量而獲得的。

1932年，詹姆斯·查德威克（James   chadwick）發(fā)現(xiàn)中子的俄羅斯著名物理學(xué)家列夫·朗道（L.  landao）他提出了一個(gè)想法，密度比白矮星大的天體可能像一個(gè)巨大的原子核，它的基本單位就是這個(gè)未知的粒子。

1934年，沃爾特·巴德（W.  Bade）和弗里茨·茲威基（F.  zwicky）在研究超新星現(xiàn)象的論文中首次明確提出中子星這一術(shù)語，并正確指出超新星現(xiàn)象應(yīng)起源于大質(zhì)量恒星轉(zhuǎn)變?yōu)橹凶有堑倪^程，這一過程中釋放的巨大引力勢(shì)能是超新星爆發(fā)的能量來源。

1939 年，美國(guó)物理學(xué)家羅伯特·奧本海默（J. R.  Oppenheimer）和沃爾科夫（Volkoff）提出了系統(tǒng)的中子星理論在廣義相對(duì)論框架下，基于理想中子氣體的簡(jiǎn)并壓力和引力平衡，建立了第一個(gè)定量中子星模型（TOV 方程）得到了中子星內(nèi)部物質(zhì)的分布及其質(zhì)量和半徑。

里卡多，1962年·賈科尼（F.  Paccini）第一個(gè)宇宙X射線源天蝎座 X被發(fā)現(xiàn)-1他指出，如果中子星有很強(qiáng)的磁場(chǎng)，并且可以快速旋轉(zhuǎn)，它們可能會(huì)發(fā)出低頻電磁輻射，從而造成一些觀測(cè)效應(yīng)。

1965年，安東尼·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）和塞繆爾·奧科耶（Samuel   Okoje）1054年的超新星（天關(guān)客星）爆炸后的殘骸'蟹狀星云發(fā)現(xiàn)了一個(gè)不同尋常的高射電亮度溫度源'

1967年，安東尼·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）和喬絲琳·貝爾（Jocelyn   Bell）在行星際閃爍研究中，接收到時(shí)間間隔穩(wěn)定的射電脈沖信號(hào)這種極有規(guī)律的時(shí)變輻射顯然不是來自當(dāng)時(shí)已知的任何天體通過分析信號(hào)的頻散性和周期性，確定其來自65秒差距左右的新型天體，并將其命名為脈沖星。里卡爾多·賈科尼（F.  Paccini）指出中子星如果有 的強(qiáng)磁場(chǎng)，并能快速旋轉(zhuǎn)，可能會(huì)發(fā)出低頻電磁輻射，從而造成某種觀測(cè)效應(yīng)。

1974年，安東尼·他還因發(fā)現(xiàn)脈沖星而獲得了1974年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

1975年，J. Grindlay和J. 其他人發(fā)現(xiàn)了中子星X射線源發(fā)出的兩次短暫的X射線爆發(fā)(流量增加約10) ，這些發(fā)現(xiàn)引起了人們對(duì)中子星雙星系統(tǒng)的極大興趣。

1982年，D. Backer等人發(fā)現(xiàn)了第一顆毫秒脈沖星，每秒鐘可以自轉(zhuǎn) 6423356次，被認(rèn)為是雙星系統(tǒng)吸積加速的結(jié)果。

2003年，Marta Burgay和他的同事發(fā)現(xiàn)了第一個(gè)雙中子星系統(tǒng)，在這個(gè)系統(tǒng)中，兩個(gè)成分都可以被探測(cè)為脈沖星-3年，這個(gè)系統(tǒng)的發(fā)現(xiàn)使得五種不同的廣義相對(duì)論測(cè)試成為可能，其中一些測(cè)試具有前所未有的準(zhǔn)確性。

2022年9月24日，環(huán)球科技發(fā)文，LAMOST黑洞獵人項(xiàng)目研究團(tuán)隊(duì)利用郭守敬望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)了一顆距離地球約1037光年的行星、雙星系統(tǒng)中的靜態(tài)中子星。

2023年2月15日，兩顆密度非常高的中子星合并時(shí)，觀測(cè)到了一個(gè)叫做千諾瓦斯的爆炸場(chǎng)景。

中子星（英語：neutron star），是恒星在演化末期由于引力坍縮而發(fā)生超新星爆炸后可能成為的少數(shù)端點(diǎn)之一。恒星在核心的氫、氦、碳和其他元素在核聚變反應(yīng)中耗盡并最終轉(zhuǎn)化為鐵后，就再也不能從聚變反應(yīng)中獲得能量了。沒有熱輻射壓力支撐的外圍物質(zhì)會(huì)在引力的牽引下迅速墜向核心，可能導(dǎo)致殼層動(dòng)能轉(zhuǎn)化為熱能，發(fā)生超新星爆炸，或者恒星內(nèi)部區(qū)域根據(jù)恒星質(zhì)量的不同被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。

中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的質(zhì)量在太陽質(zhì)量的1之間.35到2.1倍，半徑在10到20公里之間（質(zhì)量越大，半徑收縮越小）也就是太陽半徑的3萬到7萬倍。中子星的密度為8×1013克/cm3-2×1015g/Cm3，這個(gè)密度大約等于原子核的密度。

白矮星被壓縮成中子星在這個(gè)過程中，恒星被嚴(yán)重壓縮，以至于其組成物質(zhì)中的電子被合并成質(zhì)子并轉(zhuǎn)化成中子直徑只有十公里左右，但是一立方厘米頂端的物質(zhì)可以重達(dá)十億噸，旋轉(zhuǎn)速度極快。由于其磁軸和旋轉(zhuǎn)軸不重合，磁場(chǎng)旋轉(zhuǎn)產(chǎn)生的無線電波等各種輻射可能以一開一關(guān)的方式傳到地球這叫脈沖星，是中子星的一種大多數(shù)脈沖星是中子星，但中子星不一定是脈沖星。

脈沖星

1967年，喬斯林·貝爾（Jocelyn   Bell）和安東尼·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）在行星際閃爍研究中，接收到時(shí)間間隔穩(wěn)定的射電脈沖信號(hào)這種極有規(guī)律的時(shí)變輻射顯然不是來自當(dāng)時(shí)已知的任何天體通過分析信號(hào)的頻散性和周期性，確定其來自65秒差距左右的新型天體，并將其命名為脈沖星。白矮星被壓縮成中子星在這個(gè)過程中，恒星被嚴(yán)重壓縮，以至于其組成物質(zhì)中的電子被合并成質(zhì)子并轉(zhuǎn)化成中子直徑只有十公里左右，但是一立方厘米頂端的物質(zhì)可以重達(dá)十億噸，旋轉(zhuǎn)速度極快。由于其磁軸和旋轉(zhuǎn)軸不重合，磁場(chǎng)旋轉(zhuǎn)產(chǎn)生的無線電波等各種輻射可能以一開一關(guān)的方式傳到地球這叫脈沖星，是中子星的一種大多數(shù)脈沖星是中子星，但中子星不一定是脈沖星。

脈沖星輻射以脈沖的形式密集發(fā)射，這是脈沖星被發(fā)現(xiàn)初期的認(rèn)知隨著已知脈沖星數(shù)量的增加，認(rèn)知也在發(fā)生變化這類天體的輻射并不總是以脈沖的形式發(fā)射，而是存在其他各種形狀的輻射模式，比如正弦。在大多數(shù)無線電波段，脈沖星輻射仍以脈沖形式存在在目前公認(rèn)的理論中，脈沖星本質(zhì)上是具有強(qiáng)磁矩的高速旋轉(zhuǎn)致密星，其輻射是各向異性的在它自轉(zhuǎn)期間，我們接收到周期性的輻射，而無線電(或其他波段)脈沖信號(hào)只是這些輻射的一部分。脈沖星輻射提取脈沖星自轉(zhuǎn)能量，導(dǎo)致脈沖星自轉(zhuǎn)逐漸變慢，這將導(dǎo)致地球上觀測(cè)到的脈沖間隔逐漸增大。

脈沖星不僅在無線電波段有豐富的物理現(xiàn)象，在紅外波段也是如此、光學(xué)、紫外、在X射線和γ射線波段也有豐富的物理現(xiàn)象。目前在X射線波段和γ射線波段已經(jīng)觀測(cè)到100多顆脈沖星，而紅外、光學(xué)、在紫外波段，發(fā)現(xiàn)的脈沖星相對(duì)較少。在這里，會(huì)有x光/伽瑪射線輻射的脈沖星稱為高能脈沖星它們不僅輻射出高光子能量，而且具有與無線電不同的輻射特性。

歷史上對(duì)脈沖星的命名有不同的方式。以現(xiàn)在的慣例，“PSR”是前綴，后面是它的赤經(jīng)和赤緯坐標(biāo)，比如PSR J0534 2200。考慮到觀測(cè)歷史，還有其他的命名方式，比如星表、望遠(yuǎn)鏡的名字加上赤經(jīng)和赤緯的坐標(biāo)，亮源在星座里是哪個(gè)，具體例子：4U1608-52(4U是源表)再比如Cen X-3 等(岑是人馬座的簡(jiǎn)稱)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了超過30，033，356顆高能脈沖星，比如年輕而充滿能量的蟹狀星云脈沖星(Crab)船帆座 脈沖星和雙子座 脈沖星距離較近但相對(duì)較老。

非脈沖星

除了脈沖星，還發(fā)現(xiàn)了非脈動(dòng)中子星，盡管它們的光度可能會(huì)略有周期性變化，這似乎是一種被稱為超新星遺跡中心的致密天體（信噪比信噪比中的CCO）X射線源的特征，這些X射線源被認(rèn)為是年輕的射電寧?kù)o的孤立中子星。

x射線脈沖星

除了無線電輻射，中子星也在電磁波譜的其他部分被識(shí)別，包括可見光、近紅外、紫外線、X 射線和伽馬射線。在X射線中觀測(cè)到的脈沖星，如果是由吸積驅(qū)動(dòng)的，則稱為X射線脈沖星，而在可見光中識(shí)別出的則稱為光學(xué)脈沖星。

射電寧?kù)o中子星

除了以上幾種，還有一種中子星叫做射電寧?kù)o中子星，射電發(fā)射是無法探測(cè)到的。

磁星

還有另一種中子星，叫做磁星。磁星的磁場(chǎng)約為特斯拉，約為普通中子星的1000倍。那個(gè) 這足以在月球中途擦除地球上的信用卡s軌道。相比之下，地球 的自然磁場(chǎng)大約是特斯拉；小型釹磁鐵的磁場(chǎng)約為1特斯拉；大多數(shù)用于數(shù)據(jù)存儲(chǔ)的磁介質(zhì)可以是10-3特斯拉的磁場(chǎng)擦除。磁學(xué)有時(shí)會(huì)產(chǎn)生x射線脈沖。大約每隔10年，銀河系中就會(huì)出現(xiàn)一顆發(fā)出強(qiáng)烈伽馬射線的磁星。磁星的自轉(zhuǎn)周期很長(zhǎng)，通常為5到12秒，因?yàn)槠鋸?qiáng)磁場(chǎng)會(huì)減慢自轉(zhuǎn)速度。

磁星的概念最早由科學(xué)家在1992 年提出磁星是一顆年輕的脈沖星，類似于年輕的射電脈沖星極高的磁場(chǎng)強(qiáng)度可能表明恒星在死亡前磁場(chǎng)很強(qiáng)。同時(shí)，磁星誕生初期可能存在一個(gè)磁場(chǎng)放大的過程。誕生之初，磁星以毫秒為周期快速自轉(zhuǎn)，短時(shí)間內(nèi)被磁制動(dòng)迅速減速，其射電發(fā)射強(qiáng)度很快減弱到觀測(cè)極限以下。科學(xué)家推測(cè)磁星在誕生時(shí)獲得了很大的反沖速度，很容易突破雙星系統(tǒng)的束縛，增加了觀測(cè)的難度。然而，超強(qiáng)磁場(chǎng)是一個(gè)巨大的能量池，可以支持磁星產(chǎn)生獨(dú)特的輻射現(xiàn)象，其中兩種是軟伽馬射線重復(fù)爆發(fā)的最重要代表(SGRs)和異常的x射線脈沖星(AXPs)不同磁星的X射線連續(xù)輻射強(qiáng)度差異很大，分布跨越五個(gè)數(shù)量級(jí)(2 ~ 10  kev3356輻射亮度1033~1038erg s s-1)在平靜期持續(xù)發(fā)光的磁學(xué)是相對(duì)穩(wěn)定的，而它們是瞬時(shí)源瞬態(tài)源的X射線光度動(dòng)態(tài)范圍很大，輻射峰值光度可提高1~3 個(gè)數(shù)量級(jí)。變化的輻亮度與磁星強(qiáng)而復(fù)雜的磁場(chǎng)密切相關(guān)。逐漸扭曲的磁力線“解開”該過程將持續(xù)釋放能量，支持磁星X射線的持續(xù)輻射。受限于觀測(cè)靈敏度，認(rèn)證的磁星大多是銀河系內(nèi)的天體，集中在銀盤上。此外，在鄰近的麥哲倫星云中也發(fā)現(xiàn)了一顆。

反常中子星

1971年，根據(jù)李政道等人提出的異常核態(tài)理論，當(dāng)核子的數(shù)密度大于某一臨界值，且3356的值略大于普通核中核子的數(shù)密度時(shí)，就會(huì)發(fā)生正常核態(tài)到異常核態(tài)的相變，因此可能存在穩(wěn)定的異常中子星，這可能是一種新類型或新階段的晚星， 而致密星可能有第三個(gè)質(zhì)量極限，即反常中子星的最大質(zhì)量，大約為3.2太陽質(zhì)量。 

質(zhì)量與溫度

一般來說，典型中子星的質(zhì)量約為 1.太陽質(zhì)量的4 倍(，像蟹狀星云脈沖星(大約103 )這顆中子星的溫度非常高觀測(cè)表明，中子星的表面溫度約為幾十萬度， 的內(nèi)部溫度甚至更高(幾億度)壓力如此之大，以至于中子通常以超流的形式存在。這些極端的物理?xiàng)l件可以 在地球?qū)嶒?yàn)室是無法實(shí)現(xiàn)的，所以中子星是研究極端條件下物理規(guī)律的理想實(shí)驗(yàn)室，一直受到科學(xué)界的關(guān)注。

密度壓力和半徑

中子星(中性北卡羅來納州 星)，是一種主要由中子物質(zhì)構(gòu)成的恒星，它是一種具有極端物理?xiàng)l件的天體，其平均密度與原子核相當(dāng)， 約為 ，遠(yuǎn)高于我們通常看到的普通物質(zhì)的密度(相比之下，鐵的密度只有 7.9 g/cm3 )一茶匙中子星物質(zhì)比整個(gè)珠穆朗瑪峰還重。在中子星的巨大引力場(chǎng)中，那一茶匙物質(zhì)的重量是地球上月球重量的15倍從內(nèi)殼到中心的壓力從05增加到05。中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的質(zhì)量在太陽質(zhì)量的1之間.35到2.1倍，半徑在10到20公里之間（質(zhì)量越大，半徑收縮越小）也就是太陽半徑的3萬到7萬倍。

磁場(chǎng)

中子星典型的表面磁場(chǎng)強(qiáng)度比地面實(shí)驗(yàn)室能產(chǎn)生的最大磁場(chǎng)高7到14個(gè)數(shù)量級(jí)左右。這種強(qiáng)度的磁場(chǎng)可以使真空極化到雙折射的程度。光子可以合并或分裂成兩部分，產(chǎn)生虛粒子-反粒子對(duì)改變了電子能級(jí)，原子被迫進(jìn)入一個(gè)細(xì)圓柱體。

旋轉(zhuǎn)

中子星的旋轉(zhuǎn)速度可以增加，這個(gè)過程叫做自旋。有時(shí)候中子星會(huì)吸收伴星的軌道物質(zhì)，提高自轉(zhuǎn)速度，將中子星重塑成扁球形。這使得中子星的旋轉(zhuǎn)速度在毫秒脈沖星的情況下每秒增加了100多倍目前已知旋轉(zhuǎn)最快的中子星PSR J1748-2446ad以每秒716轉(zhuǎn)的速度旋轉(zhuǎn)。

中子星表面的引力場(chǎng)大約是地球的兩倍，大約是。如此強(qiáng)大的引力場(chǎng)起到了引力透鏡的作用，使得中子星發(fā)出的輻射發(fā)生了彎曲，使得一些通常看不見的背面部分變得可見。如果中子星的半徑越來越小或更小，光子可能會(huì)被捕獲在一個(gè)軌道中，這樣從單個(gè)有利位置就可以看到中子星的整個(gè)表面，不穩(wěn)定的光子軌道處于或低于恒星的半徑。

坍縮形成中子星的恒星的一小部分質(zhì)量在超新星爆炸中釋放出來（根據(jù)質(zhì)能等效定律，）能量來自中子星的引力結(jié)合能。因此，典型中子星的引力是巨大的。如果一個(gè)物體從半徑為12公里的中子星上以一米的高度落下，會(huì)以每秒1400公里左右的速度到達(dá)地面甚至在撞擊之前，潮汐力會(huì)使任何普通物體分解成物質(zhì)流。由于巨大的引力，中子星和地球之間的時(shí)間膨脹是顯著的比如在中子星表面可能需要八年，但在地球上需要十年，這還不包括恒星快速自轉(zhuǎn)的時(shí)間膨脹效應(yīng)。

壓力隨著物質(zhì)的密度而變化、溫度、組成和其他變化的關(guān)系叫做農(nóng)作物的物態(tài)方程，物質(zhì)的狀態(tài)決定了恒星的結(jié)構(gòu)中子星的狀態(tài)方程描述了各種模型的半徑和質(zhì)量的關(guān)系。給定中子星質(zhì)量的最可能半徑由AP4模型確定（最小半徑）和MS2（最大半徑）括起來。EB是半徑為r米的引力結(jié)合能質(zhì)量之比，相當(dāng)于觀測(cè)到的m千克的中子星引力質(zhì)量。

中子星主要由中子組成的簡(jiǎn)單觀點(diǎn)值得仔細(xì)考慮。中子星模型是在203356年303356年代提出的，當(dāng)時(shí)認(rèn)為中子和質(zhì)子是基本粒子。后來，人們 s對(duì)物質(zhì)世界的認(rèn)識(shí)越來越深入，發(fā)現(xiàn)它們其實(shí)是由更基本的夸克組成的。20世紀(jì)60年代，強(qiáng)子結(jié)構(gòu)的夸克模型逐漸建立，對(duì)中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu)的認(rèn)識(shí)逐漸有了不同的聲音。人們開始懷疑中子星可能主要由其他奇怪的強(qiáng)子甚至夸克組成。由于“中子星”這個(gè)名字在人類認(rèn)知中已經(jīng)先入為主，所以當(dāng)我們不 我們不能詳細(xì)討論中子星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，“中子星”這個(gè)名字一般是指大質(zhì)量恒星死亡后形成的類似脈沖星的致密天體。

盡管描述了具有強(qiáng)相互作用的量子色動(dòng)力學(xué)(QCD)已經(jīng)成立，但是在中子星內(nèi)部飽和核物質(zhì)密度數(shù)倍的能量尺度下，相互作用是非微擾的。人們可以 t從QCD第一性原理計(jì)算中子星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，這是解開中子星物質(zhì)狀態(tài)之謎的關(guān)鍵。學(xué)者們從不同角度給出了多種中子星結(jié)構(gòu)模型強(qiáng)子星內(nèi)部由強(qiáng)子組成，沒有自由夸克。傳統(tǒng)的中子星(由大量中子和少量電子組成、由質(zhì)子等構(gòu)成的恒星)是強(qiáng)子星之一。強(qiáng)子星大致可以分為殼和核。殼層厚度約為1 km，占恒星質(zhì)量的10%下面，它包含了富含中子的原子核和少量的自由質(zhì)子、電子和大量中子。密度超過飽和核物質(zhì)的區(qū)域是中子星的核心，占中子星總質(zhì)量的90%以上。堆芯外部主要包括自由中子和少量電子質(zhì)子。在靠近中心的核心區(qū)，核物質(zhì)密度超過2~3 倍，可能出現(xiàn)各種奇怪的強(qiáng)子物質(zhì)，如介子超子等。

混合/混合星的殼層和強(qiáng)子星一樣，但這兩種模型都認(rèn)為內(nèi)核會(huì)出現(xiàn)自由夸克。混合星模型認(rèn)為內(nèi)核存在一級(jí)相變，強(qiáng)子相和夸克相之間存在不連續(xù)的間斷。混合星模型認(rèn)為夸克態(tài)和強(qiáng)子態(tài)共存于內(nèi)核區(qū)。

中子星的行星

1991年7月，在切斯特附近的焦德雷爾·班克射電天文臺(tái)，三位天文學(xué)家馬修·貝爾斯（Matthew   Bailey），安德魯·萊恩（Andrew   Ryan）和塞特納姆·希默（Setnam Shemar）聲稱有一顆脈沖星PSR1829-盾星座有一顆行星，每0.每33秒自轉(zhuǎn)一次后，貝爾斯和他的同事認(rèn)為發(fā)現(xiàn)的行星與天王星質(zhì)量相似， 遠(yuǎn)離脈沖星PSR1829-10的距離相當(dāng)于金星和太陽之間的距離這顆行星通過拉動(dòng)脈沖星來顯示它的存在當(dāng)行星拉動(dòng)脈沖星的方向偏離地球時(shí)，脈沖星的脈沖間隔略長(zhǎng)，因?yàn)槊看蚊}沖到達(dá)地球的時(shí)間比前一次略長(zhǎng)。

雙中子星系統(tǒng)

1974年，J.  Taylor and Rare.3356 pulse發(fā)現(xiàn)了首個(gè)雙 中子星系統(tǒng)PSR B1913 16，其中一個(gè)可以觀測(cè)到3356脈沖輻射。利用它的周期信號(hào)，可以很好地限制兩顆致密星繞質(zhì)心旋轉(zhuǎn)的軌道參數(shù)。2003年，M. Burgay還首次發(fā)現(xiàn)了第一對(duì)雙脈沖星系統(tǒng) PSR J0737-3，以便更精確地測(cè)量雙星 的參數(shù)，更好地檢驗(yàn)廣義相對(duì)論效應(yīng)。根據(jù)廣義相對(duì)論，兩個(gè)天體的相互旋轉(zhuǎn)可以導(dǎo)致引力波輻射，輻射的強(qiáng)度高度依賴于系統(tǒng)的致密性。因此，雙中子星系統(tǒng)被認(rèn)為是宇宙中最理想的引力波輻射源之一，引力波輻射的能量來自雙星軌道的引力勢(shì)能。所以隨著 引力波的不斷輻射，雙星系統(tǒng)的軌道半徑和周期會(huì)變短。J.泰勒等人對(duì)PSR1913 16觀測(cè)了 年，發(fā)現(xiàn)其軌道變化與廣義相對(duì)論的預(yù)測(cè)高度一致，間接證明了引力波輻射的存在，因此獲得了1993年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。

在星系中，大部分恒星以雙星的形式存在，較重的雙星迅速演化，超新星爆發(fā)后留下一顆中子星。這顆中子星和另一顆恒星形成雙星，恒星表面的一部分物質(zhì)會(huì)吸積到中子星上，產(chǎn)生X射線輻射這樣的系統(tǒng)被稱為高質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)。然后，另一顆恒星在后期演化為巨型級(jí)，半徑擴(kuò)大，可能會(huì)吞沒中子星，形成共同的包層結(jié)構(gòu)。中子星被稱為再生中子星，因?yàn)樗鼈儾粩喾e累伴物質(zhì)，其旋轉(zhuǎn)速度發(fā)生變化。最后，伴星也會(huì)經(jīng)歷一次超新星爆發(fā)，留下一顆新生的中子星， 和之前的再生中子星形成雙中子星系統(tǒng)。

2017年8月17日，美國(guó)激光干涉引力波天文臺(tái) (LIGO)歐洲處女座引力波天文臺(tái)(Virgo)最終首次探測(cè)到雙中子星并合事件 GW170817 的引力波輻射。

I型X射線爆發(fā)發(fā)生在中子星和伴星中（通常是紅巨星）雙星系統(tǒng)是目前已知最頻繁的熱核爆炸過程，也是太空望遠(yuǎn)鏡可以觀測(cè)到的最亮的天文現(xiàn)象之一。

中子星的觀測(cè)

迄今為止，人類主要通過四種方式觀察宇宙：電磁輻射、宇宙射線、中微子和引力波。2015年9月， 先進(jìn)的3356 LIGO 3356激光干涉儀首次實(shí)現(xiàn)了對(duì)引力波的直接探測(cè)，開啟了引力波觀測(cè)宇宙的新窗口 33333333636。

估計(jì)銀河系有 顆中子星，我們只能觀測(cè)到其中的一小部分。如前所述，它們必須有很強(qiáng)的磁場(chǎng)，快速旋轉(zhuǎn)，無線電發(fā)射束對(duì)準(zhǔn)地球。另一種可能是，在高質(zhì)量的X射線雙星系統(tǒng)中觀測(cè)到一顆中子星，它的伴星物質(zhì)吸積會(huì)產(chǎn)生可觀測(cè)的X射線輻射。

2017 年6月17日，LIGO-處女座觀測(cè)到兩顆中子星合并的第一個(gè)引力波（GW170817A）費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡和其他望遠(yuǎn)鏡探測(cè)到了第一次引力波伽馬暴（GRB170817A）

中子星的強(qiáng)大引力將伴星中富含氫和氦的燃料吸引到中子星表面。當(dāng)這些燃料的溫度和密度達(dá)到一定程度時(shí)，熱核反應(yīng)就會(huì)在10°被點(diǎn)燃-100秒內(nèi)釋放大量能量，形成X射線暴。x射線爆發(fā)為研究中子星的性質(zhì)提供了一個(gè)窗口。X射線在逃離中子星的過程中，需要克服引力的影響，將自身的一部分能量轉(zhuǎn)化為引力勢(shì)能。這個(gè)過程會(huì)導(dǎo)致X射線的頻率不斷降低，顏色從藍(lán)色變成紅色，這就是所謂的“引力紅移”引力紅移效應(yīng)的大小與中子星本身的致密條件有關(guān)。

2020年4月28日，中國(guó) 引人注目的HXMT望遠(yuǎn)鏡成功觀測(cè)到來自邁騰星SGR 1935 2154的快速射電爆發(fā)FRB200428伴隨的X射線爆發(fā)，為揭示快速射電爆發(fā)現(xiàn)象的起源作出了關(guān)鍵貢獻(xiàn)，使人們對(duì)邁騰星的性質(zhì)有了新的認(rèn)識(shí)。次年，中國(guó)500米球面射電望遠(yuǎn)鏡問世(FAST)通過銀道面脈沖星巡天，新發(fā)現(xiàn)212顆脈沖星，其中包括42顆毫秒脈沖星、16顆脈沖雙星、一批最微弱的脈沖星、一批具有模式變化和零化的脈沖星，以及射電瞬態(tài)源等。

中子星的碰撞爆炸

2017年8月，哈勃觀測(cè)到中子星合并引起的爆炸和噴流事件GW170817爆炸產(chǎn)生的能量與超新星爆炸的能量相當(dāng)這是首次從兩顆中子星的合并中同時(shí)探測(cè)到引力波和伽馬射線。這是研究這些非同尋常的碰撞的一個(gè)重要轉(zhuǎn)折點(diǎn)。除了發(fā)現(xiàn)引力波，遍布全球和太空的70個(gè)觀測(cè)站都看到了這種合并的后果，涉及大面積的電磁波譜。這標(biāo)志著時(shí)間域和多信使天體物理學(xué)領(lǐng)域的一個(gè)重要發(fā)展，該領(lǐng)域使用了包括引力波和光在內(nèi)的一些方法'信使'為了及時(shí)分析宇宙的進(jìn)程，僅僅兩天后，科學(xué)家們就迅速將哈勃指向爆炸的位置。中子星坍縮成黑洞，其強(qiáng)大的引力開始吸引物質(zhì)。這些物質(zhì)快速旋轉(zhuǎn)，產(chǎn)生從兩極向外移動(dòng)的噴流。咆哮的噴流撞上爆炸碎片膨脹的外殼，卷起碎片，包括一個(gè)物質(zhì)球，在那里發(fā)生了極快的噴流。

中子星與黑洞

2020年1月5日，美國(guó)地基激光干涉引力波天文臺(tái)(Laser interferometer   gravity-LIGO Wave   Observatory)探測(cè)到第一顆中子星-黑洞合并事件GW200105，也就是2015年9月14日探測(cè)到雙黑洞合并后的引力波事件GW150914、2017年8月17日，事件GW170817被探測(cè)后，首次探測(cè)到中子星-黑洞并合事件。

同月15日，LIGO和歐洲處女座地基引力波天文臺(tái)(Virgo)聯(lián)合探測(cè)到第二顆中子星-黑洞合并事件GW200115.LIGO、室女座和日本的  Kamoka引力波探測(cè)器(Kamoka   gravity   wave   detector, Kagerah)2021年6月29日，聯(lián)合工作組公布了引力波探測(cè)到中子星的兩個(gè)案例-黑洞并合事件。這一期待已久但前所未有的發(fā)現(xiàn)入選了美國(guó)《科學(xué)新聞》（Science   news）報(bào)道的“2021年突破極限的六項(xiàng)科學(xué)記錄”

中子星-黑洞雙星不同于雙中子星和雙黑洞系統(tǒng)它們是中子星和黑洞的結(jié)合體，是宇宙中密度最大的天體對(duì)它們結(jié)合產(chǎn)生的引力波的探測(cè)，不僅可以揭示和限制中子星的性質(zhì)，還可以和3356同時(shí)測(cè)試黑洞的性質(zhì)和中子星-黑洞雙星質(zhì)量差異大，合并時(shí)標(biāo)長(zhǎng)，可以很好地檢驗(yàn)引力理論。另外,中子星-黑洞系統(tǒng)還可以用來測(cè)試引力波高階模式的輻射。雖然GW200105和GW200115兩個(gè)事件也可以用來檢驗(yàn)廣義相對(duì)論和引力理論，但是它們的信噪比并不是很高，無法給出比之前觀測(cè)更好的限制。

中子星-黑洞雙星系統(tǒng)主要有三種形成機(jī)制：1)孤立雙星的演化起源； (2)集群環(huán)境中的動(dòng)態(tài)起源；3)活動(dòng)星系核 中心超大質(zhì)量黑洞周圍氣體吸積盤的起源。宇宙中超過一半的恒星是雙星經(jīng)過漫長(zhǎng)的演化，孤立的大質(zhì)量雙星系統(tǒng)相繼坍縮形成黑洞和中子星。一旦中子星-黑洞雙星系統(tǒng)形成后，雙星的軌道運(yùn)行會(huì)輻射出 的力波，從而損失能量和角動(dòng)量，然后雙星的軌道會(huì)收縮，兩顆星會(huì)越來越近，軌道運(yùn)行速度會(huì)越來越快，輻射出的引力波會(huì)越來越強(qiáng)，損失的能量和角動(dòng)量會(huì)越來越多，必然會(huì)產(chǎn)生 、越來越快地走向碰撞和合并，最終形成黑洞。