中子星
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1932年发现中子后不久，郎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，并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依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。
典型中子星的外层为固体外壳，厚约一公里，密度高达每立方厘米一千亿 克以上，由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气组成。外壳内 是一层主要中子组成的流体,在这层还有少量的质子、电子和m介子。对于 中子星内部的密度高达10亿亿克每立方厘米的物质态，目前有很多不同的 看法：①超子流体；②固态的中子核心;③中子流体中的p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，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。根据李政道等提出的反常 核态理论，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，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。
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质量较大的恒星的结局则有所不同。尤其是当恒星质量很大时，它的核心变成白矮星后，质量仍超过了所谓“钱德拉塞卡质量”，即1.4倍太阳质量，这时量子简并压力也不足以和引力抗衡了。相反，引力是如此巨大，以至于
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