中子星

　　主要由簡並中子組成的緻密星。1932年發現中子後不久，朗道就提出可能有由中子組成的緻密星。1934年巴德和茲威基也分別提出瞭中子星的概念，而且指出中子星可能產生於超新星爆發。1939年奧本海默和沃爾科夫通過計算建立瞭第一個中子星的模型。1967年，英國射電天文學傢休伊什和貝爾等發現瞭脈衝星。不久，就確認脈衝星是快速自轉的、有強磁場的中子星。附圖是典型中子星的結構示意圖。外層為固體外殼，厚約1公裡，密度約為10^>11～10¹⁴克/厘米³，由各種原子核組成的點陣結構和簡並的自由電子氣所組成。外殼內是一層主要由中子組成的流體，密度約從10²⁴到10¹⁵克/厘米³，在這層中還有少量的質子、電子和μ介子。對於中子星內部的密度高達10¹⁶克/厘米³的物態，目前有三種不同的看法：①超子流體；②固態的中子核心；③中子流體中的π介子凝聚。在極高密度下，當重子核心彼此重迭得相當緊密時(這種情形有可能出現於大質量中子星的中心部分)，物質的性質如何，是一個完全沒有解決的問題。中子星的質量下限約為0.1太陽質量，上限在1.5～2太陽質量之間。中子星半徑的典型值約為10公裡。

　　1974年李政道等提出反常核態理論，中國的一些天體物理工作者把這一理論應用於天體研究，得出的結果是：①有可能存在穩定的反常中子星，它們可能是晚期恒星的一個新的類型或新的階段；②致密星可能有第三個質量極限，即反常中子星的極大質量，約為3.2太陽質量。