绪论
　　如果以一种超凡的视角来观察宇宙，我们会发现它就像是一团不断膨胀的“气体”，而组成这团气体的“分子”恰是一个个形态各异的星系。再当我们仔细审视每一个星系的时候，又会发现这一团旋转的“云”可以继续分解为千亿颗如太阳般的恒星。因此，探索恒星的前世今生和未来无疑是我们打开所有宇宙奥秘的第一把钥匙。从托勒密到哥白尼再到牛顿，从赫歇尔到爱丁顿再到钱德拉塞卡，人们对于恒星 (太阳)性质的认识不断走向深入，为天体物理学奠定了最为重要的一块基石。
　　0.1 中子星概念的形成
　　对于恒星乃至几乎所有天体而言，它们的一生始终是一部与万有引力相爱相杀的历史。从恒星诞生于星云、维持于主序核燃烧、毁灭于引力坍缩、归寂于致密天体，概莫如此。引力主宰着宇宙中所有亮、暗物质的流动，而运动所导致的离心效应则是物质抵抗引力的天然法宝，这种运动既指宏观亦指微观。微观的无规运动在宏观上即表现为气体的压强。当一团足够巨大的星云在引力的作用下开始坍缩、分裂，分裂、坍缩，引力势能的释放将不断加速气体分子的无规运动，使其内能增加，逐渐导致温度升高、压强变大、坍缩减缓。在温度达到一定临界条件时，坍缩气体的核燃烧将被最终点燃，其导致的巨大压强将使引力坍缩完全停止，恒星得以形成。此后，通过源源不断的热核聚变，恒星将长久地维持于高温的状态以保证其与引力达到平衡的气体压强。然而，伴随着不可逆的核聚变在数千万至数百亿年后走向终结，恒星核心的气体压强最终将无以为继，它儿时的引力坍缩噩梦再次降临。随着恒星核心的引力坍缩，其半径将不断缩小，而物质的密度将不断增大。那么，这个过程的终点将在哪里呢？
　　1844 年，F. W. Bessel 发现天狼星的伴星是一颗具有太阳质量但很难被观测到的奇特天体 [1]。数十年后，人们发现这个被称作“小狼”的天体具有天狼星千分之一的光度和大概 20000K 的温度，据此它被定性为一颗白矮星。基于“小狼”的质量、光度和温度，我们容易发现白矮星的半径大概与地球相当，因而其密度将高达 106g cm.3，是一种前所未知的物质状态。1926 年，基于 E. Fermi 和 P.Dirac 所发现的费米子量子统计规律，R. H. Fowler 提出，在白矮星密度下从原子中电离出来的大量自由电子将形成非常强大的简并压，远高于白矮星温度下的热压强 [2]。这个理论可以很好地解释具有强大引力场的白矮星为什么能够稳定存在。同时也使人们认识到，恒星核心的坍缩必将经历电子简并压的快速增长，从而可能阻碍坍缩过程的进一步发生，使其止步于一颗稳定白矮星的形成。换言之，观测到的白矮星正是恒星核心坍缩的一种自然产物。不同于普通的恒星，白矮星的支撑压取决于它的密度而非温度，因而其存在不再依赖于额外的能源供给。这个结局无疑使得恒星演化理论变得完整而美妙。然而，S. Chandrasekhar 却意识到，随着密度的增大，电子气的费米能将很容易达到甚至超过它的静能量从而成为相对论性气体。在此情况下，电子简并压随密度增长的趋势将变得十分疲软，将无力支撑相应密度下的引力，其结果是白矮星的质量将存在上限，即钱德拉塞卡极限 (1.44M⊙) [3， 4]。
　　L. Landau 提出比白矮星更致密的天体可能就像是一个巨大的原子核，其基本组成单元是一种电子和质子“紧密结合”的未知粒子 (即后来所称的中子)。1932年，就在 L. Landau 的设想正式发表之际 (见文献 [5] 附录中的介绍)，J. Chadwick通过利用 α 粒子 (氦原子核) 轰击铍，再用铍所产生的射线轰击氢、氮，首次发现了中子 [6， 7]，从而使人们真正认识到原子核由中子和质子所组成。随着中子的发现，W. Baade 和 F. Zwicky 在 1934 年研究超新星现象的论文中首次明确提出了中子星这个名词，并正确地指出超新星现象应起源于大质量恒星向中子星转化的过程 (图 0.1)，该过程中释放出来的巨大引力势能正是超新星爆发的能量来]源 [8]。随后，在 R. C. Tolman 给出的爱因斯坦场方程的静态球对称解 [10] 基础上，J. R. Oppenheimer 和 G. M. Volkoff 给出了描述中子星流体静力学平衡的微分方程 (称为 TOV 方程) [11， 12]，并利用多方物态求解该方程而得到了中子星内部的物质分布情况以及它的质量和半径大小。此外，从观测角度考虑，人们也非常关心中子星表面的热辐射性质。通过研究它们的冷却机制和过程，人们发现中子星表面的温度将在百万年内主要维持在数十万到百万开尔文的量级，因而其热辐射将出现在 X 射线能段。而以当时的技术来说，要通过 X 射线观测来发现中子星是完全不可行的，因而对这种天体的研究很快就陷入了低谷。
　　图0.1 大质量恒星核心坍缩形成中子星的过程示意图 (按照箭头所指的顺序分别经历铁核坍缩、白矮星中间状态、反弹激波形成、中微子扩散、中子星形成这几个不同的阶段)。图源：文献 [9]
　　0.2 多波段、多信使观测
　　1962 年，R. Giacconi 利用火箭搭载技术终于实现了面向宇宙的 X 射线观测，开启了 X 射线天文学时代的大门 [13]。当时，便马上有人将第一个观测到的宇宙X 射线源 Scorpius X-1 和中子星的热辐射相联系，并在其后几年不断引发相关的讨论和研究。这些工作为 1967 年射电脉冲星的发现做出了重要的理论预热。
　　20 世纪 60 年代，受益于第二次世界大战以来十分成熟的雷达技术，射电天文学迅速发展并迎来了高潮。1967 年，S. J. Bell 和她的研究生导师 A. Hewish发现了一种具有准确周期性的射电脉冲信号 (图 0.2)。经过分析，人们认为这种周期性信号很可能来自于一种旋转天体的辐射 (类似于灯塔的效应)，并将这种天体命名为脉冲星 [15]。更具体来看，只有当脉冲星具有像中子星那样的质量、体积和密度时，才能够成功解释观测到的射电脉冲辐射强度和发生频率。同年，在不知道发现脉冲星的情况下，F. Pacini 指出，如果中子星具有很强的磁场并能够快速旋转，那么它们就可能发出低频的电磁波辐射 [16]，从而造成某种观测效应。因此，人们认为射电脉冲星辐射的能量应主要来自于中子星的旋转能 [18]。其实在发现脉冲星之前两年，A. Hewish 和 S. E. Okoye 还曾在蟹状星云中发现过一个具有高亮温度的奇特射电源 [17]，后来便知道该射电源正是位于该星云中间的一颗中子星。蟹状星云和它中心的这颗中子星都是我国宋史中所记载的发生于 1054 年 (宋至和元年) 的壮观超新星爆发事件的遗物 (图 0.3)。无论如何，脉冲星的发现终于使中子星从一个理论猜想变成了一个可被实际观测的真实天体，无疑称得上是天文学史上的一个里程碑。A. Hewish 也因此被授予了 1974 年的诺贝尔物理学奖。这一重大发现重新激发了人们对于中子星的研究热情。在观测方面，脉冲漂移、脉冲消零、周期跃变等越来越多的辐射特征被不断地揭示，其中还包括一些脉冲极度缺失的旋转射电暂现源。人们甚至认为，当前炙手可热的快速射电暴现象也很可能和中子星的射电辐射存在密切联系。在理论方面，T. Gold， J. P. Ostriker，J. E. Gunn， P. Goldreich， W. H. Julian， P. A. Sturrock， F. C. Michel， M. A.Ruderman， P. G. Sutherland 等天体物理学家在 20 世纪 60～70 年代就已迅速建立起一整套描述射电脉冲星辐射机制的电动力学理论体系 [18-24]。总体认为，中子星应具有以偶极为主的强磁场结构。在星体周围充斥着与星体共转的高度电离的等离子体，称为磁层，这里是各种脉冲辐射的产生之所。不过，当前的一些观测也表明，多极场结构有时候会变得非常显著，可以使其辐射性质更为丰富。
　　图0.2 S.J. Bell 记录下的第一个脉冲星信号 (CP1919，周期为 1.3s)。图源：文献 [14]
　　1967 年之后，中子星研究顺理成章地在 X 射线波段快速发展起来，使射电波段的孤立星研究扩展到 X 射线波段的双星系统。首先，通过检查 Scorpius X-1的 X 射线和光学观测结果，I. S. Shklovsky 提出这些辐射应来自于处于吸积状态的中子星 [25]。其后，R. Giacconi 等成功地从 X 射线源 Centaurus X-3 中发现了一个周期为 4.8s 的脉冲信号，并指出这种 X 射线脉冲辐射是由于中子星从伴星或星际介质中吸积物质到星体表面上所导致的 [26]。在这种情况下，脉冲辐射的能量来源是吸积物质的引力势能而非中子星的旋转能。1975 年，J. Grindlay 和 J.Heise 更是从中子星 X 射线源中发现了两次短暂的 X 射线爆发 (流量增加 10 倍左右) [27]。这些发现使人们对中子星双星系统产生了浓厚的兴趣。1982 年，D. C.Backer 等发现了第一颗毫秒脉冲星 [28]，每秒钟可转 642 次，被认为正是在双星系统中吸积加速的结果。与此同时，这种极快的旋转状态对脉冲星的质量和半径给出了极为严格的限制，进一步强化了脉冲星的中子星属性。值得注意的是，X 射线脉冲星并不总是处于双星系统中，有时候也可以是孤立的，并具有旋转驱动和吸积驱动所不能解释的辐射光度。1992 年，R. C. Duncan 和 C. Thompson 最早在理论上研究了一类具有超朗道临界磁场的特殊中子星 (称为磁陀星) [29]，可以为这些反常的 X 射线脉冲星以及其他一些软伽马射线重复暴现象提供很好的解释。在这些现象中，星体的辐射主要由磁能耗散驱动，而高度扭曲的强磁场所引发的一些不稳定性也将自然导致 X 射线暴等剧烈活动频繁发生。
　　图 0.3 对超新星 SN 1054 的历史记载 (a) 和蟹状星云的多波段合成照片 (b)；其中红色表示Karl G. Jansky 甚大望远镜 (VLA) 拍摄的射电辐射，黄色表示 Spitzer 空间望远镜拍摄的红外辐射，绿色表示 Hubble 空间望远镜拍摄的可见光辐射，蓝色表示 XMM-Newton 望远镜拍摄的紫外辐射，紫色表示 Chandra X 射线天文台拍摄的 X 射线辐射
　　针对中子星的 X 射线观测还进一步揭示，中子星对外的能量输出实际上不仅仅通过磁层的脉冲辐射，这可能只占中子星全部能量输出的一小部分。从整体上看，中子星的旋转能将主要通过以低频电磁波和等离子体 (常以正负电子对为主) 相耦合的坡印亭外流形式输出，并将在远大于中子星半径的尺度上逐渐转化为相对论性的脉冲星风。在该星风的演变和最终冲击到外围超新星抛射物的过程中，将可能产生明亮的脉冲星风云辐射。不妨让我们再次凝视蟹状星云，可以看到，在它的中间脉冲星风云的辐射正在 X 射线望远镜的镜头下熠熠生辉、璀璨夺目 (见图 0.3 中多波段照片的紫色部分)。不过，要在理论上精确重现坡印亭能流转化为相对论性星风的具体过程并不是一件容易的事情。一般相信，大尺度磁场的重联极有可能在其中扮演了重要的角色 [30， 31]。
　　再来看处于双星系统中的中子星，它们实际上也不一定总是处于吸积的状态，很多时候也可能只是在做简单的轨道运动，观测表现为脉冲星的脉冲到达时间具有明显的轨道调制。此时，如果中子星和主序伴星的星风都很强烈，星风之间的相互作用就有可能造成可被观测的辐射信号 [32]。近年来，Fermi 伽马射线望远镜所看到的不少伽马射线源便有可能属于这种星风相互作用系统 [33]。在某些情况下，中子星的星风甚至还可能深度剥离主序伴星的包层物质乃至完全摧毁主序伴星，从而仅剩下一颗加速后的孤立毫秒脉冲星。更使人感兴趣的是，中子星双星系统进一步演化的结果还有可能导致双中子星系统的形成。