一，超新星爆发和中子星

早在1921年Lundmark 就指出，1885年Hartwig观测到的新星可能是在Andromeda星云之中，因为此星云非常远，因此这一新星就变得极端的强。1934年Baade和Zwicky首先提出“超新星”这个名词以描述这些极端强的新星的物理特性。

1，超新星爆发的特点

超新星爆发是非常罕见的天象，是最激烈、最壮观的天体物理现象之一。它是正常恒星演化的终点，又是中子星和黑洞诞生的起点。爆发时，亮度可增加17个星等，即在几天内亮度增加几千万倍到几亿倍。

超新星的观测和理论可归纳为如下四点：(1) 超新星爆发所释放的能量为 $1 0 ^ { 5 1 }$ $1 0 ^ { 5 1 } - 1 0 ^ { 5 5 }$ 尔格；(2) 中心形成一颗中子星或黑洞；(3) 成为宇宙射线源；(4) 形成一个由电离气体组成的不断膨胀的展源――超新星遗迹。

中国古代在观测和记录超新星爆发方面有着辉煌的成就。由中国、阿拉伯及欧洲的历史记录知道，在我们银河系内已经观测到的超新星至少有8颗。1054年出现的那一颗，由于中国的史书中有详细记载，现在世界上都称它为中国超新星。在1054超新星处有一块形状像个螃蟹的星云，称为蟹状星云。由古代记录分析得到的光变曲线和现代望远镜观测得到的河外星系中的超新星的光变曲线非常一致。在经过对其位置、年龄和距离的考证以后，天文学家确信，中国古籍记载的1054“客星”就是一次超新星爆发，它所留下的遗迹就是蟹状星云。现代天文学家对蟹状星云给以特殊的关注。尽管它的距离高达 6300 光年，但它既年青又明亮，成为最容易观测的超新星遗迹之一，已成为天文学家研究恒星演化的一个非常理想的样品。银河系中的超新星并不像预想的那么多，但河外星系中的超新星却时有发现，每年大约能发现20多颗。目前已观测到近千颗超新星。

SN1987A是当今最有名的超新星。图(10.1)是SN1987A的光变曲线。它是1987年由加拿大天文学家首先发现的，这颗超新星是发生在离我们最近的星系----大麦哲伦云中，所以比较容易进行观测。所有超新星爆发的光变曲线上升段都很短，只要几天就到达极大。衰减期很长，可达2年甚至更长，在极大后50到100天以指数形式衰减。

和SN1054不同，这次可以动用我们所有波段的观测手段观测SN1987A，包括X、γ、光学、射电的观测，还有中微子和引力辐射的检测。获得了十分宝贵的信息。这次爆发是否留下了脉冲星？仍在搜索之中。由于，目前SN1987A的遗迹的光学光度还比较亮，在光学

图(10.1) SN1987A

上发现脉冲星是不可能的。最可能还是射电观测，当然，如果脉冲星的辐射锥没有扫过地球，那么即使它光辉灿烂我们也观测不到。

的光变曲线。

2，超新星分类

超新星可分为两类：Ⅰ型和Ⅱ型。分型的主要依据是它们的谱特性。Ⅰ型超新星的谱包含了许多重元素，而Ⅱ型的谱中以氢为主。差别主要是其前身星的质量不同。Ⅰ型超新星是由质量8－15太阳质量的恒星爆发，并形成中子星。而2－8太阳质量的恒星是Ⅰ型超新星的前身星，不会形成中子星。大于15个太阳质量的恒星也是 $\mathrm { I I }$ 型超新星的前身星，其核心部分坍缩为黑洞或者被瓦解。这三种质量的恒星爆发的发生率取决于恒星家族的分布情况，恒星数目随质量的增加而迅速地减少，因此大多数中子星是来自8个太阳质量的恒星，而不是15个太阳质量的恒星。小质量恒星演化得比大质量恒星慢得多，所以这3种质量范围的恒星超新星爆发的遗留物的数目依赖于星系的年龄。

中子星也可能是由白矮星演化而来的。在双星系统中的质量为1.5个太阳质量的白矮星，不断吸积由伴星来的物质，使它的质量不断增加。当超过了白矮星的质量上限后，这颗白矮星就要坍缩，相对平静地形成中子星，而不像超新星爆发那样留下一个不断膨胀的壳状展源。

这样形成的中子星，其表面具有 $1 0 ^ { 9 } \mathsf { K }$ 的高温，从而发出γ射线辐射。这至少一种γ射线爆的理论模型所描述的过程。

3，双星系统中的超新星爆发

典型的双星系统的演化比较明确地描述了超新星和中子星形成的过程。设密近双星系统由质量分别为25和8个太阳质量的恒星组成，记为A星和B星。轨道周期为4天。质量大的A星演化快，充满洛希瓣，变为巨星，其物质不断地向B星输送。A星损失掉所有的氢燃烧层，仅剩下一个氦核，这个阶段称为“Wolf-Rayet”双星。氦核发展迅速，发生爆炸，留下一个中子星，或者白矮星。B星因为获得从A星来的大量的物质，变为大质量恒星，很快也演化为巨星，并向已成为中子星或白矮星的A星输送物质。这时的双星系统便成为大质量X射线双星系统。X射线是由于中子星吸积B星来的物质而产生的。演化的最后的阶段是B星发生超新星爆发，留下一个中子星。这个密近双星系统经历了X双星系统阶段以后，形成了由致密星组成的双星系统，可能是两个中子星，也可能是一个中子星和一个白矮星。超新星爆发也

可能导致双星系统的破坏而成为单独的脉冲星。图(10.2)是双星系统的质量转移的演化过程示意图。

图(10.2)双星

系统的质量转

移和演化。

4，超新星遗迹

在物理学家预言中子星的存在不久，天文学家就预言中子星是超新星爆发的产物。这当然需要用观测事实来验证的。1968年在超新星遗迹船帆座星云的边缘发现了一颗脉冲星PSR0833-45。它的距离和年龄都和这个超新星遗迹一致，之所以不在这个星云的中间是由于

脉冲星本身的高速运行而离开了中心。这一发现给致力于在蟹状星云中寻找中子星的天文学家以巨大的鼓舞，很快就在蟹状星云中找到了脉冲星，称为蟹状星云脉冲星（PSR0531+21)。脉冲星离开星云中心只有0.17度，两者的年龄和距离都很一致。虽然它也有自行速度，但因年轻走得并不远，还处在星云中心附近。船帆座和蟹状星云脉冲星成为超新星爆发产生中子星的关键证据。

超新星遗迹是一个弥漫的展源。它们的外貌依赖于年龄、超新星类型、有没有脉冲星提供能源以及周围星际介质的密度等。

超新星遗迹的寿命较短，只有几十万年，而脉冲星的寿命远远超过这个值。因此绝大多数脉冲星不可能找到相联系的超新星遗迹。尽管超新星遗迹膨胀速度在开始时很大，达到10000千米/秒，但是水着年龄的增长减慢很快，可降至10千米/秒。银河系中最年青的超新星遗迹，Cas A(1658年)和 Crab星云(1054年)，其膨胀速度没有明显地减弱，而Cygnus Loop和IC443的膨胀已经停止。脉冲星有大约每秒100千米，甚至1000千米的自行速度，年龄大的脉冲星，就可能跑出超新星遗迹，因此年龄大于 ${ 1 0 } ^ { 6 }$ 年脉冲星在其附近找不到超新星遗迹是很自然的。

脉冲星专家致力于搜寻年青脉冲星和超新星遗迹相联系的证据。近五年来取得重要进展。在总共18颗年轻脉冲星中，已有15颗找到了成协的超新星遗迹。证实了超新星爆发是中子星产生的主要机制。这个进展主要从射电超新星遗迹的高灵敏度的观测研究获得。以前的观测，由于灵敏度不高，只给出超新星遗迹中较强部分的射电图象，当脉冲星处在该遗迹的辐射较弱的地方时，就判断为和这个遗迹无关了。另外，脉冲星观测灵敏度不断提高也使很弱的脉冲星无藏身之地。

图 (10.3) 是 脉 冲 星PSR1509-58和相联系的超新星遗迹。影线部分是超新星遗迹射电展源，虚线包围的部分是X射线辐射展源，黑点是脉冲星，它在射电和X射线波段都有脉冲辐射。

图(10.3)脉冲星

PSR1509-58

和相联系的超

新星遗迹。

超新星遗迹和脉冲星在银河系中的分布的研究表明，年龄小于1百万年的脉冲星和超新星遗迹的分布很相像，都在银道面附近。（见第一章图1.5）

4，蟹状星云的能源问题

蟹状星云首先作为射电源被确认，射电辐射比光学辐射强，不能用电离气体的热辐射来解释。1953年苏联天文学家什克洛夫斯基用高能电子沿弯曲磁力线运动的曲率辐射来解释，这和以前提出的同步辐射是一致的。同步辐射的频率很宽，有很强的线偏振。蟹状星云的辐射覆盖了整个射电波段：从波长30米到3毫米。光学观测扩展到红外，从500毫微米到5000毫微米(nm)。X射线和γ射线观测的能量范围从0.5kev到500kev，相当于波长为3毫微米到0.003毫微米。整个频率覆盖范围为 $1 0 ^ { 7 } - 1 0 ^ { 2 0 }$ 赫兹，达13个数量级。图(10.4)是蟹状星云连续谱辐射频谱，从射电波段一直到γ波段。这些不断辐射的总和约为 $1 0 ^ { 3 8 }$

尔格/秒。

图(10.4)

蟹状星云连 续谱辐射频 谱，从射电

波段一直到

γ波段。

蟹状星云辐射总的能量为 ${ 1 0 } ^ { 4 9 }$ 尔格，绝大部分要由能量高于 $1 0 ^ { 1 1 } \mathsf { e V }$ 的高能电子提供。这个能量相当于太阳的氢全部转变为氦的热核反应释放的能量的千分之一。超新星爆发可能提供这样大的能量，但是爆发的能量不可能集中在产生高能粒子。而且，电子的同步辐射寿命只有100年而不是1000年。所以目前产生辐射的高能电子不是超新星爆发是所产生的。产生能量大于10kev的X射线辐射以前电子至少具有 $1 0 ^ { 1 4 } \mathsf { e V }$ ，这样高能的电子的寿命不到1年，困难更大。还有一个困难是磁场的维持，随着超新星遗迹的绝热膨胀，磁场要减小到 ${ { 1 0 } ^ { - 3 } }$ 高斯以下。因此蟹状星云的磁场必然有一种方式连续地产生。

在脉冲星发现以前，已经有人推测在蟹状星云中有一颗名叫Baade的恒星或者这颗星的近处的源提供星云所需要的高能粒子和磁场。因为它具有不寻常的频谱以及他的附近星云有明显的活动。现在我们知道明白了，就是蟹状星云脉冲星源源不断地现星云提供能量、高能带电粒子和磁场。恰好，蟹状星云脉冲星有非常强的磁场和不断产生高能带电粒子，特别是，它的和自转能损率比星云所需的 ${ 1 0 } ^ { 3 8 }$ 尔格/秒还要多一些。

哈勃空间望远镜拍摄的一组照片如图(10.5)所示。在脉冲星附近的星云显示出角分辨率为0.5弧秒的亮条存在，纤维状形。这是被脉冲星发射出来的高能带电粒子轰击所致。从 1996年4月16日、1996年2月1日和1995年12月9日的三张照片可以看出，亮条的亮度和形状在几个月中有明显的变化。

图(10.5) 哈勃空间望远镜拍摄的蟹状星云照片，可以看出1996年4月16日的照片中有一明亮的亮条，明显地和1996年2月1日和1995年12月9日的照片不同。

哈勃空间望远镜拍摄的另一张蟹状星云照片显示脉冲星的两个磁极冠区的存在。较早以前，X射线观测发现蟹状星云脉冲星附近有一个X射线喷流，很可能代表脉冲星的一个磁极方向。在脉冲星的另一个磁极方向，哈勃空间望远镜又观测到一个结点状的辐射区，它仅离脉冲星1500天文单位。在脉冲星南北两个方向还有一串的氩原子辐射的光亮结点，结点朝着脉冲星的那一面最亮。这可能是脉冲星发射出来某种高能风或带电粒子流撞击所致。

二，γ射线爆和脉冲星

γ射线天文学是60年代后期发展起来的一门新兴科学. 有些天体不但发射射电波、光学、X射线，还发射γ射线。最近几年由于康普顿γ射线天文台卫星发射升空，它上面载有灵敏度非常高的仪器，可以发现很弱的γ射线辐射。

蟹状星云脉冲星（PSR0531＋21）和船帆座脉冲星（PSR0833－45）的γ射线脉冲比较早就发现了。在康普顿γ射线天文台卫星发射后，很快就发现了四颗射电脉冲星的γ射线脉冲辐射，包括还发现一颗名叫杰明格的脉冲星，只有γ射线脉冲，而没有射电脉冲。但它却具有和射电脉冲星同样的周期特性，其周期和周期变化率与另一颗γ射线脉冲星PSR1055－52差不多。目前已有8颗γ射线脉冲星。

γ射线爆是另一类γ射线辐射，和现有的射电脉冲星以及γ射线脉冲星没有任何关系。它可分为两类：软γ重复爆源和经典γ爆。

γ射线爆是观测到的一种γ射线突然增强的现象。持续时间很短,从0.1毫秒到几百秒。多数在几秒和几十秒之间，上升时间更短，为毫米级。这样短的变化时标意味着γ爆源的线度必小于 $3 0 \mathrm { k m }$ 。只有中子星才有这样小的线度。因此,人们都相信γ爆源是中子星。γ射线爆的光子能量主要在10千电子伏特到10兆电子伏特之间。至今已发现1千5百次的γ爆。

只有三个称之为软γ重复爆源的，观测到它们的多次爆发。它们是银河系的源，并和超新星遗迹相联系。由于超新星遗迹的寿命很短，所以重复爆源应该是银河系中的较为年轻的中子星。其它的γ射线爆都称为经典γ爆，没有重复性，也不知道距离，只能知道它们的方向。所以我们不知道它们究竟是近在眼前（在太阳系内）还是远在天边（银河系中，甚至银河系之外）。它们的空间分布是各向同性的，这和脉冲星集中在银道面附近的分布完全不同。但是，在远离银道面的地方也有一些脉冲星。它们都是老年脉冲星。由于脉冲星具有非常高的自行速度，会逐渐远离银道面。可以设想，在远离银道面的空间中还有为数不少已经熄灭或者减弱到不能观测的脉冲星。如果这些老年的和熄灭了的脉冲星是γ射线爆源的话，γ射线爆源的分布就会呈现各向同性。这就是γ爆银河系晕模型的观点。这样，γ射线辐射和老死了的脉冲星联系起来了。

部分γ爆有吸收线和发射线，谱线的能量为四百多千电子伏特，而不是理论预计的五百多千电子伏特。如果γ爆源是中子星的话,这个矛盾就可以解决。中子星表面引力将导致谱线的红移正好把谱线移到观测到的能量。这又支持γ爆起源于中子星的说法。

最近的观测显示出γ爆的空间分布高度地各向同性，使银河系晕模型遇到困难（见图(10.6)）。人们重新对宇宙学模型发生兴趣，即认为γ爆来自银河系之外，这样便能解释高度地各向同性。

图(10.6)
591个γ爆
在银河系
中的分布

但是宇宙学模型也有麻烦，因为光度和距离的平方成正比，这就要求远在银河系之外的γ射线爆具有极高的爆发能量，很难解释。人们尝试用两个中子星的碰撞来解释，我们知道脉冲星双星系统PSR1913＋21的轨道周期由于引力辐射不断地减小，它们总有要碰撞的一天。

三，脉冲星的演化

天体物理学家最有用的关系图是赫罗图。这是用恒星的光度为纵坐标、温度为横坐标所构成的图。这个图给出了恒星演化的规律，由于温度是由光学谱线观测给出的，绝大部分脉冲星没有光学脉冲，更没有谱线观测，所以在赫罗图上没有脉冲星的位置。

1，在 ${ \dot { P } } - P$ 图上的演化

脉冲星有两个重要的观测参数：周期P和周期变化率 $\dot { P }$ 。 由这两个参数作为横坐标和纵坐标构成 ${ \dot { P } } - P$ 图，成为射电脉冲星最重要的关系图（见图(10.7)）。相当于恒星的赫罗图。脉冲星在图上的位置反映了脉冲星演化所处的阶段和类别。

在图上有两条重要的斜线：第一条是右下部的射电辐射截止线，是由脉冲星理论模型给出的产生辐射的条件计算得到。恰好，在它的右边没有脉冲星，处在这条线附近的脉冲星可能会发生灾难性的变化，射电辐射可能终结。在截止线附近，射电转换效率比较高的脉冲星多，零脉冲比例大的星多，平均脉冲轮廓复杂的，有漂移的脉冲星多，这些现象均可认为是脉冲星处于衰亡阶段的症状。射电脉冲星单星的演化比较简单，大多数都是由超新星爆发的产物，年轻脉冲星的周期比较短，周期变化率也比较大，所以几颗年轻的脉冲星，如蟹状星云脉冲星PSR0531＋21，船帆座脉冲星PSR0833－45，PSR1509－58等都

图(10.7)

脉冲星赫罗图
（ ${ \dot { P } } - P$ 图）。

在 ${ \dot { P } } - P$ 图左上方，远离截止线。很显然，一些“死亡”了的脉冲星处在截止线的下方，比如那些发射γ射线爆的脉冲星。

RS模型给出磁极冠处加速区(gap)中产生正负电子对的阈值的关系式有

$$E \propto \dot {P} P ^ {- 2. 2 5} \tag {10.1}$$

统计研究发现，那些零脉冲比例大的脉冲星，光速园柱附近的磁能（ $B ^ { 2 } \propto \dot { P } P ^ { - 5 }$ ）都比较大。后来人们把脉冲星自转能损率、脉冲星光速园柱附近的磁能以及缠绕磁能( $B \propto \dot { P } P ^ { - 4 }$ )等为常数的线画在 ${ \dot { P } } - P$ 图上，都在射电截止线都附近。因此导出了众多的理论解释脉冲星射电截止线，诸如参数 $\dot { P } P ^ { - 2 . 2 5 }$ , $\Dot { P } \Dot { P } ^ { - 3 }$ , ${ \dot { P } } { \dot { P } } ^ { - 4 }$ 和 ${ \dot { P } } { \dot { P } } ^ { - 5 }$ 为某个常数的直线。

第二条线是在左下方的自转加速上限线。绝大多数毫秒脉冲星和双星都在这条线的下面。只一颗毫秒脉冲星PSR1821－24和还有一个双星PSR1259－63在这条线的上面。前者是球状星团中的脉冲星，离得不远，后者则伴星为大质量恒星的射线系统，处在吸积加速之前所演化阶段，和加速上限线理论不矛盾。

2，脉冲星磁场的演化

磁场是否随年龄的增加而减小仍是一个争论的问题。按磁场和形式年龄的统计分布图，可以看出磁场是衰减的。演化时标为 $( 4 - 9 ) \times 1 0 ^ { 6 }$ 。但是，从理论上讲，像中子星这样的电导率非常高的系统，磁场的衰减时标至少在 $1 0 ^ { 8 }$ 年以上。由于磁场和年龄是在磁偶极辐射模型的框架下推导出来的，磁场衰减的争论也导致对磁偶极辐射模型的责难或修正。

还有一种观点认为，对于年龄大的脉冲星，磁场不再衰减。虽然对毫秒脉冲星年龄的估计存在困难，但对射电脉冲双星PSR0655＋64来说，其年龄比较可靠。其伴星是颗白矮星，由白矮星的“冷却年龄”得到的年龄超过了 $1 0 ^ { 9 }$ 年，但脉冲星的磁场仍有 $1 0 ^ { 1 0 }$ 高斯。这表明，中子星的磁场不能以 $1 0 ^ { 6 } - 1 0 ^ { 7 }$ 年的时标一直衰减下去。因此推论脉冲星存在两类磁场：一类衰减，磁场较强；另一类不衰减，磁场较弱。

一种称之为“壳屏蔽模型”可以用来解释X射线双星和射电脉冲双星磁场的演化。其物理思想是：中子星表面吸积伴星的物质导致中子星表面磁场 $B _ { s }$ 的减少。导出公式：

$$B _ {s} = \frac {B _ {o}}{1 + \mu \alpha \frac {\Delta M}{M}} \tag {10.2}$$

$B _ { o }$ 是吸积物质层以下的磁场， 是吸积的物质质量，M是中子星的质量，ΔM $\mu$ 为磁导率，α是约为1的常数。中子星的磁场并不衰减或衰减得很慢，表面磁场很低是由于吸积物质层的屏蔽作用，中子星吸积物质越多则表面磁场越低。这和由观测得到的经验公式几乎一样。

3．磁倾角的演化

磁场的大小和磁倾角有关。上述有关磁场演化问题的分析中，均假定磁倾角不随时间变化，而且认为磁倾角为90度。磁倾角值可利用极冠模型的几何关系求出，考察磁倾角和年龄的关系，发现磁倾角随年龄的增加而减少。统计研究给出磁倾角演化时标为 $1 . 5 \times 1 0 ^ { 7 }$ 年。从广义相对论和引力自旋效应出发可推导出脉冲星磁倾角随时间的推移而减小，这和脉冲星极冠几何模型的研究结果一致。

磁倾角越来越小，意味着脉冲星的平均脉冲宽度越来越大，其结果会使辐射的脉冲特性消失。一个极端的情况是，磁倾角等于零，将观测不到周期性的脉冲，或使辐射锥走出视线之外，磁倾角的演化是脉冲星“死亡”的一种方式。由观测量K参数和年龄的关系获得磁倾

角的演化时标为 $1 . 5 \times 1 0 ^ { 7 }$ 年。

4，光度的演化

脉冲星的射电光度是一个可以直接观测的量。它由流量密度，辐射锥大小和距离决定。由于接收到的流量密度并不能代表辐射锥的真正的辐射强度，这和视线从辐射锥哪个部位扫过有关。如果是从辐射锥边缘扫过，则接收到的流量密度只是真实情况的很小一部分。为此需要对射电光度公式进行修正。

也有用转动能损率来作为总光度的。这只是脉冲星辐射光度的上限。转动能损率随年龄的增加而迅速地减少。射电光度比转动能损率衰减要慢得多。年青的脉冲星的射电光度只占转动能损率微不足道的一部分，但老年脉冲星的这个比例就比较大。光度的衰减是脉冲星“死亡”的一种方式。

射电光度和参数 $B / p ^ { 2 }$ 有很好的演化关系，如图(10.8)所示。

图(10.8)射电光度的演化。