天体物理学导论/中子星
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中子星是一种恒星残骸，可以由大质量恒星在II型、Ib型或Ic型超新星事件中发生引力坍缩而形成。这种恒星几乎完全由中子组成，中子是亚原子粒子，没有电荷，质量略大于质子。中子星非常热，并通过泡利不相容原理引起的量子简并压力来抵抗进一步坍缩。该原理指出，没有两个中子（或任何其他费米子粒子）可以同时占据相同的位置和量子态。
一颗典型中子星的质量约为1.4到3.2个太阳质量，如果使用Akmal–Pandharipande–Ravenhall状态方程（APR EOS），其相应的半径约为12公里。相比之下，太阳的半径大约是它的60,000倍。APR EOS预测的中子星的整体密度为3.7×1017到5.9×1017 kg/m3（是太阳密度的2.6×1014到4.1×1014倍），这与原子核的近似密度3×1017 kg/m3相比较。中子星的密度从地壳中低于1×109 kg/m3开始，随着深度增加而增加到内部更深处的6×1017或8×1017 kg/m3以上（比原子核更密集）。这种密度大约相当于一架波音747的质量压缩到一粒沙子的大小，或者人类人口压缩到一块方糖的大小。
一般来说，质量小于1.44个太阳质量的致密星 - 钱德拉塞卡极限 - 是白矮星，而质量大于2到3个太阳质量（托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限），可能形成夸克星；然而，这尚不确定。引力坍缩通常发生在任何质量在10到25个太阳质量之间的致密星上，并产生黑洞。[10]一些中子星快速旋转并发射电磁辐射束作为脉冲星。