天體物理學導論/中子星
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中子星是一種恆星殘骸，可以由大質量恆星在II型、Ib型或Ic型超新星事件中發生引力坍縮而形成。這種恆星幾乎完全由中子組成，中子是亞原子粒子，沒有電荷，質量略大於質子。中子星非常熱，並透過泡利不相容原理引起的量子簡併壓力來抵抗進一步坍縮。該原理指出，沒有兩個中子（或任何其他費米子粒子）可以同時佔據相同的位置和量子態。
一顆典型中子星的質量約為1.4到3.2個太陽質量，如果使用Akmal–Pandharipande–Ravenhall狀態方程（APR EOS），其相應的半徑約為12公里。相比之下，太陽的半徑大約是它的60,000倍。APR EOS預測的中子星的整體密度為3.7×1017到5.9×1017 kg/m3（是太陽密度的2.6×1014到4.1×1014倍），這與原子核的近似密度3×1017 kg/m3相比較。中子星的密度從地殼中低於1×109 kg/m3開始，隨著深度增加而增加到內部更深處的6×1017或8×1017 kg/m3以上（比原子核更密集）。這種密度大約相當於一架波音747的質量壓縮到一粒沙子的大小，或者人類人口壓縮到一塊方糖的大小。
一般來說，質量小於1.44個太陽質量的緻密星 - 錢德拉塞卡極限 - 是白矮星，而質量大於2到3個太陽質量（托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限），可能形成夸克星；然而，這尚不確定。引力坍縮通常發生在任何質量在10到25個太陽質量之間的緻密星上，併產生黑洞。[10]一些中子星快速旋轉併發射電磁輻射束作為脈衝星。