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中子星的表面温度约为100多万度，辐射出X射线、γ射线和可见光。它拥有极强的磁场，使极冠区沿着磁极方向发射束状无线电波。中子星自转非常快，有的能达到每秒几百圈。而磁极与两极通常不吻合，所以如果中子星的磁极恰好有可能朝向地球，那么随着自转，中子星发出的射电波束就会像一座旋转的灯塔那样一次次扫过地球，形成射电脉冲。我们又称这样的天体为“脉冲星”。
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图77 蟹状星云脉冲星所在的蟹状星云
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黑洞
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“黑洞”这个名词是美国物理学家惠勒在1968年发表的一篇题为《我们的宇宙，已知的和未知的》文章中首先提出来的。他不愿意用“引力坍缩物体”这样累赘的词汇，便创造了“黑洞”这样一个较简洁、概括性较好而又响亮、有力的名词。所谓“黑洞”，指的是这样一种天体：它的引力场是如此之强，就连光也不能逃脱出来。根据广义相对论，引力场将使时空弯曲。当恒星的体积很大时，它的引力场对时空几乎没什么影响，从恒星表面上某一点发的光可以朝着任何方向沿直线射出。而恒星的半径越小，它对周围的时空弯曲作用就越大，向某些角度发出的光就将沿弯曲空间返回恒星表面。等恒星的半径小到一特定值时，就连垂直表面发射的光都被捕获了。到这时，恒星就变成了黑洞。
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当一颗恒星衰老时，它的热核反应已经耗尽了中心的燃料（氢），由中心产生的能量已经不多了。这样，它再也没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以在外壳的重压之下，核心开始坍缩，直到最后形成体积小、密度大的星体，重新有能力与压力平衡。
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质量小一些的恒星主要演化成白矮星，质量比较大的恒星则有可能形成中子星。而根据计算，中子星的总质量不能大于3倍太阳的质量。如果超过了这个值那么将再没有什么力能与自身重力相抗衡了，从而引发另一次大坍缩。
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这次，物质将不可阻挡地向着中心点进军，直至成为一个体积趋于零、密度趋向无限大的“点”。而当它的半径一旦收缩到一定程度（史瓦西半径），巨大的引力就使得即使光也无法向外射出，从而切断了恒星与外界的一切联系。于是“黑洞”诞生了。
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与别的天体相比，黑洞是显得太特殊了。例如，我们无法直接观察到黑洞，只能对它内部结构提出各种猜想。根据广义相对论，空间会在引力场作用下弯曲。这时候，光虽然仍然沿任意两点间的最短距离传播，但走的已经不是直线，而是曲线。
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在地球上，由于引力场作用很小，这种弯曲是微乎其微的。而在黑洞周围，空间的这种变形非常大。这样，即使是被黑洞挡着的恒星发出的光，虽然有一部分会落入黑洞中消失，可另一部分光线会通过弯曲的空间绕过黑洞而到达地球。所以，我们可以毫不费力地观察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一样，这就是黑洞的隐身术。
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怎样才能发现既黑且小的恒星级黑洞呢？一颗巨大的恒星一旦坍缩成为黑洞，虽然一切都消失了，但强大的引力依然存在。所以，如果某个黑洞与一个亮星组成一对互相绕转的双星系统，那么黑洞的强大引力不仅可以使亮星摆动，而且还会把亮星上的物质吸进黑洞，炸成碎片。这些碎片的温度会升高到10亿度，其结果就会发射出强烈的X射线。这样，寻找恒星级黑洞就变成寻找X射线源的问题了。
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有两种类型的X射线双星：一是大质量X射线双星（Massive X-rayBinaries,MXRBs），由质量大于太阳的亮星或中子星和黑洞组成。二是软X射线暂现源（Soft X-ray Transients,SXTs），或X射线新星。当亮星物质被致密天体猛烈吸积时，X射线强度可剧增百万倍。随着这种物质输运过程的减缓，X射线的强度在6个月到1年的时间里也逐渐减弱，此后，双星系统平静下来，平静期可维持10年之久，但在可见光或红外波段仍可观察到亮度的变化，这是由于X射线束使围绕致密天体的吸积盘外区发热并使其发亮所致。
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在两星都可见的双星系统中，可以通过它们的可见光谱线的红移和蓝移现象测定视向速度的变化及两星互绕的轨道周期，从而测定它们的质量。但现在，我们测不到不可见天体的光谱，所幸的是能通过一个质量函数的量来估计不可见天体的质量范围。
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图78 黑洞模拟图
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通俗天文学：和大师一起与宇宙对话（全彩四色珍藏版） [:1700937123]
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第三章 恒星的距离
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测量天界距离的原则已在论太阳系的比例尺一章中解说过了。测量月亮行星及其他邻近的物体，我们用的基线是地球的半径，或在实际上用连接地球表面上两观察点的线。但是要测量即使是最近的恒星的距离，这根线也太短了。因此我们便用地球轨道的半径做基线，或在实际上用连接地球轨道近两极处的线做基线，来测量恒星的距离。即使是用分离多出这么许多的两观测点，得到的恒星位置的移差还是极其微小的。
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设图79中左边小圆代表地球轨道。设S为我们想测量的较近的星。设虚线为实际不变动的遥远的星T的方向。当地球在轨道一边的P点时，我们测定两星之间的SPT角。当地球到了另一边时，我们再测定相当的SQT角。两角的差PSQ角除以2，便得到那颗星的“视差”（parallax）了。严格说来，这只是观测到了相对的视差。因为那遥远的星也会有少许移动的。如果这一点移动也测定了加入一算，最后的结果便是绝对视差。
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实际上一颗星的方向只观测两次是不够的。看起来恒星都永恒不动，其实它们都在极迅速地运动着，因此也都在不断改变方向的。若用望远镜观测较近的恒星，这种“自行”（proper motion）尤为显著。因此在隔了6个月的两次观测中，我们不能确定所测得的移差有多少是由于该星的自行、有多少真是我们自己改变位置所生的视差。为了区分这二者，观测必须在两三年以上。
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现代的视差测定用的是摄影法。一架长望远镜对着包含欲观测恒星的区域。底片在望远镜焦点处曝光。隔了6个月以后，再用别的底片拍摄这同一区域。这颗星在照片中的位置便根据别的较暗而大致较远的星而精密测定。那些别的星便叫做比较星。这种工作是异常精细缜密的，因为最近恒星的移差也只有1.5弧秒。这就是一个直径2.5厘米的物体在3.2千米路以外所观测得的对角。大多数这样测出的恒星的视差都是更要小得多的。
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当视差的数量测定了以后，计算这颗恒星的距离便很容易了，于是轮到选择表示这数目的方式了。要得到这距离的天文单位数（天文单位是地球到太阳的平均距离），要用视差除206265。曾久被认为最近恒星的半人马座α星的视差是0.76弧秒。因此它比太阳远27万倍，就是40亿千米。这数目大得不方便了。天文学家便采用另一种更大的单位，光年或秒差距。
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“秒差距”（parsec）是视差等于1弧秒的距离。实际上没有一颗恒星有这样近的。要得到以秒差距为单位的距离，以视差除1。半人马座α星的距离因此便是1.3秒差距。
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“光年”（light-year）是光在一年之间所行的路程。以千米数表示，光每秒速度299792千米，用一年所有的秒数（约为31600000）来乘，约9.5万亿千米。一秒差距约等于3.25光年。半人马座α星的距离是4.3光年。
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最近的比邻星（proxima）比半人马座α星近3%，离太阳4.17光年。这是一颗望远镜中可见的10等星，在天上的位置离半人马座α星约2度多，大概与那颗亮星有物理的关联，碰巧在对着我们这一边的，依远近次序排的星表中的第三、第四、第五颗星都是望远镜中的星。假如我们不曾说过恒星的真实亮度大不相同的话，这最近的5颗星中竟有4颗肉眼看不见，就不免会使我们吃惊了。