简单百科
中子星

中子星

中子星（英语：neutron star），是恒星演化到末期引发超新星爆炸之后，可能成为的少数终点之一。恒星在核心元素于核聚变反应中耗尽转变成铁元素后，外围物质受重力牵引会急速向核心坠落，当外壳的动能转化为热能向外爆发产生超新星爆炸时，是恒星内部区域被压缩后形成的一种介于白矮星（White Dwarf）和黑洞（Black Hole）之间的星体。

中子星是除黑洞外密度最大的星体，一颗典型的中子星质量介于太阳质量的1.35到2.1倍，半径则在10至20公里之间，由于中子星保留母恒星大部分的角动量，但半径只是母恒星极微小的量，转动惯量的减少导致转速迅速的增加，因此中子星有着非常高的自转速率，高密度也使他有着比地球更大的表面重力，一颗中子星的逃逸速度可能达到光速的一半。已观测到的中子星非常热，通常表面温度约为 600,000 K ，中子星的密度在8×1013g/cm32×1015g/cm3间，此密度约等于原子核的密度。它们的磁场是地球磁场的 108 和 1015 倍之间（1亿和1万亿），中子星星表面的引力场大约是地球引力场的强度的倍。

据推测银河系中存在数十亿颗中子星，其中白矮星被压缩成中子星过程中恒星遭受剧烈的压缩使其组成物质中的电子并入质子转化成中子，直径大约只有十余公里，但上面一立方厘米的物质便可重达十亿吨，且旋转速度极快。由于其磁轴和自转轴并不重合，磁场旋转时所产生的无线电等各种辐射可能会以一明一灭的方式传到地球，这被称为脉冲星，是中子星的一种，1967年安东尼·休伊什（Antony Hewish）和约瑟琳·伯奈尔（Jocelyn Bell）发现的脉冲星是第一个观测到中子星存在的证据绝大多数的脉冲星都是中子星，但中子星不一定是脉冲星，银河系中大约有10亿颗中子星，至少有数亿颗，这是通过估计经历过超新星爆炸的恒星数量得出的数字。

形成过程

中子星（英语：neutron star），是恒星演化到末期，经由引力坍缩发生超新星爆炸之后，可能成为的少数终点之一。恒星在核心的氢、氦、碳等元素于核聚变反应中耗尽，并最终转变成铁元素后，便无法再从聚变反应中获得能量。失去热辐射压力支撑的外围物质受重力牵引会急速向核心坠落，有可能导致外壳的动能转化为热能向外爆发产生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。

中子星是除黑洞外密度最大的星体，一颗典型的中子星质量介于太阳质量的1.35到2.1倍，半径则在10至20公里之间（质量越大半径收缩得越小），也就是太阳半径的30,000至70,000分之一。中子星的密度在8×1013g/cm3-2×1015g/cm3间，此密度约等于原子核的密度。

白矮星被压缩成中子星，过程中恒星遭受剧烈的压缩使其组成物质中的电子并入质子转化成中子，直径大约只有十余公里，但上面一立方厘米的物质便可重达十亿吨，且旋转速度极快。由于其磁轴和自转轴并不重合，磁场旋转时所产生的无线电等各种辐射可能会以一明一灭的方式传到地球，这被称作脉冲星，它是中子星的一种，绝大多数的脉冲星都是中子星，但中子星不一定是脉冲星。

历史发现

1932年，詹姆斯·查德威克（James Chadwick）发现了中子，俄罗斯著名物理学家列夫·达维多维奇·朗道（L. Landau）提出过一个设想，他认为比白矮星更致密的天体可能就像是一个巨大的原子核，其基本组成单元就是这种未知粒子。

1934年，沃尔特·巴德（W. Baade）和弗里茨·兹威基（F. Zwicky）在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，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。

1939 年，美国物理学家罗伯特·奥本海默（J. R. Oppenheimer）和沃尔科夫（Volkoff）提出了系统的中子星理论，在广义相对论框架下，基于理想中子气简并压和引力的平衡建立了第一个定量的中子星模型（TOV 方程），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。

1962年，贾柯尼（F. Pacini）发现第一个宇宙X射线源Scorpius X-1，他指出如果中子星具有很强的磁场并能够快速旋转的话，那么它们就可能发出低频的电磁波辐射，从而造成某种观测效应。

1965年，安东尼·休伊什（Antony Hewish）和塞缪尔·奥科耶（Samuel Okoye）在1054年的超新星（SN 1054）爆炸后的残骸"蟹状星云发现了一个异于平常的高电波亮度温度源"。

1967年，安东尼·休伊什（Antony Hewish）和约瑟琳·伯奈尔（Jocelyn Bell）在研究行星际闪烁时，接收到了以稳定时间间隔出现的射电脉冲信号，这种极规律的时变辐射显然不是来源于当时已知的任何天体，通过分析信号的色散与周期性，确定它来自于约65秒差距之外的新类型天体，并将其命名为脉冲星。里卡尔多·贾科尼（F. Pacini）指出，如果中子星具有很强的磁场并能够快速旋转的话，那么它们就可能发出低频的电磁波辐射，从而造成某种观测效应。

1974年，安东尼·休伊什也因发现脉冲星被授予了1974年的诺贝尔物理学奖。

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左右) ，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. Backer等人发现了第一颗毫秒脉冲星，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。

2003年，Marta Burgay及其同事发现了第一个双中子星系统，其中两个成分都可以作为脉冲星探测到PSR J0737-3039，这个系统的发现总共允许5种不同的广义相对论测试，其中一些具有前所未有的精度。

2022年9月24日，环球Tech发文，LAMOST望远镜黑洞猎手计划研究团队利用郭守敬望远镜发现了一颗距离地球大约1037光年、处于双星系统中的宁静态中子星。

2023年2月15日，两颗密度非常的中子星合并时发生的被称为千新星的爆炸景象被观测到。

中子星的类型

脉冲星

1967年，约瑟琳·伯奈尔（Jocelyn Bell）和安东尼·休伊什（Antony Hewish）在研究行星际闪烁时，接收到了以稳定时间间隔出现的射电脉冲信号，这种极规律的时变辐射显然不是来源于当时已知的任何天体，通过分析信号的色散与周期性，确定它来自于约65秒差距之外的新类型天体，并将其命名为脉冲星。白矮星被压缩成中子星，过程中恒星遭受剧烈的压缩使其组成物质中的电子并入质子转化成中子，直径大约只有十余公里，但上面一立方厘米的物质便可重达十亿吨，且旋转速度极快。由于其磁轴和自转轴并不重合，磁场旋转时所产生的无线电等各种辐射可能会以一明一灭的方式传到地球，这被称作脉冲星，它是中子星的一种，绝大多数的脉冲星都是中子星，但中子星不一定是脉冲星。

脉冲星辐射以脉冲形式集中发出，这是脉冲星发现早期大家对它的认知，随着已知脉冲星数目日渐增加认知也随之变化，这类天体的辐射并非总是以脉冲形式发出，也存在其他各种形状——比如正弦形的辐射模式。脉冲星辐射在射电波段绝大部分还依然是脉冲形式，目前公认的理论中，脉冲星本质是带有强磁矩的高速旋转的致密星，它的辐射具有各向异性，在它的转动过程中我们接收到周期性的辐射，而射电(或其他波段)脉冲信号正是这些辐射中的一部分。脉冲星的辐射提取脉冲星自转能量，导致脉冲星转动逐渐减慢，这会导致地球上观测到的脉冲之间的间隔逐渐增长。

脉冲星不仅仅在射电波段有丰富的物理现象，在红外、光学、紫外、X射线和γ射线波段也存在丰富的物理现象。目前在X射线波段和伽马射线波段已经观测到百余颗脉冲星，而红外、光学、紫外波段，发现的脉冲星相对比较少。在此，将具有X射线/伽马射线波段辐射的脉冲星称为高能脉冲星，它们不仅仅辐射的光子能量高，其辐射特征与射电也是不相同的。

对于脉冲星的命名，在历史上有不同的方法。以现在的惯例，“PSR”为前缀，后接它的赤经和赤纬坐标，如PSR J0534+2200。考虑观测历史，还有其他的命名方法，如星表、望远镜名称加赤经和赤纬坐标，星座里面的第几个亮源，具体的例子：4U1608-52(4U是源表)，又如Cen X-3 等(Cen是天渊三的缩写)。高能脉冲星已经发现超过300 颗，例如年轻而有活力的蟹状星云脉冲星(Crab)、近距离却相对年老的Vela 脉冲星和Geminga 脉冲星。

非脉冲星

除了脉冲星之外，非脉动中子星也被鉴定出来，尽管它们的光度可能有轻微的周期性变化，这似乎是被称为超新星遗迹中心致密天体（SNR中的CCO）的X射线源的特征，这些X射线源被认为是年轻的，无线电安静的孤立中子星。

x射线脉冲星

除了无线电发射外，中子星也在电磁波谱的其他部分被识别出来，这包括可见光、近红外、紫外线、X 射线和γ射线。在X射线中观察到的脉冲星如果以吸积为动力，则被称为X射线脉冲星，而在可见光中识别的脉冲星被称为光学脉冲星。

无线电安静中子星

除了上述类型，还存在被称为无线电安静中子星的中子星，无法检测到无线电发射。

磁星

还有另外一种中子星，称作磁星。磁星具有大约特斯拉的磁场，大约是普通中子星的1000倍。这足以在月球轨道的一半距离上擦除地球上的一张信用卡。作为对比，地球的自然磁场是大约特斯拉；一小块钕磁铁的磁场大约是1特斯拉；多数用于数据存储的磁介质可以被10-3特斯拉的磁场擦除。磁星有时会产生X射线脉冲。大约每10年，银河系中就会有某一颗磁星爆发出很强的伽马射线。磁星有比较长的自转周期，一般为5到12秒，因为它们的强磁场会使得自转速度减慢。

磁星的概念最早由科学家们于1992 年提出，磁星是年轻的脉冲星，类似年轻的射电脉冲星，极高的磁场强度可能预示着恒星生前的磁场较强。同时在磁星诞生初期可能存在磁场放大的过程。诞生初期磁星以毫秒周期快速自旋，并在短时间内通过磁制动迅速减慢，其射电辐射强度很快减弱到观测极限之下。科学家们猜测磁星在诞生时获得很大的反冲速度，易于突破双星系统的束缚，也为观测提升了难度。然而超强磁场是巨大的能量库，可以支撑磁星产生独特的辐射现象，其中两个最主要的代表是软伽马射线重复暴(SGRs)和反常X射线脉冲星(AXPs)。不同磁星X射线持续辐射强度差别很大，分布跨越五个数量级(2~10 keV 辐射光度1033~1038erg s-1)。宁静期持续辐射亮的磁星较为稳定，反之则表现为暂现源，暂现源X射线光度的动态范围很大，辐射峰值光度可以提升1~3 个量级。多变的辐射光度与磁星强大且结构复杂的磁场密不可分。扭曲的磁力线逐渐“解开”的过程会持续地向外释放能量，支撑了磁星X射线持续辐射。受到观测灵敏度的限制，已经认证的磁星绝大部分是银河系内的天体，集中分布在银盘上。除此之外，在邻近的大小斐迪南·麦哲伦云中各发现一颗。

反常中子星

1971年，根据李政道等提出的反常核态理论，当核子的数密度大于某个临界值，其值略大于通常原子核内的核子数密度时，将发生正常核态向反常核态的相变,因此可能存在稳定的反常中子星，它们可能是晚期恒星的一个新的类型或新的阶段，致密星可能有第三个质量极限，即反常中子星的极大质量，约为3.2太阳质量。

中子星的属性与特征

质量与温度

一般来说，一颗典型中子星的质量约为 1.4 倍的太阳质量()，像Crab脉冲星(约103 年)这种中子星温度非常高，观测表明中子星表面温度约为几十万度，其内部温度则更高(几亿度)，压强极大，以至于中子通常以超流形式存在。这些极端的物理条件都是地球实验室中无法实现的，因此中子星是研究极端条件下物理规律的理想实验室，一直备受科学界关注。

密度和压力及半径

中子星(Neutron Star，NS)，是一种主要由中子物质组成的星体，它是一种具有极端物理条件的天体，其平均密度与原子核密度相当，约为，远远高于我们平常所见的普通物质密度(对比一下，铁的密度仅为 7.9 g/cm3 )。一茶匙的中子星物质比整个珠穆朗玛峰还要重。在中子星的巨大引力场中，那茶匙物质的重量为，是月球放在地球表面的15倍，从内壳到中心的压力从增加到。中子星是除黑洞外密度最大的星体，一颗典型的中子星质量介于太阳质量的1.35到2.1倍，半径则在10至20公里之间（质量越大半径收缩得越小），也就是太阳半径的30,000至70,000分之一。

磁场

中子星的典型表面磁场强度约为，比地面实验室中能制造的最大磁场高出7到14个量级。这种强度的场能够使真空极化到真空变成双折射的程度。光子可以合并或分裂成两部分，并产生虚拟粒子-反粒子对，改变电子能级，原子被迫进入薄圆柱体。

旋转

中子星的旋转速度可以增加，这一过程称为自旋。有时中子星会吸收伴星的轨道物质，增加旋转速度并将中子星重塑为扁球体。这导致中子星的旋转速度在毫秒脉冲星的情况下每秒增加一百次以上，目前已知的旋转最快的中子星PSR B1937+21 J1748-2446ad以每秒716转的速度旋转。

引力与物态方程

中子星表面的引力场大约是地球的倍，约为。如此强大的引力场充当引力透镜，弯曲中子星发出的辐射，使通常看不见的后表面的某些部分变得可见。如果中子星的半径为或更小，那么光子可能被困在一个轨道上，从而使该中子星的整个表面从单个有利位置可见，以及不稳定的光子轨道在或低于一个恒星半径的距离。

缩形成中子星的恒星质量的一小部分在超新星爆炸中释放出来（根据质能等效定律，）。能量来自中子星的引力结合能。因此，典型的中子星的引力是巨大的。如果一个物体从半径12公里的中子星上一米高的高度坠落，它将以每秒1400公里左右的速度到达地面，即使在撞击之前，潮汐力也会导致任何一种普通物体分解成物质流。由于巨大的引力，中子星和地球之间的时间膨胀显著，例如，中子星表面可能经过八年，但在地球上却要经过十年，这还不包括恒星快速旋转的时间膨胀效应。

压强随着物质的密度、温度、成分等变化的关系叫作物态方程，而物态决定星体结构，中子星物态方程描述了各种模型的半径与质量的关系。给定中子星质量的最可能半径被模型AP4（最小半径）和MS2（最大半径）括起来。EB是半径为R米的引力结合能质量之比，相当于观测到的中子星引力质量M千克，

给定当前值：

恒星质量“M”通常被报告为一个太阳质量的倍数，

A 2 ☉中子星不会比半径10，970米更紧凑（AP4型号）。它的质量分数引力结合能为0.187，-18.7%（放热）。这不接近 0.6/2 = 0.3， −30%。M中子星的状态方程尚不清楚。假设它与白矮星的状态方程有很大不同，白矮星的状态方程是一种简并气体的方程，可以与狭义相对论非常吻合地描述。然而，对于中子星，广义相对论效应的增加再也不能被忽视。已经提出了几个状态方程（FPS，UU，APR，L，SLy等），目前的研究仍在试图限制理论对中子星物质进行预测。

中子星的结构

简单认为中子星主要由中子构成的看法是值得仔细推敲的。中子星模型是在20 世纪30 年代被提出的，那时中子和质子被认为是基本粒子。后来人们对物质世界的认识越来越深入，发现它们其实是由更基本的夸克构成的。20 世纪60 年代，强子结构的夸克模型逐渐被建立起来，对中子星内部结构的认识逐渐有了不同的声音。人们开始怀疑中子星内部可能主要由其他一些奇特的强子甚至夸克构成。由于“中子星”这一名称已经在人类的认知中先入为主了，所以在不详细讨论中子星内部结构时，“中子星”这一名称泛指大质量恒星死亡后形成的脉冲星类致密天体。

虽然描述强相互作用的量子色动力学(QCD)已经被建立，但在中子星内部几倍饱和核物质密度的能标下，相互作用是非微扰的。人们还不能从QCD第一性原理计算出中子星内部的结构，这是中子星物态之谜的关键。学者们从不同角度出发，给出了多种中子星结构模型，强子星内部由强子构成，无自由夸克。传统的中子星(由大量中子和少量电子、质子等构成的星体)就是强子星中的一种。强子星大致可分为壳层和核心两个成分。壳层厚约1 km，占星体质量的10%以下，包含丰中子的原子核，少量自由质子、电子和大量中子。密度超过饱和核物质密度的区域是中子星的核心，占中子星总质量的90%以上。核心的外部主要包括自由中子和少量的电子和质子。在接近中心的内核区域，密度超过了2~3 倍的核物质密度，可能会出现各种奇特的强子物质，如介子和超子。

混合/混杂星拥有和强子星一致的壳层，只是这两类模型认为内核会出现解禁的自由夸克。混合星模型认为内核存在一阶相变，强子相和夸克相之间有密度不连续的间断面分开。混杂星模型认为内核区存在夸克态和强子态共存的区域。

中子星的行星

1991年7月，在靠近受彻斯特的乔德雷尔·班克射电天文台，三位天文学家马修·贝尔斯（Matthew Bailes），安德鲁·莱恩（Andrew Lyne）和塞特纳姆·希默（Setnam Shemar）宣称有一颗脉冲星PSR1829-10有一行星位于盾牌星座内，每0.33秒自转一次，贝尔斯和他的同事们认为发现的行星质量和天王星差不多，离脉冲星PSR1829-10的距离相当于金星离太阳的距离，这颗行星通过拉引该脉冲星而显示出它的存在当行星拉引脉冲星的方向背离地球时，脉冲星的脉冲间隔略为加长，因为每一个脉冲到达地球的时间都比前一个略有增加。

双中子星系统

1974年，J. Taylor和R. Hulse发现了第一个双中子星系统PSR B1913+16，其中一颗可以观测到脉冲辐射。利用它的周期性信号，可以很好地限制两颗致密星绕质心公转的轨道参数。2003年，M. Burgay还首次发现了第一对双脉冲星系统 PSR J0737-3039，从而可以更加精确地测定双星参数和更好地检验广义相对论效应。根据广义相对论，两个天体的相互绕转可以导致引力波辐射，辐射的强度高度依赖于系统的致密性。因此，双中子星系统被认为是宇宙中最理想的引力波辐射源之一，引力波辐射的能量来自于双星绕转轨道的引力势能。因此，随着引力波的持续辐射，双星系统的轨道半径和周期将变短。J. Taylor等人对PSR1913+16做了持续数十年的跟踪观测，发现其轨道变化与广义相对论的预言高度一致，间接证明了引力波辐射的存在，他们也因此获得了1993年的诺贝尔物理学奖。

在星系中，大部分的恒星以双星系统的形式存在，双星中质量较大的演化较快，率先经历超新星爆发留下一颗中子星。这颗中子星与另一颗恒星组成双星，恒星表层一部分物质会被吸积到中子星，产生X射线辐射，这样的系统被称为高质量X射线双星系统。然后，另一个恒星演化到晚期进入巨星阶段，半径膨胀，可能会将中子星吞没，形成公共包层结构。中子星持续吸积伴星物质，自转速度也发生变化，称为再生中子星。最后，伴星也会经历一次超新星爆发，留下一颗新生中子星，与之前的再生中子星组成双中子星系统。

2017年8月17日美国激光干涉引力波天文台 (LIGO)和欧洲室女座引力波天文台(Virgo)终于首次探测到了来自于双中子星并合事件 GW170817 的引力波辐射。

I型X射线暴发生在中子星与伴星（通常是一颗红巨星）组成的双星系统中，是目前已知的最频繁的天体热核爆发过程，也是太空望远镜所能观察到的最亮的天文现象之一。

中子星的观测

人类迄今对宇宙观测主要通过四种方式：电磁辐射、宇宙射线、中微子和引力波。2015年9月 advanced LIGO 激光干涉仪实现了引力波的首次直接探测，开启了引力波观测宇宙的新窗口。

银河系内预估存在颗中子星我们仅能观测到其中很小部分的中子星。正如前面所说，它们必须磁场很强，自转很快，并且射电辐射束对准地球。另外还有一种可能是在高质量X射线双星系统中观测到中子星，它吸积伴星的物质会产生可观测的X射线辐射。

2017 年8 月17日，LIGO-Virgo观测到首个双中子星并合引力波（GW170817A），恩里科·费米等望远镜探测到首个引力波伽马暴（GRB 970508170817A）。

中子星强大的引力将伴星中富含氢和氦的燃料吸积到中子星的表面。当这些燃料的温度和密度达到一定程度时，热核反应会被点燃，在10-100秒时间内释放出大量能量，形成X射线暴。X射线暴为研究中子星性质提供了窗口。X射线在逃离中子星的过程中需要克服万有引力的影响，将一部分自身能量转换为重力势能。该过程会导致X射线的频率不断降低，颜色从蓝到红，被称为“引力红移”。引力红移效应的大小与中子星自身的致密性条件相关。

2020年4月28日，中国的“慧眼”硬X射线调制望远镜HXMT望远镜成功地从磁陀星SGR 1935+2154观测到了与快速射电暴FRB200428成协的X射线暴，为揭示快速射电暴现象的起源做出了关键贡献，也使人们对磁陀星的性质有了全新的认识。次年，中国500m口径球面射电望远镜(500米口径球面射电望远镜)通过开展银道面脉冲星巡天，新发现了212颗脉冲星，其中包括42颗毫秒脉冲星、16颗脉冲双星、一批最暗弱的脉冲星、一批模式变化和消零脉冲星，以及射电暂现源等。

中子星的碰撞爆炸

2017年8月哈勃观察到中子星合并引发的爆炸与喷射事件GW170817，爆炸产生的能量堪比超新星爆炸，这是第一次从双中子星合并中一起检测到引力波和γ射线。这是研究这些非凡碰撞的一个重要转折点。除了发现引力波外，全世界和太空中的70个观测站都看到了这次合并的后果，涉及大片的电磁波谱。这标志着时域和多信使天体物理学领域的一个重要发展，它利用包括引力波和光在内的一些"信使"来分析宇宙在时间上的进展，仅仅两天后，科学家们迅速将哈勃对准了爆炸的位置。中子星坍缩成一个黑洞，其强大的引力开始吸引物质向它靠近。这些物质迅速旋转，产生了从其两极向外移动的喷流。咆哮的射流撞上了爆炸碎片的扩大外壳，并卷起了碎片，这包括一个物质圆球，极端速度的喷射就是在这里发生。

中子星与黑洞

2020年1月5日,美国的地基激光干涉引力波天文台(Laser Interferometer ravitational-wave Observatory,LIGO)探测到首例中子星-黑洞并合事件GW200105，这是继2015年9月14日探测到双黑洞并合引力波事件GW150914、2017年8月17日探测到双中子星并合事件GW170817之后，人类首次探测到中子星-黑洞并合事件。

同月15日，LIGO与欧洲室女座地基引力波天文台(Virgo)又联合探测到第二例中子星-黑洞并合事件GW200115.LIGO、Virgo和日本的神冈引力波探测器(KAmioka GRAvitational wave de tector,KAGRA)联合工作组于2021年6月29日发表论，公布了通过引力波探测到的这两例中子星-黑洞并合事件。这一长期渴盼但前所未有的发现入选了美国《科学新闻》（Science News）报道的“2021年度突破极限的六大科学纪录”。

中子星-黑洞双星不同于双中子星和双黑洞系统，它们是中子星和黑洞这两类宇宙中最致密天体的结合，对它们并合产生的引力波的探测，既可以揭示和限制中子星的性质,同时又可以检验黑洞的性质,且中子星-黑洞双星的质量差异较大，并合时标较长，利用它们可以很好地检验引力理论。另外,中子星-黑洞系统也可以用来检验引力波更高阶模的辐射。尽管GW200105和GW200115这两起事件也可被用于检验广义相对论和引力理论，但由于其信噪比不是很高，并不能比之前的观测给出更好的限制。

中子星-黑洞双星系统的形成机制主要有3种：(1)孤立双星演化起源； (2)星团环境中的动力学起源；(3)活动星系核中围绕中心超大质量黑洞绕转的气体吸积盘上起源。宇宙中的恒星一半以上都是双星，孤立的大质量双星系统经过漫长的演化，先后依次坍缩形成黑洞与中子星。一旦中子星-黑洞双星系统形成后,双星的绕转会辐射引力波从而损失能量和角动量,进而双星的轨道会收缩，两颗星会离得越来越近，绕转速度越来越快,辐射的引力波变得越来越强,损失的能量和角动量也越来越多,将不可避免地、越来越快地走向碰撞与并合，最终形成一个黑洞。

已观测的中子星实例

PSR J1311-3430 'Black Widow' Pulsar Animations

黑寡妇蜘蛛双星及其表亲（称为红背双星）的基本特征是，它们将一颗正常但质量非常低的恒星放置在毫秒脉冲星附近，这对恒星造成了灾难性的后果。黑寡妇系统包含的恒星在物理上比红背中的恒星小得多，质量也低得多。到目前为止，天文学家已经在银河系内发现了至少18只黑寡妇和九只红背，并且在围绕我们银河系运行的密集球状星团中发现了每类的其他成员。PSR J1311-3430被发现时，创下了同类产品中最紧密轨道的记录，并包含已知最重的中子星之一。

PSRJ0108-1431

下方合成图像显示了来自美国航空航天局钱德拉X射线的图像紫色天文台和来自欧洲南部的光学图像天文台的超大望远镜（甚大望远镜）有红色，蓝色和白色。这图像中心的钱德拉源是古老的脉冲星 PSR B1937+21 J0108-1431（简称J0108），距离我们只有770光年。紧靠其右上角的细长物体是一个背景星系，与脉冲星无关。由于J0108距离在我们银河系的平面上，许多遥远的星系在大尺度上是可见的光学图像。

LGM-1

马伦戈在采访中提到：“刚开始发现脉冲星的时候，它们发出了以前从未见过的信号。”最终马伦戈等人将第一个发现的信号以“小绿人”命名为LGM-1。

PSR B1257+12

亚历山大·沃尔什赞（Aleksander Wolszczan）于1992年发现的脉冲星行星系统。Wolszczan使用波多黎各的阿雷西博射电望远镜发现了三颗行星 - 这是太阳系外发现的第一颗行星 - 围绕一颗名为PSR B1257 + 12的脉冲星。脉冲星是快速旋转的中子星，是爆炸大质量恒星的坍缩核心。它们随着辐射旋转和脉冲，很像灯塔灯塔。在这里，脉冲星扭曲的磁场被蓝色辉光所突出。