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在0.2-0.5倍光速之间。 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8×10 13 g/cm 3 2×10 15 g/cm 3 间，此密度约等于原子核的密度。 它们的磁场是地球磁场的 10 8 和 10 15 倍之间（1亿和1万亿），中子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，银河系内中子星的总数至少应该在20万颗以上，截至2023年8月，人类在银河系中发现的脉冲星已超过3000个。
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8×10 13 g/cm 3- 2×10 15 g/cm 3 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，每个脉冲包含0.01秒的射电爆发，随后是1.34秒的射电宁静，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。
相关原理
史瓦西半径
德国 天文学家 卡尔·史瓦西 （Schwarzs）给出了对应于一个没有 自旋 的球对称 天体 的引力场方程的解，认为对于一个给定质量的星球，存在一个临界半径，从这半径处发出的光将具有无穷大的引力 红移 ，以致于在其外部任何地方的观测者都无法接收到。这就是我们现在常提到的 史瓦西 黑洞 的稳定静态解，证明 广义相对论 在理论上是 预言 了黑洞的存在，这个临界半径被称为 史瓦西半径 , 表示为：
这里c代表 光速 常数 , 史瓦西半径 是对应于没有自旋的 黑洞 的 事件视界 大小，“视界”这词是在1956年由Rindler引入的.按照广义相对论，物质决定时空如何弯曲，而光和物质的运动将由弯曲时空的 曲率 决定，当曲率大到一定程度时， 光子 就无法逃逸。
钱得拉塞卡限
恒星 演化的晚期，核心内部的氢、氦等元素被消耗 尽，恒星物质就会在重力的作用下向中心挤压,而它的最终命运仅取决于恒星自身的质量，对于一个类似我们 太阳 质量的恒星(包括太阳)，由于 泡利不相容原理 (两个 电子 不能占据相同的 能级 )在恒星中产生的 电子简并压力 足以抗衡恒星自身的 引力 所导致的进一步收缩而达到平衡，其结局就是 白矮星 ，但它有个质量上限，约1.4倍太阳质量，被称为钱得拉塞卡限，是由钱得拉塞卡（ChandrasekharS）在1931年和1935年首次推导并详细研究的，但当时学术权威 亚瑟·埃丁顿 （EddingtonA）等对此极力反对和封杀,在某种程度上使得关于 黑洞 的诸多性质的研究推迟了20多年，当 恒星质量 超过钱得拉塞卡限时。 相对论 性电子简并压力已无法与重力抗衡， 恒星 会继续收缩并通过 超新星 爆发向外喷发出大部分的质量，仅在其中央残留一个密度极高的核。
中子星的演化
现代 恒星演化 理论认为，中子星是大质量恒星死亡后的一种遗留产物，当一颗恒星走完其漫长一生(通常为几百万年到几十亿年)，内部的 核聚变 逐渐停止，再也无法抵抗强大的自 引力 ，其核心将会塌缩，可能会产生一次超新星爆发，留下一个 致密天体 ，可能是 白矮星 或者中子星或者 黑洞 ，这主要取决于这颗恒星在刚进入主序阶段时的质量。 在 恒星 演化的晚期，核聚变燃料(即核心内部的氢、氦等元素)被消耗殆尽，恒星物质就会在重力的作用下向中心挤压，类似我们 太阳 质量的恒星(包括太阳)， 泡利不相容原理 (两个 电子 不能占据相同的 能级 )在恒星中产生的 电子简并压力 足以抗衡恒星自身的引力所导致的进一步收缩而达到平衡，其结局就是 白矮星 ，但它有个质量上限，约1.4倍太阳质量，当 恒星 质量超过上限时， 相对论 性电简并压力已无法与重力抗衡，恒星会继续收缩并通过 超新星 爆发向外喷发出大部分的质量，仅在其中央残留一个密度极高的核以致于其中的电子会进一步塌缩到 质子 内部变成 中子 ，最终形成中子星。
一般来说，太阳质量约为( )，如果 恒星 在主序阶段时质量小于 ，倾向于形成 白矮星 ，大于 很可能直接形成 黑洞 ，在这之间的则大概率会形成中子星，我们所在的 银河系 内，预估存在 中子星，如果简单假设中子星的形成率是稳定的，那么大概就是每世纪能形成两颗。
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10 33 ~10 38 erg 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。E B 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：
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 970508 170817A），这一发现开启了多信使天文学的新纪元。
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。
SWIFT J1756.9-2508
2009年，亚历山德罗·帕特鲁诺（Alessandro Patruno）对 吸积 毫秒X射线脉冲星Swift J1756.9−2508爆发的时间进行了定时分析，并对2007年的爆发进行了重新分析。消息来源显示，两次爆发之间的间隔时间很短，只有2年。
PSRJ0348+0432
2013年观测到的编号为 PSR J0348+0432质量为 的大质量中子星.，此类大质量中子星的发现有力地支持组成中子 的物质状态 方程 的硬化, 引起了许多研究人员的兴趣。