哈勃太空望遠鏡拍攝的蟹狀星雲
由哈勃太空望遠鏡 拍攝 的 這個圖片 可以看到 蟹 狀星雲 （ 梅西爾1，1952年 NGC） 和 蟹狀星雲脈衝星 （ 在圖像的中心 ）。脈衝星，一個年輕的中子星，是 超 新星SN 1054（ 的殘餘 ），這是觀察地球上的1054年，位於 金牛座 ，約7500光年距離地球。
雖然 直徑 只有 20公里 左右 的 蟹狀星雲脈衝星 是40％比我們的太陽和它的脈衝星「梁」更大規模的 旋轉每33毫秒一次 ，或者各30次。脈衝星的輻射力強驅動其 脈衝風星雲 。
圖像 僅使用一個單一的過濾器 以 550 納米 的波長 ，從而導致該單色圖像。
什麼是脈衝星（脈動無線電星）？
脈衝是一種中子星 ，這些都是非常密集和大質量恆星組成幾乎完全neutrons.They是大質量恆星以下超新星一個引力塌縮的結果。脈衝星是 高度磁化，並有簡短的旋轉周期 。它們被發射 其中，在某種程度上如此的光束朝向地球定向時，可檢測 的電磁輻射的光束 。由於脈衝星旋轉這束光 在出產生脈動信號視圖旋轉 。
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一個中子星是大明星（10-29太陽質量）的摺疊核心。中子星是最小，最密集的恆星已知存在。隨著10級的半徑公里，他們可以，不過，有大約兩次大規模的太陽。他們從結果超新星一個爆炸大質量恆星，加之重力崩塌，即壓縮核心以往白矮星恆星密度到的原子核。大多數這些對象的基本款意味著中子星組成幾乎完全中子，這是亞原子粒子，沒有凈電荷和稍大質量的質子。他們反對進一步塌陷支持中子簡併壓力，由所描述的現象泡利不相容原理。如果殘留有太大的密度，這東西在2-3倍太陽質量出現超過中子星的大小的上限，它會繼續坍塌形成黑洞。
可觀察到的中子分是非常熱的，並且通常具有圍繞在表面溫度6 × 10 5 ķ。它們是如此密集，一個正常大小的含有火柴盒中子星材料將有大約1300萬噸，或250萬米群眾3地球（約135米邊立方體）的份額。他們有強大的磁場，10間的8和10 15，地球的的次。在中子星表面的引力場約2×10 11倍的地球。
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由於恆星的核心崩潰，它的旋轉速率隨結果角動量守恆，因此，新形成的中子星旋轉時高達每秒數百次。有些中子星發出的電磁輻射光束，使它們可檢測脈衝星。事實上，在1967年脈衝星的發現是第一個觀察性建議，即中子星存在。從脈衝星的輻射被認為是從接近他們的磁極地區主要被發出。如果磁極不與中子星的旋轉軸線重合，所述發射光束將掃天空，從遠處觀察時，如果觀察者在光束的路徑的某處，它會出現輻射的脈衝從一固定點來在空間（所謂的「 燈塔效應 」）。為中子星最快旋轉速率為的速率716倍的第二[8] [9]或43000 每分鐘轉數，在順序上的表面給予線性速度0.165 Ç。
這裡被認為是在銀河系中，通過估計的那些經歷超新星爆炸的恆星數量得到一個數字約1億中子星。然而，大多數是老冷了，中子星只能在很容易地檢測某些情況下，例如，如果它們是一個脈衝發生器或二進位系統的一部分。慢速旋轉和非吸積中子星幾乎檢測不到; 然而，由於哈勃太空望遠鏡探測RX J185635-3754，只曾發現，似乎發出熱輻射的幾個附近的中子星。軟伽馬射線中繼器被推測為是一種中子星具有非常強的磁場，被稱為磁星，或者，中子星與周圍化石磁碟。
二進位系統中子分可以經歷積通常使得系統明亮在X射線而落到中子星的材料可形成在進出的視圖中所確定旋轉熱點的X射線脈衝星系統。另外，這種積可以「再循環」老脈衝星和可能導致他們獲得質量和自旋到非常快的旋轉速率，形成了所謂的毫秒脈衝星。這些雙星系統將繼續發展，並最終同伴可以成為緻密天體如白矮星或中子星自己，但其他可能性包括同伴的完全破壞通過消融或兼並。二進位中子星合併可能是源短時伽馬射線暴，並有可能強源的引力波。雖然作為2016年的引力波從該事件中沒有直接的檢測已經取得了，引力波已經間接地檢測到系統中兩顆中子星軌道對方。
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