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黑洞-第5部分
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骸。
超新星吹出的气体不仅给星际介质送来了在“洋葱头”里形成的丰富的重元素，而且对星系演化起着比行星状星云更重要的作用。巨大分子云中整代恒星的诞生就是由附近的超新星爆发所引发。50亿年前，当太阳以及与之相随的小行星、流星、若星和行星从原初云中产生出来时，银河系的年龄已有100亿年，许多大质量恒星已经烧光，它们的灰烬已遍布于银河系内。今日地球上的重元素就是从那些早已消失的恒星的核里来的。
观察超新星
超新星现象当然不限于我们银河系里的大质量星。但由于现亮度随距离急剧减弱，只是在本世纪的大望远镜出现后，才能观察其他星系里的超新星爆发。迄今为止，在几十万个邻近星系中，已看到几百个超新星，平均每个月出现两个，可以估计出一个星系里超新星爆发的频率大约是每百年4个。
用肉眼只能看到银河系内的星。有文字记录的天文观察已经2000年了，在这段时间里银河系应该有100个左右超新星爆发，但只有很少几个被记录下来。
造成这个大差额的主要原因是太阳系位于银河盘面上（即在夜空里看到的那条亮带）。银河盘本来正是大多数产生超新星的大质量恒星所在的地方，但由于盘上大量尘埃对可见光的吸收，光的穿透程度大为降低。从地球上只能探测到盘面上几百光年的距离，也就是说只能进入银河系那最有趣味的区域的很小一部分（后面将会看到，射电、红外和X射线辐射被吸收较少，因而能到达地球）。
随着观测天文学的发展，人们应当能够克服这个困难。超新星爆发时不仅发射光子，而且还有别的能够不被宇宙尘遮挡的辐射，尤其是中微子极为丰富，又能飞越许多光年而不与其他物质发生作用。如果能在地球上探测到它们，我们就有了一个关于发射源的全新信息的宝库。问题是如何探测它们，因为它们几乎不与别的物质作用，当然也就难以与通常的观测仪器发生作用。
太阳核心的热核反应也产生恒定的中微子流，其中极其微小的一部分能在地球上被探测到，所用装置是～个盛有600吨四氯化碳并理在南达科塔一个金矿坑里的巨大容器。中微子击中这个奇特游泳池中的氯原子使之变成氨，而氛可以被提取出来（欧洲的一个更新的实验是用爆来作靶子）。超新星中微子的能量比太阳中微子更高，探测它们的装置本来是为别的目的而设计的。粒子物理学家已经建造了巨大的地下水池（以遮蔽宇宙线）来探测质子衰变和相应的光闪耀。由最近粒子作用统～理论提出的有限质子寿命问题是很重要的，因为质于是原子核的基本成分。迄今尚未探测到一个质子衰变。另一方面，这些水探测器对高能反中微子很灵敏（例如来自附近超新星的反中微子），一个反中微子与水池中的一个质子作用，生成一个中子和一个正电子（电子的反粒子）。这个反应会发出一个切仑柯夫辐射闪耀，并能被浸在水池中的数千个光电阴极的某一些记录下来。此技术在1987年2月超新星1987A 出现时获得了令人欣喜的成功，后文将再谈到。
超新星的另一种类型的辐射可能更有价值，它不是电磁也不是中微于辐射，而是引力辐射（引力波的问题将在第18章更详细地介绍）。爱因斯坦广义相对论预言了引力场迅速变化时曲率波的传播，这种波在恒星坍缩时应当产生。到2000年，引力望远镜应当能探测到远达1亿光年之外的超新星爆发的信号，在这个距离上横亘着几千个星系，望远镜应能每个月探测到一次引力辐射爆发。
历史上的超新星
虽然我们寄希望于明天的天文学，但决不能只是耐心等待恒星痛苦地死亡。历史上的天文学是一个不需再花钱的信息宝库，前人的文字记载里包含的天文学财富正等待我们去使用。
远在望远镜发明之前，大质量恒星的剧烈死亡已在观测天文学的历史记载里留下了踪迹。在远东，职业天文学家（通常是星占学家）被统治者雇佣来观察天空，报告和解释突发的事件。在中国的多个朝代里有许多这种事件的相当详细的记载，其中有些记载甚至是公元前200年幸存下来的。更古老的记载被很遗憾地毁坏了，这个无可挽回的损失是由于一个人的过分骄横，他就是秦始皇——自称是中国第一个“真正的”皇帝。他决定，世界的历史从他的统治开始，于是在公元前对3年下令焚书，大多数古老的文献就此丧失了。
幸运的是，中国并不是唯一的对天文学有热烈兴趣的国家。日本和朝鲜自公元前1000年起一直进行固定的天文观测，于是就可能找到不同国家对同一事件所作的同时记载，使得科学家们能够鉴别那些常被很含糊地描述的现象。
历史上有记载的超新星的确切数目还不得而知，但不会超过10个。不过，并不是所有的记载都被对天文学有兴趣的历史学家搜集到了，而被不懂得东方语言的天文史家搜集的甚至会更少。
由中国人观察到的头三个超新星只被很简短地记录下来。一个于公元185年出现于半人马座，有20个月之久能被看到；第H个是公元396年在天揭座，持续了8个月；另一个也在天蝎座，时间是公元827年。
公元1006年豺狼座超新星有着足够多的来自不同区域的记载，因而其可靠性可以确认。欧洲人（中世纪欧洲的修道院作了记载）、阿拉伯人、中国人和日本人都看到了它。它可见于肉眼达25个月之久，而且，按照来自伊拉克的描述，它明亮得超过了弦月。
一颗星的证认
我深深鞠躬。我看到一颗客星出现，它有闪光，黄色……国家将繁荣昌盛。
——标推德，皇家天文学家（ 1054）
历史上最著名的超新星（至少就我们所知）是1054年由日本人和中国人观察到的。最细致的描述由一位熟知星象的中国宋代宫廷天文学家标准德作出。未至和元年五月已丑日——1054年7月4目一一杨修德注意到了天空中一颗奇怪的星出现，日出前几分钟，～颗陌生的星升起到地平线上，比金星或天空中能见到的任何星都明亮得多。这位皇家天文学家称之为“客星”，并记录下来，他向皇上报告，并解释说这是一个吉祥的预兆，然后继续仔细地观察。客星在对天里白昼都能看见，在两年里夜晚可以看见。它最后消失了，结束了奇观。杨谁搞所看到的，是一个光度为太阳25亿倍的超新星爆发（由于这颗星的距离，爆发实际上是在他看到之前5000年发生的）。
这一切都被遗忘了，一直到一位英国业余天文学家约翰·贝维斯（John Bevis）于门引年在金牛座发现一个星云，这个弥漫状天体在著名的梅西叶表中被列为第一号。罗斯（Ross）勋爵于18M年依其形状而命名为“蟹状星云”。1919年，多亏中国史料被翻译，瑞典天文学家隆德马克（Lundmark）首先意识到蟹状星云与1054年超新星之间的联系。最后，埃德温·哈勃（Edwin Hubble），现代宇宙学之父，1928年测出了蟹状星云的膨胀速度，并由此反推出它的年龄大约是900年，与爆发时间1054年相符，爆发星与其气体残余之间的联系再也无可怀疑。
文艺复兴时期的超新星
1572年后座超新星在西方由丹麦天文学家第谷·布拉赫（Tycho Brah动观察到。在几天里它像金星一样明亮，作为第一颗被科学地细查的超新星，它有着非常重要的历史意义。在那个时代，希腊人和阿拉伯人那种地球处于宇宙中心，恒星都固定在一个遥远天球上的观念仍普遍被接受。第谷·布拉赫证明这颗星的距离比月亮要远，因而是在固定恒星的天球上。他使已被哥白尼理论怀疑的恒星不变论彻底动摇，从而为约翰斯·开普勒的伟大天文革命打下了基础。
20世纪使用的“超新星”这个名称也是由1572年的爆发而得来的，因为它就如同一颗普通新星放在只有几十光年处那样明亮。但是，在这样小的距离上如果有～颗星，即新星的残余，应当能由望远镜观测到，而事实上却没有。所以1572年的新星必然是比普通新星亮得多也远得多。弗里兹·兹维基（Zwicky）和瓦尔特·巴德（Walter Baade）由此而于1937年提出了超新星这个名称。
1604年超新星在欧洲、中国和朝鲜被同时观察到。它常被称为开普勒超新星，因为是这位著名的德国天文学家确定了它的精确位置。1943年，瓦尔特·巴德发现了围绕着爆发位置的星云。
银河系中有记载的超新星表到此为止（也许仙后座A除外，见下文），其中的最后～个也已是将近400年前了。1987年2月，一颗超新星意外地不在银河系内，而在近邻的大麦哲伦云中爆发。这次爆发产生了巨大影响，在许多个月里使观测和理论天文学家们全神贯注、兴奋异常，本意最后一节将再谈到它。
爆发的残迹
让我看看你盘子里剩下什么，我就能说出你是谁。
——俄国谚语
虽然超新星的亮度增长只持续几个月，它所炸碎并吹到星际空间的残渣则能在长得多的时间里被观测到。因此，一个很久以前爆发的超新星的气体残余物今天仍能看到，不过，超新星的残渣相对说来还是比较短命的，其中一些已经很稀薄很微弱，它们的可见光不再能到达地球。但是，它们在膨胀时与星际介质碰撞共产生射电波和X射线，在可见光波段能观察到约20个超新星遗迹，在射电波段则有100个以上。
最著名的超新星遗迹是1054年爆发所产生的餐状星云。船机座超新星的遗迹古姆星云则是约公元前9000年爆发的产物，那时的人们一定看到了这次爆发，但是没能记录下来。它在最高光度时像上弦月一样明亮。美丽的天鹅座环的爆发更是早在2万到3万年以税
超新星遗迹含有关于爆发性质的丰富信息。超新星按其光度演化分成两类。第～类的最高光度比第二类的大，光度的衰减也更不规则，分成几个阶段。
理论天体物理学家仍在争论如何解释这种分类。其中一些人把两个类型的光谱作比较，认为只是简单地由于爆发星的化学成分不同。恒星依其化学成分和年龄分为两个星族。星族D是老年恒星，出现于星系形成之时，因而含有很少的“金属”（天体物理学家把氢和氨以外的元素都称为金属）。椭圆星系里和旋涡星系的晕里主要是这类恒星，椭圆星系里的气体已丧失殆尽，因而没有新恒星形成。星族I则是年轻恒星，这些恒星在旋涡星系的盘里形成，并在形成时就含有丰富的由前代恒星制造的“金属”。第一类超新星在旋涡星系和椭圆星系里都能观测到，而第二类超新星只见于旋涡星系。因此似乎可以设想第二类超新星发生于星族1恒星，而第一类超新星则是星族fi恒星。但是这种对应充其量也是粗浅的，实际情况很可能更复杂。
虽然理论家们一致同意第二类超新星是大质量（大于10M）恒星的爆发并伴随有中子里的形成，但对第一类超新星却众说纷法。模型研究表明，质量在1至SMpe间的孤立恒星的弓！力坍缩没有多大意义；产物是一个行星状星云和一个白矮星，或可能是一个中子星和低能量释放。另～方面，8至lap间的恒星能作为第一类超新星爆发，能量由碳的燃烧提供。
危险的加码
目前流行的一种解释引入了完全不同的爆发机制：第一类超新星要求有碳和氧组成的白矮星，并且是密近双星系统的一员。从伴星吸引过来的氨缓慢地积累在白矮星表面上，当外层的温度和密度达到一定限度时，氦聚变发生，导致光度剧增，然后又缓慢地衰减，正如第一类超新星爆发时所看到的那样。在这个模型里“超新星”才名副其实，即是爆发更多能量的新星（新星是双星系统中白矮星表面的氢聚变所造成的）。
这个双星模型的一个变种假定是白矮星接近其1．4Moo的稳定极限。白矮星表面上气体的不断堆积就会使其质量增加到超过这个危险的阈值。于是星体发生引力收缩，哪怕是微小的收缩也足以引起碳（白矮星的主要成分）反应并在瞬间转变为镍和铁。白矮星就在爆发中被摧毁。
最近又出现了这种“危险的加码”的～个新版本。由两个离得很近的白矮星组成的双星系统，其轨道能量会由于引力辐射而消耗，、两颗星就会在远短于宇宙年龄的时间内越靠越近，最后的猛烈碰撞所释放的能量就可能高到第～类超新星的规模。
总之，超新星模型的增多反映了理论天体物理学家面临的困难，他们所试图解释的是实验室里不可能得到的极端物质状态。
近处遇奇花
对仙后座A超新星遗迹的研究使得解释超新星爆发机制成为更复杂的问题。这个星云的优越性是在光学、X射线和射电波段都能看到它。对星云膨胀速度的测量表明那个超新星必定是1670年左右在仅为九千光年的距离处爆发的。但是没有任何有关的记录，尽管那个时候有许多天文学家在注视着天空，因而～个如此邻近的事件不可能被漏掉，更何况有一个月的时间它比天狼星还要明亮。最近有～些科学史研究者分析了天文学家罗亚尔·约翰·弗兰斯蒂德（Royal John Flamsteed）的著名星表（有漂亮的星座图），似乎发现了这个星的踪迹。这个星表是依据在1680年进行的观测而于1725年问世的，它在现在他后座A的位置上显示有一颗六等星（正是肉眼所能见的限度），被弗兰斯蒂德称为伙后座三但是在更早的星表里和后来从1835年开始汇集的星表里都见不到。包括弗兰斯蒂德在内，当时没有一个人注意到这颗微弱的恒星是刚刚在天空中出现的。
为什么爆发会显得如此微弱呢？也许是膨胀外壳里形成的极大量尘埃吸收了所有来自中心的光。但是，其他费解的事实降低了这种解释的可信性。一方面，铁的缺乏意味着这个星云的化学成分与第一和第二类起新星遗迹都不相同；另一方面，他后座A似乎并没有留下一颗中子星，因为一颗形成三百年的中子星的表面温度应当仍有开氏三百万度，因而应是一个可探测的X 射线源。这就是说，这可能是第三类超新星（也有人愿意称为出类），要罕见得多。其起因可能是～种不同的恒星爆发机制，即不是由恒星核心的引力坍缩而是由一种属于“沃尔夫一拉叶（Wol——aser）”型的极热恒星的不稳定性所引发。一个最近在法国萨克雷的核研究中心发展起来的理论模型得出，这种爆发的最大光度只是太阳的1亿倍，也就是比“正常的”超新星小十倍。这样一种爆发将使恒星完全瓦解，而不留下一具致密的残骸。
还有一种或许是更诱人的想法：恒星的简并核心仍然发生坍缩，但并不是形成中子星，而是形成黑洞。如后面将要谈到的，黑洞没有一个固体外壳，因而就不能使恒星的外层反弹，超新星的威力也就被大打折扣。
麦哲伦云里的超新星
1987年2月23──24日的夜晚，在智利的拉斯康帕纳斯天文台工作的加拿大天文学家伊安·谢尔顿（Ian Shelton），极其幸运地成为一颗超新星的第一位“专业”发现者（一名夜间助理人员刚刚用肉眼看到了这颗亮度为四等的星）。该超新星所在的大麦哲伦云是一个不规则星系，也是银河系的一个卫星系，距离大约为17万光年。一封紧急电报发到了国际天文学联合会，并立即在天文界引起了轰动。
这颗被命名为SN1987A的超新星，是1604年开普勒超新星以后肉眼可见的第一颗，也是距离最近的一颗。由于它只能在南半球看到，所以只有智利、澳大利亚和南非的天文台里的望远镜能投入使用。当夜幕降！临澳大利亚时，那里的一位天文学家证认出这颗超新星是一颗以前已知道的12等蓝巨星，叫做圣都立克（Sanduleak）69202o这就给理论家们提出了第一个有趣的问题，因为他们原来认为超新星是红巨星的爆发。第二个谜是，爆发星的光谱有氢的谱线，因而应归于第二类超新星（大质量星的爆发），但是它的光变曲线（即光度随时间的变化）从一开始就表现出与典型的第二类超新星很不同，尤其是，它的最大光度比预期值几乎小了一百倍。
获悉谢尔顿的发现之后，普林斯顿的理论家立即投入工作并在两天里写了一篇论文，“颠倒”地预言中微子探测器应当在超新星光学光度剧增之前几个小时就已捕获到中微子，并且算出了中微子的数目和能量。第二类超新星的中微子是由中子化即恒星核心坍缩时原子核对电子的捕获而产生的，中做子带走超新星的绝大部分能量，中微子光度与1亿个星系在1秒钟释放的光学能量相等。这个神话般的图像相当于地球表面上，或者我们的皮肤表面上，每平方厘米有1000亿个中做子穿过。
2月23日，超新星在光学波段出现之前将近22个小时，日本神冈一座矿井底部的水探测器在来自SN1987A的反中做子爆发的冲击下在11秒钟里闪烁了11次。这个结果由神冈研究组在连续苦干15天分析资料后宣布。稍后，一个美国小组也宣布了类似的结果：与日本的探测同一时间，克雷夫兰一座矿井深处的探测器也闪烁了8次。如果是南半球接收到超新星的光，那么正是北半球探测到它的中微子。一共才19个，收获虽然微小，却有着重大意义：不仅证实了SN1987A不是第～类超新星（双星系统中白矮星的爆发不发射中做子），而且开创了一个不只是光而且中做子也能在太阳以外的恒星探测到的新时代。
再回到光度曲线上来，它在最初几天的异常几个月后消失了：光度是钻56的放射性衰变所特有的指数衰减。这是理论模型的又～个胜利，因为这种元素正是大质量恒星爆炸核合成的主要产物。最初的异常可以通过追溯母体星的特殊性质来解释，它在爆发前是蓝的而不是红的。由于氦燃烧后的极度膨胀，圣都立克69202可能已经是一颗红超巨星，但由于吹了1万年的强大恒星风，其外壳已失去，这使它缩减为一个小尺度（功倍于太阳直径而不是500倍）的明亮蓝星。随着后来的日子里新资料的到达，理论家也忙于修改模型，以期与观测相合。然而对我们来说，还有最重要的问题：爆发的残骸是一个中子星还是一个黑洞？二者都有可能，因为母星的质量大约是太阳的20倍。四年来各种探测器都瞄准着爆发位置以搜寻中子星的痕迹（黑洞就“不那么有吸引力”，因为它不给出任何可探测的信号），除了几次假警报外，这些努力迄今都没有结果。这并不奇怪，残骸仍然被掩蔽在爆发星云的内层，但如果它是中子星，那么或早或迟，一旦最后～层面纱稀簿到能透光，它的面目就会显露出来。几年后，或者几十年后，来自中子星极热表面的X射线就会出现。我们或许能探究一个射电脉冲星婴儿的诞生，如果它的射电束正巧能扫过地球（见第7章），我们就可以合理地期望～个间接信号，例如膨胀的星云被中心脉冲星加热。无论发生的是什么，麦哲伦云超新星将成为本世纪最重大的天文事件之一。第七章 脉冲星
科学是由理论和实验（对天文学来说是观测）来建立的，二者相互映照，时而这个领先，时而那个获胜。中子星是理论预言领先于观测发现的最美妙事例之一。
杰姆斯·查德威克（James Chadwick）爵士1932年在实验室里发现中于并获得1935年的诺贝尔奖。据说著名的俄国物理学家列夫·朗道（Lev Landau）和他的小组在发现中子后马上预测存在一种完全由中子组成的星，不幸的是，朗道没有立即发表自己的预测。两年后，两位密切注意粒子物理学发展的美国天体物理学家摘取了果实。由与白矮星类比而受到启发（拉尔夫·富勒提出白矮星是以电子简并压来支撑自身重量），弗里兹·兹维基和瓦尔特·巴德建议，中子能产生一种简并压，并能支持质量超过钱德拉塞卡极限的恒星残骸。他们俩对1054年超新星的遗迹蟹状星云很有兴趣，星云中心有一个萎缩的天体，但不是白矮星。
第二次世界大战爆发前不久，罗伯特·奥本海默（RobertOPPenheimer，后来的原子弹之父）和沃尔科夫（G·VolkofD提出了一种严格意义上的中子星理论。他们特别证明，对于质量与太阳相当的恒星，简并中子的流体静力学平衡是可以实现的。
他们的工作被天文界客气地置之一旁。卡米尔·弗拉马里昂（CammeNammaho…著名的《普通天文学》于1955年出版，在这本（首先激起我对天文学的热爱的）书中，仅有几行字提到兹维基的革命性理论，并说“这是些不可能由观测检验的含糊思想”。观测检验不得不再等待12年。
空中灯塔
我在这儿搞一项新技术来拿博士学位，可一帮傻乎乎的小绿人却选择了我的天线和我的频率未同我们通讯。
——乔丝琳·贝尔（Jocelyn Bell）
1967年，剑桥大学一名年轻研究生乔丝琳·贝尔，从她的导师安托尼·休伊斯（Antnony Hewish）那里接受了一项任务，检查和改进用于测量遥远射电源辐射的新射电望远镜。在用手工分析记录器打出来的几百米长的微米波图纸时，她的兴趣被一个精确地每隔l．刀730133秒出现一次的周期性信号所吸引。贝尔小姐偶然发现的，正是一颗发出射电脉冲的星：脉冲星。
很快又陆续发现了其他的脉冲星。1968年在蟹状星云和船帆座超新星遗迹里也找到了脉冲星。在好几个月里，极大的兴奋甚至扩散到了天文界以外，有人认为，按如此精确的间隔到达的空中信号只能是来自人工源，是由一种像科幻小说里的“小绿人”那样的外星人瞄准我们发出的。在还没有正式名称时，头一批脉冲星曾被幽默地称作小绿人一号、二号等等。这只是天文学家开的玩笑，却被大众传媒想象为与外星人接触而兴奋激昂。
与此同时，理论天体物理学家在严肃地思考。1968年弗兰科·帕齐尼（FrancoPacini）和托马斯·歌尔德（ThomasGold）提出，脉冲星是快速旋转的中子里，他们的基本思想如下：中子星有强磁场，在场中运动的带电粒子（电子和质子）发出同步辐射，形成一个与中子星一起转动的射电波束，于是随着星体的自转，每当射电束扫过射电望远镜天线时，地球上就收到一个脉冲（图对）。这种灯塔效应的发生是因为中子显的自转轴和磁轴不重合，而这是天文学中常见的现象。
这个简单而又完整的解释立即被接受，成为专家们采用的有效模型。安托尼·休伊斯由于他的射电望远镜设计而获得1974年诺贝尔奖一一而脉冲星的发现只是在乔丝琳·贝尔博士论文的一个附录里被提到！
一类更极端的星
为什么脉冲星的旋转和磁场这么重要呢？
中子星是在质量足够大的恒星的核心坍缩时形成的。角动量守恒定律使最初很小的旋转速度放大到极高的值，这同冰上运动员收拢手臂来增加旋转速度是一样的道理。磁场线就像是冻结在恒星物质上，与星体一起转动，当恒星坍缩时，磁场线被挤紧，磁场就增强。
事实上在许多方面，中子星就是白矮星的一种更极端化的变体。它的半径大约只有7公里，从白矮星到中子星的尺度缩减甚至比从太阳到白矮星的缩减还要厉害，而与从红巨星到太阳的缩减相当。中子星的平均密度每立方厘米可不是1吨，而是1亿吨。太阳绕自己的轴每25天旋转一周（它是较差转动，转动速度与纬度有关），而中于星是作刚体转动，转～周还不到1秒钟（一般认为孤立自矮星要么转得很慢，要么根本不转）。磁场也是如此：太阳的磁场与地球的相似，约为1高斯2白矮星的磁场可达1亿高斯；而对中子星来说磁场是集中在一个小了几十亿倍的表面上，因而高到1
亿高斯（实验室里人工能得到的最高磁场是30万高斯，是由重量超过10吨的巨型电磁铁产生的）。正是这些极端的性质才使对中子星的探测成为可能。
中子星不可能在光谱的光学部分看到，因为它们的热光度虽然是由被加热到1000万度的表面发出，却由于表面积太小而极低。一个直径只有30公里的物体不可能在见光年以外的距离上被看到，而恒星之间的平均距离还远大于此。不过还是有少数脉冲星的光学辐射被探测到了，其中包括蟹状星云和船帆座的脉冲星。光学脉冲与射电脉冲精确同步。船帆座脉冲星是天空中已知最暗弱的星之一，比天狼星要暗200亿倍。
于是，由旋转和磁场所造成的周期性发射不仅在射电频率上而且也在更高的频率上被探测到了。即使在X射线和伽玛射线频率上所有的信号也被星体的旋转以同样方式调制。
狂啸与低语
一般认为，某些脉冲星的高能辐射是在中子星的极冠上发出的。沿磁场线落向极冠的带电粒子以高到接近于光速的速度撞击星体的坚硬外壳而使之剧烈升温。中子星简言之就是一个巨大的旋转磁体，其作用像一台发电机，一个每秒钟转一周的中子星能产生10’‘伏特的电压。在这种条件下，电力能够克服巨大的表面引力而使带电粒子释放并随之被加速。这些粒子立即产生高能伽玛射线，但这种辐射因被磁场抓住而难以逃离，于是转变成电子＼正电子（电子的反粒子）对。这些对又会湮灭而产生新的伽玛射线，这些伽玛射线稍后又产生出新的电子一正电子对，如此循环，直到辐射逃离这个区域。这个多重粒子产生的过程叫做级联，能使一个由里面释放的粒子产生出几千个粒子。
在脉冲星刮出的电磁旋风里，射电辐射只能算是一点“沙沙”声，但正是这点声响被我们的仪器收到了。脉冲星理论家正在构造脉冲星大气（又称为磁球，由于磁场的根本重要性）的模型，试图解释脉冲星辐射的所有细节。这就像由听声音来推断工厂里～架隐藏着的机器的运转状况。
脉冲星的熄灭
如同恒星的命运是由其质量控制一样，脉冲星的命运（这里是指其旋转周期的演化）是由初始磁场决定的。很容易推测出，脉冲星的旋转会随着其能量的损耗而一点点地减慢。由于能量的释放是由磁场造成的，对脉冲星减慢速率的测量就能用来计算中子星的磁场。
由于这个缘故，年轻中子星的旋转就比年老的要快得多。诞�
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