不少人對于中子星的存在感到困惑，甚至懷疑科學界的論斷。他們根據日常生活經驗推測，這樣重的天體似乎難以存在于世。

然而，科學已經證實，中子星確實存在于宇宙中，而且數量眾多，已經發現數千顆。它們雖然微小，直徑僅二三十公里，不及一個中型城市大，但它們在星際間是真實的存在。以冥王星為例，其直徑為2376公里，距離我們60億公里（約0.0006光年），而離我們最近的中子星則遠達幾百光年之外，因此我們無法直接觀測到。

科學家們在理論推導上遠比我們想象的要強大，在尚未發現某些特殊天體之前，它們便已通過理論預言了它們的存在。愛因斯坦的相對論，尤其是廣義相對論的引力場論，預言了在極大的引力作用下，某些天體會壓縮成密度極高的天體。后來，人們把這類天體命名為白矮星、中子星和黑洞。

科學家們早已經計算出白矮星、中子星、黑洞的形成條件。

舉例來說，一個質量在太陽以下8倍的恒星，在其演化晚期，會膨脹為紅巨星，分為外殼和內核，外殼消散于太空，內核則壓縮成一個密度極高的白矮星。白矮星的質量通常介于太陽質量的0.6到1.44倍之間，超過這個范圍，它將無法維持穩定，進一步坍縮。

因此，1.44倍太陽質量成為白矮星的一個極限質量，這個理論由印度裔美籍物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡提出，因此這個極限也被稱作錢德拉塞卡極限。

當白矮星的質量達到1.44倍太陽質量的臨界點時，其電子簡并壓力將不足以抵抗自身的引力，進而引發爆炸，并最終形成一顆質量超過太陽1.44倍的中子星。因此，中子星的質量下限是太陽的1.44倍，上限則取決于中子星的旋轉狀態，通常在太陽質量的2.16到3.2倍之間。這一上限被稱作奧本海默極限，由猶太裔美籍物理學家尤利烏斯·羅伯特·奧本海默提出。

超過奧本海默極限的中子星最終會坍縮成黑洞。一般認為，超過太陽8倍質量以上的恒星，在死亡時會發生超新星爆炸，留下一個質量不超過1.44倍太陽質量的中子星。而質量超過30倍太陽的恒星，在超新星爆炸后，核心質量往往超過奧本海默極限，直接坍縮為黑洞。

那么，是什么力量促成了這些特殊天體的形成呢？

這就涉及到了泡利不相容原理。這個理論由瑞士籍奧地利物理學家沃爾夫岡·泡利提出，是微觀粒子運動的基本規律之一。它表明，在同一費米子系統中，兩個或更多的粒子不能處于完全相同的狀態。簡單說來，就是相同的粒子不能擠在一起，它們之間存在一種相互排斥力，即簡并壓。

粒子物理學已發現我們世界的幾百種粒子，這些粒子分為兩類：費米子和玻色子。能形成物質實體的粒子如電子、中子、質子、夸克等都屬于費米子，因此每種費米子間都存在簡并壓，且隨著等級的提升愈發強烈。

在我們日常所見的物質，無論是柔軟還是堅硬，都是由原子和分子組成。在高倍電子顯微鏡下，這些物質都是空曠的，空間比實體更大。這是因為原子和分子間存在斥力，本質上是電磁作用力。

依靠電磁作用力支撐引力壓力的物質，就是我們通常認知的由原子和分子組成的物質。而依靠簡并壓來抵抗引力壓力的物質，已經超越了我們平常所理解的“正常”物質。

只有在極大的壓力下，這些物質才能被壓縮。在地球上，地心壓力是自然壓力的最大值，達到海平面大氣壓的360萬倍。但這樣的壓力只能將物質壓縮到非常密實的狀態，物質的構成依然以原子和分子為主。在實驗室里，通過瞬間制造的數百萬倍高壓，可以將氫轉化為金屬氫，但它仍由氫分子構成，電磁作用力依舊是支撐這種壓力的主要力量。

只有在壓力極大時，分子才會被壓垮，原子也被壓垮。這時，簡并壓開始與外部引力壓力抗衡。白矮星就是一個例子。太陽類恒星演化晚期，巨大質量向外膨脹，核心的巨大壓力會把核聚變完成后剩下的碳球壓縮到極高密度狀態。此時的碳球大小與地球相當，質量卻相當于太陽的0.6倍左右，引力壓力達到地球海平面的10億倍。此時，物質無法再保持原子和分子的形態。

在這種壓力下，原子被壓垮，但原子核仍保持完整。外層電子被壓離原來的能級和軌道，成為自由電子。這時電子簡并壓開始發揮作用，電子間的排斥力阻止它們相互靠近。依靠這種壓力，物質維持一個穩定的狀態。此時的原子核漂浮在這自由電子的海洋中，保持著完整的狀態。

白矮星上的物質不再是我們所認知的由118種元素組成的任何物質。原子之間沒有空隙，電子與原子核之間的空間也被壓縮，這種物質被稱為電子簡并態物質，密度大約為10噸/cm^3。

中子簡并壓支撐著中子星這樣的簡并態物質。

當白矮星持續吸積物質，質量達到太陽的1.44倍時，其核心處的壓強將達到令人瞠目的10^28個大氣壓，這比地球海平面的大氣壓力高出1萬億億億倍。在這種超高壓的作用下，電子簡并壓無法再維持平衡，電子被擠壓進原子核，與質子結合成中性中子，與原有的中子混合，使得整個星體變為一個巨大的中子集合體。

通常，原子核的密度高達10^14g/cm^3，換算過來就是1億噸/cm^3。相比之下，中子星的密度有時甚至能達到10億噸/cm^3，這意味著它的密度超過了原子核。在這樣的條件下，中子之間的距離比原子核內的質子和中子還要近。而中子星正是憑借中子間的排斥力，勉強維持其物質形態，這種狀態的物質被稱為中子簡并態物質，它并不存在于我們地球上的任何元素形式中。

在理論物理學中，還有一種超越中子簡并壓的極端狀態，即夸克簡并壓。

假設宇宙中存在夸克星，其密度將遠超中子星，可能高達數億倍。然而，至今我們仍未發現夸克星的蹤跡。主流觀點認為，如果中子星的質量超過了奧貝海默極限，就會塌縮成黑洞，所有物質都被壓縮至一個無限小的奇點，從而形成無限大的密度和溫度。這個奇點以史瓦西半徑為界的球狀空間里，任何物質都無法逃脫，包括光線。

現在，當我們了解到這些極端天體的形成過程和它們驚人的密度，就可以理解為何中子星哪怕是一勺之物也有幾十億噸的重量。簡化理解，只要想象一個質量比太陽大、半徑達幾十萬公里的天體被壓縮到只有十幾公里大小，就能感受到這種天體物質密度的巨大。如果我們將地球的物質送往中子星，同樣會面臨同樣的重量問題。如果將地球上的七十億人口全部遷移到中子星上，在那強大的引力作用下，他們將被壓縮到不足一個立方厘米。

那么，中子星是如何被發現的呢？

中子星的半徑僅有十幾公里，如果能在這種星球上騎行，一天內就能繞行一圈。但是，目前已知的中子星距離地球都在數百至數千光年之外，人類的觀測能力甚至無法看到離太陽系最近的木星大小的行星，如何能發現如此遙遠的天體呢？

答案在于中子星自身的幾個顯著特性。除了強大的引力壓力，中子星的表面溫度可以達到1000億至10000億K，磁場強度更是高達20萬億Gs（地球磁場強度僅為0.7Gs），能量輻射輸出則能達到太陽的百萬倍，形成強大的射電源。

中子星還具有極高的旋轉速度，通常每分鐘旋轉數百圈，最快的中子星甚至能達到2000至3000圈。由于中子星的自轉軸和磁極不重合，其強大的能量射線會從磁極以一定角度射向宇宙空間。隨著星體的旋轉，這些射線如同燈塔般掃過夜空，并有時會被地球上的射電望遠鏡捕捉。

1932年，當中子被發現后不久，前蘇聯物理學家朗道就預言了中子星的存在，但一直未能得到證實。直到1967年，天文學家們接收到了來自宇宙的規律性電波，類似人類的心跳，引起了全球的關注，人們一度以為這是外星文明的信號，因為其與人為控制的信號實在太過相似。最終，英國天文學家休伊什揭示了這種電波來源于某種特殊天體，我們稱之為脈沖星，而脈沖星正是中子星高速旋轉產生的脈沖信號，它們掃過地球時被我們發現。因此，休伊什榮獲1974年的諾貝爾獎。

中子星不僅存在，而且已經為人類的探索提供了幫助。

得益于中子星強大的能量輻射和旋轉產生的射電脈沖，它們不斷被人類發現。科學家們估計銀河系內可能有超過20萬顆中子星，目前已知的數量達到數千顆。例如，中國建造的貴州天眼——世界上最大的射電望遠鏡，自2016年投入試運行以來，短短數年內已經新發現了數顆脈沖星。

盡管我們目前仍無法直接觀察真實的中子星，也無法接近這些極端天體，但它們的發現對于人類認識和探索宇宙至關重要。特別是脈沖星穩定而規律的脈沖信號，宛如宇宙中的燈塔，為未來人類的星際航行提供了潛在的導航定位點。

最終結論：中子星是真實存在于宇宙中的神秘天體，它們的物質狀態異于我們所熟知的普通物質，而是由中子簡并態構成，密度甚至能達到原子核密度的數倍到數十倍。