新研究揭示中子星的誕生質量，挑戰傳統理論

當大質量恆星發生超新星爆炸後，可能會留下中子星（neutron star），這些天體是宇宙中除了黑洞外最緻密的天體。科學家長期以來難以準確測定中子星誕生時的質量，因為大多數可測量質量的中子星位於雙星系統中，並可能經歷質量累積，使其質量高於誕生時的數值。

最近，一項發表於Nature Astronomy的研究為這一問題提供了新的見解。研究團隊分析了90顆中子星的質量，並利用統計修正方法，成功推導出中子星誕生質量函數（BMF）的新模型。

早期的中子星觀測僅能對其質量範圍提供寬鬆的限制，主要受限於有限的觀測數據。研究團隊在論文中寫道：「長期以來，所有已觀測到的中子星質量都分布在一個狹窄範圍內，與平均1.35M⊙、標準差0.04M⊙的高斯分布相符。」由於這種分布形成鐘形曲線，因此在許多教科書和研究中1.4M⊙成為中子星的標準質量估計值。然而，隨著時間推移，這一數字變得越來越不可靠，因為天文學家發現質量超過2M⊙的中子星。這些新發現促使科學家重新審視中子星的質量分布，並尋找更合適的統計模型來描述其誕生質量函數。

▲ 此圖來自於2013年的論文，顯示中子星的質量分布為高斯分布，平均值約為1.4M⊙。（Source：Kiziltan et al.(2013)）

研究團隊發現，中子星的誕生質量可以用啟動冪律分布（TOP）來描述。質量分布從1.1 M⊙開始，在1.27 M⊙達到峰值，然後以約-6.5的指數下降，極少數中子星的誕生質量可能高達2.36 M⊙。這代表低質量的中子星較常見，而誕生質量超過1.5M⊙的中子星相對罕見。這一結果與過去常見的雙峰高斯模型不同，後者認為中子星的誕生質量應有兩個峰值（1.35 M⊙和1.8 M⊙），分別對應於電子捕獲超新星與低質量鐵核塌縮超新星。然而，這項新研究顯示 1.8 M⊙的峰值並不存在，這可能意味著高質量中子星的形成機制不同於傳統假設。

▲ 研究使用新的統計方法啟動冪律分布（TOP），在約1.1 M⊙啟動，於1.27 M⊙達到峰值，然後以約-6.5的指數陡峭下降。（Source：You et al.(2025)）

理解中子星的誕生質量對於解開其形成歷史至關重要。此外，研究結果顯示中子星誕生質量函數可能與大質量恆星的初始質量函數（IMF）相關，這意味著恆星的演化歷史可能決定了中子星的最終質量，但仍需進一步研究驗證。

這項研究不僅對中子星的形成理論帶來影響，也將影響雙中子星合併與重力波探測的未來研究。這不僅能夠幫助我們更準確地預測雙中子星合併的質量分布，也能夠改善重力波探測器（如 LIGO、Virgo、KAGRA）的數據解析能力。此外，研究還可能有助於解釋為何超過18M⊙的恆星較少形成中子星，這可能與紅超巨星的演化機制相關。這項研究是中子星研究的重要里程碑，為科學家提供了一個更完整的框架來理解這些極端緻密天體的起源與性質。

研究成果已發表於Nature Astronomy，並且可在arXiv找到預印本版本。