中子星是恒星演化到最后階段并引發超新星爆炸后可能成為的少數目的地之一。恒星的核心元素在核聚變反應中耗盡并轉化為鐵元素后，外圍物質會在引力的牽引下迅速落到核心當外殼的動能轉化為熱能向外爆炸產生超新星爆發時，就是恒星內部區域被壓縮后形成的一種白矮星（White   dwarf）和黑洞（Black   hole）之間的星體。

中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的質量在太陽質量的1之間.35到2.1倍，半徑在10到20公里之間由于中子星保留了母星的大部分角動量，但半徑只是母星的極少量，轉動慣量的減小導致自轉速度的快速增加，所以中子星具有非常高的自轉速率，其高密度也使其具有比地球更大的表面引力中子星的逃逸速度可能達到光速的一半。觀測到的中子星非常熱，通常表面溫度約為 600，0003356k  ，中子星密度為8×1013g/cm32×1015g/Cm3，這個密度大約等于原子核的密度。它們的磁場在地球的 1083356到 倍之間（1億和1萬億）中子星表面的引力場大約是地球的兩倍。

據推測，銀河系中有數十億顆中子星在白矮星被壓縮成中子星的過程中，恒星被嚴重壓縮，以至于其組成物質中的電子被合并成質子，轉換成中子直徑只有十公里左右，但一立方厘米以上的物質可以重達十億噸，旋轉速度極快。由于其磁軸和旋轉軸不重合，磁場旋轉時產生的無線電波等各種輻射可能以一亮一滅的方式傳輸到地球這叫脈沖星，是中子星的一種，安東尼在1967年·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）和喬絲琳·貝爾（Jocelyn   Bell）發現的脈沖星是觀測中子星存在的第一個證據大多數脈沖星是中子星，但中子星不一定是脈沖星銀河系大約有10億顆中子星，至少上億顆這是通過估計經歷過超新星爆炸的恒星數量而獲得的。

1932年，詹姆斯·查德威克（James   chadwick）發現中子的俄羅斯著名物理學家列夫·朗道（L.  landao）他提出了一個想法，密度比白矮星大的天體可能像一個巨大的原子核，它的基本單位就是這個未知的粒子。

1934年，沃爾特·巴德（W.  Bade）和弗里茨·茲威基（F.  zwicky）在研究超新星現象的論文中首次明確提出中子星這一術語，并正確指出超新星現象應起源于大質量恒星轉變為中子星的過程，這一過程中釋放的巨大引力勢能是超新星爆發的能量來源。

1939 年，美國物理學家羅伯特·奧本海默（J. R.  Oppenheimer）和沃爾科夫（Volkoff）提出了系統的中子星理論在廣義相對論框架下，基于理想中子氣體的簡并壓力和引力平衡，建立了第一個定量中子星模型（TOV 方程）得到了中子星內部物質的分布及其質量和半徑。

里卡多，1962年·賈科尼（F.  Paccini）第一個宇宙X射線源天蝎座 X被發現-1他指出，如果中子星有很強的磁場，并且可以快速旋轉，它們可能會發出低頻電磁輻射，從而造成一些觀測效應。

1965年，安東尼·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）和塞繆爾·奧科耶（Samuel   Okoje）1054年的超新星（天關客星）爆炸后的殘骸'蟹狀星云發現了一個不同尋常的高射電亮度溫度源'

1967年，安東尼·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）和喬絲琳·貝爾（Jocelyn   Bell）在行星際閃爍研究中，接收到時間間隔穩定的射電脈沖信號這種極有規律的時變輻射顯然不是來自當時已知的任何天體通過分析信號的頻散性和周期性，確定其來自65秒差距左右的新型天體，并將其命名為脈沖星。里卡爾多·賈科尼（F.  Paccini）指出中子星如果有 的強磁場，并能快速旋轉，可能會發出低頻電磁輻射，從而造成某種觀測效應。

1974年，安東尼·他還因發現脈沖星而獲得了1974年的諾貝爾物理學獎。

1975年，J. Grindlay和J. 其他人發現了中子星X射線源發出的兩次短暫的X射線爆發(流量增加約10) ，這些發現引起了人們對中子星雙星系統的極大興趣。

1982年，D. Backer等人發現了第一顆毫秒脈沖星，每秒鐘可以自轉 6423356次，被認為是雙星系統吸積加速的結果。

2003年，Marta Burgay和他的同事發現了第一個雙中子星系統，在這個系統中，兩個成分都可以被探測為脈沖星-3年，這個系統的發現使得五種不同的廣義相對論測試成為可能，其中一些測試具有前所未有的準確性。

2022年9月24日，環球科技發文，LAMOST黑洞獵人項目研究團隊利用郭守敬望遠鏡發現了一顆距離地球約1037光年的行星、雙星系統中的靜態中子星。

2023年2月15日，兩顆密度非常高的中子星合并時，觀測到了一個叫做千諾瓦斯的爆炸場景。

中子星（英語：neutron star），是恒星在演化末期由于引力坍縮而發生超新星爆炸后可能成為的少數端點之一。恒星在核心的氫、氦、碳和其他元素在核聚變反應中耗盡并最終轉化為鐵后，就再也不能從聚變反應中獲得能量了。沒有熱輻射壓力支撐的外圍物質會在引力的牽引下迅速墜向核心，可能導致殼層動能轉化為熱能，發生超新星爆炸，或者恒星內部區域根據恒星質量的不同被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。

中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的質量在太陽質量的1之間.35到2.1倍，半徑在10到20公里之間（質量越大，半徑收縮越小）也就是太陽半徑的3萬到7萬倍。中子星的密度為8×1013克/cm3-2×1015g/Cm3，這個密度大約等于原子核的密度。

白矮星被壓縮成中子星在這個過程中，恒星被嚴重壓縮，以至于其組成物質中的電子被合并成質子并轉化成中子直徑只有十公里左右，但是一立方厘米頂端的物質可以重達十億噸，旋轉速度極快。由于其磁軸和旋轉軸不重合，磁場旋轉產生的無線電波等各種輻射可能以一開一關的方式傳到地球這叫脈沖星，是中子星的一種大多數脈沖星是中子星，但中子星不一定是脈沖星。

脈沖星

1967年，喬斯林·貝爾（Jocelyn   Bell）和安東尼·休伊什（Antony Hewish猶太語猶太語）在行星際閃爍研究中，接收到時間間隔穩定的射電脈沖信號這種極有規律的時變輻射顯然不是來自當時已知的任何天體通過分析信號的頻散性和周期性，確定其來自65秒差距左右的新型天體，并將其命名為脈沖星。白矮星被壓縮成中子星在這個過程中，恒星被嚴重壓縮，以至于其組成物質中的電子被合并成質子并轉化成中子直徑只有十公里左右，但是一立方厘米頂端的物質可以重達十億噸，旋轉速度極快。由于其磁軸和旋轉軸不重合，磁場旋轉產生的無線電波等各種輻射可能以一開一關的方式傳到地球這叫脈沖星，是中子星的一種大多數脈沖星是中子星，但中子星不一定是脈沖星。

脈沖星輻射以脈沖的形式密集發射，這是脈沖星被發現初期的認知隨著已知脈沖星數量的增加，認知也在發生變化這類天體的輻射并不總是以脈沖的形式發射，而是存在其他各種形狀的輻射模式，比如正弦。在大多數無線電波段，脈沖星輻射仍以脈沖形式存在在目前公認的理論中，脈沖星本質上是具有強磁矩的高速旋轉致密星，其輻射是各向異性的在它自轉期間，我們接收到周期性的輻射，而無線電(或其他波段)脈沖信號只是這些輻射的一部分。脈沖星輻射提取脈沖星自轉能量，導致脈沖星自轉逐漸變慢，這將導致地球上觀測到的脈沖間隔逐漸增大。

脈沖星不僅在無線電波段有豐富的物理現象，在紅外波段也是如此、光學、紫外、在X射線和γ射線波段也有豐富的物理現象。目前在X射線波段和γ射線波段已經觀測到100多顆脈沖星，而紅外、光學、在紫外波段，發現的脈沖星相對較少。在這里，會有x光/伽瑪射線輻射的脈沖星稱為高能脈沖星它們不僅輻射出高光子能量，而且具有與無線電不同的輻射特性。

歷史上對脈沖星的命名有不同的方式。以現在的慣例，“PSR”是前綴，后面是它的赤經和赤緯坐標，比如PSR J0534 2200?？紤]到觀測歷史，還有其他的命名方式，比如星表、望遠鏡的名字加上赤經和赤緯的坐標，亮源在星座里是哪個，具體例子：4U1608-52(4U是源表)再比如Cen X-3 等(岑是人馬座的簡稱)已經發現了超過30，033，356顆高能脈沖星，比如年輕而充滿能量的蟹狀星云脈沖星(Crab)船帆座 脈沖星和雙子座 脈沖星距離較近但相對較老。

非脈沖星

除了脈沖星，還發現了非脈動中子星，盡管它們的光度可能會略有周期性變化，這似乎是一種被稱為超新星遺跡中心的致密天體（信噪比信噪比中的CCO）X射線源的特征，這些X射線源被認為是年輕的射電寧靜的孤立中子星。

x射線脈沖星

除了無線電輻射，中子星也在電磁波譜的其他部分被識別，包括可見光、近紅外、紫外線、X 射線和伽馬射線。在X射線中觀測到的脈沖星，如果是由吸積驅動的，則稱為X射線脈沖星，而在可見光中識別出的則稱為光學脈沖星。

射電寧靜中子星

除了以上幾種，還有一種中子星叫做射電寧靜中子星，射電發射是無法探測到的。

磁星

還有另一種中子星，叫做磁星。磁星的磁場約為特斯拉，約為普通中子星的1000倍。那個 這足以在月球中途擦除地球上的信用卡s軌道。相比之下，地球 的自然磁場大約是特斯拉；小型釹磁鐵的磁場約為1特斯拉；大多數用于數據存儲的磁介質可以是10-3特斯拉的磁場擦除。磁學有時會產生x射線脈沖。大約每隔10年，銀河系中就會出現一顆發出強烈伽馬射線的磁星。磁星的自轉周期很長，通常為5到12秒，因為其強磁場會減慢自轉速度。

磁星的概念最早由科學家在1992 年提出磁星是一顆年輕的脈沖星，類似于年輕的射電脈沖星極高的磁場強度可能表明恒星在死亡前磁場很強。同時，磁星誕生初期可能存在一個磁場放大的過程。誕生之初，磁星以毫秒為周期快速自轉，短時間內被磁制動迅速減速，其射電發射強度很快減弱到觀測極限以下。科學家推測磁星在誕生時獲得了很大的反沖速度，很容易突破雙星系統的束縛，增加了觀測的難度。然而，超強磁場是一個巨大的能量池，可以支持磁星產生獨特的輻射現象，其中兩種是軟伽馬射線重復爆發的最重要代表(SGRs)和異常的x射線脈沖星(AXPs)不同磁星的X射線連續輻射強度差異很大，分布跨越五個數量級(2 ~ 10  kev3356輻射亮度1033~1038erg s s-1)在平靜期持續發光的磁學是相對穩定的，而它們是瞬時源瞬態源的X射線光度動態范圍很大，輻射峰值光度可提高1~3 個數量級。變化的輻亮度與磁星強而復雜的磁場密切相關。逐漸扭曲的磁力線“解開”該過程將持續釋放能量，支持磁星X射線的持續輻射。受限于觀測靈敏度，認證的磁星大多是銀河系內的天體，集中在銀盤上。此外，在鄰近的麥哲倫星云中也發現了一顆。

反常中子星

1971年，根據李政道等人提出的異常核態理論，當核子的數密度大于某一臨界值，且3356的值略大于普通核中核子的數密度時，就會發生正常核態到異常核態的相變，因此可能存在穩定的異常中子星，這可能是一種新類型或新階段的晚星， 而致密星可能有第三個質量極限，即反常中子星的最大質量，大約為3.2太陽質量。 

質量與溫度

一般來說，典型中子星的質量約為 1.太陽質量的4 倍(，像蟹狀星云脈沖星(大約103 )這顆中子星的溫度非常高觀測表明，中子星的表面溫度約為幾十萬度， 的內部溫度甚至更高(幾億度)壓力如此之大，以至于中子通常以超流的形式存在。這些極端的物理條件可以 在地球實驗室是無法實現的，所以中子星是研究極端條件下物理規律的理想實驗室，一直受到科學界的關注。

密度壓力和半徑

中子星(中性北卡羅來納州 星)，是一種主要由中子物質構成的恒星，它是一種具有極端物理條件的天體，其平均密度與原子核相當， 約為 ，遠高于我們通?？吹降钠胀ㄎ镔|的密度(相比之下，鐵的密度只有 7.9 g/cm3 )一茶匙中子星物質比整個珠穆朗瑪峰還重。在中子星的巨大引力場中，那一茶匙物質的重量是地球上月球重量的15倍從內殼到中心的壓力從05增加到05。中子星是除黑洞外密度最大的恒星，典型中子星的質量在太陽質量的1之間.35到2.1倍，半徑在10到20公里之間（質量越大，半徑收縮越小）也就是太陽半徑的3萬到7萬倍。

磁場

中子星典型的表面磁場強度比地面實驗室能產生的最大磁場高7到14個數量級左右。這種強度的磁場可以使真空極化到雙折射的程度。光子可以合并或分裂成兩部分，產生虛粒子-反粒子對改變了電子能級，原子被迫進入一個細圓柱體。

旋轉

中子星的旋轉速度可以增加，這個過程叫做自旋。有時候中子星會吸收伴星的軌道物質，提高自轉速度，將中子星重塑成扁球形。這使得中子星的旋轉速度在毫秒脈沖星的情況下每秒增加了100多倍目前已知旋轉最快的中子星PSR J1748-2446ad以每秒716轉的速度旋轉。

中子星表面的引力場大約是地球的兩倍，大約是。如此強大的引力場起到了引力透鏡的作用，使得中子星發出的輻射發生了彎曲，使得一些通?？床灰姷谋趁娌糠肿兊每梢姟Ｈ绻凶有堑陌霃皆絹碓叫』蚋?，光子可能會被捕獲在一個軌道中，這樣從單個有利位置就可以看到中子星的整個表面，不穩定的光子軌道處于或低于恒星的半徑。

坍縮形成中子星的恒星的一小部分質量在超新星爆炸中釋放出來（根據質能等效定律，）能量來自中子星的引力結合能。因此，典型中子星的引力是巨大的。如果一個物體從半徑為12公里的中子星上以一米的高度落下，會以每秒1400公里左右的速度到達地面甚至在撞擊之前，潮汐力會使任何普通物體分解成物質流。由于巨大的引力，中子星和地球之間的時間膨脹是顯著的比如在中子星表面可能需要八年，但在地球上需要十年，這還不包括恒星快速自轉的時間膨脹效應。

壓力隨著物質的密度而變化、溫度、組成和其他變化的關系叫做農作物的物態方程，物質的狀態決定了恒星的結構中子星的狀態方程描述了各種模型的半徑和質量的關系。給定中子星質量的最可能半徑由AP4模型確定（最小半徑）和MS2（最大半徑）括起來。EB是半徑為r米的引力結合能質量之比，相當于觀測到的m千克的中子星引力質量。

中子星主要由中子組成的簡單觀點值得仔細考慮。中子星模型是在203356年303356年代提出的，當時認為中子和質子是基本粒子。后來，人們 s對物質世界的認識越來越深入，發現它們其實是由更基本的夸克組成的。20世紀60年代，強子結構的夸克模型逐漸建立，對中子星內部結構的認識逐漸有了不同的聲音。人們開始懷疑中子星可能主要由其他奇怪的強子甚至夸克組成。由于“中子星”這個名字在人類認知中已經先入為主，所以當我們不 我們不能詳細討論中子星的內部結構，“中子星”這個名字一般是指大質量恒星死亡后形成的類似脈沖星的致密天體。

盡管描述了具有強相互作用的量子色動力學(QCD)已經成立，但是在中子星內部飽和核物質密度數倍的能量尺度下，相互作用是非微擾的。人們可以 t從QCD第一性原理計算中子星的內部結構，這是解開中子星物質狀態之謎的關鍵。學者們從不同角度給出了多種中子星結構模型強子星內部由強子組成，沒有自由夸克。傳統的中子星(由大量中子和少量電子組成、由質子等構成的恒星)是強子星之一。強子星大致可以分為殼和核。殼層厚度約為1 km，占恒星質量的10%下面，它包含了富含中子的原子核和少量的自由質子、電子和大量中子。密度超過飽和核物質的區域是中子星的核心，占中子星總質量的90%以上。堆芯外部主要包括自由中子和少量電子質子。在靠近中心的核心區，核物質密度超過2~3 倍，可能出現各種奇怪的強子物質，如介子超子等。

混合/混合星的殼層和強子星一樣，但這兩種模型都認為內核會出現自由夸克?；旌闲悄Ｐ驼J為內核存在一級相變，強子相和夸克相之間存在不連續的間斷?；旌闲悄Ｐ驼J為夸克態和強子態共存于內核區。

中子星的行星

1991年7月，在切斯特附近的焦德雷爾·班克射電天文臺，三位天文學家馬修·貝爾斯（Matthew   Bailey），安德魯·萊恩（Andrew   Ryan）和塞特納姆·希默（Setnam Shemar）聲稱有一顆脈沖星PSR1829-盾星座有一顆行星，每0.每33秒自轉一次后，貝爾斯和他的同事認為發現的行星與天王星質量相似， 遠離脈沖星PSR1829-10的距離相當于金星和太陽之間的距離這顆行星通過拉動脈沖星來顯示它的存在當行星拉動脈沖星的方向偏離地球時，脈沖星的脈沖間隔略長，因為每次脈沖到達地球的時間比前一次略長。

雙中子星系統

1974年，J.  Taylor and Rare.3356 pulse發現了首個雙 中子星系統PSR B1913 16，其中一個可以觀測到3356脈沖輻射。利用它的周期信號，可以很好地限制兩顆致密星繞質心旋轉的軌道參數。2003年，M. Burgay還首次發現了第一對雙脈沖星系統 PSR J0737-3，以便更精確地測量雙星 的參數，更好地檢驗廣義相對論效應。根據廣義相對論，兩個天體的相互旋轉可以導致引力波輻射，輻射的強度高度依賴于系統的致密性。因此，雙中子星系統被認為是宇宙中最理想的引力波輻射源之一，引力波輻射的能量來自雙星軌道的引力勢能。所以隨著 引力波的不斷輻射，雙星系統的軌道半徑和周期會變短。J.泰勒等人對PSR1913 16觀測了 年，發現其軌道變化與廣義相對論的預測高度一致，間接證明了引力波輻射的存在，因此獲得了1993年的諾貝爾物理學獎。

在星系中，大部分恒星以雙星的形式存在，較重的雙星迅速演化，超新星爆發后留下一顆中子星。這顆中子星和另一顆恒星形成雙星，恒星表面的一部分物質會吸積到中子星上，產生X射線輻射這樣的系統被稱為高質量X射線雙星系統。然后，另一顆恒星在后期演化為巨型級，半徑擴大，可能會吞沒中子星，形成共同的包層結構。中子星被稱為再生中子星，因為它們不斷積累伴物質，其旋轉速度發生變化。最后，伴星也會經歷一次超新星爆發，留下一顆新生的中子星， 和之前的再生中子星形成雙中子星系統。

2017年8月17日，美國激光干涉引力波天文臺 (LIGO)歐洲處女座引力波天文臺(Virgo)最終首次探測到雙中子星并合事件 GW170817 的引力波輻射。

I型X射線爆發發生在中子星和伴星中（通常是紅巨星）雙星系統是目前已知最頻繁的熱核爆炸過程，也是太空望遠鏡可以觀測到的最亮的天文現象之一。

中子星的觀測

迄今為止，人類主要通過四種方式觀察宇宙：電磁輻射、宇宙射線、中微子和引力波。2015年9月， 先進的3356 LIGO 3356激光干涉儀首次實現了對引力波的直接探測，開啟了引力波觀測宇宙的新窗口 33333333636。

估計銀河系有 顆中子星，我們只能觀測到其中的一小部分。如前所述，它們必須有很強的磁場，快速旋轉，無線電發射束對準地球。另一種可能是，在高質量的X射線雙星系統中觀測到一顆中子星，它的伴星物質吸積會產生可觀測的X射線輻射。

2017 年6月17日，LIGO-處女座觀測到兩顆中子星合并的第一個引力波（GW170817A）費米望遠鏡和其他望遠鏡探測到了第一次引力波伽馬暴（GRB170817A）

中子星的強大引力將伴星中富含氫和氦的燃料吸引到中子星表面。當這些燃料的溫度和密度達到一定程度時，熱核反應就會在10°被點燃-100秒內釋放大量能量，形成X射線暴。x射線爆發為研究中子星的性質提供了一個窗口。X射線在逃離中子星的過程中，需要克服引力的影響，將自身的一部分能量轉化為引力勢能。這個過程會導致X射線的頻率不斷降低，顏色從藍色變成紅色，這就是所謂的“引力紅移”引力紅移效應的大小與中子星本身的致密條件有關。

2020年4月28日，中國 引人注目的HXMT望遠鏡成功觀測到來自邁騰星SGR 1935 2154的快速射電爆發FRB200428伴隨的X射線爆發，為揭示快速射電爆發現象的起源作出了關鍵貢獻，使人們對邁騰星的性質有了新的認識。次年，中國500米球面射電望遠鏡問世(FAST)通過銀道面脈沖星巡天，新發現212顆脈沖星，其中包括42顆毫秒脈沖星、16顆脈沖雙星、一批最微弱的脈沖星、一批具有模式變化和零化的脈沖星，以及射電瞬態源等。

中子星的碰撞爆炸

2017年8月，哈勃觀測到中子星合并引起的爆炸和噴流事件GW170817爆炸產生的能量與超新星爆炸的能量相當這是首次從兩顆中子星的合并中同時探測到引力波和伽馬射線。這是研究這些非同尋常的碰撞的一個重要轉折點。除了發現引力波，遍布全球和太空的70個觀測站都看到了這種合并的后果，涉及大面積的電磁波譜。這標志著時間域和多信使天體物理學領域的一個重要發展，該領域使用了包括引力波和光在內的一些方法'信使'為了及時分析宇宙的進程，僅僅兩天后，科學家們就迅速將哈勃指向爆炸的位置。中子星坍縮成黑洞，其強大的引力開始吸引物質。這些物質快速旋轉，產生從兩極向外移動的噴流。咆哮的噴流撞上爆炸碎片膨脹的外殼，卷起碎片，包括一個物質球，在那里發生了極快的噴流。

中子星與黑洞

2020年1月5日，美國地基激光干涉引力波天文臺(Laser interferometer   gravity-LIGO Wave   Observatory)探測到第一顆中子星-黑洞合并事件GW200105，也就是2015年9月14日探測到雙黑洞合并后的引力波事件GW150914、2017年8月17日，事件GW170817被探測后，首次探測到中子星-黑洞并合事件。

同月15日，LIGO和歐洲處女座地基引力波天文臺(Virgo)聯合探測到第二顆中子星-黑洞合并事件GW200115.LIGO、室女座和日本的  Kamoka引力波探測器(Kamoka   gravity   wave   detector, Kagerah)2021年6月29日，聯合工作組公布了引力波探測到中子星的兩個案例-黑洞并合事件。這一期待已久但前所未有的發現入選了美國《科學新聞》（Science   news）報道的“2021年突破極限的六項科學記錄”

中子星-黑洞雙星不同于雙中子星和雙黑洞系統它們是中子星和黑洞的結合體，是宇宙中密度最大的天體對它們結合產生的引力波的探測，不僅可以揭示和限制中子星的性質，還可以和3356同時測試黑洞的性質和中子星-黑洞雙星質量差異大，合并時標長，可以很好地檢驗引力理論。另外,中子星-黑洞系統還可以用來測試引力波高階模式的輻射。雖然GW200105和GW200115兩個事件也可以用來檢驗廣義相對論和引力理論，但是它們的信噪比并不是很高，無法給出比之前觀測更好的限制。

中子星-黑洞雙星系統主要有三種形成機制：1)孤立雙星的演化起源； (2)集群環境中的動態起源；3)活動星系核 中心超大質量黑洞周圍氣體吸積盤的起源。宇宙中超過一半的恒星是雙星經過漫長的演化，孤立的大質量雙星系統相繼坍縮形成黑洞和中子星。一旦中子星-黑洞雙星系統形成后，雙星的軌道運行會輻射出 的力波，從而損失能量和角動量，然后雙星的軌道會收縮，兩顆星會越來越近，軌道運行速度會越來越快，輻射出的引力波會越來越強，損失的能量和角動量會越來越多，必然會產生 、越來越快地走向碰撞和合并，最終形成黑洞。