가장 밀집도가 크다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 질량의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다. 중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 매우 뜨거우며 두 개의 중성자 ( 또는 페르미 입자 ) 가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리 배타 원리를 통해 설명되는 현상인 양자 축퇴압에 의해 더 붕괴하지 않고 유지된다. 중성자별의 질량은 최소한 1. 1 태양질량에서 3 태양질량 ( [UNK] ) 까지이다. [ 1 ] [ 2 ] 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2. 01 [UNK]. 중성자별의 표면온도는 보통 ~ 6x105 K이다. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ a ]
1 ] [ 2 ] 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2. 01 [UNK]. 중성자별의 표면온도는 보통 ~ 6x105 K이다. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ a ] 중성자별의 전체 밀도는 3. 7x1017에서 5. 9x1017 kg / m3 ( 태양의 밀도의 2. 6x1014 ~ 4. 1x1014 배 ) [ b ] 이다. 이는 3x1017 kg / m3에 해당하는 원자핵의 밀도와 맞먹는다. [ 7 ] 중성자별의 밀도는 깊이에 따라서 변하는데, 지각에서는 1x109 kg / m3 이고, 내부로 들어갈수록 밀도가 증가하여 최대 6x1017 ~ 8x1017 kg / m3 ( 원자핵보다 밀도가 크다 ) 까지 이른다. [ 8 ] 중성자별과 같은 밀도를 가진 보통 크기
중성자별 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 중성자별 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 빠르게 회전하는 중성자별, 펄서 PSR B1509 - 58로부터 오는 복사. 근처의 가스에서 X - 선 ( 금색, 찬드라 데이터 ) 을 방출하게 만들고 나머지 성운을 밝히고 있다. 사진에서 적외선 ( 청색 및 적색, WISE 데이터 ) 도 보인다. 중성자별 ( 中 性 子 - ) 은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 우주에서 존재하는 것으로 밝혀진 것 중 가장 밀집도가 크다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 질량의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다. 중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간
도 있을 수 있다. [ 21 ] 표면 온도가 106 켈빈에 이른다면 ( 어린 펄서의 경우 ), 표면은 차가운 중성자별에서 ( 온도 < 106 K ) 관측되는 고체 상태 대신에 액체 상태가 되어야 한다. [ 21 ] 별의 " 대기 " ( atmosphere ) 는 두께가 기껏해야 수 마이크로미터 밖에 되지 않을 것으로 가설화 되었으며, 운동은 완전히 별의 자기장에 의해 통제된다. 대기의 아래 부분은 고체로 된 " 지각 " ( crust ) 과 맞닥뜨리게 된다. 이 지각은 엄청나게 강력한 중력장으로 인해 극도로 딱딱하며 매우 매끄럽다 ( 표면 고저차가 ~ 5 mm ). [ 22 ] 안쪽 지각에 있는 원자 물질의 형태는 원자핵 파스타로 표현된다. [ 23 ] 안쪽으로 진행하면, 중성자 수가 많아지는 원자핵들과 접하게 되는데,
고, 내부로 들어갈수록 밀도가 증가하여 최대 6x1017 ~ 8x1017 kg / m3 ( 원자핵보다 밀도가 크다 ) 까지 이른다. [ 8 ] 중성자별과 같은 밀도를 가진 보통 크기의 성냥갑의 질량은 약 5조 톤 또는 1 km3 만큼에 해당하는 지구의 암석과 맞먹는다. 일반적으로 1. 39 [UNK] ( 찬드라세카르 한계 ) 보다 작은 밀집성은 백색왜성이다. 그와 3 [UNK] ( 톨만 - 오펜하이머 - 볼코프 한계 ) 사이에 있는 밀집성은 중성자별이 된다. 관측된 것 중 가장 무거운 중성자별의 질량은 약 2 [UNK]. 10 [UNK] 더 무거운 밀집성은 중성자 축퇴압이 밀집성을 지지하지 못하게 되어 밀집성은 보통 중력붕괴로 블랙홀을 형성하게 된다. [ 9 ] 관측된 것 중 가장 작은 블랙홀의 질량
중심핵 내부의 모든 핵 연료가 고갈되었을 때, 핵은 축퇴압에 의해서 스스로 지지되어야 한다. 껍질 연소를 통해 핵에 물질이 더욱 침전되면, 핵은 찬드라세카르 한계에 이르게 된다. 전자 축퇴압은 중력을 이기지 못하고 압도되며, 핵은 더욱 붕괴하여 온도가 5x109 K 이상으로 급격히 상승한다. 핵이 이 온도에 이르게 되면 광붕괴 ( 철 원자핵이 고에너지 감마선에 의해 알파입자로 붕괴 ) 가 발생한다. 심지어 이 이상으로 온도가 상승하게 되면 전자와 양성자가 결합하여 중성자를 형성하게 되어, 폭발적인 양의 중성미자를 방출한다. 밀도가 4x1017 kg / m3에 해당하는 원자핵의 밀도에 이르게 되면, 중성자 축퇴압이 별의 수축을 멈추게 된다. 낙하 중
X - 선이다. 안쪽 지각에서 중심까지 내부의 압력은 3x1033에서 1. 6x1035 Pa 까지 증가한다. [ 19 ] 중성자별에 대한 상태방정식은 아직까지 밝혀지지 않았다. 특수상대론에 가깝게 기술되는 축퇴가스에 대한 백색왜성의 상태방정식과는 상당히 다른 것으로 추정된다. 중성자별에서는 일반상대론적 효과가 커졌으므로 이를 무시할 수 없다. 상태에 대해서는 몇가지 방정식 ( FPS, UU, APR, L, SLy 등 ) 이 발표되어 왔으며 거기에 대한 현재 연구들은 이론들을 이용하여 중성자별의 물질을 밝혀내는 것을 시도하고 있다. [ 6 ] [ 20 ] 이는 밀도와 질량 사이의 관계가 완전히 밝혀지지 않음을 의미하며, 반지름 측정에 대한 불확실성을 야기한다
1012 kg ( 1 나노리터 당 1100 톤 ) 이상의 질량이 들어있다. [ c ] 그래서 일반적인 중성자별의 중력으로 1m 높이에서 떨어질 때 표면까지는 초당 약 2, 000 km 또는 시간당 720만 km의 속도로 단 1 마이크로초 밖에 걸리지 않는다. [ 18 ] 막 형성된 중성자별의 온도는 약 1011 ~ 1012 켈빈에 이른다. [ 8 ] 그러나, 엄청난 수의 중성미자가 별의 엄청난 에너지를 가져가면서 방출되므로 온도는 수 년 이내에 약 106 켈빈까지 떨어진다. [ 8 ] 심지어 100만 켈빈일 때, 중성자별에 의해 방출되는 대부분의 빛은 X - 선이다. 안쪽 지각에서 중심까지 내부의 압력은 3x1033에서 1. 6x1035 Pa 까지 증가한다. [ 19 ] 중성자별에 대한 상태방정식은 아직까지 밝혀지지 않
있다. 성진은 " 중성자 " 지각의 강성 때문에 지진과 같은 지각 파괴와는 별개로서 발생한다. 성진이 일어난 후에, 별은 적도 반지름이 더 작아지게 되며, 각운동량이 보존되기 때문에 회전속도는 증가한다. 그러나 최근의 연구에서는 성진이 중성자별의 글리치에 대해 충분한 에너지를 방출하지 못한다고 주장한다. 대신 글리치는 준안정 에너지 상태에서 그보다 낮은 에너지 단계로 별의 초유체 핵에서의 소용돌이 전이에 의해 발생한 것이라고 주장되었다. [ 32 ] 중성자별에서는 " 맥동하는 " 라디오파 및 X - 선 방출이 관측되어 왔다. 이 펄스는 별의 자전축과 같은 방향으로 정렬되어 있지 않은 자축의 극 근처에서의 입자 강착에 의해 발생한 것으로 여겨진다. 아직 온전히 규명되지
적인 양의 중성미자를 방출한다. 밀도가 4x1017 kg / m3에 해당하는 원자핵의 밀도에 이르게 되면, 중성자 축퇴압이 별의 수축을 멈추게 된다. 낙하 중인 별의 외곽 대기는 바깥으로 내쳐지며, II형 또는 Ib형 초신성이 된다. 이후에 잔해로 남은 것이 중성자별이다. 만약 중성자별의 질량이 5 [UNK] 더 크다면, 별은 더욱 붕괴하여 블랙홀이 된다. 다른 중성자별은 근접쌍성 내에서 형성된다. 무거운 별의 핵은 II형, Ib형 또는 Ic형 초신성 폭발 과정에서 압축되며, 중성자별으로 붕괴하는 과정에서 각운동량의 대부분이 보존된다. 중성자별은 모체의 반지름의 아주 작은 비율을 차지하기 때문에 ( 그래서 관성모멘트는 급격히 감소한다 ), 매우 빠르
중성자별(中性子-, neutron star)은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 현재까지 관측된 우주의 천체 중 블랙홀 다음으로 밀도가 크다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다. 중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 양자 축퇴압에 의해 붕괴되지 않고 유지되는데 이는 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리 배타 원리를 통해 설명되는 현상이다. 중성자별의 질량은 최소 1.1 태양질량에서 3 태양질량(M☉)까지이다. 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2.01 M☉이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6x105 K이다. 중성자별의 전체 밀도는 3.7x1017에서 5.9x1017 kg/m3 (태양의 밀도의 2.6x1014 ~ 4.1x1014 배)이다. 이는 3x1017 kg/m3에 해당하는 원자핵의 밀도와 맞먹는다. 중성자별의 밀도는 깊이에 따라서 변하는데, 지각에서는 1x109 kg/m3 이고, 내부로 들어갈수록 밀도가 증가하여 최대 6x1017 ~ 8x1017 kg/m3(원자핵보다 밀도가 크다)까지 이른다. 중성자별과 같은 밀도를 가진 보통 크기의 성냥갑의 질량은 약 50억 톤 또는 12 km3 만큼에 해당하는 지구의 암석과 맞먹는다. 일반적으로 1.39 M☉(찬드라세카르 한계)보다 작은 밀집성은 백색왜성이다. 그와 3 M☉(톨만-오펜하이머-볼코프 한계) 사이에 있는 밀집성은 중성자별이 된다. 관측된 것 중 가장 무거운 중성자별의 질량은 약 2 M☉이다. 10 M☉보다 더 무거운 밀집성은 중성자 축퇴압이 밀집성을 지지하지 못하게 되어 밀집성은 보통 중력붕괴로 블랙홀을 형성하게 된다. 관측된 것 중 가장 작은 블랙홀의 질량은 약 5 M☉이다. 두 밀집성 사이에는 쿼크별과 약전자기별과 같은 가설상의 중간질량 천체가 제시되어 왔다. 그러나 이들이 실제로 존재하는지는 확인되지 않았다. 그러한 고밀도에서의 물질의 상태에 관한 방정식은 이론 및 경험적 어려움으로 인해 정확히 알려져 있지 않다. M☉일부 중성자별은 매우 빠르게 회전하며(최대 초당 716회, 또는 분당 43, 000회) 펄사로서 전자기 복사빔을 방출한다. 사실, 1967년에 펄사의 발견을 통해서 중성자별의 존재를 처음으로 시사하였다. 감마선 폭발은 빠르게 회전하며 큰 질량을 가진 별이 붕괴하여 중성자별을 형성하면서 발생하거나, 중성자별 쌍성의 병합으로 발생할 수 있다. 은하에는 대략 108개의 중성자별이 있을 것으로 추정되고 있지만, 이들은 펄사 또는 쌍성의 구성원과 같은 확실한 예를 통해서만 쉽게 발견된다. 비회전 및 비강착 중성자별은 실제로 관측된 적이 없다. 그러나 허블 우주 망원경이 RX J185635-3754라고 불리는 열적 회전 중성자별 하나를 발견하였다.