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##요인으로 자리잡았다. 이후에 많은 밀리세컨드 펄서들이 발견되었는데, 그럼에도 불구하고 PSR B193712이 PSR J1748 - 2446ad가 발견되기 전까지 24년 동안 발견된 것 중 가장 빠르게 회전하는 펄서로 기록되었다. 2003년, 마르타 버게이와 그의 동료들은 최초로 둘 다 펄서로서 관측 가능한 이중 중성자별 성계, PSR J0737 - 3039를 발견하였다. 이 성계의 발견으로 총 다섯가지의 일반상대성이론의 검증 시험이 가능하게 되었다. 2010년, 폴 데모레스트와 그의 동료들은 샤피로 시간지연을 이용하여 밀리세컨드 펄서 PSR J1614 - 2230의 질량을 측정할 수 있었다. 측정된 질량은 1.. 004. [ 30 ] 이는 이전에 측정된 중성자별의 질량 ( 1. 67, PSR J19030327 참고 ) 보다 상당히 크며, 중성자별의 내부 조성에 관한 강한 제한요인으로 자리잡는다. 2013년, 존 안토니아디스와 그의 동료들은 백색왜성 분광을 이용하여 PSR J03480432의 질량을 2.. 04 측정하였다. [ 31
9 / 20, 아래 ↑ J. M. Lattimer 및 M. Prakash, " 중성자별의 구조 및 상태 방정식 " 천체물리학 저널 550 ( 1 ) 426 ( 2001년 ) ; ↑ 비틀림 저울의 가속 피드백을 이용한 뉴턴 상수의 측정 Archived 2011년 4월 19일 - 웨이백 머신, Phys. Rev. Lett. 85 ( 14 ) 2869 ( 2000년 ) ↑ " 다양한 사실 ". 2009년 5월 23일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2015년 7월 4일에 확인함. ↑ 중성자 축퇴압 ( 아카이브 ). 피직스 포럼스. 2011년 10월 09일에 검색. ↑ 가 나 NASA. 중성자별 상태 방정식 Archived 2011년 10월 17일 - 웨이백 머신 2011년 09월 26일에 검색. ↑ 가 나 다 V. S. Beskin ( 1999 ). " 전파펄서 ".. T. 169,, p. 1173 - 1174 ↑ 중성자별 ↑ Pons, José A. ;, Daniele ; Rea, Nanda ( 2013 ). " 회전속도가 느려지는 펄서의 엄청난 양의 " 파스타 " ". 《 네이처 피직스 》 9 ( 7 ) : 431 - 434. Bibcode : 2013NatPh..
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중성자별의 표면으로 떨어지는 가스물질의 결과물이다. 1974년, 안토니 휴이시는 펄서의 발견에 대한 그의 결정적인 역할을 인정받아 노벨 물리학상을 수상하였다. 그러나 공동 발견자인 조셀린 벨은 노벨상을 수상하지 못하였다. 1974년, 조셉 테일러와 러셀 헐스가 최초로 서로 질량 중심을 돌고 있는 두 개의 중성자별로 이루어진 쌍성 펄서 ( 하나만 펄서로 관측된다 ) PSR B191316을 발견하였다. 아인슈타인의 일반상대성이론에서는 근접쌍성 궤도를 도는 무거운 천체가 중력파를 방출하여 시간이 흐르면서 점차 자신의 궤도를 붕괴시킬 것이라 예측한다. 이는 실제로 ( 간접적으로 ) 관측되었는데, 일반상대성이론에서의 예측과 정확히 들어맞는다. 1993년에 테일러와 헐스는 이 발견을 통하여 노벨 물리학상을 수상하였다. 1982년, 돈 백커와 그의 동료들은 처음으로 밀리세컨드 펄서, PSR B193721을 발견하였다. 이 천체는 초당 642회 회전하는데, 이 값은 중성자별의 질량 및 반지름에 관한 기본적인 제한요인으로 자리잡았다. 이후에 많은 밀리세컨드 펄서들이 발견되었는데, 그럼에도 불구하고 PSR B
《 네이처 피직스 》 9 ( 7 ) : 431 - 434. Bibcode : 2013NatPh... 9.. 431P. arXiv : 1304. 6546. doi : 10. 1038 / nphys2640. ↑ Baade, Walter & Zwicky, Fritz ( 1934 ). " 초신성 및 우주선에 대한 주목 ". 《 Phys. Rev. 》 46 ( 1 ) : 76 - 77. Bibcode : 1934PhRv... 46... 76B. doi : 10. 1103 / PhysRev. 46. 76. 2. ↑ Landau L. D. ( 1932 ). " 별의 이론에 관하여 ". 《 Phys. Z. Sowjetunion 》 1 : 285 - 288. ↑ P. Haensel, A. Y. Potekhin, & D. G. Yakovlev ( 2007 ). 중성자별 1 : 상태 방정식 및 구조 ( 뉴욕 : 스프링거 ), 2페이지 ↑ Chadwick, James ( 1932 ). " 중성자의 존재 가능성에 관하여 ". 《 Nature 》 129 ( 3252 ) : 312. Bibcode : 1932Natur. 129Q. 312C. doi
반지름 대 질량에 관한 그래프를 이용한 짐 라티머 ( Jim Lattimer ) 에 의해 세워졌다. [ 15 ] 주어진 중성자별의 질량에 대한 가장 신빙성 있는 반지름은 AP4 모형 ( 최소 반경 ) 과 MS2 모형 ( 최대 반경 ) 에 의해 일괄된다. BE를 관측된 중성자별의 중력질량 M ( kg ), 반지름 R ( m ) 의 비와 동일한 중력 속박 에너지 질량비라고 하면, [ 16 ] B E = 0. 60 beta 1 - beta 2 { displaystyle BE = { frac { 0. 60, beta } { 1 - { frac { beta } { 2 } } } } } beta = G M / R c 2 { displaystyle beta = G, M / R, { c } ^ { 2 } } 현재 주어진 값 G = 6. 6742 x 10 - 11 m 3 kg - 1 s - 2 { displaystyle G = 6. 6742 times 10 ^ { - 11 }, { text { m } } ^ { 3 } { text { kg } } ^ { - 1 } { text { s } } ^ { - 2 } } [ 17 ] c 2 = 8. 98755 x 10 16 m
##서 철 이상의 모든 화학 원소의 형성 원인이 될 수 있기도 하다. [ 38 ] 컴퍼스자리 X - 1 : 쌍성 중성자별에서 방출된 X선 고리 ( 2015년 6월 24일 찬드라 X - 선 관측선 ). 하위유형 [ 편집 ] 중성자별 원시중성자별 ( Protoneutron star, PNS ), 이론상으로만 존재함 [ 39 ] 약전파 중성자별 ( Radio - quiet neutron star ) 강전파 중성자별 ( Radio - loud neutron star ) 외톨이 펄서 ( Single pulsar ) - 강력한 자기장에 의해 일정한 시간 간격으로 우리의 방향으로 복사 펄스를 방출하는 중성자별에 대한 보편적인 용어 회전펄서 ( Rotation - powered pulsar ) - 전파펄서 ( " radio pulsar " ) 마그네타 - 극도로 강력한 자기장 ( 보통 중성자별보다 1000 배 이상 ) 및 긴 회전주기 ( 5 ~ 12초 ) 를 가진 중성자별 연감마선 연속 방출원 ( SGR ) 불규칙 X - 선 펄서 ( AXP ) 쌍성펄서 저질량 X - 선 쌍성 ( LMXB ) 중간질량 X - 선 쌍성 ( IMXB ) 고질량
한계 ) 보다 작은 밀집성은 백색왜성이다. 그와 3 ( 톨만 - 오펜하이머 - 볼코프 한계 ) 사이에 있는 밀집성은 중성자별이 된다. 관측된 것 중 가장 무거운 중성자별의 질량은 약 2. 10 더 무거운 밀집성은 중성자 축퇴압이 밀집성을 지지하지 못하게 되어 밀집성은 보통 중력붕괴로 블랙홀을 형성하게 된다. [ 9 ] 관측된 것 중 가장 작은 블랙홀의 질량은 약 5. 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. 일부 중성자별은 매우 빠르게 회전하며 ( 최대 초당 716회, [ 10 ] [ 11 ] 또는 분당 43, 000회 ) 펄서로서 전자기 복사빔을 방출한다. 사실, 1967년에 펄서의 발견을 통해서 중성자별의 존재를 처음으로 시사하였다. 감마선 폭발은 빠르게 회전하며 큰 질량을 가진 별이 붕괴하여 중성자별을 형성하면서 발생하거나, 중성자별 쌍성의 병합으로 발생할 수 있다
밀도는 1. 1x1012 kg / cm3이다. 따라서 똑같은 물질 5ml 라면 5. 5x1012 kg 또는 5, 500, 000, 000 톤이 된다. 이는 세계 인구의 총 질량의 15 배에 약 해당한다. 반지름 20 km의 중성자별에서 5 ml의 물질 ( 평균 밀도는 8. 35x1010 kg / cm3 ) 이라면 400, 000, 000 톤 또는 세계 인구의 총 질량에 해당한다. ↑ 1931년 중성자의 발견 이전에도, " 원자핵은 서로 가까이 접촉하게 되어 하나의 거대한 원자핵을 형성한다 " 라고 논문을 쓴 레프 란다우에 의해 중성자별의 존재가 예견되었다. [ 25 ] 그러나 란다우가 예측한 중성자별은 잘못되었다고 널리 알려졌다. [ 26 ] 참고문헌 [ 편집 ] ↑, Feryal ; Psaltis, Dimitrios ; Narayan, Ramesh ; Santos Villarreal, Antonio ( 2012년 9월 ). " 중성자별의 질량 분포 및 탄생 질량에 관하여 ". 《 천체물리학 저널 》 757 ( 1 ) : 13. Bibcode : 2012ApJ... 757... 55O. arXiv : 1201. 1006. doi : 10. 1088 /
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.