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 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
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 ] 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 크기의 성냥갑의 질량은 약 5조 톤 또는 1 km3 만큼에 해당하는 지구의 암석과 맞먹는다. 일반적으로 1. 39 [UNK] ( 찬드라세카르 한계 ) 보다 작은 밀집성은 백색왜성이다
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 질량은 약 5 [UNK]. 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. [UNK] 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
짝별으로 두는 쌍성계에 존재할 수 있다고 한다. 그러한 쌍성은 중력파를 방출하는 주요 원천으로 예측된다. 쌍성계에 있는 중성자별은 종종 X - 선을 방출하는데, 이는 짝별에서 오는 강착된 물질 ( 가스 ) 로 가열되면서 발생하는 것으로 여겨진다. ( 부풀은 ) 짝별의 외곽층에서 오는 물질은 매우 강력한 중력장을 가진 중성자별 쪽으로 빨려들어간다. 물질의 강착이 극단적인 조건에 맞아 떨어지게 만들 수 있다면 이러한 과정의 결과로 쌍성 중성자별은 블랙홀이 될 수도 있다. [ 37 ] 두 중성자별을 포함한 쌍성의 합병이 짧은 감마선 폭발의 형성 원인이 된다고 발표되었는데, 이러한 사건은 초신성 핵합성 이론과 대립하면서 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 )
에 있는 초고밀도 물질의 조성은 아직까지 불확실하다. 어떤 모형에서는 핵이 초유체 중성자 축퇴물질 ( 대부분이 중성자고, 일부는 양성자와 전자 ) 로 구성되어 있다고 설명한다. 축퇴 기묘물질 ( 위 쿼크와 아래 쿼크 대신에 기묘 쿼크가 포함 ), 중성자 대신에 고에너지 파이온 및 케이온을 포함하는 물질 [ 6 ], 아니면 초고밀도 쿼크 축퇴물질 아니면 가장 가능성이 높은 설명은 양성자, 중성자가 핵의 높은 온도에 녹아 쿼크, 글루온으로 분해된 쿼크 - 글루온 플라즈마 상태의 물질로 되어있다 라고 설명한다 또는 더욱 이질적인 물질의 형태로 있을 수도 있다. 발견 역사 [ 편집 ] 최초로 가시광선에서 직접적으로 관측한 중성자별. 사진의 중성자별은 RX J185635 - 3754이다. 1934년, 월터 바데와 프리츠 츠비키가 중성자별의 존재를 발표하였다. [ 24 ] [ d ] 이는 제임스 [UNK] 경의 중성자 발견 단 몇 년 후였다. [ 27 ] 초신성의 기원에 관한 설명을 탐구하는 과정에서 일반 별이 극단적으로 밀집된 중성자로 구성된 별, 즉 중성자별이 된다는 주장이 시험적으로 제기되었다. 바데
중성자별 진동의 연구를 통한 추론도 가능할 수 있다. 기존의 별에 대한 성진학과 같이, 내부 구조는 관측된 별의 진동의 빈도 스펙트럼 분석을 통해서 추정 된다. [ 6 ] 현재 모형은 중성자별 표면의 물질이 고체 격자 구조로 으스러져 박혀 있는 기본 원자핵과, 이들 사이의 틈새를 흐르는 전자의 바다로 이루어져 있다고 설명한다. 표면에 있는 원자핵은 핵자당 결합 에너지가 큰 철일 것이다. [ 21 ] 또한 수소와 헬륨 같은 가벼운 원자핵을 제외하고, 표면 아래에 쉽게 가라앉을 수 있는 철과 같은 중원소도 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
P핵 P과정 R과정 초신성 핵합성 관련 주제 의사 초신성 맥동성 쌍불안정형 초신성 포에 감마선폭발 극초신성 광분해 초신성 킬로노바 근지구 초신성 펄서 킥 쿼크노바 초신성의 전구체 극대거성 황색극대거성 밝은 청색변광성 초거성 청색초거성 적색초거성 황색초거성 백색왜성 볼프 - 레이에별 초신성 잔해 초신성잔해 펄서풍 성운 중성자별 펄서 마그네타 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 특이성 좀비별 국부 거품 초거품 오리온 - 에리다누스 초거품 초신성의 발견 객성 초신성 관측의 역사 초신성 관련 연표 관련 목록 초신성 목록 초신성 후보 목록 질량이 큰 별 목록 거리순 초신성 목록 초신성잔해 목록 유명 초신성 바너드 루프 카시오페이아자리 A SN 1054 게 성운 SN 1572 SN 1604 SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg SNR G1. 90. 3 SN 2007bi SN 2014J SN 레프스달 ASASSN - 15lh [UNK] 초신성잔해 분류 : 초신성 · 공용 미디어 원본 주소 " " 분류 : 항성의 형태중성자별중성자항성 진화숨
X - 3에서 4. 8초의 펄스를 발견하였다. 이들은 이 펄스를 회전하는 뜨거운 중성자별에서 나오는 결과물로 이해하였다. 에너지원은 중력인데, 짝별 또는 성간매질에서 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
207059a0. ↑ Shklovsky, I. S. ( 1967년 4월 ). " SCO XR - 1의 X선 광원의 근원에 관하여 ". 《 Astrophys. J. 》 148 ( 1 ) : L1 - L4. Bibcode : 1967ApJ... 148L... 1S. doi : 10. 1086 / 180001. ↑ Demorest, PB ; Pennucci, T ; Ransom, SM ; Roberts, MS ; 외. ( 2010 ). " 샤피로 시간지연을 이용하여 측정된 2 태양질량의 중성자별 ". 《 네이처 》 467 ( 7319 ) : 1081 - 1083. Bibcode : 2010Natur. 467. 1081D. PMID 20981094. arXiv : 1010. 5788. doi : 10. 1038 / nature09466. ↑ Antoniadis, J ( 2012 ). " 상대론적 밀집 쌍성에서의 무거운 펄서 ". 《 사이언스 》 340 ( 6131 ). Bibcode : 2013Sci... 340.. 448A2010. arXiv : 1304. 6875. doi : 10. 1126 / science. 1233232
Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량
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.