중성자별

Neutron star
다른 용도에 대해서는 중성자별 (동음이의)을 참조하세요 .

중성자 별은 거대한 초거성 별 의 중력 붕괴 핵 입니다 . 이것은 거대한 별 의 초신성 폭발 과 중력 붕괴가 결합되어 핵이 백색 왜성 밀도를 넘어 원자핵 밀도까지 압축되어 발생합니다. 블랙홀 에 이어 두 번째로 작고 밀도가 높은 항성 천체입니다. [ 1 ] 중성자별의 반지름은 약 10km(6마일)이고 질량은 약 1.4  태양 질량 ( M☉ )입니다. [ 2 ] 중성자별로 붕괴되는 별의 총 질량 은 ~입니다 .수소와 헬륨보다 무거운 원소가 특히 풍부한 경우에는 10 및 25  M ☉ 또는 그 이상일 수 있습니다 . [ 3 ]

게 성운 중심부의 중앙 중성자별
빠르게 회전하는 펄사 PSR B1509-58 에서 나오는 복사선은 주변 가스에서 X선 (금색)을 방출하고 나머지 성운을 비추는데 , 여기서는 적외선 (청색과 적색)으로 보입니다.

중성자별은 일단 형성되면 더 이상 열을 발생시키지 않고 시간이 지남에 따라 냉각되지만, 충돌 이나 강착을 통해 더욱 진화할 수 있습니다 . 이러한 천체에 대한 대부분의 기본 모델은 극한의 압력으로 인해 일반 물질에 존재하는 전자 와 양성자가 결합하여 추가적인 중성자를 생성하기 때문에 거의 전적으로 중성자 로 구성되어 있음을 암시합니다. 이러한 별들은 중성자 축퇴압 에 의해 추가적인 붕괴를 부분적으로 막고 있는데 , 이는 백색 왜성이 전자 축퇴압 에 의해 붕괴를 막고 있는 것과 같습니다 . 그러나 이것만으로는 천체를 그 너머까지 지탱하기에 충분하지 않습니다.0.7  M ☉ [ 4 ] [ 5 ] 및 반발 핵력은 점점 더 거대한 중성자별을 지지하는 데 기여합니다. [ 6 ] [ 7 ] 잔여 별의 질량 이 Tolman–Oppenheimer–Volkoff 한계를 초과하는 경우 , 대략2.2~2.9  M☉ 의 질량을 가진 중성자별은 축퇴압과 핵력의 조합으로 인해 중성자별을 지탱하기에 충분하지 않아 붕괴되어 블랙홀을 형성합니다 . 지금까지 발견된 가장 무거운 중성자별인 PSR J0952–0607은2.35 ± 0.17  M ☉ . [ 8 ]

새로 형성된 중성자별은 천만 K 이상의 표면 온도를 가질 수 있습니다. 그러나 중성자별은 핵융합을 통해 새로운 열을 생성하지 않기 때문에 형성된 후에는 불가피하게 식습니다. 결과적으로 주어진 중성자별은 1천 년에서 100만 년 사이에 100만 K의 표면 온도에 도달합니다. [ 9 ] 더 오래되고 더 차가운 중성자별은 여전히 ​​쉽게 발견할 수 있습니다. 예를 들어, 잘 연구된 중성자별 RX J1856.5−3754 의 평균 표면 온도는 약 434,000 K입니다. [ 10 ] 비교를 위해 태양의 유효 표면 온도는 5,780 K입니다. [ 11 ]

중성자별 물질은 놀라울 정도로 밀도가 높습니다 . 중성자별 물질이 들어 있는 일반 크기의 성냥갑 의 무게는 약 30 억 톤으로, 지구 표면에서 0.5세제곱킬로미터 떨어진 지구 덩어리(모서리가 약 800미터인 입방체)의 무게와 같습니다. [ 12 ] [ 13 ]

별의 핵이 붕괴하면서 각운동량 보존 으로 인해 회전 속도가 증가하므로 새로 형성된 중성자별은 일반적으로 초당 최대 수백 번의 속도로 회전합니다. 일부 중성자별은 전자기 복사 빔을 방출하여 펄서로 감지할 수 있으며, 1967년 조슬린 벨 버넬 과 앤터니 휴이시 가 펄서를 발견하면서 중성자별의 존재를 처음으로 관측하여 제안했습니다. 알려진 가장 빠르게 회전하는 중성자별은 PSR J1748−2446ad 로 초당 716회 [ 14 ] [ 15 ] 또는 분당 43,000회의 속도로 회전 하여 표면에서 0.24 c (즉, 빛의 속도 의 거의 4분의 1 )의 선형(접선) 속도를 제공합니다.

우리 은하 에는 약 10억 개의 중성자별이 있는 것으로 생각되며 [ 16 ] , 최소 수억 개는 초신성 폭발을 겪은 별의 수를 추정하여 얻은 수치입니다. [ 17 ] 그러나 이들 중 다수는 오랜 시간 동안 존재했고 상당히 식었습니다. 이러한 별은 전자기 복사를 거의 방출하지 않습니다. 감지된 대부분의 중성자별은 펄서나 이중계의 일부인 경우와 같이 복사를 방출하는 특정 상황에서만 발생합니다. 느리게 회전하고 강착되지 않는 중성자별은 전자기 복사가 없기 때문에 감지하기 어렵습니다. 그러나 허블 우주 망원경이 1990년대에 RX J1856.5−3754를 감지한 이후로 열 복사만 방출하는 것으로 보이는 근처 중성자별 몇 개가 감지되었습니다.

쌍성계의 중성자별은 강착을 겪을 수 있으며, 이때 다량의 X선을 방출합니다 . 이 과정에서 물질이 별 표면에 축적되어 "핫스팟"을 형성하는데, 이 핫스팟은 산발적으로 X선 펄서 계로 식별될 수 있습니다. 또한, 이러한 강착은 오래된 펄서를 "재활용"하여 질량을 얻고 매우 빠르게 회전하게 하여 밀리초 펄서를 형성합니다 . 더욱이, 이러한 쌍성계는 계속 진화 하며, 많은 동반성들이 결국 백색 왜성이나 중성자별과 같은 고밀도 천체가 되지만 , 삭마나 충돌을 통해 동반성이 완전히 파괴될 가능성도 있습니다 .

중성자별 시스템 연구는 중력파 천문학 의 핵심입니다 . 이중 중성자별의 병합은 중력파를 생성하며 킬로노바 및 단기간 감마선 폭발 과 관련될 수 있습니다 . 2017년에 LIGO 와 Virgo 간섭계 사이트에서 이러한 이벤트에서 중력파를 직접 감지한 최초의 사례인 GW170817을 관찰했습니다. [ 18 ] 이전에는 다른 유형의 (병합되지 않은) 이중 중성자 시스템인 헐스-테일러 펄서 의 궤도 붕괴에서 방출되는 중력을 연구하여 중력파에 대한 간접적인 증거가 추론 되었습니다 .

형성

중성자별 형성의 단순화된 표현

초기 질량이 8  M☉ ( 태양 질량의 8배 )보다 큰 주 계열성 은 중성자별이 될 가능성이 있습니다. 별이 주계열에서 벗어나 진화하면서 별의 핵합성은 철이 풍부한 핵 을 생성합니다. 핵의 모든 핵연료가 고갈되면 핵은 축퇴압만으로 지탱되어야 합니다. 껍질 연소로 인한 추가적인 질량 축적으로 핵은 찬드라세카르 한계를 초과하게 됩니다 . 전자 축퇴압이 극복되고 핵은 더욱 붕괴되어 온도가 1000°C 이상으로 상승합니다.5 × 109  K (50억 K). 이 온도에서 광붕괴 ( 고에너지 감마선에 의해 철 원자핵이 알파 입자 로 분해되는 현상) 가 발생합니다. 핵의 온도가 계속 상승함에 따라 전자와 양성자가 결합하여 전자 포획을 통해 중성자를 형성하고, 이로 인해 중성미자가 대량으로 방출됩니다 . 핵 밀도가4 × 10 17  kg/m 3 , 강한 반발력 과 중성자 축퇴 압력이 결합되어 수축이 중단됩니다. [ 19 ] 별의 수축하는 외피는 중성자 생성 시 생성된 중성미자 플럭스에 의해 중단되고 빠르게 바깥쪽으로 튕겨져 나가 초신성을 생성 하고 중성자 별을 남깁니다. 그러나 잔해의 질량이 약 3  M☉ 보다 크면 블랙홀이 됩니다. [ 20 ]

II형 초신성 이나 Ib형 또는 Ic형 초신성 폭발 시 거대한 별의 핵이 압축되어 중성자별로 붕괴되면서 각운동량 의 대부분을 유지합니다 . 모항성 반지름의 극히 일부만 차지하기 때문에(관성 모멘트가 급격히 감소 ) 중성자별은 매우 빠른 회전 속도로 형성되고 매우 긴 시간 동안 속도가 느려집니다. 중성자별의 회전 주기는 약 1.4ms에서 30초 사이인 것으로 알려져 있습니다. 중성자별의 밀도는 또한 매우 높은 표면 중력을 제공하며 , 일반적인 값은 다음과 같습니다 .10 12 에서10 13  m/s 2 (이상)지구의 10 ~11 배 ). [ 21 ] 이러한 엄청난 중력을 측정하는 한 가지 사실은 중성자별의 탈출 속도가 빛의 속도의 절반 이상이라는 사실입니다 . [ 22 ] 중성자별의 중력은 낙하하는 물질을 엄청난 속도로 가속시키고 표면 근처의 조석력은 스파게티화를 일으킬 수 있습니다 . [ 22 ]

속성

상태 방정식

중성자별의 상태 방정식은 현재 알려져 있지 않습니다. 이는 중성자별이 우주에서 두 번째로 밀도가 높은 것으로 알려진 물체이며 블랙홀보다 밀도가 낮기 때문입니다. 극도의 밀도는 실험실에서 지구상의 물질을 복제할 방법이 없다는 것을 의미하며, 이것이 이상 기체와 같은 다른 것들의 상태 방정식을 시험하는 방법입니다. 가장 가까운 중성자별은 수 파섹 떨어져 있으므로 직접 연구할 수 있는 실현 가능한 방법이 없습니다. 중성자별은 축퇴 가스와 유사해야 한다는 것은 알려져 있지만 , 극도의 중력 때문에 (백색 왜성과 같이) 엄격하게 축퇴 가스와 같이 모델링할 수 없습니다. 뉴턴의 중력은 더 이상 그러한 조건에서 충분하지 않기 때문에 중성자 별 상태 방정식에 대해 일반 상대성 이론을 고려해야 합니다 . 양자색역학(QCD) , 초전도성 , 초유체성과 같은 효과 도 고려해야 합니다.

중성자별의 극도로 높은 밀도에서, 일반 물질은 핵 밀도로 압축됩니다. 구체적으로, 물질은 외각의 낮은 밀도에서 전자 바다에 묻힌 원자핵부터, 내각의 중성자가 점점 더 풍부해지는 구조, 외핵의 중성자가 매우 풍부한 균일한 물질, 그리고 내핵의 높은 밀도에서 특이한 물질 상태까지 다양합니다. [ 23 ]

중성자별의 여러 층에 존재하는 물질의 본질과 각 층의 경계에서 발생하는 상전이를 이해하는 것은 기초 물리학의 주요 미해결 문제입니다. 중성자별 상태 방정식은 중성자별의 구조에 대한 정보를 암호화하여 중성자별 내부의 극한 밀도에서 물질이 어떻게 작용하는지 알려줍니다. 중성자별 상태 방정식에 제약 조건을 적용하면 표준 모형 의 강력이 어떻게 작용하는지에 대한 제약 조건이 생겨나 핵물리학 및 원자물리학에 심오한 영향을 미칠 것입니다. 이러한 제약 조건은 중성자별을 기초 물리학을 탐구하는 자연 실험실로 만듭니다.

예를 들어, 중성자별의 핵에서 발견될 수 있는 특이한 상태는 양자역학(QCD) 물질 의 한 유형입니다. 중성자별 중심부의 극한 밀도에서 중성자는 붕괴되어 쿼크의 바다를 형성합니다. 이 물질의 상태 방정식은 양자색역학 법칙의 지배를 받으며 , QCD 물질은 지구상의 어떤 실험실에서도 생산될 수 없기 때문에 현재 이에 대한 지식은 대부분 이론적인 수준에 머물러 있습니다.

상태 방정식의 차이는 관측 가능한 양의 값의 차이로 이어집니다. 상태 방정식은 밀도와 압력만을 직접적으로 연관시키지만, 음속, 질량, 반지름, 러브 수 와 같은 관측 가능한 값도 계산합니다 . 상태 방정식은 미지수이기 때문에 FPS, UU, APR, L, SLy 등 다양한 방정식이 제안되었으며, 활발한 연구 분야입니다. 상태 방정식을 생성할 때 상전이와 같은 다양한 요소를 고려할 수 있습니다.

상태 방정식의 또 다른 측면은 그것이 연성 상태 방정식인지 강성 상태 방정식인지입니다. 이는 특정 에너지 밀도에서 얼마나 많은 압력이 있는지와 관련이 있으며, 종종 상전이와 일치합니다. 물질이 상전이를 겪으려 할 때, 압력은 더 편안한 물질 상태로 전환될 때까지 증가하는 경향이 있습니다. 연성 상태 방정식은 에너지 밀도에 비해 압력이 완만하게 상승하는 반면, 강성 상태 방정식은 압력이 더 급격하게 상승합니다. 중성자별에서 핵물리학자들은 상태 방정식이 강성이어야 하는지 연성이어야 하는지 여전히 시험하고 있으며, 때로는 모델 내의 상전이에 따라 개별 상태 방정식 내에서 변합니다. 이를 이전 거동에 따라 상태 방정식 강성화 또는 연화라고 합니다. 중성자별이 무엇으로 만들어졌는지 알려지지 않았기 때문에 상태 방정식 내에서 물질의 다양한 상을 탐구할 여지가 있습니다.

밀도와 압력

반경 10km의 중성자별(왼쪽 상단 모서리)과 반경 6,000km의 백색 왜성을 비교한 그림입니다. 백색 왜성 의 크기는 지구 와 거의 비슷합니다 .

중성자별의 전체 밀도는 다음과 같습니다.3.7 × 10 17 ~5.9 × 10 17  kg/m 3 (2.6 × 10 14 ~4.1 × 10 14 태양 밀도의 배), [ a ] ​​이는 원자핵의 대략적인 밀도와 비슷합니다.3 × 10 17  kg/m 3 . [ 24 ] 밀도는 깊이에 따라 증가하며 약지각에서 1 × 10 9  kg/m 3 로 추정됨6 × 10 17 또는8 × 10 17  kg/m 3 더 깊은 내부. [ 25 ] 압력은 그에 따라 약에서 증가합니다.내부 지각에서 3.2 × 10 31  Pa (32  Q Pa)중앙은 1.6 × 10 34  Pa . [ 26 ]

중성자별은 너무 밀도가 높아서 그 물질 1티스푼(5 밀리리터 )의 질량은 다음과 같습니다.5.5 × 10 12  kg , 기자의 대피라미드 질량의 약 900배 . [ b ] 중성자별 밀도에서 지구의 전체 질량은 아레시보 망원경 크기와 거의 같은 직경 305m의 구에 들어갈 수 있습니다 .

대중적인 과학 저술에서 중성자별은 때때로 거시적인 원자핵 으로 묘사됩니다 . 실제로 두 상태 모두 핵자 로 구성되어 있으며, 한 자릿수 이내로 유사한 밀도를 공유합니다. 그러나 다른 측면에서는 중성자별과 원자핵은 상당히 다릅니다. 핵은 강한 상호작용 으로 결합되는 반면, 중성자별은 중력 으로 결합됩니다 . 핵의 밀도는 균일한 반면, 중성자별은 다양한 구성과 밀도를 가진 여러 층으로 구성될 것으로 예측 됩니다. [ 27 ]

현재 제약 사항

중성자별의 상태 방정식은 질량-반경 관계의 차이와 같은 서로 다른 관측값을 초래하기 때문에 상태 방정식에는 많은 천문학적 제약이 있습니다. 이러한 제약은 주로 중력파 관측소 인 LIGO [ 28 ] 와 X선 망원경인 NICER [ 29 ] 에서 비롯됩니다.

NICER는 쌍성계 내 펄서 관측을 통해 펄서의 질량과 반지름을 추정할 수 있으며, 이를 통해 중성자별의 상태 방정식을 제한할 수 있습니다. 2021년 펄서 PSR J0740+6620을 측정한 결과 , 태양 질량 1.4배인 중성자별의 반지름을 다음과 같이 제한할 수 있었습니다.12시 33분+0.76
−0.895% 신뢰도로 km. [ 30 ] 이러한 질량-반경 제약 조건은 키랄 유효장 이론 계산과 결합되어 중성자별 상태 방정식에 대한 제약 조건을 강화합니다. [ 23 ]

LIGO 중력파 검출의 상태 방정식 제약은 핵 및 원자 물리학 연구자로부터 시작되어, 이들은 이론적인 상태 방정식(예: FPS, UU, APR, L, SLy 등)을 제안하기 위해 노력합니다. 제안된 상태 방정식은 이진 중성자별 합병 시뮬레이션을 실행하는 천체물리학 연구자에게 전달될 수 있습니다. 이러한 시뮬레이션을 통해 연구자는 중력 파형을 추출하여 이진 중성자별 합병에서 방출되는 중력파와 상태 방정식 간의 관계를 연구할 수 있습니다. 이러한 관계를 사용하면 이진 중성자별 합병에서 발생하는 중력파가 관측될 때 중성자별 상태 방정식을 제약할 수 있습니다. 이진 중성자별 합병에 대한 과거 수치 상대성 이론 시뮬레이션에서 상태 방정식과 LIGO 검출 에 적용할 수 있는 중력파 신호의 주파수 의존 피크 간의 관계가 발견되었습니다 . [ 31 ] 예를 들어, LIGO가 이중 중성자별 합병 GW170817을 감지함으로써 두 중성자별의 조석 변형성에 제한이 생겨 허용 상태 방정식 계열이 극적으로 감소했습니다. [ 32 ] Cosmic Explorer 와 같은 차세대 감지기를 사용한 미래의 중력파 신호는 추가적인 제약을 가할 수 있습니다. [ 33 ]

핵물리학자들이 상태 방정식의 가능성을 이해하려고 할 때 이러한 제약 조건과 비교하여 이러한 질량과 반경의 중성자별을 예측하는지 확인하는 것이 좋습니다. [ 34 ] 유체역학을 통해 상태 방정식을 음속으로 제한하는 최근 연구도 있습니다. [ 35 ]

톨만-오펜하이머-볼코프 방정식

톨만 -오펜하이머-볼코프(TOV) 방정식은 중성자별을 설명하는 데 사용할 수 있습니다. 이 방정식은 일반 상대성 이론에서 구면 대칭이며 시불변인 계량에 대한 아인슈타인 방정식의 해입니다. 주어진 상태 방정식을 풀면 질량과 반지름과 같은 관측값을 얻게 됩니다. 주어진 상태 방정식에 대해 TOV 방정식을 수치적으로 풀어 질량-반지름 관계 및 해당 상태 방정식의 다른 관측값을 구하는 많은 코드가 있습니다.

다음 미분 방정식은 중성자별 관측값을 구하기 위해 수치적으로 풀 수 있습니다. [ 36 ]

{\displaystyle {\frac {dp}{dr}}=-{\frac {G\epsilon (r)M(r)}{c^{2}r^{2}}}\left(1+{\frac {p(r)}{\epsilon (r)}}\right)\left(1+{\frac {4\pi r^{3}p(r)}{M(r)c^{2}}}\right)\left(1-{\frac {2GM(r)}{c^{2}r}}\right)} {\displaystyle {\frac {dM}{dr}}={\frac {4\pi }{c^{2}}}r^{2}\epsilon (r)}

어디 {\displaystyle G} 중력상수입니다 {\displaystyle p(r)} 압력이에요, {\displaystyle \epsilon (r)} 는 에너지 밀도(상태 방정식에서 발견됨)이고 {\displaystyle c} 빛의 속도입니다.

질량-반경 관계

TOV 방정식과 상태 방정식을 사용하면 질량-반지름 곡선을 구할 수 있습니다. 정확한 상태 방정식을 얻으려면 존재할 수 있는 모든 중성자별이 그 곡선을 따라 있어야 한다는 생각입니다. 이는 천문 관측을 통해 상태 방정식을 제한할 수 있는 방법 중 하나입니다. 이러한 곡선을 만들려면 서로 다른 중심 밀도에 대해 TOV 방정식을 풀어야 합니다. 각 중심 밀도에 대해, 압력이 0, 즉 별의 바깥쪽이 될 때까지 질량 및 압력 방정식을 수치적으로 풉니다. 각 해는 해당 중심 밀도에 해당하는 질량과 반지름을 제공합니다.

질량-반경 곡선은 주어진 상태 방정식에서 최대 질량을 결정합니다. 대부분의 질량-반경 곡선에서 각 반경은 고유한 질량 값에 해당합니다. 특정 지점에서 곡선은 최대값에 도달했다가 다시 감소하기 시작하여 다른 반경에 대해 반복적인 질량 값을 나타냅니다. 이 최대점을 최대 질량이라고 합니다. 이 질량을 초과하면 별은 더 이상 안정되지 않습니다. 즉, 중력에 저항할 수 없게 되어 블랙홀로 붕괴됩니다. 각 상태 방정식은 서로 다른 질량-반경 곡선을 나타내므로, 고유한 최대 질량 값도 나타납니다. 상태 방정식이 미지수인 한 최대 질량 값은 알 수 없습니다.

이는 상태 방정식을 제한하는 데 있어 매우 중요합니다. 오펜하이머와 볼코프는 TOV 방정식을 사용하여 축퇴 기체 상태 방정식을 사용하여 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 도출했는데 , TOV 방정식의 질량은 약 0.7 태양 질량이었습니다. 관측된 중성자별은 그보다 더 무겁기 때문에, 그 최대 질량은 제외되었습니다. 가장 최근에 관측된 거대한 중성자별은 PSR J0952-0607 로,2.35 ± 0.17 태양 질량. 그보다 작은 질량을 가진 상태 방정식은 그 별을 예측할 수 없으므로 정확할 가능성이 훨씬 낮습니다.

중성자별의 최대 질량과 관련된 이 천체물리학 분야에서 흥미로운 현상은 "질량 간격"이라고 불리는 것입니다. 질량 간격은 약 2~5 태양질량 사이의 질량 범위를 나타내며, 이 범위 내에서 밀집 천체가 거의 관찰되지 않았습니다. 이 범위는 현재 추정되는 중성자별의 최대 질량(약 2 태양질량)과 블랙홀의 최소 질량(약 5 태양질량)을 기반으로 합니다. [ 37 ] 최근 중력파 검출을 통해 이 질량 간격에 속하는 천체들이 발견되었습니다. 중성자별의 실제 최대 질량을 알 수 있다면, 해당 질량 범위의 밀집 천체를 중성자별 또는 블랙홀로 분류하는 데 도움이 될 것입니다.

아이러브큐 관계

중성자별에는 상태 방정식에 의존하지만 천문학적으로 관측할 수 있는 세 가지 특성이 더 있습니다. 바로 관성 모멘트 , 사극자 모멘트 , 그리고 러브 수입니다 . 중성자별의 관성 모멘트는 별이 고정된 회전 운동량으로 얼마나 빨리 회전할 수 있는지를 나타냅니다. 중성자별의 사극자 모멘트는 별이 구형에서 얼마나 변형되었는지를 나타냅니다. 중성자별의 러브 수는 조석력 으로 인해 별이 변형되기 쉬운 정도를 나타내는데 , 이는 일반적으로 쌍성계에서 중요합니다.

이러한 속성은 별의 재료와 따라서 상태 방정식에 따라 달라지지만, 이 세 가지 양 사이에는 상태 방정식과 무관한 관계가 있습니다. 이 관계는 느리고 균일하게 회전하는 별을 가정하고 일반 상대성 이론을 사용하여 관계를 도출합니다. 이 관계는 상태 방정식과 무관하므로 상태 방정식에 제약 조건을 추가할 수는 없지만 다른 용도로 사용할 수 있습니다. 특정 중성자별에 대해 이 세 가지 양 중 하나를 측정할 수 있다면 이 관계를 사용하여 다른 두 가지를 찾을 수 있습니다. 또한, 이 관계는 중력파 검출기가 사극자 모멘트와 스핀을 검출할 때 나타나는 퇴화를 해소하여 특정 신뢰 수준 내에서 평균 스핀을 결정할 수 있도록 합니다. [ 38 ]

온도

새로 형성된 중성자별 내부의 온도는 약10 11 에서10 12  켈빈 . [ 25 ] 그러나 방출되는 엄청난 수의 중성미자는 너무 많은 에너지를 소모하기 때문에 고립된 중성자별의 온도는 몇 년 내에 약 1000도까지 떨어집니다.10 6  켈빈 . [ 25 ] 이 낮은 온도에서 중성자별에서 생성되는 대부분의 빛은 X선입니다.

일부 연구자들은 로마 숫자 (비퇴화성 별에 대한 Yerkes 광도 클래스 와 혼동하지 말 것 )를 사용하여 중성자별을 질량과 냉각 속도에 따라 분류하는 중성자별 분류 시스템을 제안했습니다. 낮은 질량과 냉각 속도를 가진 중성자별의 경우 I형, 더 높은 질량과 냉각 속도를 가진 중성자별의 경우 II형, 그리고 2 M  ☉ 에 가까운 더 높은 질량 과 더 높은 냉각 속도를 가지고 이국적인 별 의 후보가 될 수 있는 중성자별의 경우 제안된 III형이 있습니다 . [ 39 ]

자기장

중성자별 표면의 자기장 강도는 약 ~입니다. 10 4 ~10 11  테슬라 (T). [ 40 ] 이는 다른 어떤 물체보다 훨씬 더 높은 자릿수입니다. 비교를 위해 실험실에서 16 T의 연속 자기장을 얻었으며, 이는 반자성체 부상 으로 살아있는 개구리를 부상시키기에 충분합니다 . 자기장 세기의 변화는 스펙트럼으로 다양한 유형의 중성자별을 구별할 수 있게 하는 주요 요인일 가능성이 높으며, 펄서의 주기성을 설명합니다. [ 40 ]

마그네타로 알려진 중성자 별은 가장 강력한 자기장을 가지고 있습니다.10 8 에서10 11  T , [ 41 ] 및 중성자별 유형 소프트 감마 반복기 (SGR) [ 42 ] 및 변칙 X선 펄서 (AXP) [ 43 ] 에 대한 널리 받아 들여진 가설이 되었습니다 .10⁻⁻  T의 자기장 은 일반 물질의 질량-에너지 밀도를 크게 초과하는 극한의 자기장입니다 . [ c ] 이 강도의 자기장은 진공을 복굴절 상태로 만들 정도로 분극시킬 수 있습니다 . 광자는 두 개로 합쳐지거나 분리될 수 있으며, 가상의 입자-반입자 쌍이 생성됩니다. 이 자기장은 전자 에너지 준위를 변화시키고 원자는 얇은 원통형으로 압축됩니다. 일반 펄서와 달리 마그네타의 스핀다운은 자기장에 의해 직접 구동될 수 있으며, 자기장은 지각에 균열 지점까지 응력을 가할 만큼 강합니다. 지각 균열은 성진을 유발하며 , 이는 매우 밝은 밀리초 단위의 경질 감마선 폭발로 관측됩니다. 불덩어리는 자기장에 갇히고 별이 회전할 때 시야에 들어오고 사라지는데, 이는 5~8초 주기의 주기적인 연감마 반복기(SGR) 방출로 관측되며, 이 방출은 몇 분 동안 지속됩니다. [ 45 ]

강한 자기장의 기원은 아직 불분명합니다. [ 40 ] 한 가지 가설은 "자속 동결", 즉 중성자별 형성 과정에서 원래 자기 플럭스가 보존되었다는 것입니다. [ 40 ] 물체가 표면적에 특정 자기 플럭스를 가지고 있고 그 면적이 더 작아지지만 자기 플럭스가 보존된다면, 자기장은 그에 따라 증가할 것입니다. 마찬가지로, 붕괴하는 별은 결과적으로 중성자별보다 훨씬 더 넓은 표면적을 가지게 되며, 자기 플럭스가 보존되면 훨씬 더 강한 자기장이 생성됩니다. 그러나 이러한 간단한 설명은 중성자별의 자기장 세기를 완전히 설명하지 못합니다. [ 40 ]

중력

또한 참조: Tolman–Oppenheimer–Volkoff 방정식 및 백색 왜성 § 질량-반경 관계
중성자별에서의 중력에 의한 빛의 굴절. 상대론적 빛의 굴절로 인해 표면의 절반 이상이 보입니다(각 격자 패치는 30도 x 30도를 나타냄). [ 46 ] 자연 단위 로 이 별의 질량은 1이고 반지름은 4, 즉 슈바르츠실트 반지름 의 두 배입니다 . [ 46 ]

중성자별 표면의 중력장은 약지구보다 약 2 × 10 11 배 더 강함2.0 × 10 12  m/s 2 . [ 47 ] 이렇게 강한 중력장은 중력 렌즈 역할을 하여 중성자별에서 방출되는 복사선을 휘게 하여 일반적으로 보이지 않는 후면의 일부가 보이게 됩니다. [ 46 ] 중성자별의 반지름이 3 GM / c 2 이하이면 광자가 궤도에 갇혀서 별의 반지름 1만큼 떨어진 곳에서 중성자별의 전체 표면이 보이게 되고, 별의 반지름 1만큼 떨어진 곳에서 광자 궤도가 불안정해질 수 있습니다.

중성자별을 형성하기 위해 붕괴하는 별의 질량 일부는 초신성 폭발 시 방출됩니다(질량-에너지 등가 법칙, E = mc² ) . 이 에너지는 중성자별의 중력 결합 에너지 에서 나옵니다 .

따라서 일반적인 중성자별의 중력은 엄청납니다. 만약 물체가 1미터 높이에서 반경 12킬로미터의 중성자별 위로 떨어진다면, 그 속도는 초속 약 1,400킬로미터가 될 것입니다. [ 48 ] 그러나 충돌 전에도 조석력은 스파게티화를 일으켜 모든 종류의 평범한 물체를 물질의 흐름으로 분해할 것입니다.

엄청난 중력 때문에 중성자별과 지구 사이의 시간 지연은 매우 중요합니다. 예를 들어, 중성자별 표면에서는 8년이 흐를 수 있지만, 지구에서는 별의 매우 빠른 자전으로 인한 시간 지연 효과를 제외하더라도 10년이 흐를 것입니다. [ 49 ]

중성자별 상대론적 상태 방정식은 다양한 모델에 대한 반경 대 질량의 관계를 설명합니다. [ 50 ] 주어진 중성자별 질량에 대해 가장 가능성 있는 반경은 모델 AP4(가장 작은 반경)와 MS2(가장 큰 반경)로 괄호 안에 표시됩니다. E B 는 반지름 R 미터인 관측된 중성자별 중력 질량 M 킬로그램 에 해당하는 중력 결합 에너지 질량의 비율입니다 . [ 51 ] {\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}} {\displaystyle \beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}}현재 값이 주어지면

  • {\displaystyle G=6.67408\times 10^{-11}\,{\text{m}}^{3}{\text{kg}}^{-1}{\text{s}}^{-2}}[ 52 ]
  • {\displaystyle c=2.99792458\times 10^{8}\,{\text{m}}/{\text{s}}}[ 52 ]
  • {\displaystyle M_{\odot }=1.98855\times 10^{30}\,{\text{kg}}}

그리고 별 질량 "M"은 일반적으로 태양 질량의 배수로 보고됩니다. {\displaystyle M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}}그러면 중성자별의 상대론적 분수 결합 에너지는 다음과 같습니다. {\displaystyle E_{\text{B}}={\frac {886.0\,M_{x}}{R_{\left[{\text{in meters}}\right]}-738.3\,M_{x}}}}

2  M ☉ 중성자별은 반경 10,970m(AP4 모델)보다 더 조밀하지 않습니다. 따라서 질량 분율 중력 결합 에너지는 0.187, -18.7%(발열)가 됩니다. 이는 0.6/2 = 0.3, -30%에 가깝지 않습니다.

구조

중성자별의 단면도. 밀도는 핵자들이 서로 접촉하기 시작하는 포화 핵물질 밀도인 ρ 0 를 기준으로 합니다.

중성자별 구조에 대한 현재 이해는 기존의 수학적 모델에 의해 정의되지만, 중성자별 진동 연구를 통해 일부 세부 사항을 추론하는 것이 가능할 수 있습니다 . 일반 별에 적용되는 연구 인 성진학은 관측된 별 진동 스펙트럼을 분석하여 중성자별의 내부 구조를 밝힐 수 있습니다 . [ 21 ]

현재 모델은 중성자별 표면의 물질이 일반 원자핵이 고체 격자로 뭉쳐져 있고 그 사이로 전자 바다가 흐른다는 것을 나타냅니다. 철의 핵 자당 결합 에너지가 높기 때문에 표면의 핵이 철일 가능성이 있습니다. [ 53 ] 철과 같은 무거운 원소는 표면 아래로 가라앉아 헬륨 과 수소 와 같은 가벼운 핵만 남을 수도 있습니다 . [ 53 ] 표면 온도가10 6  켈빈 (젊은 펄사의 경우처럼)의 경우 표면은 더 차가운 중성자별(온도 < )에 존재할 수 있는 고체 상태 대신 유체여야 합니다.10 6  켈빈 ). [ 53 ]

중성자별의 "대기"는 최대 수 마이크로미터 두께로 추정되며, 대기의 역학은 중성자별의 자기장에 의해 완전히 제어됩니다. 대기 아래에는 단단한 "지각"이 있습니다. 이 지각은 극한의 중력장 때문에 매우 단단하고 매끄럽습니다(최대 표면 불규칙도는 밀리미터 이하). [ 54 ] [ 55 ]

안쪽으로 들어가면서 중성자 수가 점점 증가하는 원자핵을 만나게 됩니다. 이러한 원자핵은 지구에서는 빠르게 붕괴하지만, 엄청난 압력으로 인해 안정을 유지합니다. 이 과정이 깊이가 깊어질수록 중성자 방울이 엄청나게 늘어나 자유 중성자 농도가 급격히 증가합니다.

초거성 에서 초신성 폭발이 일어나면 그 잔해에서 중성자별이 탄생합니다. 중성자별은 대부분 중성자 (중성 입자)로 구성되며, 양성자 (양전하를 띤 입자)와 전자 (음전하를 띤 입자) 를 소량 포함하고 핵도 포함합니다. 중성자별의 극한 밀도에서는 많은 중성자가 자유 중성자입니다. 즉, 원자핵에 속박되지 않고 별의 고밀도 물질 내에서, 특히 별의 가장 밀도가 높은 영역인 내부 지각과 핵에서 자유롭게 움직입니다. 별의 수명 동안 밀도가 증가함에 따라 전자의 에너지도 증가하여 더 많은 중성자를 생성합니다. [ 56 ]

중성자별에서 중성자 드립은 핵이 중성자를 너무 많이 함유하게 되어 더 이상 중성자를 보유할 수 없게 되는 전이점이며, 이로 인해 자유 중성자 바다가 형성됩니다. 중성자 드립 후 형성되는 중성자 바다는 추가적인 압력 지지력을 제공하여 별의 구조적 무결성을 유지하고 중력 붕괴를 방지하는 데 도움이 됩니다. 중성자 드립은 중성자별의 내부 껍질 내에서 발생하며, 핵이 더 이상 중성자를 보유할 수 없을 정도로 밀도가 높아질 때 시작됩니다. [ 57 ]

중성자 드립이 시작될 때, 별 내부의 압력은 중성자, 전자, 그리고 전체 압력이 거의 같습니다. 중성자별의 밀도가 증가함에 따라 원자핵이 붕괴되고, 별의 중성자 압력이 지배적인 상태가 됩니다. 밀도가 원자핵이 서로 닿고 합쳐지는 지점에 도달하면, 전자와 양성자가 약간 섞인 중성자 유체가 형성됩니다. 이러한 전이는 중성자 드립을 나타내며, 중성자별의 지배적인 압력이 축퇴된 전자에서 중성자로 이동합니다.

밀도가 매우 높으면 중성자 압력이 별을 지탱하는 주요 압력이 되는데, 중성자는 비상대론적(빛의 속도보다 느리게 움직임)이며 극도로 압축되어 있습니다. 그러나 밀도가 매우 높으면 중성자는 상대론적 속도(빛의 속도에 가까운)로 움직이기 시작합니다. 이러한 빠른 속도는 별의 전반적인 압력을 크게 증가시켜 별의 평형 상태를 변화시키고, 잠재적으로 특이한 물질 상태를 형성하게 할 수 있습니다.

그 영역에는 핵, 자유 전자, 그리고 자유 중성자가 있습니다. 핵은 점점 작아지다가(중력과 압력이 강력을 압도함 ) 결국 핵에 도달합니다. 핵은 정의상 대부분 중성자가 존재하는 지점입니다. 내부 지각에서 예상되는 핵 물질의 상 계층 구조는 " 핵 파스타 "로 특징지어지며, 압력이 높아질수록 공극이 적고 구조가 커집니다. [ 58 ] 핵의 초고밀도 물질의 구성은 여전히 ​​불확실합니다. 한 모델은 핵을 초 유체 중성자-축퇴 물질 (대부분 중성자, 양성자와 전자 일부 포함)로 설명합니다. 축퇴된 기묘 물질 ( 상하 쿼크 외에 기묘 쿼크 포함 ) , 중성자 외에 고 에너지 파이온과 카온을 포함하는 물질 [ 21 ] 또는 초 고밀도 쿼크 -축퇴 물질을 포함하여 더욱 특이한 형태의 물질이 가능합니다 .

방사

회전하는 펄서의 애니메이션. 가운데 구는 중성자별을, 곡선은 자기장선을, 튀어나온 원뿔은 방출 영역을 나타냅니다.

펄사

주요 기사: 펄사

중성자별은 전자기파를 통해 관측됩니다 . 중성자별은 일반적으로 전파 와 기타 전자기파를 펄스 형태 로 관측되며, 펄스 형태로 관측되는 중성자별은 펄서라고 합니다.

펄사의 복사는 자기 극 근처에서 입자가 가속되어 발생하는 것으로 생각되며 , 자기 극은 중성자별의 회전축 과 일치할 필요가 없습니다 . 자기 극 근처에 큰 정전기장이 형성되어 전자 방출이 발생하는 것으로 생각됩니다 . [ 59 ] 이러한 전자는 자기장 선을 따라 자기적으로 가속되어 곡률 복사가 발생하고 , 복사는 곡률 평면 쪽으로 강하게 편광 됩니다. [ 59 ] 또한 고에너지 광자는 저에너지 광자 및 자기장과 상호 작용하여 전자-양전자 쌍을 생성 할 수 있으며 , 이는 전자-양전자 소멸을 통해 더 많은 고에너지 광자를 생성합니다. [ 59 ]

중성자별의 자기극에서 나오는 방사선은 중성자별의 자기권을 참조하여 자기권 방사선 으로 설명할 수 있습니다. [ 60 ] 이것은 자기 축이 회전축과 정렬되지 않아 방출되는 자기 쌍극자 방사선과 혼동되어서는 안 되며 , 중성자별의 회전 주파수와 동일한 방사선 주파수를 갖습니다. [ 59 ]

중성자별의 회전축이 자기축과 다르다면, 외부 관측자는 중성자별 회전 중 자기축이 자신을 향할 때만 이러한 방사선 빔을 볼 수 있습니다. 따라서 중성자 별의 회전 속도와 동일한 주기적인 펄스가 관측됩니다.

2022년 5월 천문학자들은 알려진 중성자별과는 다른 스핀 특성을 지닌 초장주기 전파 방출 중성자별 PSR J0901-4046을 보고했습니다. [ 61 ] 전파 방출이 어떻게 생성되는지는 불분명하며 펄서가 진화하는 방식에 대한 현재의 이해에 도전합니다. [ 62 ]

비맥동 중성자별

펄사 외에도 맥동하지 않는 중성자별도 식별되었지만 광도에 약간의 주기적 변화가 있을 수 있습니다. [ 63 ] [ 64 ] 이것은 초신성 잔해 (SNR의 CCO) 에 있는 중앙 밀집 천체 로 알려진 X선원의 특성인 것으로 보이며 , 이는 젊고 전파가 조용한 고립된 중성자별로 생각됩니다. [ 63 ]

스펙트럼

전파 방출 외에도 중성자별은 전자기 스펙트럼 의 다른 부분에서도 확인되었습니다 . 여기에는 가시광선 , 근적외선, 자외선, X선 및 감마선이 포함됩니다. [60] X선에서 관찰된 펄서는 강착으로 구동되는 경우 X선 펄서로 알려져 있으며 가시광선에서 식별된 펄서는 광학 펄서로 알려져 있습니다. 광학 , X 선 및 감마선 에서 식별 된 것을 포함 하여 감지 된 대부분 의 중성자별은 전파도 방출합니다. [ 65 ] 게 펄서는 스펙트럼 전체에 걸쳐 전자기 방출을 생성합니다. [ 65 ] 그러나 전파 방출이 감지되지 않은 전파 조용한 중성자별 이라고 하는 중성자별이 있습니다 . [ 66 ]

회전

중성자별은 각운동량 보존 법칙에 따라 생성 후 매우 빠르게 회전합니다. 마치 회전하는 아이스 스케이터가 팔을 모으는 것처럼, 원래 별의 핵이 수축하면서 느리게 회전하는 속도가 빨라집니다. 새로 태어난 중성자별은 초당 여러 번 회전할 수 있습니다.

스핀 다운

알려진 회전 동력 펄사 (빨간색), 변칙적인 X선 펄사(녹색), 고에너지 방출 펄사(파란색) 및 이중 펄사 (분홍색) 에 대한 P – P- 점 다이어그램

시간이 지남에 따라 중성자별은 회전하는 자기장이 회전과 관련된 에너지를 방출하기 때문에 속도가 느려집니다. 오래된 중성자별은 한 바퀴 도는 데 몇 초가 걸릴 수 있습니다. 이를 스핀 다운 이라고 합니다 . 중성자별의 회전 속도가 느려지는 속도는 일반적으로 일정하며 매우 작습니다.

주기 시간 ( P )은 회전 주기 , 즉 중성자별이 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간입니다. 스핀 감소율, 즉 회전 속도가 느려지는 속도는 기호로 표시됩니다. {\displaystyle {\dot {P}}}( P -dot), 시간에 대한 P 의 미분 입니다. 이는 단위 시간당 주기적 시간 증가로 정의됩니다. 무차원 양 이지만 s⋅s -1 (초당 초) 단위로 주어질 수 있습니다 . [ 59 ]

중성자별의 스핀 다운 속도( P -dot)는 일반적으로 다음 범위 내에 있습니다.10 −22 ~10−9s⋅s −1 , 관측 가능한 주기가 더 짧은(또는 회전 속도 가 더 빠른) 중성자별은 일반적으로 P- 점(P-dot)이 더 작습니다. 중성자별이 노화됨에 따라 회전 속도가 느려지고( P- dot  이 증가함에 따라), 결국 회전 속도가 너무 느려져 전파 방출 메커니즘에 동력을 공급할 수 없게 되어 중성자별의 전파 방출을 더 이상 감지할 수 없게 됩니다. [ 59 ]

P 및 P -dot을 사용하면 중성자별의 최소 자기장을 추정할 수 있습니다. [ 59 ] P 및 P -dot은 펄사의 특성 연령을 계산하는 데에도 사용할 수 있지만 어린 펄사에 적용하면 실제 연령보다 다소 큰 추정치를 제공합니다. [ 59 ]

P 및 P -dot은 중성자별의 관성 모멘트 와 결합하여 스핀 다운 광도 라는 양을 추정할 수도 있습니다 . 이 양은 기호로 주어집니다. {\displaystyle {\dot {E}}}( E -dot). 측정된 광도가 아니라 계산된 회전 에너지 손실률이 복사로 나타납니다. 스핀 다운 광도가 실제 광도와 비슷한 중성자별의 경우 , 중성자별은 " 회전에 의해 구동된다 "고 합니다. [ 59 ] [ 60 ] 게 펄서 의 관측된 광도는 스핀 다운 광도와 비슷하여 회전 운동 에너지가 복사에 동력을 제공한다는 모델을 뒷받침합니다. [ 59 ] 마그네타와 같은 중성자별의 경우, 실제 광도가 스핀 다운 광도보다 약 100배 높으므로, 광도는 회전에 의해 구동되는 것이 아니라 자기 소산에 의해 구동된다고 가정합니다. [ 67 ]

중성자별의 P 와 P- 점도를 이용하여 P - P- 점도 를 그릴 수도 있습니다 . 이 도표는 펄서 개체군과 그 특성에 대한 엄청난 양의 정보를 담고 있으며, 중성자별에 대한 중요성 측면에서 헤르츠스프룽-러셀 도표 와 유사합니다. [ 59 ]

스핀업

자기축을 통해 X선을 분출하는 강착원반을 가진 중성자별을 묘사한 컴퓨터 시뮬레이션
주요 기사: 중성자별 스핀업

중성자별의 회전 속도는 스핀 업(spin up)이라고 알려진 과정으로 증가할 수 있습니다. 때때로 중성자별은 동반성으로부터 공전하는 물질을 흡수하여 회전 속도를 높이고 중성자별을 편구체 로 변형시킵니다 . 이로 인해 밀리초 펄서의 경우 중성자별의 회전 속도가 초당 100회 이상 증가합니다.

현재 알려진 가장 빠르게 회전하는 중성자별인 PSR J1748-2446ad 는 초당 716회전합니다. [ 68 ] 2007년 논문에서는 중성자별 XTE J1739-285 에서 1122Hz 의 X선 버스트 진동을 감지했다고 보고했으며  [ 69 ] 이는 초당 1122회전을 시사합니다. 그러나 현재까지 이 신호는 단 한 번만 관측되었으며 해당 별에서 또 다른 버스트 가 관측될 때까지는 잠정적인 것으로 간주해야 합니다.

글리치와 스타퀘이크

NASA 예술가가 구상한 " 별진 " 또는 "별진"

때때로 중성자별은 회전 속도 또는 스핀이 갑자기 약간 증가하는 글리치를 겪습니다. [ 70 ] 글리치는 성진 의 효과로 여겨집니다 . 중성자별의 회전이 느려지면서 모양이 구형에 가까워집니다. "중성자" 지각의 강성으로 인해 지각이 파열될 때 이러한 현상이 불연속적인 사건으로 발생하여 지진과 유사한 성진이 발생합니다. 성진 후 별의 적도 반경은 더 작아지고 각운동량이 보존되기 때문에 회전 속도가 증가합니다.

자기성 에서 발생하는 별진은 그로 인한 결함을 수반하며, 이는 소프트 감마 반복기로 알려진 감마선 소스에 대한 주요 가설입니다. [ 42 ]

그러나 최근 연구에 따르면 별진은 중성자별 글리치에 충분한 에너지를 방출하지 않는 것으로 나타났습니다. 대신 글리치는 중성자별의 이론적 초유체 코어에서 소용돌이가 한 준안정 에너지 상태에서 더 낮은 준안정 에너지 상태로 전환되면서 회전 속도 증가로 나타나는 에너지가 방출되어 발생할 수 있다는 제안이 있었습니다. [ 71 ] [ 70 ]

안티 글리치

영어: 중성자별의 회전 속도 또는 스핀 다운의 갑작스러운 작은 감소인 안티글리치도 보고되었습니다. [ 72 ] [ 73 ] 마그네타 1E 2259+586 에서 발생했으며 , 한 경우 X선 광도가 20배 증가하고 스핀 다운 속도가 크게 변했습니다. 현재 중성자별 모델은 이러한 동작을 예측하지 않습니다. 원인이 내부에 있다면 이는 마그네타 내부 구조의 고체 외피와 초유체 구성 요소의 차등 회전을 시사합니다. [ 72 ] [ 70 ]

인구와 거리

현재 우리 은하 와 마젤란 은하 에는 약 3,200개의 중성자별이 알려져 있으며 , 이들 대부분은 전파 펄서로 관측되었습니다. 중성자별은 대부분 우리 은하 원반을 따라 집중되어 있지만, 초신성 폭발 과정에서 새로 형성된 중성자별에 높은 이동 속도(초당 400km)를 부여할 수 있기 때문에 원반에 수직으로 넓게 분포되어 있습니다.

가장 가까운 것으로 알려진 중성자별 중 일부는 지구에서 약 400 광년 떨어진 RX J1856.5−3754와 약 424광년 떨어진 PSR J0108−1431 입니다. [ 74 ] RX J1856.5-3754는 웅장한 7인(The Magnificent Seven) 이라고 불리는 중성자별의 가까운 그룹에 속합니다 .작은곰자리 배경을 통과하는 것으로 감지된 또 다른 근처 중성자별은 1960년 영화 웅장한 7인 에 나오는 악당의 이름을 따서 캐나다와 미국의 발견자들에 의해 칼베라(Calvera) 라는 별명이 붙었습니다.이 빠르게 움직이는 물체는 ROSAT Bright Source Catalog를 사용하여 발견했습니다 .

중성자별은 현대 기술로는 생애 초기(거의 항상 100만 년 미만)에만 관측이 가능하며, 다른 별에 미치는 흑체 복사 와 중력 효과를 통해서만 관측이 가능한 오래된 중성자별에 비해 수가 훨씬 적습니다.

이진 중성자별 시스템

Circinus X-1 : 이중 중성자별에서 나오는 X선 빛 고리(2015년 6월 24일; 찬드라 X선 관측소 )

알려진 모든 중성자별의 약 5%는 이중성계 의 구성원입니다 . 이중 중성자별 [ 75 ] 과 이중 중성자별 [ 76 ] 의 형성과 진화는 복잡한 과정일 수 있습니다. 중성자별은 일반적인 주계열성 , 적색 거성 , 백색 왜성 또는 다른 중성자 별이 있는 이중성계에서 관찰되었습니다 . 현대 이중성 진화 이론에 따르면 중성자별은 블랙홀 동반성이 있는 이중성계에도 존재할 것으로 예상됩니다. 두 개의 중성자별, 즉 중성자별과 블랙홀이 포함된 이중성계의 합병은 중력파 방출을 통해 관찰되었습니다 . [ 77 ] [ 78 ]

X선 바이너리

주요 문서: X선 바이너리

중성자별을 포함하는 이중성계는 종종 X선을 방출하는데, 이는 중성자별 표면으로 뜨거운 가스가 떨어질 때 방출됩니다. 이 가스의 근원은 동반성이며, 두 별이 충분히 가까우면 중성자별의 중력에 의해 외층이 벗겨질 수 있습니다. 중성자별이 이 가스를 강착시키면 질량이 증가할 수 있습니다. 충분한 질량이 강착되면 중성자별은 블랙홀로 붕괴될 수 있습니다. [ 79 ]

중성자별 이진 합병 및 핵합성

주요 기사: 중성자별 합병
중성자별 합병 컴퓨터 시뮬레이션에서 촬영한 네 장의 스냅샷. 왼쪽 위부터 시계 방향으로:
  1. 두 중성자별이 첫 접촉을 합니다.
  2. 엄청난 조석력이 중성자별의 바깥층을 파괴하기 시작합니다.
  3. 중성자별은 완전히 조석적으로 파괴됩니다.
  4. 강착원반에 둘러싸인 블랙홀이 형성됩니다.

가까운 이중성계에서 두 중성자별 사이의 거리는 중력파가 방출됨에 따라 줄어드는 것으로 관찰되었습니다. [ 80 ] 궁극적으로 중성자별은 접촉하여 합쳐집니다. 이중 중성자별의 합체는 단시간 감마선 폭발 의 기원에 대한 주요 모델 중 하나입니다.이 모델에 대한 강력한 증거는 단시간 감마선 폭발 GRB 130603B와 관련된 킬로노바 관측에서 나왔고 [ 81 ] LIGO , Virgo 및 이벤트를 관측하는 전자기 스펙트럼을 포함하는 70개 관측소 에서 중력파 GW170817 과 단시간 GRB 170817A 를 감지하여 최종적으로 확인되었습니다 . [ 82 ] [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] 킬로노바에서 방출된 빛은 두 중성자별의 합병에서 방출된 물질의 방사성 붕괴에서 나온 것으로 여겨집니다. 합병은 순간적으로 r- 과정이 발생할 수 있는 극한의 중성자 플럭스 환경을 생성합니다 . 이는 초신성 핵합성 과 대조적으로 철 이외의 화학 원소 의 약 절반의 동위 원소 생성에 책임이 있을 수 있습니다 . [ 86 ]

행성

주요 문서: 펄사 행성 및 중성자별 시스템의 거주 가능성

중성자별은 외계 행성을 품고 있을 수 있습니다 .이것들은 원래의 것, 이중성 주위의 것 , 포획된 것 또는 두 번째 행성 형성의 결과일 수 있습니다.펄서는 또한 별에서 대기를 벗겨내어 행성 질량의 잔해를 남길 수 있으며, 해석에 따라 크토니아 행성 이나 항성체로 이해될 수 있습니다.펄서의 경우 이러한 펄서 행성은 펄서 타이밍 방법 으로 감지할 수 있으며 , 이는 다른 방법보다 높은 정밀도와 훨씬 작은 행성의 감지를 허용합니다.두 가지 시스템이 확실히 확인되었습니다.지금까지 감지된 최초의 외계 행성은 1992~1994년에 발견된 펄서 리치 주변의 드라우그르 , 폴터가이스트 , 포베토르의 세 행성입니다 .이 중 드라우그르는 지금까지 감지된 가장 작은 외계 행성으로, 달의 두 배 질량입니다. 또 다른 항성계는 PSR B1620−26 으로, 이중 행성이 중성자별-백색왜성 이중 행성계를 공전합니다. 또한, 아직 확인되지 않은 후보 행성들이 몇 가지 있습니다. 펄서 행성은 가시광선을 거의 받지 않지만, 막대한 양의 이온화 방사선과 고에너지 항성풍을 받기 때문에 현재 알려진 바에 따르면 생명체가 살기에 매우 적대적인 환경입니다.

발견의 역사

가시광선 영역에서 분리된 중성자별을 직접 관측한 최초의 사례. 이 중성자별의 이름은 RX J1856.5−3754이다.

1933년 12월 미국 물리학회 회의 (회의록은 1934년 1월에 출판됨) 에서 발터 바데 와 프리츠 츠비키는 제임스 채드윅 이 중성자 를 발견한 지 2년도 채 되지 않아 중성자별의 존재를 제안했습니다 . [ 87 ] [ d ] 초신성 의 기원에 대한 설명을 모색하면서 그들은 초신성 폭발에서 평범한 별이 극도로 밀집된 중성자로 구성된 별로 변한다고 잠정적으로 제안했고 , 그들은 이를 중성자별이라고 불렀습니다. 바데와 츠비키는 당시 중성자별의 중력 결합 에너지 방출이 초신성의 동력이라고 정확하게 제안했습니다. "초신성 과정에서는 질량이 모두 소멸됩니다." 중성자별은 너무 희미해서 감지할 수 없다고 여겨졌고, 1967년 11월 프랑코 파치니가 중성자별이 회전하고 큰 자기장을 가지면 전자기파가 방출될 것이라고 지적할 때까지 이에 대한 연구는 거의 이루어지지 않았습니다. 자신도 모르는 사이에, 케임브리지 대학의 전파 천문학자 앤터니 휴이시 와 그의 대학원생 조셀린 벨은 현재 고도로 자기화되고 빠르게 회전하는 중성자별, 즉 펄사로 알려진 별에서 나오는 전파 펄스를 감지하게 되었습니다.

1965년 앤토니 휴이시(Antony Hewish)와 사뮤엘 오코예(Samuel Okoye) 는 " 게 성운 에서 높은 전파 밝기 온도의 특이한 근원 "을 발견했습니다. [ 91 ] 이 근원은 1054년의 대초신성 폭발로 인해 생성된 게 펄서(Crab Pulsar)로 밝혀졌습니다 .

1967년, Iosif Shklovsky는 Scorpius X-1 의 X선 및 광학 관측을 조사 하고 방사선이 강착 단계의 중성자별에서 나온다는 결론을 내렸습니다 . [ 92 ]

1967년, 조슬린 벨 버넬과 앤터니 휴이시는 PSR B1919+21 에서 규칙적인 전파 펄스를 발견했습니다 . 이 펄서는 나중에 고립되어 회전하는 중성자별이라고 해석되었습니다. 펄서의 에너지원은 중성자별의 회전 에너지입니다. 알려진 중성자별의 대부분(2010년 기준 약 2,000개)은 규칙적인 전파 펄스를 방출하는 펄서로 발견되었습니다.

1968년 Richard VE Lovelace 와 협력자들은 시대를 발견했습니다. {\displaystyle P\!\approx 33}아레시보 천문대를 사용하여 크랩 펄서 의 ms를 측정했습니다 . [ 93 ] [ 94 ] 이 발견 이후 과학자들은 펄서가 회전하는 중성자 별이라고 결론지었습니다 . [ 95 ] 그 전에는 많은 과학자들이 펄서가 맥동하는 백색 왜성 이라고 믿었습니다 .

1971년, Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier, H. Tananbaum은 센타우루스자리 Cen X-3 의 X 선원 에서 4.8초의 맥동을 발견했습니다 . [ 96 ] 그들은 이것이 회전하는 뜨거운 중성자별의 결과라고 해석했습니다. 에너지원은 중력이며 동반성 이나 성간 물질 에서 중성자별 표면으로 떨어지는 가스비 로 인해 발생합니다 .

1974년 앤터니 휴이시 는 조셀린 벨이 발견에 참여 하지 않은 채 "펄사 발견에 결정적인 역할을 한 공로"로 노벨 물리학상을 수상했습니다 . [ 97 ]

1974년, 조셉 테일러 와 러셀 헐스는 최초의 쌍성 펄서인 PSR B1913+16 을 발견했습니다 . 이 쌍성 펄서는 두 개의 중성자별(하나는 펄서로 관측됨)이 질량 중심을 공전하는 구조로 이루어져 있습니다. 알베르트 아인슈타인 의 일반 상대성 이론은 짧은 쌍성 궤도를 도는 거대한 천체가 중력파 를 방출하고, 따라서 그 궤도가 시간이 지남에 따라 감소할 것이라고 예측합니다. 이는 일반 상대성 이론이 예측한 대로 실제로 관찰되었으며, 1993년 테일러와 헐스는 이 발견으로 노벨 물리학상을 수상했습니다 . [ 98 ]

1982년 Don Backer 와 동료들은 최초의 밀리초 펄서인 PSR B1937+21을 발견했습니다 . [ 99 ] 이 천체는 초당 642회 회전하는데, 이 속도는 중성자별의 질량과 반경에 근본적인 제약을 가했습니다. 그 후 많은 밀리초 펄서가 발견되었지만, PSR B1937+21은 초당 약 716회 회전하는 PSR J1748-2446ad가 발견될 때까지 24년 동안 가장 빠르게 회전하는 펄서로 남아 있었습니다.

2003년 Marta Burgay 와 동료들은 두 구성 요소 모두 펄사로 감지 가능한 최초의 이중 중성자별 시스템인 PSR J0737−3039를 발견했습니다 . [ 100 ] 이 시스템의 발견으로 일반 상대성 이론에 대한 총 5가지 테스트가 가능해졌으며 그 중 일부는 전례 없는 정밀도를 보였습니다.

2010년 Paul Demorest와 동료들은 밀리초 펄사 PSR J1614−2230 의 질량을 측정했습니다 . Shapiro 지연을 사용하여 1.97 ± 0.04 M ☉ . [ 101 ] 이것은 이전에 측정된 중성자별 질량(1.67  M ☉ , PSR J1903+0327 참조 )보다 상당히 높았으며 중성자별의 내부 구성에 강력한 제약을 가했습니다.

2013년 John Antoniadis 와 동료들은 PSR J0348+0432 의 질량을 측정했습니다 .2.01 ± 0.04  M ☉ , 백색 왜성 분광법을 사용하여. [ 102 ] 이것은 다른 방법을 사용하여 그러한 거대한 별의 존재를 확인했습니다. 더 나아가, 이것은 처음으로 그러한 거대한 중성자별을 사용하여 일반 상대성 이론 을 시험할 수 있게 해주었습니다.

2017년 8월, LIGO와 Virgo는 중성자별 충돌로 생성된 중력파를 처음으로 감지했습니다( GW170817 ). [ 103 ] 이로 인해 중성자별에 대한 추가적인 발견이 이루어졌습니다.

2018년 10월, 천문학자들은 2015년에 감지된 감마선 폭발 사건인 GRB 150101B 가 역사적인 GW170817과 직접적으로 관련이 있으며 두 중성자별의 합병 과 관련이 있을 수 있다고 보고했습니다. 감마선 , 광학 및 X선 방출 측면에서 두 사건 사이의 유사성 , 그리고 관련된 모 은하 의 특성은 "놀랍다"며, 이는 두 개의 별개의 사건이 모두 중성자별 합병의 결과일 수 있으며, 둘 다 이전에 알려진 것보다 우주에서 더 흔할 수 있는 킬로노바 일 가능성을 시사한다고 연구진은 밝혔습니다. [ 104 ] [ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]

천문학자들은 2019년 7월 GW170817의 중성자별 합병을 감지한 후 중성자별 쌍의 합병을 기반으로 허블 상수를 결정하고 기존 방법의 불일치를 해결하는 새로운 방법이 제안되었다고 보고했습니다 . [ 108 ] [ 109 ] 허블 상수에 대한 그들의 측정은 다음과 같습니다 .70.3+5.3
−5.0(km/s)/Mpc. [ 110 ]

사우스햄튼 대학교 박사과정 학생인 Fabian Gittins가 2020년에 실시한 연구 에 따르면 표면 불규칙성("산")은 높이가 1밀리미터(중성자별 직경의 약 0.000003%)의 몇 분의 1에 불과할 수 있으며 이는 이전에 예측했던 것보다 수백 배 더 작을 수 있다고 합니다. 이는 회전하는 중성자별에서 중력파가 감지되지 않는 것과 관련이 있습니다. [ 55 ] [ 111 ] [ 112 ]

2024년 2월 23일 Science 기사에 따르면, 천문학자들은 JWST를 이용하여 37년간의 노력 끝에 초신성 1987A의 항성 폭발 잔해에서 중성자별을 발견했습니다 . 패러다임의 전환 속에서, 새로운 JWST 데이터는 초신성 잔해 내 중성자별의 존재를 직접적으로 확인할 수 있는 기회를 제공했을 뿐만 아니라, SN 1987A의 잔해 내에서 작용하는 과정에 대한 더 깊은 이해를 제공합니다. [ 113 ]

하위 유형

중성자별의 다양한 유형
강착원반을 가진 중성자별의 컴퓨터 렌더링 이미지 . 자기장 선이 투영되어 강력한 X선 폭발을 보여줍니다 . 이 시뮬레이션은 NASA의 NuSTAR와 Swift, 그리고 ESA의 XMM-Newton 관측소에서 수집한 2017년 데이터를 기반으로 합니다.

중성자별을 구성하거나 포함하는 물체에는 여러 유형이 있습니다.

실제로 중성자별은 아니지만, 비슷한 특성을 지닌 이론화된 밀집별도 여러 개 있습니다.

  • 양성자별(PNS), [ 119 ] 냉각되고 수축하여 중성자별 또는 블랙홀을 형성하는 이론화된 중간 단계 물체 [ 120 ]
  • 이국적인 별
    • Thorne–Żytkow 천체 : 현재는 중성자별과 적색 거성이 합병한 가설입니다.
    • 쿼크별 : 현재 쿼크 물질 , 즉 이상한 물질 로 구성된 가상의 중성자별 유형입니다 . 2018년 기준으로 세 가지 후보가 있습니다.
    • 전자약력 별 : 현재 매우 무거운 중성자별의 가설적인 유형으로, 쿼크가 전자약력에 의해 렙톤으로 변환되지만, 중성자별의 중력 붕괴는 복사압에 의해 방지됩니다. 2018년 현재, 이 별의 존재를 뒷받침하는 증거는 없습니다.
    • 프레온별 : 현재 프레온 물질 로 구성된 가상의 중성자별입니다 . 2018년 현재 프레온 의 존재를 뒷받침하는 증거는 없습니다 .

중성자별의 예

밝은 오로라를 포함한 펄사 행성 PSR B1257+12 C 에 대한 예술가의 개념
또한 참조하세요: 펄사 § 주요 펄사
  • 25km 직경(16마일) 구면 내에 지구 질량의 50만 배를 포함하는 중성자별
  • 중성자별의 충돌
  • 중성자별 충돌
  • Artist's impression of a neutron star bending light
    중성자별이 빛을 휘는 모습에 대한 예술가의 인상

또한 참조

노트

  1. ^ 3.7 × 10 17  kg/m 3 는 질량으로부터 유래됩니다.2.68 × 10 30  kg / 반경 12 km의 별의 부피5.9 × 10 17  kg/m 3 는 질량으로부터 유래됩니다.별의 반경 11.9km당 4.2 × 10 30  kg
  2. ^ 반경 10km의 중성자별의 평균 물질 밀도는1.1 × 10 12  kg/cm 3 . 따라서 이러한 물질 5 ml는5.5 × 10 12  kg , 즉 55 억 톤 입니다. 이는 인류 전체 질량의 약 15배에 해당합니다. 또는, 반경 20km(평균 밀도)의 중성자별에서 5ml를 방출하면8.35 × 10 10  kg/cm 3 )의 질량은 약 4억 톤으로, 모든 사람의 질량과 거의 같습니다. 중력장은 약2 × 10 11 g 또는 약.2 × 10 12 N/kg. 달의 무게는 1g으로 계산 됩니다 .
  3. ^ 필드 B 에 대한자기 에너지 밀도는 U = μ 0 B 2 ⁄ 2 입니다 . [ 44 ] B =10 8  T , U = 를 얻으세요4 × 10 21  J/m 3 . c 2 로 나누면 다음과 같은 동등 질량 밀도를 얻습니다.44,500  kg/ m3 는 모든 알려진 물질의 표준 온도 및 압력 밀도를 초과합니다 .가장 밀도가 높은 안정 원소인 오스뮴 의 경우 22,590kg  /m3 입니다 .
  4. ^ 중성자가 발견되기 전인 1931년에도 중성자별은 레프 란다우(Lev Landau) 에 의해 예측 되었는데 , 그는 "원자핵이 밀접하게 접촉하여 하나의 거대한 핵을 형성하는" 별에 대해 글을 썼습니다. [ 88 ] 그러나 란다 우가 중성자별을 예측했다는 널리 퍼진 의견은 틀렸습니다. [ 89 ]

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    −0.06    × 10 5  K는     신뢰 수준 2𝜎(95%)에서 측정되었습니다.자세한 내용은 논문의 §4, 그림 6을 참조하세요.
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출처

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