중성자별

Neutron star
기타 용도는 중성자별(동음이의)을 참조하십시오.
게성운 중심부의 중심 중성자별
빠르게 회전하는 펄서 PSR B1509-58에서 나오는 방사선은 근처의 가스가 X선(금)을 방출하게 하고, 여기서 적외선(파란색과 빨간색)으로 보이는 성운의 나머지 부분을 밝힙니다.

중성자별은 거대한 초거성의 중심핵이 붕괴된 것으로, 질량은 태양질량 10에서 25배 사이였습니다.M☉), 만약 이 별이 특별히 금속이 풍부하다면 더 많을 것입니다.[1]블랙홀을 제외하고 중성자별은 알려진 가장 작고 밀도가 높은 항성종입니다.[2]중성자별의 반지름은 10킬로미터 정도이고 질량은 약 1.4배입니다.M☉.☉그것들은[3] 중력 붕괴와 결합된 거대한 별의 초신성 폭발에서 비롯되며, 백색 왜성의 중심부를 원자핵의 중심부로 압축시킵니다.

중성자별은 일단 형성되면 시간이 지남에 따라 열과 냉각이 활발하게 일어나지 않지만, 충돌이나 강착을 통해 더 진화할 수도 있습니다.이러한 물체의 기본 모델은 대부분 중성자로 구성되어 있다는 것을 의미합니다. 정상 물질에 존재하는 전자와 양성자는 결합하여 중성자별의 조건에서 중성자를 생성합니다.백색왜성이 전자퇴행 압력에 의해 붕괴에 대해 지지를 받는 것처럼 중성자별도 중성자퇴행 압력에 의해 추가 붕괴에 대해 부분적으로 지지를 받습니다.그러나, 이것은 그 자체로는 0.7 이상의 물체를 지탱하기에 충분하지 않으며 반발하는 핵력은 더 큰 중성자별을 지탱하는 데 더 큰 역할을 합니다.[6][7]만약 남은 별의 질량이 톨만-오펜하이머-볼코프 한계치인 약 2.1을 초과한다면M☉,퇴화 압력과 핵력의 ☉결합은 중성자별을 지탱하기에 불충분하고, 중성자별이 붕괴되고 블랙홀을 형성하게 합니다.지금까지 발견된 중성자별 중 가장 무거운 별인 PSR J0952–0607은 2.35±0.17 M으로☉ 추정됩니다.[8]

관측 가능한 중성자별은 극도로 뜨겁고 일반적으로 표면 온도는 약 600,000 K입니다.[9][10][11][12][a]중성자별 물질은 눈에 띄게 밀도가 높습니다. 중성자별 물질을 포함한 보통 크기의 성냥갑의 무게는 약 30억 톤으로, 지구 표면에서 0.5 입방 킬로미터의 덩어리(가장자리가 약 800미터인 정육면체)와 같은 무게입니다.[13][14]그들의 자기장은 지구 자기장의 10배에서8 10배15 사이입니다.중성자별 표면의 중력장은 지구 중력장의 약 2×10배입니다11.

별의 중심핵이 무너지면서 각운동량 보존으로 회전율이 증가하고 새로 형성된 중성자별은 초당 최대 수백 번 회전합니다.일부 중성자별들은 펄서로 감지할 수 있게 만드는 전자기 복사 빔을 방출하고, 1967년 조슬린 벨 버넬과 안토니 휴이시에 의해 펄서가 발견된 것은 중성자별이 존재한다는 최초의 관측적 제안이었습니다.가장 빠르게 회전하는 중성자별은 PSR J1748-2446ad로 초당[15][16] 716회 또는 분당 43,000회전의 속도로 회전하며 표면에서 0.24c(즉, 빛의 속도의 거의 4분의 1)의 선속력을 제공합니다.

은하수에는 약 10억 개의 중성자별이 있을 것으로 추정되며,[17] 초신성 폭발을 겪은 별의 수를 추정하여 얻은 수치는 최소 몇 억 개입니다.[18]하지만, 그들 중 많은 수가 오랜 시간 동안 존재해왔고 상당히 식었습니다.이 별들은 전자기 방사선을 거의 방출하지 않습니다. 대부분의 중성자별들은 펄서나 쌍성계의 일부처럼 방사선을 방출하는 특정한 상황에서만 발생합니다.느리게 회전하는 중성자별과 그렇지 않은 중성자별은 전자기 복사가 없기 때문에 발견하기가 어렵습니다. 그러나 허블 우주 망원경이 1990년대에 RX J1856.5-3754를 발견한 이후, 근처에서 열복사만 방출하는 것으로 보이는 중성자별 몇 개가 발견되었습니다.

쌍성계의 중성자별은 강착을 겪을 수 있으며, 이 경우 많은 양의 X선을 방출합니다.이 과정 동안 물질은 별의 표면에 축적되어 산발적으로 X선 펄서계를 식별할 수 있는 "핫스팟"을 형성합니다.또한 이러한 강착은 오래된 펄서를 "재순환"시켜 질량을 얻고 매우 빠르게 회전하여 밀리초 단위의 펄서를 형성할 수 있습니다.또한, 이와 같은 쌍성계는 계속 진화하고 있으며, 많은 동반자들은 결국 백색 왜성이나 중성자별과 같은 소형 물체가 되었지만, 다른 가능성으로는 절제나 충돌을 통한 동반자의 완전한 파괴가 있습니다.쌍성 중성자별의 충돌은 단기 감마선 폭발의 원인일 수 있으며 중력파의 강력한 원인일 가능성이 높습니다.2017년에는 헐스-테일러 펄서의 중력파를 간접적으로 관측하는 것과 [19]함께 이러한 사건에서 발생한 중력파를 직접 탐지하는 것(GW170817)이 관측되었습니다.

형성

중성자별 형성의 단순한 표현

초기 질량이 태양의 8배 이상인 주계열성은 중성자별이 될 가능성이 있습니다.항성이 주계열성에서 벗어나 진화하면서 항성 핵합성은 철이 풍부한 핵을 생성합니다.노심의 모든 핵연료가 소진되면, 노심은 퇴화 압력만으로 지탱되어야 합니다.포탄 연소로 인한 추가적인 질량 축적은 코어가 찬드라세카르 한계를 초과하게 합니다.전자 축퇴 압력은 극복되고, 중심핵은 더 붕괴되어 온도가 5×109 K (50억 켈빈) 이상으로 상승합니다.이러한 온도에서 광붕괴(철핵이 고에너지 감마선에 의해 알파 입자로 분해됨)가 발생합니다.중심핵의 온도가 계속 상승함에 따라 전자와 양성자가 결합하여 전자 포획을 통해 중성자를 형성하여 중성미자의 홍수를 방출합니다.밀도가 4×1017 kg/m의3 핵 밀도에 도달하면 강한 힘 반발력과 중성자 축퇴 압력이 결합하여 수축이 중단됩니다.[20]수축하는 별의 외피는 중성자 생성에서 생성된 중성미자의 흐름에 의해 정지되고 빠르게 바깥으로 튕겨져 나가면서 초신성을 일으키고 중성자별을 남깁니다.그러나 잔재의 질량이 약 3 이상인 경우M☉,☉대신 블랙홀이 됩니다.[21]

질량이 큰 별의 중심핵은 II형 초신성이나 Ib형 또는 Ic형 초신성 때 압축되어 중성자별로 붕괴되면서 각운동량의 대부분을 유지하게 됩니다.중성자별은 모체의 반지름의 극히 일부만 가지고 있기 때문에(관성 모멘트가 급격히 감소한다), 매우 빠른 회전 속도로 형성된 후 매우 긴 시간에 걸쳐 속도가 느려집니다.중성자별은 약 1.4 ms에서 30 s까지의 자전 주기를 가진 것으로 알려져 있습니다.중성자별의 밀도는 또한 전형적인 값이 10에서12 1013 m/s2(지구의 10배11 이상)에 이르는 매우 높은 표면 중력을 제공합니다.[12]이러한 거대한 중력의 척도 중 하나는 중성자별의 탈출 속도가 빛의 절반 이상이라는 사실입니다.[22]중성자별의 중력은 낙하하는 물질을 엄청난 속도로 가속시키고, 표면 근처의 조석력은 스파게티화를 일으킬 수 있습니다.[22]

특성.

질량과 온도

중성자별의 질량은 최소 1.1 태양질량(M☉).[23] 중성자별의 질량 상한을 톨만-오펜하이머-볼코프 한계라고 하며 일반적으로 약 2.1로 유지됩니다.M☉,☉그러나[24][25] 최근의 추정치는 2.16에 상한을 두었습니다.M☉.관측된 ☉중성자별의[26] 최대 질량은 약 2.14입니다.M ☉ 2019년 9월 발견된 PSR J0740+6620.[27]찬드라세카르 한계인 1.39 이하의 콤팩트 별M☉ 일반적으로 백색 왜성인 반면에 질량이 1.4인 소형 별들입니다.M☉ 그리고 2.16M☉ 중성자별로 예상되지만 질량이 작은 중성자별과 질량이 큰 백색왜성의 질량이 겹칠 수 있는 태양질량의 10분의 몇 개의 간격이 있습니다.2.16 이상으로 생각됩니다.M☉ 항성 잔해는 강한 힘 반발력과 중성자 축퇴 압력을 극복하여 중력 붕괴가 일어나 블랙홀을 생성할 것입니다. 하지만 관측된 항성 블랙홀의 가장 작은 질량은 약 5입니다.M☉.2.16 ☉사이[b]M☉ 그리고 5개M☉,쿼크별이나 전기약성과 같은 ☉가설적인 중간질량 별들이 제안되었지만 존재하지 않는 것으로 나타났습니다.[b]

새로 형성된 중성자별 내부의 온도는 약 10에서11 1012 켈빈 정도입니다.[29]하지만 그것이 방출하는 엄청난 수의 중성미자는 너무 많은 에너지를 운반하여 고립된 중성자별의 온도가 몇 년 안에 약 106 켈빈까지 떨어집니다.[29]이 더 낮은 온도에서 중성자별에 의해 생성된 대부분의 빛은 X선에 있습니다.

일부 연구자들은 중성자별을 질량과 냉각 속도에 따라 분류하기 위해 로마 숫자(퇴화되지 않은 별의 경우 예르케스 광도 등급과 혼동하지 말 것)를 사용한 중성자별 분류 시스템을 제안했습니다: 질량과 냉각 속도가 낮은 중성자별의 경우 타입 I, 질량과 냉각 속도가 더 높은 중성자별의 경우 타입 II, 그리고 a.더 높은 질량을 가진 중성자 별들을 위해 제안된 타입 III, 접근 2M☉,☉더 높은 냉각 속도와 이국적인 별들의 후보가 될 가능성이 있습니다.[30]

밀도와 압력

중성자별의 전체 밀도는 3.7×1017~5.9×1017 kg/m3(태양 밀도의 2.6×1014~4.1×1014 배)로 [c]원자핵의 대략적인 밀도 3×1017 kg/m와3 맞먹습니다.[31]중성자별의 밀도는 지각의 깊이에 따라 약 1×109 kg/m에서3 약 6×1017 kg/m 또는 817×10 kg/m3 (원자핵보다 밀도가 높음)까지 다양합니다.[29]중성자별은 매우 밀도가 높아 물질의 1 티스푼(5 밀리리터)의 질량이 기자 피라미드의 약 900배인 5.5×1012 kg 이상일 것입니다.중성자별의 거대한 중력장에서, 그 티스푼의 물질의 무게는 1.1×10N이25 될 것이고, 이것은 달이 지구 표면에 놓였을 때의 무게의 15배입니다.[d]중성자별 밀도에서 지구의 전체 질량은 지름 305 m의 구(아레시보 망원경 크기)에 들어맞을 것입니다.압력은 내부 크러스트에서 중심으로31 3.2×10에서 1.6×1034 Pa까지 증가합니다.[32]

이러한 높은 밀도에서의 물질 상태 방정식은 그러한 상태에서 양자 색역학, 초전도, 물질의 초유체의 가능한 행동을 추정하는 것과 관련된 이론적 어려움 때문에 정확히 알려져 있지 않습니다.문제는 수백 파섹이나 더 먼 물체의 특성을 관찰하는 경험적 어려움으로 인해 악화됩니다.[33]중성자별은 지각 내에 높은 강성을 가지고 있기 때문에 러브 수가 적다고 생각됩니다.[34][35]

중성자별은 밀도(크기 약 1/2 이내)와 핵자로 구성되는 등 원자핵의 일부 특성을 가지고 있습니다.대중적인 과학 저술에서 중성자별은 때때로 "거대한 핵"으로 묘사됩니다.그러나 다른 점에서 중성자별과 원자핵은 상당히 다릅니다.핵은 강한 상호작용에 의해 결합된 반면, 중성자별은 중력에 의해 결합된 것입니다.핵의 밀도는 균일한 반면 중성자별은 다양한 구성과 밀도를 가진 여러 층으로 구성될 것으로 예측됩니다.[36]

자기장

중성자별 표면의 자기장 세기는 104~10테슬라11(T)입니다.[37]다음은 다른 물체보다 더 큰 크기의 순서입니다.비교를 위해 실험실에서 연속적인 16T 필드가 달성되었으며 반자성 공중부양으로 인해 살아있는 개구리를 공중부양시키기에 충분합니다.자기장 세기의 변화는 다양한 유형의 중성자별을 스펙트럼으로 구별하고 펄서의 주기성을 설명하는 주요 요인일 가능성이 높습니다.[37]

마그네타로 알려진 중성자별은 108~10T11 범위에서 가장 강력한 자기장을 가지고 있으며,[38] 중성자별 유형의 소프트 감마 리피터([39]SGR)와 변칙적인 X선 펄서(AXP)에 대해 널리 받아들여지는 가설이 되었습니다.[40]10T8 장의 자기 에너지 밀도는 보통 물질의 질량 에너지 밀도를 크게 초과하여 극단적입니다.[e]이 강도의 필드는 진공이 복굴절이 될 정도로 진공을 편광시킬 수 있습니다.광자는 두 개로 합쳐지거나 쪼개질 수 있으며, 가상 입자-반입자 쌍이 생성됩니다.자기장은 전자 에너지 수준을 변화시키고 원자들은 얇은 원통 안으로 강요됩니다.일반적인 펄서와는 달리, 마그네타 스핀다운은 자기장에 의해 직접 동력을 받을 수 있고, 자기장은 지각에 균열이 생길 정도로 충분히 강합니다.지각의 균열은 극도로 발광하는 밀리초 단위의 단단한 감마선 폭발로 관측되는 별 지진을 유발합니다.불덩이는 자기장에 의해 갇혀 별이 회전할 때 시야를 드나들며, 5~8초의 주기를 가지며 몇 분간 지속되는 주기적인 소프트 감마 리피터(SGR) 방출로 관찰됩니다.[42]

강한 자기장의 기원은 아직 불분명합니다.[37]한 가지 가설은 "유동 동결" 즉, 중성자별이 형성되는 동안 원래의 자속이 보존된다는 것입니다.[37]물체가 표면적에 걸쳐 일정한 자속을 가지고 있고, 그 영역은 더 작은 영역으로 줄어들지만 자속은 보존된다면, 자기장은 그만큼 증가할 것입니다.마찬가지로 붕괴하는 별은 생성된 중성자별보다 훨씬 넓은 표면적을 가지고 시작하며, 자속의 보존은 훨씬 더 강한 자기장을 초래할 것입니다.그러나 이 간단한 설명으로는 중성자별의 자기장 세기를 충분히 설명할 수 없습니다.[37]

중력과 상태방정식

중성자별에서의 중력 빛의 편향.상대론적 빛의 반사로 인해 표면의 절반 이상이 보입니다(각 격자 패치는 30x30도를 나타냄).[43]자연 단위로 이 별의 질량은 1이고 반지름은 4로 슈바르츠실트 반지름의 두 배입니다.[43]

중성자별 표면의 중력장은 지구보다 약 2×10배11 강한 약 2.0×1012 m/s입니다2.[44]이러한 강한 중력장은 중력 렌즈의 역할을 하며 중성자별이 방출하는 방사선을 휘게 하여 보통 보이지 않는 뒷면의 일부가 보이게 합니다.[43]중성자별의 반지름이 3GM/c2 이하일 경우 광자가 궤도에 갇힐 수 있으며, 따라서 항성의 반지름 1 이하 거리에서 불안정한 광자 궤도와 함께 단일 지점에서 중성자별의 전체 표면을 볼 수 있습니다.

중성자별을 형성하기 위해 붕괴되는 별의 질량의 일부는 그것이 형성되는 초신성 폭발에서 방출됩니다(질량-에너지 등가 법칙, E = mc).그 에너지는 중성자별의 중력 결합 에너지에서 나옵니다.

따라서 전형적인 중성자별의 중력은 엄청납니다.만약 물체가 반경 12킬로미터의 중성자별에서 1미터 높이에서 떨어진다면, 그것은 초속 1400킬로미터 정도로 땅에 닿을 것입니다.[45]하지만, 충돌이 일어나기도 전에, 조석력은 스파게티화를 일으켜, 어떤 종류의 평범한 물체라도 물질의 흐름으로 만들 것입니다.

거대한 중력 때문에 중성자별과 지구 사이의 시간 지연은 매우 큽니다.예를 들어, 중성자별의 표면에서는 8년이 지날 수 있지만, 별의 매우 빠른 회전으로 인한 시간 팽창 효과를 포함하지 않고, 지구에서는 10년이 걸릴 것입니다.[46]

중성자별 상대론적 상태 방정식은 다양한 모델에 대한 반지름 대 질량의 관계를 설명합니다.[47]주어진 중성자별 질량에 대해 가장 가능성이 높은 반지름은 모델 AP4(가장 작은 반지름)와 MS2(가장 큰 반지름)로 브래킷됩니다.E는B 반지름 R미터에서 관측된 중성자별 중력 질량 Mkg에 해당하는 중력 결합 에너지 질량의 비율입니다.[48]

주어진 전류 값

  • [49]
  • [49]

그리고 별의 질량 "M"은 일반적으로 한 태양질량의 배수로 보고되며,

그렇다면 중성자별의 상대론적 분수결합에너지는

A2M☉ 중성자별은 반지름 10,970미터(AP4 모델)보다 작지 않을 것입니다.질량 분율 중력 결합 에너지는 0.187, -18.7%(발열량)가 됩니다.이는 0.6/2 = 0.3, -30%에 가깝지 않습니다.

중성자별의 상태방정식은 아직 알려져 있지 않습니다.백색왜성의 상태방정식은 특수상대성이론과 밀접하게 일치하여 설명될 수 있는 축퇴기체의 상태방정식인 백색왜성의 상태방정식과 크게 다른 것으로 추정됩니다.그러나 중성자별을 사용하면 일반 상대성 이론의 증가된 효과를 더 이상 무시할 수 없습니다.몇 가지 상태 방정식이 제안되었으며(FPS, UU, APR, L, SLy 등), 현재의 연구는 중성자별 물질을 예측하기 위해 이론을 제한하려고 여전히 시도하고 있습니다.[12][50]이것은 밀도와 질량 사이의 관계가 완전히 알려져 있지 않다는 것을 의미하며, 이것은 반지름 추정치에 불확실성을 야기합니다.예를 들어, 1.5.M☉ 중성자별의 반지름은 10.7km, 11.1km, 12.1km, 15.1km일 수 있습니다(각각 EOS FPS, UU, APR 또는 L일 경우).[50]

구조.

중성자별의 단면.밀도는 핵자가 닿기 시작하는 포화 핵물질 밀도의 ρ 측면입니다.

중성자별의 구조에 대한 현재의 이해는 기존의 수학적 모델에 의해 정의되지만, 중성자별 진동에 대한 연구를 통해 몇 가지 세부 사항을 추론하는 것이 가능할 수 있습니다.일반적인 별에 적용되는 연구인 항성진학은 관측된 항성 진동 스펙트럼을 분석함으로써 중성자별의 내부 구조를 밝힐 수 있습니다.[12]

현재의 모델은 중성자별 표면에 있는 물질이 그들 사이의 틈을 통해 흐르는 전자의 바다와 함께 고체 격자로 으깨어진 보통의 원자핵으로 구성되어 있음을 나타냅니다.핵자당 철의 높은 결합 에너지로 인해 표면의 핵이 철일 가능성이 있습니다.[51]철과 같은 무거운 원소들이 헬륨과 수소와 같은 가벼운 핵들만 남기고 표면 아래로 그냥 가라앉을 수도 있습니다.[51]표면 온도가 106 켈빈을 초과하는 경우(어린 펄서의 경우), 표면은 더 차가운 중성자별(온도 106 켈빈 미만)에 존재할 수 있는 고체 상이 아닌 유체 상태여야 합니다.[51]

중성자별의 "대기"는 최대 수 마이크로미터 두께로 가정되며, 그 역학은 중성자별의 자기장에 의해 완전히 제어됩니다.대기 아래에서 사람은 단단한 "껍질"과 마주칩니다.이 지각은 극도의 중력장 때문에 매우 단단하고 매우 매끄럽습니다(최대 표면 요철은 밀리미터 이하).[52][53]

안쪽으로 갈수록 중성자 수가 계속 증가하는 핵들을 만나게 됩니다. 그러한 핵들은 지구에서 빠르게 붕괴되지만 엄청난 압력에 의해 안정적으로 유지됩니다.이 과정이 깊이가 증가함에 따라 중성자 적하가 압도적으로 증가하고 자유 중성자의 농도가 급격히 증가합니다.그 지역에는 핵, 자유 전자, 자유 중성자가 있습니다.핵이 중심부에 도달할 때까지 핵은 점점 더 작아집니다(중력과 압력이 강한 힘을 압도합니다).내부 지각에서 예상되는 핵물질 단계의 계층 구조는 더 적은 공극과 더 높은 압력을 향한 더 큰 구조를 가진 "핵 파스타"로 특징지어졌습니다.[54]중심부의 초밀도 물질의 구성은 여전히 불확실합니다.한 모델은 핵을 초유체 중성자 축퇴 물질(대부분 중성자이며 일부 양성자와 전자를 가진)로 설명합니다.퇴화된 기묘한 물질(위 쿼크와 아래 쿼크 외에 이상한 쿼크를 포함), 중성자 외에 고에너지 파이온과 카온을 포함하는 물질,[12] 또는 초밀도 쿼크 퇴화 물질을 포함하는 더 이국적인 형태의 물질이 가능합니다.

방사능

회전하는 펄서의 애니메이션.가운데에 있는 구체는 중성자별을 나타내고, 곡선은 자기장선을 나타내고, 돌출된 원뿔은 방출 구역을 나타냅니다.

펄서

주요 기사:펄서

중성자별은 전자기 방사선에서 검출됩니다.중성자별은 보통 전파와 다른 전자기 복사를 펄스하는 것으로 관측되며, 펄스로 관측되는 중성자별은 펄서(pulsar)라고 불립니다.

펄서의 복사는 중성자별의 회전축과 정렬될 필요가 없는 자극 근처의 입자 가속에 의해 발생하는 것으로 생각됩니다.거대한 정전기장이 자극 근처에 쌓여서 전자 방출을 일으키는 것으로 생각됩니다.[55]이 전자들은 자기장선을 따라 자기적으로 가속되어 곡률 복사로 이어지는데, 복사는 곡률면을 향해 강하게 편광됩니다.[55]또한, 고에너지 광자는 저에너지 광자와 전자-양전자 쌍 생성을 위한 자기장과 상호작용할 수 있으며, 이는 전자-양전자 소멸을 통해 고에너지 광자를 더욱 증가시킵니다.[55]

중성자별의 자극에서 나오는 방사선은 중성자별의 자기권과 관련하여 자기권 방사선으로 설명될 수 있습니다.[56]자기축이 회전축과 정렬되어 있지 않기 때문에 방출되는 자기 쌍극자 복사와 혼동해서는 안 되며, 복사 주파수는 중성자별의 회전 주파수와 같습니다.[55]

중성자별의 회전축이 자기축과 다른 경우, 외부 관측자들은 중성자별의 회전 중에 자기축이 그들을 향할 때만 이러한 방사선 빔을 볼 수 있습니다.따라서 중성자별의 회전과 같은 속도로 주기적인 펄스가 관측됩니다.

2022년 5월 천문학자들은 알려진 중성자별과 구별되는 스핀 특성을 가진 초장주기 전파 방출 중성자별 PSR J0901-4046을 보고했습니다.[57]그것의 전파 방출이 어떻게 발생하는지는 불분명하며, 펄서가 어떻게 진화하는지에 대한 현재의 이해에 도전합니다.[58]

비펄스 중성자별

펄서 외에도 비펄싱 중성자별도 확인되었는데, 광도의 주기적인 변화는 미미할 수 있습니다.[59][60]이것은 젊은 전파 조용하게 고립된 중성자별로 생각되는 초신성 잔재의 중심 소형 물체(SNR의 CCO)로 알려진 X선 소스의 특징인 것으로 보입니다.[59]

스펙트럼

전파 방출 외에도 전자기 스펙트럼의 다른 부분에서도 중성자별이 확인되었습니다.여기에는 가시광선, 근적외선, 자외선, 엑스선, 감마선 등이 포함됩니다.[56]엑스선에서 관측되는 펄서는 강착 동력이 있는 경우 엑스선 펄서로 알려져 있으며 가시광선에서 확인되는 펄서는 광학 펄서로 알려져 있습니다.광학, 엑스선, 감마선에서 확인된 중성자별을 포함하여 검출된 대부분의 중성자별도 전파를 방출합니다.[61] 게 펄서는 스펙트럼 전체에서 전자기 방출을 생성합니다.[61]그러나 전파가 조용한 중성자별이라고 불리는 중성자별이 존재하며, 전파 방출은 감지되지 않습니다.[62]

로테이션

중성자별은 각운동량이 보존되어 있기 때문에 형성된 후 매우 빠르게 회전합니다. 빙상 선수들이 팔을 끌어당기는 것과 유사하게 원래 별의 중심핵이 수축함에 따라 느리게 회전합니다.새로 태어난 중성자별은 1초에 여러 번 회전할 수 있습니다.

스핀 다운

알려진 회전 동력 펄서(빨간색), 비정상적인 X선 펄서(녹색), 고에너지 방출 펄서(파란색) 및 이진 펄서(분홍색)에 대한 P-P-점 도표

시간이 지남에 따라 중성자성은 회전 자기장이 사실상 회전과 관련된 에너지를 방출함에 따라 느려집니다. 오래된 중성자성은 각 회전마다 몇 초씩 걸릴 수 있습니다.이것을 스핀 다운(spin down.중성자별의 회전 속도는 보통 일정하고 매우 작습니다.

주기 시간(P)은 중성자별이 한 바퀴 회전하는 시간인 자전 주기입니다.스핀다운 속도, 즉 회전 속도는 시간에 대한 P의 도함수인 P˙ P-dot)가 주어집니다.단위 시간당 주기적 시간 증가로 정의되며, 무차원 수량이지만 s ⋅ 단위(초당 초)로 지정할 수 있습니다.

중성자별의 스핀다운 속도(P-dot)는 보통 10~10초 ⋅ 범위 안에 속하며, 관측 가능한 중성자별의 주기는 더 짧습니다.중성자별은 나이가 들수록 회전 속도가 느려지고(P가 증가하면), 결국 회전 속도가 너무 느려져 전파 방출 메커니즘을 작동시킬 수 없게 되고, 중성자별은 더 이상 감지할 수 없게 됩니다.[55]

P와 P-dot은 중성자별의 최소 자기장을 추정할 수 있게 해줍니다.[55]P와 P-dot은 펄서의 특징 나이를 계산하는 데에도 사용될 수 있지만, 어린 펄서에 적용했을 때 실제 나이보다 다소 큰 추정치를 제공합니다.[55]

P와 P-dot을 중성자별의 관성 모멘트와 결합하여 스핀다운 광도라 불리는 양을 추정할 수도 있는데, 이 양에는 기호 ˙ E-dot)이 부여됩니다.측정된 광도가 아니라 회전 에너지의 계산된 손실률이 방사선으로 나타납니다.스핀다운 광도가 실제 광도와 비슷한 중성자별의 경우 중성자별은 "회전 동력"이라고 합니다.[55][56]게 펄서의 관측된 광도는 스핀다운 광도와 유사하며, 회전 운동 에너지가 게 펄서의 복사를 작동시키는 모델을 지지합니다.[55]실제 광도가 스핀다운 광도를 약 100배 초과하는 마그네타와 같은 중성자별의 경우, 광도는 회전 동력이 아니라 자기 발산에 의해 동력을 얻는 것으로 가정됩니다.[63]

P-P-점 도표를 만들기 위해 중성자별에 대해 P-P-점 도표를 작성할 수도 있습니다.펄서 개체수와 그 특성에 대한 엄청난 양의 정보를 암호화하고 있으며, 중성자별의 중요성에서 헤르츠스프룽-러셀 도표에 비유되고 있습니다.[55]

스핀업

강착원반을 가진 중성자별이 자기축을 통해 엑스선을 방출하는 모습을 묘사한 컴퓨터 시뮬레이션
주요 기사:중성자별 스핀업

중성자별의 회전속도는 증가할 수 있는데, 스핀업이라고 알려져 있습니다.때때로 중성자별은 동반성으로부터 궤도를 도는 물질을 흡수하여 회전 속도를 증가시키고 중성자별을 구불구불한 회전 타원체로 재구성합니다.이것은 밀리초 펄서의 경우, 중성자별의 회전 속도가 초당 100회 이상 증가하는 원인이 됩니다.

현재 가장 빠르게 회전하는 중성자별 PSR J1748-2446ad는 초당 716회전으로 회전합니다.[64]2007년의 한 논문에서는 중성자별 XTE J1739-285로부터 1122Hz의 스핀을 간접적으로 측정할 수 있는 X선 버스트 진동이 감지되었다고 보고했는데,[65] 이는 1초에 1122번 회전함을 시사합니다.그러나, 현재 이 신호는 단 한 번 보여졌을 뿐이며, 그 별에서 또 다른 폭발이 확인되기 전까지는 잠정적인 것으로 간주되어야 합니다.

글리치 및 별지진

NASA 예술가의 "스타 지진", 즉 "스텔라 지진"에 대한 구상

때때로 중성자별은 갑자기 회전 속도가 약간 증가하거나 회전 속도가 증가하는 결함을 겪을 수 있습니다.글리치는 별 지진의 영향으로 생각되는데, 중성자별의 회전이 느려지면 모양이 더 구형이 됩니다."중성자" 지각의 강성 때문에, 이것은 지각이 파열될 때 별개의 사건으로 일어나 지진과 비슷한 별 지진을 만듭니다.별의 지진 이후 적도 반지름은 작아지고 각운동량이 보존되기 때문에 별의 회전속도는 빨라집니다.

마그네타에서 발생하는 별 지진은 이로 인한 결함으로 소프트 감마 리피터로 알려진 감마선 소스의 주요 가설입니다.[39]

그러나 최근의 연구는 별 지진이 중성자별의 결함을 위한 충분한 에너지를 방출하지 않을 것이라는 것을 시사합니다; 대신에 결함은 중성자별의 이론적 초유체 중심핵의 소용돌이의 전이로 인해 발생할 수 있다고 제안되었습니다.그에 따라 회전 속도의 증가로 나타나는 에너지를 방출하게 됩니다.[66]

미끄럼 방지

중성자별의 회전 속도의 급격한 작은 감소인 안티 글리치(anti-glitch)도 보고되었습니다.[67]자석 1E 2259+586에서는 X선 광도가 20배 증가하고 스핀다운 속도가 크게 변화했습니다.현재 중성자별 모델은 이러한 행동을 예측하지 못합니다.만약 원인이 내부에 있다면, 이것은 단단한 외부 지각과 마그네타 내부 구조의 초유체 성분의 차등 회전을 의미합니다.[67]

인구 및 거리

현재 은하수와 마젤란운에는 약 3,200개의 중성자별이 있으며, 이들 대부분은 전파 펄서로 감지되었습니다.중성자별은 대부분 은하수 원반을 따라 밀집되어 있지만, 초신성 폭발 과정이 새로 형성된 중성자별에 높은 병진 속도(400 km/s)를 줄 수 있기 때문에 원반에 수직으로 확산되는 폭이 큽니다.

가장 가까운 중성자별로는 지구에서 약 400광년 떨어진 RX J1856.5-3754와 약 424광년 떨어진 PSR J0108-1431이 있습니다.[68]RX J1856.5-3754는 매그니피센트 세븐이라고 불리는 가까운 중성자별 무리의 일원입니다.1960년 영화 매그니피센트 세븐의 악당 이름을 따서, 우르사 마이너 별자리의 배경을 통과하는 것으로 발견된 또 다른 근처의 중성자별은 캐나다와 미국의 발견자들에 의해 칼베라라는 별명이 붙여졌습니다.이 빠르게 움직이는 물체는 ROSAT Bright Source Catalog를 사용하여 발견되었습니다.

중성자별은 일생의 초기 단계(거의 항상 100만 년 미만) 동안에만 현대 기술로 탐지할 수 있으며, 다른 별에 대한 흑체 복사와 중력 효과를 통해서만 탐지할 수 있는 오래된 중성자별보다 수가 훨씬 많습니다.

쌍성자성계

서키누스 X-1: 쌍성자별에서 나오는 X선 빛 고리 (2015년 6월 24일, 찬드라 엑스선 관측소)

알려진 모든 중성자별의 약 5%가 쌍성계의 구성원입니다.쌍성 중성자별과[69] 이중 중성자별의[70] 형성과 진화는 복잡한 과정일 수 있습니다.중성자별은 일반적인 주계열성, 적색 거성, 백색 왜성 또는 다른 중성자별과 쌍성계에서 관측되어 왔습니다.현대 쌍성 진화 이론에 따르면, 중성자별은 블랙홀 동반자가 있는 쌍성계에도 존재할 것으로 예상됩니다.중력파 방출을 통해 두 개의 중성자별 또는 중성자별과 블랙홀을 포함하는 쌍성의 결합이 관찰되었습니다.[71][72]

엑스레이 바이너리

주요 기사: X선 바이너리

중성자별을 포함하는 쌍성계는 종종 X선을 방출하는데, X선은 중성자별의 표면을 향해 떨어질 때 뜨거운 가스에 의해 방출됩니다.가스의 근원은 동반성이며, 두 별이 충분히 가까우면 중성자별의 중력에 의해 바깥층이 벗겨질 수 있습니다.중성자별이 이 가스를 첨가하면 질량이 증가하고, 충분한 질량이 축적되면 중성자별은 블랙홀로 붕괴할 수 있습니다.[73]

중성자별 쌍성 병합 및 핵합성

주요 기사:항성 충돌

가까운 쌍성계에서 두 중성자별 사이의 거리는 중력파가 방출됨에 따라 줄어들 것으로 관측됩니다.[74]궁극적으로 중성자별들이 접촉하여 합쳐질 것입니다.쌍성 중성자별의 결합은 짧은 감마선 폭발의 기원에 대한 선도적인 모델 중 하나입니다.이 모델에 대한 강력한 증거는 단기 감마선 버스트 GRB 130603B와 관련된 킬로노바의 관찰에서 비롯되었으며,[75] LIGO, 처녀자리 및 사건을 관찰하는 전자기 스펙트럼을 다루는 70개의 관측소에서 중력파 GW170817과 짧은 GRB170817A를 검출함으로써 최종적으로 확인되었습니다.[76][77][78][79]킬로노바에서 방출되는 빛은 두 중성자별의 결합에서 방출된 물질의 방사성 붕괴에서 나온 것으로 추정됩니다.이 물질은 초신성 핵합성 이론과 반대로 철을 넘어 많은 화학 원소를 생성하는 원인이 될 수 있습니다.[80]

플래닛

짧은 감마선 폭발로[81] 알려진 놀랍도록 짧지만 강렬하게 강력한 사건을 만들어내는 두 중성자별의 결합에 대한 아티스트의 인상
주요 기사:펄서 행성과 중성자별계의 거주가능성

중성자별은 외계 행성을 거느릴 수 있습니다.이것들은 원래의 것일 수도 있고, 원형의 것일 수도 있고, 포획된 것일 수도 있고, 두 번째 행성 형성의 결과일 수도 있습니다.펄서는 별에서 대기를 떼어내어 행성 질량의 잔해를 남길 수도 있는데, 이는 해석에 따라 천왕성 행성 또는 항성 물체로 이해될 수도 있습니다.펄서의 경우, 펄서 타이밍 방법으로 그러한 펄서 행성을 탐지할 수 있는데, 이 방법은 다른 방법보다 훨씬 작은 행성을 높은 정밀도로 탐지할 수 있게 해줍니다.두 가지 시스템이 확정적으로 확정되었습니다.최초로 발견된 외계 행성은 1992년에서 1994년 사이 PSR B1257+12 주위에서 드라우그르, 폴터가이스트, 포베토르 세 행성입니다.이 중 드라우그르는 지금까지 발견된 외계 행성 중 가장 작은 행성으로 질량은 달의 두 배입니다.또 다른 계는 PSR B1620-26으로, 주위 행성이 중성자별-백색 왜성 쌍성계를 돌고 있습니다.또 확인되지 않은 후보들도 여럿 있습니다.펄서 행성은 가시광선을 거의 받지 않지만 거대한 양의 전리방사선과 높은 에너지의 항성풍을 받으며, 이는 현재 이해되고 있는 것처럼 생명체에게 다소 적대적인 환경을 만듭니다.

발견의 역사

가시광선에서 고립된 중성자별을 직접 관측한 것은 처음입니다.중성자별은 RX J1856.5-3754입니다.

1933년 12월 미국 물리학회의 회의에서 월터 바이드와 프리츠 츠위키는 제임스 채드윅에 의해 중성자가 발견된 지 2년도 되지 않아 [82][f]중성자별의 존재를 제안했습니다.[85]초신성의 기원에 대한 설명을 구하면서, 그들은 초신성 폭발에서 보통의 별들이 중성자별이라고 부르는 극도로 촘촘하게 채워진 중성자들로 구성된 별로 변한다고 잠정적으로 제안했습니다.바이드와 츠비키는 당시 중성자별의 중력 결합 에너지의 방출이 초신성의 동력이 된다고 정확하게 제안했습니다.1967년 11월 프랑코 파치니(Franco Pacini)가 중성자별이 회전하고 큰 자기장을 가진다면 전자기파가 방출될 것이라고 지적할 때까지 중성자별은 너무 희미해서 탐지할 수 없다고 생각되었고 거의 연구가 이루어지지 않았습니다.그가 모르는 사이에 전파 천문학자 Antony Hewish와 캠브리지 대학원생 Jocelyn Bell은 펄서라고 알려진 고도로 자화되고 빠르게 회전하는 중성자별이라고 믿어지는 별들로부터 전파 펄스를 곧 감지했습니다.

1965년, 안토니 휴이시와 새뮤얼 오코예는 게성운에서 높은 전파 밝기의 온도를 가진 특이한 근원을 발견했습니다.[86]이 근원은 1054년의 거대한 초신성에서 비롯된 게 펄사로 밝혀졌습니다.

1967년, 이오시프 슈클로프스키는 전갈자리 X-1의 X선과 광학 관측을 조사했고, 방사선이 강착 단계에서 중성자별에서 나온다는 결론을 정확하게 내렸습니다.[87]

1967년 조슬린 벨 버넬과 안토니 휴이시는 PSR B1919+21에서 규칙적인 전파 펄스를 발견했습니다.이 펄서는 나중에 고립되고 회전하는 중성자별로 해석되었습니다.펄서의 에너지원은 중성자별의 회전에너지입니다.알려진 중성자별의 대부분(약 2000년, 2010년 기준)은 펄서로 발견되었으며, 규칙적인 전파 펄스를 방출합니다.

1968년 Richard V. E. Lovelace와 공동연구자들은 아레시보 천문대를 이용하여 게 펄서의 주기 ≈ P약 를 발견했습니다.이 발견 이후, 과학자들은 펄서가 중성자별을 회전시킨다는 결론을 내렸습니다.[90]그 이전에, 많은 과학자들은 펄서가 진동하는 백색 왜성이라고 믿었습니다.

1971년 리카르도 자코니, 허버트 거스키, 에드 켈로그, R. 레빈슨, E. 슈라이어, H.타난바움은 센타우루스자리 센 X-3에 있는 엑스선 소스에서 4.8초간의 맥동을 발견했습니다.[91]그들은 이것이 회전하는 뜨거운 중성자별에서 비롯된 것이라고 해석했습니다.에너지원은 중력적이고 동반성이나 성간매질로부터 중성자별 표면에 떨어지는 가스의 비로 인한 것입니다.

1974년, 안토니 휴이시는 펄서의 발견에 함께 한 조슬린 벨 없이 "펄서의 발견에 있어서의 결정적인 역할"로 노벨 물리학상을 수상했습니다.[92]

1974년 조지프 테일러와 러셀 헐스는 질량 중심 주위를 도는 두 개의 중성자별(하나는 펄서로 볼 수 있음)로 구성된 최초의 쌍성 펄서 PSR B1913+16을 발견했습니다.알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 짧은 쌍성 궤도에 있는 거대한 물체들이 중력파를 방출하고, 따라서 그들의 궤도는 시간에 따라 붕괴될 것이라고 예측합니다.일반 상대성 이론이 예측하는 것처럼 이는 실제로 관찰되었고, 1993년 테일러와 헐스는 이 발견으로 노벨 물리학상을 수상했습니다.[93]

1982년 돈 배커(Don Backer)와 동료들은 최초의 밀리초 펄서 PSR B1937+21을 발견했습니다.[94]이 물체는 초당 642번 회전하는데, 이 값은 중성자별의 질량과 반지름에 근본적인 제약을 가합니다.많은 밀리초 펄서가 나중에 발견되었지만 PSR B1937+21은 PSR J1748-2446ad (초당 716번 회전)가 발견될 때까지 24년 동안 가장 빠르게 회전하는 펄서로 남아 있었습니다.

2003년, 마르타 버게이와 동료들은 두 구성 요소 모두 펄서로 탐지할 수 있는 최초의 이중 중성자별계인 PSR J0737-3039를 발견했습니다.[95]이 시스템의 발견은 총 5가지의 일반 상대성 이론의 테스트를 허용하며, 그 중 일부는 전례 없는 정밀도를 가지고 있습니다.

2010년 폴 데모레스트와 동료들은 밀리초 펄서의 질량을 측정했습니다.PSR J1614-2230 1.97±0.04 M☉,샤피로 지연을 ☉이용합니다.[96]이 값은 이전에 측정된 중성자별 질량(1.67)보다 상당히 높았습니다.M☉,PSR J1903+0327 ☉참조), 중성자별의 내부 구성에 강한 제약을 가합니다.

2013년 John Antoniadis와 동료들은 PSR J0348+0432의 질량을 2.01±0.04로 측정했습니다. M☉,백색왜성 분광기를 [97]☉이용해서요이것은 다른 방법을 사용하여 그러한 거대한 별들의 존재를 확인해 주었습니다.게다가, 이것은 처음으로 거대한 중성자별을 이용한 일반 상대성 이론의 실험을 가능하게 했습니다.

2017년 8월 LIGO와 Virgo는 중성자별 충돌에 의해 생성된 중력파를 최초로 발견하여 중성자별에 대한 추가적인 [98]발견된 중성자별에 대한 추가적인 발견으로 이어졌습니다.

2018년 10월, 천문학자들은 2015년에 발견된 감마선 폭발 사건인 GRB 150101B가 역사적인 GW170817과 직접적인 관련이 있고 두 중성자별의 결합과 관련이 있을 수 있다고 보고했습니다.감마선, 광학 및 X선 방출 측면과 관련된 숙주 은하의 특성 측면에서 두 사건 사이의 유사성은 "놀라운" 것이며, 두 개의 별개의 사건은 모두 중성자별의 합병의 결과일 수 있으며, 둘 다 이전에 알려진 것보다 우주에서 더 일반적일 수 있는 킬로노바일 수 있음을 시사합니다.연구자들에 의하면, 발가락.[99][100][101][102]

2019년 7월, 천문학자들은 GW170817의 중성자별 병합을 발견한 후, 중성자별 쌍의 결합을 기반으로 허블 상수를 결정하고 이전 방법의 불일치를 해결하기 위한 새로운 방법이 제안되었다고 보고했습니다.[103][104]허블 상수의 측정값은 70.3+5.3-5
.0(km/s)/Mpc입니다.[105]

2020년 사우샘프턴 대학교 박사과정 학생 Fabian Gittins의 연구에 따르면 표면의 불규칙성("산")은 이전에 예측했던 것보다 수백 배 작은 1 밀리미터 높이(중성자별 지름의 약 0.000003%)의 분수에 불과할 수 있다고 합니다.회전하는 중성자별에서 나오는 중력파의 비detection에 대한 영향을 포함하는 결과.

하위 유형

다양한 종류의 중성자별
컴퓨터는 강력한 X선의 폭발을 보여주는 자기장선이 투사된 강착원반을 가진 중성자별을 렌더링합니다.이 시뮬레이션은 NASA의 NuSTAR와 Swift, ESA의 XMM-Newton 관측소의 2017년 데이터에서 가져온 것입니다.

중성자별을 구성하거나 포함하는 물체의 종류는 다음과 같습니다.

  • 고립 중성자별(INS):[56][59][108][109] 쌍성계에는 없습니다.
    • 회전 동력 펄서(RPP 또는 "전파 펄서"):[59] 강한 자기장 때문에 일정한 간격으로 우리를 향해 지향된 방사선 펄스를 방출하는 중성자별.
      • 회전 무선 과도(RRAT):[59] 알려진 펄서의 대부분보다 더 산발적으로 그리고/또는 더 높은 펄스 대 펄스 변동성을 갖는 펄서로 생각됩니다.
    • 마그네타(Magnetar): 극도로 강한 자기장(일반 중성자별의 1000배 이상)과 긴 회전 주기(5~12초)를 가진 중성자별.
    • 전파가 조용한 중성자별들.
      • 엑스레이 디딤 고립된 중성자별들.[59]
      • 초신성 잔재의 중심 소형 물체(SNR의 CCO): 초신성 잔재에 둘러싸인 고립된 중성자별로 생각되는 젊고 무선으로 조용한 비펄싱 X선 소스.[59]
  • 엑스선 펄서(X-ray pulsar) 또는 "흡입 동력 펄서(Accention-powered pulsar)": 엑스선 쌍성의 한 종류.
    • 저질량 X선 쌍성 펄서: 저질량 X선 쌍성(LMXB) 부류, 주계열성을 가진 펄서, 백색 왜성 또는 적색 거성.
      • 밀리초 펄서 (MSP) ("재활용 펄서").
        • 그들의 동반자가 반퇴행성인 펄서인 "[110]거미 펄서
          • "블랙 위도우" 펄서, 만약 동반성이 극도로 낮은 질량(0.1 미만)을 가지고 있다면, "거미 펄서"에 해당하는 펄서M☉).
          • "레드백" 펄서, 만약 동반자가 더 거대하다면 말입니다.
        • 밀리초 미만의 펄서.[111]
      • X선 폭발기: 물질이 강착되어 중성자별 표면에서 불규칙적인 에너지 폭발이 일어나는 낮은 질량의 쌍성 동반자를 가진 중성자별.
    • 중간질량 X선 쌍성 펄서: 중간질량 X선 쌍성(IMXB), 중간질량 별을 가진 펄서.
    • 고질량 X선 쌍성 펄서: 고질량 X선 쌍성(HMXB)의 한 부류로, 질량이 큰 별을 가진 펄서입니다.
    • 쌍성 펄서(binary pulsar): 쌍성 동반자가 있는 펄서(pulsar), 종종 백색 왜성이나 중성자별.
    • X선 3차(이론화).[112]

실제로 중성자별이 아닌 유사한 성질을 가진 이론화된 소형별들도 많이 있습니다.

  • 양성자중성자별(PNS), 이론화[113]
  • 이국적 별
    • 손–ż트코우 천체: 현재 중성자별이 적색 거성으로 가상적으로 합쳐진 것입니다.
    • 쿼크 별: 현재 쿼크 물질 또는 기묘한 물질로 구성된 가상의 유형의 중성자 별.2018년 현재 후보는 3명입니다.
    • 전기약성: 현재 가정적인 형태의 극도로 무거운 중성자별로, 쿼크는 전기약력을 통해 렙톤으로 전환되지만 중성자별의 중력 붕괴는 복사압에 의해 방지됩니다.2018년 현재 그들의 존재에 대한 증거는 없습니다.
    • 프레온 별 : 현재 프레온 물질로 구성된 가상의 중성자별 유형.2018년 현재 프레온의 존재에 대한 증거는 없습니다.

중성자별의 예시

밝은 오로라를 가진 펄서 행성 PSR B1257+12 C에 대한 예술가의 구상
참고 항목:펄서 § 상당 펄서

갤러리

  • 지름 25km(16m) 구의 지구 질량 50만개를 포함하는 중성자별

  • 중성자별 충돌

  • 중성자별 충돌

  • Artist's impression of a neutron star bending light

    중성자별이 빛을 굴절시키는 예술가의 느낌

참고 항목

메모들

  1. ^ 중성자별의 밀도는 질량이 증가함에 따라 증가하고 반지름은 비선형적으로 감소합니다.(보관 이미지: 나사 질량 반지름 그래프) 새로운 페이지는 다음과 같습니다. "RXTE Discovers Kilohertz Quasiperiodic Oscillations". NASA. Archived from the original on 27 March 2016. Retrieved 17 February 2016. (구체적인 이미지 [1]Wayback Machine에서 2016-09-27 보관)
  2. ^ a b A 10M☉ 별은 블랙홀로 붕괴될 것입니다.[28]
  3. ^ 3.7×1017 kg/m은3 질량 2.68×1030 kg/반지름 12 km, 5.9×1017 kg/m은3 질량 4.2×1030 kg/반지름 11.9 km/m에서 유래함
  4. ^ 반지름 10 km의 중성자별에 있는 물질의 평균 밀도는 1.1×1012 kg/cm입니다3.따라서 이러한 물질의 5ml는 5.5×10kg12 또는 5,500,000,000 미터톤입니다.이는 전 세계 인구의 약 15배에 해당하는 양입니다.반지름 20km의 중성자별(평균 밀도 8.35×10kg10/cm3)로부터 5ml의 질량은 약 4억 미터 톤으로, 인간 전체의 질량 정도입니다.중력장은 ca. 2x10g11 또는 ca. 2x10N12/kg입니다.달 무게는 1g으로 계산됩니다.
  5. ^ 자기장 B의 자기에너지 밀도는 U = μ B ⁄2입니다. B = 10 T를 대입하면 U = 4×10 J/m이 됩니다. 원뿔로 나누면 알려진 모든 물질의 표준 온도와 압력 밀도를 초과하는 44500 kg/m의 등가 질량 밀도를 얻을 수 있습니다.가장 밀도가 높은 안정 원소인 오스뮴의 경우 22590 kg/m와3 비교해 보십시오.
  6. ^ 1931년 중성자 발견 이전에도 레프 란다우는 "원자핵이 하나의 거대한 핵을 형성하며 밀접하게 접촉하는" 별에 대해 글을 쓰면서 중성자별을 예상했습니다.[83]하지만, 란다우가 중성자별을 예측했다는 광범위한 의견은 틀린 것으로 드러났습니다.[84]

참고문헌

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