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en:Neutron star の 09:27, 27 June 2014 の版
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A neutron star is a type of stellar remnant that can result from the gravitational collapse of a massive star during a Type II, Type Ib or Type Ic supernova event. Neutron stars are the densest and tiniest stars known to exist in the universe; although having only the radius of about 10 km (6 mi), they may have a mass of several times that of the Sun. Neutron stars probably appear white to the naked eye.
中性子星は、の一種で恒星の残骸から生じうる重力崩壊巨大の星の間にタイプII、Ib型や型IC 超新星イベント。中性子星は、に存在することが知られて最も高密度かつ最も小さい星です宇宙 ; 約10kmの半径のみ(6マイル)を有するが、それらは太陽の数倍の質量を有することができる。中性子星は、おそらく肉眼では白く見える。
Neutron stars are the end points of stars whose inert core's mass after nuclear burning is greater than the Chandrasekhar limit for white dwarfs, but whose mass is not great enough to overcome the neutron degeneracy pressure to become black holes. Such stars are composed almost entirely of neutrons, which are subatomic particles without net electrical charge and with slightly larger mass than protons. Neutron stars are very hot and are supported against further collapse by quantum degeneracy pressure due to the phenomenon described by the Pauli exclusion principle. This principle states that no two neutrons (or any other fermionic particles) can occupy the same place and quantum state simultaneously.
中性子星は、不活性コアの質量の後に星のエンドポイントである核燃焼よりも大きなチャンドラセカールの限界のための白色矮星が、その質量を克服するのに十分大きくない中性子の縮退圧になるためのブラックホール。このような星は、ほぼ完全に構成された中性子の正味のない素粒子であり、電荷およびよりわずかに大きな質量を持つ陽子。中性子星は非常に高温であり、で、さらに崩壊に対してサポートされている量子縮退圧によって記述現象によるパウリ排他律。どの2つの中性子(またはその他のこの原則の状態フェルミ粒子)が同じ場所と占有することはできません量子状態を同時に。
The discovery of pulsars in 1967 suggested that neutron stars exist. Born in supernova explosions, these bodies are "only" ~12-13 kilometers by radius and spin around as rapidly as 642 times a second,[1] or approximately 38,500 revolutions per minute. In contrast, the Sun's radius is about 60,000 times that. A typical neutron star has a mass between ~1.4 and 3.2 solar masses with a surface temperature of ~6 x 105 Kelvin [2][3][4] (see Chandrasekhar limit).[5][lower-alpha 1] Neutron stars have overall densities of 3.7×1017 to 5.9×1017 kg/m3 (2.6×1014 to 4.1×1014 times the density of the Sun),[lower-alpha 2] which is comparable to the approximate density of an atomic nucleus of 3×1017 kg/m3.[6] The neutron star's density varies from below 1×109 kg/m3 in the crust - increasing with depth - to above 6×1017 or 8×1017 kg/m3 deeper inside (denser than an atomic nucleus).[7] This density is approximately equivalent to the mass of a Boeing 747 compressed to the size of a small grain of sand. A normal-sized matchbox containing neutron star material would have a mass of approximately 5 billion tonnes.
の発見パルサー 1967年には、中性子星が存在することが示唆された。超新星爆発で生まれ、これらの機関は、半径によって"のみ"〜12〜13キロで、642回二ほど急速に周囲に回転し、[ 1 ]または約38500 毎分回転数。これとは対照的に、日の半径は約60,000倍である。典型的な中性子星は持ってマス〜1.4と3.2の間に太陽質量〜6×10の表面温度との5ケルビン[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ](参照チャンドラセカール限界に)。[ 5 ] [ A ]中性子星全体の持っている密度3.7 × 10 17に5.9 × 10 17 キロ/ M 3(2.6 × 10 14と4.1 × 10 14日の倍密度)、[ B ]のおおよその密度に匹敵する原子核の3 × 10 17 キロ/ M 3。[ 6 ]中性子星の密度は下から変わる1 × 10 9 キロ/メートル3地殻中-深さとともに増加する-上に6 × 10 17、または8 × 10 17 キロ/メートル3深い内部(原子核よりも密度が高い)。[ 7 ]この密度は、質量にほぼ等しいボーイング747砂の小さな粒の大きさに圧縮。中性子星物質を含む通常サイズのマッチ箱は約50億トンの質量を持っているでしょう。
In general, compact stars of less than 1.44 solar masses – the Chandrasekhar limit – are white dwarfs and a compact star weighing between that and 3 solar masses (the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit) should be a neutron star. Gravitational collapse will usually occur on any compact star between 10 and 25 solar masses and produce a black hole.[8] Between these, hypothetical intermediate-mass stars such as quark stars and electroweak stars have been proposed, but none have been shown to exist.
一般的に、より少ない1.44太陽質量のコンパクトな星- チャンドラセカールの限界は -である白色矮星とその3太陽質量(の体重のコンパクト星トールマン·オッペンハイマー·ボルコフの制限は)中性子星である必要があります。重力崩壊は、通常発生しますいずれにも、コンパクト星 10および25太陽質量と生産の間にブラックホール。[ 8 ]これらの間を、のような仮想的な中間質量星クォーク星と電弱星が提案されてきたが、どれも存在することが示されていない。
Some neutron stars rotate very rapidly and emit beams of electromagnetic radiation as pulsars. Gamma-ray bursts may be produced from rapidly rotating, high-mass stars that collapse to form a neutron star, or from the merger of binary neutron stars. There are thought to be on the order of 108 neutron stars in the galaxy, but they can only be easily detected in certain instances, such as if they are a pulsar or part of a binary system. Non-rotating and non-accreting neutron stars are virtually undetectable; however, the Hubble Space Telescope has observed one thermally radiating neutron star, called RX J185635-3754.
いくつかの中性子星は非常に急速に回転し、電磁放射のビームを放出パルサー。ガンマ線バーストは中性子星、またはバイナリ中性子星の合併を形成するための高速回転、高質量の星、その崩壊から製造することができる。そこに10のオーダーであると考えられている8それらはパルサーまたはバイナリシステムの一部である場合など、銀河における中性子つが、それらは容易に特定の例において検出することができる。非回転と中性子星が事実上検出不可能である非降着; しかし、ハッブル宇宙望遠鏡は、と呼ばれる1熱放射中性子星を観察しているRX J185635-3754。