중성자별
거대한 별의 붕괴된 핵심 / From Wikipedia, the free encyclopedia
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.[1][2] 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2.01 M☉이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6×105 K이다.[3][4][5][6][lower-alpha 1] 중성자별의 전체 밀도는 3.7×1017에서 5.9×1017 kg/m3 (태양의 밀도의 2.6×1014 ~ 4.1×1014 배)[lower-alpha 2]이다. 이는 3×1017 kg/m3에 해당하는 원자핵의 밀도와 맞먹는다.[7] 중성자별의 밀도는 깊이에 따라서 변하는데, 지각에서는 1×109 kg/m3 이고, 내부로 들어갈수록 밀도가 증가하여 최대 6×1017 ~ 8×1017 kg/m3(원자핵보다 밀도가 크다)까지 이른다.[8] 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.[9] 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,[10][11] 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.[12][13]