중성자별

중성자별은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 붕괴하면서 형성되는 밀도가 높은 별의 일종으로, 중성자별은 블랙홀 이후 현재까지 관측된 우주의 어떤 물체보다 밀도가 두 번째로 크다. 중성자별은 대부분 순전하가 없고 양성자보다 약간 무거운 중성자로 이루어져 있다. 이것들은 두 개의 중성자가 같은 위치와 양자 상태를 동시에 취할 수 없다는 원리인 파울리 배타 원리에 의해 설명되는 현상인 양자 퇴행성으로 인해 붕괴되지 않고 유지된다. 보통 1.39M보다 작은 성단은 백색 왜성이며, 그와 3M 사이의 성단은 중성자별이다. 관측된 가장 무거운 중성자 별은 질량이 약 2M이다. 10M보다 무거운 밀도가 높은 물체의 경우, 중성자 퇴행성 압력은 더 이상 밀도를 지지하지 않으며 밀도는 보통 중력 붕괴를 통해 블랙홀을 형성한다. 두 밀집성 사이에 쿼크별이나 약전자기별과 같은 가상의 중간질량 천체들이 제안되었지만, 이들이 실제로 존재하는지 확인되지 않았다. 이러한 고밀도에서의 물질 상태에 관한 방정식은 이론적 및 경험적 어려움 때문에 정확하게 알려지지 않았다. 일부 중성자별은 매우 빠른 속도로 회전하는 전자기 방사선을 방출하였다. 감마선 폭발은 질량이 큰 별이 붕괴하여 중성자별을 형성하거나 중성자별과 합쳐질 때 발생할 수 있었다. 은하에는 약 108개의 중성자별이 있는 것으로 추정되지만, 이들은 펄서와 쌍성의 구성원 등 특정한 예를 통해서만 쉽게 발견된다.

형성

초기 질량이 약 8M인 모든 주계열성이나 그 이상이 중성자 별이 될 수 있다. 별이 주계열성에서 멀어질수록 후속 핵 연소는 철이 풍부한 핵을 형성한다. 노심의 모든 핵연료가 고갈되면 중심핵 퇴화 압력에 의해 지지되어야 하며, 물질이 껍질 연소를 통해 핵에 추가로 퇴적되면 핵은 찬드라세카르 한계에 도달한다. 전자 축퇴압은 중력에 압도되어 핵은 더욱 붕괴하고 온도는 5000000000K 이상으로 급격히 상승한다. 핵이 이 온도에 도달하면 광붕괴가 나타난다. 온도가 더 올라가면 전자와 양성자가 결합하여 중성자를 형성하여 폭발적인 양의 중성미자를 방출한다. 핵이 어느 정도의 밀도에 도달하면 중성자의 축퇴 압력은 별의 수축을 멈추고 낙하하는 별의 외부 대기를 바깥쪽으로 밀어 초신성이 된다. 중성자별의 질량이 5M 이상이면 이 별은 더욱 붕괴하여 블랙홀이 될 것이다. 다른 중성자별은 가까운 쌍성계에서 형성된다. 무거운 별들의 핵은 II형, Ib형, Ic형 초신성 동안 압축되며, 각운동량의 대부분은 중성자별로 붕괴하는 과정에서 보존된다. 중성자 별은 가정 별의 반지름의 작은 부분을 차지하기 때문에 매우 빠르게 형성되고 점차적으로 느려집니다. 중성자별의 밀도 때문에 별의 표면 중력은 매우 크며 중성자별의 탈출 속도는 빛의 3분의 1에서 1/2의 속도로 10만~15만 km/s에 이른다. 중성자별의 표면에 떨어지는 별의 중력에 의해 엄청난 속도로 가속되며, 충돌의 힘은 모든 물질을 그것을 이루는 원자를 파괴할 만큼 동일하게 만들며, 대부분의 경우 별의 일부로 남아 있다.