중성자별

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중성자별의 형성

 

중성자별은 대질량 항성의 극적인 최후의 결과물입니다.

태양 질량의 약 8배에서 20배 사이의 별들이 핵연료를 모두 소진하면 초신성 폭발을 일으키고,

그 중심부가 붕괴하여 중성자별이 됩니다.

 

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물리적 특성

 

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크기와 질량

중성자별은 믿기 힘들 정도로 작고 밀도가 높습니다.

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지름

 

일반적으로 8-12 km

 

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질량

 

태양 질량의 1.2-2.0배

이렇게 작은 크기에 엄청난 질량이 압축되어 있어, 중성자별의 밀도는 상상을 초월합니다.

 

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구조

중성자별의 내부 구조는 다음과 같이 나눌 수 있습니다:

 

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지각

 

가장 바깥층

 

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외부핵

 

2-11 km 지점, 중성자의 비율이 증가

 

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내핵

 

0-3 km 반경, 순수한 중성자로 구성

온도

중성자별은 형성 직후 극도로 뜨겁습니다

 

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초기 온도

 

10^11 - 10^12 켈빈

 

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표면 온도

 

약 600,000 켈빈

 

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자기장

중성자별은 매우 강력한 자기장을 가지고 있으며, 이는 펄서와 마그네타와 같은 특별한 현상을 일으킵니다.

 

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중성자별의 종류

 

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펄서

펄서는 빠르게 회전하며 주기적으로 전자기파를 방출하는 중성자별입니다.

1967년 Jocelyn Bell Burnell과 Antony Hewish에 의해 처음 발견되었습니다.

 

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마그네타

마그네타는 극도로 강한 자기장을 가진 중성자별입니다.

일반 중성자별보다 최대 1000배 강한 자기장을 가지며, 이는 1000km 거리에서도 치명적일 수 있습니다.

 

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중성자별의 형성 조건

중성자별의 형성은 별의 초기 질량과 중원소 함량에 따라 달라집니다:
태양 질량의 약 28배 이상의 별은 중성자별이나 블랙홀이 될 수 있습니다.
중원소 함량이 높은 별은 더 높은 질량에서도 중성자별이 될 수 있습니다.
태양 중원소 함량의 3배를 넘는 별은 질량에 관계없이 중성자별이 됩니다