중성자별(영어: neutron star)은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 우주에서 존재하는 것으로 밝혀진 것 중 가장 밀하고 작다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 질량의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다.중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리의 배타 원리를 통해 설명되는 현상인 양자 축퇴압에 의해 더 붕괴하지 않고 유지된다.중성자별의 질량은 최소한 1.1 태양질량에서 3 태양질량(M☉)까지이다. 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2.01 M☉이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6×105 K이다. 중성자별의 전체 밀도는 3.7×1017에서 5.9×1017 kg/m3 (태양의 밀도의 2.6×1014 ~ 4.1×1014 배)이다.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • 중성자별(영어: neutron star)은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 우주에서 존재하는 것으로 밝혀진 것 중 가장 밀하고 작다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 질량의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다.중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리의 배타 원리를 통해 설명되는 현상인 양자 축퇴압에 의해 더 붕괴하지 않고 유지된다.중성자별의 질량은 최소한 1.1 태양질량에서 3 태양질량(M☉)까지이다. 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2.01 M☉이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6×105 K이다. 중성자별의 전체 밀도는 3.7×1017에서 5.9×1017 kg/m3 (태양의 밀도의 2.6×1014 ~ 4.1×1014 배)이다. 이는 3×1017 kg/m3에 해당하는 원자핵의 밀도와 맞먹는다. 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. 중성자별과 같은 밀도를 가진 보통 크기의 성냥갑의 질량은 약 5조 톤 또는 1 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. 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 존재하는지 보여진 적이 없다. 그러한 고밀도에서의 물질의 상태에 관한 방정식은 이론 및 경험적 어려움으로 인해 정확히 알려져 있지 않다.일부 중성자별은 매우 빠르게 회전하며(최대 초당 716회, 또는 분당 43,000회) 펄서로서 전자기 복사빔을 방출한다. 사실, 1967년에 펄서의 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 펄서 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.
dbpedia-owl:wikiPageExternalLink
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 73085 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 2507 (xsd:integer)
  • 24315 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 50 (xsd:integer)
  • 207 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 11681099 (xsd:integer)
  • 14429970 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-ko:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
rdfs:comment
  • 중성자별(영어: neutron star)은 초신성 폭발 직후 무거운 별이 중력붕괴하여 만들어진 밀집성의 일종이다. 중성자별은 우주에서 존재하는 것으로 밝혀진 것 중 가장 밀하고 작다. 거의 12 ~ 13 km의 반지름에 태양의 질량의 두 배에 달하는 무거운 질량을 가지고 있다.중성자별은 거의 대부분이 순전하가 없고 양성자보다 약간 더 무거운 핵자인 중성자로 구성되어 있다. 이들은 매우 뜨거우며 두 개의 중성자(또는 페르미 입자)가 동시에 같은 위치 및 양자 상태를 취할 수 없다는 원리인 파울리의 배타 원리를 통해 설명되는 현상인 양자 축퇴압에 의해 더 붕괴하지 않고 유지된다.중성자별의 질량은 최소한 1.1 태양질량에서 3 태양질량(M☉)까지이다. 관측된 것 중 가장 무거운 것은 2.01 M☉이다. 중성자별의 표면온도는 보통 ~6×105 K이다. 중성자별의 전체 밀도는 3.7×1017에서 5.9×1017 kg/m3 (태양의 밀도의 2.6×1014 ~ 4.1×1014 배)이다.
rdfs:label
  • 중성자별
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-ko:형태 of
is foaf:primaryTopic of