맥북에어 M4 출시일

중성자 별은 중성자만으로 이루어진 매우 밀집된 물체입니다. 초신성보다 10배 더 큰 질량을 가진 거대한 별은 초신성 폭발로 추정되며, 나머지 핵심 영역에 매우 높은 표면 온도와 강한 자기장을 가지고 있다(그림 1과 2). 각 중성자는 반경 5 × 1014 g cm-3의 질량이 10km인 것으로 알려져 있다. 그러한 밀집된 별들의 중력은 정상적인 가스압이 중력의 붕괴를 막을 수 없을 정도로 크며, 울프강 폴의 배제 원칙에 의한 중성자의 축적은 안정적일 수 있다. 중성자의 존재는 제임스 채드윅이 중성자를 발견한 후 2년 후인 1933년에 Walter Badder와 Pritz Zewick에 의해 제안되었는데, 이는 초신성의 에너지 발생 과정을 설명하는 것이었습니다.

중성자는 매우 작아서 실제 형태를 관찰할 수 없으며, 존재 여부는 표면 온도와 회전 특성에 의해 결정된다. 표면 온도는 약 1도이다.000,000 K와 0 사이의 회전 사이클.001초와 10초 동안 관찰된다(부분적으로 고정된 2진수 시스템에 더 긴 주기를 가진 중성자도 있다). 중성자 스타는 매우 큰 자기장으로 평가되며 자기장 강도는 108~1015 G이다. 대부분의 중성자 부족은 전파, X선 및 감마선의 강한 방사선을 방출하며, 안개, 초신성, 단일 별, 이진성 또는 삼중성 별에서 관찰된다.

발견
중성자 스타는 모양 때문에 찾을 수 없을 정도로 작다(그림 2). 중성자는 가시 영역에서도 매우 어둡기 때문에 광학 망원경으로 식별하기가 매우 어렵다. 따라서, 1960년대 최초의 중성자 특정 발견은 무선 망원경 활성화로 이루어졌다. 중성자 별은 1967년 안토니 휴시와 요클린의 벨이 발견했습니다. 중성자(핵 붕괴로 인해 밀도가 낮은 다른 물체들은 빠르게 회전할 수 없음)에 의해 해석된 1.33초(CP 1919 또는 PSR 1919+21 또는 PSR J1921+2153)의 주기적 광도 변화가 매우 빠른 방사선원을 발견했다.

속성
중성자의 측정 가능한 물리적 특성은 질량, 반지름, 온도 등과 같은 백색 와이어가 가질 수 있는 최대 질량으로 추정된다. 중성자 변형과 핵력에 의한 중력의 붕괴를 막을 수 있는 최대 질량이다. 각 중성자의 질량은 중성자와 다른 밀집성 별들의 이진법으로 가장 정밀하게 측정되며, 현재 측정한 각 중성자의 최대 질량은 다음과 같다. 일반적으로 지름이 약 10km로 간주되며, 스테판 볼츠만법을 적용하거나 많은 가정하에서 약 8~12km를 측정하는 것은 매우 어렵다.

모든 중성자의 표면 온도는 형성 초기에는 매우 높습니다. 그리고 수 년 내에 수백만도로 냉각되고 수백만 년 동안 서서히 감소합니다. X-ray에 의해 관찰되는 중성자 스타의 경우, 표면 표면 온도는 표면으로부터 오는 검은 신체 방사선에 의해 X-ray 스펙트럼에 의해 정확히 측정될 수 있으며, 그 값은 대개 수백만 도이다. 중성자 별의 방사선은 중성자 항성에서 중성자 항성까지 다양하다. 보통 전파, X선, 감마선에서 잘 관찰되고 일부 중성자 스타도 적외선 및 광학 대역에서 관찰된다. 방사선 주파수 대역과 감마 대역에서, 방사선은 자석 영역과 X선 대역에서 평균 자기장과 자기장의 검은 몸체의 복사본을 생성한다.

구조
다른 별들과 마찬가지로 중성자 별들도 양파 껍질 구조를 가지고 있다. 3) 별의 외부 부분은 얇지만 밀도가 높은 몇 센티미터의 대기권으로 구성되며 실제 표면에서 방출되는 검은 방사선을 변화시킨다. 별의 외부 층은 격자 이온(철, 수소, 헬륨 등)으로 구성된다.그리고 전자와 함께, 안으로 들어갈수록 압력과 중성자 거품이 더 높아지고 이온 코어 사이의 연결이 끊어진다. 더 깊이 들어갈수록, 더 많은 중성자가 이온으로부터 빠져나가게 됩니다. 양성자와 전자는 합쳐져서 중성자 핵이 되고 중성자 핵이 됩니다. 원자핵은 원자 물리학보다 밀도가 높고, 원자핵에 어떤 중성자가 존재하는지는 아직 알려지지 않았다. 이론적으로, 그것은 불필요한 중성자, 이상한 쿼크, 양파, 또는 Quark 물질으로 추정된다.