중성자별 내부의 새로운 한계 설정

지구에서 복제할 수 없는 환경을 어떻게 이해할 수 있습니까? 이것은 천체 물리학자들이 항상 직면하는 과제입니다. 어떤 경우에는 잘 이해된 물리학을 극한 조건에 적용하는 방법을 알아낸 다음 이러한 방정식의 출력을 관찰과 비교하는 것이 주로 문제입니다. 그러나 이것에 대한 주목할만한 예외는 관련 방정식이 매우 까다로워지고 관찰이 많은 세부 사항을 제공하지 않는 중성자 별입니다.

따라서 우리는 이러한 물체의 표면 근처에 거의 순수한 중성자 층이 있다고 확신하지만 가장 안쪽 깊이에 무엇이 존재하는지 완전히 확신할 수 없습니다.

이번 주에 Nature는 우리를 이해에 더 가까이 데려가려는 연구를 발표합니다. 그것은 우리에게 답을 주지 않습니다. 여전히 많은 불확실성이 있습니다. 그러나 과학자들이 다양한 출처에서 데이터를 가져와 이러한 불확실성을 줄이기 시작하는 과정을 살펴볼 수 있는 좋은 기회입니다.

중성자는 어떻습니까?

중성자별을 구성하는 물질은 무거운 별의 핵 근처에서 이온화된 원자로 시작됩니다. 별의 핵융합 반응이 중력을 상쇄하기에 충분한 에너지 생성을 멈추면 이 물질은 수축하고 압력이 증가합니다. 분쇄하는 힘은 원자핵 사이의 경계를 없애기에 충분하여 양성자와 중성자의 거대한 수프를 만듭니다. 결국, 그 영역의 전자들조차 강제로 많은 양성자를 형성하여 중성자로 변환시킨다.

이것은 마침내 중력의 분쇄력을 압축하는 힘을 제공합니다. 양자 역학은 중성자가 가까운 거리에서 동일한 에너지 상태를 차지하는 것을 방지하고, 이는 중성자가 가까워지는 것을 방지하여 블랙홀로 붕괴되는 것을 방지합니다. 그러나 중성자 덩어리와 블랙홀 사이에 중간 상태가 있을 수 있으며, 여기서 중성자 사이의 경계가 무너지기 시작하여 구성 쿼크의 이상한 클러스터가 생성됩니다.

이러한 유형의 상호 작용은 쿼크를 함께 양성자와 중성자로 묶은 다음 이러한 양성자와 중성자를 원자핵으로 묶는 강한 힘의 영향을 받습니다. 불행히도, 극한의 힘을 포함하는 계산은 계산적으로 매우 비쌉니다. 결과적으로 중성자별에서 볼 수 있는 종류의 에너지와 밀도로 작동하도록 하는 것은 불가능합니다.

하지만 그렇다고 해서 우리가 갇힌 것은 아닙니다. 우리는 관련 에너지에서 계산할 수 있는 강한 힘의 대략적인 추정치를 가지고 있습니다. 그리고 이것이 우리에게 큰 의심을 남기지만 이러한 불확실성을 줄이기 위해 다양한 경험적 증거를 사용하는 것이 가능합니다.

중성자별을 어떻게 보나요?

중성자별은 질량에 비해 엄청나게 작아서 너비가 약 20km에 불과한 물체 내부의 태양 질량보다 더 많은 질량을 쥐고 있습니다. 우리가 알고 있는 가장 가까운 것은 수백 광년 떨어져 있으며 대부분은 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다. 그래서 이런 것들을 묘사하는 방식으로 많은 것을 할 수는 없을 것 같습니다. 그렇죠?

완전한 것은 아니고. 많은 중성자 별은 다른 몸체와 함께 시스템에 있습니다. 어떤 경우에는 중성자 별입니다. 이 두 물체가 서로의 궤도에 영향을 미치는 방식은 중성자별의 질량에 대해 많은 것을 말해 줄 수 있습니다. NASA에는 또한 국제 우주 정거장에 전용 중성자별 관측소가 있습니다. NICER(Nutron Star Interior Composition Explorer)는 X선 망원경 어레이를 사용하여 회전하는 중성자별의 상세한 이미지를 얻습니다. 이를 통해 그녀는 파일 추적과 같은 일을 할 수 있었습니다. 단일 핫스팟 동작 별의 표면에.

그리고 이 작업에서 가장 중요한 것은 NICER 입니다. 시공간 왜곡 감지 큰 중성자 별 주위에 있고 이것을 사용하여 크기에 대한 합리적으로 정확한 추정치를 생성합니다. 중성자별 질량의 확실한 추정치와 결합하면 밀도를 알아내고 순수한 중성자에서 기대할 수 있는 종류의 밀도와 비교할 수 있습니다.

그러나 중성자별의 형성을 평가할 때 우리는 광자에만 국한되지 않습니다. 지난 몇 년 동안, 중성자별 합병 중력파를 통해 감지된 이 신호의 정확한 세부 사항은 병합을 수행하는 별의 속성에 따라 다릅니다. 따라서 이러한 합병은 잠재적인 중성자별 모델을 배제하는 데 도움이 될 수도 있습니다.