백색왜성과 중성자별

백색왜성

백색왜성은 전자가 찌그러지는 것에 저항함으로써 중력의 압력이 균형을 이루기 때문에 안정적입니다.
실제로 이와 같은 축퇴 물질의 거동은 밀도와 축퇴 입자의 질량에만 의존합니다(이 경우 전자).
일반 물질과 달리 헬륨 플래시에서 본 연소의 극적인 결과와 함께 온도에 의존하지 않습니다.
또 다른 결과는 축퇴한 물체의 질량이 증가함에 따라 반지름이 줄어들기 때문에 
가장 질량이 큰 백색왜성이 가장 작다는 것입니다! 
하지만, 백색왜성이 도달할 수 있는 최대 질량은 1-4 M©의 찬드라세카르 질량 한계입니다.

백색왜성과 중성자별

이를 넘어서 전자의 속도는 상대론적이 됩니다
즉, 이들은 빛의 속도에 접근하며, 축퇴 물질은 불안정해지고, 
중성자별 상태에 도달할 때까지 급격한 붕괴가 시작됩니다.
백색왜성에 대한 관측 증거는 강력합니다.
1862년 프리드리히 베셀이 시리우스 운동의 흔들림을 설명하기 위해 
거의 20년 전에 존재를 예측한 동반자 시리우스의 희미한 동반자 별을 관찰하면서 시작되었습니다.
1900년대 초, 분광학적 측정을 통해 이 동반자의 표면 온도는 시리우스보다 
10배나 더 희미했음을 알 수 있었습니다!
그래서 H-R 도표의 인적이 드문 지역을 차지하고 있는 매우 이상한 물체가 되었습니다.
이제 쌍성 동반성인 시리우스 B의 광도는 표면 온도는 동일하지만 
시리우스보다 10,000배 작았기 때문에 온도-lumin 관계는 
시리우스 B가 100배 작아야 함을 보여주었습니다(즉, R ~ R © /50).
그러나 쌍성의 궤도 운동을 연구한 결과, 
이 쌍성은 태양(M©) 정도의 질량을 가지고 있는 것으로 나타났습니다.
따라서 밀도가 태양의 105배에 육박하는 시리우스 B는 백색왜성이어야 했습니다.
다른 유사한 별들은 은하계에서 발견되었고, 
나이가 들면서 너무 희미해져 관측할 수 없을 때까지 냉각되기 때문에 보이지는 않지만 
더 많은 별들이 존재할 것입니다.

 

중성자별

중성자별은 아무리 상상해도 이국적이고 색다른 낭만적인 특성이 있습니다.
백색왜성처럼 내부 안정성은 원자 입자가 쥐어짜는 것에 저항하는 데서 비롯되지만, 
중성자는 전자가 아닙니다.
많은 수의 중성자는 대부분 전자가 상대론적 속도에 도달하여 양성자와 상호 작용하여 
중성자를 생성함으로써 형성되었습니다.
중성자별의 전체 구조는 정말 기괴합니다; 
그것은 약 태양 질량의 약 1개이지만 반경은 단지 10 km입니다!
어떤 면에서는 항성보다 행성처럼 보이지만, 더 이상의 비교는 금세 사라집니다.

지각은 강철보다 1018배나 더 단단하고, 
엄청난 중력 때문에 표면 특징이 미미합니다.
가장 높은 산은 밀리미터 단위로 측정되며 에베레스트 정상까지 
107kg을 나르는 것과 같은 에너지를 필요로 합니다!
지금은 3~100초 동안만 지속되는 에너지의 펄스가 관측되는 
X선 버스트를 발생시키는 이국적인 물체에는 쌍성계의 한 구성 요소로서 
중성자별이 포함되어 있다고 생각됩니다.
노바 메커니즘과 유사한 방식으로 이들은 중성자별에 물질이 축적되어 X선 펄스를 생성합니다.
중성자별 주위의 중력장은 너무 강해서 상대론적 효과를 고려해야 하며, 
이러한 X선 버스트는 J. W. 모팻이 제안한 다른 증거가 있는 수정된 중력 이론이 받아들여져야만 
제대로 설명될 수 있을 것으로 보입니다.

백색왜성과 중성자별