중성자 별은 어떻게 블랙홀로 붕괴됩니까?


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우리는 초신성의 폭발적인 폭발을 알고 있습니다. 전자기 방사선과 방대한 양의 폭발성 방출은 명확하게 관찰 가능하며 철저하게 연구되었습니다. 별이 충분히 방대하다면, 남은 자들은 블랙홀이 될 것입니다. 그것이 충분히 크지 않으면 중성자 별이 될 것입니다.

이제 블랙홀 생성의 또 다른 모드가 있습니다. 중성자 별이 충분한 물질을 포착하거나 두 개의 중성자 별이 충돌하고, 결합 된 질량이 또 다른 붕괴를 일으킬 수있는 충분한 중력을 만들어 블랙홀로 만듭니다.

이것과 어떤 영향이 있습니까? 어떤 종류의 방사선이나 입자가 폭발적으로 방출됩니까? 관찰 할 수 있습니까? 중성자가 압력의 임계 증가에 영향을받을 때 어떤 물리적 프로세스가 발생합니까? 새로운 블랙홀의 질량은 중성자 별점과 비교하여 무엇입니까?


질량 갭 중간에 BH 질량이 몇 차례 측정되었습니다. 예를 들어, Zdziarski et al. 2013 ( adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.429L.104Z ) 및 Neustroev et al. 2014 년 ( adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.445.2424N ).

흥미 롭군 그러나 질량에 대한 불확실성으로 인해 두 경우 모두 여전히 4 태양 이상의 질량이 될 수 있습니다. 분명히해야 할 일이 더 많은 주제이며이 두 논문은 모두 내가 대답 한 내용에 대한 흥미로운 토론을 제공합니다.
Rob Jeffries

답변:


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중성자 별은 우선 중성자 별이 되려면 최소 1.4 배 이상의 태양 질량 (즉, 태양의 1.4 배 질량)을 가져야합니다. 자세한 내용 은 Wikipedia의 찬드라 세 카르 제한 을 참조 하십시오.

중성자 별은 초신성 , 적어도 8 개의 태양 덩어리 인 별의 폭발 중에 형성됩니다 .

중성자 별의 최대 질량은 3 개의 태양 질량입니다. 그것이 그것보다 더 무거워지면, 그것은 쿼크 스타로 , 그리고 블랙홀로 붕괴 될 것 입니다.

1 전자 + 1 양성자 = 1 중성자;

중성자 1 = 3 쿼크 = 쿼크 + 쿼크 + 쿼크;

1 양자 = 3 쿼크 = 쿼크 + 쿼크 + 쿼크;

초신성은 중성자 별 (1.4에서 3 태양 질량 사이), 쿼크 별 (약 3 태양 질량) 또는 블랙홀 (3 태양 이상)으로 남은 별의 핵심입니다.

초신성 동안, 대부분의 스텔라 질량은 우주로 날아가서 스텔라 핵 합성을 통해 생성 될 수없는 철보다 무거운 원소를 형성합니다.

초신성 붕괴 동안 코어의 원자는 전자, 양성자 및 중성자로 분해됩니다.

초신성이 중성자 별 코어를 초래하는 경우, 코어의 전자와 양성자가 중성자가되기 위해 합쳐 지므로 1.4에서 3 태양 질량을 포함하는 새로 태어난 20km 직경의 중성자 별은 거대한 원자핵과 같습니다. 중성자 만 포함합니다.

중성자 별의 질량이 증가하면 중성자는 변성되어 구성 요소 쿼크가되어 별이 쿼크 성 별이됩니다. 질량이 더 증가하면 블랙홀이 생깁니다.

쿼크 별에 대한 상한 / 하한 질량 한계는 알려져 있지 않으며 (적어도 그것을 찾을 수 없었습니다), 어쨌든 블랙홀의 최소 안정 질량 인 3 태양 질량 주위의 좁은 밴드입니다.

안정적인 질량 (적어도 3 개의 태양 질량)을 갖는 블랙홀에 대해 이야기 할 때, 회전-충전, 회전-충전되지 않은 , 비 회전-충전되지 않은 , 비 회전-충전되지 않은 4 가지 맛이 있다는 것을 고려하는 것이 좋습니다 .

변형하는 동안 시각적으로 볼 수있는 것은 하드 방사선 플래시입니다. 붕괴하는 동안, 표면 위 / 근처의 입자는 사건의 지평선으로 가기 전에 파단 될 때 경질 방사선을 방출 할 시간이 있기 때문이다. 이것이 감마선 버스트 (GRB)의 원인 중 하나 일 수 있습니다.

우리는 원자가 압력을받는 양성자, 중성자, 전자로 분해된다는 것을 알고 있습니다.

더 많은 압력 하에서 양성자와 전자가 중성자로 결합합니다.

더 많은 압력을 받으면 중성자가 쿼크로 분해됩니다.

더 많은 압력 하에서 쿼크는 여전히 작은 입자로 분해됩니다.

궁극적으로 가장 작은 입자는 스트링 : 개방형 또는 폐쇄 형 루프이며 플랑크 길이는 쿼크보다 훨씬 작은 크기입니다. 끈이 확대되어 길이가 1mm 인 경우, 양성자는 직경이 10.5 광년 떨어져서 태양과 엡실론 에리 다니 사이에 꼭 맞을 것입니다. 그것이 양성자와 끈이 비교되는 정도입니다. 그래서 쿼크와 끈 사이에 중간 정도의 것들이 있다고 상상할 수 있습니다.

현재는 문자열 이론의 모든 수학을 계산하는 데 수십 년이 더 필요할 것으로 보이며, 문자열보다 작은 것이 있으면 새로운 이론이 필요하지만 지금까지 문자열 이론은 좋아 보입니다. Brian Greene의 Elegant Universe 책을보십시오 .

끈은 순수한 에너지이며 아인슈타인은 질량은 단지 에너지의 한 형태라고 말하면서 블랙홀로의 붕괴는 실제로 질량 / 물질 / 바론 입자의 모양을 제공하는 질량의 에너지 구조를 분해하고 질량을 가장 단순하게 남겨 둡니다. 형태, 개방형 또는 폐쇄 형 스트링, 즉 중력에 의해 결합 된 순수한 에너지.

우리는 블랙홀 (실제로는 홀이나 특이점이 아니며 질량, 반경, 회전, 전하 및 반경에 따라 달라지는 밀도를 가지므로)이 증발 하여 전체 질량을 방사선 형태로 포기할 수 있음을 알고 있습니다. 그들은 실제로 에너지입니다. 블랙홀의 증발은 질량이 3 블랙 인 안정적인 블랙홀의 최소 질량 미만인 경우 발생합니다. 슈바르츠 실트 반경 방정식은 심지어 블랙홀의 반경이 반대의 질량, 그리고 그 주어 무엇을 알려줍니다.

따라서 연필과 같은 원하는 것을 원하는 경우 블랙홀로 변환하고 블랙홀이되기 위해 필요한 크기로 압축 할 수 있습니다. 연필은 안정적인 블랙홀 질량 (3 태양 질량)보다 작기 때문에 즉시 자체적으로 (증발) 딱딱한 방사선으로 완전히 변형된다는 것입니다.

이것이 CERN 실험이 지구를 삼키기위한 블랙홀을 결코 만들 수 없었던 이유입니다. 아토믹 블랙홀은 지구 전체의 질량을 가진 원 자나 태양이 무엇이든 삼키기 전에 증발 할 것입니다. 태양계에는 질량이 충분하지 않아 안정적인 (3 태양 질량) 블랙홀을 만들 수 없습니다.

블랙홀로 변하기 위해 중성자 별이 더 크게되는 간단한 방법은 이진법 시스템의 일부로, 중성자 별과 이진 쌍이 서로 공전 할 수있는 다른 별에 가깝습니다. 그리고 다른 별에서 가스 오프 중성자 별 사이펀은 , 따라서 질량을 얻고있다.

격변 변수 이진

정확하게 보여주는 멋진 그림이 있습니다.

블랙홀에 떨어지는 물질은 광속으로 가속됩니다. 그것이 가속화됨에 따라, 물질은 아 원자 입자 및 경질 방사선, 즉 X- 선 및 감마선으로 분해된다. 블랙홀 자체는 보이지 않지만 가속되어 입자로 분해되는 유입 물질의 빛은 보입니다. 블랙홀은 또한 배경 별 / 은하의 빛에 중력 렌즈 효과를 일으킬 수 있습니다.


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나는이 답변의 부정확성을 열거 할 것이다. (i) 중성자 별은 1.4Msun보다 더 커야한다. 사실이 아니며 몇몇은 그렇지 않은 것으로 알려져 있습니다. Chandrasekhar 질량은 조성에 달려 있습니다-초신성 코어는 탄소로 만들어져 있지 않습니다 (1.4 Msun이 적합합니다). (ii) 중성자 별의 최대 질량은 최소 2Msun (최고 측정치)입니다. 우리는 얼마나 높은 지 알지 못하지만 일반적인 상대성 이론은 약 3Msun의 상한을 설정합니다. (iii) 쿼크 별이 존재하는지 아무도 모른다. (iv) 중성자 별은 중성자만으로 만들어진 것이 아닙니다. (v) 중성자 별의 중성자는 이미 축퇴되어있다.
Rob Jeffries 2014

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(vi) 블랙홀은 약 4-5Msun (Ozel at al. 2012)의 최소 질량을 갖는 것으로 관찰되었습니다. (vii) 블랙홀의 최소 안정 질량은 확실히 3Msun이 아닙니다. (viii) GRB는 블랙홀에 떨어지는 물질로 인해 발생하지 않습니다 (또는 그렇게 말하는 작업에 대한 참조 제공). (ix) 블랙홀 증발 별 크기의 블랙홀과는 전혀 관련이없는 마이크로 블랙홀과 관련이 있을 수 있습니다. (x) 플래시에서 사라지는 연필에 관한 단락은 말이되지 않습니다.
Rob Jeffries 2014

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나는 단지 두 가지를 언급 ​​할 수 있습니다. 먼저 그의 대답에는 예외가 포함 된 수치가 있었지만 이것이 왜 깊이 목록에 필요한지 알 수 없습니다. 둘째, 논란의 여지가없는 것처럼 끈 이론을지지한다고 언급해야합니다. 그것은 합법적 인 이론이지만, 당신은 그것을 반드시 언급해야합니다.
trevorKirkby

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@userLTK 가장 큰 측정 된 중성자 별 질량은 2 태양 질량입니다. 당신이 언급 한 격차는 내 대답에서 다루어지며 적어도 두 가지 설명 클래스가 있습니다. 중성자 별에는 GR 불안정성이있어 Schwarzschild 반지름 근처에 오기 전에 붕괴되기 쉽습니다.
Rob Jeffries

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쿼크의 가능한 구성 요소에 대해 추측하는 이유를 모르겠습니다. 쿼크 (및 렙톤)는 표준 모델에서 기본이며, 복합 입자라는 증거는 없습니다. 심지어 끈 이론에서, 쿼크가되지 만든 문자열, 그것은 이다 특정 진동 모드에서 문자열.
PM 2Ring

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질문의 한 부분에만 집중하십시오. 블랙홀을 형성하기 위해 중성자 별이 물질을 축적하거나 두 개의 중성자 별이 충돌하는 것이 가능할 수 있지만 이러한 종류의 사건은 매우 드 물어야합니다 (아래 참조).

2M5M

Ozel 등의 중성자 별과 블랙홀 질량 분포.  (2012).

2.83M

중성자 별 병합 (또는 중성자 별 + 블랙홀 이진 병합)은 짧은 적색 감마선 폭발 또는 일반적으로 높은 적색 편이 은하에서 볼 수있는 킬로 노바 (Kilonova) 현상 의 조상 으로 여겨집니다. 이들은 전형적으로 1 초 이하 지속되지만, 약 의 에너지 방출을 수반한다1044J. 블랙홀 또는 더 큰 중성자 별을 생성 할 수 있습니다. 차세대 중력파 실험 (현재 현실)에 의해 감지 될 수있는 중력파 신호 ( "중첩")도있을 것입니다. 이들 블랙홀은 격리되어 상기 질량 분포로 나타내지 않을 수있다. 이들 사건의 추가 관찰 서명은 이리듐 및 금과 같은 다수의 무거운 r- 공정 요소의 현재 수준의 형태 일 있으며, 이러한 사건에서 주로 생성 될 수 있다.

1.5M2M3M>101832M

MM

관측 편향은 이진 시스템에서 가장 낮은 질량의 블랙홀에 대한 동반자가 항상 로슈 로브에 넘칠 수 있다는 것 입니다. 결과적인 accretion 서명은 컴패니언 스펙트럼을 휩쓸고 동적 질량 추정을 방지합니다 (예 : Fryer 1999 ). 찬드라 은하 벌지 조사 보다 편견 블랙홀의 질량 분포를 측정 할 수있는 컴팩트 한 바이너리를 가리는, 대기, 상대적으로 낮은 X 선 광도의 예를 찾을하려고합니다.

2.41.1+2.1 M

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