중성자 별을 분해 할 수 있습니까?

나는 물리학에 관한 이 질문 과 천문학 에 관한 이 질문 에 영감을 받았습니다 . 중성자 별은 중성자 퇴행 물질로 밀접하게 묶여 있습니다. 그들은 매우 방대하고 강한 중력장을 가지고 있습니다. 하나를 상당한 크기의 덩어리로 나눌 수 있습니까? 어떻게 하시겠습니까?

주어진 답변은 좋고 내 질문에 대답합니다. 나는 후손에 대한 한 가지 (댓글을 기반으로)을 분명히 할 것입니다.

미치 고손 (Mitch Goshorn)이 쓴 것처럼 대량 흘리기에서와 같이 중성자 별에서 상당한 양의 질량이 제거 될 때 "파손"을 정의 할 것이다 . 그러나 결과물은 상당한 양의 중성자 물질을 포함해야합니다. 즉, 이전 성분을 크게 유지해야합니다.

펄서에서 대량 흘림을 유발하는 극단적 인 재활용 응용을 통해 이론적으로는 어느 정도 가능할 것으로 보입니다.

펄서 (Pulsar)는 중성자 별이 빠르게 회전하고 있으며, 그 중 가장 빠른 등급은 밀리 초 펄서입니다. 현재는 재활용 이라고 알려진 프로세스 인 가속을 통해 회전 속도가 높아진다는 믿음이 있습니다. 일반적인 상대성 이론에서 펄서를 밀리 초로 재활용하는 한 연구 (Cook, et al)는이 과정의 한계를 탐구합니다.

다음 차트는 결과를 보여줍니다.

점선이 두 플롯을 만나는 지점에서 해당 에너지 수준에서 질량이 감소하는 것을 볼 수 있습니다. 이것은 신체의 각속도가 불안정성을 야기하여 질량 흘림 을 초래하기 때문입니다. 본질적으로 우리의 중성자 별의 적도에서의 질량은 신체의 각속도로 인해 별에서 떨어졌습니다.

불행히도 이것은 쉬운 과정이 아닙니다.

에 딩턴 한계에서 ~ 10 ^-8 M _☉ yr ^-1 에서 필요한 휴식 질량, ~ 0.1 M _acc 을 맞추기위한 시간 척도 는 ~ 10 ^{7 년} 입니다. 이 시간 척도는 채택 된 핵 상태 방정식에 크게 영향을받지 않습니다. 다른 천체 물리학 적 고려 사항이 상당히 짧은 시간 척도를 필요로한다면, 여기에 설명 된 간단한 재활용 시나리오는 본 백서에서 살펴본 변형을 넘어서 수정되어야합니다.

(그러나 여기의 연구는 실제로 이러한 불안정성을 피하려고 시도하고 있으며, 더 많은 질량을 추가하여 신체가 불안정하지 않고 더 큰 회전 속도를 지원할 수 있도록함으로써이를 달성하고 있습니다. 그러나 우리는 자연스럽게 존재하기 때문에 이것을 할 필요가 없으므로 기존 밀리 초 펄서에 (매우 신중하게) 접근함으로써 많은 시간을 절약 할 수 있습니다 )

나는 이것이 정확히 분리 되지는 않을 것이라고 생각하지는 않지만 ( 위키 백과가 그것을 사용하기 위해 정확한 언어를 사용 하더라도 ) 중성자 별에서 한 지점에 있었던 질량의 귀환을 허용합니다. 물론, 우리의 이론적 인 중성자 별 광부들이 그 질량을 중성자 별 위에 놓는 사람들 일 가능성이 매우 높습니다. 다른 한편으로, 이것은 (희망스럽게) 물체를 쿼크 스타 또는 블랙홀로 줄이지 않고 작업을 수행합니다.

쿡, GB; 샤피로, SL; SA, Teukolsky (1994). "일반 상대성에서 펄서를 밀리 초로 재활용". 천체 물리학 저널 423 : 117–120.

$_\odot$

또 다른 문제는 NS가 내부에서 고체가 아니기 때문에 절단 개념이 단순히 적용되지 않는다는 것입니다. 중심은 가스와 같고 외부 코어는 액체와 같습니다. 아무리 날카롭게 칼로 잘자를 수는 없습니다. 별을 쪼개지 못하는 것처럼 따라서 높은 에너지 상대 론적 빔이 단단한 지각을 뚫을 수 있지만 NS의 나머지 부분은 즉시 치유됩니다.

또 다른 문제는 NS가 우리가 알고있는 가장 밀도가 높은 재료이므로 손상을 가하기 위해서는 더 밀집된 NS가 필요하다는 것입니다. 그러나 하나를 스매시하거나 NS로 누르려고하면 두 개가 더 큰 NS로 병합되어 질량 임계 값에 도달하면 블랙홀로 축소 될 수 있습니다. 몇 조각의 파편이 날아갈 수 있지만 다시는 즉시 수소 가스가됩니다.

따라서이 질문에 대한 답은 오늘날 알려진 어떤 것도 할 수 없다는 결론입니다.

NS를 완전히 취소하는 간단한 방법이 있습니다. NS를 만드는 과정은 되돌릴 수있는 과정입니다. 즉, NS를 충분히 가열하면 열화되지 않습니다. 결국 중성자가 붕괴하고 수소 별이됩니다.

최근 GW170817의 탐지와 다른 관측 적 증거를 근거로 중성자 별 합병이 중성자 별에서 질량을 추출하는 한 가지 방법 인 것으로 보입니다.

충돌로부터 방출 된 물질이 적어도 초기에는 중성자가 풍부하고, r- 공정을 통해 중성자가 풍부한 핵을 생성한다는 증거도있다.

중성자 별 물질의 작은 덩어리를 갖는 것은 불가능합니다. 중성자 붕괴를 방지하려면 고밀도가 필요합니다 (참조 /physics/143166/what-is-the-thethetical-lower-mass-limit-for-a-gravitationally-stable-neutron- st ) 안정적인 중성자 별에 대한 (이론적) 최소 질량은 약 0.1-0.2 태양 질량이지만, 실제로는 아무것도 보이지 않습니다.

중성자 별의 바깥 쪽 가장자리에는 매우 단단히 포장 된 중성자, 양성자 및 전자가 포함되어 있습니다. 나는 양전자로 중성자 별을 쏘아 전자와 충돌하여 열을 생성하고 양전하를 자르려고합니다. 열과 양전하의 결합과 국소화 된 물질 반물질 폭발 (그냥 아마도)은 여기저기서 약간의 질량을 점차적으로 흘려서 탈출 속도에 도달했다. 시간이 오래 걸리지 만 작동 할 수 있습니다.

그러나 별이 충분히 가벼워지고 Tolman–Oppenheimer–Volkoff 한계의 임계 역수에 도달 할 때 뒤로 물러서야합니다. 별이 빠르게 중성자 분리되고 빠르게 확장 될 수 있습니다. 나는 이것이 최선의 방법이라고 생각합니다 (물론 스핀이 매우 빠릅니다).