안녕하세요. 김동준 과학전문가입니다.
중성자별(neutron star)은 중성자(neutron)들로만 이루어진 밀도가 매우 높은 천체이다. 태양 질량의 10배 이상 되는 무거운 별이 초신성으로 폭발한 후 남은 심(core) 부분으로 표면 온도가 매우 높고 강한 자기장을 가지고 있을 것으로 추정된다(그림 1, 2). 중성자별의 질량은 태양 질량 정도이며 반지름은 약 10 km 정도로 알려져 있어 평균 밀도가 5×1014 g cm-3 정도이다. 이렇게 높은 밀도의 별이 형성하는 중력은 매우 커서 일반적인 가스의 압력으로는 중력붕괴를 막아낼 수 없고 파울리(Wolfgang Pauli)의 배타원리에 의해 발생하는 중성자들의 축퇴압이 작용하여 중력붕괴를 버티고 안정적으로 존재할 수 있다. 중성자별의 존재는 채드윅(James Chadwick)이 1931년 중성자를 발견한 2년 후인 1933년 바데(Walter Baade)와 쯔비키(Fritz Zwicky)가 초신성의 에너지 발생과정을 설명하기 위해 제안하였다.
중성자별은 매우 작아 실제 모양은 관측할 수 없으며, 표면온도와 회전특성을 통하여 그 존재를 파악한다. 표면온도는 대략 1000,000 K 정도이며 회전주기가 0.001초에서 10초 정도로 관측된다(일부 부착 쌍성계에는 더 긴 주기를 가지는 중성자별도 있다). 중성자별은 매우 큰 자기장을 가지는 것으로 추정되는데, 회전 특성을 통하여 추정한 자기장 세기는 108-1015 G 이다. 대개의 중성자별은 전파, 엑스선, 감마선에서 강한 복사를 방출하며, 성운이나 초신성 중심부, 홑별(single star), 쌍성 또는 삼중성계에서 관측된다.
