Neutron star

A celestial object composed mostly of neutrons. The concept of a neutron star was born shortly after Chadwick discovered the neutron in 1932. The possibility of the existence of an ultra-high density neutron star, in which the entire star is considered to be a single giant atomic nucleus, was first pointed out by Landau. Meanwhile, Baade and Zwicky proposed the idea that neutron stars are created by supernova explosions in 1933. Research on the structure of neutron stars using the general theory of relativity and the equation of state for a neutron Fermi gas was published by Oppenheimer and Volkoff in 1939.

Thus, the existence of neutron stars had been predicted theoretically from early on, but their existence was not confirmed observationally until pulsars discovered by Hewish et al. in the UK in 1967 were identified as neutron stars. X-ray astronomy observations since the 1970s have revealed that neutron stars not only exist as radio pulsars, but also as strong X-ray stars when they exist in close binary star systems.

Generally, matter consisting of fermions exhibits a finite pressure even at a temperature of 0 degrees. This allows stars to exist stably at a temperature of 0 K. A star with a central density of ¹⁰¹⁴ to ^1015.5 grams per cubic centimeter is a neutron star. It can be seen that the maximum mass of a neutron star is about 1.7 times the mass of the Sun. A star with a central density of ¹⁰⁹ grams per cubic centimeter or less is a white dwarf. Outside the density region of stable white dwarfs and neutron stars, stars are generally unstable.

A neutron star is a star whose core is mainly composed of neutrons, but the entire star is not made up entirely of neutrons. The outermost region is called the outer shell, where a relativistically degenerate electron liquid fills the spaces between the crystal lattices of bare atomic nuclei. Inside this is a region called the inner shell, where in addition to the nuclear crystal lattice and electron liquid, neutron liquid exists. Further inside is the quantum liquid region, where three types of Fermi liquids coexist: neutron liquid, proton liquid, and electron liquid.

Currently, observations of neutron stars as radio pulsars and X-ray stars have progressed dramatically, and the physics of neutron stars has entered the stage of quantitative empirical science.

[Naoki Ito]

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ほとんどが中性子から構成されている天体。中性子星の概念は、1932年にチャドウィックが中性子を発見してのち、ほどなくして誕生した。星全体が一つの巨大な原子核ともみなされる超高密度の中性子星の存在の可能性は、まずランダウによって指摘された。一方、バーデとツビッキーは1933年に、超新星爆発により中性子星がつくられるという考えを提唱した。一般相対性理論と中性子フェルミ気体の状態方程式を用いた中性子星の構造の研究は、1939年にオッペンハイマーとウォルコフVolkoffによって発表された。

　このように中性子星の存在は理論的には早くから予言されていたが、観測的に中性子星の存在が確証されたのは、1967年にイギリスのヒューウィッシュらによって発見されたパルサーが中性子星と同定されてからである。中性子星は電波パルサーとして存在するのみならず、近接連星系に存在するときには強いX線星として観測されることが、1970年代からのX線天文学の観測により明らかにされた。

　一般にフェルミ粒子からなる物質は、温度0度においても有限の圧力を示す。このために温度0Kの星が安定に存在することができる。中心密度が1立方センチメートル当り10¹⁴～10^15.5グラムの星が中性子星である。中性子星の最大質量は太陽質量の1.7倍程度であることがわかる。1立方センチメートル当り10⁹グラム以下の中心密度の星が白色矮星(わいせい)である。安定な白色矮星と中性子星の密度領域以外では一般に星は不安定になっている。

　中性子星とは、中心部がおもに中性子からなる星をいうのであって、星全体がすべて中性子からできているのではない。いちばん外側の領域は外殻とよばれ、裸の原子核からなる結晶格子の間を相対論的に縮退した電子液体が満たしている。その内側には内殻とよばれる領域があり、原子核の結晶格子と電子液体に加えて、中性子液体が存在する。さらに内側には量子液体領域があって、中性子液体、陽子液体、電子液体の3種のフェルミ液体が共存している。

　現在、電波パルサーおよびX線星としての中性子星の観測が飛躍的に進み、中性子星の物理学は定量的な実証科学の段階に入っている。

［伊藤直紀］

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例