1. 중성자 퇴행 압력 :중성자 별은 중성자 퇴행 압력에 의한 중력 붕괴에 대해지지됩니다. 이 압력은 Pauli 배제 원칙에서 발생하며, 이는 중성자가 동일한 양자 상태를 차지하는 것을 방지합니다. 중성자 별의 질량이 증가함에 따라 중성자 퇴행 압력은 중력 붕괴에 저항하는 데 덜 효과적이됩니다.
2. 일반 상대성 효과 :중성자 별의 질량이 증가함에 따라 일반적인 상대 론적 효과가 더욱 중요해집니다. 중력 시간 확장 및 프레임 드래그와 같은 이러한 효과는 별의 구조와 안정성을 변경합니다. 충분히 높은 질량에서, 일반적인 상대 론적 효과는 중성자 별이 불안정 해지고 중력 아래에서 붕괴 될 수 있습니다.
3. Chandrasekhar 질량 :Chandrasekhar 질량은 흰색 드워프가 전자 퇴행 압력을 통해 중력 붕괴에 대해지지 할 수있는 최대 질량입니다. 흰 난쟁이 가이 덩어리를 초과하면 중력 붕괴를 겪고 중성자 별을 형성합니다. Chandrasekhar 질량은 우리 태양의 질량의 약 1.4 배입니다.
4. 최대 중성자 별 질량 :이론적 계산 및 관찰에 따르면 중성자 별 질량에는 상한이 있음을 시사합니다. 이 상한 질량 한계는 우리 태양의 질량의 약 2-3 배인 것으로 추정됩니다. 이 질량을 초과하는 중성자 별은 압도적 인 중력으로 인해 블랙홀로 붕괴되는 것으로 생각됩니다.
중성자 별에 대한 상한 질량 한계의 정확한 가치는 여전히 천체 물리학에서 연구와 토론의 대상입니다. 중성자 별과 이론적 모델에 대한 관찰은 그들의 구조와 안정성에 대한 우리의 이해를 개선하여 이러한 매혹적인 대상의 본질과 물리학의 기본 법칙에 의해 부과 된 한계에 대한 통찰력을 제공합니다.
