흰색 난쟁이 :
* 초기 질량이 우리의 태양 질량의 8 배 미만인 별 (8 태양 질량).
* 핵연료를 소진 한 후,이 별들은 외부 층을 흘려 흰색 난쟁이라고 불리는 밀도가 높고 뜨거운 코어를 남겼습니다.
* 백색 난쟁이는 주로 탄소와 산소로 구성됩니다.
* 전자 퇴행 압력에 의한 중력 붕괴에 대해지지됩니다. . 이 압력은 전자가 동일한 에너지 상태를 점유하는 것을 방지하는 양자 기계적 원리에서 발생합니다.
중성자 별 :
* 은 8에서 25 태양 질량 사이의 초기 질량을 가진 별에서 형성됩니다.
*이 별들은 삶의 끝에서 초신성 폭발을 겪습니다.
* 초신성 동안, 코어는 엄청난 중력 아래에서 무너져 양성자와 전자를 함께 분쇄하여 중성자를 형성합니다.
* 중성자 별은 주로 중성자로 구성됩니다.
* 중성자 퇴행 압력에 의한 추가 붕괴에 대한 지원 . , 백색 왜소의 전자 퇴행 압력과 유사합니다.
* 중성자 별은 엄청나게 조밀하며, 태양의 질량을 직경이 약 20km 밖에되지 않는 구체로 포장됩니다.
주요 차이점 :
* 초기 질량 : 흰 난쟁이는 덜 거대한 별에서 형성되는 반면, 중성자 별은 더 거대한 별에서 형성됩니다.
* 구성 : 백색 왜소는 주로 탄소와 산소이며, 중성자 별은 주로 중성자입니다.
* 지원 메커니즘 : 백색 왜소는 전자 퇴행 압력에 의해지지되는 반면, 중성자 별은 중성자 퇴행 압력에 의해지지됩니다.
* 밀도 : 중성자 별은 흰 난쟁이보다 훨씬 밀도가 높습니다.
여기 간단한 비유가 있습니다 :
하얀 난쟁이를 농구로 생각하고 중성자 스타를 대리석으로 생각하십시오. 둘 다 동일한 양의 재료 (태양의 질량)를 포함하지만 중성자 별은 훨씬 더 밀도가 높으며 동일한 덩어리를 훨씬 더 작은 공간으로 포장합니다.
위의 것 외에도, 톨만 - 오펜 하이머 - 볼 코프 한계 라는 중성자 별의 질량에 대한 이론적 상한이 있습니다. , 이는 약 2-3 태양 질량으로 추정됩니다. 별 이이 한계를 초과하면 더욱 붕괴되어 블랙홀을 형성 할 수 있습니다.
