문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 중성자별 (문단 편집) === 마그네타(Magnetar) === 마그네타는 중성자별 중에서도 유달리 강력한 자기장을 가지는 중성자별을 의미한다. 우선 태양과 유사한 조성의 중원소 함량을 기준으로 할 경우, 태양 질량의 약 28배의 항성은 중성자별과 블랙홀 둘 중의 하나로 변화될 수 있다. 하지만 중원소 함량이 훨씬 높은 항성의 경우 더 높은 질량에서도 중성자별이 되는 것이 가능하다. 즉 블랙홀을 형성하는 최소 질량의 기준이 훨씬 높아지는 것이다. 이 경우 초신성 폭발을 한 뒤에 남은 핵이 주변부 질량을 다시 빨아들일 수 있고, 질량을 빨아들이는 과정에서 질량이 증가하고 자전속도도 무지막지하게 빨라진다. 일반적으로 태양 질량의 30배 이상에 중원소 함량이 태양의 1.2배가 넘어가는 별들에서 관측된다. 참고로 태양 중원소 함량의 3배를 넘는 별은 질량이 아무리 커도 중성자별이 된다.[* 태양 중원소 함량의 3배가 넘는 별은 태양 질량의 150배를 넘어야 블랙홀이 되는데, 중원소가 풍부해지면 에딩턴 한계로 별의 최대 질량이 낮아져, 이 정도 중원소 함유량이면 태양 질량의 130배가 최대로 커질 수 있는 한계이다. 즉 태양 중원소 함량의 3배가 넘으면 태양 질량의 130배가 한계이므로, 무조건 중성자별이 되지만. R136처럼 성운이 짙은 곳에 태어난 별의 경우 에딩턴 한계의 40% 이상 키우면 기준 질량을 넘게 되므로 블랙홀이 될 수 있다. 따라서 이러한 극도로 희귀한 케이스 덕분에 블랙홀이 될 수 없는 항성 중원소 함량 기준을 태양 중원소 함량의 4배로 잡기도 한다.] 바로 이러한 점 때문에 태양의 30배 이상에 중원소가 풍부한 별이 중성자별로 된다.(자세한 내용은 [[항성]] 참고.) 중성자별이 된 탓에 그 질량과 크기도 다른 중성자별보다 커서, 지름이 20km 정도라고 한다. 질량은 상당해서 궁수자리에 있는 마그네타 SGR 1806-20는 태양 질량의 2.1배에 달한다고 한다. 이 별이 초신성 폭발을 하기 직전의 질량을 추적해 봤는데 대략 태양 질량의 12.3배의 질량이 나왔다. 초기 질량은 태양의 75배에 달했을 것인데 중원소 함량이 태양 중원소 함량의 2.5배나 되는 별이어서 마그네타 중성자별이 되었다.[* 태양 중원소 함량의 2.5배의 별은 태양 질량의 103배가 넘어야 블랙홀을 형성한다.] [[궁수자리]] 은하계 중심부는 중원소 함량이 적은 부분도 많지만 그래도 별이 많이 탄생되었던 지점이라 은하 다른 어떤 곳보다도 중원소 함량이 풍부한 곳이 많다. 따라서 SGR 1806-20도 항성 시절에 중원소 함량이 태양보다 높은 종족 I의 별이었다는 것을 알 수 있다.[* 은하 중심부는 워낙 가스가 많이 있어서 일부는 아직도 중원소 함량이 낮은 종족 II의 별이 태어나는 부분도 있다. 하지만 전체적인 평균으로 따지면 은하 중심부는 은하의 다른 어떤 곳보다 중원소가 풍부하다. 은하 중심부의 별들의 중원소 함량을 살펴보면 태양 중원소의 30~350%의 별들이 분포해 있다. 심지어 태양의 4~5배나 많은 중원소를 가진 별들도 발견되고 있다.] 여기서 중원소라는 것은 탄소 이상의 무거운 금속들을 말하는 것이다. 종족1에 속한 별은 태양처럼, 금속이 많고 젊은 별들을 말한다. 마그네타는 '''10[[기가]]''' [[테슬라(동음이의어)|테슬라]]의 자기장을 갖고 있다. 이것은 우주에서 가장 강력한 수준이며, 지구 자기장(25~65 마이크로 테슬라)의 150~400조 배에 달한다. 그 자기장의 위력은 1,000km 거리에 위치한 인간을 갈기갈기 찢어놓을 정도이다. 매우 강한 자기장은 움직이는 전하에 힘을 가하여 원자의 구조를 변형시킬수 있다. 마그네타의 자기력은 평상시 구형인 원자가 매우 얇은 원통으로 찌그러질 정도며, 이러면 당연히 원자들이 제대로된 분자 결합을 할 수 없다. 한마디로 온 몸이 원자 단위로 분쇄되는 것이다. 그리고 이 강력한 자기장 때문에 이온들이 자기장에 갇혀 도넛 모양으로 빛나는 띠가 둘러져 있는 것처럼 보인다. 물론 이보다 훨씬 먼 거리에서도 신용카드, 하드 디스크, 각종 전자기기[* 전자기기의 주요 부품인 유도자나 변압기에 강력한 외부 자기장을 걸 경우 철심이 자기 포화를 일으켜 정상적으로 작동하지 못하게 된다. [[https://www.youtube.com/watch?v=1ppPrYeXoek|관련 영상]]] 등 자기장의 영향을 받는 장치들은 모조리 고장나게 된다. 마그네타의 자기장이 가진 에너지 밀도는 약 4×10^^25^^J/m^^3^^에 달하며,[* 자기장의 에너지 밀도는 자기장의 세기의 제곱에 비례한다.] 어지간한 물질보다도 훨씬 밀도가 높다.[* E=mc^^2^^을 이용하면 질량 밀도는 약 5×10^^8^^kg/m^^3^^. 납의 밀도가 약 10^^4^^kg/m^^3^^이므로 50000배다. [[백색왜성]]에 필적하는 밀도다.] 이런 과도한 자기장은 마그네타의 지각에 영향을 미쳐서 가끔 성진을 일으키는데, 이 성진[* 2004년에 관찰된 SGR 1806-20에서 일어난 성진은 약 0.1초간 1.3×10^^39^^ J의 에너지를 방출했으며 [[리히터 규모]]가 무려 '''23'''에 달했다. 이는 태양이 150,000년간 내뿜는 에너지량 이상이고 달을 광속의 2/3배속으로 들이받는 수준의 충격이다.]은 1~2초간 지속되는 [[감마선 폭발]]로 관측된다. [[초신성]] 문서에도 언급되는 내용이지만, 감마선 폭발은 우주에서 가장 강력한 폭발이다. 만약 이 정도 폭발이 10광년 이내에서 발생한다면, 지구는 감마선 폭발의 영향을 받아 오존층이 파괴되어 대규모 생물체 멸종 사태가 발생할 수 있다. 마그네타는 너무나 강력한 자기장을 가지며, 막대한 양의 X선을 방출하지만 그 활동은 10000년 정도에 불과하기에 그 이후에는 자기장이 사라지고 활동을 멈추게 된다. 우리 은하에 중성자별은 대략 3억 개로 예상되며, 이런 마그네타는 우리 은하에만 수천만 개가 있을 것으로 여겨진다. 또한 마그네타는 중원소 함량이 풍부한 은하 중심부에 많이 발견된다. 미래에 중원소 함량이 더 풍부해지면 중원소 함량이 태양의 3배만 넘어도 질량에 상관없이 중성자별로 되므로 미래에 질량이 큰 별들은 마그네타를 형성하게 된다고 봐도 된다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기