우주의 거대 원자핵 '중성자별'

by Kevin Gill. https://www.flickr.com/photos/kevinmgill/14773475650

중성자별(neutron star)은 질량이 큰 별이 진화한 만년 천체의 일종이다.

중성자별은 질량이 태양 정도이고 직경이 20km 정도, 대기의 두께는 불과 1m로 중성자가 주요 성분인 천체이다. 밀도는 태양의 10^14배 이상인 것으로 추정된다. 대략 10^9t/cm³라는 월등하게 큰 밀도 때문에 중성자별의 표면중력은 지구 표면중력의 2×10^11배 크기이고 탈출속도는 1/3c에 달한다. 중성자별은 큰 질량의 별이 초신성폭발에 의해 그 중심핵이 압축된 결과 형성되는데, 중성자별로서 존재할 수 있는 질량은 톨만-오펜하이머-볼코프 한계라 불리는 상한치를 초과하면 블랙홀이 된다. 상한 질량은 이론적으로 태양질량의 1.5배~2.5배의 범위에 있을 수 있으며, 2010년에 약 1.97배의 중성자별이, 2013년에는 약 2.01배인 중성자별이 확인되었다. 하한은 태양질량의 0.1배에서 0.2배 정도.

중력 붕괴에 의해 매우 컴팩트하게 압축된 결과로 각운동량보존(각운동량 상수)의 법칙에 의해 원래의 별보다 훨씬 빠른 속도로 회전하고, 전형적인 자전주기는 30초에서 1/100초이다.

오른쪽 방향으로 제트를 방출하는 돛자리자의 돛자리 펄사(Vela Pulsar). 중성자별 자체는 내부에 존재하는 가스에 차폐되어 보이지 않는다. Vela Pulsar. https://commons.m.wikimedia.org/wiki/File:Vela_Pulsar_jet.jpg#mw-jump-to-license

중성자별에 강한 자기장이 있는 경우, 그 자극에서 전자파가 방출되는데, 2개의 극(지구에서 말하는 자북극과 자남극)을 연결하는 선이 자전축과 일치하지 않는 경우 중성자별의 자전에 의해 전자파가 방출하는 방향이 바뀌는 펄서가 된다. 중성자별 자체는 가시광선을 방출하지 않기 때문에, 펄서로 존재가 확인되었다.

중성자별은 중성자만으로 구성되는 큰 원자핵으로 간주될 수 있다. 원자핵 내부에서는 양성자와 중성자가 서로를 속박하고도 움직일 수 있는 상태이기 때문에 액체라고 볼 수도 있다. 중성자별의 코어는 매우 큰 밀도이기 때문에 초유체상태로 되어 있다고 추정하는 모델도 존재한다.

중성자별의 형성

중성자별은 항성의 초신성폭발에 의해 형성된다. 항성 진화의 마지막 단계에서 중성자별이 남을지 여부는 별의 질량에 달려있다.

태양질량의 약 0.46배보다 작은 항성은 적색왜성이라 불리는데, 온도가 낮으므로 헬륨연소가 발생하지 않고 수소를 소모한 후 그대로 헬륨형의 백색왜성이 된다.

태양질량의 약 0.46배에서 약 8배까지의 별은 중심핵에서 수소를 전부 연소한 후에 헬륨연소가 시작되며 탄소 · 산소 · 질소가 만들어지는데, 그 이상의 핵융합반응은 진행되지 않고 적색거성 단계를 거쳐 백색왜성이 된다.

태양질량 8 ~ 10배의 질량을 가진 별은 탄소 · 산소로 이루어진 중심핵에서 더욱 핵융합반응이 일어나 산소와 네온 · 마그네슘으로 이루어진 핵이 만들어진다. 이 단계의 중심핵에서는 전자의 축퇴압력이 중력에 맞설 수 있게 되고, 중심핵 주위 부분에서 탄소핵융합이 진행하는 구조가 된다. 중심핵을 둘러싼 부분에서 일어나는 핵반응 생성물에 의해 점차 중심핵의 질량이 늘어나고, 이윽고 중심핵을 구성하는 원자에서 양성자가 전자를 포획하여 중성자로 바뀌는 것이 열역학적으로 안정되기에 이른다. 이에 따라 중심핵은 중성자가 과도한 원자핵으로 채워져 가고, 한편으로 전자포획으로 인해 줄어든 전자의 축퇴압력이 약화하기 때문에 중력을 지탱할 수 없게 되면서 별 전체가 급격한 수축을 시작한다. 중심핵 수축은 밀도가 충분히 커지고 중성자의 축퇴압력과 중력이 균형을 이루면 급정지한다. 이것보다 위의 층은 중심핵에 의하여 심하게 들뜨며 충격파가 발생해 단번에 날려진다. 이 단계를 초신성폭발이라고 부른다. 폭발 후 중성자로 이루어진 고밀도의 핵이 남게 되는데 이것이 중성자별이 된다.

태양질량의 10배 이상인 거대한 별은 본래 밀도가 크지 않기 때문에 중심핵이 도중에 퇴화하지 않고 계속해서 원소가 핵융합반응하고, 더 무거운 원소가 만들어져 최종적으로 철로 구성된 중심핵이 만들어지는 단계까지 핵반응이 진행된다. 철의 원자는 원자핵의 결합에너지가 가장 크므로 더 이상의 핵융합도 없고 열원이 없어지기 때문에 철로 된 중심핵은 중력수축을 하면서 단열압축으로 인해 온도가 올라간다. 온도가 약 1.00 × 10^10도에 도달하면 철이 광자를 흡수하여 헬륨과 중성자로 분해되는 철의 광분해라는 흡열반응이 일어나 급격하게 압력을 잃는다. 이에 따라 중력을 지탱할 수 없게 되어 별 전체가 중력붕괴로 무너지는 초신성폭발이 일어난다. 폭발 후에는 충격파에 의해 압축된 심이 남는다. 남은 심지의 질량이 태양의 2~3배 정도면 중성자별로 남지만 그 이상이면 중력붕괴가 멈추지 않아 블랙홀이 된다. 초신성폭발의 전 단계에서 어떤 조건이라면 얼마나 심의 질량이 남게 되고 그 결과로 중성자별이 되거나 혹은 블랙홀이 되는지에 대한 정확한 조건은 현재까지 그다지 명확하지 않지만, 태양질량의 30배 이상의 항성은 거의 블랙홀이 된다고 추정되고 있다.

백색왜성으로 이루어진 연성이 충돌하여 합체함으로써 찬드라세카르 한계를 초과하고 최종적으로 중성자별이 만들어진다는 과정도 논의되고 있다.

또한 최근에는 쿼크로 구성된 중성자별보다 밀도가 높은 쿼크별이 제안되었다. 그 후보가 될 별(남쪽 왕관자리의 RX J1856.5-3754)도 발견되었지만, 이후에 관측데이터에서 제원이 변경되며 중성자별로서의 모순이 해소되었다.

중성자별의 구조와 성질

중성자별의 표면은 보통의 원자핵과 전자로 구성된다. 이 중성자별의 대기는 두께가 약 1m 정도이고 그 아래에는 고체의 '지각'이 존재한다. 또한 내부에는 중성자 과잉핵이라는 매우 중성자가 많은 원자핵으로 된 층이 있다. 이러한 원자핵은 지구상에서는 매우 빠르게 붕괴해 버리지만, 중성자별 내부는 매우 압력이 높기 때문에 안정적으로 존재할 수 있다. 더욱 내부로 들어가면 원자핵에서 중성자가 외부로 누출되는 '중성자 드립'이라는 현상을 볼 수 있게 된다. 이 영역은 원자핵과 자유전자와 자유중성자가 존재한다. 더욱 내부에 진행하면 원자핵이 녹아 있고 균일한 물질(중성자와 소량의 양자, 전자로 이루어진)의 초유체상이 된다. 중심부의 코어라고 불리는 고밀도 영역의 구조는 잘 알지 못하지만, 핵자와 전자뿐만 아니라 π중간자와 K중간자 등 중간자의 응축과 핵자 이외의 바리온인 하이페론이 나타나고, 가장 중심부인 초고밀도 영역에서는 쿼크로 이루어진 초유동체로 구성되어 있다는 가설도 있다.

A model of a neutron star's internal structure. https://commons.m.wikimedia.org/wiki/File:Neutron_star_cross_section.jpg

◆ 내핵(inner core)
수 km 정도의 두께로 구성에 대해서는 각각의 가설에 따라 다르다.

· 하이페론
· π중간자 축퇴
· K중간자 축퇴
· 쿼크 물질의 상전이

ρ0 = 2.8×10^17kg·m^-3을 표준 원자핵 밀도로 하면 밀도는 2ρ0보다 크고, 중심부는 10 ~ 15ρ0라는 밀도에 달한다.

◆ 외핵(outer core)
밀도는 약 0.5~2ρ0이고 수 km의 두께이다. 대부분이 중성자이고 몇 퍼센트의 양자, 전자, 뮤온이 포함되어 있다. 이들은 강하게 축퇴되어 있다.

◆ 지각(inner crust)
약 1km의 두께. 밀도는 0.5ρ0보다 작다. 전자 및 자유중성자, 중성자 과잉핵으로 구성된다.

◆ 표면(outer crust)
대기 아래에 있는 층으로 대략 수백 미터의 두께이다. 이온과 전자로 구성된다.

◆ 대기
얇은 플라즈마층이다. 두께는 1m 정도이다.

중성자별의 발견

1933년 Fritz Zwicky와 Walter Baade가 중성자별의 모델을 처음 제창했다. 1967년 Antony Hewish와 Susan Jocelyn Bell Burnell이 펄서인 중성자별을 발견했다.

출처 참조 번역
· 中性子星
https://ja.m.wikipedia.org/wiki/%E4%B8%AD%E6%80%A7%E5%AD%90%E6%98%9F