중성자 별(Neutron star) 은 항성의 진화 단계에서 최후 단계로 알려져 있다. 주 원료를 모두 연소시킨 항성은 최후에 상당부분의 물질을 사방으로 뿌리게 되는데, 이후 남는 물질이 태양 질량의 1.44 배 - 즉 찬드라세카 한계 - 가 안되는 경우에는 백색 왜성으로 변하게 되며, 이 한계를 넘는 질량인 경우 중성자 별이나 블랙홀로 변하게 된다고 생각된다.
찬드라세카 한계 이내에서는 전자의 축퇴압이 중력을 이겨낼 수 있으므로 백색 왜성으로 존재할 수 있게 되지만 그 한계를 넘는 중력에서는 양성자와 전자가 중성자로 변하게 되고 결국 대부분 중성자 만으로 구성된 중성자 별이 탄생하게 되는 것이다. 그리고 중성자의 축퇴압이 더 버틸 수 없는 강한 중력이 가해지면 결국 블랙홀로 진화 하게 된다. 중성자 별은 Type II, Type Ib, Type Ic 초신성 폭발 이후 발생한다고 생각되며 우리가 관측한 펄서들이 바로 중성자 별로 생각되고 있다.
이 중성자 별의 중력과 밀도는 엄청나다. 표면 중력은 지구 표면과 비교하면 2×1011 배 이상으로 예상된다. 여기에 태양 보다 큰 질량의 별이 지름 10 - 20 km 로 압축된 것이므로 그 밀도 역시 엄청나서 중성자성 물질을 티스푼으로 한번 뜨면 그 질량이 지구의 기자의 대피라밋 4개 만큼의 질량이 되리라 생각된다.
이와 같은 내용은 그냥 온라인으로 사전만 들여다 보더라도 알 수 있는 내용이지만 사실 각론에 있어 중성자 별에 대해서 많은 이론들이 존재했다. 많은 연구자들이 중성자 별이 그냥 중성자로만 구성된 단순한 고밀도의 구체로 빠르게 자전하는 펄서라고만 생각하진 않는다.
(중성자별의 구조 개념도 Vector compound of en:File:Neutron_star_structure.JPG anden:File:Neutron_star_cross_section.jpg, data from Paweł Haensel, A Y Potekhin, Aleksandr Ûrevič Potehin, D G Yakovlev (2007). Neutron Stars, p. 12. Springer CCL 에 따라 복사 허용 동일 조건, 저자 표시 저자 Robert Schulze )
사실 많은 과학자들이 중성자 별의 구조가 매우 복잡하며 단순히 중성자 한가지로만 구성된 것이 아닐 것으로 생각하고 있다. 중성자 별에 대해서 위의 개념도의 예를 들어 설명해 본다면 일단 가장 외각의 Outer Crust 에는 중력과 밀도가 상대적으로 낮아서 이온과 전자들이 존재할 수 있는 일종의 '대기' 가 존재하며 그 보다 아래층에는 중성자와 전자가 있는 Inner Crust 가 존재 한다. 이 바깥 대기층은 보통의 원자핵이 존재할 수 있는 공간이다.
이 보다 더 아래에 외핵 - Outer Core 에는 주로 중성자들이 존재하게 된다. 이 중성자들은 거대한 원자핵을 형성하는데 사실 이런 원자핵은 지구 같다면 곧 붕괴해 버릴 테지만 중성자별 내부의 거대한 압력이 이 원자핵이 붕괴하는 것을 막아주고 안정적으로 유지시킬 것으로 (이론적으로) 생각하고 있다.
더 깊이 들어가면 거대한 중성자의 원자핵들은 변화를 일으키게 된다. 더 압력과 밀도가 높아지게 되므로 중성자들이 자유 중성자가 되어 원자핵에서 빠져나오게 되며 (이 지점을 Neutron drip line이라 부른다) 결국 거대 중성자 핵은 사라진다.
내핵 - Inner Core 에 도달하게 되면 밀도와 압력은 최대가 된다. 이 상태에서 과연 어떤 일이 발생하는지는 여러 이론들이 존재한다. 여기에는 쿼크의 플라즈마에서 케이온 (K 중간자) 및 파이온 (파이 중간자), Quark degenerating matter 까지 매우 다양한 이론들이 존재한다. 그러나 지금까지 실제 관측을 통해 이를 감별할 만한 보고는 없던 실정이었다.
최근 Demorest 를 비롯한 연구자들은 지구에서 약 1200 파섹 떨어진 펄서인 PSR J1614–2230 를 연구했다. 이 밀리세컨드 펄서는 초당 317회 회전하는 펄서로 2006년 처음 발견되었으며 백색 왜성 하나를 동반성으로 가지고 있다. 연구자들은 이를 분석한 결과 그 질량이 태양 질량의 약 두배 정도 (1.97±0.04) 에 달한다는 것을 알아냈다.
사실 이는 매우 흥미로운 보고인데 만약 그렇다면 현재까지 발견된 중성자 별 가운데 가장 무거운 별이기 때문이다. 그런데 이 보고가 흥미로운 이유는 단순히 무게 때문이 아니다. 만약 이 측정이 옳다면 우리는 이론적으로 중성자별 중심부에 있을 것으로 예상된 물제 몇가지를 배제할 수 있다. 이것은 중성자별의 이해에 매우 중요한 관측인 셈이다.
이 정도 질량을 가진 중성자 별이라면 그 내핵에 하이퍼론 (Hyperon, 중핵자), 케이온 (Koan, K 중간자) 응집체를 안정적으로 가지고 있을 수 없으며 곧 블랙홀로 붕괴될 것이다. 따라서 이 물질들이 중성자별 내부에 존재할 가능성이 적어진 셈이다.
이 연구 결과는 2010년 Nature 지에 보고되었으며 언론을 통해서도 보도 된바 있다.
Journal Reference:
: Demorest, P. B.; Pennucci, T.; Ransom, S. M.; Roberts, M. S. E.; Hessels, J. W. T. (2010). "A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay". Nature 467: 1081
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