중성자별(neutron star)은 중성자(neutron)들로만 이루어진 밀도가 매우 높은 천체이다. 태양 질량의 10배 이상 되는 무거운 별이 초신성으로 폭발한 후 남은 심(core) 부분으로 표면 온도가 매우 높고 강한 자기장을 가지고 있을 것으로 추정된다(그림 1, 2). 중성자별의 질량은 태양 질량 정도이며 반지름은 약 10 km 정도로 알려져 있어 평균 밀도가 5×1014 g cm-3 정도이다. 이렇게 높은 밀도의 별이 형성하는 중력은 매우 커서 일반적인 가스의 압력으로는 중력붕괴를 막아낼 수 없고 파울리(Wolfgang Pauli)의 배타원리에 의해 발생하는 중성자들의 축퇴압이 작용하여 중력붕괴를 버티고 안정적으로 존재할 수 있다. 중성자별의 존재는 채드윅(James Chadwick)이 1931년 중성자를 발견한 2년 후인 1933년 바데(Walter Baade)와 쯔비키(Fritz Zwicky)가 초신성의 에너지 발생과정을 설명하기 위해 제안하였다.
그림 1. 중성자별 상상도. 검붉은 구형 물체가 중성자 별이며 표면에서는 흑체복사가(검붉은 색) 자기권에서는 자기장에 속박된 전자가 움직이며 빛(파란색)을 낸다. (출처 : Casey Reed/Penn State University)
중성자별은 매우 작아 실제 모양은 관측할 수 없으며, 표면온도와 회전특성을 통하여 그 존재를 파악한다. 표면온도는 대략 1000,000 K 정도이며 회전주기가 0.001초에서 10초 정도로 관측된다(일부 부착 쌍성계에는 더 긴 주기를 가지는 중성자별도 있다). 중성자별은 매우 큰 자기장을 가지는 것으로 추정되는데, 회전 특성을 통하여 추정한 자기장 세기는 108-1015 G 이다. 대개의 중성자별은 전파, 엑스선, 감마선에서 강한 복사를 방출하며, 성운이나 초신성 중심부, 홑별(single star), 쌍성 또는 삼중성계에서 관측된다.
그림 2. 허블 우주망원경으로 관측한 중성자별 RX J185635-3754(화살표). 크기가 매우 작고 어두워 희미한 점으로 보인다. (출처 : Fred Walter (State University of New York at Stony Brook) and NASA)
목차
1.발견
2.특성
3.구조
4.형성과정
5.종류
발견
중성자별은 그 크기가 매우 작아 관측하면 희미한 별같이 보이기 때문에 모양을 보고 찾을 수는 없다(그림 2). 또한 중성자별은 가시광선 영역에서 매우 어둡기 때문에, 광학망원경을 이용하여 발견하기가 매우 어렵다. 따라서 첫 번째 중성자별의 발견은 전파망원경 활용이 활성화 된 1960년대에 이루어 졌다. 중성자별은 1967년에 휴위시(Antony Hewish)와 벨(Jocelyn Bell)이 처음 발견하였다. 이들은 전파관측에서 1.33초의 매우 빠른 주기적인 밝기 변화를 보이는 전파원(CP 1919 또는 PSR 1919+21, 또는 PSR J1921+2153)을 발견하였는데, 이를 빠른 회전에 의한 전파 강도 변화로 해석하여 중성자별임을 입증하였다(밀도가 낮은 다른 천체들은 원심력에 의한 붕괴 때문에 이렇게 빨리 회전할 수 없다).
특성
중성자별의 측정가능한 물리적인 특성은 질량과 반지름, 온도 등인데, 질량은 대략 백색왜성이 가질 수 있는 최대 질량인 찬드라세카한계
(태양질량)정도로 추정되며, 가능한 최대질량은 중성자 축퇴압과 핵력에 의해 중력붕괴를 막을 수 있는 최대 질량인
이다. 중성자별의 질량은 중성자별과 다른 밀집성으로 이루어진 쌍성계에서, 중성자별의 회전 주기 분석을 통하여 가장 정확히 측정되며 현재 측정된 중성자별의 최대 질량은
이다. 반지름은 대략 10 km 정도로 생각되는데, 일반적으로 측정하기 매우 어려우며 많은 가정 하에 스테판-볼츠만 법칙(Stefan-Boltzman law)을 적용하여 결정한 반지름은 대략 8-12 km이다.
중성자별의 표면온도는 생성 초기에는 매우 높았다가 복사로인하여 식어 몇 년 내에 수백만도 정도가 되고, 이후 수백만 년에 걸처 식으며 온도가 서서히 떨어진다. 엑스선으로 관측되는 중성자별의 경우, 표면에서 흑체복사를 하기 때문에 엑스선 스펙트럼을 통하여 표면온도를 정확히 측정할 수 있으며 측정치는 대개 수백만도 이다. 중성자별의 복사는 중성자별마다 다른데 대개 전파, 엑스선 그리고 감마선에서 잘 관측되며 일부 중성자별의 경우 적외선과 광학대역에서도 관측이 된다. 전파와 감마선 대역에서는 자기권에서 발생하는 비열적인 현상으로 복사가 발생하며, 엑스선 대역에서는 표면의 흑체복사와 자기권의 비열적인 복사가 발생한다.
구조
다른 별들과 마찬가지로 중성자별도 양파껍질 구조를 가진다(그림 3). 별의 바깥 부분은 수 cm 정도의 대기로 구성되어 있는데 두께는 얇지만 밀도가 높아 실제 표면에서 방출되는 흑체복사를 변형하기도 한다. 별의 외각(outer crust)은 격자구조의 이온(철, 수소, 헬륨 등)과 전자로 구성되어 있으며, 내부로 들어갈수록 압력이 높아져 이온 내의 핵들간의 결합이 깨져 중성자가 나오는 중성자흘림(neutron drip) 현상이 발생한다. 더 깊이 들어갈 수록 이온에서 중성자가 더 많이 빠져나오고 양성자와 전자가 결합하여 중성자가 되기 때문에 중성자가 많아져 거의 중성자로만 이루어진 심(core)이 된다. 심은 현재 핵물리학으로 잘 이해되는 밀도보다 더 높은 밀도를 가지며, 심에서 중성자가 어떻게 되는지는 아직 규명되지 않았다. 이론적으로는 초유체 중성자, 이상한 쿼크 물질, 파이온이나 케이온으로 만들어진 물질, 또는 쿼크물질로 구성되어 있을 수 있다고 추정된다. 현재 중성자 별의 심이 어떤 물질로 이루어져 있는지는 천체물리학의 가장 중요한 문제 중에 하나로 남아있으며, 이는 중성자별의 질량과 반지름 측정 등을 통하여 추정해 볼 수 있으므로 관측을 통한 중성자별의 질량과 반지름을 측정하려는 노력이 심도있게 진행 중이다.
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그림 3. 중성자별 내부구조 도식. (출처 : K.C. Gendreau et al. (2012) SPIE)
형성과정
초신성 폭발을 통한 중성자별의 생성에 대한 세부적인 과정은 아직 완전히 알려져 있지 않지만, 대략 태양 질량의 8배 이상이 되는 별이 진화하여 폭발 할 때 생성될 수 있다고 알려져 있다. 별이 내부 핵융합을 통하여 진화하여 핵 부분에 있는 연료를 소진하여 철로 이루어진 핵을 구성하게 되어 더 이상의 핵융합을 할 수 없게 되면, 별의 심(core)에 가해지는 중력과 균형을 이룰 압력을 유지할 수 없기 때문에 심이 수축된다. 물론 이 상태에서도 심의 바깥 부분에서는 계속 핵융합이 이루어진다. 심이 수축되다가 밀도가 높아지면 전자들 사이의 거리가 매우 작아져 전자들이 축퇴되어 전자 축퇴압이 생겨서 중력에 대해 안정적으로 심을 유지할 수 있는데(이런 별들이 백색왜성이다), 질량이 큰 별의 경우 중심에 백색왜성 형태의 심이 존재하며 심 바깥에서는 핵융합이 계속 진행된다. 심 바깥에서 핵융합된 물질들이 심에 계속 보태지면서 무거워지다 언제가는 심의 질량이 찬드라새카한계(Chandrasharker limit)인 태양 질량의 1.4배를 넘어가게 된다. 이 상태에서는 전자 축퇴압으로도 심 외부 물질의 중력을 감당할 수 없게 되어 외부 물질이 심을 급격히 수축시켜 심의 밀도가 상승한다. 심의 밀도가 높아지면서 전자와 양성자가 결합하여 중성자가 만들어져 중성자가 매우 많은 심이 형성된다. 이 중성자들 역시 배타원리에 의하여 축퇴압을 발생하는데 중성자의 축퇴압은 전자의 축퇴압보다 더 강하여, 심을 수축시키던 물질들은 더 이상 심을 수축시키지 못하고 외부로 튕겨나가(bounce back) 초신성이 되고 축퇴된 중성자로 이루어진 별의 심은 강한 중력때문에 깨지지 않고 남아 중성자별이 된다.
이 물리적 과정에서 별의 각운동량은 보존되는데, 매우 느리게 회전하는 별이라도 각운동량 보존에 의해 수축하면서 회전속도는 증가한다. 최종적으로 만들어진 매우 작은 중성자별은 빠르게 회전할 것으로 예상된다. 또한 이 과정에서 폭발전 별이 원래 가지고 있던 자기선속(magnetic flux)도 보존이 되어 중성자별은 강한 자기장을 가질 수 있다. 이런 단순화된 중성자별 형성 모형에서는 중성자별이 강한 자기장을 가지고 회전할 것으로 예측한다. 빠르게 회전하고 강한 자기장을 가진 중성자별은 규칙적으로 전파강도 변화를 보이는 펄사가 될 것으로 예상된다. 하지만 자기경사각이나 회전경사각의 값에 따라 주기적인 밝기 변화를 측정하기 어려운 경우가 있으며 중성자별 표면의 온도분포나 자기권에서의 복잡한 현상때문에 회전에 따른 밝기 변화가 감지하기 어려울 정도로 작은 경우도 있다. 따라서 모든 중성자별이 펄사로 관측되는 것은 아니다.
종류
물리적으로 중성자별들의 근본적인 특징은 거의 같을 것으로 추정되지만, 회전주기와 자기장 등의 관측 특성 및 복사 에너지의 근원에 따라 다양한 유형으로 분류된다. 크게 회전에너지펄사(Rotation-powered pulsars), 마그네타, 중심밀집성(CCO), 고립된 중성자별(INS), 부착에너지펄사(Accretion-powered pulsars) 등이다. 회전에너지펄사는 전체 복사에너지가 중성자별의 회전에너지에서 기인하는 것으로 생각되는 중성자별들로 대개 전파, 엑스선, 감마선 대역에서 강한 복사를 한다. 마그네타는 복사에너지의 상당 부분이 내부 자기 응력에 기인한 것으로 생각되는 중성자별들이며, 고립된 중성자별은 생성 당시 가지고 있던 열에너지가 복사의 주요 에너지 원인 별들이다. 중심 밀집성은 일부 초신성의 중심부에서 발견되는 중성자별로 엑스선 대역에서 열적 복사를 방출하며 매우 약한 자기장을 가지고 있다. 마지막으로 부착에너지펄사들은 대개 쌍성으로 동반성으로부터의 질량 부착에 의한 에너지가 복사에너지의 근원인 중성자별들이다. 부착에너지펄사들은 추가로 동반성의 질량에 따라서 고질량 엑스선 펄사와 저질량 엑스선 펄사로 나뉜다. 이 유형들은 명확히 구분되는 것이 아니라 관측 특성을 설명하기 위한 대략 구분한 것이다.
관련이미지
게성운역사적으로 초신성은 단지 7개뿐이다. 가장 유명한 초신성은 1054년에 기록되었는데, 그 폭발의 잔해가 사진 속의 게성운이다. 게성운 중심의 핵 부분은 중성자별이 되어 규칙적인 전파를 발한다.출처: 세상의 모든 지식
