중성자별 : 블랙홀이 되기 위한 초거대 질량 천체

우주에서 가장 밀도가 높은 천체 중의 하나가 중성자별입니다. 대형 별이 내뿜으며 폭발하는 초신성이 된 이후 중심핵이 내부로 붕괴하며 압축돼 생깁니다. 각설탕 하나 크기에 1억 톤이 들어갈 정도로 밀도나 질량이 극도로 높다고 합니다. 태양 질량의 3배가량을 중성자별의 한계로 봐온 과학자들은 이보다 질량이 커지면서 형태를 유지하지 못하고 모든 것을 빨아들이며 블랙홀이 되나고 합니다. 지금까지 관측된 가장 무거운 중성자별은 태양 질량의 2.01배, 관측된 블랙홀 중 가장 작은 질량은 태양질량의 약 5배에 이른다고 합니다. 

간단히 설명하자면 중성자별은 별이 수명을 다하여 콤팩트한 크기로 무너진 것으로, 그 밀도는 상상을 초월하고 대부분의 중성자별은 태양의 몇 배에 달하는 질량을 갖지만, 지름은 약 10킬로미터 정도로 아주 작습니다. 이 작은 크기에도 불구하고 이들은 엄청난 중력을 발생시키며 주위의 공간을 휘어잡는 데 큰 역할을 합니다.

 

 중성자별의 요약

중상자별은 질량이 태양 정도, 지름이 20㎞ 정도, 대기의 두께가 1m 정도에 불과한 중성자가 주성분인 천체입니다. 밀도는 태양의 1014배 이상으로 알려져 있습니다. 약 109t / ㎝3로 그 밀도가 엄청나게 크기 때문에 중성자별의 표면 중력은 지구 표면 중력의 2×1011배에 달하며, 탈출 속도는 1/3C에 달합니다. 중성자별은 대질량의 항성의 초신성 폭발로 중심핵이 압축되어 형성되는데, 중성자별로 존재할 수 있는 질량에는 톨만-오펜하이머-볼코프 한계라는 상한선이 있어 이를 초과하면 블랙홀이 됩니다. 상한의 질량은 이론적으로 태양 질량의 1.5배에서 2.5배의 범위에 있다고 여겨지며, 2010년에는 약 1.97배의 중성자별, 2013년에는 약 2.01배의 중성자별이 확인된 바 있습니다. 하한은 태양 질량의 0.1배에서 0.2배 정도입니다. 

중성자별은 중성자만으로 구성된 커다란 원자핵으로 볼 수 있습니다. 원자핵 내부에서는 양성자와 중성자가 서로 묶여 있으면서도 움직일 수 있는 상태이기 때문에 액체라고 해도 크게 틀린 말은 아닙니다. 중성자별의 핵은 매우 밀도 때문에 초유동 상태라는 모델도 존재합니다. 

 

중성자 별의 형성

중성자별은 항성의 초신성 폭발로 의해 형성됩니다. 항성 진화의 마지막 단계에 중성자별이 남을지 여부는 항성의 질량에 따라 결정됩니다. 태양 질량의 약 0.46배보다 작은 항성은 적색왜성이라고도 하는데, 온도가 낮기 때문에 헬륨 연소가 일어나지 않아 수소를 다 태우고 나면 그대로 헬륨형 백색왜성이 됩니다.

태양 질량의 약 0.46배에서 약 8배까지의 항성에서는 중심핵에서 수소를 다 태운 후 헬륨 연소가 시작되어 탄소, 산소, 질소가 만들어지지만 더 이상의 핵융합 반응은 진행되지 않고 적색거성 단계를 거쳐 백색왜성이 됩니다.

태양 질량의 8~10배의 질량을 가진 항성에서는 탄소와 산소로 이루어진 중심핵에서 더 많은 핵융합 반응이 일어나 산소와 네온, 마그네슘으로 이루어진 핵이 만들어집니다. 이 단계의 중심핵에서는 전자의 수축 압력이 중력과 길항하게 되고, 이 중심핵 주변의 구형 껍질 같은 부분에서 탄소의 핵융합이 진행되는 구조가 됩니다. 중심핵을 둘러싼 부분에서 일어나는 핵반응 생성물에 의해 점차 중심핵의 질량이 증가하지만, 결국 중심핵을 구성하는 원자 내에서 양성자가 전자 포획에 의해 중성자로 바뀌는 쪽이 열역학적으로 인정됩니다. 이로 인해 중심핵은 중성자가 과잉인 원자핵으로 가득 차게 되고, 한편 전자 포획으로 줄어든 전자의 수축 압력이 약해져 중력을 지탱할 수 없게 되면서 별 전체가 급격한 수축을 시작합니다. 중심핵의 수축은 밀도가 충분히 커져 중상자 퇴화 압력과 중력이 대치하면 급격하게 멈춥니다. 이보다 위층은 중심핵에 의해 격렬하게 튕겨져 충격파가 발생해 한꺼번에 날아가 버립니다. 이 단계를 초신성 폭발이라고 하는데 폭발 후에는 중성자로 이루어진 고밀도 핵이 남는데 이것이 중성자별이 됩니다. 

태양 질량의 10배가 넘는 대질량 별은 원래 밀도가 크지 않기 때문에 중심핵이 중간에 퇴화하지 않고, 원소들이 차례로 핵융합 반응하면서 더 무거운 원소가 만들어지고, 결국 철의 중심핵이 만들어지는 단계까지 핵반응이 진행됩니다. 철 원자는 원자핵의 결합에너지가 가장 크기 때문에 더 이상의 핵융합은 일어나지 않고, 열원이 없어져 철로 만들어진 중심핵은 중력수축과 함께 단열압축에 의해 온도를 높여갑니다. 온도가 약 1.00×1010에 도달하면 철이 광자를 흡수해 헬륨과 중성자로 분해되는 철의 광분해라는 흡열반응이 일어나면서 급격하게 압력을 폭발을 일으킵니다. 폭발 후에는 폭발된 핵이 남는데, 남의 핵의 질량이 태양의 2~3배 정도면 중성자별로 남지만, 그 이상이면 중력붕괴가 멈추지 않고 블랙홀이 됩니다. 초신성 폭발 전 단계에서 어떤 조건이 되면 얼마나 많은 중심 질량이 남아 중성자별이 될지, 아니면 블랙홀이 될지 정확한 조건은 현재로서는 잘 알려져 있진 않지만, 태양 질량의 30배 이상의 항성은 거의 대부분 블랙홀이 될 것으로 추정됩니다. 

 

중성자 별의 구조와 특징

중성바별의 표면은 일반적인 원자핵과 전자로 이루어져 있습니다. 이 중성자별의 대기는 두께가 약 1m 정도이며, 그 아래에는 단단한 지각이 있습니다. 또한 내부에는 중성자 과잉핵이라 불리는 중성자가 매우 많은 핵으로 이루어진 층이 있습니다. 이러한 핵은 지구에서는 매우 짧은 시간에 붕괴되지만, 중성자별 내부에서는 압력이 매우 높기 때문에 안정적으로 존재할 수 있습니다. 더 안쪽으로 들어가면 핵에서 중성자가 밖으로 새어 나오는 '중성자 드립'이라는 현상을 볼 수 있게 됩니다. 이 영역에는 원자핵과 자유전자와 자유중성자가 존재하고, 더 안쪽으로 들어가면 핵이 녹아내려 균일한 물질의 초유동상이 됩니다. 중심부의 코어라고 불리는 고밀도 영역의 구조는 잘 알려져 있지 않지만, 핵자와 전자뿐만 아니라 K중성자 등 중성자의 응축과 핵자 이외의 양성자인 하이페론이 나타나며, 가장 중심부의 초고밀도 영역에서는 쿼크로 이루어진 초유동체로 구성되어 있다는 설도 있습니다.