중성자별은 중원소 함량이 아주 낮은 별의 경우는 태양 질량의 9.1배, 중원소 함량이 아주 높다면 태양 질량의 14배 이상의 별들이 초신성 폭발을 하고 남기는 별의 시체이다.
질량은 태양의 1.22배이상부터 2.7배까지 가능하지만, 일반적으로 우주에 존재하는 중성자별의 질량은 대부분 태양 질량의 1.35배이다. 아주 무거운 마그네타 중성자별의 경우는 태양 질량의 1.6배를 넘어간다.
지름은 태양질량의 1.22배의 중성자별의 지름은 32km이며, 가장 흔하게 존재하는 태양 질량의 1.35배의 중성자별의 지름은 28km이다. 현재까지 별견된 가장 무거운 중성자별의 질량은 태양 질량의 2.01배이며, 지름은 24km이다.
가장 무거운 태양 질량의 2.7배의 중성자별의 지름은 16km이다.
생성[편집 | 원본 편집]
중성자별은 거대한 항성의 초신성 폭발로 생성된다. 보통 태양 중원소 함유량과 동일한 경우에는 태양 질량의 13배~28배에서 중성자별을 생성하고, 중원소 함유량이 아주 낮은 경우에는 태양 질량의 9.1배~25배에서 중성자별을 생성한다. 다만 중원소 함유량이 태양보다 1.15배까지 높다면 태양 질량의 13.5배~34배에서 중성자별을 생성하며, 태양 중원소 함유량의 1.1765배를 넘어가면 태양 질량의 14배 이상만 되면 모두 다 중성자별이 생성되며 질량이 아무리 크더라도 중성자별이 생성된다.
태양 질량의 13~20배 이하의 항성은 일반적인 중성자별을 생성하며, 태양 질량의 20배가 넘는 별들은 질량이 좀 더 거대한 마그네타 중성자별을 생산하게 된다.
중원소가 함유량이 많아질수록 온도와 압력에 민감한 CNO순환이 복사층 중상단까지 핵반응을 일으켜 별의 질량 방출이 많아지므로, 말년에 남기는 질량이 줄어들어 초신성 폭발시 자신의 질량을 한껏 수월하게 날려버릴 수 있게 된다. 따라서 질량 상한선이 높아지게 되며, 결국 태양 중원소 함유량의 1.1765배를 넘어가면 태양 질량의 14배만 되면 모두 다 중성자별이 생성되게 된다.
특징[편집 | 원본 편집]
갓 태어난 중성자별을 굉장히 뜨거운데 철핵이 붕괴되어 초신성 폭발을 유도한 위력이 있는 만큼, 표면온도는 1000억K이나 되며, 질량이 태양의 1.6배가 넘는 마그네타 중성자별의 경우에는 표면온도가 3000억K이나 되며, 질량이 태양의 2배가 넘는 더 큰 마그네타 중성자별이 생성시에는 표면온도가 1조K에 육박한다. 따라서 갓 생성된 중성자별들은 강력한 빛을 내뿜으며 태양의 2만배~80만배의 밝기로 빛난다. 다만 대부분이 자외선와 X선 형태로 빛을 내뿜으므로 가시광선 영역으로 관측하면 갓 태어난 중성자별이라도 태양의 10~100배밖에 되지 않는다. 하지만이 뜨거운 온도는 급격히 식게 되어 불과 10년안에 100만K까지 식게 되고 밝기도 현저하게 떨어진다.
중성자별의 표면온도는 10만~100만K이며, 워낙 뜨겁기 때문에 대부분 자외선과 X선 형태로 빛을 내뿜는다. 가시광선 영역으로 관측하면 그 밝기는 태양의 0.1%에 불과하여 보잘것 없지만, 전 파장의 영역을 고려해서 관측하면 불과 지름 20km밖에 되지 않는 중성자별의 밝기는 태양과 비슷하다.
다음은 중성자별들 중 가장 흔하게 존재하는 태양 질량의 1.35배의 중성자별의 내부이다. 이 중성자별의 지름은 28km이며 반지름은 14km이다. 중성자별은 외피층의 두께는 500m에 불과하며, 축퇴된 원자핵으로 구성되어 있는데 주로 철과 니켈의 원자핵이다. 밀도는 1000만톤/㎤이나 되며 여기서는 원자핵과 전자 형태는 유지하지만 밀도가 높아 전자의 궤도는 원자핵에 거의 붙어 있는 상태이다. 중성자별의 질량이 커질수록 외피층의 두께는 얇아지며, 태양 질량의 2배가 넘어가는 중성자별의 외피층의 두께는 300m에 불과하다.
내부로 들어가면 지하 500m~4.5km사이에 내피층이 존재하는데 두께는 4km이다. 이곳에서는 원자핵은 붕괴되고 상당수의 양성자들은 전자를 흡수하여 중성자로 되어, 깊게 들어갈수록 중성자의 비율이 높아지는 층이다.
이층에서는 간간히 몇몇 전자의 궤도는 살아남아 존재하여 양성자도 소량 존재한다. 내피층의 상단부의 밀도는 4000만톤/㎤이나 되며 하단부는 1㎤당 3억톤을 넘어간다. 내피층도 역시 질량이 커질수록 내피층의 두께는 얇아지며, 태양 질량의 2배가 넘어가는 중성자별의 내피층은 1.2km에 불과하다.
중심핵은 외핵과 내핵으로 구성되어 있다. 내핵의 밀도는 3억~6억톤/㎤이며 지하 4.5~13.8km사이에 존재한다. 이 층은 두께가 9.3km나 되어, 가장 두꺼운 층으로 이층의 상단부분에는 양성자와 전자가 미량 존재하지만 중단 부위 이후부터는 오로지 중성자들로만 구성되어 있다. 하단 이후부터는 중성자조차도 찌그러져, 중성자들의 크기는 점점 작아지게 된다. 이 층은 중성자별의 질량이 커질수록 상단층은 올라가며, 하단층도 역시 올라가므로, 중성자별의 질량에 관계없이 가장 두꺼운 층을 유지한다.
내핵의 밀도는 6억~8억톤/㎤ 이며, 지하 13.8km~14km에 존재하므로 두께는 200m에 불과하다. 이 지점에서는 중성자들도 전부 찌그러져 쿼크들로 구성되어 있다. 이 층은 중성자별의 질량이 커질수록 두터워지는데 태양 질량의 2배가 넘어가는 중성자별의 내핵의 두께는 1.5km로 늘어나게 된다.
내핵의 쿼크들은 축퇴되어 있지 않기 때문에 쿼크의 전자기력이 작동한다. 따라서 중성자별의 내부에서는 작지만 스스로 에너지 생산이 가능하다. 따라서 중성자별은 나이가 아무리 많아져도 백색왜성처럼 표면온도가 극도로 식지는 않게 된다.
다만 태양 질량의 2.2배가 넘는 무거운 중성자별은 쿼크도 축퇴되게 되며, 프레온으로 구성되어 있다. 프레온으로 구성된 중성자별은 내부의 프레온은 축퇴되어 있지 않기 때문에 스스로 에너지 생산이 가능하며, 나이를 아무리 먹어도 백색왜성처럼 표면온도가 극도로 식지는 않게 된다.
이 정도 질량의 중성자별의 밀도는 무려 100억톤/㎤나 되며, 이론상으로 가장 무거운 중성자별의 중심부 밀도는 1천억/㎤에 육박하게 된다. 다만 현재까지 발견된 가장 무거운 중성자별의 질량의 2.01배이다. 결국 아직까지는 쿼크가 축퇴되어 프레온을 구성할 만큼의 중성자별은 아직 발견되지 못했다.
태양 질량의 2.7배가 넘게 되면 프레온마저도 축퇴되게 되면 블랙홀로 진화하게 되는데, 블랙홀은 가장 기본 입자로만 이루어져 있다. 따라서 특이점은 엄청나게 작아지게 되며 밀도는 4.283 * 1020톤~4.333 * 1021톤/㎤의 값을 가지며 엄청난 밀도를 나타내게 된다. 물론 플랑크 밀도인 1087톤/㎤에는 한참 못미친다. 결국 태양 질량의 10배가 넘어가는 블랙홀의 특이점의 지름은 불과 2~4m밖에 되지 않는 원형점이다. 이 정도의 질량에 이 정도 크기면 무한대로 수축하는 중인 하나의 점이라고 불릴만 하다. 블랙홀 특이점은 시간이 극도로 느려져서 플랑크 밀도에 근접해가는 상태로 멈춘다.(다만 아직 기본 입자의 밀도가 밝혀지지 않았으므로 블랙홀의 특이점에 밀도에 대해서는 아직 정확한 값은 아니다. 여기 나온 글은 순수히 이론상으로 계산한 값이다.)
중성자별의 자기장은 극도로 강하다. 자전속도가 매우 빨라 1초에도 수십바퀴나 회전하기 때문이다. 또한 내부에서 스스로 에너지를 생산할 수 있는 것도 중성자별의 자기장을 극도로 강하게 하는 원인이다. 엄청난 자전속도는 중성자별의 외피를 흔들며, 외피는 아주 약간이나마 꼬이게 된다. 중성자별의 외피의 강도는 철의 100조배에 이르지만 수프와 비슷한 형태이기 때문에 흔들리면 아주 약간이나 유동체처럼 흐를 수 있다. 이러면서 자기력선은 꼬이게 되며 자기장 폭발을 일으키게 된다. 주기적으로 강한 자기장 폭발을 일으키는데 그 주기는 1천분의 1초에서 0.3초에 이른다.
이러면서 강력한 전파를 주기적으로 방출하는데 이것을 펄서라고 한다. 처음 이 전파를 관측하였을 당시에는 이 일정한 주기로 오는 전파를 외계인의 신호로 착각하여서 난리가 나기도 하였었다.
더 무거운 중성자별은 내부 핵이 극도로 빨리 자전하여 엄청난 자기력선을 형성하고 계속 내부에 쌓이게 된다. 쌓인 에너지는 지각을 뚫어 외피에 지진이 일어나게 되는데 이때 자기장의 폭발이 일어난다. 이 자기장 폭발로 인해 방출되는 방사선은 불과 5~10초만에, 은하 전체 밝기의 800배, 태양이 10만년간 내뿜는 에너지를 내보내기도 한다. 아주 거대한 마그네타 별의 폭발은 은하 전체 밝기의 1만배를 넘어가기도 한다.
이것을 마그네타 중성자별이라 하는데 질량이 태양의 2배가 넘어가는 중성자 별이다. 마그네타 중성자별은 중원소 함유량이 높고 태양 질량의 30배가 넘어가는 별에서 탄생되는 중성자별이다.
중성자별의 표면온도는 막 태어날 때는 100만K이 넘고, 10억년이 넘은 중성자별도 60만K이상을 유지한다. 따라서 지름은 16~32km에 이르지만 밝기는 태양의 0.8~10배에 이른다. 중성자별은 백색왜성과는 다르게 중심부의 미립자의 축퇴가 이루어지지 않았기 때문에 스스로 에너지 생산이 가능하다. 물론 핵융합만큼은 아니지만 미립자의 전자력이 살아 있어, 에너지를 스스로 생산하므로, 수천조년이 흘러도 백색왜성처럼 극도로 식지는 않게 된다.