이종성 (별)
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1. 개요
이종성(별)은 중성자별, 쿼크별, 전기약력별, 프리온별, 보손별, 플랑크별, Q-별 등 다양한 가설상의 천체를 포괄하는 용어이다. 이들은 아직 관측된 적이 없는 천체들로, 각기 다른 입자 또는 상호작용을 기반으로 하며, 블랙홀을 대체하거나 암흑 물질의 후보로 제시되기도 한다. 쿼크별은 쿼크로, 전기약력별은 전기약력 연소를 통해, 프리온별은 프리온으로, 보손별은 보손으로, 플랑크별은 양자 중력 효과로, Q-별은 특정 조건을 만족하는 천체로, 각각의 특징을 갖는다.
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| 이종성 (별) | |
|---|---|
| 일반 정보 | |
| 유형 | 가설적인 별 |
| 질량 | 중성자별 질량 한계 초과 블랙홀 질량 한계 미만 |
| 밀도 | 매우 높음 |
| 추가 정보 | |
| 구성 물질 | 쿼크 물질 프레온 |
| 다른 이름 | 쿼크별 프레온별 |
| 관련 개념 | 별 특이별 블랙홀 중성자별 쿼크 축퇴 물질 프레온 |
2. 쿼크별과 스트레인지별
'''쿼크별'''은 중성자가 중력 압력 하에서 구성 업 쿼크 및 다운 쿼크 쿼크로 분해되어 생성된 가설적 천체이다. 쿼크별은 중성자별보다 작고 밀도가 높을 것으로 예상되며, 추가 질량이 추가되지 않으면 이 새로운 상태에서 무기한 생존할 수 있다. 사실상, 매우 큰 단일 하드론이다. 스트레인지 물질을 포함하는 쿼크별은 '''스트레인지별'''이라고 한다.
찬드라 엑스선 관측소에서 2002년 4월 10일에 발표된 관측을 바탕으로, RX J1856.5-3754와 3C 58라는 두 개의 천체가 쿼크별 후보로 제시되었다. 전자는 중성자별로 예상되는 것보다 훨씬 작아 보였고, 후자는 훨씬 차가워 보였는데, 이는 이들이 ''중성자 물질''보다 더 밀도가 높은 물질로 구성되었음을 시사했다. 그러나 이러한 관측 결과는 결정적이지 않다는 연구자들의 회의적인 반응을 얻었다. 추가 분석 후, RX J1856.5-3754는 쿼크별 후보 목록에서 제외되었다.[3]
중성자는 그것을 구성하는 쿼크로 분해될 수 있다. 이 경우, 별은 더욱 수축하여 밀도가 더욱 커진다. 그러나 외부에서 질량이 공급되지 않으면 새로운 평형 상태에 도달하여 매우 거대한 핵자가 된다. 이러한 가설적인 상태에 있는 별은 쿼크별이라고 불린다. 쿼크별이 스트레인지 물질을 포함하면 스트레인지별이라고 불린다. 펄서 RX J1856.5-3754 및 3C 58은 쿼크별의 후보로 여겨지고 있다.
2. 1. 쿼크별의 형성
강한 중력에 의해 중성자별 내부의 중성자가 붕괴하여 업 쿼크 및 다운 쿼크 쿼크로 변환되면서 쿼크별이 형성된다.[3] 쿼크별은 중성자별보다 작고 밀도가 높을 것으로 예상되며, 추가 질량이 공급되지 않으면 이 상태에서 무기한 생존할 수 있다. 사실상, 매우 큰 단일 하드론이며, 스트레인지 물질을 포함하는 쿼크별은 스트레인지별이라고 한다.찬드라 엑스선 관측소의 2002년 4월 10일 관측에서 RX J1856.5-3754와 3C 58가 쿼크별 후보로 제시되었다. 전자는 중성자별로 예상되는 것보다 훨씬 작았고, 후자는 훨씬 차가워, 이들이 중성자 물질보다 밀도가 높은 물질로 구성되었음을 시사했다. 그러나 이러한 관측은 결정적이지 않다는 회의적인 반응이 있었으며, 추가 분석 후 RX J1856.5-3754는 후보에서 제외되었다.[3]
2. 2. 스트레인지별의 특징
쿼크로 구성된 별은 중성자별보다 더 작고 밀도가 높을 것으로 예상되며, 스트레인지 물질을 포함하는 쿼크별은 스트레인지별이라고 불린다.[3] 이러한 천체는 매우 큰 단일 하드론으로 볼 수 있다.[3] 스트레인지별은 일반적인 쿼크별보다 더 높은 밀도를 가질 수 있으며, 특이한 물리적 성질을 보일 것으로 예상되지만, 스트레인지 물질의 안정성 여부는 아직 밝혀지지 않았다.2002년 4월 10일 찬드라 엑스선 관측소의 관측 결과, RX J1856.5−3754와 3C 58가 쿼크별 후보로 제시되었다.[3] RX J1856.5-3754는 중성자별로 예상되는 것보다 훨씬 작게, 3C 58은 훨씬 차갑게 관측되어, 이들이 중성자 물질보다 더 밀도가 높은 물질로 구성되었음을 시사했다.[3] 그러나 이 관측 결과에 대한 회의적인 반응도 있었으며, 추가 분석 후 RX J1856.5-3754는 후보 목록에서 제외되었다.[3]
2. 3. 관측 증거
2002년 찬드라 엑스선 관측소는 RX J1856.5-3754와 3C 58을 쿼크별 후보로 제시했다.[3] RX J1856.5-3754는 중성자별로 예상되는 것보다 훨씬 작아 보였고, 3C 58은 중성자별 보다 더 차가워 보였다.[3] 이는 이들이 중성자 물질보다 더 밀도가 높은 물질로 구성되었음을 시사했지만, 이 관측 결과는 결정적이지 않다는 회의적인 반응을 얻었다.[3] 추가 분석 후, RX J1856.5−3754는 쿼크별 후보 목록에서 제외되었다.[3]3. 전기약력별
'''전기약력별'''은 별의 중력 붕괴가 전기약력 연소로 인한 복사압에 의해 방지되는 가상의 이국적인 별의 유형이다. 즉, 쿼크가 전기약력 상호작용을 통해 렙톤으로 변환되면서 방출되는 에너지이다. 이 제안된 과정은 약 사과 크기의 별의 중심부에서 발생할 수 있으며, 약 2개의 지구 질량을 포함하고 1015 K (1 PK) 정도의 온도에 도달한다.[4][5] 전기약력별은 중성미자 진동을 고려하여 세 가지 세대 모두에서 동일한 수의 중성미자가 방출되는 것을 통해 식별할 수 있다.[1]
항성이 전기약력별이 될 수 있는 단계는 이론상으로는 초신성 폭발 후이다. 전기약력별은 쿼크별보다 밀도가 크며, 쿼크의 페르미 축퇴 압력이 중력에 저항할 수 없게 되었을 때 형성된다. 이 항성의 상태가 지속되는 것은 1000만 년 이내이다.[27]
3. 1. 전기약력 연소
쿼크가 전기약력 상호작용을 통해 렙톤으로 변환되면서 에너지를 방출하는 전기약력 연소는 별의 핵에서 발생하며, 매우 높은 온도와 밀도를 필요로 한다.[4][5] 이 과정은 약 사과 크기의 별의 중심부에서 발생할 수 있으며, 약 2개의 지구 질량을 포함하고 1015 K (1 PK) 정도의 온도에 도달한다.[4][5] 항성이 이 단계가 될 수 있는 것은 이론상으로는 초신성 폭발 후이다. 전기약력별은 중성미자 진동을 고려하여 세 가지 세대 모두에서 동일한 수의 중성미자가 방출되는 것을 통해 식별할 수 있다.[1] 전기약력별은 쿼크별보다 밀도가 크며, 쿼크의 페르미 축퇴 압력이 중력에 저항할 수 없게 되었을 때 형성된다. 이 항성의 상태가 지속되는 것은 1000만 년 이내이다.[27]3. 2. 전기약력별의 특징
전기약력별은 별의 중력 붕괴가 전기약력 연소로 인한 복사압에 의해 방지되는 가상의 이국적인 별의 유형이다. 쿼크가 전기약력 상호작용을 통해 렙톤으로 변환되면서 에너지가 방출된다. 이 과정은 약 사과 크기의 별의 중심부에서 발생하며, 약 2개의 지구 질량을 포함하고 1015 K (1 PK) 정도의 온도에 도달한다.[4][5] 전기약력별은 중성미자 진동을 고려하여 세 가지 세대 모두에서 동일한 수의 중성미자가 방출되는 것을 통해 식별할 수 있다.[1]전기약력별은 쿼크별보다 밀도가 더 높으며, 쿼크의 페르미 축퇴 압력이 중력에 저항할 수 없게 되었을 때 형성된다. 전기약력별의 수명은 약 1000만 년으로 추정된다.[27]
4. 프리온별
'''프리온별'''은 쿼크와 렙톤의 구성 요소로 제안된 가설상의 입자인 프리온으로 이루어진 천체이다.
프리온별은 1cm3당 1023kg을 초과하는 엄청난 밀도를 가질 것으로 예상된다.[6] 이는 쿼크별보다 밀도가 높을 수 있으며, 백색왜성과 중성자별보다 더 무겁지만 크기는 더 작을 것이다.[6] 프리온별은 초신성 폭발이나 빅뱅으로부터 기원할 수 있다.[6] 이러한 천체는 원리적으로 감마선의 중력 렌즈를 통해 감지될 수 있다.[6] 프리온별은 암흑 물질의 잠재적인 후보이다.[6] 그러나 현재 입자 가속기 관측[7]은 프리온의 존재에 반대하거나, 적어도 그 조사를 우선시하지 않는다. 현재 매우 높은 에너지를 탐사할 수 있는 유일한 입자 검출기인 대형 강입자 충돌기는 이를 위해 특별히 설계되지 않았고, 그 연구 프로그램은 힉스 보손, 쿼크-글루온 플라즈마 및 표준 모형 너머의 물리학과 관련된 증거를 연구하는 등 다른 분야에 집중되어 있기 때문이다.
일반 상대성 이론에서는, 항성이 슈바르츠실트 반지름 이하로 수축하면, 사건의 지평선의 반지름이 항성의 반지름을 넘어서 블랙홀이 된다. 태양 질량 정도의 천체에서는 슈바르츠실트 반지름은 3km이며, 태양 질량의 프리온별은 이 반지름보다 커지지 않는다. 지구 질량 정도의 프리온 별의 반지름은 테니스 공 정도가 된다.
4. 1. 프리온별의 밀도
프리온별은 1cm3당 1023kg을 초과하는 엄청난 밀도를 가질 것으로 예상된다.[6] 이는 쿼크별보다 밀도가 높을 수 있으며, 백색왜성과 중성자별보다 더 무겁지만 크기는 더 작을 것이다.[6] 일반 상대성 이론에 따르면, 항성이 슈바르츠실트 반지름 이하로 수축하면 사건의 지평선의 반지름이 항성의 반지름을 넘어서 블랙홀이 된다. 태양 질량 정도의 천체에서는 슈바르츠실트 반지름은 3km이며, 태양 질량의 프리온별은 이 반지름보다 커지지 않는다. 지구 질량 정도의 프리온 별의 반지름은 테니스 공 정도가 된다.4. 2. 프리온별의 기원
프리온별은 초신성 폭발이나 빅뱅으로부터 기원했을 수 있다.[6] 이러한 천체는 원리적으로 감마선의 중력 렌즈를 통해 감지될 수 있다.[6] 프리온별은 암흑 물질의 잠재적인 후보로 거론되기도 한다.[6] 그러나 현재 입자 가속기 관측[7]은 프리온의 존재에 부정적이거나, 적어도 그 조사를 우선시하지 않는다.4. 3. 관측 가능성
프리온별은 감마선의 중력 렌즈 효과를 통해 탐지될 수 있을 것으로 예상된다.[6] 그러나 현재 입자 가속기 관측[7]은 프리온의 존재에 반대하거나, 적어도 그 조사를 우선시하지 않는다. 대형 강입자 충돌기는 이를 위해 특별히 설계되지 않았고, 그 연구 프로그램은 힉스 보손, 쿼크-글루온 플라즈마 및 표준 모형 너머의 물리학과 관련된 증거를 연구하는 등 다른 분야에 집중되어 있기 때문이다.4. 4. 암흑 물질과의 연관성
프리온별은 암흑 물질의 후보 중 하나로 제안되기도 한다.[6] 그러나 입자 가속기 실험에서는 프리온의 존재에 대한 증거가 발견되지 않았다.[7] 현재 매우 높은 에너지를 탐사할 수 있는 유일한 입자 검출기인 대형 강입자 충돌기는 이를 위해 특별히 설계되지 않았고, 그 연구 프로그램은 힉스 보손, 쿼크-글루온 플라즈마 및 표준 모형 너머의 물리학과 관련된 증거를 연구하는 등 다른 분야에 집중되어 있다.5. 보손별
보손별은 페르미온이 아닌 보손으로 구성된 가설상의 천체이다. 일반적인 별은 대부분 페르미온인 양성자와 전자로 구성되지만, 보손인 헬륨-4 핵과 소량의 다양한 무거운 핵을 포함한다.[8] 이러한 유형의 별이 존재하려면 자기 반발 상호 작용을 가진 안정적인 유형의 보손이 있어야 한다. 가능한 후보 입자는 아직 가설적인 "액시온"이다. (이것은 아직 탐지되지 않은 "비바리온 암흑 물질" 입자의 후보이기도 하며, 우주의 질량의 약 25%를 차지하는 것으로 보인다.)[8] 일반적인 별(중력 압력과 핵융합으로 인해 방출되는 방사선)과 달리, 보손별은 투명하고 보이지 않을 것이라고 이론화된다.[9] 콤팩트 보손별의 엄청난 중력은 물체 주변의 빛을 구부려, 사건의 지평선의 그림자와 비슷한 빈 영역을 만든다. 보손별은 블랙홀처럼 주변에서 일반 물질을 흡수하지만 투명성 때문에 물질(가열되어 방사선을 방출할 가능성이 큼)이 중심에서 보일 것이다. 시뮬레이션에 따르면 회전하는 보손별은 원심력으로 인해 보손 물질이 형성됨에 따라 토러스, 즉 "도넛 모양"이 될 것이다.
2024년 기준으로, 그러한 별이 존재한다는 유의미한 증거는 없다. 그러나 쌍으로 공전하는 보손별[10][11]에서 방출되는 중력파에 의해 감지할 수 있을 것이며, 가장 에너지가 높은 블랙홀 합병으로 여겨지는 GW190521은 두 개의 보손별의 정면 충돌일 수 있다.[12]
보손별은 빅뱅의 원시 단계 동안 중력 붕괴를 통해 형성되었을 수 있다.[13] 최소한 이론적으로는 초대질량 보손별이 은하의 중심에 존재할 수 있으며, 이는 활동성 은하핵의 많은 관찰된 특성을 설명할 수 있다.[14]
보손별은 또한 후보 암흑 물질 물체로 제안되었으며,[15] 대부분의 은하를 둘러싼 암흑 물질 헤일로는 거대한 "보손별"로 볼 수 있다는 가설이 세워졌다.[16]
콤팩트 보손별과 보손 껍질은 종종 질량이 있는 (또는 질량이 없는) 복소 스칼라장, U(1) 게이지장 및 원뿔형 포텐셜을 가진 중력과 같은 분야와 관련하여 연구된다. 이론에 양 또는 음의 우주 상수가 존재하면 드 지터 및 반 드 지터 공간에서 이러한 물체의 연구를 용이하게 한다.[17][18][19][20][21]
스핀 1을 가진 기본 입자로 구성된 보손별은 '''프로카별'''로 명명되었다.[22]
Braaten, Mohapatra 및 Zhang (2016)은 중력이 액시온 보스-아인슈타인 응축의 평균장 압력에 의해 균형을 이루는 새로운 유형의 밀도가 높은 액시온별이 존재할 수 있다고 이론화했다.[23] 밀도가 높은 액시온별이 존재할 가능성은 이 주장을 뒷받침하지 않는 다른 연구에 의해 도전받고 있다.[24] 보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
5. 1. 보손별의 구성 입자
보손별은 보손이라는 입자로 구성된 가설적인 천문학적 물체이다.[8] 이러한 유형의 별이 존재하려면 자기 반발 상호 작용을 가진 안정적인 유형의 보손이 있어야 한다. 가능한 후보 입자는 아직 가설적인 "액시온"이다.[8]5. 2. 보손별의 특징
보손별은 보손이라는 입자로 구성된 가설상의 천문학적 물체이다.[8] 일반적인 별이 페르미온인 양성자와 전자로 구성된 것과 달리, 보손별은 자기 반발 상호작용을 가진 안정적인 유형의 보손으로 구성된다. 가능한 후보 입자는 "액시온"이다.[8]보손별은 투명하고 빛을 흡수하지 않고 통과시킨다.[9] 콤팩트 보손별의 엄청난 중력은 주변의 빛을 구부려 사건의 지평선의 그림자와 비슷한 빈 영역을 만든다. 보손별은 블랙홀처럼 주변 물질을 흡수하지만, 투명성 때문에 중심에서 물질이 보일 것이다.[9] 시뮬레이션에 따르면 회전하는 보손별은 원심력으로 인해 토러스, 즉 "도넛 모양"이 된다.
, 그러한 별이 존재한다는 유의미한 증거는 없다. 그러나 쌍으로 공전하는 보손별에서 방출되는 중력파에 의해 감지할 수 있을 것이다.[10][11] 보손별은 빅뱅의 원시 단계 동안 중력 붕괴를 통해 형성되었을 수 있다.[13] 초대질량 보손별이 은하의 중심에 존재할 수 있으며, 이는 활동성 은하핵의 많은 관찰된 특성을 설명할 수 있다는 이론도 있다.[14] 보손별은 암흑 물질 물체의 후보로도 제안되었다.[15]
스핀 1을 가진 기본 입자로 구성된 보손별은 '''프로카별'''로 명명되었다.[22]
5. 3. 관측 증거 및 가능성
, 보손별이 존재한다는 유의미한 증거는 없다.[8] 그러나 쌍으로 공전하는 보손별에서 방출되는 중력파에 의해 감지할 수 있을 것이며,[10][11] 가장 에너지가 높은 블랙홀 합병으로 여겨지는 GW190521은 두 개의 보손별의 정면 충돌일 수 있다.[12]5. 4. 암흑 물질과의 연관성
보손별은 암흑 물질의 후보로 제안되기도 한다.[15] 대부분의 은하를 둘러싼 암흑 물질 헤일로가 거대한 "보손별"일 수 있다는 가설도 있다.[16]6. 플랑크별
루프 양자 중력에서 플랑크별은 붕괴하는 별의 에너지 밀도가 플랑크 단위 플랑크 에너지 밀도에 도달할 때 생성되는 가설적인 천체이다. 이러한 조건에서, 중력과 시공간이 양자화된다고 가정하면, 베르너 하이젠베르크의 불확정성 원리에서 파생된 반발 "힘"이 발생한다.[25] 즉, 중력과 시공간이 양자화되면, 플랑크별 내부의 질량-에너지 축적은 시공간 자체에 대한 불확정성 원리를 위반하기 때문에 이 한계를 넘어 중력 특이점을 형성하기 위해 붕괴될 수 없다.[25]
보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
6. 1. 플랑크별의 형성 조건
루프 양자 중력에서 플랑크별은 붕괴하는 별의 에너지 밀도가 플랑크 단위 플랑크 에너지 밀도에 도달할 때 생성되는 가설적인 천체이다. 이러한 조건에서, 중력과 시공간이 양자화된다고 가정하면, 베르너 하이젠베르크의 불확정성 원리에서 파생된 반발 "힘"이 발생한다.[25] 즉, 중력과 시공간이 양자화되면, 플랑크별 내부의 질량-에너지 축적은 시공간 자체에 대한 불확정성 원리를 위반하기 때문에 이 한계를 넘어 중력 특이점을 형성하기 위해 붕괴될 수 없다.[25] 보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]6. 2. 양자 중력 효과
루프 양자 중력에서 플랑크별은 붕괴하는 별의 에너지 밀도가 플랑크 단위 플랑크 에너지 밀도에 도달할 때 생성되는 가설적인 천체이다. 이러한 조건에서, 중력과 시공간이 양자화된다고 가정하면, 베르너 하이젠베르크의 불확정성 원리에서 파생된 반발 "힘"이 발생한다.[25] 즉, 중력과 시공간이 양자화되면, 플랑크별 내부의 질량-에너지 축적은 시공간 자체에 대한 불확정성 원리를 위반하기 때문에 이 한계를 넘어 중력 특이점을 형성하기 위해 붕괴될 수 없다.[25]보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
6. 3. 중력 특이점 방지
루프 양자 중력에서 플랑크별은 붕괴하는 별의 에너지 밀도가 플랑크 단위 플랑크 에너지 밀도에 도달할 때 생성되는 가설적인 천체이다. 이러한 조건에서, 중력과 시공간이 양자화된다고 가정하면, 베르너 하이젠베르크의 불확정성 원리에서 파생된 반발 "힘"이 발생한다.[25] 즉, 중력과 시공간이 양자화되면, 플랑크별 내부의 질량-에너지 축적은 시공간 자체에 대한 불확정성 원리를 위반하기 때문에 이 한계를 넘어 중력 특이점을 형성하기 위해 붕괴될 수 없다.[25] 보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]7. Q-별
Q-별은 초신성이나 빅뱅에서 기원하는 가상의 천체이다. Q-별은 시공간을 휘게 할 정도로 질량이 커서 표면에서 일부 빛은 탈출할 수 있지만, 모든 빛이 탈출할 수는 없다고 이론화되었다. Q-별은 중성자별이나 쿼크별보다 더 밀도가 높을 것으로 예상된다.[26]
보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
7. 1. 정의
Q-별은 초신성이나 빅뱅에서 기원하는 가상의 천체이다. Q-별은 시공간을 휘게 할 정도로 질량이 커서 표면에서 일부 빛은 탈출할 수 있지만, 모든 빛이 탈출할 수는 없다고 이론화되었다. Q-별은 중성자별이나 쿼크별보다 더 밀도가 높을 것으로 예상된다.[26]보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
7. 2. 특징
Q-별은 초신성이나 빅뱅에서 기원하는 가상의 천체이다. Q-별은 시공간을 휘게 할 정도로 질량이 커서 표면에서 일부 빛은 탈출할 수 있지만, 모든 빛이 탈출할 수는 없다고 이론화되었다.[26] Q-별은 중성자별이나 쿼크별보다 더 밀도가 높을 것으로 예상된다.[26]보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
8. 기타 가설상의 천체
보손으로 구성된 보손별의 존재도 제안되었다.[28][29]
9. 한국의 관련 연구
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