중력붕괴

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1. 개요
2. 천문학에서의 중력 붕괴
- 2.1. 항성 진화와 중력 붕괴
  - 2.1.1. 진스 질량
  - 2.1.2. 항성 잔해
3. 지질학에서의 중력 붕괴
- 3.1. 화산체의 붕괴
참조

1. 개요

중력 붕괴는 천문학 및 지질학 분야에서 나타나는 현상으로, 천문학에서는 항성이 자신의 중력을 이기지 못하고 붕괴하는 현상을 의미하며, 지질학에서는 산체나 사면 등이 지구 중력을 견디지 못하고 붕괴하는 현상을 의미한다. 천문학적 중력 붕괴는 별의 진화 과정에서 핵융합이 멈추고 철이 감마선을 흡수하여 광붕괴가 일어나면서 발생하며, 블랙홀이나 중성자별을 형성하기도 한다. 지질학적 중력 붕괴는 화산 활동 중 화산체 붕괴로 이어져 화쇄류를 발생시키기도 한다.

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중력붕괴
개요
유형	천체 현상
관련 분야	천문학, 물리학
발생 원인	중력
관련 개념	블랙홀, 초신성, 중성자별, 백색 왜성
상세 정보
정의	중력에 의한 천체의 수축
주요 결과	밀도 증가, 온도 상승, 새로운 천체 형성 (블랙홀, 중성자별, 백색 왜성 등)
관련 천체	별, 행성, 성운
중력 붕괴의 단계
초기 단계	천체의 내부 압력이 중력에 저항하지 못하고 수축 시작
중간 단계	밀도와 온도가 상승하며 핵융합 반응 시작 또는 가속화
최종 단계	핵융합 연료 고갈 시 중력 붕괴 가속화 초신성 폭발 또는 블랙홀/중성자별 형성
중력 붕괴의 예시
별의 진화	질량이 작은 별: 백색 왜성으로 진화 질량이 큰 별: 초신성 폭발 후 중성자별 또는 블랙홀 형성
행성의 형성	미행성체들이 중력으로 뭉쳐 행성 형성
성운의 붕괴	성운이 중력으로 붕괴하여 새로운 별 탄생
관련 용어
에딩턴 광도 (Eddington luminosity)	천체가 복사압에 의해 더 이상 수축하지 않는 최대 광도
찬드라세카르 한계 (Chandrasekhar limit)	백색 왜성이 안정적으로 존재할 수 있는 최대 질량 (약 1.44 태양 질량)
톨만-오펜하이머-볼코프 한계 (Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit)	중성자별이 안정적으로 존재할 수 있는 최대 질량 (약 2~3 태양 질량)
참고 문헌

2. 천문학에서의 중력 붕괴

천문학에서 중력 붕괴는 말기 항성이 자신의 중력을 견디지 못하고 붕괴하는 현상이다.^[14] 항성은 중력에 의해 중심부로 응축되지만, 플라스마의 열운동이나 전기적 반발력으로 크기를 유지한다. 핵융합이 진행되면서 원자량이 작은 원자핵이 줄어들어 핵융합이 멈추고 반발력이 약해진다. 항성은 더 응축되고, 다시 핵융합이 시작되면 응축이 멈춘다. 그러나 중심부가 철로 채워지면 광붕괴가 일어나 별의 중심부는 공동처럼 되고, 주변 물질이 급격히 중심으로 압축된다. 이 압축으로 중심부에 코어가 생기고, 코어에서 반사된 충격파가 외부로 퍼져 별이 붕괴한다. 이것이 중력 붕괴이며, II형 초신성 폭발의 원인이 된다.

별의 평형 상태의 종류를 보여주는 질량 대 평균 밀도의 로그 플롯(태양 값을 기준으로). 음영 영역에 있는 구성, 즉 블랙홀 한계선을 넘어서는 구성에서는 평형이 불가능하므로 붕괴는 불가피하다.

아인슈타인의 이론에 따르면, 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계(태양 질량의 약 두 배)를 넘는 큰 별의 경우, 알려진 어떤 종류의 차가운 물질도 새로운 동역학적 평형 상태에서 중력에 대항할 힘을 제공할 수 없다. 따라서 붕괴는 멈출 수 없이 계속된다.

어떤 천체가 슈바르츠실트 반지름 안으로 붕괴되면 블랙홀이 형성되는데, 이는 빛조차 탈출할 수 없는 시공간 영역이다. 일반 상대성 이론과 로저 펜로즈의 정리^[7]에 따르면, 특이점 형성은 불가피하다. 펜로즈의 우주 검열 가설에 따르면, 특이점은 블랙홀 경계인 사건 지평선 안에 국한되므로, 외부 시공간 영역은 잘 정의된 기하학을 가진다.^[8]

블랙홀 내부 특이점 종류는 논란의 여지가 있다. 양자역학 기반 이론에 따르면, 붕괴하는 물체는 플랑크 밀도에 도달한다. 루프 양자 중력은 플랑크 항성이 형성될 것이라고 예측한다. 중력 붕괴는 그 단계에서 중단되고 특이점은 형성되지 않는다고 주장된다.^[11]

2. 1. 항성 진화와 중력 붕괴

NGC 6745는 중력 붕괴를 통해 별 생성을 촉발할 만큼 극단적인 물질 밀도를 생성하는 모습을 보여준다.

별은 연료를 모두 소진하면 수축을 겪는데, 새로운 평형 상태에 도달할 때만 멈출 수 있다. 별의 일생 동안의 질량에 따라 항성 잔해는 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 세 가지 형태 중 하나를 취할 수 있다.^[4]

항성은 중력에 의해 중심부를 향해 응축되는 한편, 플라스마의 열운동이나 전기적인 반발력에 의해 일정한 크기를 유지하고 있다. 핵융합이 진행되면 원자량이 작은 원자핵이 없어짐에 따라 핵융합이 정지하고, 반발력이 약해진다. 그에 따라 항성은 더욱 응축되고, 다시 핵융합이 시작되면 응축이 멈춘다. 그러나 중심부가 철로 채워지게 되면, 광붕괴가 일어나 별의 중심부는 공동과 같은 상태가 되고, 주변의 물질이 급격히 중심으로 떨어져 압축된다. 이 압축에 의해 중심부에 코어가 생기고, 그 코어에서 반사된 충격파가 외부로 퍼져 별이 붕괴한다. 이것이 '''중력 붕괴'''이며, II형 초신성 폭발이다.^[14] 압축된 코어는 블랙홀 또는 중성자별이 된다. 이론적 예측으로는, 핵자가 융해하여 쿼크가 드러나는 쿼크별의 존재가 생각되고 있다.

2. 1. 1. 진스 질량

기체의 성간운은 기체의 운동 에너지와 압력이 내부 중력의 퍼텐셜 에너지와 균형을 이루는 한 정역학적 평형 상태를 유지한다. 수학적으로 이것은 바이럴 정리를 사용하여 표현되는데, 이 정리는 평형을 유지하려면 중력 퍼텐셜 에너지가 내부 열에너지의 두 배와 같아야 한다고 명시한다.^[2] 만약 기체 덩어리가 너무 커서 기체 압력이 그것을 지탱하기에 불충분하다면, 그 구름은 중력 붕괴를 겪을 것이다. 구름이 이러한 붕괴를 겪을 임계 질량을 진스 질량이라고 한다. 이 질량은 구름의 온도와 밀도에 따라 달라지지만 일반적으로 수천에서 수만 태양 질량이다.^[3]

2. 1. 2. 항성 잔해

별이 연료를 모두 소진하면 수축을 겪는데, 별의 질량에 따라 다음과 같은 세 가지 형태의 항성 잔해 중 하나가 된다.^[4]

백색왜성: 중력이 전자 축퇴압에 의해 상쇄된다.
중성자별: 중력이 중성자 축퇴압과 강한 힘에 의해 매개되는 단거리 반발 중성자-중성자 상호작용에 의해 상쇄된다.
블랙홀: 중력 붕괴에 저항할 만큼 강한 힘이 없다.

항성의 핵이 백색왜성으로 붕괴하는 과정은 수만 년에 걸쳐 진행되며, 항성은 외곽층을 날려 보내 행성상 성운을 형성한다. 동반성이 있다면, 백색왜성 크기의 천체는 동반성으로부터 물질을 강착할 수 있다. 찬드라세카르 한계(태양 질량의 약 1.5배)에 도달하기 전에, 탄소-산소 백색왜성 내부의 밀도와 온도가 증가하면 새로운 핵융합 반응이 시작된다. 이 반응은 항성의 무게가 열압이 아닌 축퇴압에 의해 지탱되기 때문에 조절되지 않아 온도가 기하급수적으로 상승한다. 그 결과 발생하는 폭주 탄소 폭발은 항성을 Ia형 초신성으로 완전히 날려 버린다.

중성자별은 더 큰 별의 핵이 중력 붕괴하면서 생성되며, Ib형, Ic형, II형 초신성의 잔해이다. 중성자별은 수 밀리미터 두께의 일반적인 물질로 된 표면 또는 "대기"를 가지고 있으며, 그 아래에는 중성자 물질이라고 불리는 매우 밀집된 중성자로 거의 전적으로 구성되어 있고, 소량의 자유 전자와 양성자가 섞여 있다. 이러한 축퇴된 중성자 물질의 밀도는 약 6.65 × 10¹⁷ kg/m³이다.

이상 물질로 구성된 별의 모양과 내부 층상 구조는 불분명하다. 제안된 상태 방정식은 축퇴 물질에 대해 매우 추측적이기 때문이다. 다른 형태의 가상적인 축퇴 물질이 가능하며, 결과적으로 생성되는 쿼크별, 기묘별(쿼크별의 한 유형), 프리온별이 존재한다면 대부분 중성자별과 구별할 수 없을 것이다.

아인슈타인의 이론에 따르면, 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계(태양 질량의 약 두 배)를 넘는 더 큰 별의 경우, 알려진 어떤 종류의 차가운 물질도 새로운 동역학적 평형 상태에서 중력에 대항하는 데 필요한 힘을 제공할 수 없다. 따라서 붕괴는 멈출 수 없이 계속된다.

어떤 천체가 슈바르츠실트 반지름 안으로 붕괴되면 블랙홀이 형성되는데, 이는 빛조차도 탈출할 수 없는 시공간 영역을 의미한다. 일반 상대성 이론과 로저 펜로즈의 정리^[7]에서 알 수 있듯이, 그 후 어떤 종류의 특이점이 형성되는 것은 불가피하다. 펜로즈의 우주 검열 가설에 따르면, 특이점은 블랙홀을 경계 짓는 사건 지평선 안에 국한될 것이므로, 외부의 시공간 영역은 여전히 잘 정의된 기하학을 가지게 된다.^[8]

블랙홀 내부에서 예상되는 특이점의 종류는 여전히 논란의 여지가 있다. 양자역학에 기반한 이론에 따르면, 나중 단계에서 붕괴하는 물체는 플랑크 밀도에 도달하게 된다. 루프 양자 중력은 플랑크 항성이 형성될 것이라고 예측한다. 어쨌든 중력 붕괴는 그 단계에서 중단되고 따라서 특이점은 형성되지 않는다고 주장된다.^[11]

질량이 큰 중성자별(약 2.8 태양 질량)^[12]의 반지름은 약 12km로 추정되며, 이는 이에 상응하는 슈바르츠실트 반지름의 약 2배이다.

사건 지평선 내부에서는 물질이 안정을 유지하고 중심으로 붕괴되는 것을 피하기 위해 빛의 속도보다 빠르게 밖으로 이동해야 한다. 따라서 어떤 물리적 힘도 1.0 SR보다 작은 별이 특이점으로 붕괴되는 것을 막을 수 없다.

3. 지질학에서의 중력 붕괴

지구과학 분야에서 산체나 사면 등이 지구 중력을 견디지 못하고 붕괴하는 물리 현상이다.^[15] 산체 붕괴라고도 불린다.^[16]^[17]

3. 1. 화산체의 붕괴

지구과학 분야에서는 산체나 사면 등이 지구 중력을 견디지 못하고 붕괴하는 물리 현상이다.^[15] 산체의 경우 산체 붕괴라고도 불린다.^[16]^[17]

화산 활동 중인 화산에서 이 현상이 발생하면 화쇄류를 발생시키는 경우가 있다.^[18]

참조

_[1] 서적 Applied geothermics Springer Berlin Heidelberg 2013
_[2] 서적 Physics and chemistry of the interstellar medium https://archive.org/[...] University Science Books 2006
_[3] 서적 An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution Cambridge University Press 2000
_[4] 문서 Black dwarf
_[5] 논문 Neutron Matter from Low to High Density https://www.annualre[...] 2015-10-19
_[6] 논문 Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole 1996-03-01
_[7] 논문 Gravitational Collapse and Space–Time Singularities American Physical Society (APS) 1965-01-18
_[8] 논문 Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom American Physical Society (APS) 1971-02-08
_[9] 논문 Collapse of a Magnetized Star to a Black Hole 2003-03-10
_[10] 학회발표 The general-relativistic theory of stellar structure and dynamics https://www.its.calt[...] Academic Press, New York 1966
_[11] 논문 Planck stars https://www.worldsci[...] 2014
_[12] 웹사이트 Bhatia Hazarika limitの意味・使い方・読み方 | Weblio英和辞書 https://ejje.weblio.[...]
_[13] 논문 Model for nonspherical collapse and formation of black holes by the emission of neutrinos, strings and gravitational waves https://cds.cern.ch/[...] 1996
_[14] 논문 II. 中性子過剰核と超新星爆発 : 星の重力崩壊と中性子過剰核 (<特集> 核物理と宇宙物理) 日本物理学会 1986
_[15] 논문 御嶽火山ハザードマップとの比較が可能な火砕流モデル実験教材の開発と中学校での授業実践日本科学教育学会 2017-2018
_[16] 논문 玄武岩質火山成長に伴うカルデラ形成東京地学協会 2001
_[17] 논문 火山を発生源とする重力流の流動・定置機構(＜特集＞火山学50年間の発展と将来) 日本火山学会 2005
_[18] 논문 富士火山西麓に分布する玄武岩質火砕流の成因日本火山学会 2012
_[19] 서적 천문학용어집 한국천문학회

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