중성자별

3. 특징

중성자별은 매우 높은 밀도, 강력한 중력, 빠른 자전 속도, 그리고 강한 자기장을 가진다. 표면 중력은 지구의 약 2×10¹¹배이며,^[134] 탈출 속도는 빛의 속도의 1/3에서 1/2 정도이다.^[134] 중력 렌즈 효과로 인해 관측자에게 보이지 않는 중성자별 뒷면의 일부가 보이기도 한다.^[144]

3. 1. 상태 방정식

3. 2. 밀도와 압력

3. 3. 톨만-오펜하이머-볼코프 방정식

3. 4. I-Love-Q 관계

• 상태 방정식과 무관하므로 상태 방정식에 제약 조건을 추가할 수 없다.
• 특정 중성자별에 대해 세 가지 양(관성 모멘트, 사중극자 모멘트, 러브 수) 중 하나를 측정할 수 있다면, 이 관계를 사용하여 나머지 두 가지를 찾을 수 있다.
• 중력파 검출기에서 사중극자 모멘트와 스핀의 검출에서 퇴화를 해소하는 데 사용되어 특정 신뢰 수준 내에서 평균 스핀을 결정할 수 있다.^[39]

3. 5. 자기장

4. 구조

중성자별은 밀도에 따라 여러 층으로 구성되며, 각 층은 서로 다른 조성을 가진다.

표면은 고체 격자 구조의 원자핵과 전자의 바다로 이루어져 있으며, 대기는 수 마이크로미터 두께로 자기장에 의해 제어된다. 내부 지각은 중성자 수가 많아지는 원자핵으로 구성되며, 중성자 방출이 압도적으로 일어나 자유 중성자가 증가한다.

중심핵의 조성은 아직까지 확실하게 밝혀지지 않았다. 초유체 중성자 축퇴 물질, 기묘 물질, 고에너지 파이온 및 케이온, 쿼크 축퇴 물질 등 다양한 가능성이 제시되고 있다.

4. 1. 내부 구조

표준 원자핵 밀도를 로 하면, 밀도는 보다 크며, 중심부는 의 밀도에 달한다.

밀도는 대략 이며 두께는 수km이다. 대부분 중성자로 이루어져 있으며 수 퍼센트의 양성자, 전자, 뮤온이 포함되어 있다. 이들은 강하게 축퇴되어 있다.

두께는 약 이다. 밀도는 보다 작다. 전자와 자유 중성자, 중성자 과잉 핵으로 구성된다.

대기 아래에 있으며 두께는 약 수백 미터이다. 이온과 전자로 구성되어 있다.

5. 회전

중성자별은 각운동량 보존 법칙에 따라 매우 빠르게 회전한다. 갓 태어난 중성자별은 초당 수 회 회전할 수 있다. 이는 마치 피겨 스케이팅 선수가 팔을 안으로 오므려 회전 속도를 높이는 것과 비슷하게, 원래 별의 핵이 수축하면서 느린 회전이 빨라지는 현상이다.

시간이 지나면서 중성자별은 회전하는 자기장을 통해 에너지를 방출하여 회전 속도가 느려진다. 오래된 중성자별은 한 번 회전하는 데 몇 초가 걸리기도 한다. 중성자별의 회전 속도가 느려지는 정도는 보통 일정하며 매우 작다.

주기(''P'')는 중성자별의 한 번 회전에 걸리는 시간인 회전 주기이다. 회전 속도 감소율은 $\backslash dot\{P\}$(''P''-dot) 기호로 표시되며, 단위 시간당 주기 증가량으로 정의된다. 중성자별의 스핀다운 비율(''P''-dot)은 일반적으로 에서 범위에 있다.

''P''와 ''P''-dot을 사용하면 중성자별의 최소 자기장 및 펄서의 '특성 나이'를 추정할 수 있다. 또한 ''P''와 ''P''-dot은 중성자별의 관성 모멘트와 결합하여 $\backslash dot\{E\}$(''E''-dot) 기호로 표시되는 '스핀다운 광도'를 추정하는 데 사용된다.

5. 1. 회전 증속과 글리치

6. 복사

중성자별은 전파, 가시광선, 근적외선, 자외선, X선, 감마선 등 다양한 전자기 복사를 방출한다. 특히 펄스는 펄서라고 불리는 중성자별의 자기극 근처에서 입자가 가속되어 발생하는 것으로, 회전축과 자기축이 일치하지 않아 주기적인 펄스 형태로 관측된다.^[66]

6. 1. 펄서의 종류

7. 분포 및 거리

우리은하와 마젤란은하에서 약 2000개의 중성자별이 알려져 있으며, 이들 중 대부분은 전파 펄사로 관측된다. 중성자별은 주로 우리 은하 원반을 따라 분포하지만, 초신성 폭발 과정에서 새로 형성된 중성자별에 큰 속도(400 km/s)가 부여될 수 있기 때문에 원반에 대한 수직 분포 범위가 크다.^[166]

가장 가까운 중성자별 중 일부는 약 400 광년 떨어져 있는 RX J1856.5-3754와 약 424광년 떨어진 PSR J0108-1431이다.^[166][74] RX J1856.5-3754는 황야의 7인(또는 황홀한 칠인)이라 불리는 가까운 중성자별 군집의 일원이다. 근처에 있는 또다른 중성자별로는 작은곰자리를 배경으로 움직이고 있는 칼베라가 있는데, 1960년 영화 ''황야의 7인''의 악당 칼베라의 이름을 따서 붙여졌다. 이 빠르게 움직이는 천체는 ROSAT/밝은 광원 카탈로그를 이용하여 발견되었다.

8. 쌍성 중성자별

알려진 중성자별의 약 5%는 쌍성계의 일원이다. 짝별은 보통 별, 백색왜성, 또는 다른 중성자별이다. 쌍성 중성자별은 중력파 방출의 주요 원천으로 예측되며, 두 중성자별의 합병은 짧은 감마선 폭발의 원인이 될 수 있다. 이러한 현상은 초신성 핵합성 이론과 대립하면서 철 이상의 모든 화학 원소의 형성 원인이 될 수 있다는 발표도 있었다.^[169]

현대 쌍성 진화 이론에 따르면, 중성자별은 블랙홀을 짝별로 두는 쌍성계에도 존재할 수 있다고 예측된다. 두 개의 중성자별 또는 중성자별과 블랙홀을 포함하는 쌍성계의 합병은 중력파 방출을 통해 관측되었다.^[77][78]

밀접 쌍성계에 있는 두 중성자별 사이의 거리는 중력파가 방출됨에 따라 줄어든다.^[80] 궁극적으로 중성자별들은 접촉하여 합쳐진다. 쌍성 중성자별의 합병은 단시간 감마선 폭발의 기원에 대한 주요 모델 중 하나이며, 단시간 감마선 폭발 GRB 130603B와 관련된 킬로노바 관측에서 강력한 증거가 나왔다.^[81] 이는 라이고(LIGO), 버고, 그리고 전자기 스펙트럼을 관측하는 70개의 관측소에 의한 중력파 GW170817와 단시간 감마선 폭발 GRB 170817A의 검출로 최종 확인되었다.^{[82][83][84][85]} 킬로노바에서 방출되는 빛은 두 중성자별의 합병 과정에서 방출된 물질의 방사성 붕괴에서 비롯되는 것으로 여겨진다. 합병은 잠시 동안 극도로 강한 중성자 플럭스 환경을 만들어 ''r''-과정이 발생할 수 있게 한다. 이 과정은 초신성 핵합성과는 달리, 철보다 무거운 원소의 동위원소 약 절반을 생성하는 데 기여할 수 있다.^[86]

8. 1. X-선 쌍성

9. 발견 역사

1933년 프리츠 츠비키와 월터 바데가 중성자별의 모델을 처음으로 제안했다.^[87] 이들은 제임스 채드윅이 중성자를 발견한 지 2년도 채 되지 않아 중성자별의 존재를 제안했다. 초신성의 기원을 설명하기 위해, 그들은 초신성 폭발에서 보통의 별들이 매우 밀집된 중성자로 이루어진 별, 즉 중성자별로 변한다고 가정했다. 바데와 츠비키는 당시 중성자별의 중력 결합 에너지 방출이 초신성을 일으킨다는 것을 정확하게 제안했다. "초신성 과정에서 질량이 대량으로 소멸된다." 중성자별은 너무 어두워서 감지하기 어렵다고 여겨졌고, 1967년 11월 프랑코 파치니가 중성자별이 자전하고 강한 자기장을 가지고 있다면 전자기파를 방출할 것이라고 지적하기 전까지는 거의 연구되지 않았다. 그가 알지 못하는 사이, 케임브리지 대학교의 전파 천문학자 앤서니 휴이시와 그의 대학원생 조슬린 벨은 강한 자기장을 가지고 빠르게 자전하는 중성자별인 펄서로부터 나오는 전파 펄스를 곧 감지하게 된다.^[155]

1965년 앤서니 휴이시와 새뮤얼 오코예는 "게 성운에서 매우 높은 전파 밝기 온도를 가진 특이한 천체"를 발견했다.^[91] 이 천체는 1054년 초신성의 결과로 생긴 게 성운 펄서임이 밝혀졌다.^[159]

1967년 요시프 슈클로프스키는 전갈자리 X-1의 X선 및 광학 관측 결과를 조사하여 그 방사선이 강착 단계의 중성자별에서 나온다는 결론을 내렸다.^[92][160]

같은 해 조슬린 벨 버넬과 앤서니 휴이시는 PSR B1919+21에서 규칙적인 전파 펄스를 발견했다. 이 펄서는 나중에 고립된 회전하는 중성자별로 해석되었다. 펄서의 에너지원은 중성자별의 회전 에너지이다. 알려진 대부분의 중성자별(2010년 기준 약 2000개)은 규칙적인 전파 펄스를 방출하는 펄서로 발견되었다.^[155]

1968년 리처드 러브레이스와 그의 동료들은 아레시보 천문대를 사용하여 게 성운 펄서의 주기를 약 33ms로 측정했다. 이 발견 이후 과학자들은 펄서가 회전하는 중성자별이라는 결론을 내렸다. 그 이전에는 많은 과학자들이 펄서가 맥동하는 백색왜성이라고 믿었다.

1971년 리카르도 지아코니, 허버트 구르스키, 에드 켈로그, R. 레빈슨, E. 슈라이어, H. 타난바움은 별자리 켄타우루스자리에 있는 X선 천체 Cen X-3에서 4.8초의 맥동을 발견했다. 그들은 이것을 회전하는 뜨거운 중성자별의 결과로 해석했다. 에너지원은 중력이며, 동반성이나 성간 물질에서 중성자별 표면으로 떨어지는 기체의 강우로 인한 것이다.^[96]

1974년 앤서니 휴이시는 펄서 발견에 대한 결정적인 역할을 인정받아 노벨 물리학상을 수상했지만, 발견에 공헌한 조슬린 벨은 수상하지 못했다.^[97][155]

같은 해 조셉 테일러와 러셀 헐스는 두 개의 중성자별(하나는 펄서로 관측됨)이 질량 중심을 중심으로 공전하는 최초의 쌍성 펄서 PSR B1913+16을 발견했다. 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 짧은 쌍성 궤도에 있는 거대한 천체는 중력파를 방출하므로 궤도가 시간에 따라 붕괴될 것이라고 예측한다. 이는 일반 상대성 이론의 예측대로 정확하게 관측되었고, 1993년 테일러와 헐스는 이 발견으로 노벨 물리학상을 수상했다.^[98]

1982년 돈 배커와 그의 동료들은 최초의 밀리초 펄서 PSR B1937+21을 발견했다.^[99] 이 천체는 초당 642회 회전하며, 이 값은 중성자별의 질량과 반지름에 대한 기본적인 제약 조건을 제시했다. 이후 많은 밀리초 펄서가 발견되었지만, PSR B1937+21은 PSR J1748-2446ad(초당 약 716회 회전)가 발견될 때까지 24년 동안 가장 빠르게 회전하는 것으로 알려진 펄서였다.

2003년 마르타 부르가이와 그의 동료들은 두 구성 요소 모두 펄서로 감지되는 최초의 이중 중성자별 시스템 PSR J0737−3039을 발견했다.^[100] 이 시스템의 발견은 일반 상대성 이론에 대한 총 5가지의 다른 검증을 가능하게 하며, 그중 일부는 전례 없는 정밀도를 자랑한다.

2010년 폴 데모레스트와 그의 동료들은 샤피로 지연을 사용하여 밀리초 펄서 PSR J1614−2230의 질량을 측정했다.^[101] 이것은 이전에 측정된 중성자별 질량보다 상당히 높았으며, 중성자별의 내부 구성에 대한 강력한 제약 조건을 제시한다.

2013년 존 안토니아디스와 그의 동료들은 백색왜성 분광법을 사용하여 PSR J0348+0432의 질량을 측정했다.^[102] 이것은 다른 방법을 사용하여 그러한 거대한 별의 존재를 확인했다. 또한 이를 통해 처음으로 그러한 거대한 중성자별을 이용한 일반 상대성 이론 검증이 가능해졌다.

2017년 8월 LIGO와 Virgo는 중성자별 충돌로 생성된 중력파를 최초로 감지했고(GW170817),^[103] 이는 중성자별에 대한 추가적인 발견으로 이어졌다.

2018년 10월 천문학자들은 2015년에 감지된 감마선 폭발 사건인 GRB 150101B가 역사적인 GW170817과 직접 관련이 있고 두 개의 중성자별 합병과 관련이 있을 수 있다고 보고했다. 감마선, 광학 및 X선 방출 측면뿐만 아니라 관련 호스트 은하의 특성 측면에서 두 사건의 유사성은 "놀라울 정도"이며, 두 개의 별개 사건 모두 중성자별 합병의 결과일 수 있으며, 연구원들에 따르면 우주에서 이전에 이해했던 것보다 더 흔할 수 있는 킬로노바일 수 있다고 제안했다.^{[104][105][106][107]}

2019년 7월 천문학자들은 중성자별 합병 GW170817의 감지에 이어, 쌍성 중성자별의 합병을 기반으로 이전 방법의 불일치를 해결하고 허블 상수를 결정하는 새로운 방법이 제안되었다고 보고했다.^[108][109] 그들의 허블 상수 측정값은 (km/s)/Mpc이다.^[110]

사우샘프턴 대학교 박사 과정 학생인 파비안 기틴스의 2020년 연구에 따르면 표면 불규칙성("산")은 이전에 예측했던 것보다 수백 배 작은 밀리미터의 일부에 불과할 수 있으며(중성자별 직경의 약 0.000003%), 회전하는 중성자별에서 중력파가 검출되지 않은 것에 대한 의미를 지닌다.^{[111][112][113]}

2024년 2월 23일 ''Science'' 기사에 따르면, 천문학자들은 37년 동안 찾아온 끝에 JWST를 사용하여 초신성 1987A 항성 폭발의 잔해 내에서 중성자별을 확인했다. 패러다임 전환을 가져온 새로운 JWST 데이터는 초신성 잔해 내 중성자별의 직접적인 확인을 제공할 뿐만 아니라 SN 1987A 잔해 내에서 일어나는 과정에 대한 더 깊은 이해를 제공한다.^[114]

10. 중성자별의 예

• PSR J0108-1431 - 가장 가까운 중성자별 중 하나이다.
• LGM-1(현재 PSR B1919+21로 알려짐) - 1967년 조슬린 벨 버넬이 발견한, 최초로 인식된 전파 펄서이다.
• PSR B1257+12(리치라고도 알려짐) - 최초로 행성을 가진 것으로 발견된 중성자별(밀리세컨드 펄서)이다.

• PSR B1509-58 - 찬드라 엑스선 관측선이 촬영한 "신의 손" 사진의 광원이다.
• PSR J0348+0432 - 질량이 으로 측정된, 가장 무거운 중성자별이다.^[122][123]
• SWIFT J1756.9-2508 - 행성 질량 범위(갈색왜성 미만)의 항성형 동반성을 가진 밀리세컨드 펄서이다.
• 블랙 위도우 펄서 – 매우 질량이 큰 밀리초 펄서이다.
• PSR J0952-0607 – 블랙 위도우 펄서의 일종으로, 질량이 인 가장 무거운 중성자별이다.^[122][123]
• RX J1856.5−3754 – 가장 가까운 중성자별이다.
• 매그니피센트 세븐 – 근처에 있는 X선이 어두운 고립된 중성자별들의 그룹이다.
• Swift J1818.0-1607 – 가장 젊은 것으로 알려진 마그네타이다.

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