쿼크별

1. 개요

쿼크별은 쿼크 물질로 구성된 가설상의 천체이다. 중성자별보다 더 극심한 온도와 압력에서 중성자가 쿼크로 해체되어 쿼크 물질을 형성한다는 이론에 기반한다. 아직 쿼크별의 존재는 확인되지 않았으며, 중성자별 내부, 초신성, 또는 빅뱅 이후의 우주 위상 분리에서 형성될 수 있다고 추정된다. 쿼크별은 중성자별과 유사하게 관측될 수 있으며, 쿼크별 후보로 제시된 천체들이 있지만, 현재까지 결정적인 증거는 부족하다.

2. 역사

1933년, 프리츠 츠비키와 월터 바데가 중성자별 모델을 처음 제창했을 당시, 중성자는 더 이상 쪼갤 수 없는 기본 입자라고 생각되었다. 그러나 그 후 쿼크가 발견되어 쿼크별이 존재할 가능성이 제기되었다. 1965년, 소련의 물리학자 D. D. 이바넨코와 D. F. 쿠르제라이제가 쿼크별에 대한 분석을 처음 제안했다. 쿼크별의 존재는 아직 확인되지 않았다.

3. 이론적 배경

일부 거대 질량 별은 생애 주기 마지막에 붕괴하여 중성자별을 형성한다. 중성자별 내부의 극심한 온도와 압력 하에서는 중성자가 융합되어 구성 쿼크로 해체되고, 밀집된 쿼크를 기반으로 하는 초고밀도 상의 쿼크 물질을 생성한다는 가설이 존재한다. 이 상태에서 쿼크 사이의 새로운 축퇴압과 반발하는 전자기력이 발생하여 블랙홀의 중력 붕괴를 방해함에 따라 새로운 평형이 나타날 것으로 예상된다. 쿼크 물질의 상태 방정식과 중성자 축퇴 물질과 쿼크 물질 간의 전이점은 불확실하며, 이는 제1원리로부터 예측을 불가능하게 만든다.

쿼크 물질의 거동은 입자 가속기를 통해 활발히 연구되고 있지만, 이는 원자핵 크기의 매우 뜨거운 (10¹² K 이상) 쿼크-글루온 플라즈마 덩어리만을 생성할 수 있으며, 이는 생성 직후에 붕괴된다. 10¹² K보다 훨씬 낮은 극도로 높은 밀도와 온도를 가진 압축별 내부의 조건은 인위적으로 재현될 수 없다. 쿼크별 내부에서 발견될 수 있는 "차가운" 쿼크 물질을 직접 생성, 저장 또는 연구할 수 있는 알려진 방법이 없기 때문이다.

쿼크별에 대한 분석은 1965년 소련의 물리학자 D. D. 이바넨코와 D. F. 쿠르제라이제에 의해 처음 제안되었다. 1933년, 프리츠 츠비키와 월터 바데가 중성자별 모델을 처음 제창했을 당시, 중성자는 더 이상 쪼갤 수 없는 기본 입자라고 생각되었다. 그러나, 그 후 쿼크가 발견되어 쿼크별이 존재할 가능성이 제기되었다.

3.1. 쿼크별의 형성

중성자별을 구성하는 중성자 축퇴 물질이 별 자체의 중력 또는 그것을 생성하는 초기 초신성으로부터 충분한 압력을 받으면, 개별 중성자가 구성 쿼크(업 쿼크와 다운 쿼크)로 분해되어 쿼크 물질을 형성한다는 가설이 있다. 이 변환은 물리적 상황에 따라 중성자별의 중심부에 국한될 수도 있고, 전체 별을 변환시킬 수도 있다. 이러한 별을 쿼크별이라고 한다.

일부 거대 질량 별은 생애 주기의 마지막에 붕괴되어 중성자별을 형성한다. 중성자별 내부의 극심한 온도와 압력 하에서 중성자는 일반적으로 축퇴압에 의해 분리되어 별을 안정시키고 추가적인 중력 붕괴를 방해한다. 그러나 훨씬 더 극심한 온도와 압력 하에서는 중성자의 축퇴압이 극복되어 중성자가 융합되어 구성 쿼크로 해체되고, 밀집된 쿼크를 기반으로 하는 초고밀도 상의 쿼크 물질을 생성한다는 가설이 존재한다. 이 상태에서 쿼크 사이의 새로운 축퇴압과 반발하는 전자기력이 발생하여 블랙홀의 중력 붕괴를 방해함에 따라 새로운 평형이 나타날 것으로 예상된다.

쿼크별이 형성될 수 있다면, 쿼크별 물질을 발견할 수 있는 가장 유력한 장소는 쿼크 축퇴에 필요한 내부 압력을 초과하는 중성자별 내부일 것이다. 즉, 중성자가 밀집된 쿼크 물질 형태로 분해되는 지점이다. 또한, 별이 중성자별 이상으로 붕괴될 만큼 충분히 크지만 블랙홀을 형성할 만큼 크지 않을 경우, 거대 질량 별이 생애 마지막에 핵붕괴 초신성을 겪을 때 형성될 수 있다.

3.2. 안정성과 기묘 쿼크 물질

일반적인 업 쿼크와 다운 쿼크로 구성된 쿼크 물질은 일반적인 원자 물질에 비해 매우 높은 페르미 에너지를 가지며, 극심한 온도 및/또는 압력 하에서만 안정적이다. 이는 유일하게 안정적인 쿼크별은 쿼크 물질 코어를 가진 중성자별일 것이며, 일반적인 쿼크 물질로 완전히 구성된 쿼크별은 매우 불안정하고 자발적으로 재배열될 것임을 시사한다.

충분한 수의 업 쿼크와 다운 쿼크를 스트레인지 쿼크로 변환함으로써, 저온 및 저압에서 일반 쿼크 물질을 불안정하게 만드는 높은 페르미 에너지를 실질적으로 낮출 수 있다. 스트레인지 쿼크는 상대적으로 매우 무거운 종류의 쿼크 입자이기 때문이다. 이러한 종류의 쿼크 물질은 스트레인지 쿼크 물질로 알려져 있으며, 성간 공간의 조건(거의 0에 가까운 외부 압력 및 온도)에서 실제로 안정적인지 여부에 대해 현재 과학적 조사가 진행 중이며 추측이 이루어지고 있다. 만약 이것이 사실이라면(보드머–위튼 가설), 쿼크 물질로 완전히 만들어진 쿼크별은 빠르게 스트레인지 쿼크 물질로 변환되어 안정적일 수 있다.

기묘 쿼크 물질로 만들어진 별은 기묘한 별로 알려져 있으며, 쿼크별의 뚜렷한 하위 유형을 형성한다.

이론적 연구에 따르면 쿼크별은 중성자별과 강력한 초신성으로부터 생성될 뿐만 아니라, 빅뱅 이후의 초기 우주 위상 분리에서도 생성될 수 있다. 이러한 원시 쿼크별이 초기 우주의 외부 온도 및 압력 조건으로 인해 불안정해지기 전에 기묘 쿼크 물질로 변환된다면, 보드머-위튼 가정이 참일 경우 안정적으로 변할 수 있다. 이러한 원시 기묘한 별은 오늘날까지 생존할 수 있다.

4. 특징

쿼크별은 일반적인 중성자별과 구별되는 몇 가지 특별한 특징을 가지고 있다. 중성자별 내부에서 발견되는 물리적 조건에서, 극도로 높은 밀도와 10¹² K 미만의 온도로 인해, 쿼크 물질은 몇 가지 특이한 특징을 보일 것으로 예측된다. 이는 페르미 액체처럼 동작하며, 소위 색 초전도체의 색-향-잠금(CFL) 단계에 진입할 것으로 예상되는데, 여기서 "색"은 강력 상호작용에서 나타나는 여섯 개의 "전하"를 지칭하며, 전자기력에서의 두 전하(양전하 및 음전하)와는 다르다. 조금 더 낮은 밀도, 즉 압축별의 표면에 가까운 더 높은 층에 해당하는 경우, 쿼크 물질은 비-CFL 쿼크 액체처럼 동작할 것이며, 이는 CFL보다 훨씬 더 신비로운 단계로, 색 전도성 및/또는 여러 개의 아직 발견되지 않은 추가적인 단계들을 포함할 수 있다. 이러한 극단적인 조건들은 현재 실험실에서 재현될 수 없으므로, 직접적인 실험을 통해 이러한 단계에 대해 추론할 수 있는 것은 아무것도 없다.

5. 관측된 초고밀도 중성자별

쿼크별은 현재 이론적인 천체이지만, 2002년 4월 10일 찬드라 X-선 관측선에 의해 RX J1856.5-3754와 3C58 두 가지 후보가 관측되었다. 이들은 중성자 축퇴 물질보다 더 조밀한 물질로 구성되어 있다고 추정된다. 아이오와 대학교의 필립 카렛 팀이 관측한 XTE J1739-285 또한 후보로 알려졌다.

2006년, 베이징 대학의 You-Ling Yue 등은 PSR B0943+10이 실제로 저질량 쿼크별일 수 있다고 제안했다.

2008년에는 초신성 SN2006gy, SN2005gj, SN2005ap의 발견이 쿼크별의 존재 가능성을 제시했다.

2015년, 난징 대학의 Zi-Gao Dai 등은 초신성 ASASSN-15lh가 새로 태어난 기묘 쿼크별이라고 제안했다.

2022년에는 중력파를 방출하며 두 개의 중성자별이 병합되어 형성되었을 가능성이 높은 GW190425가 쿼크별일 수 있다고 제안되었다.

5.1. 쿼크별 후보

2002년 4월 10일 찬드라 X-선 관측소에서 발표된 관측 결과는 이전에 중성자별로 생각되었던 RX J1856.5−3754와 3C 58을 쿼크별 후보로 제시했다. 알려진 물리학 법칙에 따르면, 전자는 훨씬 작게 보였고 후자는 예상보다 훨씬 차가웠으며, 이는 이들이 중성자 축퇴 물질보다 밀도가 높은 물질로 구성되어 있음을 시사했다. 그러나 이러한 관측 결과는 연구자들로부터 회의적인 반응을 얻었는데, 그들은 결과가 결정적이지 않다고 말했다. 이후 2000년대 후반부터 RX J1856이 쿼크별일 가능성은 배제되었다.

6. 기타 가설상의 쿼크 형성

일반적인 쿼크 물질 및 기묘 쿼크 물질 외에도, 다른 유형의 쿼크-글루온 플라즈마가 중성자별과 쿼크별 내부에서 가설적으로 발생하거나 형성될 수 있다. 여기에는 무거운 쿼크를 가진 결합된 다중 쿼크 시스템(QQ) 등이 있으며, 이 중 일부는 실험실에서 관찰 및 연구되었다.

6.1. 테트라쿼크

로버트 L. 자페는 1977년에 기묘도(qs)를 가진 4쿼크 상태를 제안했다. 테트라쿼크 입자는 중성자별 내부 및 기타 극한 조건에서 형성될 수 있다. 2008년, 2013년 및 2014년에 Z(4430)의 테트라쿼크 입자가 지구의 실험실에서 발견되어 연구되었다.

6.2. 디바리온

로버트 L. 자페는 업, 다운, 스트레인지 쿼크 수가 같은 6쿼크 상태인 H 디바리온(uuddss 또는 udsuds로 표시)을 제안했다.

6.3. 펜타쿼크

1987년에 펜타쿼크 상태가 처음 제안되었으며, 참 반쿼크 (qqqs})를 가지고 있다. 반스트레인지 쿼크와 업 및 다운 쿼크만으로 구성된 4개의 가벼운 쿼크를 가진 펜타쿼크 상태(qqqq})도 있다. 가벼운 펜타쿼크는 반데커플릿 내에 그룹화되며, 가장 가벼운 후보인 Θ⁺는 로버트 L. 자페와 윌첵의 다이쿼크 모델(QCD)로 설명할 수도 있다.

* Θ⁺⁺ 및 반입자 ⁻⁻.
* 이중 기묘 펜타쿼크(ssdd}), 가벼운 펜타쿼크 반데커플릿의 구성원.
* 참 펜타쿼크 Θ_c(3100) (uudd}) 상태는 H1 협력단에 의해 감지되었다.

7. 프레온 별

프레온 별은 프레온으로 이루어진 밀집성의 종류이다. 프레온 별은 10²³kg/cm³을 넘는 아주 높은 밀도를 지니고 있다. 프레온 별은 지구와 비슷한 질량이지만 크기는 테니스공만한 크기이다.

프레온 별은 초신성 폭발이나 빅뱅이 근원이라고 추측된다. 이런 천체는 중력 렌즈의 원리로 감마선 영역에서 관측된다. 프레온 별은 암흑물질의 잠재적인 후보이다. 그러나, 현재 입자가속기를 사용해도 프레온의 존재는 찾아볼 수 없다.