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1. 개요
密集星 / compact star밀집성은 별 내부 물질의 밀도가 보통의 별보다 압도적으로 큰 별들로, 더이상 핵융합이 일어나지 않는 항성 진화의 마지막 단계들이며 백색왜성, 중성자별, 블랙홀이 해당된다. 그리고 여러 이론상으로 존재성이 점쳐지는 청색왜성, 흑색왜성 같은 천체들이 있다.
여기에 해당되는 천체들은 대부분 매우 극단적인 성질들을 가지고 있다.
2. 설명
항성들 각각은 중력에 의해 뭉쳐지며, 이 때문에 중심의 압력이 높아진다. 압력이 충분히 높아지면[1] 수소를 헬륨으로 핵융합하게 되며, 주계열성 단계에 진입한다. 주계열성은 수소 핵융합에 의한 복사압을 내놓아 중력에 의한 부피 수축과 평형을 이루며 크기를 유지한다. 항성이 사용할 수 있을 만큼의 수소를 모두 소진하면 중심부는 다시 중력에 의해 수축하기 때문에 중심부의 온도가 크게 상승한다. 이 때를 기점으로, 별의 질량과 중원소 함량에 따라 별의 운명이 달라진다.3. 종류
3.1. 백색왜성
3.1.1. 헬륨 백색왜성
저질량 항성(0.08~0.5 태양질량)이 최종적으로 진화하거나, 헬륨 핵을 가진 적색거성이 주변 천체와의 상호작용으로 인해 질량을 충분히 잃으면 헬륨 핵만 남게 되어 헬륨 백색왜성이 탄생할 수 있다. 다만, 정상적인 항성 진화를 통해서 만들어질려면 적색왜성의 수명이 다해야하는데, 그 수명은 최소 800억 년이므로 정상적인 항성 진화를 통해 만들어진 백색왜성은 없고, 현존하는 헬륨 백색왜성은 모두 헬륨 핵으로 이루어진 적색거성이 질량을 잃으면서 진화한 것이다.헬륨 백색왜성의 질량 상한선은 태양 질량의 0.5배 정도로, 어떠한 이유로 이 질량을 넘기게 되면 헬륨 섬광이 일어나면서 헬륨 별로 진화하게 될 것이다.
우주에 존재하는 항성의 절대 다수를 차지하는 적색왜성이 수명을 다해 주계열성 단계에서 이탈하게 되면[2] 태양 질량의 25~45%인 경우에는 적색 거성이 되지만 주계열성 시절부터 밀도가 매우 높았기 때문에 그다지 커지지 못하고 행성상 성운으로 질량을 약간 잃어버린 뒤 백색왜성이 되고, 태양질량의 25% 미만일 경우에는 청색왜성을 거쳐 백색왜성으로 진화할 것으로 추정하지만 이들은 최소 수명이 현 우주의 역사보다 최소 5~6배, 최대 1천배가 넘을 정도로 수명이 너무 길기 때문에 현 우주의 단계에선 주계열성에서 벗어난 항성이 전혀 없다.
3.1.2. 탄소-산소 백색왜성
중질량 항성(0.4~8 태양질량)의 경우, 중심핵 바깥쪽의 온도가 다시 수소 융합을 일으킬 만큼 높아지며, 수백만 년에서 20억 년에 걸쳐 다시 헬륨을 생산해내면서 중심 핵의 크기를 증가시킨다. 이 단계가 준거성 단계이다. 수소층의 크기가 커짐에 따라 항성의 외피층은 팽창하고, 표면 온도는 낮아져 붉은 색을 띠는 적색거성이 된다.중질량 항성들 중에서도 초기 질량이 태양 질량의 1배~8배인 별들의 경우, 적색거성 단계에서 헬륨으로 이루어진 핵이 점점 무거워지고 압력도 높아지므로, 중심핵의 온도가 2억 K에 이르게 되어 중심부에서 헬륨 핵융합이 시작되며, 헬륨 핵융합이 별 전체에 퍼지는 '헬륨 섬광' 현상을 겪은 뒤 탄소와 미량의 산소를 생성하며 안정된다. 헬륨이 모두 고갈되고 나면 외피층은 항성풍으로 모두 날아가버리고, 탄소와 산소가 풍부한 핵만 남아 탄소-산소 백색왜성이 된다.
3.1.3. 산소-네온-마그네슘 백색왜성
일부 고질량 항성(8 태양질량 전후)중에는 탄소와 산소를 더 무거운 원소로 융합할 수 있지만 철을 만들어내기에는 부족한 경우가 있다. 이러한 별들은 탄소가 고갈되면 산소, 네온, 마그네슘이 풍부한 핵만 남아 산소-네온-마그네슘 백색왜성이 된다. 일부는 전자 포획 과정을 걸쳐 초신성 폭발을 일으키고 중성자별을 형성할 수도 있다.3.2. 중성자별
태양질량의 8배 이상 25배 이하인 항성은 헬륨 핵융합이 끝난 뒤에는 탄소마저 융합하여 네온을 생성하며, 주계열성 단계에서 적색거성 단계에 진입했을 때와 마찬가지로 다시 팽창을 경험하여 적색 초거성이 된다.(무거운 축에 드는 고질량 항성들의 경우, 온도가 너무 높아 적색 초거성으로 진화하지 않고 청색 초거성이나 황색 초거성으로 진화한다.) 적색 초거성은 차례대로 네온, 네온이 고갈되고 나면 산소, 산소가 고갈되면 규소, 마지막으로 규소를 이용해 철을 만들어낸다.원자번호 26번 철은 모든 원소들 가운데 (질량)/(핵자 수)가 가장 작은 원소이다. 즉, 철은 모든 원소들 가운데 가장 안정적인 원소이며, 이 이상의 원소를 융합할 경우 에너지를 생성하지 않고 오히려 에너지를 소모한다. 따라서 중심핵에는 항성에서는 핵융합 반응이 일어나지 않는 철이 쌓인다. 이렇게 구성 원소가 철인 중심핵의 질량이 일정 이상을 넘지 않는다면 파울리 배타 원리에 따라 전자 축퇴압으로 버틸 수 있지만 그 이상의 질량이 되면 전자 축퇴압이 중력에 무력화되고 어마어마한 중력이 다시 중심핵을 쥐어짜고, 이 과정에서 양성자가 전자를 포획해 중성자로 변하고 대량의 중성미자를 방출하면서 중심핵의 축퇴가 정지되지만 그 부피가 갑자기 줄어드는 내파 현상이 발생한다. [3]
이로 인해 핵 외부의 구성물질들도 광속의 25% 속도로 중심핵에 차례대로 '쏟아지면서' 막대한 충격파가 발생하고 이 충격파는 항성 내부에서 외부로 전달되며 1000억~1조 켈빈의 극초고온으로 항성을 구성하던 물질들을 가열시킨다. 이로 인해 철을 넘어서는 중원소가 마구잡이로 생성되며, 이들 중에서 반감기가 극히 짧은 불안정한 동위원소들이 자발적 핵분열을 일으켜 추가로 에너지를 방출하게 된다. 그리고 강력한 충격파로 인해 중심핵과 충돌한 핵 외부의 구성물질들은 되튕겨져 우주 공간 저 너머로 날아가며 II형 초신성 현상이 발생한다. 철 이상의 원소들은 이 때의 엄청난 에너지에 의해 생성된다.
항성의 중원소 함량이 매우 높은 경우(태양 중원소 함량의 4배 이상)에는 질량이 아무리 무거워도 무조건 중성자별을 잔해로 남긴다.
3.3. 블랙홀
태양질량의 25배 이상인 고질량 항성들은 수명을 다하게 되면 중심핵의 질량이 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계(TOV, 태양 질량의 약 3배)를 넘어서게 된다. 이렇게 되면 중성자 축퇴압으로도 중력붕괴를 저지할 수 없어 중심핵이 끝없이 수축하다가 슈바르츠실트 반지름 미만으로 작아져 블랙홀이 된다.항성의 중원소 함량도 항성이 수명을 다한 후 잔해로 중성자별을 남기느냐, 블랙홀을 남기느냐에 영향을 미친다. 중원소 함량이 매우 높다면 질량이 아무리 무거워도 중성자별을 잔해로 남기며, 반대로 중원소 함량이 매우 적은 경우에는 태양 질량의 130~250배(쌍불안정형 초신성 폭발이 발생하는 범위)를 제외하면 최종적으로 블랙홀을 남긴다. (태양질량의 25~40배이고 중원소 함량이 적거나 태양 정도일 경우 중성자별이 형성되지만 주변 물질이 바로 낙하하면서 중성자별이 붕괴하여 블랙홀이 된다.)
4. 이론상 천체
4.1. 흑색왜성
백색왜성은 핵의 잔열과 중력수축이 일어나 여전히 매우 뜨겁지만 핵융합 반응을 일으킬 수 없어 에너지를 새로 생산하지 못하고 영겁에 가까운 시간 동안 천천히 식어간다. 백색왜성이 완전히 식어서 형성될 것으로 예상하는 천체가 흑색왜성이다. 냉각되는 기간이 느린 이유는 백색왜성의 에너지를 외부로 방출하는 방법이 복사뿐이기 때문인데 약 1015 년이 넘는 시간이 소요될 정도로 극히 느리다. 따라서 아직까지 현 우주에는 존재하지 않는다.4.2. 철 별
아주 오랜 시간(101500 년)이 지나면 흑색왜성을 구성하는 원소들 중 철보다 가벼운 원소는 양자 터널링 현상을 통하여 융합하고, 철보다 무거운 원소는 알파 및 베타 붕괴[4] 등을 통하여 결국 순수한 철-56 동위원소로 구성된 철 별(Iron Star)이 될 것으로 예상되고 있다. 그러나 이 천체는 양성자 붕괴가 실존하지 않을 경우에만 생겨날 수 있다.4.3. 쿼크 별
중성자별의 질량이 블랙홀로 붕괴하기 직전 수준일 경우 중성자마저도 중력을 이기지 못하고 분해되어 별 전체가 쿼크로 구성된 쿼크 별로 변할 것으로 추정되고 있다. 이러한 별들은 중성자별보다도 작은 지름을 가질 것으로 추정된다.쿼크는 양자색역학에 의하여 단독으로 존재할 수 없다는 제약을 받고 있어서, 원칙적으로 쿼크를 핵자에서 떼어내면 그 에너지로 바로 글루온과 짝쿼크가 생성되어 단독 쿼크를 관측할 수 없다. 그런데, 쿼크별이나 쿼크-글루온 플라즈마의 경우는 반대로 쿼크 사이의 거리를 극도로 압축시킬 경우를 상정하는데, 이 경우라면 쿼크와 글루온이 거대한 덩어리로 뭉쳐있으면서도 쿼크와 글루온이 서로를 속박하지 못한다는 특수한 상태를 발생시킨다고 추정된다.[5] 이 상태를 중금속의 핵을 가속시켜서 충돌시키는 것으로 의도적으로 발생시키는 실험은 지금도 CERN에서 행해지고 있으며, 자연적으로 이런 상태로 존재한다고 가정된 천체가 바로 쿼크 별이다. 쿼크 별은 이론상의 천체이긴 하지만, 그나마 존재 가능성이 있고, 실제로 몇몇 천체가 쿼크 별로 추정되고 있다. 다만, 다수의 천문학자들에게 인정받지는 못한 상태이다.
4.4. 프리온 별
프리온(Preon)은 '앞선입자'라고도 하며, 쿼크와 렙톤들이 더 작은 소립자들의 결합으로 이루어져 있다는 가정 하에서 등장하는 소립자이다. 아직 가설의 영역이며 반론도 상당한 입자이다. 입자가속기 실험에서도 프리온의 존재는 찾아볼 수 없다.프리온 별(preon star)은 프리온으로 이루어진 밀집성의 한 종류이다. 프리온 별은 [math(10^{23}kg/cm^3)]을 넘는 아주 높은 밀도를 지니고 있다. 프리온 별은 지구와 비슷한 질량이지만 크기는 테니스공만한 크기이다.
프리온 별은 초신성 폭발이나 빅뱅이 근원이라고 추측된다. 이런 천체는 중력 렌즈의 원리로 감마선 영역에서 관측된다. 프리온 별은 암흑물질의 잠재적인 후보이다.
참고로 Preon 의 한글 표기는 프리온과 프레온 모두 나타나는데, 프리온 쪽으로 기울고 있다. 여튼, 화학에서 나오는 프레온 가스(Freon)와 다른 것이며, 생물학에 등장하는 프라이온/프리온(Prion)과도 다른 것이다.
4.5. 보손 별
일반적인 천체들과 달리 보손 입자들로 이루어진 천체이다. 이들은 완전히 투명한 모습을 하고 있을 것으로 예상된다. 암흑물질의 잠재적인 후보이다. 2023년에는 후보 천체가 발견되었다. # 태양과 비슷한 별이 보이지 않는 천체 주변을 공전하지만 해당 천체가 블랙홀이라기에는 애매한 상황인데, 보손 별일 가능성이 있다.[1] 약 80 목성질량(≒0.075 태양질량) 이상의 항성에서 수소가 헬륨으로 융합되기 시작한다. 질량 미달인 천체는 갈색왜성으로 분류된다.[2] 이들은 다른 주계열성들과 달리 항성 전체가 대류해서 중심핵에 헬륨이 축적되지 않고 핵 외부의 수소를 끌어오면서 질량이 작다보니 핵융합 반응도 느리게 진행된다는 점이 더해져서 우주 기준으로도 수명이 극히 길다. 질량이 크면 최대 800억년, 간신히 수소 핵융합을 유지할 수 있는 한계인 태양 질량의 7.5%이라면 최대 17조 5천억년을 주계열성 단계에서 버틸 수 있다.[3] 이 때문에 국내 도서 중 별이 탄생했을 때 찬드라세카르 한계보다 질량이 크면 그냥 중성자별이 된다라고 뭉뚱그려 쓴 책도 있는데, 이는 아동용으로 편집하는 과정에서 지나치게 설명을 날려버린 잘못된 서술이다.[4] 안정하다고 알려진 원소들도 실제로는 극도로 긴 반감기를 가지고 있을 가능성이 있다. 그러나 이들 중에서는 이론적 반감기가 구골 년 이상인 경우도 있으므로 붕괴를 관측하는 것은 매우 어려울 것이다.[5] 물론 이 경우라도 양자색역학에 의해서 단독 쿼크의 관측은 불가능하다. 어디까지나 쿼크와 글루온 덩어리 내부에서 속박 없이 움직인다는 소리.