Adiabatic evolution of hadronic neutron stars
이 논문은 관측된 거대 펄서 및 중력파 조석 변형성 제약 조건과의 일관성을 보장하는, 하이퍼론과 중성미자 포획을 포함하는 유한 온도 베타 안정적 강입자 상태 방정식을 채택하여 정적 및 회전 중성자별의 구조적 특성과 장기적 진화를 계산한다.
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중력에 의해 물질이 지구상의 그 어떤 실험실에서도 재현할 수 없는 상태로 짓눌리는 우주의 깊은 곳에 중성자별이 존재한다. 이들은 거대한 별들이 화려한 폭발과 함께 죽으면서 남긴 붕괴된 핵으로, 단 한 티스푼의 물질이 10억 톤의 무게를 가질 정도로 매우 밀도가 높다. 수십 년 동안 과학자들은 이 극한의 물질을 지배하는 규칙을 이해하기 위해 노력해 왔으며, 양성자와 중성자를 더 세게 압착하여 그것들이 부서지거나 더 낯선 입자로 변할 때 어떤 일이 일어나는지 질문해 왔다. 그 답은 '상태 방정식(equation of state)'에 있는데, 이는 이 항성 잔해 내부에서 압력과 밀도가 서로 어떻게 연관되는지를 설명하는 물리적 규칙들의 집합이다. 이 관계는 중성자별이 블랙홀로 붕괴하기 전까지 얼마나 무거워질 수 있는지, 그리고 회전하거나 별의 충돌 이후의 뜨거운 여파 속에서 태어날 때 어떻게 행동하는지를 결정하기 때문에 매우 중요하다. 이러한 규칙을 이해하는 것은 천문학자들이 중력파(격렬한 우주적 사건에 의해 발생하는 시공간의 물결)의 신호를 해독하고, 남겨진 천체의 운명을 결정하는 데 도움을 준다.
연구팀은 이제 이 극한의 물질에 대한 새롭고 상세한 지도를 구축하여, 특히 중성자별이 격렬하게 탄생한 직후의 과정을 중심으로 중성자별이 시간이 흐름에 따라 어떻게 진화하는지 탐구했다. 그들은 두 가지 구체적인 시나리오에 집중했다. 하나는 붕괴하는 거대 항성으로부터 중성자별이 탄생하는 경우이고, 다른 하나는 두 중성자별이 서로 충돌한 후 남겨진 잔해이다. 두 경우 모두, 갓 태어난 천체는 믿을 수 없을 정도로 뜨겁고, 빠르게 회전하며, 즉시 탈출할 수 없는 중성미자라고 불리는 포획된 입자들로 가득 차 있다. 연구진은 이러한 조건들이 별의 구조를 어떻게 변화시키는지, 그리고 별이 식고 회전 속도가 느려짐에 따라 생존할 것인지 아니면 블랙홀로 붕괴할 것인지를 알고 싶어 했다. 이를 위해 그들은 일반적인 물질을 구성하는 양성자와 중성자의 더 무거운 친척 격인 하이퍼론(hyperons)의 존재와, 이 입자들이 뜨겁고 회전하는 별 속에서 어떻게 행동하는지를 고려한 새로운 모델을 개발했다.
연구팀은 극한의 조건하에서 물질의 거동을 시뮬레이션하기 위해 정교한 컴퓨터 모델을 사용했다. 그들은 단순히 양성자와 중성자뿐만 아니라, 밀도가 충분히 높아질 때 하이퍼론이 나타날 가능성까지 포함한 별의 내부 묘사를 만드는 것으로 시작했다. 또한 열의 효과와, 별이 탄생한 직후 짧은 시간 동안 중성미자가 갇혀서 빠져나가지 못한다는 사실도 포함했다. 시뮬레이션을 실행함으로써, 그들은 다양한 조건에서 별이 지탱할 수 있는 최대 무게를 계산할 수 있었다. 그들은 하이퍼론의 존재가 규칙을 상당히 변화시킨다는 것을 발견했다. 차갑고 죽은 별의 경우, 하이퍼론을 추가하면 물질이 '부드러워져서(softer)', 즉 압축하기가 더 쉬워지며, 이는 별이 붕괴하기 전 견딜 수 있는 최대 무게를 낮춘다. 하지만 별이 뜨겁고 갇힌 중성미자로 가득 차 있을 때는 이야기가 달라진다. 이 특정한 환경에서, 갇힌 중성미자는 실제로 물질을 더 '단단하게(stiffer)' 혹은 압축하기 어렵게 만들어, 중성미자가 자유롭게 탈출할 수 있을 때보다 더 많은 무게를 지탱할 수 있게 한다.
연구진은 이 발견들을 중성자별 잔해의 복잡한 생애 주기에 적용했다. 그들은 별의 탄생 순간, 즉 중심부가 외곽층보다 훨씬 빠르게 회전하는 차등 회전(differential rotation)을 하며 격렬하게 회전하는 순간부터 시작하여 별의 진화를 일련의 스냅샷으로 상상했다. 시간이 흐름에 따라 별은 이 차등 회전을 잃고 강체 회전(rigid rotation)으로 안착하며, 동시에 식어가고 갇혀 있던 중성미자를 잃어간다. 연구팀은 별이 안정적인 상태를 유지할 것인지 아니면 붕elles할 것인지를 확인하기 위해 이 단계들을 통해 별의 경로를 추적했다. 그들은 자신들의 모델을 실제 우주 사건, 구체적으로 지구의 관측소들이 탐지한 두 개의 유명한 중성자별 충돌에서 온 중력파 신호에 대조하여 테스트했다. GW170817로 알려진 이 사건 중 하나는 두 별이 병합되어 한동안 지속되는 잔해를 형성했다. 또 다른 사건인 GW190425는 훨씬 더 무거운 쌍이 결합하여 거의 즉각적으로 붕괴했다.
그들의 시뮬레이션 결과는 두 결과 사이의 명확한 구분을 제공했다. 더 무거운 충돌인 GW190425의 경우, 모델은 내부 물질에 하이퍼론이 포함되어 있는지 여부와 상관없이 잔해가 너무 무거워 거의 즉시 블랙홀로 붕괴했음을 확인했다. 그러나 더 가벼운 충돌인 GW170817의 경우, 하이퍼론의 존재가 결정적인 차이를 만들었다. 만약 잔해가 일반적인 물질로 이루어져 있다면, 시뮬레이션은 그 잔해가 한동안 회전하는 중성자별로서 생존한 후 결국 붕괴했을 것임을 시사했다. 하지만 만약 잔해에 하이퍼론이 포함되어 있다면, 별은 격렬한 차등 회전 운동을 잃자마자 훨씬 더 빨리 블랙홀로 붕괴했을 것이다. 이는 별의 내부 조성이 일종의 타이머 역할을 하여, 갓 태어난 중성자별이 중력이 승리하기 전까지 얼마나 오래 생존할지를 결정한다는 것을 시사한다.
연구는 또한 별의 회전 방식이 생존에 엄청난 역할을 한다는 점을 밝혀냈다. 별이 중심부가 표면보다 훨씬 빠르게 도는 차등 회전을 할 때, 별은 균일한 속도로 회전하는 별보다 훨씬 더 큰 질량을 지탱할 수 있다. 연구진은 별이 속도를 늦추고 균일한 회전으로 안착함에 따라 이 추가적인 지지력을 잃는다는 것을 발견했다. 만약 별이 너무 무겁다면, 이 지지력의 상실은 붕괴를 촉발한다. 연구팀은 빠른 혼돈의 회전에서 느리고 안정적인 회전으로 전환되는 과정은 별이 질량을 방출함으로써 상당한 양의 각운동량을 방출해야 함을 언급했다. 만약 별이 충분한 운동량을 방출하지 못하면, 안정화될 수 없으며 붕elle한다.
궁극적으로, 이 연구는 천문학자들이 우주로부터 받는 신호를 해석하는 데 새로운 도구를 제공한다. 중성자별 병합의 관측된 특성을 이러한 상세한 시뮬레이션과 비교함으로써, 과학자들은 이 별들의 중심에 어떤 종류의 물질이 존재하는지 추론하기 시작할 수 있다. 이 연구는 만약 하이퍼론이 존재한다면, 중성자별 충돌의 잔해들이 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 빠르게 블랙홀로 붕괴할 것이라는 점을 시사한다. 이러한 통찰은 가장 극단적인 환경을 지배하는 근본적인 법칙을 이해하는 데 다가가는 길목에서, 가장 밀도가 높은 물질의 가능한 본질을 좁히는 데 도움을 준다. 이 연구 결과가 중성자별 내부의 미스터리를 완전히 해결하는 것은 아니지만, 열, 회전, 그리고 입자 조성이 어떻게 상호작용하여 갓 태어난 별의 생사를 결정하는지에 대한 더 명확한 그림을 제시한다.
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