Dynamical stability of Magnetic Supramassive Neutron Stars

중성자별은 우주에서 가장 밀도가 높은 천체로, 폭발한 거대 항성들의 붕괴된 핵입니다. 이들의 물질을 단 한 티스푼만 모아도 산 하나만큼의 무게가 나갑니다. 이 우주적 잔해들은 때때로 초당 수백 번씩 회전할 정도로 믿기지 않을 만큼 빠르게 회전하며, 많은 것들이 태양계 반대편에서도 신용카드의 정보를 지워버릴 수 있을 만큼 강력한 자기장에 둘러싸여 있습니다. 두 중성자별이 충돌할 때, 이들은 하나의 더 거대하고 질량이 큰 천체로 합쳐질 수 있습니다. 만약 이 새로운 별이 자신의 중력으로 인해 붕괴할 만큼 무겁지만 빠른 회전에 의해 지탱되고 있다면, 이를 초거대 질량 중성자별(supramassive neutron star)이라고 부릅니다. 이 천체들은 덧없고 불안정합니다. 이들은 짓누르는 중력의 힘과 바깥으로 밀어내는 회전력 사이의 위태로운 균형 속에 존재합니다. 이러한 별들이, 특히 그들의 자기장이 가장 극단적인 상태일 때 어떻게 행동하는지를 이해하는 것은 천문학자들이 시공간의 물결부터 고에너지 빛의 섬광에 이르기까지, 그들이 우주 저편으로 보내는 격렬한 신호들을 해독하는 데 도움을 줍니다.

연구팀은 이제 강력한 슈퍼컴퓨터를 사용하여 초거대 질량 중성자별이 1경 가우스(one hundred quadrillion Gauss)에 달하는 강한 자기장에 노출될 때 어떤 일이 발생하는지를 시뮬레이션했습니다. 이를 위해 연구진은 우주, 시간, 물질을 지배하는 물리 법칙을 사용하여 디지털 모델을 구축한 뒤, 시간이 흐름에 따라 어떻게 진화하는지 관찰했습니다. 연구진은 별이 흩어지기 직전의 한계치 근처로 회전하는 별들로 시작하여, 일반적인 마그네타의 강도부터 항성 충돌 직후에 예상되는 극단적인 강도의 자기장을 주입했습니다. 목표는 이러한 자기력이 별의 생존을 도울 것인지, 아니면 별을 파멸적인 붕괴로 몰아넣을 것인지 확인하는 것이었습니다.

시뮬레이션 결과, 이 별 내부의 자기장은 정적인 상태가 아니라 혼돈스럽고 끊임없이 변화한다는 것이 밝혀졌습니다. 처음에 자기장은 단순하고 질서 정연한 패턴으로 설정되었으나, 이 배열은 불안정했습니다. 불과 0.1초도 안 되는 짧은 시간 내에 자기장은 엉키고 뒤틀리며 루프와 나선이 뒤섞인 복잡한 구조로 재편되었습니다. 이 과정은 별이 단 한 번 회전하는 시간보다 더 빠르게 일어납니다. 자기장이 뒤틀리면서, 그것들은 마치 우주의 브레이크처럼 작용하여 별의 빠르게 회전하는 핵을 붙잡아 속도를 늦추는 동시에 외층의 속도는 높였습니다. 이는 별의 중심부가 표면보다 훨씬 느리게 회전하는 상태, 즉 차등 회전(differential rotation) 상태를 만들어냈습니다.

즉각적으로 붕괴할 만큼 무겁지 않았던 별들의 경우, 이 자기적 재편은 새로운 안정 상태로 이어졌습니다. 별은 해체되거나 블랙홀로 붕괴하지 않았습니다. 대신, 자기적 응력에 의해 고정된 채 장기간 지속되는 형태에 안착했습니다. 그러나 이미 붕괴 직전에 놓여 있던 별들에게는 자기력이 최종적인 트리거 역할을 했습니다. 자기장이 각운동량을 핵으로부터 끌어내면서, 별의 중심이 붕괴하는 것을 막아주던 지지력을 제거했기 때문입니다. 이로 인해 핵은 수축했고, 별은 자기력의 영향이 없을 때보다 훨씬 더 빠르게 블랙홀로 붕괴했습니다.

이 별들이 붕괴했을 때, 생성된 블랙홀은 예상과는 상당히 달랐습니다. 블랙홀들은 원래의 별보다 더 빠르게 회전했지만(일부는 거의 50% 더 빠르게 회전함), 전체 회전 에너지는 오히려 더 적었습니다. 이는 격렬한 붕괴와 자기장이 별이 사라지기 전에 상당한 양의 물질을 외부로 방출했기 때문입니다. 별의 회전 성분을 실어 나른 이 방출된 물질은 그 에너지가 새로운 블랙홀로 흡수되는 것을 막았습니다. 시뮬레이션에 따르면, 이 방출된 물질은 주로 별의 적도 주변으로 흐르는 바람을 형성하며, 초당 몇 태양 질량에 달하는 속도로 질량을 실어 날랐으나, 시뮬레이션된 시간 동안 손실된 총 질량은 별 전체 무게의 아주 작은 부분인 10⁻³ 태양 질량 정도였습니다.

또한 이 연구는 약한 자기장을 가진 별과 가장 격렬한 우주적 사건에서 발견되는 극단적인 자기장을 가진 별 사이의 결정적인 차이를 강조했습니다. 약한 자기장을 가진 별의 경우, 자기력이 별의 회전을 크게 방해하기에는 너무 느렸기에, 자기장이 즉각적인 붕괴를 일으키지 않고 시간이 흐름에 따라 더 강해질 수 있었습니다. 반면, 가장 강력한 자기장을 가진 별들은 급격하고 난류적인 재편을 경험하며, 새로운 상태로 안정화되거나 혹은 종말을 앞당겼습니다. 연구진은 이러한 별들의 운명이 얼마나 빨리 회전하는지, 얼마나 밀도가 높은지, 그리고 자기장이 얼마나 강한지의 미묘한 균형에 달려 있다는 것을 발견했습니다. 만약 자기장이 충분히 강하고 별이 최대 질량 한계에 근접해 있다면, 자기력은 저울의 추를 기울여 안정적인 별을 눈 깜짝할 사이에 블랙홀로 바꿀 수 있습니다.

이러한 발견은 중성자별의 생애 주기와 충돌 이후의 모습에 대한 새로운 관점을 제공합니다. 이는 자기장이 단순히 수동적인 특징이 아니라, 별의 구조를 재편하고, 회전을 변화시키며, 별의 생존 여부를 결정하는 능동적인 대리인임을 시사합니다. 또한 시뮬레이션은 우주에서 관측되는 특정 유형의 밝고 오래 지속되는 에너지 섬광들에 대한 잠재적인 설명을 제공하는데, 이는 아마도 이들이 마지막으로 붕괴하기 전의, 새롭게 형성된 차등 회전하는 별들에 의해 동력을 얻는 것일 수 있습니다. 이 연구에 사용된 컴퓨터 모델은 별의 생애 초기 몇 분(moments)에 국한되어 있지만, 우주의 가장 극한 환경을 지배하는 힘들의 복잡한 상호작용을 들여다볼 수 있는 중요한 단서를 제공합니다. 이 작업은 우주의 진공 상태에서도 자기장이 별의 운명을 다시 쓸 만큼 강력할 수 있음을 강조합니다.