컴팩트 객체

별의 진화가 끝나는 일반적인 시점은 밀집된 별의 형성입니다.

모든 활동성별은 결국 진화 과정에서 내부의 핵융합 반응으로 발생하는 외부 복사압이 더 이상 존재하는 중력을 견뎌낼 수 없는 지점에 도달하게 됩니다. 이 지점에서 별은 자체 무게로 붕괴되어 별의 죽음 이라는 과정을 겪게 됩니다 . 대부분의 별은 이로 인해 매우 조밀하고 조밀한 별 잔해, 즉 조밀별을 형성하게 됩니다.

밀집된 물체는 내부 에너지를 생산하지 않지만 블랙홀을 제외하고는 일반적으로 붕괴 자체에서 남은 과도한 열을 수백만 년 동안 방출합니다. ^{[ 3 ]}

최근의 이해에 따르면, 빅뱅 이후 초기 우주의 상분리 동안에도 밀집별이 형성될 수 있습니다 . ^{[ 4 ]} 알려진 밀집 물체의 원시적 기원은 확실하게 결정되지 않았습니다.

밀집 천체는 복사를 방출하여 식고 에너지를 잃을 수 있지만, 일반 별처럼 구조를 유지하기 위해 고온에 의존하지는 않습니다. 외부 교란이나 양성자 붕괴를 제외하면 거의 영원히 존재할 수 있습니다. 그러나 블랙홀 은 일반적으로 수조 년이 지나면 호킹 복사 로 인해 결국 증발한다고 여겨집니다. 현재 물리 우주론 의 표준 모형에 따르면 , 우주가 아주 먼 미래에 소위 퇴화기에 접어들 때쯤이면 모든 별은 결국 차갑고 어두운 밀집 별로 진화할 것입니다.

밀집 천체 에 대한 좀 더 넓은 정의에는 행성 , 소행성 , 혜성 과 같은 더 작은 고체 천체도 포함될 수 있지만 , 이러한 용어는 덜 일반적입니다. 놀라울 정도로 다양한 별과 다른 뜨거운 물질 덩어리들이 존재하지만, 열역학 에 따르면 우주의 모든 물질은 결국 분산된 차가운 입자나 어떤 형태의 밀집된 항성 또는 항성-준항성 천체로 존재하게 됩니다 .

백색 왜성 또는 축퇴 왜성 이라고 불리는 별 은 주로 축퇴 물질 , 즉 축퇴 전자의 바다에 있는 탄소와 산소 원자핵 으로 이루어져 있습니다 . 백색 왜성은 주계열성 의 핵에서 생성되기 때문에 형성 당시 매우 뜨겁습니다. 식으면서 붉게 변하고 어두워지다가 결국 어두운 흑색 왜성이 됩니다 . 백색 왜성은 19세기에 관측되었지만, 그 안에 존재하는 매우 높은 밀도와 압력은 1920년대가 되어서야 설명되었습니다.

축퇴 물질의 상태 방정식 은 "소프트"합니다. 즉, 질량을 더하면 물체의 크기가 작아집니다. 백색 왜성으로 시작된 별에 질량을 계속 더하면 물체는 줄어들고 중심 밀도는 더욱 커지면서 축퇴 전자 에너지는 더 높아집니다. 축퇴 별의 질량이 충분히 증가하여 반지름이 수천 킬로미터로 줄어들면, 그 질량은 찬드라세카르 한계에 도달하게 됩니다. 찬드라세카르 한계 는 백색 왜성 질량의 이론적 상한으로, 태양 질량의 약 1.4배 ( M☉ )입니다 _.

백색 왜성 중심에서 물질을 제거하고 천천히 압축하면, 전자는 먼저 원자핵과 결합하게 되고, 역베타 붕괴를 통해 양성자 가 중성자 로 변하게 됩니다 . 평형은 일상적인 밀도에서는 안정적이지 않은 더 무겁고 중성자가 풍부한 원자핵 쪽으로 이동합니다. 밀도가 증가함에 따라 이러한 원자핵은 더 커지고 결합이 약해집니다. 임계 밀도가 약 4 × 10⁻¹ ...¹⁴ kg/m³ ⁽ 중성자 드립 라인 이라고 함 )에서 원자핵은 결합되지 않은 양성자와 중성자로 분해되는 경향이 있습니다. 더 압축되면 결국 원자핵의 밀도와 비슷한 수준인 약 2 × 10⁻¹³¹⁷  kg/m ³ . 이 밀도에서 물질은 주로 자유 중성자로 구성되고 양성자와 전자는 약간 산란됩니다.

백색 왜성을 포함하는 특정 이중성 에서 질량은 동반성에서 백색 왜성으로 전달되어 결국 찬드라세카르 한계 를 넘어섭니다 . 전자는 양성자와 반응하여 중성자를 형성하므로 중력에 저항하는 데 필요한 압력을 더 이상 공급하지 못해 별이 붕괴됩니다. 별의 중심이 대부분 탄소와 산소로 구성되어 있다면 이러한 중력 붕괴는 탄소와 산소의 폭주 핵융합을 점화하여 붕괴가 되돌릴 수 없게 되기 전에 별을 완전히 날려 버리는 Ia형 초신성 을 초래합니다 . 중심이 대부분 마그네슘이나 더 무거운 원소로 구성되어 있다면 붕괴는 계속됩니다. ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]} 밀도가 더욱 증가함에 따라 남아 있는 전자는 양성자와 반응하여 더 많은 중성자를 형성합니다. 붕괴는 (더 높은 밀도에서) 중성자가 퇴화될 때까지 계속됩니다. 별이 10~20km 반경으로 세 자릿수 만큼 줄어들면 새로운 평형이 가능합니다. 이것은 중성자별 입니다 .

첫 번째 중성자별은 1967년 첫 번째 전파 펄사가 발견될 때까지 관찰되지 않았지만, 중성자별은 1932년 중성자가 발견된 지 1년 후인 1933년 바데와 츠비키에 의해 제안되었습니다. 그들은 중성자별이 매우 밀도가 높기 때문에 일반 별이 중성자별로 붕괴하면 많은 양의 중력 위치 에너지가 방출되어 초신성 에 대한 가능한 설명을 제공할 것이라는 것을 깨달았습니다 . ^{[ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} 이것은 Ib, Ic 및 II 유형의 초신성에 대한 설명입니다 . 이러한 초신성은 거대한 별의 철 핵이 찬드라세카르 한계를 초과하여 중성자별로 붕괴될 때 발생합니다.

전자와 마찬가지로 중성자는 페르미온 입니다 . 따라서 중성자별이 붕괴되지 않도록 지지하는 중성자 축퇴압을 제공합니다 . 또한, 중성자-중성자 간 반발 상호작용 ^{[ 인용 필요 ]} 은 추가적인 압력을 제공합니다. 백색 왜성에 대한 찬드라세카르 한계와 같이 중성자별에는 한계 질량이 있습니다. 즉, 이러한 힘이 더 이상 별을 지탱하기에 충분하지 않은 톨만-오펜하이머-볼코프 한계 입니다 . 고밀도 하드론 물질의 힘은 잘 이해되지 않으므로 이 한계는 정확히 알려져 있지 않지만 2~3  M☉ 사이로 생각됩니다. 중성자별에 더 많은 질량이 집적되면 결국 이 _질량 한계에 도달하게 됩니다. 다음에 무슨 일이 일어나는지는 완전히 명확하지 않습니다.

질량이 더 많이 축적될수록 중력 붕괴에 대한 평형은 한계점을 넘어섭니다. 별의 압력이 중력을 상쇄하기에 충분하지 않게 되면, 밀리초 이내에 치명적인 중력 붕괴가 발생합니다. 표면 에서의 탈출 속도는 이미 광속 의 1⁄3 에 달  하지만, 빠르게 광속에 도달합니다. 그 지점에서는 에너지나 물질이 빠져나갈 수 없고 블랙홀이 형성됩니다. 모든 빛과 물질이 사건의 지평선 안에 갇히기 때문에 , 매우 약한 호킹 복사가 존재할 가능성을 제외하고는 블랙홀은 완전히 검게 보입니다 . 사건의 지평선 안에서도 붕괴가 계속될 것으로 추정됩니다.

일반 상대성 이론의 고전적 이론에서 , 한 점 이상을 차지하지 않는 중력적 특이점이 형성될 것입니다. 플랑크 길이 와 비슷한 크기에서 파국적인 중력 붕괴가 새롭게 중단될 수 있지만 , 이 길이에서 무슨 일이 일어날지 예측할 수 있는 중력 이론은 알려져 있지 않습니다. 블랙홀에 추가 질량을 추가하면 사건의 지평선의 반경이 중앙 특이점의 질량에 따라 선형적으로 증가합니다. 이는 사건의 지평선 근처의 조석 응력을 줄이고 지평선의 중력장 강도를 줄이는 등 블랙홀의 속성에 특정한 변화를 유도합니다. 그러나 질량 증가와 관련된 구조의 추가적인 질적 변화는 발생하지 않습니다.

• 퍼즈볼 ^{[ 11 ]}
• 그라바스타 ^{[ 11 ]}
• 암흑 에너지 별
• 검은 별
• 자기권 영원히 붕괴하는 물체
• 다크스타 ^{[ 11 ]}
• 원시 블랙홀

이색 별은 전자 , 양성자 , 중성자 이외의 물질로 구성된 가상의 밀집별이며, 축퇴압 이나 다른 양자적 특성 에 의한 중력 붕괴 에 맞서 균형을 이룹니다 . 여기에는 이상한 물질 로 구성된 퀴어 별과 프레온 으로 구성된 더 추측적인 프레온별이 포함됩니다 .

외래별은 가설에 불과하지만, 찬드라 X선 천문대가 2002년 4월 10일 발표한 관측 결과, RX J1856.5-3754 와 3C58 로 명명된 두 개의 퀴치별 후보가 발견되었습니다 . 이 별들은 이전에는 중성자별로 여겨졌습니다. 알려진 물리 법칙에 따르면 전자는 예상보다 훨씬 작고 후자는 예상보다 훨씬 차가워서 중성자별이 중성자늄 보다 밀도가 높은 물질로 구성되어 있을 가능성을 시사합니다 . 그러나 이러한 관측 결과는 연구자들의 회의적인 시각을 불러일으키며, 연구자들은 결과가 확정적이지 않다고 주장합니다. ^{[ 출처 필요 ]}

중성자가 고온에서 충분히 압축되면 구성 요소인 쿼크 로 분해되어 쿼크 물질(quark matter) 을 형성합니다 . 이 경우 별은 더욱 수축하고 밀도가 높아지지만, 블랙홀로 완전히 붕괴되는 대신, 별은 스스로 안정화되어 더 이상 질량이 증가하지 않는 한 이 상태에서 무한히 생존할 수 있습니다. 어느 정도 매우 큰 핵자가 된 것입니다 . 이러한 가상 상태의 별을 " 쿼크 별 ", 또는 더 구체적으로 "이상 별(strange star)"이라고 합니다. 펄서 3C58 은 쿼크 별일 가능성이 있는 것으로 제안되었습니다. 대부분의 중성자별은 쿼크 물질로 이루어진 핵을 가지고 있는 것으로 여겨지지만, 관측을 통해 이를 확인하기는 어렵습니다. ^{[ 출처 필요 ]}

프레온 별은 가상의 아 원자 입자 집단인 프레온 으로 구성된 밀집 별의 한 유형으로 제안되었습니다 . 프레온 별은 1m³당 10 ^{^23 킬로그램을 초과하는 엄청난} 밀도를 가질 것으로 예상되며 , 이는 쿼크 별과 블랙홀의 중간 수준입니다. 프레온 별은 초신성 폭발이나 빅뱅 에서 유래했을 가능성이 있지만, 입자 가속기의 현재 관측 결과는 프레온의 존재를 부정합니다. ^{[ 출처 필요 ]}

Q별은 슈바르츠실트 반지름 의 1.5배 미만의 반지름으로 입자 수가 보존되는 특이한 물질 상태를 가진, 작고 무거운 중성자별입니다 . Q별은 "회색 구멍"이라고도 불립니다.

전기 약력별 은 이론적인 유형의 이색별이며, 전기 약력 연소 로 인한 복사압 , 즉 전기약력 에 의해 쿼크가 렙톤 으로 변환될 때 방출되는 에너지에 의해 별의 중력 붕괴가 방지됩니다. 이 과정은 사과 크기 정도인 별의 핵에서 발생하며 , 이 부피는 지구 질량의 약 두 배입니다. ^{[ 12 ]}

보손 별은 보손 이라는 입자로 구성된 가상의 천체 입니다 (일반적인 별은 페르미온 으로 구성됩니다 ). 이러한 유형의 별이 존재하려면 반발하는 자기 상호작용을 하는 안정된 유형의 보손이 있어야 합니다. 2016년 현재 그러한 별이 존재한다는 중요한 증거는 없습니다. 그러나 공전하는 한 쌍의 보손별에서 방출되는 중력파를 통해 이러한 별을 감지하는 것이 가능해질 수 있습니다. ^{[ 13 ] [ 14 ]}

현 이론 및 이중 특수 상대성 이론과 같은 양자 중력에 대한 일부 접근 방식에서 제안된 일반화 불확정성 원리 (GUP)를 기반으로 두 가지 다른 구성 요소를 가진 밀집 별의 열역학적 특성에 대한 GUP의 영향이 최근 연구되었습니다. ^{[ 15 ]} Tawfik et al.은 GUP 매개변수가 플랑크 스케일과 전기약력 스케일 사이의 값을 취하는 경우 양자 중력 보정의 존재가 별의 붕괴를 저항하는 경향이 있다고 언급했습니다. 다른 접근 방식과 비교했을 때 밀집 별의 반지름은 더 작아야 하며 에너지가 증가하면 밀집 별의 반지름이 감소하는 것으로 나타났습니다.

• 은하의 형성과 진화

• Blaschke, D.; Fredriksson, S.; Grigorian, H.; Öztaş, A.; Sandin, F. (2005). "콤팩트 별 제약 조건 하의 삼중 쿼크 물질의 상도". Physical Review D. 72 ( 6): 065020. arXiv : hep-ph/0503194 . Bibcode : 2005PhRvD..72f5020B . doi : 10.1103/PhysRevD.72.065020 . S2CID  119356279 .
• Sandin, F. (2005). "표준 모형의 밀집별과 그 이후". European Physical Journal C. 40 ( 2): 15– 22. arXiv : astro-ph/0410407 . Bibcode : 2005EPJC...40...15S . doi : 10.1140/epjcd/s2005-03-003-y . S2CID  119495444 .
• Sandin, F. (2005). 밀집별의 특이한 물질 위상 (PDF) (학위논문). 룰레오 공과대학교 .