쿼크별

쿼크별(quark star)은 가상의 이종성 밀집성으로, 극도로 높은 중심부 온도와 압력으로 인해 핵자가 쿼크 물질을 형성하게 된 항성이다. 쿼크 물질은 자유 쿼크들로 구성된 연속적인 물질의 상태이다.

 배경 
일부 질량이 큰 항성은 수명 주기가 끝나면 중성자별을 형성하며 붕괴하는데, 이는 관측과 이론으로 모두 설명된 바 있다. 중성자별 내부의 극한 온도와 압력 하에서 중성자들은 보통 중성자 축퇴압에 의해 서로 떨어져 유지되며, 이는 항성을 안정화하고 추가적인 중력 붕괴를 저지한다. 그러나 훨씬 더 극한의 온도와 압력 조건에서는 중성자의 축퇴압이 무너지고, 중성자들이 서로 병합되어 구성 성분인 쿼크로 분해되면서 고밀도로 뭉친 쿼크 기반의 초고밀도 상인 쿼크 물질을 생성한다는 가설이 세워졌다. 이 상태에서는 쿼크들 사이의 새로운 축퇴압과 반발적인 전자기력이 발생하여 블랙홀로의 전체 중력 붕괴를 막고 새로운 평형 상태가 나타날 것으로 추정된다.

이 가설이 맞다면 우주 어딘가에 쿼크별이 존재하고 관측될 수도 있다. 이러한 시나리오는 과학적으로 타당해 보이지만, 관측이나 실험을 통해 증명되지는 않았다. 쿼크 물질을 안정화하는 데 필요한 극도로 극한의 조건은 어떤 실험실에서도 만들어낼 수 없으며, 자연에서도 직접 관측된 적이 없다. 쿼크 물질의 안정성, 그리고 그에 따른 쿼크별의 존재 여부는 이러한 이유로 물리학의 미해결 문제 목록 중 하나로 남아 있다.

중성자별 내부의 물리학에 대한 수치 시뮬레이션에 따르면, 이러한 별들의 중심부에는 속박이 풀린 쿼크-글루온 플라스마가 포함되어 있을 가능성이 제기되었다. 이는 중심 압력이 쿼크 축퇴를 일으킬 만큼 충분히 높아지는 지점에서 중성자가 고밀도 쿼크 물질의 형태로 붕괴한다는 개념이다.

 역사 
쿼크별에 관한 분석은 1965년 소련의 물리학자 드미트리 이바넨코와 D. F. 쿠르드겔라이제에 의해 처음 제안되었다. 이들의 존재는 아직 확인되지 않았다.

쿼크 물질의 상태 방정식은 불확실하며, 중성자 축퇴 물질과 쿼크 물질 사이의 전이 지점 또한 불확실하다. 이론적 불확실성으로 인해 제1원리로부터 예측을 도출하는 데 한계가 있다. 실험적으로는 입자 가속기를 통해 쿼크 물질의 거동이 활발히 연구되고 있으나, 이는 생성 직후 즉시 붕괴하는 원자핵 크기의 매우 뜨거운(1012 K 이상) 쿼크-글루온 플라스마 덩어리만을 생성할 수 있을 뿐이다. 쿼크별 내부에서 발견될 법한 고밀도이면서 1012 K보다 훨씬 낮은 온도의 "차가운" 쿼크 물질을 직접 생성, 보관 또는 연구할 수 있는 방법은 현재 알려져 있지 않다. 이론은 이러한 조건에서 쿼크 물질이 몇 가지 기묘한 특성을 가질 것으로 예측한다.

 형성 
섬네일|upright=1.75|이종성 상태가 없는 중성자별 모델(빨간색)과 쿼크별(파란색)의 질량-반지름 관계F. Douchin, P. Haensel, A unified equation of state of dense matter and neutron star structure, "Astron. Astrophys." 380, 151 (2001).
중성자별을 구성하는 중성자 축퇴 물질이 항성 자체의 중력이나 항성을 생성하는 초기 초신성 폭발로 인해 충분한 압력을 받게 되면, 개별 중성자가 구성 성분인 쿼크(위 쿼크와 아래 쿼크)로 붕괴하여 쿼크 물질로 알려진 상태를 형성한다는 가설이 있다. 이 변환은 물리적 상황에 따라 중성자별의 중심부에 국한될 수도 있고, 별 전체를 변화시킬 수도 있다. 이러한 항성을 쿼크별이라고 한다.

 안정성 및 기묘 쿼크 물질 
위 쿼크와 아래 쿼크로 구성된 일반적인 쿼크 물질은 일반적인 원자 물질에 비해 매우 높은 페르미 에너지를 가지며 극한의 온도 및 압력 하에서만 안정적이다. 이는 안정적인 쿼크별은 쿼크 물질 핵을 가진 중성자별 형태일 뿐이며, 평범한 쿼크 물질로만 구성된 쿼크별은 매우 불안정하여 자발적으로 재배열될 것임을 시사한다.

낮은 온도와 압력에서 일반 쿼크 물질을 불안정하게 만드는 높은 페르미 에너지는 충분한 수의 위 쿼크와 아래 쿼크가 기묘 쿼크로 변환됨으로써 상당히 낮아질 수 있다는 것이 밝혀졌다. 기묘 쿼크는 상대적으로 매우 무거운 유형의 쿼크 입자이기 때문이다. 이러한 종류의 쿼크 물질은 구체적으로 기묘 쿼크 물질로 알려져 있으며, 이것이 실제로 성간 공간의 조건(즉, 외부 압력과 온도가 거의 0인 상태)에서도 안정할 수 있는지 여부는 현재 과학적 조사와 추측의 대상이다. 이것이 사실이라면(보드머-에드워드 위튼 가정으로 알려짐), 쿼크 물질로만 이루어진 쿼크별은 빠르게 기묘 쿼크 물질로 변환될 경우 안정될 수 있다. in 

 기묘 항성 

기묘 쿼크 물질로 만들어진 별은 기묘 항성으로 알려져 있다. 이들은 쿼크별의 뚜렷한 하위 유형을 형성한다.

이론적 연구에 따르면 쿼크별은 중성자별이나 강력한 초신성에서 생성될 뿐만 아니라, 대폭발 직후 초기 우주 상전이 과정에서도 만들어졌을 가능성이 있다. 만약 초기 우주의 이러한 원시 쿼크별들이 외부 온도와 압력 조건에 의해 불안정해지기 전에 기묘 쿼크 물질로 변환되었다면, 보드머-위튼 가정이 참일 경우 안정적으로 유지될 수 있다. 이러한 원시 기묘 항성들은 오늘날까지 살아남아 있을 수 있다.

 특성 
쿼크별은 일반적인 중성자별과 구분되는 몇 가지 특별한 특성을 가지고 있다. 매우 높은 밀도와 1012 K 미만의 온도를 가진 중성자별 내부의 물리적 조건 하에서, 쿼크 물질은 기묘한 특성을 나타낼 것으로 예측된다. 이는 페르미 액체처럼 행동하며 소위 색-맛 잠김(color-flavor-locked, CFL)이라 불리는 색초전도 상에 진입할 것으로 예상된다. 여기서 "색"은 전자기학의 두 가지 전하(양과 음) 대신 강한 상호작용에서 나타나는 6가지 "전하"를 의미한다. 밀도가 약간 낮은 밀집성의 표면에 가까운 층에서는 쿼크 물질이 비-CFL 쿼크 액체로 행동할 것인데, 이 상은 CFL보다 훨씬 더 미스터리하며 색전도성 및 아직 발견되지 않은 여러 추가 상을 포함할 수 있다. 이러한 극한 조건 중 어느 것도 현재 실험실에서 재현할 수 없으므로 직접적인 실험을 통해 이러한 상에 대해 추론할 수 있는 것은 없다.

 관측된 초고밀도 중성자별 
섬네일|찬드라 엑스선 천문대의 데이터를 기반으로 한 쿼크별 후보 RX J1856의 크기와 중성자별 및 쿼크별의 이론적 최소/최대 지름 모델 비교.
위에서 언급한 가정들에 따르면 특정 중성자별이 쿼크별일 확률은 낮으므로, 은하수에는 소수의 쿼크별 인구만이 존재할 것이다. 그러나 초고밀도 중성자별이 쿼크별로 변할 수 있다는 것이 사실이라면, 관측자들이 잘못된 유형의 별을 찾고 있었을 수 있으므로 쿼크별의 잠재적 숫자는 원래 생각했던 것보다 더 많아질 수 있다.

쿼크로의 구속 해제와 더 높은 밀도가 없는 중성자별은 자전 주기가 1밀리초보다 짧을 수 없다. 상상할 수 없는 중력을 가진 응축된 물체라도 그보다 빠른 자전의 원심력은 표면의 물질을 방출할 것이기 때문이다. 따라서 1밀리초 이하의 주기를 가진 펄사를 탐지하는 것은 쿼크별의 강력한 증거가 될 수 있다.

2002년 4월 10일 찬드라 엑스선 천문대가 발표한 관측 결과에 따르면, 이전에 중성자별로 생각되었던 RX J1856.5-3754와 3C 58이 두 개의 잠재적인 쿼크별 후보로 탐지되었다. 알려진 물리 법칙에 근거할 때, 전자는 예상보다 훨씬 작아 보였고 후자는 훨씬 차가워 보였는데, 이는 이들이 중성자 축퇴 물질보다 더 밀도가 높은 물질로 구성되어 있음을 시사한다. 그러나 이러한 관측은 결과가 결정적이지 않다는 연구자들의 회의론에 부딪혔으며, 2000년대 후반 이후 RX J1856이 쿼크별일 가능성은 배제되었다.

또 다른 별인 XTE J1739-285는Shiga, David; "Fastest spinning star may have exotic heart" , New Scientist, 2007 February 20 아이오와 대학교의 필립 카렛이 이끄는 팀에 의해 관측되었으며 가능한 쿼크별 후보로 보고되었다.

2006년 베이징 대학의 웨여우링(Yue You-Ling) 등은 PSR B0943+10이 사실 저질량 쿼크별일 수 있다고 제안했다.

2008년에는 초신성 SN 2006gy, SN 2005gj, SN 2005ap의 관측 결과 역시 쿼크별의 존재를 암시한다는 보고가 있었다.Chadha, Kulvinder Singh; "Second Supernovae Point to Quark Stars" , Astronomy Now Online, 2008 June 04 초신성 SN 1987A의 붕괴된 핵이 쿼크별일 수 있다는 제안도 제기되었다.Parsons, Paul; "Quark star may hold secret to early universe" , New Scientist, 2009 February 18

2015년 난징 대학의 다이지가오(Dai Zi-Gao) 등은 초신성 ASASSN-15lh가 갓 태어난 기묘 항성이라고 제안했다.

2022년에는 두 중성자별의 병합으로 형성되어 그 과정에서 중력파를 방출했을 가능성이 높은 GW190425가 쿼크별일 수 있다는 의견이 제시되었다.

 기타 가설상의 쿼크 형성물 

일반 쿼크 물질 및 기묘 쿼크 물질 외에도, 다른 유형의 쿼크-글루온 플라스마가 중성자별과 쿼크별 내부에서 발생하거나 형성될 수 있다는 가설이 있다. 여기에는 실험실에서 관찰되고 연구된 다음 항목들이 포함된다.

 1977년 로버트 자피(Robert L. Jaffe)는 기묘함을 가진 테트라쿼크(qs) 상태를 제안했다.
 1977년 로버트 자피는 위, 아래, 기묘 쿼크의 수가 동일한 6쿼크 상태인 H 디바이리온(uuddss 또는 udsuds로 표기)을 제안했다.
 무거운 쿼크를 포함한 결합된 다중 쿼크 시스템(QQ).
 1987년 맵시 반쿼크를 포함한 펜타쿼크 상태(qqqs)가 처음 제안되었다.
 반기묘 쿼크와 위 및 아래 쿼크로만 구성된 4개의 가벼운 쿼크를 가진 펜타쿼크 상태(qqqq).
 가벼운 펜타쿼크는 안티-데커플렛(antidecuplet) 내에 그룹화되며, 가장 가벼운 후보인 Θ+는 로버트 자피와 윌첵의 디쿼크 모델(양자 색역학)로도 설명될 수 있다.
 Θ++ 및 반입자 −−.
 가벼운 펜타쿼크 안티-데커플렛의 일원인 이중 기묘 펜타쿼크(ssdd).
 맵시 펜타쿼크 Θc(3100) (uudd) 상태가 H1 협력단에 의해 탐지되었다.
 테트라쿼크 입자는 중성자별 내부나 다른 극한 조건에서 형성될 수 있다. 2008년, 2013년, 2014년에 Z(4430) 테트라쿼크 입자가 발견되어 지구의 실험실에서 조사되었다./

 같이 보기 
























 각주 

 참고 문헌 및 추가 읽을거리 




 외부 링크 

 중성자별/쿼크별 내부 구조 (인쇄용 이미지)
Whitfield, John; "Quark star glimmers",  네이처, 2002 April 11
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Beck, Paul; "Wish Upon a Quark Star", Popular Science, June 2002

Krivoruchenko, M. I.; "Strange, quark, and metastable neutron stars" , JETP Letters, vol. 46, no. 1, 10 July 1987, pages 3–6 (page 6: Perhaps a 1,700-year-old quark star in SNR MSH 15–52)
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Nemiroff, Robert; Bonnell, Jerry; "RX J185635-375: Candidate Quark Star", Astronomy Picture of the Day, NASA Goddard Space Flight Center, 2002 April 14
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Cramer, John G.: "Quark Stars, Alternate View Column AV-114", Analog Science Fiction & Fact Magazine, November 2002

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