제밍가

Geminga
제밍가
Geminga by Chandra and Spitzer.jpg
찬드라, 스피처에게 보이는 제밍가
신용 : X선 : NASA / CXC / PSU / B. Poselt et al, 적외선 : NASA / JPL - Caltech
관찰 데이터
에폭J2000.0에쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 쌍둥이자리
적경 06h 33m 54.15s
적위 +17° 46′ 12.9″
겉보기 등급(V) 25.5
특성.
진화 단계 펄서
아스트로메트리
거리815년식
(250 (+120 - 62)[1]pc)
세부 사항
나이342,000년
기타 명칭
SN 437, PSR B0633+17, PSR J0633+1746
데이터베이스 참조
심바디데이터.

쌍둥이자리 /ɡəɪmŋŋ/는 쌍둥이자리의 태양으로부터 약 250파섹[1](약 800광년) 떨어진 중성자 별인 것으로 생각되는 감마선 및 X선 펄서 선원이다.

발견자 조반니 비그나미가 이 이름을 붙인 것은 제미니 감마선원을 축소한 것과 [2]롬바르드어의 밀라노 방언으로 "그것은 거기에 없다"는 뜻의 ghé minga ([ɡmmĩ]a]로 발음됨)를 번역한 것이다.

펄서

왼쪽: 게밍가, IC 443 그리고 게 성운.오른쪽: 밝은 광원을 제거한 후 페르미가 본 펄서 제밍가 주변의 광배

제밍가의 본질은 나사의 제2소천문위성(SAS-2)에 의해 발견된 이후 20년 동안 알려지지 않았다.마침내 1991년 3월, ROSAT 위성은 소프트 X선 방출에서 0.237초의 주기성을 감지했다.따라서, 제밍가는 약 30만년 전에 [3]초신성으로 폭발한 거대한 별의 붕괴핵인 중성자별의 일종이라고 추정됩니다.

한때는 이 근처의 폭발이 태양계 바로 근처에 있는 성간 매질의 밀도가 낮은 원인이라고 생각되었다.이 저밀도 영역을 국소 [4]버블이라고 합니다.이에 대한 가능한 증거로는 아레시보 천문대의 발견이 있는데, 국소적인 극미량 운석 [5]입자가 그 방향에서 비롯된 것으로 보인다.그러나 최근에는 플레이아데스 이동군의 하위 그룹 B1에 있는 다중 초신성이 남아 있는 슈퍼헬이 [6][7]될 가능성이 더 높다는 주장이 제기되었다.

NASA의 페르미 감마선 우주 망원경의 데이터를 사용하여 2019년의 한 연구에서 제밍가 주변에서 큰 감마선 후광을 발견했다.가속된 전자와 양전자가 근처의 별빛과 충돌합니다.충돌은 빛을 훨씬 더 높은 에너지로 증가시킨다.제밍가만 해도 AMS-02 실험에서 볼 수 있는 고에너지 양전자의 20%를 차지할 수 있다.고고도 물 체렌코프 감마선 관측소의 데이터를 사용한 이전 연구에서는 더 높은 [8][9]에너지에서 게밍가 주변의 작은 감마선 후광만을 발견했다.

검출과 식별

은하 감마선 하늘에 있는 제밍가의 위치.크레딧:NASA/DOE/국제 LAT팀

Geminga는 미확인 감마선 선원의 첫 번째 예로서, 다른 파장에서 알려진 물체와 연관될 수 없는 선원이었다.이것은 처음에 확산 은하 방출의 예상 배경에 대한 감마선의 유의한 초과로 SAS-2 위성(Fichtel 등 1975년)에 의해 검출되었고, 그 후 COS-B 위성에 의해 검출되었다.SAS-2 그룹은 검출된 감마선의 제한된 수(4개월 동안 121회)로 인해 맥동이 통계적으로 강제적이지 않다는 결론을 내렸지만, 약 59초의 주기로 감마선 신호의 맥동을 보고했다.계측기의 제한된 각도 분해능(100MeV에서 약 2.5°)과 검출된 감마선 수 때문에 선원의 정확한 위치는 불확실했고, 상대적으로 큰 "오류 영역" 안에 있어야만 했다.발견 당시 이 지역 내에는 네 개의 약한 전파원이 있었으며, 두 개의 초신성 잔해가 주변에 있었으며, 우리 은하로 알려진 위성 은하가 근처에 있었다.이러한 알려진 선원 중 어떤 것도 감마선 선원에 대한 설득력 있는 연관성이 없었고, SAS-2 팀은 발견되지 않은 무선 펄스(radio-pulsar)가 [10]가장 유력한 전조라고 제안했다.

상당한 관측 시간을 투자했음에도 불구하고, COS-B 시대 내내 선원은 확인되지 않았다. 그러나 그들의 데이터는 주장했던 59s 맥동을 배제했다.이 기간 동안 그 선원에 대한 많은 주장들이 제기되었지만, 그 본질은 아인슈타인 X선 위성인 1E 0630+[2]178에 의해 후보 선원이 확인되기 전까지 미스터리로 남아있었다.X선 선원의 특징은 광학적 광도에 대한 큰 X선, 민감한 VLA 기기에 의해 감지된 전파 방출, 아인슈타인 이미저에서의 점 같은 방출, 그리고 은하 내에 있는 추정 거리 약 100 pc 등이었다.감마선과 X선 선원 간의 연관성은 ROSAT X선 이미저가 237ms [11]맥동을 검출할 때까지 결정적으로 이루어지지 않았다. 이 맥동은 EGRET 기기에 의한[12] 감마선과 COS-B [13][14]및 SAS-2 데이터에서도 소급적으로 관찰되었다.따라서 Geminga는 전파 저소음 펄서의 첫 번째 예이며 감마선 방출을 다른 파장에서 알려진 물체와 연관짓기 어렵다는 것을 보여주는 역할을 했다. 주기성이나 변동성과 같은 감마선 선원의 일부 특성은 다른 파장의 후보 물질에서 순서대로 식별되어야 한다.그들의 정체성을 연결짓기 위해서요

마지막으로, 이 원칙은 이전에 조사되지 않은 100 MHz [15]이하의 주파수에서 237 ms 주기성의 무선 방출이 발견되었을 때 적용되었습니다.

고유 운동

제밍가의 고유 운동은 (250 pc 거리에서) 초당 [1]205km의 예상 속도에 해당하는 178.2 ms/year이다.이 속도는 별치고는 매우 빠르며, 바너드의 별에 필적합니다.

타이밍 측정

Geminga는 1996년 후반에 6.2 [16]× 10의−10 주파수의 부분적인 변화로 작은 결함을 겪었다.

1998년 글리치 전후의 연구는 5.1년 [17]궤도에 질량이 작은 행성이 존재하기 때문에 타이밍이 반사운동에 의해 영향을 받는다는 것을 시사했다. 그러나 이것은 나중에 진정한 궤도 [16]효과가 아니라 제밍가로부터의 펄스 시간에 영향을 미치는 소음의 인공물임이 밝혀졌다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c Faherty, J.; Walter, F. M.; Anderson, J. (2007). "The trigonometric parallax of the neutron star Geminga". Astrophysics and Space Science. 308 (1–4): 225–230. Bibcode:2007Ap&SS.308..225F. doi:10.1007/s10509-007-9368-0. S2CID 122256682.
  2. ^ a b Bignami, G. F.; et al. (September 1983). "An identification for 'Geminga' (2CG 195+04) 1E 0630+178 - A unique object in the error box of the high-energy gamma-ray source". Astrophysical Journal. 272: L9–L13. Bibcode:1983ApJ...272L...9B. doi:10.1086/184107.
  3. ^ "Geminga". Internet Encyclopedia of Science.
  4. ^ Gehrels, N.; Chen, W. (1993). "The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble". Nature. 361 (6414): 706. Bibcode:1993Natur.361..706G. doi:10.1038/361706a0. S2CID 4338940.
  5. ^ "The Sun's Exotic Neighborhood". Centauri Dreams. 28 February 2008.
  6. ^ Berghoefer, T. W.; Breitschwerdt, D. (2002). "The origin of the young stellar population in the solar neighborhood - a link to the formation of the Local Bubble?". Astronomy and Astrophysics. 390 (1): 299–306. arXiv:astro-ph/0205128v2. Bibcode:2002A&A...390..299B. doi:10.1051/0004-6361:20020627. S2CID 6002327.
  7. ^ Gabel, J. R.; Bruhweiler, F. C. (8 January 1998). "Model of an Expanding Supershell Structure in the LISM". American Astronomical Society. 51.09. Archived from the original on 15 March 2014. Retrieved 14 March 2014.
  8. ^ Garner, Rob (2019-12-19). "Fermi Links Nearby Pulsar's Gamma-ray 'Halo' to Antimatter Puzzle". NASA. Retrieved 2020-01-26.
  9. ^ Di Mauro, Mattia; Manconi, Silvia; Donato, Fiorenza (December 2019). "Detection of a γ-ray halo around Geminga with the Fermi-LAT data and implications for the positron flux". Physical Review D. 100 (12): 123015. arXiv:1903.05647. Bibcode:2019PhRvD.100l3015D. doi:10.1103/PhysRevD.100.123015. ISSN 1550-7998. S2CID 119218479.
  10. ^ Thompson, D. J.; et al. (April 1977). "Final SAS-2 gamma-ray results on sources in the galactic anticenter region". Astrophysical Journal. 213: 252–262. Bibcode:1977ApJ...213..252T. doi:10.1086/155152. hdl:2060/19760025006.
  11. ^ Halpern, J. P.; Holt, S. S. (May 1992). "Discovery of soft X-ray pulsations from the gamma-ray source Geminga". Nature. 357 (6375): 222–224. Bibcode:1992Natur.357..222H. doi:10.1038/357222a0. S2CID 4281635.
  12. ^ Bertsch, D. L.; et al. (May 1992). "Pulsed high-energy gamma-radiation from Geminga (1E0630 + 178)". Nature. 357 (6376): 306–307. Bibcode:1992Natur.357..306B. doi:10.1038/357306a0. S2CID 4304133.
  13. ^ Bignami, G. F.; Caraveo, P. A. (May 1992). "Geminga - New Period Old Gamma-Rays". Nature. 357 (6376): 287. Bibcode:1992Natur.357..287B. doi:10.1038/357287a0. S2CID 36168064.
  14. ^ Mattox, J. R.; et al. (December 1992). "SAS 2 observation of pulsed high-energy gamma radiation from Geminga". Astrophysical Journal. 401: L23–L26. Bibcode:1992ApJ...401L..23M. doi:10.1086/186661.
  15. ^ Gil, J. A.; Khechinashvili, D. G.; Melikidze, G. I. (1998). "Why is the Geminga pulsar radio quiet at frequencies higher than about 100 MHz?". ASP Conference Series. 138: 119. Bibcode:1998ASPC..138..119G.
  16. ^ a b Jackson, M. S.; Halpern, J. P.; Gotthelf, E. V.; Mattox, J. R. (2002). "A High-Energy Study of the Geminga Pulsar". The Astrophysical Journal. 578 (2): 935–942. arXiv:astro-ph/0207001. Bibcode:2002ApJ...578..935J. doi:10.1086/342662. S2CID 119067655.
  17. ^ Mattox, J. R.; Halpern, J. P.; Caraveo, P. A. (1998). "Timing the Geminga Pulsar with Gamma-Ray Observations". The Astrophysical Journal. 493 (2): 891–897. Bibcode:1998ApJ...493..891M. doi:10.1086/305144.

외부 링크