펄서 킥

Pulsar kick

펄서 킥은 종종 중성자별이 원형별과 다른, 대개 상당히 큰 속도로 움직이게 하는 현상의 이름입니다.펄서 발차기의 원인은 알려지지 않았지만, 많은 천체물리학자들은 초신성이 폭발하는 방식의 비대칭성 때문일 것이라고 믿고 있다.만약 사실이라면, 이것은 초신성 메커니즘에 대한 정보를 제공하게 될 것이다.

관찰

오늘날 평균 펄서 킥의 범위는 200 ~ 500 km/s로 일반적으로 인정되고 있다.하지만, 어떤 맥동들은 훨씬 더 빠른 속도를 가지고 있다.예를 들어, 고속성 B1508+55는 초속 1100km의 속도와 은하 밖으로 유도하는 궤적을 가지고 있는 것으로 보고되었습니다.펄서 킥의 매우 설득력 있는 예는 기타 성운에서 볼 수 있는데, 이 성운에서는 펄서가 초신성 잔해 성운에 대해 움직이면서 발생하는 활 충격이 관측되어 800km/[1]s의 속도를 확인했습니다.

특히 관심사는 펄서 킥의 크기 또는 방향이 스핀 축, 자기 모멘트 또는 자기장 강도 등 펄서의 다른 특성과 상관관계가 있는지 여부입니다.현재까지 자기장 강도와 킥의 크기 사이에는 아무런 상관관계가 발견되지 않았다.그러나 스핀축과 킥 방향 사이의 상관관계가 관찰되었는지 여부에 대해서는 논란이 있다.오랫동안, 상관관계가 존재하지 않는다고 믿어왔다.벨라와 크랩 펄서에 대한 연구에서 펄서의 스핀 축과 일치하는 것으로 추정되는 제트가 관찰되었습니다.이러한 제트가 활 충격과 펄서의 직접 측정된 속도와 매우 밀접하게 정렬되기 때문에, 이것은 이러한 펄서가 회전 축에 맞춰진 킥을 가지고 있다는 강력한 증거로 여겨집니다.방사선의 편광을 이용해 펄서의 스핀축을 측정하는 것도 가능하며, 최근 24개의 펄서를 대상으로 한 연구에서 편광과 킥 방향 사이의 강한 상관관계가 밝혀졌다.그러나 편광 측정과 관련된 불확실성이 매우 커서 상관 연구가 까다롭기 때문에 이러한 연구는 항상 어려움을 겪어왔다.

킥 속도의 분포는 두 가지 방식으로 이루어질 수 있습니다.이러한 가능성에 대한 강력한 증거는 "중성자 별 유지 문제"에서 나온다.우리 은하에 있는 대부분의 구상 성단은 탈출 속도가 50km/s 미만이기 때문에 펄서가 탈출하는 데 어려움이 거의 없을 것입니다.실제로 킥 속도의 분포를 직접 측정하면 구상 성단에서 태어난 모든 펄서 중 1% 미만이 남아 있을 것으로 예상됩니다.그러나 실제로는 그렇지 않습니다.구형 클러스터에는 많은 펄서가 포함되어 있으며 일부는 1000을 넘습니다.킥 모멘텀의 일부를 바이너리 파트너에게 전송할 수 있다면 이 수치는 다소 개선될 수 있습니다.이 경우 아마도 6%가 살아남아야 하지만, 이것은 그 차이를 설명하기에 충분하지 않다.이것은 어떤 큰 펄스 세트는 거의 발차기를 받지 않는 반면 다른 펄스 세트는 매우 큰 발차기를 받는다는 것을 암시하는 것으로 보입니다.많은 속도 측정 체계에서 물체의 속도에 상한만 설정하기 때문에 이 쌍모달 분포를 직접 확인하기는 어려울 수 있습니다.만약 일부 맥동들이 매우 작은 발차기를 받는 것이 사실이라면, 이것은 우리에게 펄서 발차기의 메커니즘에 대한 통찰력을 줄 수 있을 것이다. 왜냐하면 완전한 설명은 이 가능성을 예측해야 하기 때문이다.

이론들

많은 유체역학 이론들이 제안되어 왔는데, 모두 대류나 슈퍼페로바 별의 기계적 불안정성을 이용하여 초신성의 비대칭을 설명하려고 시도하고 있다.아마도 가장 이해하기 쉬운 것은 "과도한 g-mode"일 것입니다.이 이론에서, 우리는 먼저 핵이 별에서 중심에서 약간 벗어난 한쪽으로 밀려난다고 가정합니다.이것은 별의 가까운 실리콘과 산소 껍질에서 압력을 증가시킨다.이러한 껍데기의 핵반응 속도는 압력에 매우 민감하게 의존하기 때문에 추가된 압력은 대량의 에너지 방출을 초래하고 노심은 반대로 밀려난다.그러면 반대쪽에서 더 큰 압력이 가해져 코어가 진동하기 시작합니다.무거운 별에서는 그러한 많은 모드가 과도할 수 있다는 것이 입증되었다. 즉, 시간이 지남에 따라 작은 섭동이 커진다.별이 폭발할 때, 중심핵은 어떤 방향으로 추가적인 운동량을 갖게 되는데, 우리는 이를 킥으로 관찰합니다.유체역학 모델은 쌍성의 동반성에 의해 쌍성의 외피를 훔쳐서 기계적 불안정성을 감소시키고 그에 따라 발생하는 발차기를 감소시키는 "디코토머스 킥 시나리오"를 통해 쌍모달 분포를 설명할 수 있다고 제안되었다.

중성미자 분포의 비대칭을 설명하기 위해 중성미자 상호작용의 패리티 위반에 의존하는 두 가지 주요 중성미자 구동 킥 시나리오가 있습니다.첫 번째는 자기장이 존재하면 중성미자가 핵에서 산란되는 방향이 어떤 방향으로 치우친다는 사실을 이용한다.강한 자기장 하에서 중성미자 방출이 일어난다면 평균 중성미자 표류가 어떤 식으로든 그 자기장과 일치할 것으로 예상할 수 있습니다. 따라서 폭발은 비대칭이 될 것입니다.이 이론의 가장 큰 문제는 이 이론이 충분한 비대칭을 가지기 위해서는 무거운 별에서 예상했던 것보다 훨씬 강한 10G의 장이15 필요하다는 것입니다.또 다른 중성미자 기반 이론은 중성미자 산란을 위한 단면이 주변 자기장의 강도에 약하게 의존한다는 사실을 이용한다.따라서 자기장 자체가 이방성일 경우 중성미자에 대해 본질적으로 불투명한 암점이 있을 수 있습니다.단, 이 방법에서는 10G의16 이방성이 필요하며, 이는 더욱 가능성이 낮다.

마지막 주요 제안은 전자기 로켓 시나리오로 알려져 있다.이 이론에서는 펄서의 자기 쌍극자가 펄서의 스핀 축에서 중심과 축을 벗어난다고 가정합니다.이는 위아래에서 볼 수 있는 쌍극자 진동 크기의 비대칭을 초래하며, 이는 곧 방사 방출의 비대칭을 의미한다.방사압은 펄서를 천천히 발사한다.이것은 산후 발차기이며 초신성 자체의 비대칭성과는 아무런 관련이 없습니다.또한 이 과정은 펄서의 스핀으로부터 에너지를 빼앗기 때문에 이론의 주요 관측적 제약사항은 은하 전체에서 펄서의 관측된 회전 속도입니다.이 이론의 주요 장점은 실제로 스핀킥 상관관계를 예측한다는 것입니다.그러나 이것이 킥 속도의 전체 범위를 설명하기에 충분한 에너지를 발생시킬 수 있는지에 대해서는 논란이 있다.

블랙홀 킥

일부 쌍성으로 이루어진 은하면 위의 먼 거리는 항성 블랙홀 나탈 킥의 결과입니다.블랙홀 나탈 킥의 속도 분포는 중성자별 킥 속도와 유사하다.블랙홀이 질량이 커서 중성자별보다 느린 속도를 받는 것과 같은 모멘타가 될 것이라고 예상했을 수도 있지만 그렇지 않은 [2][3]것 같다.

레퍼런스

  1. ^ Cordes, J. M.; Romani, R. W.; Lundgren, S. C. (1993). "The Guitar nebula: A bow shock from a slow-spin, high-velocity neutron star". Nature. 362 (6416): 133. Bibcode:1993Natur.362..133C. doi:10.1038/362133a0. S2CID 4341019.
  2. ^ Repetto, Serena; Davies, Melvyn B; Sigurdsson, Steinn (2012). "Investigating stellar-mass black hole kicks". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 425 (4): 2799. arXiv:1203.3077. Bibcode:2012MNRAS.425.2799R. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x. S2CID 119245969.
  3. ^ -Thomas Janka, H (2013). "Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (2): 1355–1361. arXiv:1306.0007. Bibcode:2013MNRAS.434.1355J. doi:10.1093/mnras/stt1106. S2CID 119281755.

참고 문헌

외부 링크