펄서 행성

Pulsar planet
행성을 가진 펄서라는 예술가의 개념
중성자별 주위의 원반에 대한 예술가의 개념
백색 왜성-펄서 쌍성 주위의 행성에 대한 예술가의 구상

펄서 행성은 펄서, 또는 빠르게 회전하는 중성자별 주위를 도는 것으로 발견되는 행성입니다.그러한 행성들이 처음으로 발견된 것은 1992년의 약 밀리초 펄서였으며, 발견된 최초의 외계 행성이었습니다.펄서는 매우 정확한 시계이고 작은 행성도 펄서 특성에 감지 가능한 변화를 일으킬 수 있습니다. 알려진 가장 작은 외계 행성은 펄서 행성입니다.

나사 외계 행성 기록 보관소에 의해 겨우 여섯 개가 등재되어 있을 정도로 그들은 매우 희귀합니다.특별한 과정만이 펄서 주위에서 행성 크기의 동반자를 만들어낼 수 있고, 많은 것들이 동반자 별의 부분적인 파괴를 통해 형성된 다이아몬드로 만들어진 행성과 같은 이국적인 물체로 생각됩니다.전자-양전자로 구성된 강한 복사와 바람은 그러한 행성으로부터 대기를 떼어내는 경향이 있고, 따라서 그들이 생명체의 거주지가 될 것 같지 않습니다.

형성

행성의 형성에는 난류가 없는 "데드 존"을 가진 원시 행성계 원반의 존재가 필요한 것으로 생각됩니다.그곳에서, 유성들은 [1]별에 떨어지지 않고 형성되고 축적될 수 있습니다.젊은 별들에 비해 중성자별은 훨씬 높은 광도를 가지고 있으며 따라서 중성자별의 [2]복사에 의한 원반의 이온화에 의해 데드존의 형성이 방해받고, 이로 인해 자기 회전 불안정성이 난류를 일으켜 [3]데드존을 파괴할 수 있습니다.따라서 행성을 [4]탄생시키기 위해서는 원반의 질량이 커야 합니다.

행성계를 발생시킬 수 있는 몇 가지[a] 과정이 있습니다.

  • "1세대" 행성은 별이 초신성이 되고 중성자별이 [6]되기 전에 별 주위를 돌았던 행성들입니다. 거대한 별들은 행성이 없는 경향이 있는데, 이는 매우 밝은 별 주변에서 행성을 발견하기 어렵기 때문일 수도 있지만, 또한 그러한 별들에서 나오는 방사선이 원시 행성계 원반을 파괴하기 때문일 수도 있습니다.항성으로부터 약 4 천문단위 거리에 있는 행성은 적색 거성/적색 초거성이 될 때 삼켜서 파괴될 위험이 있습니다.초신성이 일어나는 동안, 계는 질량의 약 절반을 잃고, 중성자별이 초신성이 생겼을 때 행성이 움직이고 있던 방향과 같은 방향으로 방출되지 않는 한, 행성들은 계로부터 분리될 가능성이 높습니다.알려진 펄서 행성계 중 이 [7]과정에서 형성된 것은 없을 것으로 보입니다.
  • 초신성 [6]폭발 후 중성자별에 다시 떨어진 물질에서 나온 "제2세대" 행성:이 물질은 이론적으로 원시 행성계 [7]원반과 비슷한 질량에 도달할 수 있지만, 행성이 형성되기에는 너무 빨리 소멸될 가능성이 있습니다.어린 중성자별 [8][9]주위에 행성이 있다는 알려진 예는 없습니다.
  • "3세대"[6] 행성들:동반성은 중성자별과의 상호작용을 통해 파괴되어 질량이 작은 원반을 형성합니다.중성자별은 동반성이 로슈엽을 넘쳐서 결국 파괴될 때까지 열을 가하는 에너지가 넘치는 복사를 방출할 수 있습니다.또 다른 메커니즘은 중력파의 방출인데, 중력파는 동반성(이 경우 종종 백색 왜성)이 [8]분해될 때까지 궤도를 축소시킵니다.세 번째 메커니즘에서 중성자별은 더 큰 별의 외피를 관통하여 중성자별 [11]주위에 원반을[10] 형성합니다.이러한 과정에서 형성된 원반은 폴백을 통해 형성된 원반보다 훨씬 더 질량이 크며 따라서 [8]행성을 형성할 수 있게 해줍니다.그들은 또한 행성의 필수적인 구성 요소인 무거운 원소를 포함하고 있고, 원반의 일부는 중성자별에 의해 강착되어 그 [12]과정에서 회전하게 됩니다.대신에, 밝은 백색 왜성은 더 거대한 것과의 상호작용에 의해 파괴되고, 밝은 백색 왜성은 행성을 생성하는 잔해 원반을 생성하고, 더 큰 백색 왜성은 [13]중성자별이 됩니다.
  • 동반성은 중성자별과의 상호작용 중에 파괴될 수도 있지만, "블랙 위도우"[14]라고 알려진 행성 크기의 [3]잔해를 남깁니다.
  • 마지막으로, 동반성이나 불량 행성에서 온 행성들이 중성자별에 [15]의해 포획되거나 중성자별이 [16]행성의 원래 주인별과 합쳐질 가능성이 있습니다.후자의 과정은 "공통의 외피"를 형성하게 되고, 결국 분해되어 행성이 [17]발달할 수 있는 원반을 형성하게 됩니다.

시사점

형성 시나리오는 행성의 구성에 영향을 미칩니다.초신성 잔해로 형성된 행성은 금속과 방사성[15] 동위원소가 풍부하고 많은 양의 [18]물을 포함하고 있을 가능성이 높습니다. 백색 왜성의 분해를 통해 형성된 행성은 탄소가[15] 풍부하고 많은 [19]양의 다이아몬드로 구성되어 있을 것입니다. 실제 백색 왜성의 조각은 극도로 [15]밀도가 높습니다.2022년 현재 중성자별 행성의 가장 일반적인 유형은 매우 낮은 질량의 백색 [20]왜성인 "다이아몬드 행성"입니다.중성자별 주변의 다른 물체로는 소행성, 혜성, 플래닛로이드 [21]등이 있을 수 있습니다.더 추측적인 시나리오는 보통의 물질 행성보다 중성자별에 훨씬 더 가깝게 발생할 수 있는 [22]이상한 물질로 구성된 행성으로, 잠재적으로 중력파를 방출할 수 있습니다.

행성은 중성자별의 자기장과 상호작용하여 소위 "알펜 날개"라고 불리는 날개 모양의 전류를 만들어낼 수 있는데, 이 전류는 행성에[23] 에너지를 주입하고 감지 가능한 전파 [24]방출을 만들어낼 수 있습니다.

관측가능성

펄서는 매우 정확한[4] 시계이고 펄서 타이밍은 매우 규칙적입니다.따라서 펄서 주위의 아주 작은 물체들, 즉 [1]큰 소행성 크기까지, 펄서가 그것들을 수용하는 타이밍의 변화로부터 감지하는 것이 가능합니다.타이밍은 지구와 태양계의 움직임, 펄서의 위치 추정치의 오차, 성간 매질을 가로지르는 복사의 이동 시간의 영향을 보정해야 합니다.펄서는 매우 규칙적인 [4]방식으로 시간이 지남에 따라 회전하고 느려집니다; 행성들은 펄서에 있는 중력 인력을 통해 이 패턴을 변화시키고,[25] 펄스에 도플러 이동을 일으킵니다.이 기술은 이론적으로 펄서 [26]행성 주변의 엑소문을 탐지하는 데에도 사용될 수 있습니다.그러나 펄서 행성의 가시성에는 한계가 있습니다. 펄서 글리치와 맥동 모드의 변화는 [27]행성의 존재를 모방할 수 있습니다.

1992년 데일 페렌과 알렉산데르 볼슈잔에 의해 발견된 최초의[b] 외계 행성은 PSR B1257+[30]12 주위의 펄서 행성들이었습니다.이 발견은 외계 행성이 [31]지구에서 감지될 수 있다는 것을 보여주었고, 외계 행성이 [4]드물지 않을 것이라는 예상으로 이어졌습니다.2016년 기준으로[32] 가장 질량이 작은 외계 행성(PSR B1257+12 A)은 0.02에 불과합니다.M)는 펄서 [33]행성입니다🜨.

하지만, 크기와 특정한 분광학적 특징들은 실제로 그러한 행성들을 시각화하는 [15]것을 매우 어렵게 만듭니다.행성을 이미지화하는 한 가지 잠재적인 방법은 별 앞에서 행성의 통과를 감지하는 것입니다: 펄서 행성의 경우, 펄서의 작은 크기 때문에 행성이 펄서 앞에서 통과할 확률은 매우 낮습니다.행성의 분광 분석은 펄서의 복잡한 스펙트럼에 의해 어렵게 됩니다.행성 자기장과 펄서 사이의 상호작용과 행성의 열 방출은 [34]행성에 대한 정보를 얻을 수 있는 더 많은 방법입니다.

발생

2022년 현재 [11]펄서 행성은 6개 정도만[c] 알려져 있으며, 이는 [d][38]중성자별 200개 당 행성계가 하나 이상 존재하지 않는다는 것을 의미합니다.대부분의 행성 형성 시나리오는 전구체가 다른 별보다 질량이 훨씬 큰 쌍성이어야 하며, 펄서를 생성한 초신성에서 계가 살아남아야 한다는 것을 요구합니다.이 두 조건은 거의 충족되지 않으며 따라서 펄서 행성의 형성은 드문 [3]과정입니다.또한 행성과 그 궤도는 엑스선, 감마선, 에너지 입자("펄서풍")[6]를 포함하여 펄서가 방출하는 에너지가 넘치는 방사선에서 살아남아야 합니다.이것은 X선 쌍성을 형성하는 동안 강착에 의해 회전한 밀리초 펄서에 특히 중요할 것입니다. 이러한 상황에서 방출되는 방사선은 [39]행성을 증발시킵니다.펄서는 행성이 형성되는 데 걸리는 시간보다 적은 몇 백만 년 동안만 볼 수 있기 때문에 행성을 관찰할 [40]수 있는 기회를 제한합니다.

알려진 펄서 행성의 발생률에 의하면,[e][43] 은하수에 천만 개나 될 수도 있습니다.알려진 모든 펄서 행성들은 대략 밀리초 단위의 [1]펄서들에서 발견되는데, 이것들은 동반자로부터 질량의 발생을 통해 분출된 오래된 펄서들입니다.2015년 현재 어린 펄서 [44]주위에는 알려진 행성이 없습니다. 이들은 밀리초 펄서보다 덜 규칙적이기 때문에 행성을 발견하는 것은 [34]더 어렵습니다.

예

잘 알려진 펄서 행성은 다음과 같습니다.

PSR B1257+12

처녀자리 방향으로 1300광년 떨어진 펄서 PSR B1257+12는 1992년 아레시보 [45]천문대에서 관측한 결과 행성이 있음이 확인되었습니다.이 시스템은 펄서의 질량이 태양질량 [46]1.4배라고 가정할 때, 지구질량이 0.02±0.002인 작은 행성 한 개와 지구질량의 4.3±0.2배와 3.9±0.2배인 두 개의 슈퍼지구로 구성되어 있습니다.이들은 동반성의 [8]파괴로 생성된 원시 행성계 [1]원반에서 형성되었을 가능성이 높습니다.컴퓨터 시뮬레이션은 그 시스템이 적어도 10억년[46] 동안 안정적이어야 하고 엑소문이 그 [47]시스템에서 살아남을 수 있다는 것을 보여주었습니다.이 계는 태양계 [4]내부와 유사한데, 이 행성들은 태양에서 수성과 비슷한 거리에서 펄사의 궤도를 돌고 있으며 표면 [48]온도도 비슷한 수준일 수 있습니다.이 시스템에 추가적인 시체가 있다는 보고는 태양열 [49]장애 때문일 수도 있습니다.

PSR J1719−1438

질량은 목성과 비슷하지만 반지름의 40% 미만인 악토니아 행성이[50] 펄서 PSR J1719-1438 [f][1]주위를 돌고 있습니다.이 행성은 아마도 펄서의[3] 복사로 인해 증발한 동반성의 잔해일 것이며 "다이아몬드 행성"[g][6]으로 묘사되어 왔습니다.

PSR B1620−26

질량 2.5±1 목성질량의[52] 쌍성계 행성은 구상성단 M4에 [4]있는 펄서와 백색[1] 왜성으로 이루어진 쌍성 PSR B1620-26 주위를 돌고 있습니다.이 행성은 펄서의 궤도에 포착되었을 수도 있는데, 이 과정은 구상 [15]성단의 꽉 들어찬 환경 안에서 일어날 가능성이 높으며, 약 126억 년 정도 되었을 수도 있으며, 이 행성은 알려진[h] 행성 [53]중 가장 오래된 행성입니다.그것의 존재는 행성들이 낮은 금속성 구상 [54]성단에서 형성될 수 있다는 것을 보여줄 수 있습니다.

PSR J2322−2650

PSR J2322-2650에는 목성질량 정도의 동반성이 있는 것으로 보입니다.펄서에서 나오는 복사선은 펄서를 약 2,300 K (2,030 °C)의 온도까지 가열시킬 수 있으며, 펄서 근처에서 관측되는 광원은 [55]행성일 수 있습니다.이 펄서는 많은 펄서보다 훨씬 덜 밝아서, 이 행성이 [56]오늘날까지 살아남게 된 이유를 설명할 수 있습니다.

알려진 펄서 행성

알려진 펄서 행성계의[35] 매개변수들
동반자
(별에서 순서대로) 		덩어리 반장축
(AU) 		공전주기
(일) 		편심 성향 반지름
PSR B0329+54b 1.97±0.19 M🜨 10.26±0.07 10140±11 0.236±0.011 — —
PSR B1257+12b 0.02±0.002 M🜨 0.19 25.262±0.003 0 — —
PSR B1257+12c 4.3±0.2 M🜨 0.36 66.5419±0.0001 0.0186±0.0002 — —
PSR B1257+12d 3.9±0.2 M🜨 0.46 98.2114±0.0002 — — —
PSR B1620-26b 2.5±1.0 MJ 23 — — — —
PSR J1719-1438b >1.2MJ — 0.090706293±0.0000002 <0.06 — —
PSR J2322-2650b 0.7949±0.0002 MJ — 0.322963997±0.0000006 <0.0017 — —

부스러기 디스크 및 전구체(precursor)

펄서 PSR B1937+21 및 PSR J0738-4042의 타이밍 변화는 펄서 주위에 소행성[i] 벨트의 존재를 반영할 수 있으며, 빠른 전파 [j]폭발 현상, 감마선 폭발 GRB 101225A[6] 및 기타 유형의 펄서 [60]변동성에 대한 설명으로 소행성/혜성과 중성자별 간의 충돌이 제안되었습니다.펄서 주위에는 알려진 파편 원반이 없지만, 마그네타 4U 0142+61과 1E 2259[k]+586이 이들을 [2]거느릴 것으로 제안되고 있습니다.

백색 왜성-펄서 쌍성 PSR J0348+0432는 미래에 [62]펄서 행성을 개발할 수 있는 시스템일 수도 있습니다.펄서 제밍가에 행성의 전조일지도 모르는 먼지 구름의 존재가 [63]제안되었습니다.

신용이 없는 후보자

1991년 [4]PSR B1829-10 주변에서 지구의 움직임에 의해 인공물로 밝혀진 행성이 발견된 것과 같이 펄서 행성이 후퇴하거나 [64]설득력이 없는 것으로 간주된 이전의 보고도 있었습니다.펄서 PSR B0329+54 주위의 행성의 존재는 1979년부터 논의되어 왔으며 2017년 [65]현재까지도 해결되지 않고 있습니다.PSR B1828-11은 [66]행성을 모방하지 않고 행성을 모방하는 자기권 활동을 보여주기 위해 결정적으로 확립되었으며, 펄서 제밍가 주변의 행성 후보는 나중에 타이밍 [63]노이즈에 기인했습니다.

거주가능성

참고 항목:중성자별계의 거주가능성

펄서는 일반 별과 매우 다른 복사를 방출하는데, 광학 또는 적외선 복사는 거의 없지만 펄서가 회전하면서 자기장에 의해 생성되는 많은 이온화[43] 복사와 전자-양전자 쌍이 있습니다.또한 중성자별이 탄생하기 전의 남은 열, 펄서의 극을 가열하는 열, 자체 복사 및 질량 강착 과정이 열복사와 [67]중성미자의 방출을 촉진합니다.전자-양전자 쌍과 엑스선은 행성 대기에 흡수되어 행성 대기를 가열시켜, [68]이들을 떼어낼 수 있는 강렬한 대기 탈출을 유도합니다.행성 자기장이 존재하면 전자-양전자 [69]쌍의 충격이 완화될 수 있습니다.

거주 가능성은 일반적으로 유입되는 복사량의 함수인 행성의 평형 온도에 의해 정의됩니다. 만약 외부 에너지가 거의 없는 행성도 지하 [71]생명체를 품고 있을 수 있지만 액체 물이 표면에[70] 존재할 수 있다면 행성은 "거주 가능"한 것으로 정의됩니다.중성자별은 작은 크기를 감안할 때 많은 양의 방사선을 방출하지 않습니다; 거주 가능 영역은 쉽게 항성에 너무 가까이 놓여 조석 효과가 [72]행성들을 파괴할 수 있습니다.또한 주어진 중성자별이 얼마나 많은 방사선을 방출하고 실제로 얼마나 많은 방사선이 가상의 행성 표면에 도달할 수 있는지는 종종 불분명합니다. 알려진 펄서 행성 중 PSR B1257+12 중 오직 이들 행성만이 생명체가[73] 살 수 있는 영역에 가까우며 2015년 현재 알려진 펄서 행성은 생명체가 [4][37]살 수 없을 것으로 보입니다.추가적인 열원은 펄서와[18] 가까운 [74]궤도를 가진 행성의 조석 가열을 발생시킨 초신성 동안 형성된 칼륨-40과 같은 방사성 동위원소일 수 있습니다.동반성과 같은 외부에서 발생하는 방사능 또한 에너지 [50]예산을 증가시킬 것입니다.

참고 항목

메모들

  1. ^ 초신성에서 살아남은 기존의 행성들은 "살라만데르" 시나리오로 알려져 있으며 신화에서는 도롱뇽이 불 속에서 살아남는 것으로 여겨집니다.항성의 잔해들로 형성된 행성들은 "멤노니데스" 시나리오들로 알려져 있습니다; 로마 시인 오비드에 따르면 멤노니데스는 전사 [5]멤노의 재들로 형성된 새들이었습니다.
  2. ^ 세페이자리 감마 Ab와 HD 114762 b의 발견은 당시로서는 불확실한 것으로 여겨졌으며, 이들은 최초로 발견된 외계 [28]행성이 아닌 것으로 여겨졌습니다.[29]
  3. ^ 2023년 3월[35] 25일 현재, NASA 외계 행성 아카이브에는 PSR이라는 이름의 천체용 행성 7개가 등재되어 있고, 외계 행성 백과사전에는 같은 [36]기준으로 24개의 행성이 등재되어 있습니다.
  4. ^ 비교를 위해, 알려진 모든 백색 왜성의 4분의 1에서 5분의 1이 [37]행성을 가지고 있다고 믿어집니다 - 다른 종류의 별의 시체.
  5. ^ 이에 비해 은하수는 약 1,000억에서 4,000억 개의 [41]별들을 가지고 있는데, 대부분이 [42]행성들을 포함하고 있는 것으로 생각됩니다.
  6. ^ PSR J1719-14(PSR J1719-14)라고도 함)에 따라 PSR J1719-14
  7. ^ 밀도-질량-반지름 특성은 [51]다이아몬드로 이루어져 있음을 암시합니다.
  8. ^ 대안적인 해석은 이 행성이 [17]5억년 정도로 젊을 수 있는 공통된 외피를 통해 형성되었다는 것입니다.
  9. ^ PSR B1937+21의 경우, 가장 질량이 큰 천체는 지구 질량의 1/[57]10000 미만일 것으로 추정됩니다.
  10. ^ 빠른 전파 폭발은 수 밀리 초 동안 지속되고 은하수 [58]밖에서 발생하는 전파의 폭발입니다.그 원인에 대한 하나의 이론은 펄서의 자기장 안에서 궤도를 도는 행성들이 폭발을 일으키는 교란을 일으킨다는 것입니다. 하지만 이 [59]과정에 대한 알려진 예는 없습니다.
  11. ^ 출처에 따르면 이름은 1E 2259[2]+286이지만 정확한 이름은 1E 2259+[61]586이라고 합니다.

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원천