웅장한 일곱 (중성자 별)

The Magnificent Seven (neutron stars)

Magnificant Seven은 지구로부터 120파섹에서 500파섹 거리에 있는 고립된 젊은 냉각 중성자 별들의 비공식적인 이름이다.[1] 이러한 물체는 XDINS(X-ray Dim Isolated Neutron Stars) 또는 단순히 XINS라는 이름으로도 알려져 있다.[2]

역사

이 분류에 가장 먼저 적합한 것은 RX J1856.5-3754로, 1992년 월터 외 연구진이 발견했으며, 1996년 중성자 항성으로 확인되었다.[3] Magnificant Seven이라는 용어는 처음에 RX J1856.5-3754, RBS1556, RBS1223, RX J0806.4-4132, RX J0720.4-3125, RX J0420.0-5022 및 MS 0317.7-664747에 적용되었다.[4] 그러나 곧 MS 0317.7-6647은 사실 중성자 별이 아니라는 것이 밝혀졌다. 그 후 2001년에 이 분류에 적합한 새로운 물체가 발견되었다: 1RXS J214303.7+065419/RBS 1774.[5] 2001년 이후 새로운 좋은 후보가 나타나지 않고 있다. 7개의 모든 출처는 ROSAT 위성에 의해 발견되었다.

특성.

7개 모두 냉각으로 인해 부드러운 X선을 방출하는 중년(수십만년)의 고립된 중성자 별에 의해 상대적으로 가까운 것으로 인정된다. 냉각은 스펙트럼의 검은 체형에 의해 확인된다. 일반적인 온도는 약 50–100 전자볼트(57.5–115 킬로켈빈(전자 온도 참조))이며, 비교를 위해 태양의 코로나는 약 5 메가켈빈이다. 7개 중 최소 6개는 약 3초에서 12초의 범위에서 스핀 주기를 보여준다.

광선 곡선 형태는 quasisinusoidal이고 단피형이다. 그러나 RX J1308.6+2127은 이중 피복 광 곡선을 표시하며, RX J0420.0-5022에서는 펄스 프로파일의 왜도에 대한 약간의 증거가 있으며, 상승 속도가 느리고 하강 속도가 빠르다. 오히려 역직관적으로 RX J0720.4-3125와 RX J1308.6+2127의 스펙트럼은 펄스 최소에서 더 단단해진다.

RX J0720.4-3125 및 RX J1308.6+2127에 대해 일관성 있는 타이밍 솔루션이 최근에 입수되었다. 그 기간은 각각 초당 7 × 10−14 초와 10−13 초/초씩 변화하고 있다.[6][7] 파생 쌍극장은 2-3 × 1013 Gauss이고 스핀다운 연령은 2 ~ 150만 년이다.

오랫동안, 궤도 X선 망원경 XMM-Newton에 탑재된 EPIC 및 RGS 기구에 대한 교정 소스 중 RX J0720.4-3125가 포함될 정도로, Seven은 안정적인 소스로 간주되었다. 그러나 지속적인 감시를 통해 2001-2003년 사이에 그 근원이 눈에 띄는 변화를 겪었다는 것을 알 수 있었다. 특히 총유속이 다소 일정하게 유지되는 동안 흑체온도는 꾸준히 상승해 약 86에서 90eV 이상으로 올라갔다. 이는 펄스 프로파일의 변화와 함께 펄스 분율이 증가하였다.[further explanation needed] 최근에는 이런 추세가 역전된 것 같다. 2004년부터는 기온이 낮아졌고, 약 10년 정도의 기간을 두고 전체적인 진화가 순환적일 수 있다는 암시가 있다.[8]

Magnificant Seven은 일반적인 무선 펄스와는 다른 많은 성질을 가진 젊은 중성자 별의 많은 부류를 나타낸다. 연감마 리피터, 변칙적인 X선 펄서, 회전하는 라디오 과도현상, 초신성 잔해에 있는 중앙 콤팩트 물체 등 표준 전파 펄스와는 다른 젊은 고립 중성자 별의 다른 종류가 있다. 그들 중 일부는 위대한 7세와 관련이 있을 수 있다.[9]

7개 중 일부는 광학 장치가 매우 약하다. 가장 밝은 것(RX J1856-3754)의 경우 삼각 시차 및 적절한 움직임이 알려져 있다.[10] 출처까지의 거리는 약 161파섹이다. 유사한 데이터가 두 번째로 밝은 물체 RX J0720.4-3125에 대해 수집된다. 거리는 약 330파섹이다. 예상 속도는 각각 초당 약 280km(km/s), 115km/s이다.[1] 천문학자들은 이러한 데이터를 통해 별의 궤적을 재구성할 수 있으며 따라서 별의 탄생 지점을 식별할 수 있다. 다른 선원에 대한 거리 추정치는 Posselt 외 연구진에서 확인할 수 있다. (2007)[11]

인구 합성 연구[12] 결과, Magniful Seven은 거대 별에 의해 형성된 약 3천만~5천만 년의 나이대의 지역 별 그룹인 Gould Belt와 관련이 있는 것으로 나타났다. 중성자 별의 궤도 재구성은 이러한 결론을 확인했다. 태양 근처의 이 중성자 별들은 같은 연령의 라디오 펄서보다 많다. 이것은 Magnificant Seven과 같은 물체가 정상 전파 펄스보다 큰 은하 출산율을 가진 가장 전형적인 젊은 중성자 별들 중 하나일 수 있다는 것을 의미한다.

XMM-Newton의 관측을 통해 Magnificant Seven의 여러 스펙트럼에서 광범위한 흡수 특징을 검출할 수 있었다. 비록 그 기원은 아직 분명하지 않지만(2006년)[13] 별들의 강한 자기장이 형성되는 데 근본적인 역할을 한다는 것은 거의 확실하다. 흡수 기능은 표면장 강도에 대한 강력한 진단을 제공할 수 있다. 현재, 그것의 기원에 대한 두 가지 주요한 설명이 제안되었다: 양성자 사이클로트론 공명 또는 빛 원소의 원자 전환. 스핀다운 측정을 사용할 수 있는 두 선원에 대해, 자석극 제동을 가정하여 스핀다운에서 구한 B의 값은 라인 에너지에서 추정한 값과 합당한 일치한다.[further explanation needed] 일단 선의 성격이 정착되고 자기장의 독립적 측정이 가능해진다면(예: 스핀다운을 통한) 중력 적색변환 측정이 가능해져 항성 질량과 반지름 모두의 동시적 측정에 길을 터줄 것이다.

물리적 특성

소스, RX J 우측 상승 탈위임 스핀 주기, s 진폭/2 온도, eV 흡수
라인 에너지, eV		 나이 (백만년)
1856.5−3754 18h 56m 35.11s −37° 54′ 30.5″ 7.06 1.5% 60–62 아니요. 3.76
0720.4−3125 07h 20m 24.96s −31° 25′ 50.2″ 8.39 11% 85–87 270 1.90
1605.3+3249
(RBS 1556)		 16h 05m 18.52s +32° 49′ 18.1″ ??? – 93–96 450 ?
1308.6+2127
(RBS 1223)		 13h 08m 48.27s +21° 27′ 06.8″ 10.31 18% 102 300 1.46
2143.0+0654
(RBS 1774)		 21h 43m 03.30s +06° 54′ 17.0″ 9.44 4% 102–104 700 3.65
0806.4−4123 08h 06m 23.40s −41° 22′ 30.9″ 11.37 6% 92 460 3.24
0420.0–5022 04h 20m 01.95s −50° 22′ 48.1″ 3.45 13% 45 330 1.98

표에 대한 데이터는 부분적으로 Kaplan(2008)에서 가져왔고,[1] 일부는 R의 검토에서 가져갔다. Turolla(2009년)[14] 및 일부 다른 출처. 온도 추정치는 출판물마다 조금씩 다르다. 소스 RX J0720.4-3125는 온도와 펄스 분율에서 가변적이다.[8]

리서치

7개의 물체는 중성자 항성 대기 및 아마도 내부 구조를 연구하기에 가장 좋은 실험실인 것 같다. 중성자 별 천체물리학의 성배는 초핵 밀도에서 물질의 상태 방정식(EOS)의 결정이다. EOS를 구속하는 가장 직접적인 방법은 중성자 별 질량과 반지름을 동시에 측정하는 것이다. 중성자 별이 균일한 온도 에서 R 의 표면에서 흑체 방사선을 방출하는 경우 D 에서 수신된 플럭스는 다음과 같다.

따라서 거리 이(가) 알려져 있고 스펙트럼 분석에 의해 이(가) 결정될 수 있는 경우 이전 관계는 즉시 항성 반경을 산출한다. 현실은 다소 복잡하지만, 이러한 지나치게 단순화된 분석은 중성자 항성 반지름을 측정하기 위해 필요한 것, 즉 거리, 유동, 표면 온도 등의 본질을 포착한다. 그러므로 별의 열 방출 관찰은 매우 중요하다. 열을 발산하는 모든 중성자 별들 중에서 Magniful Seven만이 순전히 흑체 스펙트럼을 가지고 있다. 주변 성운이나 초신성 잔해로 인한 오염에 의해 손상되지 않은 그들의 깨끗한 열 방출은 이러한 원천들이 그러한 연구를 위한 이상적인 표적을 만들도록 한다.

많은 시도에도 불구하고, 이러한 출처에서 어떤 무선 방출도 감지되지 않았다. GBT 망원경을 사용한 최근의 심층 검색의 예비 결과는 콘드라티에프 등이 제시한다.[15] 매우 낮은 주파수에서 일부 신호가 검출됐다는 주장도 있지만 이 같은 결과는 그다지 확실하지 않아 확인이 필요하다.[16]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c 카플란 외 2008년
  2. ^ 포테킨, 데 루카 & 폰스 2015
  3. ^ 월터, 월크 & 노하우저 1996
  4. ^ 트레브스 외 2001년
  5. ^ 잠피에리 외 2001년
  6. ^ 카플란 & 반 케르키크 2005a
  7. ^ 카플란&반 케르키크 2005b
  8. ^ a b Hohle. 2009
  9. ^ 포포프 2006
  10. ^ 카플란, 판 케르키크 & 앤더슨 2002
  11. ^ 포셀트 외 2007년
  12. ^ 포포프 외 2003년
  13. ^ 하벨 2007
  14. ^ 투롤라 2009
  15. ^ 콘드라티에프 외 2008년
  16. ^ Malofeev, Malov & Telyk 2007

원천

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