X선 펄서

X-ray pulsar

X선 펄서 또는 강착력 펄서는 X선 강도에 엄격한 주기적 변화를 보이는 X선 소스인 천체입니다.X선 주기는 불과 1초에서 몇 분까지 다양합니다.

특성.

X선 펄서는 정상 항성과 함께 궤도에 있는 자화된 중성자별로 구성되어 있으며 쌍성계의 한 종류입니다.중성자별 표면의 자기장 세기는 일반적으로 약 10테슬라로8, 지구 표면에서 측정된 자기장의 세기(60μT)보다 1조 배 이상 강하다.

가스는 동반성으로부터 축적되어 중성자별의 자기장에 의해 자극으로 전달되어 지구의 두 오로라 구역과 비슷하지만 훨씬 더 뜨거운 두 개 이상의 국부적인 X선 핫 스팟을 생성합니다.이러한 핫스팟에서 유입 가스는 중성자별 표면에 충돌하기 전에 빛의 절반 속도에 도달할 수 있다.너무 많은 중력 위치 에너지가 유입되는 가스에 의해 방출되기 때문에, 약 1평방 킬로미터의 면적으로 추정되는 핫스팟은 [1]태양보다 1만 배 이상 밝을 수 있습니다.

수백만도의 온도가 생성되기 때문에 핫스팟은 대부분 X선을 방출합니다.중성자별이 회전할 때 자기축이 스핀축에 [1]대해 기울어져 있으면 핫스팟이 시야 안과 밖으로 이동하면서 X선의 펄스가 관찰된다.

가스 공급

X선 펄서를 공급하는 가스는 중성자별의 궤도 경로의 크기와 모양, 동반성의 성질에 따라 다양한 방법으로 중성자별에 도달할 수 있습니다.

X선 펄사의 일부 동반성은 매우 질량이 큰 젊은 별들로, 보통 OB 초거성(항성 분류 참조)으로 표면에서 방사선에 의한 항성풍을 방출한다.중성자별은 바람에 잠기고 근처로 흐르는 가스를 지속적으로 포착한다.Vela X-1이 이런 종류의 시스템의 한 예입니다.

다른 시스템에서는 중성자별이 동반자 주위를 매우 가깝게 공전하기 때문에 동반자 대기에서 물질을 자기 주변의 궤도로 끌어당길 수 있으며, 이는 로체 로브 오버플로로 알려진 물질 전달 과정이다.포착된 물질은 안쪽의 가스 부착 원반과 나선형을 형성하여 최종적으로 쌍성계 Cen X-3에서와 같이 중성자 별에 떨어진다.

다른 종류의 X선 펄서들의 경우, 동반성은 매우 빠르게 회전하는 Be 별이며 적도 주변에서 가스 원반을 방출하는 것으로 보입니다.이 동반자들이 있는 중성자별의 궤도는 보통 크고 매우 타원형입니다.중성자별이 Be 별 주위 원반을 통과하면 물질을 포착하여 일시적으로 X선 펄서가 됩니다.Be 별 주위의 별 원반은 알 수 없는 이유로 팽창하고 수축하기 때문에, 이것들은 간헐적으로만, 종종 관측 가능한 X선 맥동의 [2][3][4][5]몇 개월에서 몇 년 사이에 관측됩니다.

스핀 동작

전파 펄서(회전 펄서)와 X선 펄서는 매우 다른 스핀 거동을 나타내며 두 펄서 모두 회전하는 자화 중성자별의 현상으로 받아들여지지만 특징적인 펄스를 생성하는 메커니즘이 다릅니다.두 경우 모두 중성자별의 회전 주기는 펄스 주기와 동일하다.

주요 차이점은 전파 펄서는 밀리초에서 초의 주기를 가지며 모든 전파 펄서는 각운동량을 잃고 느려지고 있다는 것입니다.이와는 대조적으로 X선 펄사는 다양한 스핀 동작을 보입니다.일부 X선 펄서는 펄스 주기에 변화가 거의 없거나 불규칙한 스핀다운 [2]및 스핀업 동작을 보이는 반면, 지속적으로 더 빠르게 또는 더 느리게 회전하는 것으로 관찰된다.

이 차이에 대한 설명은 두 펄서 클래스의 물리적 특성에서 찾을 수 있습니다.전파 펄사의 99% 이상은 상대론적 입자와 자기 쌍극자 방사선의 형태로 회전 에너지를 방출하여 주변의 성운을 밝게 하는 단일 물체입니다.반대로, X선 펄사는 쌍성계의 일원으로 항성풍이나 강착 원반에서 물질이 축적됩니다.축적된 물질은 중성자별에 각운동량을 전달하여 종종 전파 펄사의 일반적인 스핀다운 속도보다 수백 배 빠른 속도로 스핀 속도를 증가시키거나 감소시킨다.정확히 왜 X선 펄사가 이처럼 다양한 스핀 동작을 보이는지는 아직 명확하게 밝혀지지 않았다.

관찰.

X선 펄서는 지구 저궤도에 있는 위성인 X선 망원경을 사용하여 관측되지만, 주로 X선 천문학의 초기 몇 년 동안 풍선이나 소리 나는 로켓으로 운반되는 검출기를 사용하여 관측되었다.최초로 발견된 X선 펄서는 1971년 우후루 X선 [1]위성을 탑재한 센타우루스 X-3이었다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c 엑스레이 우주를 탐험하고 있어, 필립.A. 찰스, 프레드릭 D.시워드, 케임브리지 대학 출판부, 1995, 7장.
  2. ^ a b Bildsten, L.; Chakrabarty, D.; Chu, J.; Finger, M. H.; Koh, D. T.; Nelson, R. W.; Prince, T. A.; Rubin, B. C.; Scott, D. M.; Vaughan, B.; Wilson, C. A.; Wilson, R. B. (1997). "Observations of Accreting Pulsars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 113 (2): 367–408. arXiv:astro-ph/9707125. Bibcode:1997ApJS..113..367B. doi:10.1086/313060. S2CID 706199.
  3. ^ Chandra, A. D.; Roy, J.; Agrawal, P. C.; Choudhury, M. (2020). "Study of recent outburst in the Be/X-ray binary RX J0209.6−7427 with AstroSat: a new ultraluminous X-ray pulsar in the Magellanic Bridge?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3): 2664–2672. arXiv:2004.04930. Bibcode:2020MNRAS.495.2664C. doi:10.1093/mnras/staa1041.
  4. ^ "Ultra-bright X-ray source awakens near a galaxy not so far away". Royal Astronomical Society. June 2020.
  5. ^ "Ultra-Bright Pulsar Awakens Next Door To The Milky Way After 26-Year Slumber". Alfredo Carpineti. June 2020.

외부 링크