거대한 별이 수명주기 끝에 도달하면 거대한 초신성으로 폭발하여 대부분의 물질을 쫓아냅니다. 남은 것은 빠르게 회전하고 전자기 방사선을 방출하는 초 고밀도, 고 자성 중성자 인 "밀리 스코 인드 펄서"입니다. 결국이 별들은 회전 에너지를 잃고 속도가 느려지기 시작하지만 동반자의 도움으로 다시 속도를 낼 수 있습니다.
최근의 한 연구에 따르면, 국제 과학자 팀은 이웃 안드로메다 은하 (XB091D)에 위치한 초 저속 펄서를 관찰 할 때이 희귀 사건을 목격했습니다. 연구 결과에 따르면이 펄서는 지난 백만 년 동안 속도가 빨라졌으며, 이는 이후 빠른 회전 속도를 복원 한 동반자를 사로 잡은 결과 일 가능성이 높습니다.
일반적으로 펄서가 일반 별과 쌍을 이룰 때 펄서와 흰색 왜성으로 구성된 이진 시스템이 만들어집니다. 이것은 펄서가 별의 바깥 층을 당겨 흰색 왜성으로 변한 후에 발생합니다. 이 외층의 물질은 펄서 주변에 디스크를 형성하여 X- 선 스펙트럼에서 밝게 빛나고 온도가 수백만도에이를 수있는 "핫스팟"을 만듭니다.
이 팀은 Lomonosov Moscow State University (MSU)의 Sternberg Astronomical Institute의 Ivan Zolotukhin이 이끌 었으며 툴루즈 대학, 국립 천체 물리학 연구소 (INAF) 및 Smithsonian 천체 물리 관측소의 천문학자를 포함했습니다. 연구 결과는 천체 물리 저널 제목 "Extragalactic Globular Cluster에서 가장 느린 회전 X-Ray Pulsar".
논문에서 언급 한 바와 같이,이 펄서의 탐지는 2000-2013 년 XMM-Newton 우주 관측소에서 수집 한 데이터 덕분에 가능했습니다. 현재 XMM-Newton은 Lomosov MSU의 천문학 자들이 공개 온라인 데이터베이스로 결합한 약 500 억 개의 X-ray 광자에 대한 정보를 수집했습니다.
이 데이터베이스를 통해 천문학자는 이전에 발견 된 많은 물체를 자세히 살펴볼 수 있습니다. 여기에는 안드로메다 은하에서 가장 오래된 구형 성단 중 하나에 위치한 초 단위의 펄서 인 XB091D ( "두 번째 펄서")가 포함됩니다. 그러나 XB091D를 특성화 할 수있는 X 선 사진을 찾는 것은 쉬운 일이 아닙니다. Ivan Zolotukhin이 MSU 보도 자료에서 설명했듯이 :
“XMM-Newton의 검출기는 5 초마다이 펄서에서 하나의 광자를 감지합니다. 따라서 광범위한 XMM-Newton 데이터 중 펄서 검색을 건초 더미의 바늘 검색과 비교할 수 있습니다. 실제로이 발견을 위해 주기적 신호를 검색하고 추출 할 수있는 완전히 새로운 수학적 도구를 만들어야했습니다. 이론적으로이 방법은 천문학 외부의 응용 프로그램을 포함하여 많은 응용 분야가 있습니다.”
총 38 개의 XMM-Newton 관측에 기초하여,이 펄서 (당시 우리 은하계를 넘어서 유일하게 알려진 펄서)는이 펄서가 "회춘"의 초기 단계에 있다고 결론지었습니다. 요컨대, 펄서가 백만 년 전에 가속되기 시작한 것으로 나타났습니다. 이 결론은 XB091D가 현재까지 발견 된 가장 느린 회전 구상 클러스터 펄서라는 사실에 근거한 것입니다.
중성자 별은 1.2 초만에 1 회전을 완료하는데, 이는 이전 기록 보유자보다 10 배 이상 느립니다. 그들이 관찰 한 데이터를 통해 XB091D 주변 환경을 특성화 할 수도있었습니다. 예를 들어, 그들은 펄서와 이진 쌍이 약 250 만 광년 떨어져있는 안드로메다 은하에서 매우 조밀 한 구형 클러스터 (B091D)에 위치하고 있음을 발견했습니다.
이 성단은 120 억년 된 것으로 추정되며 수백만의 희미한 별이 포함되어 있습니다. 한편 동반자는 0.8 태양 질량 별이며 이진 시스템 자체의 회전주기는 30.5 시간입니다. 그리고 약 50,000 년 후에, 펄서는 밀리 초 단위로 측정 된 회전주기, 즉 밀리 초 펄서가 다시 한번 충분히 가속 될 것으로 추정합니다.
흥미롭게도이 광대 한 초 고밀도 스타 내 XB910D의 위치는 약 1 백만 년 전 동료를 사로 잡고 처음부터“회춘”과정을 시작하게 해준 것입니다. Zolotukhin은 다음과 같이 설명했습니다.
“우리 은하에서, 알려진 느린 구상 성단에서는 그 느린 X- 선 펄서가 관찰되지 않는다. 왜냐하면 그들의 핵은 크지 않고 밀도가 높기 때문에 가까운 이진 별을 충분히 높은 속도로 형성 할 수 없기 때문이다. 이는 XB091D에 별이 매우 밀집된 B091D 클러스터 코어가 일반 클러스터보다 훨씬 크다는 것을 나타냅니다. 그래서 우리는 한때 안드로메다 은하가 삼 키던 작은 은하의 조밀 한 잔해를 가진 크고 희귀 한 물체를 다루고 있습니다. 여기에서 약 2.5 광년 인이 지역의 별 밀도는 태양 근처보다 약 천만 배 더 높습니다.”
이 연구와 연구팀이이를 발견하기 위해 개발 한 수학적 도구 덕분에 천문학 자들은 앞으로 발견 된 많은 물체들을 다시 방문 할 수있을 것입니다. 이 방대한 데이터 세트에는 드문 천문 사건의 예가 많으며 목격되고 올바르게 특성화되기를 기다리고 있습니다.
더 읽을 거리 : The Astrophysical Journal, 로모 노 소프 모스크바 주립대 학교
