Swift의 X-Ray 망원경은 은하단과 관련된 확산 X- 선 방출에 내장 된 GRB050509b의 이미지를 포착했습니다. 이미지 크레디트 : NASA. 클릭하면 확대됩니다.
20 억 년 전과 25 일 전에 천문 사회에서 유역이 예정된 사건이 먼 은하계에서 발생 했습니까? 단지 30 분의 1 초 동안 지속되는 감마선 폭발. 적절한 이름을 가진 스위프트 천문대는 BAT (Burst Alert Telescope) 기기로 감마를 '봤다'고 대략 어디에서 왔는지 알아 내고 X- 선과 UV 망원경을 돌렸다. 국제 GCN (GRB Coordinates Network)은 전 세계 (및 우주 밖) 관측소의 알림으로 불을 밝혔습니다. 나미비아, 카나리아, 미국 대륙, 칠레, 인도, 네덜란드 및 하와이에서 데이터가 수집되었습니다. 세계 최고의 광학 망원경, VLT, cks 스, 제미니, 스바루는 모두 행동에 뛰어 들었습니다. 전자기 스펙트럼은 매우 높은 에너지 감마에서 라디오까지 포함되었습니다.
그리고 무엇을 위해? 수십 개의 감마선에 약 12 개의 X 선이 있습니까? 천문학 자들은 10 년 이상 감마선 버스트 (GRB)가 두 가지 종류로 나왔다는 것을 알고있다. 그리고 "단단한?" GRB050509b는 단단했다. 약 30ms 동안 지속되었으며 감마 스펙트럼은 더 딱딱 했습니까? 감마보다 감마? X- 레이 잔광이 처음 발견 된 것은 이번이 처음입니다.
천문학 자들은 수년간“필요하게 잔광을 찾고있다”고했다. 감마선이 꺼진 후 GRB 부위에서 나오는 X 선, UV, 광학, IR 및 전파입니다. GRB보다 정확한 소스를 정확하게 찾을 수 있기 때문에 잔광을 찾는 것이 무엇인지 알아내는 첫 단계입니다.
GRB050509b 이전에, 천문학 자들은 길고 부드러운 GRB가 코어-붕괴 초신성 (collapsars)이라는 이론에 기대어있었습니다. 짧은 딱딱한 GRB에 관한 수십 개의 이론 논문이 발표되었지만, 3 가지 시나리오 만이 감마선 데이터에 적합한 것으로 보였습니까? 중성자 별과 다른 중성자 별 (또는 블랙홀)의 합병 (또는 충돌), 자력 (강자성 중성자 별의 별표 (starquake))으로부터의 거대한 플레어 또는 축소 테마의 변형.
GRB050509b에 관한 수백 편의 논문 중 첫 번째 논문이 출판을 위해 제출되었습니다. 28 명의 저자는“이제 소형 중성자 (2 개의 중성자 별 또는 중성자 별과 블랙홀)가 합병되는 동안 단단한 파열이 발생한다는 가설에 대한 관찰 지원이있다”고 결론 지었다.
연구원의 열쇠? 결론은 X 선 잔광의 '현지화'입니다.
스위프트의 X- 선 망원경은 감마와 같은 하늘 영역에서 나오는 X- 선을 감지했습니다. 명백한 X- 선 위치를 천문학 자와 연결하기 위해 약간의 수렴 후? 좌표계 (RA 및 12 월)에서 Swift XRT 팀은 잔광이 약 15 인치 (아크 초)의 원에서 왔으며 중심이 타원형 은하의 중심에서 약 10 인치 (현재 기억에 남는 이름 G1 임) 인 것으로 결정했습니다. ), 그 자체는 X- 선으로 목욕 한 은하단의 풍부한 무리의 일원입니다. 그들은 그것이 잔광이라는 것을 어떻게 알았습니까? 그것이 퇴색했기 때문에; 클러스터의 확산 X 선 광선은 그렇게하지 않습니다.
매우 신중하게 보았지만 다른 전자기 잔광은 감지되지 않았습니다.
이제 우리 28 명의 천문학 자들은 G1 교외가 별이 일어났던 곳인지 아니면 다른 곳인지를 알아 내야했습니다. 천문학 자로 말하면? 호스트는 무엇입니까?
현대 천문학은 통계를 많이 사용합니다. 그들이 우연히 발생하지 않도록하기 위해, 연구원들은 일반적으로 많은 예를 원합니다. 이 경우 논문의 저자가 할 수있는 유일한 통계는 계산? 짧은 하드 GRB (그러한 것이 별의 사건이라고 가정)는 얼마나 일어 날까? 우연히 부유 한 무리에서 타원 은하? 많은 다른? 어떻게? 질문이 있었다; 모든 경우에 대한 대답은“아마도 아닐까요?”입니다. 그러나 누구도 불운을 배제하지 않습니다.
연구원들은 이제 GRB가 G1에서 사라 졌다고 가정 할 때 관측 데이터가 이론적 기대에 얼마나 잘 부합 하는지를보기 위해 단단하고 GRB와 GRB 잔광의 다양한 이론 모델을 사용할 수 있습니다.
희소식 (# 1)은 잔광 데이터가 잘 일치한다는 것입니다. 단단하고 짧은 GRB는 긴 부드러운 것보다 훨씬 적은 (감마) 에너지를 방출합니다. (단단한 GRB의 잔광은 희미해야합니다. 감마 에너지는 지표입니다. 잔광에 전력을 공급하는 데 사용되는 에너지의). 더 나은 아직, 파편 파편이 부수는 것이 잔광이 얼마나 밝은지를 결정하기 때문에 희미한 GRB050509b 잔광은 당신이 원하는 것입니다. 그들은 불과 몇 백만 년 전에 태어난 가스-먼지 구름의 지저분한 잔해에서 발생하기 때문에).
두 번째 좋은 소식은 G1에서 최근의 별 형성 흔적을 찾을 수 없으므로 조상으로 축소판을 거의 배제한다는 것입니다. 왜? 콜라 프는 아주 어린 별이므로 죽기 전에 출생지에서 멀어 질 수 없기 때문입니다. 또한, 웜 피트 콜라 프사 초신성의 파편도 며칠 후에 볼 수 있었을 것이다.
자력으로 인한 거대한 플레어는 어떻습니까? 이것은 GRB050509b에 대해 강력하게 배제 할 수는 없지만 G1과 같은 은하계의 자력은 그다지 크지 않으며 GRB050509b는 지금까지 본 것 중 가장 강한 자기 플레어보다 천 배 밝았습니다.
그것은 중성자 별 이진 (또는 NS-BH 이진)의 합병을 남깁니다. 우리는 어디에서 병합 할 준비가 되었습니까? 그것들은 나선 은하 교외 또는 구상 성단에서 발견 될 수 있지만, G1과 같은 거대 타원형 은하가 대부분 어디에 있습니다.
그래서? s? 케이스가 닫혔습니까? 좀 빠지는. “다른 선구자 모델은 여전히 실행 가능하며 Swift 미션에서 신속하게 현지화 된 버스트가 의심 할 여지없이 선조 그림을 더 명확하게하는 데 도움이 될 것입니다.
GRB050509b가 훨씬 더 먼 은하계에서 별이 될 수 있을까? 어쩌면 X 선 잔광 근처 나 근처에있는 12 개 정도의 퍼지 블롭 (훨씬 먼 은하단, 그러한 확률 정렬이 매우 흔함)일까요? 아마도 이것은 GRB050509b에 대한 차후 논문에서 논의 될 것입니다.
원본 출처 : http://arxiv.org/abs/astro-ph/0505480
