구상 성단 47 Tucanae의 X 선 전체 시야. 이미지 크레디트 : NASA / CXC / Northwestern U./C. Heinke et al. 클릭하면 확대
새로운 찬드라 관측은 밀리 초 펄서라고 불리는 중성자 별이 왜 그렇게 빠르게 회전하는지에 대한 최고의 정보를 제공합니다. 부동산에서와 같이 핵심은 위치, 위치, 위치입니다.이 경우에는 별이 1 년에서 10 분도 안되는 구상 성단 47 Tucanae의 붐비는 곳입니다. 약 24 밀리 초 펄서가 있습니다. 이 큰 표본은 밀리 초 펄서의 기원에 대한 이론을 테스트하려는 천문학 자에게는 보난자이며 47 Tuc W와 같은 중요한 과도기적 물체를 찾을 가능성을 높입니다.
47 Tuc W는 다른 제품보다 더 많은 에너지를 공급하는 X- 레이를 생산하기 때문에 대중과 차별화됩니다. 이 이상 현상은 X- 선의 다른 원점, 즉 동반자 별에서 흘러 나오는 물질과 빛의 속도 근처에서 펄서에서 멀어지는 입자 사이의 충돌로 인한 충격파를 나타냅니다. 별의 궤도주기에 해당하는 광학 및 X- 레이 광의 규칙적인 변화는 이러한 해석을 뒷받침합니다.
MA 케임브리지에있는 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics의 천문학 자 팀은 47 Tuc W의 X-ray 시그니처와 빛의 가변성은 J1808로 알려진 X-ray 바이너리 소스에서 관찰 된 것과 거의 동일하다고 지적했다. 그들은 알려진 밀리 초 펄서와 알려진 X- 레이 바이너리 사이의 이러한 유사성이 이러한 유형의 객체들 사이에서 오랫동안 찾는 링크를 제공한다고 제안합니다.
이론적으로, 밀리 초 펄서 생산을위한 첫 번째 단계는 거대한 별이 초신성 일 때 중성자 별이 형성되는 것입니다. 중성자 별이 구상 성단에있는 경우, 성단 중심 주위에서 엉뚱한 춤을 추고, 나중에 다른 별과 교환 할 수있는 동반자 별을 선택합니다.
혼잡 한 댄스 플로어에서와 같이 구상 성단의 혼잡은 중성자 별이 동행자와 더 가까이 이동하거나 파트너를 교환하여 더 단단한 쌍을 만들 수 있습니다. 페어링이 충분히 가까워지면 중성자 별이 파트너로부터 물질을 끌어 당기기 시작합니다. 물질이 중성자 별에 떨어지면 X 선이 방출됩니다. X 선 이진 시스템이 형성되었고 중성자 별은 밀리 초 펄서가되는 데 중요한 두 번째 단계를 밟았습니다.
중성자 별에 떨어지는 물질은 어린이 회전 목마가 돌아올 때마다 밀어서 회전시킬 수있는 것과 같은 방식으로 천천히 회전합니다. 1 억 ~ 1 억년 동안 추진 한 후, 중성자 별은 몇 밀리 초마다 한 번씩 회전합니다. 마지막으로 중성자 별의 빠른 회전 또는 동반자의 진화로 인해 물질의 유입이 멈추고 X 선 방출이 감소하며 중성자 별이 방사성 밀리 초 펄서로 나타납니다.
47 Tuc W의 동반자 별 – 태양의 약 8 분의 1보다 큰 질량을 가진 보통 별은 펄서를 회전시키는 동반자보다는 새로운 파트너 일 가능성이 높습니다. 이전 파트너를 배출 한 거래소에서 상당히 최근에 인수 된 새로운 파트너는 이미 회전 한 펄서에 덤프를 시도하여 관측 된 충격파를 생성하고 있습니다. 대조적으로, X-ray 바이너리 J1808은 구형 클러스터에 있지 않으며 원래의 동반자와 관련이있을 가능성이 높으며, 이는 태양의 질량보다 5 % 미만인 갈색 왜성 크기로 고갈되었습니다.
대부분의 천문학 자들은 X 선 이진 시스템에서 중성자 별 속도가 증가하는 것을 관찰하고 거의 모든 무선 밀리 초 펄서가 이진 시스템에있는 것으로 관찰되기 때문에 밀리 초 펄서 생성을위한 이진 스핀 업 시나리오를 받아들입니다. 지금까지 두 번째 단계와 마지막 단계 사이의 전환 대상에 대해서는 알려진 바가 거의 없기 때문에 확실한 증거가 부족했습니다.
47 Tuc W가 뜨거운 이유입니다. 밀리 초 펄서와 X- 선 이진의 많은 속성을 밀리 초 펄서와 같은 여러 방식으로 동작하는 X- 레이 이진 인 J1808과 연결하여 이론을 뒷받침하는 강력한 증거를 제공합니다.
원본 출처 : 찬드라 엑스레이 천문대 </ a
