XMM-Newton이 캡처 한 Pulsar RX J0720.4-3125 클릭하면 확대
EMM의 궤도 X 선 망원경 인 XMM- 뉴턴 우주 관측소는 통제 할 수없는 중성자 별을 찾았습니다. 물체의 전체 온도는 변하지 않고 단지 떨리며 지구의 관측자에게 흔들리는 상단과 같이 다른 영역을 천천히 표시합니다. 이러한 관측은 천문학 자들이 이러한 종류의 물체를 지배하는 내부 과정의 일부를 이해하는 데 도움이 될 것입니다.
국제 천체 물리학 자 그룹은 ESA의 XMM-Newton X-ray 천문대에서 얻은 데이터를 사용하여 회전하는 중성자 별 하나가 안정적인 회 전자 과학자가 기대하지 않는 것으로 나타났습니다. 이 X- 선 관측은 열 진화와 마지막으로 중성자 별의 내부 구조에 대한 새로운 통찰력을 제공 할 것을 약속합니다.
펄서라고도하는 회전 중성자 별은 일반적으로 매우 안정적인 회 전자로 알려져 있습니다. 라디오 나 X 선 파장에서 방출되는주기적인 신호 덕분에 매우 정확한 천문학적 '시계'역할을 할 수 있습니다.
과학자들은 지난 4 년 반 동안 RX J0720.4-3125라는 하나의 수수께끼 같은 물체의 온도가 계속 상승한다는 것을 발견했습니다. 그러나 최근의 관측에 따르면이 경향은 역전되어 온도는 점점 낮아지고 있습니다.
과학자들에 따르면이 효과는 실제 온도 변화 때문이 아니라 변화하는 시야 구조 때문입니다. RX J0720.4-3125는 아마도 '세척'일 것입니다. 즉, 천천히 떨 리므로 시간이 지남에 따라 관찰자들에게 표면의 다른 영역을 노출시킵니다.
중성자 별은 항성의 진화의 종점 중 하나입니다. 직경이 20-40km 인 구에 한정된 태양의 질량과 비교할 때, 밀도는 입방 센티미터 당 10 억 톤인 원자핵의 밀도보다 다소 높습니다. 초신성 폭발로 태어난 직후 그들의 온도는 섭씨 1 만도에 달하며 열 방출의 대부분은 전자기 스펙트럼의 X- 선 밴드에 떨어진다. 고립 된 젊은 중성자 별은 천천히 식으며 X- 레이에서 관측하기에는 너무 추워지기까지 백만 년이 걸립니다.
중성자 별은 지구보다 수조 배 강한 매우 강한 자기장을 갖는 것으로 알려져 있습니다. 자기장은 너무 강해서 항성 내부로부터 표면을 통한 열 수송에 영향을 주어 별 표면의 자극 주위에 열점이 발생합니다.
X- 선 스펙트럼을 지배하는 것은 더 뜨거운 극성 캡에서 방출됩니다. 별 표면으로부터의 열 방출을 직접 관찰 할 수있는 몇 개의 고립 된 중성자 별만이 알려져있다. 그중 하나는 RX J0720.4-3125이며, 약 8 초 반의 주기로 회전합니다. 독일 Garching의 Max-Planck-Institute of Exterrestririal Physics에 대한 Frank Haberl 박사는“냉각 시간이 길어지면서 2 년 동안 X- 선 스펙트럼이 변하는 것을 예상하지 못했습니다. 그룹.
“중성자 별의 지구 온도가 급격히 변할 가능성은 거의 없습니다. 우리는 다른 시간에 별 표면의 다른 영역을보고 있습니다. 이것은 핫 스폿이 가시선 안팎으로 움직일 때 중성자 별이 회전하는 동안 관찰되므로 총 방출 변화에 대한 기여도는 계속됩니다.”Haberl은 계속했다.
중성자 별이 세차 할 때 (스피닝 탑과 유사) 훨씬 더 긴 시간 척도에 유사한 효과가 관찰 될 수 있습니다. 이 경우 회전 축 자체가 원뿔 주위를 이동하여 수년에 걸쳐 시야 형상이 느리게 변경됩니다. 완전한 세차 운동은 완전한 구체에서 별의 약간의 변형에 의해 야기 될 수 있으며, 이는 매우 강한 자기장에서 기원을 가질 수있다.
2000 년 5 월 RX J0720.4-3125의 첫 번째 XMM-Newton 관찰 동안 관측 된 온도는 최소였으며 더 시원하고 더 큰 지점이 두드러지게 나타났습니다. 반면에, 4 년 후 (2004 년 5 월) 세차 운동은 관측 된 온도 상승을 일으킨 두 번째로 더 뜨겁고 작은 지점을 주로 보게되었다. 이것은 온도와 방출 영역의 관찰 된 변화와 반 상관성을 설명합니다.
그들의 작업에서 Haberl과 동료들은 RX J0720.4-3125에 대한 모델을 개발했으며, 지금까지 설명하기 어려운 많은 독특한 특성을 설명 할 수 있습니다. 이 모델에서, 온도의 장기적인 변화는 별이 약 7-8 년의 기간에 따라 전진 할 때 보여지는 두 개의 뜨거운 극지 캡의 다른 분율에 의해 생성됩니다.
이러한 모델이 작동하기 위해서는, 동일한 종류의 격리 된 중성자 별의 다른 구성원의 경우에 최근 제안 된 바와 같이, 두 방출 극 영역은 상이한 온도 및 크기를 가질 필요가있다.
팀에 따르면, RX J0720.4-3125는 아마도 항성 표면에서 직접 볼 수있는 X- 선 방출을 통해 중성자 별의 세차 운동을 연구하는 가장 좋은 사례 일 것입니다. 세차 운동은 중성자 별 내부를 조사하고 실험실에서 생산할 수없는 조건 하에서 물질의 상태에 대해 배울 수있는 강력한 도구 일 수 있습니다.
이 흥미로운 물체를 추가로 모니터링하기 위해 추가 XMM-Newton 관측이 계획되어 있습니다. Haberl은“우리는 열 진화,이 특정 별의 자기장 구조 및 일반적으로 중성자 별의 내부 구조에 대해 더 많이 배우고 자하는 이론적 모델링을 계속하고있다”고 결론을 내렸다.
원본 출처 : ESA Portal
