과학자들은 우주에서 가장 이상하고 희귀 한 물질을 포함하는 초 고밀도 물체 인 중성자 별의 크기와 내용에 대한 최고의 측정 값을 얻었습니다.
이 측정은 자연의 빌딩 블록 (양성자, 중성자 및 그 구성 요소 쿼크)이 중성자 별 내부에서 지구보다 밀도가 수십 배 더 큰 밀도로 압축됨에 따라 더 잘 이해 될 수 있습니다.
메릴랜드 주 그린벨트에있는 NASA의 고다드 우주 비행 센터 (Godard Space Flight Center)의 토드 스트로 마이어 박사 (Dr. Tod Strohmayer)와 애리조나 대학교 대학원생 아담 빌라 레알 레 (Adam Villarreal)는 오늘 뉴 올리언스에서 열린 웹 기반 기자 회견에서 이러한 결과를 발표했습니다. 미국 천문 학회의 고 에너지 천체 물리학 부서.
그들은 중성자 별의 반경에 대한 최선의 추정치는 11.5 킬로미터 (7 마일)이며, 프렌치 쿼터 (French Quarter) 주변 산책 거리는 플러스 또는 마이너스라고 말했다. 질량은 태양의 1.75 배인 것으로 보이며 일부 이론이 예측하는 것보다 훨씬 큽니다. NASA의 Rossi X-ray Timing Explorer로 측정하고 X-ray 데이터를 보관했습니다.
오랫동안 추구 된 질량-반경 관계는 중성자 별의 내부 밀도와 압력 관계, 이른바 상태 방정식을 정의합니다. 그리고 이것은 차례로 중성자 별 안에 어떤 종류의 물질이 존재할 수 있는지를 결정합니다. 내용은 물질과 에너지의 기본 특성과 핵 상호 작용의 강도를 설명하는 이론에 대한 중요한 테스트를 제공합니다.
Strohmayer는“중성자 별의 중심에있는 물건에 손을 대고 싶습니다. “하지만 그렇게 할 수 없기 때문에 이것이 다음으로 가장 좋은 것입니다. 중성자 별은 우주 실험실이며 압축 된 물질의 영향을 정도까지 볼 수있는 유일한 기회를 제공합니다.”
중성자 별은 태양보다 한 번 큰 별의 핵심 유물입니다. 내부에는 아마도 빅뱅의 순간에 존재했지만 지구상에서는 복제 될 수없는 세력이 존재합니다. 오늘 발표에서 중성자 별은 별자리 Volans에 위치한 EXO 0748-676이라는 이진 별 시스템의 일부이며, 약 3 만 광년 떨어진 플라잉 피쉬는 큰 뒤뜰 망원경으로 남쪽 하늘에서 볼 수 있습니다.
이 시스템에서,“정상”동반자 별의 가스는 중력에 의해 끌려 나오는 중성자 별 위로 떨어집니다. 이로 인해 중성자 표면에서 열핵 폭발이 일어납니다. 이러한 버스트는 종종 버스트 진동이라고하는 방출 된 X- 선 광의 깜박임을 통해 중성자 별의 스핀 속도를 나타냅니다. (이 과정의 예술가 개념에 대해서는 항목 1 – 6을 참조하십시오. 영화와 자세한 설명은 오른쪽의 파란색 열에 있습니다.)
과학자들은 45 헤르츠 버스트 발진 주파수를 감지했는데, 이는 초당 45 배의 중성자 스타 스핀 속도에 해당합니다. 이것은 중성자 별의 여유로운 속도이며 초당 300 회 이상 회전하는 경우가 많습니다.
과학자들은 다음으로 NASA Goddard의 Jean Cottam 박사가 이끄는 2002 년부터 유럽 우주국의 XMM-Newton 위성으로 EXO 0748-676 관측 값을 활용했습니다. Cottam의 팀은 심전도 라인과 유사한 고온 가스에서 방출되는 스펙트럼 라인을 감지했습니다. 이 라인에는 두 가지 기능이 있습니다. 먼저, 그들은 도플러 편이였습니다. 이것은 감지 된 에너지가 중성자 별을 중심으로 회전하는 평균의 빛을 의미하며, 우리에게서 멀어지고 우리를 향해 움직입니다. 둘째, 선이 중력 적으로 적색 편이되었다. 이것은 중력이 빛을 끌어 당겨서 약간의 에너지를 훔치려 고 지역을 탈출하려고 시도한 것을 의미합니다.
Strohmayer와 Villarreal은 45 헤르츠 주파수와 도플러 편이로 관측 된 선폭이 9.5와 15 킬로미터 사이의 중성자 별 반경과 일치하며 11.5 킬로미터에서 가장 잘 추정된다고 결정했습니다. 버스트 주파수, 도플러 이동 및 반경의 관계는 별 표면 주위에서 소용돌이 치는 가스의 속도가 별의 반경과 회전 속도에 달려 있다는 것입니다. 본질적으로, 더 빠른 회전은 더 넓은 스펙트럼 선 (국가 기병이 과속 차량을 감지하는 방법과 유사한 기술)에 해당합니다.
Cottam 팀의 중력 적색 편이 측정은 질량과 반경에 대한 지식이 없더라도 질량 반경 비율의 첫 번째 측정을 제공했습니다. 이는 적색 이동 정도 (중력 강도)가 중성자 별의 질량과 반경에 의존하기 때문입니다. 일부 과학자들은이 측정에 의문을 제기했는데, 감지 된 스펙트럼 선이 너무 좁아 보였기 때문입니다. 새로운 결과는 느리게 회전하는 별이 상대적으로 좁은 선을 쉽게 생성 할 수 있기 때문에 Cottam 팀의 스펙트럼 선 (및 질량-반 경비)에 대한 중력 적색 편이 해석을 강화합니다.
따라서 질량 반경 비율에 대해 더 확신하고 이제 반경을 알면 과학자들은 중성자 별의 질량을 계산할 수 있습니다. 값은 1.5와 2.3 태양 질량 사이였으며, 가장 추정치는 1.75 태양 질량이었다.
이 결과는 EXO 0748-676의 중성자 별에서 중요한 물질이 너무 꽉 채워져 거의 모든 양성자와 전자가 중성자로 압착되어 마찰없이 흐르는 액체 인 초유 체로 소용돌이 치는 이론을 뒷받침합니다. 그러나 쿼크가 소위 쿼크 스타 (quark star)라고 석방 될 정도로 문제는 너무 꽉 채워져 있지 않다.
Villareal은“우리의 결과는 실제로 중성자 별 상태 방정식을 짜기 시작했다”고 말했다. “매우 크거나 작은 별이 거의 배제 될 것으로 예상되는 상태 방정식처럼 보입니다. 아마도 더 흥미로운 것은 다른 중성자 별의 질량 반경 관계를 측정 할 수있는 관측 기술을 가지고 있다는 것입니다.”
Constellation X-ray Observatory라고 불리는 NASA 임무는 많은 중성자 별 시스템에 대해 그러한 측정을 할 수 있지만 훨씬 더 정밀하게 측정 할 수 있습니다.
원본 출처 : NASA 뉴스 릴리스
