우리 은하의 중심은 허블 우주 망원경조차도 그것을 통과 할 수 없을 정도로 두꺼운 먼지를 가리는“벽돌 벽”뒤에 숨겨져 있습니다. 천문학 자 실라스 레이콕 (Silas Laycock)과 조쉬 그린 레이 (Josh Grindlay) (하버드-스미소니언 천체 물리학 센터)와 동료들은이 베일을 들어 올려 별들로 가득한 아름다운 조망을 공개했다. 또한, X-ray 방출 원과 관련된 특정 별에 대한 사냥은 이러한 X-ray 공급원의 특성에 대한 두 가지 옵션 중 하나를 배제했습니다. 가장 큰 별과 관련이없는 것 같습니다. 그들의 깊은 적외선 이미지. 이것은 X-ray 소스가 블랙홀이나 중성자 별이 아닌 백색 왜성이며, 소량 이진 동반자 별의 문제를 지적합니다.
그들의 연구는 오늘 캘리포니아 주 샌디에고에서 열린 205 번째 미국 천문 학회 기자 회견에서 발표되고 있습니다.
Laycock과 Grindlay는 은하계를 들여다보기 위해 칠레에서 6.5 미터 직경의 Magellan Telescope의 고유 한 기능을 사용했습니다. 먼지를보다 쉽게 투과시키는 적외선을 수집함으로써 천문학 자들은 숨겨져 있던 수천 개의 별을 감지 할 수있었습니다. 그들의 목표는 궤도를 도는 별을 식별하고 X 선 방출 백색 왜성, 중성자 별 또는 블랙홀을 먹이는 것이었다.
찬드라 (Chandra)는 이전에 우리 은하 중심 75 광년에서 2000 개가 넘는 X- 선 소스를 탐지했습니다. 약 4/5의 소스가 대부분 경질 (고 에너지) 엑스레이를 방출했습니다. 이러한 단단한 X- 선 소스의 정확한 특성은 여전히 미스터리로 남아 있습니다. 천문학 자들은 두 가지 가능성을 제안했다. 또는, 2) 질량이 적은 항성 동반자가있는 자화 된 백색 왜성을 포함하는 격변 변수. 근원의 본질을 결정하면 은하 중심 근처의 별 형성 역사와 역동적 진화에 대해 배울 수 있습니다.
Laycock은“우리가 대부분의 하드 X-ray 소스가 대량의 X-ray 바이너리 인 것을 발견하면 거대한 별이 오래 살지 않기 때문에 최근에 별이 많이 형성되었다고 말할 수있을 것입니다. "대신에, 우리는 대부분의 X- 선 소스가 질량이 적은 별과 관련된 오래된 시스템 일 가능성이 있음을 발견했습니다."
그 결론은 널 (null) 결과에서 비롯됩니다. 즉, X- 레이 소스에 대한 대부분의 대응 물은 X- 레이 소스에 막대한 동반자가있는 경우 예상되는 밝기보다 희미해야합니다. 거대한 별은 드물고 밝기 때문에 X-ray 소스와의 연관성을 쉽게 발견 할 수있었습니다. 작은 별은 더 일반적이고 희미하여 특정 X 선 소스에 맞추기가 어렵습니다. 적외선 이미지를 분석 한 결과, 별과 X- 선 소스 위치 사이의 일치 횟수 만 발견되었습니다. 이러한 경기의 대부분은 혼잡 한 시야로 인한 것일 수 있습니다.
“우리가 밝은 적외선 대응 물을 많이 초과하지 않았다는 사실은 은하 중심 찬드라 소스가 아마도 질량이 낮은 이진 체라는 것을 의미합니다. X- 선 광도, 스펙트럼 및 은하 중심과 유사한 가변성을 가진 가장 일반적인 저 질량 바이너리는 Chandra 소스가 자성 백색 왜성을 증가시키고 있기 때문에 이것이 가장 가능성있는 식별이라고 결론 지었다”고 Grindlay는 말했다.
은하 중심 근처의 X- 선 소스가 백색 왜성을 발생하는 경우, 필요한 많은 수의 소형 저 질량 이진은 은하 중심 주위의 매우 조밀 한 성단에 형성되었거나 구상 성단의 파괴. 실제 식별을하고 정확한 소형 물체의 질량을 제한하기 위해서는 더 깊은 적외선 관찰과 소스의 스펙트럼이 필요합니다.
미국 케임브리지에 본사를 둔 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA)는 Smithsonian Astrophysical Observatory와 Harvard College Observatory의 공동 협력입니다. 6 개의 연구 부서로 구성된 CfA 과학자들은 우주의 기원, 진화 및 궁극적 운명을 연구합니다.
원본 출처 : CfA 뉴스 릴리스
