ESA의 XMM-Newton 천문대에서 찍은이 이미지는 초신성 잔해 RCW103의 핵심을 보여줍니다. 새로운 중성자 별은 일반적으로 매우 빠르게 회전하지만 강력한 자기장은 속도를 늦 춥니 다. 그러나 천문학 자들이 관찰 한 것처럼 자기장은 2000 년 안에 그렇게 할 수 없었습니다.
ESA의 XMM-Newton 위성의 데이터 덕분에 25 년 전에 발견 된 물체를 자세히 살펴 보는 과학자 팀은 우리 은하에 알려진 다른 물체와는 다른 것을 발견했습니다.
이 물체는 초신성 잔해 RCW103의 중심에 있으며, 약 2000 년 전에 폭발 한 별의 가스 유적입니다. 액면가에서 취한 RCW103과 그 중심 출처는 초신성 폭발 후 남은 물질의 교과서 적 예인 것으로 보인다 : 방출 된 물질의 거품과 중성자 별.
그러나 깊고 지속적으로 24.5 시간 동안 관찰 한 결과 훨씬 더 복잡하고 흥미로운 것이 드러났다. 이탈리아 밀라노에있는 Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)의 Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF) 팀은 중앙 근원의 방출이 6.7 시간마다 반복되는주기에 따라 다르다는 것을 발견했습니다. 이것은 젊은 중성자 별에 비해 예상보다 수만 배 더 긴 놀라운 기간입니다. 또한, 물체의 스펙트럼 및 시간적 특성은 2001 년이 소스에 대한 초기 XMM-Newton 관측과 다릅니다.
주 저자 인 IASF-INAF의 Andrea De Luca는“우리가 보는 행동은 특히 2000 년 미만의 어린 나이를 고려할 때 당황스러워합니다. “수백만 년 전의 자료를 연상시킵니다. 수년 동안 우리는 물체가 다르다는 것을 알고 있었지만 지금까지 얼마나 다른지 알지 못했습니다.”
이 물체는 1E161348-5055라고 불리며 과학자들은 1E (E는 출처를 발견 한 아인슈타인 천문대 (Einstein Observatory)를 나타냄)라는 별명을 붙였습니다. 그것은 별자리 Norma에서 약 10 000 광년 떨어진 RCW 103의 중심에 거의 완벽하게 내장되어 있습니다. RCW 103의 중심에 1E가 거의 완벽하게 정렬되어 천문학 자들은 두 사람이 같은 재앙이 생긴 사건에서 태어 났다고 확신합니다.
우리 태양보다 최소 8 배 더 큰 별이 타기 위해 연료가 떨어지면 초신성 (supernova)이라고 불리는 사건에서 폭발합니다. 스텔라 코어가 중화되어 중성자 별이라 불리는 밀도가 높은 너겟 또는 질량이 충분하면 블랙홀이 형성됩니다. 중성자 별에는 태양에 해당하는 질량이 약 20 킬로미터에 달하는 구에 들어갑니다.
과학자들은 회전 속도 또는 동반자가 있는지 여부와 같은 속성에 대해 자세히 알아보기 위해 1E의 주기성을 수년 동안 검색했습니다.
Milano Group의 공동 저자이자 리더 인 INAF의 Patrizia Caraveo는“X 선 방출의 경시 적 변동성과 함께 이러한 장기간의 명확한 검출은 매우 이상한 원인이된다”고 말했다. "2000 년 된 소형 물체의 이러한 특성으로 인해 두 가지 가능한 시나리오, 즉 기본적으로 가속 또는 자기장 구동 소스가 있습니다."
1E는 고도로 자화 된 중성자 별의 이국적인 서브 클래스 인 격리 된 자력 일 수 있습니다. 여기에서, 자기장 선은 회전하는 별을위한 브레이크 역할을하여 에너지를 방출합니다. 약 12 개의 자석이 알려져 있습니다. 그러나 자기는 일반적으로 분당 여러 번 회전합니다. 주기 탐지에서 알 수 있듯이 1E가 6.67 시간마다 한 번만 회전하면 2000 년 만에 중성자 별을 늦추는 데 필요한 자기장이 너무 커서 그럴듯 해지지 않을 것입니다.
그러나 표준 마그네틱 자기장은 폭발 한 별의 남은 물질로 형성된 잔해 디스크가 중성자 별 회전 속도를 늦추는 데 도움이 될 경우 트릭을 수행 할 수 있습니다. 이 시나리오는 이전에 관찰 된 적이 없으며 새로운 유형의 중성자 별 진화를 지적합니다.
대안 적으로, 긴 6.67 시간 기간은 이진 시스템의 궤도 기간 일 수있다. 이러한 그림은 2000 년 전 초신성 폭발에 의해 생성 된 콤팩트 한 물체에 저 질량 노멀 스타가 구속력을 유지할 것을 요구했다. 관찰은 태양 질량의 절반 또는 그보다 작은 동반자를 허용합니다.
그러나 1E는 초기 단계에서 가벼운 컴패니언을 가진 표준 X-ray 이진 시스템보다 백만 배 더 어린 초기의 저 질량 X-ray 이진 시스템의 예입니다. 어린 나이가 1E의 유일한 특징은 아닙니다. 소스의 순환 패턴은 비정상적인 중성자 별 먹이 과정을 요구하는 수십 개의 저 질량 X 선 이진 시스템에서 관찰 된 것보다 훨씬 뚜렷합니다.
두 배의 accretion 과정은 그 행동을 설명 할 수 있습니다. 소형 물체는 왜소한 별의 바람 (바람의 accretion)의 일부를 포착하지만, 동반 디스크의 외부 층에서 가스를 꺼낼 수 있습니다. 증가). 이러한 비정상적인 메커니즘은 초기, 예상 된 궤도 편심의 영향에 의해 지배되는 저 질량 X- 선 이진의 수명의 초기 단계에서 작동 할 수 있습니다.
“RCW 103은 수수께끼입니다.”CESR, 툴루즈 및 공동 저자 인 Giovanni Bignami는 말했습니다. “우리는 단순히 긴 X- 선주기를 일으키는 원인에 대한 결정적인 답이 없습니다. 우리가 이것을 알아낼 때, 초신성, 중성자 별 및 그들의 진화에 대해 더 많이 배울 것입니다.”
카라 베 오는 클레오 파트라가 별이 북쪽 하늘에서 폭발했다면 클레오 파트라가 별을보고 불행한 징조라고 생각할 수 있다고 말했다. 대신 폭발은 남쪽 하늘의 깊은 곳에서 발생했으며 아무도 기록하지 않았습니다. 그럼에도 불구하고, 근원은 별의 진화에 대해 배우기를 희망하는 X 선 천문학 자에게 좋은 징조입니다.
원본 출처 : ESA 뉴스 릴리스
