천문학

펄서가 회전 동력 또는 강착 동력인지 어떻게 알 수 있습니까?

펄서가 회전 동력 또는 강착 동력인지 어떻게 알 수 있습니까?


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P/Pdot를 계산해야 합니까?

펄서는 이 두 상태 사이를 전환할 수 있습니다.

회전 동력 펄서의 경우 펄스가 발생할 수 있으며 펄스 Lx는 회전에 의해 주어진 광도보다 훨씬 클 수 있습니다.

Lx가 매우 작고 회전에 의해 주어진 광도보다 작은 경우 회전 동력 또는 강착 동력인지 어떻게 알 수 있습니까? 반드시 X선 맥동이 있는 것은 아닙니다.

내가 매우 까다로운 시나리오를 요구하고 있음을 알 수 있습니다.


두 가지 유형의 펄서의 회전 동작은 일반적으로 상당히 다릅니다. 회전식 펄서의 $dot{P}$는 항상 양수이고 $P$의 고차 시간 도함수는 매우 작습니다. 이것은 회전 운동 에너지가 펄서 방출에 전력을 공급하고 있고 중성자별이 회전 에너지를 잃으면서 계속 회전하기 때문입니다.

강착 동력 펄서는 이진 시스템의 물질 전달 및 강착에 의해 구동되고 강착 흐름 및 펄서 자기장에 결합하는 방법에 영향을 미치는 다양한 요인의 영향을 받기 때문에 매우 가변적인 스핀다운 또는 스핀업 특성을 가질 수 있습니다. 스핀다운 속도는 회전식 펄서에서와 같이 자기 스핀다운으로 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 높을 수 있습니다. 스핀업은 회전 동력 모델에서 설명할 수 없으며 $dot{P}$의 역전 또는 극적인 변동을 나타낼 수 없습니다.

또한, 강착 동력 펄서는 반드시 짧은 주기의 이진 시스템에 있어야 합니다. 따라서 ts 궤도를 이동할 때 도플러 이동으로 인해 펄스 주기에서 매우 명백한 주기적인 변조가 발생합니다.


펄서

중심 펄서의 자기장과 입자로 인해 주변 성운에서 오는 에너지를 보여주는 게 성운의 합성 광학/X선 이미지.

펄서 빠르게 회전하고 좁은 빔을 따라 거대한 전자기 복사를 생성하는 고도로 자화되고 회전하는 중성자별 또는 백색 왜성입니다. 중성자 별은 매우 조밀하고 짧고 규칙적인 스핀을 가지고 있습니다. 이것은 개별 펄서에 대해 대략 밀리초에서 몇 초에 이르는 펄스 사이의 매우 정확한 간격을 생성합니다. 현재 펄서가 방사선을 방출하는 방법에 대한 이론은 인정되지 않습니다.

펄스는 별의 회전과 일치합니다. 방사는 짧은 간격에서만 볼 수 있기 때문에 회전은 등대 효과를 일으킵니다.


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강착 구동 펄서는 독특한 타이밍 글리치를 나타냅니다.

크레딧: 제공: ESA / XMM-Newton / L. Oskinova, 독일 포츠담 대학교 / M. Guerrero, Instituto de Astrofisica de Andalucia, Spain (X-레이) Cerro Tololo Inter-American Observatory / R. Gruendl & Y.

펄서에서 관찰된 가장 큰 타이밍 불규칙성의 발견은 쌍성계의 펄서가 '글리치'로 알려진 이상한 현상을 나타낸다는 첫 번째 확인입니다. 연구는 저널에 게재 왕립천문학회 월간 공지.

펄서는 무거운 별의 진화의 마지막 단계의 가능한 결과 중 하나입니다. 그러한 별은 거대한 초신성 폭발로 생을 마감하고, 항성 물질을 우주 공간으로 방출하고 백색 왜성, 중성자별 또는 블랙홀일 수 있는 극도로 조밀하고 조밀한 물체를 남깁니다.

중성자별이 남겨지면 매우 강한 자기장을 가지며 매우 빠르게 회전하여 광선이 지구를 가리킬 때 관찰할 수 있는 광선을 방출할 수 있습니다. 이는 등대 광선이 관찰자를 지나치는 것과 거의 같은 방식입니다. 지구상의 관찰자에게는 별이 빛의 펄스를 방출하는 것처럼 보이기 때문에 '펄서'라는 이름이 붙었습니다.

이제 터키의 Middle East Technical University와 Baskent University의 과학자 그룹이 독특한 펄서 SXP 1062의 회전 속도의 급격한 변화를 발견했습니다. '글리치'로 알려진 이러한 주파수 점프는 고립된 펄서에서 흔히 볼 수 있습니다. 그러나 SXP 1062와 같은 쌍성 펄서(백색 왜성 또는 중성자별과 함께 궤도를 도는 펄사)에서는 지금까지 관찰된 적이 없습니다.

SXP 1062는 우리은하의 위성은하이자 200,000광년 떨어진 은하간 이웃 은하 중 하나인 소마젤란 성운에 위치하고 있습니다. 이번 연구의 주 저자인 M. Mirac Serim 박사는 Altan Baykal 교수의 지도하에 "이 펄서는 쌍성 쌍의 일부로 파트너 별을 공전할 뿐만 아니라 궤도를 돌기 때문에 특히 흥미롭습니다. 또한 그것을 만든 초신성 폭발의 잔해로 둘러싸여 있습니다."

펄서는 초신성 폭발에서 남은 물질을 끌어당겨 강착(accretion)이라고 알려진 과정을 통해 이를 흡수하는 것으로 생각됩니다. 팀은 글리치의 크기가 동반성의 중력 영향과 주변의 잔여 물질의 부착으로 인한 것으로 믿고 있으며, 이들은 함께 중성자별의 표면에 큰 힘을 가합니다. 이러한 힘이 더 이상 지속 가능하지 않을 때 내부 구조의 급격한 변화는 운동량을 지각으로 전달하여 펄서의 회전을 매우 갑자기 변경하고 결함을 생성합니다.

연구의 공동 저자인 Dr Seyda Sahiner는 "이 글리치 동안 관찰된 분수 주파수 점프는 가장 크며 이 특정 펄서에 고유합니다"라고 말했습니다. "글리치의 크기는 쌍성계의 중성자별 내부가 고립된 중성자별 내부와 상당히 다를 수 있음을 나타냅니다."

이 연구는 2017년 영국 국립 천문 회의와 함께 내년 리버풀에서 열리는 유럽 천문학 및 우주 과학 주간(European Week of Astronomy and Space Science)에서 처음 발표되었습니다. 이 작업은 올해 6월에 발사된 NASA의 중성자별 내부 구성 탐색기(Neutron Star Interior Composition Explorer, NICER) 임무의 후속으로 진행될 예정입니다. 별 상태 방정식.

부인 성명: AAAS 및 EurekAlert! EurekAlert에 게시된 보도 자료의 정확성에 대해 책임을 지지 않습니다! 기부 기관 또는 EurekAlert 시스템을 통한 정보 사용.


펄서가 회전 동력 또는 강착 동력인지 어떻게 알 수 있습니까? - 천문학

전파 펄서 일반적으로 펄스 방출을 생성하는 등대 방사선 빔을 가진 고도로 자화되고 빠르게 회전하는 중성자 별으로 간주됩니다. 대부분의 펄서는 초당 약 1회의 속도로 회전하지만 가장 빠른 펄서는 최대

초당 650회, 약 50밀리초보다 빠르게 회전하는 모든 것을 일반적으로 밀리초 펄서라고 합니다. 일부 전파 펄서는 초신성 잔해와 관련이 있으며, 일반적으로 펄서는 태양 질량의 6-10배보다 더 무거웠던 별의 붕괴된 핵이라는 것이 일반적으로 받아들여지고 있습니다. 전파 펄서는 펄서의 나이를 추정하는 "펄서 특성 연령"과 우리와 펄서 사이의 자유 전자 수에 따라 달라지는 관련 분산 측정값을 가지고 있습니다. 펄서는 에너지를 방출함에 따라 회전 주파수가 느려지고 결국에는 완전히 방출되지 않습니다.

X선 펄서 중성자 별의 자기권 방출이나 동반자로부터 물질의 부착으로 인해 일정한 간격으로 X선을 방출합니다. 자기장이 이온화된 물질의 존재로 인해 중성자별에 감속 토크를 가하기 때문에 강한 자기장을 가진 강착 동력 X선 소스는 일반적으로 상대적으로 느리게(일부는 20분마다 한 번씩) 펄스를 발생합니다. 일부 X선 펄서는 회전 주파수가 400Hz를 초과하는 매우 빠르게 회전합니다. 스핀 주파수는 단순히 회전 주기의 역수이며 초당 사이클(Hz) 단위로 측정됩니다. 이 밀리초 X선 펄서는 밀리초 전파 펄서의 선구자입니다. X선 펄서의 광도는 10 31 J s -1 의 에딩턴 한계 근처에서 10 26 J s -1 미만까지 최소 5배 이상 다양합니다. 다양한 종류의 X선 펄서가 존재합니다.

    ( HMXB s)는 보통 무거운 동반성(중성자별보다 30배 더 무겁다)에서 나오는 강한 항성풍에 의해 구동된다. ( LMXB s)는 로슈 로브 오버플로를 통한 물질 전달에 의해 공급되며 중성자 별보다 덜 무거운 기증자 별을 가지고 있습니다. 물질 전달은 궤도를 넓혀 LMXB가 HMXB에 비해 수명이 긴 소스를 만듭니다.

광학 펄서 알려진 펄서의 아주 작은 부분 집합을 형성합니다. 가장 유명한 광학 펄서는 1054년에 볼 수 있었던 초신성 폭발의 잔해인 게 펄서입니다(오른쪽 이미지 참조).

감마선 펄서 아주 드물고 대부분은 강한 자기장을 가진 젊은 중성자별입니다. 이들 중 일부는 전파 및 광학 펄서로 볼 수 있으며, 불가사의한 Geminga는 매우 깊은 수색에도 불구하고 감지할 수 있는 전파 방출이 없습니다. 100 MeV에 가까운 감마선 파장에서 Vela 펄서는 하늘에서 가장 강력한 점 소스입니다.

2008년에 알려진 전파 펄서의 수는 거의 1600개였습니다.

Swinburne University에서 온라인 천문학 공부
표시된 경우를 제외하고 모든 자료는 © Swinburner University of Technology입니다.


분류를 거부하는 유아 펄서

펄서는 역사적으로 다양한 범주로 분류되어 왔지만 이들 사이의 구분은 우리가 생각했던 것보다 흐릿할 수 있습니다. 지금까지 관찰된 가장 어린 펄서의 발견은 이제 우리가 이러한 극단 물체를 어떻게 분류하는지에 대한 의문을 제기하고 있습니다.

펄서의 힘의 근원

강착 동력 펄서(왼쪽)와 작은 항성 동반자(오른쪽)를 궤도면 내에서 본 아티스트의 그림. [NASA 고다드 SFC/크루즈 드와일드]

우리가 관찰한 펄서는 방출의 동력이 무엇이라고 생각하는지에 따라 세 가지 범주로 분류됩니다.

  1. 회전 동력 펄서
    일반적으로 펄스 전파 방출에서 감지되며 가장 일반적으로 관찰되는 유형의 펄서입니다. 이 빠르게 회전하는 별은 시간이 지남에 따라 점차적으로 회전합니다. 그들의 손실된 회전 에너지는 우리가 관찰하는 방출을 생성하는 입자 가속에 동력을 공급합니다.
  2. 강착 동력 펄서
    이 펄서는 쌍성에서 발생하며 동반성에서 물질을 축적합니다. 펄스 X선 복사는 강착 흐름이 펄서 표면에 부딪힐 때 발생하는 회전 핫스팟에 의해 생성됩니다.
  3. 자기 동력 펄서
    로 알려진 이러한 신체 마그네타, 약 10 14 –10 15 가우스(1 가우스 미만인 지구의 자기장과 비교하십시오!)의 자기장을 자랑하는 우주에서 가장 자화된 물체입니다. 불안정한 자기장의 붕괴는 특히 X선 및 감마선 파장에서 고에너지 방사선의 방출을 강화합니다.

그러나 이러한 펄서 범주가 우리가 생각하는 것만큼 뚜렷하지 않다면 어떻게 될까요? Paolo Esposito(Scuola Superiore IUSS 및 INAF, 이탈리아)가 주도한 출판물에 기술된 매우 최근에 태어난 펄서의 관측은 이제 우리의 분류에 도전하고 있습니다.

XMM-Newton 우주선이 관찰한 소스 Swift J1818. [Esposito et al. 2020]

여기도 저기도 아닌

소스 Swift J1818.0–1607은 2020년 3월 X선 방사선의 폭발적인 폭발로 처음 발견되었습니다. Esposito와 공동 작업자는 Swift Observatory, XMM-Newton 및 NuSTAR를 사용하여 소스에 대한 X선 관찰을 제시합니다. 이 모든 것은 우주 규모의 상대적인 아기인 240세의 믿을 수 없을 정도로 어린 그림을 그립니다! - 폭발을 겪고 있는 마그네타.

Sardinia 전파 망원경으로 관찰한 Swift J1818 소스의 밝은 전파 펄스 프로필. [Esposito et al. 2020]

Esposito와 협력자들의 관찰은 Swift J1818이 회전 및 자기적으로 구동되는 펄서의 특성에 걸쳐 있는 특성을 가진 독특한 마그네타라는 결론을 내리게 합니다. 이것은 이 신생아를 다양한 특성을 가진 기이한 젊은 중성자별의 작은 컬렉션에서 가장 최근에 만든 것으로, 펄서 방출의 원동력과 이것이 펄서의 수명 동안 어떻게 변하는지에 대해 여전히 우리가 모르는 것이 많을 수 있음을 시사합니다.

소환

"아주 어린 라디오 시끄러운 마그네타", P. Esposito et al 2020 ApJL 896 L30. 도이:10.3847/2041-8213/ab9742


X선과 라디오에서 이상한 펄서 관찰하기

편집자 주: Astrobites는 학부생을 위한 천체 물리학 문헌을 소화하는 대학원생 운영 조직입니다. AAS와 astrobites 간의 파트너십의 일환으로 우리는 때때로 AAS Nova에 astrobites 콘텐츠를 다시 게시합니다. astrobites.org에서 원본을 볼 수 있는 astrobites의 이 게시물을 즐기시기 바랍니다!

표제: 과도기적 밀리초 펄서 PSR J1023+0038의 동시 찬드라 및 VLA 관측: 반상관 X선 및 전파 변동성
저자: Slavko Bogdanov, Adam T. Deller, James C. A. Miller-Jones, et al.
제1저자 기관: 컬럼비아 대학교
상태: 제출 대상 ApJ, 오픈 액세스

자극에 평행한 전자기 복사를 방출하는 빠르게 회전하는 중성자별보다 더 흥미로운 것은 무엇입니까? 물론 예상대로 정확하게 작동하지 않는 것입니다. 이와 같이 이상하게 작용하는 펄서 중 하나인 PSR J1023+0038은 전이 밀리초 펄서(tMSP)입니다. 이 펄서는 몇 년 단위로 전파와 X선 방출 사이를 전환하는 밀리초 회전 주기를 가진 펄서라고 할 수 있습니다. 그러나 이 펄서가 이러한 더 긴 시간 척도에서 X선과 전파 모두에서 방출한다는 사실은 이 천체에 대한 연구의 경우 천문학자들의 관심을 불러일으키는 것이 아닙니다.

이상한 펄서 행동

그림 1: 시간 경과에 따라 VLA 및 Chandra에서 각각 기록된 전파 방출(검정색) 및 X선 방출(파란색)입니다. 이것은 라디오 방출이 줄어들 때 X선 방출이 증가한다는 것을 보여줍니다.

펄서는 일반적으로 다음 범주 중 하나에 속할 수 있습니다. 전파 펄서는 회전하는 중성자 별의 회전 에너지를 복사 방출로 교환하여 구동됩니다. 이것은 회전이 느려지고 펄스 길이가 증가한다는 것을 의미합니다. 한편, X선 펄서는 강착 동력을 받아 가열된 유입 물질을 X선 방출로 전환합니다. PSR J1023+0038이 강착 동력 X선과 회전 동력 전파 펄서 사이를 전환하는 펄서의 배경과 구별되는 점은 반상관 X선과 전파 방출이 동시에 발생한다는 것입니다. 저자들은 X선과 전파 방출 사이의 이 이상한 관계를 이해하려고 시도하고 이해하기 위해 Chandra X-ray Observatory와 VLA(Very Large Array)에서 약 5시간 동안 중첩 및 동시 관측을 살펴보았습니다. 이것은 X선과 전파속 측정이 겹치는 시간의 작은 샘플을 볼 수 있는 그림 1에 매우 명확하게 표시됩니다. 반상관성은 매우 강합니다. 즉, X선 방출이 가장 약할 때 전파 방출이 가장 강합니다.

그림 2: (위) 5시간 동안의 Chandra x-ray 관찰. 3가지 x-ray 모드는 하나의 큰 피크(

12.7시간), 낮음(최소) 및 높음(정상 최대). (가운데) VLA에서 본 동시관측. (아래) 중첩된 상단 및 중간 관측치는 X선과 전파 방출 사이의 반상관성을 보여줍니다.

하지만 더 기다리세요! 플럭스/시계열 관찰을 축소하면(그림 2) 반상관관계가 지속된다는 것을 알 수 있을 뿐만 아니라 X선 방출이 최소한 3가지 고유한 작동 모드를 가지고 있음을 알 수 있습니다. 저자들은 이러한 X선 방출 모드를 (1) 산발적 플레어링(

그림 2), (2) 높음 및 (3) 낮음 모드에서 12.7시간. 이 맥락에서 높고 낮음의 차이는 광도의 크기입니다.

이상함을 설명하려 애쓰다

이 복잡하고 이상한 행동은 불행히도 쉽거나 쉽게 구할 수 있는 답을 얻지 못합니다. 우리가 펄서에 대해 알고 있는 것과 펄서 강착을 모델링하는 방법은 상황에 대한 새로운 정보를 제공하지 않습니다. 저자는 불안정한 자기권의 변화로 인해 높은 모드와 낮은 모드 사이의 전환이 발생할 수 있다고 제안합니다. 그들은 또한 전파 방출의 증가가 이동하면서 싱크로트론 방사선을 방출하는 플라즈마의 유출로 설명될 수 있다고 제안합니다. 또한, PSR J1023+0038을 저질량 X선 방출 바이너리 블랙홀(BH LMXB)과 비교할 때(그림 3), 이 tMSP의 로우 모드가 바이너리 BH 영역에 속하는 것을 볼 수 있습니다. 이것은 중성자별과 BH의 X선/전파 광도 관계가 매우 명확하게 분리되어 있기 때문에 이례적인 일입니다. 지금 이 사실을 알게 되면 일부 BH LMXB가 잘못 식별되었을 수 있는지에 대한 의문이 제기될 수 있습니다.

그림 3: PSR J1023+0038 낮은(빨간색 다이아몬드) 및 높은(빨간색 오각형) X선 모드는 저질량 X선 쌍성 블랙홀 시스템을 밀접하게 따르므로 낮은 모드에서 구별할 수 없습니다.

이제 여러분은 “그래서 우리가 실제로 무엇을 발견한 것입니까?”라고 물을 수 있습니다. 이것은 완전히 유효한 질문입니다. 우선, 우리는 이상한 행동을 보이는 이상하고 독특한 펄서가 실제로 존재한다는 것을 배웠습니다. 그러나 더 흥미로운 결과는 우리가 일반적으로 펄서에 대해 잘 이해하지 못할 수도 있다는 것입니다. 이것은 새로운 천체 물리학 이론에 박차를 가하고 가장 이상한 행동조차도 더 일반적으로 설명할 수 있는 모델을 만들 수 있기 때문에 흥미진진합니다. 그러나 대부분의 천문학(및 일반 과학)과 마찬가지로 반상관 X선 및 전파 방출과 방출 모드 간 전환을 유발하는 특정 메커니즘을 완전히 주장하기 전에 더 많은 관찰이 필요할 것입니다.

저자 조슈아 케리건에 대해:

21cm 중성 수소 방출을 통해 초기 우주를 연구하는 브라운 대학교 3학년 박사 과정 학생입니다. 저는 재이온화 에포크(PAPER) 및 수소 재이온화 어레이(HERA)를 조사하기 위한 정밀 어레이와 같은 무선 간섭계 어레이를 사용하여 이 작업을 수행합니다.

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천문학자들, 처음으로 쌍성 펄서에서 '글리치' 관찰

펄서에서 관찰된 가장 큰 시간 불규칙성의 발견은 쌍성 펄서(백색 왜성 또는 중성자별과 함께 공전하는 펄서)가 글리치(glitch)로 알려진 현상을 나타낸다는 첫 번째 확인입니다.

초신성 잔해로 둘러싸인 X선 펄서 SXP 1062의 합성 이미지. 가색 이미지는 X선(파란색)과 광학 데이터(산소 – 녹색, 수소 – 빨간색)를 결합합니다. 이미지 크레디트: ESA / XMM-Newton / L. Oskinova, 포츠담 대학교 / M. Guerrero, Instituto de Astrofisica de Andalucia / Cerro Tololo Inter-American Observatory / R. Gruendl 및 Y. H. Chu, Urbana-Champaign에 있는 일리노이 대학교.

펄서는 무거운 별의 진화의 마지막 단계의 가능한 결과 중 하나입니다.

그러한 별은 거대한 초신성 폭발로 생을 마감하고, 항성 물질을 우주 공간으로 방출하고 백색 왜성, 중성자별 또는 블랙홀일 수 있는 극도로 조밀하고 조밀한 물체를 남깁니다.

중성자별이 남겨지면 매우 강한 자기장을 가지며 매우 빠르게 회전하여 광선이 지구를 가리킬 때 관찰할 수 있는 광선을 방출할 수 있습니다. 이는 등대 광선이 관찰자를 지나치는 것과 거의 같은 방식입니다.

우리 행성의 관찰자에게는 별이 빛의 펄스를 방출하는 것처럼 보이기 때문에 '펄서'라는 이름이 붙었습니다.

이제 천문학자들은 소마젤란 성운에 위치한 쌍성(강착 동력) 펄서인 SXP 1062의 회전 속도가 갑자기 변하는 것을 발견했습니다.

'글리치'로 알려진 이러한 주파수 점프는 고립된 펄서에서 흔히 볼 수 있지만 지금까지 쌍성 펄서에서는 관찰된 적이 없습니다.

"SXP 1062는 쌍성 쌍의 일부로 파트너 별을 공전할 뿐만 아니라 그것을 생성한 초신성 폭발의 잔해로 여전히 둘러싸여 있기 때문에 특히 흥미롭습니다."라고 수석 저자인 M. Miraç Serim 박사가 말했습니다. 디. 터키 앙카라에 있는 중동공과대학 학생.

펄서는 초신성 폭발에서 남은 물질을 끌어당겨 강착(accretion)이라고 알려진 과정을 통해 이를 흡수하는 것으로 생각됩니다. 연구원들은 글리치의 크기가 동반성의 중력 영향과 주변의 잔여 물질의 이러한 부착으로 인한 것으로 믿고 있으며, 이들은 함께 중성자별의 표면에 큰 힘을 가합니다.

이러한 힘이 더 이상 지속되지 않을 때 내부 구조의 급격한 변화는 운동량을 지각으로 전달하여 펄서의 회전을 매우 갑자기 변경하고 결함을 생성합니다.

"이 글리치 동안 관찰된 분수 주파수 점프는 가장 크며 이 특정 펄서에 고유합니다. 글리치의 크기는 쌍성계의 중성자별 내부가 고립된 중성자별 내부와 상당히 다를 수 있음을 나타냅니다.

연구는 왕립천문학회 월간 공지.


여기도 저기도 아닌

XMM-Newton 우주선이 관찰한 소스 Swift J1818.
Esposito et al. 2020년

소스 Swift J1818.0–1607은 2020년 3월 X선 방사선의 폭발적인 폭발로 처음 발견되었습니다. Esposito와 공동 작업자는 Swift Observatory, XMM-Newton 및 NuSTAR를 사용하여 소스에 대한 X선 관찰을 제시합니다. 이 모든 것은 우주 규모의 상대적인 아기인 240세의 믿을 수 없을 정도로 어린 그림을 그립니다! - 폭발을 겪고 있는 마그네타.

그러나 Swift J1818에는 단점이 있습니다. 우리가 발견한 대략 30개의 마그네타 중 Swift J1818은 1.36초의 주기로 그 어떤 마그네타보다 빠르게 회전합니다. 그것의 조용한 광도는 어린 나이를 감안할 때 우리가 기대하는 것보다 낮습니다. 그리고 이탈리아의 사르데냐 전파 망원경을 사용한 후속 전파 관측에 따르면 Swift J1818은 회전 동력 펄서에서 예상되는 강하고 짧은 전파 펄스도 나타냅니다.

Sardinia 전파 망원경으로 관찰한 Swift J1818 소스의 밝은 전파 펄스 프로필.
Esposito et al. 2020년

Esposito와 협력자들의 관찰은 Swift J1818이 회전 및 자기적으로 구동되는 펄서의 특성에 걸쳐 있는 특성을 가진 독특한 마그네타라는 결론을 내리게 합니다. 이것은 이 신생아를 다양한 특성을 가진 기이한 젊은 중성자 별의 작은 컬렉션에서 가장 최근에 만든 것으로, 펄서 방출의 원동력과 이것이 펄서의 일생 동안 어떻게 변하는지에 대해 여전히 우리가 모르는 것이 많다는 것을 암시합니다.

소환

"아주 젊은 라디오 시끄러운 마그네타", P. Esposito et al 2020 ApJL 896 L30. 도이:10.3847/2041-8213/ab9742

이 게시물은 원래 AAS Nova에 게재되었으며, 미국 천문학 학회 저널의 연구 하이라이트를 제공합니다.


여기도 저기도 아닌

XMM-Newton 우주선이 관찰한 소스 Swift J1818.
Esposito et al. 2020년

소스 Swift J1818.0–1607은 2020년 3월 X선 방사선의 폭발적인 폭발로 처음 발견되었습니다. Esposito와 공동 작업자는 Swift Observatory, XMM-Newton 및 NuSTAR를 사용하여 소스에 대한 X선 관찰을 제시합니다. 이 모든 것은 우주 규모의 상대적인 아기인 240세의 믿을 수 없을 정도로 어린 그림을 그립니다! - 폭발을 겪고 있는 마그네타.

그러나 Swift J1818에는 단점이 있습니다. 우리가 발견한 약 30개의 마그네타 중 Swift J1818은 1.36초의 주기로 그 어떤 마그네타보다 빠르게 회전합니다. 그것의 조용한 광도는 어린 나이를 감안할 때 우리가 기대하는 것보다 낮습니다. 그리고 이탈리아의 사르데냐 전파 망원경을 사용한 후속 전파 관측에 따르면 Swift J1818도 회전 동력 펄서에 대해 예상되는 강하고 짧은 전파 펄스를 보여줍니다.

Sardinia 전파 망원경으로 관찰한 Swift J1818 소스의 밝은 전파 펄스 프로필.
Esposito et al. 2020년

Esposito와 협력자들의 관찰은 Swift J1818이 회전 및 자기적으로 구동되는 펄서의 특성에 걸쳐 있는 특성을 가진 독특한 마그네타라는 결론을 내리게 합니다. 이것은 이 신생아를 다양한 특성을 가진 기이한 젊은 중성자 별의 작은 컬렉션에서 가장 최근에 만든 것으로, 펄서 방출의 원동력과 이것이 펄서의 일생 동안 어떻게 변하는지에 대해 여전히 우리가 모르는 것이 많다는 것을 암시합니다.

소환

"A Very Young Radio-loud Magnetar," P. Esposito et al 2020 ApJL 896 L30. 도이:10.3847/2041-8213/ab9742

이 게시물은 원래 AAS Nova에 게재되었으며, 미국 천문학 학회 저널의 연구 하이라이트를 제공합니다.