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엑스선 쌍성

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목차

1. 개요

엑스선 쌍성은 X선을 방출하는 쌍성계로, 블랙홀이나 중성자별과 같은 조밀한 천체와 일반적인 별로 구성된다. 이러한 쌍성은 질량, X선 방출 특성, 도너의 종류에 따라 저질량, 중간 질량, 고질량 X선 쌍성으로 분류된다. 저질량 X선 쌍성은 X선 폭발을, 고질량 X선 쌍성은 X선 펄서를 보이며, 마이크로퀘이사는 블랙홀 주변에서 제트가 방출되는 현상을 보인다. 마이크로퀘이사는 퀘이사와 유사한 특징을 가지며 상대론적 제트 연구에 중요한 역할을 한다.

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엑스선 쌍성
기본 정보
엑스선 쌍성계의 구조
시뮬레이션에서 엑스선 쌍성계의 구조
유형쌍성
스펙트럼 유형엑스선
구성 요소
짝별주계열성
거성
백색 왜성
중성자별
블랙홀
엑스선 방출 원인강착 원반
별 바람
하위 유형
분류 기준짝별의 질량에 따라
저질량 엑스선 쌍성약자: LMXB
짝별 질량: 태양 질량의 1배 미만
고질량 엑스선 쌍성약자: HMXB
짝별 질량: 태양 질량의 10배 이상
발견
최초 발견1962년
발견자리카르도 자코니 연구팀
발견 방법로켓을 이용한 엑스선 관측
특징
엑스선 방출 메커니즘짝별에서 콤팩트한 별로의 질량 이동에 의한 강착 과정에서 방출
엑스선 방출 형태지속적인 방출
폭발적인 방출 (엑스선 폭발)
위치구상 성단
은하 중심부
은하 원반
연구
연구 분야별의 진화
강착 과정
상대론적 제트
우주 거리 사다리
관련 현상중력파
킬로노바
추가 정보
관련 프로젝트찬드라 엑스선 관측선
뉴턴 엑스선 다중경 망원경
NICER
참고 문헌Tauris, T. M., & van den Heuvel, E. P. J. (2006). Compact Stellar X-ray Sources. In W. H. G. Lewin & M. van der Klis (Eds.), Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics Series, pp. 623-665). Cambridge: Cambridge University Press.
Weidenspointner, G. et al. (2008). An asymmetric distribution of positrons in the Galactic disk revealed by gamma-rays. Nature, 451(7175), 159–162.

2. 분류

엑스선 쌍성은 기본적인 물리학을 더 잘 반영하기 위해 몇 가지 하위 분류로 나뉜다. 질량에 따른 분류(고질량, 중간질량, 저질량)는 엑스선을 방출하는 강착체가 아닌, 광학적으로 보이는 동반성을 기준으로 한다.


  • 저질량 X선 쌍성 (LMXB)
  • * 연 X선 과도 현상 (SXT)
  • * 공생 X선 쌍성
  • * 초연 X선원 (SSX)
  • * 강착 밀리초 X선 펄서 (AMXP)[6][7]
  • 중간 질량 X선 쌍성 (IMXB)
  • * 초소형 X선 쌍성 (UCXB)[8]
  • 고질량 X선 쌍성 (HMXB)
  • * Be/X선 쌍성 (BeXRB)
  • * 초거성 X선 쌍성 (SGXB)
  • * 초거성 급속 X선 과도 현상 (SFXT)[9][10]
  • 기타
  • * X선 버스터
  • * X선 펄서
  • * 마이크로퀘이사 (중성자별이나 블랙홀을 모두 포함할 수 있는 전파 제트 X선 쌍성)[4]


2. 1. 저질량 X선 쌍성 (LMXB)

저질량 엑스선 쌍성(LMXB)은 쌍성 중 하나가 블랙홀 또는 중성자별인 쌍성계이다. 다른 구성원인 동반성은 일반적으로 로슈 로브를 채워 압착별로 질량을 전달한다. LMXB 시스템에서 동반성은 압착체보다 질량이 적으며, 주계열성, 백색 왜성 또는 진화된 별(적색 거성)일 수 있다. 약 200개의 LMXB가 우리 은하에서 감지되었으며,[11] 이 중 13개의 LMXB가 구상 성단에서 발견되었다. 찬드라 X선 관측소는 많은 먼 은하에서 LMXB를 밝혀냈다.[12]

전형적인 저질량 X선 쌍성은 거의 모든 전자기 복사를 X선으로 방출하며, 일반적으로 가시광선으로는 1% 미만을 방출하므로 X선 하늘에서 가장 밝은 물체 중 하나이지만 가시광선에서는 비교적 희미하다. 겉보기 등급은 일반적으로 15에서 20 사이이다. 시스템에서 가장 밝은 부분은 압착체 주변의 강착 원반이다. LMXB의 궤도 주기는 10분에서 수백 일까지 다양하다.

LMXB의 변동성은 가장 일반적으로 X선 폭발로 관찰되지만 때로는 X선 펄서 형태로 나타날 수도 있다. X선 폭발은 수소와 헬륨의 강착에 의해 생성된 핵융합 폭발에 의해 생성된다.[13]

2. 2. 중간 질량 X선 쌍성 (IMXB)

'''중간 질량 엑스선 쌍성'''(IMXB)은 중성자별 또는 블랙홀과 중간 질량 별로 이루어진 쌍성계이다.[13][14] 중간 질량 엑스선 쌍성은 저질량 X선 쌍성계의 기원이다.

2. 3. 고질량 X선 쌍성 (HMXB)

고질량 엑스선 쌍성(HMXB)은 엑스선이 강하게 방출되는 쌍성계로, 별 구성 요소가 질량이 큰 O형 별 또는 B형 별, 청색 초거성, 또는 경우에 따라 적색 초거성이나 울프-레이에 별이다. 엑스선을 방출하는 조밀한 구성 요소는 중성자별 또는 블랙홀이다. 질량이 큰 정상적인 별의 별풍 일부는 조밀한 물체에 포획되어 조밀한 물체로 떨어지면서 X선을 생성한다.

고질량 엑스선 쌍성에서 질량이 큰 별은 가시광선의 방출을 지배하고, 조밀한 물체는 엑스선의 주요 공급원이다. 질량이 큰 별은 매우 밝기 때문에 쉽게 감지된다. 가장 유명한 고질량 엑스선 쌍성 중 하나는 최초로 확인된 블랙홀 후보인 백조자리 X-1이다. 다른 HMXB에는 돛자리 X-1(돛자리 X와 혼동하지 말 것)과 4U 1700-37이 있다.

HMXB의 변동성은 X선 펄서 형태로 관찰되며 X선 폭발은 아니다. 이러한 X선 펄서는 자기적으로 조밀한 동반성의 극으로 유입된 물질의 강착 때문이다.[13] 질량이 큰 정상적인 별의 별풍과 로슈엽 넘침은 매우 많은 양으로 강착되어 이동이 매우 불안정하고 수명이 짧은 질량 이동을 생성한다.

HMXB가 종점에 도달하면, 쌍성의 주기가 1년 미만인 경우 중성자 핵을 가진 적색 거성 또는 단일 중성자별이 될 수 있다. 주기가 1년 이상인 경우, HMXB는 초신성으로 방해받지 않으면 이중 중성자별 쌍성이 될 수 있다.[14]

2. 4. 기타


  • X선 버스터
  • X선 펄서
  • 마이크로퀘이사 (중성자별이나 블랙홀을 모두 포함할 수 있는 전파 제트 X선 쌍성)[4]


3. 마이크로퀘이사

마이크로퀘이사(microquasar)는 퀘이사와 비교하였을 때 제트의 길이와 슈바르츠실트 반지름, 질량과 에딩턴 한계가 모두 100만분의 1이기 때문에 마이크로퀘이사라는 이름이 붙었다.

마이크로퀘이사 (또는 전파를 방출하는 X선 쌍성)는 퀘이사의 작은 사촌 격으로, 강하고 변동하는 전파 방출, 종종 쌍을 이루는 전파 제트로 분해 가능하며, 블랙홀 또는 중성자별인 압착성 천체를 둘러싼 강착 원반을 가지고 있다는 점에서 퀘이사와 몇 가지 공통적인 특징을 보인다. 퀘이사에서 블랙홀은 초거대 질량(수백만 태양 질량)을 갖는 반면, 마이크로퀘이사의 압착성 천체의 질량은 태양 질량의 몇 배에 불과하다. 마이크로퀘이사에서 강착된 질량은 일반적인 별에서 오며, 강착 원반은 가시광선 및 X선 영역에서 매우 밝다. 마이크로퀘이사는 다른 X선 쌍성과 구별하기 위해 때때로 '전파 제트 X선 쌍성'이라고 불린다. 전파 방출의 일부는 종종 겉보기 초광속 운동을 보이는 상대론적 제트에서 비롯된다.[15]

마이크로퀘이사는 상대론적 제트 연구에 매우 중요하다. 제트는 압착성 천체 근처에서 형성되며, 압착성 천체 근처의 시간 척도는 압착성 천체의 질량에 비례한다. 따라서 일반 퀘이사가 수 세기에 걸쳐 겪는 변화를 마이크로퀘이사는 하루 만에 경험할 수 있다.

주목할 만한 마이크로퀘이사로는 두 제트 모두에서 원자 방출선을 관측할 수 있는 SS 433, 특히 높은 제트 속도를 가진 GRS 1915+105, 그리고 고에너지 감마선 (E > 60 MeV)까지 감지된 매우 밝은 백조자리 X-1 등이 있다. VHE 대역에서 방출되는 입자의 극도로 높은 에너지는 여러 입자 가속 메커니즘(페르미 가속 및 원심 가속 메커니즘 참조)으로 설명될 수 있다.

참조

[1] 서적 Compact Stellar X-ray Sources
[2] 논문 An asymmetric distribution of positrons in the Galactic disk revealed by gamma-rays 2008
[3] 웹사이트 Mystery of Antimatter Source Solved – Maybe https://www.wired.co[...] 2008
[4] 웹사이트 A game-changer https://www.eso.org/[...] 2019-07-15
[5] 웹사이트 Introduction to Cataclysmic Variables (CVs) http://heasarc.gsfc.[...] NASA 2006
[6] 간행물 Accreting Millisecond X-ray Pulsars https://doi.org/10.1[...] Springer 2022-06-16
[7] 웹사이트 Millisecond Pulsar Catalog - Black Sidus https://blacksidus.c[...] 2022-06-16
[8] 논문 Evolution of Intermediate-mass X-Ray Binaries Driven by the Magnetic Braking of AP/BP Stars. I. Ultracompact X-Ray Binaries
[9] 논문 Supergiant Fast X-ray Transients: A New Class of High Mass X-ray Binaries Unveiled by INTEGRAL
[10] 논문 Transient outburst mechanisms
[11] 논문 A catalogue of low-mass X-ray binaries in the Galaxy, LMC, and SMC (Fourth edition)
[12] 논문 Watchdog: A Comprehensive All-Sky Database of Galactic Black Hole X-Ray Binaries 2010-02-10
[13] 논문 Formation of Millisecond Pulsars with Heavy White Dwarf Companions:Extreme Mass Transfer on Subthermal Timescales
[14] 논문 Evolutionary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-Ray Binaries
[15] 논문 A superluminal source in the Galaxy https://ui.adsabs.ha[...] 1994-09-01
[16] 서적 オックスフォード天文学辞典 朝倉書店


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