쌍성 펄사
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
쌍성 펄사는 두 개의 별이 서로를 공전하는 펄사 시스템을 의미한다. 1974년 조셉 후튼 테일러 주니어와 러셀 헐스는 PSR B1913+16, 즉 헐스-테일러 쌍성 펄서를 발견하여 1993년 노벨 물리학상을 수상했다. 헐스-테일러 쌍성 펄서 연구는 중력파의 증거를 간접적으로 제공했으며, 일반 상대성 이론의 예측을 실험적으로 검증하는 데 기여했다. 또한, 중간 질량 쌍성 펄서(IMBP)는 10~200ms의 상대적으로 긴 자전 주기를 가지는 펄서-백색왜성 쌍성계로, 펄사의 물질 이동, X선 발생, 펄서풍과 자기권 상호작용 등 다양한 효과를 나타낸다.
더 읽어볼만한 페이지
- 펄사 - 게성운 펄사
게 성운 펄서는 게 성운 중심에 있는 중성자별로, 빠른 자전과 전자기파 방출, 펄서의 본질 증명, 게 성운 구동 에너지원, 감속 한계 초월, 초고에너지 우주선 원천 가능성, 그리고 정확한 거리 측정으로 우주 거리 척도에 기여하는 천체이다. - 펄사 - SGR 1806-20
SGR 1806-20은 궁수자리 방향 5만 광년 거리에 위치한 마그네타로, 강력한 자기장을 가지며 1979년 감마선 폭발로 처음 발견되었고, 2004년 지구 전리층에 영향을 미치는 강력한 폭발을 일으키기도 했다.
| 쌍성 펄사 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 유형 | 쌍성 |
| 구성원 | 펄사 2개 |
| 발견 | 1974년 |
| 발견자 | 러셀 헐스와 조지프 테일러 |
| 첫 번째 발견된 쌍성 펄사 | PSR B1913+16 |
| 특징 | |
| 궤도 주기 | 수 시간에서 수 일 |
| 질량 | 태양 질량의 수 배 |
| 자기장 | 매우 강함 |
| 전파 방출 | 매우 규칙적인 펄스 방출 |
| 중력파 방출 | 일반 상대성 이론 예측과 일치 |
| 중요성 | |
| 일반 상대성 이론 검증 | 정밀한 검증 가능 |
| 중력파 연구 | 중력파 직접 검출의 단서 제공 |
| 펄사 연구 | 펄사의 진화 연구에 기여 |
| 연구 역사 | |
| PSR B1913+16 | 최초의 쌍성 펄사 발견 (1974년) |
| PSR J0737-3039 | 두 개의 펄사로 이루어진 쌍성계 발견 (2003년) |
| 추가 정보 | |
| 연구 과제 | 펄사 타이밍 분석 궤도 매개변수 측정 중력파 방출량 측정 |
| 연구 방법 | 전파 망원경 관측 데이터 분석 이론적 모델링 |
2. 역사
PSR B1913+16(혹은 "헐스-테일러 쌍성 펄서")는 1974년 조셉 후튼 테일러 주니어와 러셀 헐스가 아레시보 천문대에서 처음 발견했으며, 이 발견으로 두 사람은 1993년 노벨 물리학상을 수상했다.[1] 헐스는 새로 발견된 펄서 PSR B1913+16을 관측하는 동안, 펄스가 발생하는 속도가 규칙적으로 변하는 것을 알아챘다. 이는 펄서가 매우 높은 속도로 다른 별을 가까이 공전하고 있으며, 도플러 효과 때문에 펄스 주기가 변하고 있다는 결론을 내렸다. 펄서가 지구 쪽으로 이동하면 펄스가 더 자주 발생하고, 반대로 지구에서 멀어지면 주어진 시간 동안 감지되는 펄스가 더 적어진다. 헐스와 테일러는 이러한 펄스 변동을 관측하여 두 별의 질량이 거의 같다는 것을 알아냈고, 다른 천체도 중성자별이라고 생각하게 되었다. 이 시스템의 펄스는 현재 15μs 이내로 추적된다.[1]
PSR B1913+16 쌍성 펄서의 연구는 상대론적 시간 효과를 이용하여 중성자별 질량을 처음으로 정확하게 측정하는 데에도 기여했다.[2] 두 천체가 가까이 있으면 중력장이 강해지고 시간의 흐름이 느려지며, 펄스 사이의 시간이 길어진다. 특수 상대성 이론적 효과인 시간 지연은 궤도 주변에서 비슷한 방식으로 작용한다.
2015년 중력파 최초 관측과 고급 라이고[3]의 가동 이전에는 쌍성 펄서가 과학자들이 중력파의 증거를 감지하는 유일한 도구였다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 두 개의 중성자별이 공통 질량 중심을 공전할 때 중력파를 방출하고, 이로 인해 궤도 에너지가 손실되어 두 별이 서로 가까워지고 궤도 주기가 짧아진다고 예측한다. 펄서 타이밍, 케플러 궤도 및 세 가지 사후 케플러 보정(근점 이동률, 중력 적색편이 및 시간 지연 요소, 그리고 중력파 방출로 인한 궤도 주기 변화율)에 대한 정보를 통합한 10 매개변수 모델은 쌍성 펄서 타이밍을 완벽하게 모델링하기에 충분하다.[4][5]
PSR B1913+16 시스템의 궤도 붕괴에 대한 측정 결과는 아인슈타인 방정식과 거의 완벽하게 일치했다. 테일러와 조엘 M. 와이스버그 및 동료들이 PSR B1913+16의 궤도 주기에 대해 수집한 데이터는 이 상대론적 예측을 뒷받침했다. 그들은 1982년[2]과 그 이후[1][6]에 궤도 분리가 일정하게 유지된 경우에 예상되는 것과 비교하여 관측된 두 펄서의 최소 분리 거리에 차이가 있음을 보고했다. 발견 후 10년 동안 시스템의 궤도 주기는 연간 약 7600만분의 1초 감소했는데, 이는 펄서가 궤도가 동일하게 유지된 경우보다 1초 이상 빨리 최대 분리 거리에 접근하고 있음을 나타낸다. 이후 관측에서도 이러한 감소가 계속 확인되고 있다.
2. 1. 헐스-테일러 쌍성 펄서 (PSR B1913+16) 발견
PSR B1913+16(혹은 "헐스-테일러 쌍성 펄서")는 1974년 조셉 후튼 테일러 주니어와 러셀 헐스가 아레시보 천문대에서 처음 발견했으며, 이 발견으로 두 사람은 1993년 노벨 물리학상을 수상했다.[1] 헐스는 새로 발견된 펄서 PSR B1913+16을 관측하는 동안, 펄스가 발생하는 속도가 규칙적으로 변하는 것을 알아챘다. 이는 펄서가 매우 높은 속도로 다른 별을 가까이 공전하고 있으며, 도플러 효과 때문에 펄스 주기가 변하고 있다는 결론을 내렸다. 펄서가 지구 쪽으로 이동하면 펄스가 더 자주 발생하고, 반대로 지구에서 멀어지면 주어진 시간 동안 감지되는 펄스가 더 적어진다. 헐스와 테일러는 이러한 펄스 변동을 관측하여 두 별의 질량이 거의 같다는 것을 알아냈고, 다른 천체도 중성자별이라고 생각하게 되었다. 이 시스템의 펄스는 현재 15μs 이내로 추적된다.[1]PSR B1913+16 쌍성 펄서의 연구는 상대론적 시간 효과를 이용하여 중성자별 질량을 처음으로 정확하게 측정하는 데에도 기여했다.[2] 두 천체가 가까이 있으면 중력장이 강해지고 시간의 흐름이 느려지며, 펄스 사이의 시간이 길어진다. 특수 상대성 이론적 효과인 시간 지연은 궤도 주변에서 비슷한 방식으로 작용한다.
2015년 중력파 최초 관측과 고급 라이고[3]의 가동 이전에는 쌍성 펄서가 과학자들이 중력파의 증거를 감지하는 유일한 도구였다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 두 개의 중성자별이 공통 질량 중심을 공전할 때 중력파를 방출하고, 이로 인해 궤도 에너지가 손실되어 두 별이 서로 가까워지고 궤도 주기가 짧아진다고 예측한다. 펄서 타이밍, 케플러 궤도 및 세 가지 사후 케플러 보정(근점 이동률, 중력 적색편이 및 시간 지연 요소, 그리고 중력파 방출로 인한 궤도 주기 변화율)에 대한 정보를 통합한 10 매개변수 모델은 쌍성 펄서 타이밍을 완벽하게 모델링하기에 충분하다.[4][5]
PSR B1913+16 시스템의 궤도 붕괴에 대한 측정 결과는 아인슈타인 방정식과 거의 완벽하게 일치했다. 테일러와 조엘 M. 와이스버그 및 동료들이 PSR B1913+16의 궤도 주기에 대해 수집한 데이터는 이 상대론적 예측을 뒷받침했다. 그들은 1982년[2]과 그 이후[1][6]에 궤도 분리가 일정하게 유지된 경우에 예상되는 것과 비교하여 관측된 두 펄서의 최소 분리 거리에 차이가 있음을 보고했다. 발견 후 10년 동안 시스템의 궤도 주기는 연간 약 7600만분의 1초 감소했는데, 이는 펄서가 궤도가 동일하게 유지된 경우보다 1초 이상 빨리 최대 분리 거리에 접근하고 있음을 나타낸다. 이후 관측에서도 이러한 감소가 계속 확인되고 있다.
2. 2. 중력파 검출과의 관계
쌍성 펄서(PSR B1913+16)는 중력파의 증거를 간접적으로 제공했다. 1974년 조셉 후튼 테일러 주니어와 러셀 헐스는 아레시보 천문대에서 이 쌍성 펄서를 처음 발견했으며, 이 발견으로 1993년 노벨 물리학상을 수상했다.[1] 헐스와 테일러는 펄스 주기의 변동을 관측하여 두 별의 질량이 거의 같고, 둘 다 중성자별일 것이라고 추정했다.[1]일반 상대성 이론에 따르면, 두 개의 중성자별이 공통 질량 중심을 공전할 때 중력파를 방출하여 궤도 에너지가 손실되고, 두 별이 서로 가까워지며 궤도 주기가 짧아진다.[4][5] PSR B1913+16 시스템의 궤도 붕괴 측정 결과는 아인슈타인의 방정식과 거의 완벽하게 일치했다.[2] 테일러와 조엘 M. 와이스버그 등은 1982년 및 그 이후의 관측에서 궤도 분리가 일정하게 유지된 경우와 비교하여 두 펄서의 최소 분리 거리에 차이가 있음을 보고했다.[1][2][6] 발견 후 10년 동안 시스템의 궤도 주기는 연간 약 7600만 분의 1초 감소했으며, 이는 펄서가 예상보다 1초 이상 빨리 최대 분리 거리에 접근하고 있음을 의미한다. 이후 관측에서도 이러한 감소가 지속적으로 확인되었다.
3. 중간 질량 쌍성 펄서 (IMBP)
중간 질량 쌍성 펄서(IMBP, Intermediate-mass binary pulsar)는 약 10~200ms의 상대적으로 긴 자전 주기를 가지는 펄서-백색왜성 쌍성계이다. 이들은 약 0.4M☉ 이상의 질량이 큰 백색왜성으로 구성된다.[7]
IMBP의 자전 주기, 자기장 세기 및 궤도 이심률은 저질량 쌍성 펄서(LMBP, Low-mass binary pulsar)보다 훨씬 크다.[7] 2014년 기준으로 알려진 IMBP는 20개 미만이다.[8] IMBP의 예로는 PSR J1802−2124[7]와 PSR J2222−0137가 있다.[8]
PSR J2222−0137은 약 2.45일의 공전주기를 가지며, 267_{-0.9}^{+1.2} pc (약 870광년) 거리에 위치하여 2014년 기준으로 두 번째로 가까운 쌍성 펄서계이며, 가장 가까운 펄서 및 중성자별 중 하나이다.[8] 상대적으로 질량이 큰 펄서(1.831 ± 0.010 M☉)는 최소 질량이 약 1.3 태양 질량(1.319 ± 0.004 M☉)인 동반성 PSR J2222−0137 B를 가지고 있다.[9] 이는 동반성이 질량이 큰 백색왜성(백색왜성의 약 8%만이 0.9 M☉ 이상의 질량을 가짐)임을 의미하며, 이는 이 계를 IMBP로 만든다. 초기 측정에서는 PSR J2222−0137 B의 질량이 약 1태양 질량으로 나타났지만,[8] 후속 관측 결과 실제로는 질량이 큰 백색왜성[9]이자 3,000K 미만의 온도를 가진 가장 차가운 백색왜성 중 하나임이 밝혀졌다.[8]
PSR J2222−0137 B는 결정화되었을 가능성이 높으며, 이 지구 크기의 백색왜성은 약 4,000광년 떨어져 있는 PSR J1719-1438의 백색왜성 동반성과 유사하게 "다이아몬드 별"로 묘사된다.[10] [11]
4. 효과
때때로 쌍성 펄사의 비교적 정상적인 동반성이 부풀어올라 외부층을 펄사에 쏟아붓는 경우가 있다. 이러한 상호 작용은 두 천체 사이에서 교환되는 기체를 가열하여 X선을 생성하고, 이는 X선 쌍성 단계에서 맥동하는 것처럼 보일 수 있다. 한 천체에서 다른 천체로 물질이 흘러들어가면 종종 수혜 성 주위에 강착 원반이 생성된다.
펄사는 또한 상대론적으로 유출되는 입자의 "풍"을 생성하는데, 쌍성 펄사의 경우 이 풍이 동반성의 자기권을 날려 버리고 펄스 방출에 극적인 영향을 미칠 수 있다.
4. 1. 물질 이동과 X선 발생
때때로 쌍성 펄사의 비교적 정상적인 동반성이 부풀어올라 외부층을 펄사에 쏟아붓는 경우가 있다. 이러한 상호 작용은 두 천체 사이에서 교환되는 기체를 가열하여 X선을 생성하고, 이는 X선 쌍성 단계에서 맥동하는 것처럼 보일 수 있다. 한 천체에서 다른 천체로 물질이 흘러들어가면 종종 수혜 성 주위에 강착 원반이 생성된다.펄사는 또한 상대론적으로 유출되는 입자의 "풍"을 생성하는데, 쌍성 펄사의 경우 이 풍이 동반성의 자기권을 날려 버리고 펄스 방출에 극적인 영향을 미칠 수 있다.
4. 2. 펄서풍과 자기권 상호작용
쌍성 펄사에서 비교적 정상적인 동반성이 부풀어올라 외부층을 펄사에 쏟아붓는 경우가 종종 발생한다. 이러한 상호작용은 두 천체 사이에서 교환되는 기체를 가열하여 X선을 생성하고, 이는 X선 쌍성 단계에서 맥동하는 것처럼 보일 수 있다. 한 천체에서 다른 천체로 물질이 흘러들어가면 종종 수혜성 주위에 강착 원반이 생성된다.펄사는 상대론적으로 유출되는 입자의 "풍"을 생성하는데, 쌍성 펄사의 경우 이 풍이 동반성의 자기권을 날려 버리고 펄스 방출에 극적인 영향을 미칠 수 있다.
참조
[1]
논문
Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16
[2]
논문
A new test of general relativity - Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16
[3]
논문
Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger
http://journals.aps.[...]
[4]
논문
Gravitational waves from an orbiting pulsar
1981-10-01
[5]
웹사이트
Prof. Martha Haynes Astro 201 Binary Pulsar PSR 1913+16 Website
http://www.astro.cor[...]
[6]
논문
Further experimental tests of relativistic gravity using the binary pulsar PSR 1913 + 16
[7]
논문
He star evolutionary channel to intermediate-mass binary pulsar PSR J1802-2124
[8]
논문
A 1.05 M⊙ Companion to PSR J2222-0137: The Coolest Known White Dwarf?
[9]
논문
PSR J2222−0137. I. Improved physical parameters for the system
[10]
뉴스
Astronomers Find Slow-Cooked Diamond the Size of Earth
https://www.national[...]
2014-06-24
[11]
뉴스
"Diamond" Planet Found; May Be Stripped Star
https://www.national[...]
2011-08-26
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com