쏜 – ż티카우 개체

Thorne–Żytkow object
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혼성(Hybrid star)이라고도 알려진 가시-ż티코우 천체(THorne-Nicolytkow object, TZO)는 적색 거성 또는 적색 초거성이 중심에 중성자별을 포함하고 있는 것으로 추측되는 별의 한 종류입니다. 그런 물체들은 1977년 킵 손과 안나 ż트코우에 의해 가설이 세워졌습니다. 2014년, 작은 마젤란 구름(SMC)에 위치한 별 HV 2112가 유력한 후보임이 밝혀졌습니다.[2][3] 또 다른 후보로는 역시 SMC에 위치한 항성 HV 11417이 있습니다.[4]

형성

쏜 – ż티코프 천체는 중성자별이 다른 별, 종종 적색거성 또는 초거성과 충돌할 때 형성됩니다. 충돌하는 물체는 단순히 떠돌아다니는 별일 수 있습니다. 이것은 매우 붐비는 구상 성단에서만 일어날 가능성이 있습니다. 또는 두 별 중 하나가 초신성이 되었을 때 중성자별이 쌍성계로 형성될 수도 있습니다. 완벽하게 대칭적인 초신성은 없고, 쌍성의 결합 에너지는 초신성에서 손실된 질량에 따라 변하기 때문에 중성자별은 원래 궤도에 대해 어느 정도의 속도를 유지하게 됩니다. 이 킥으로 인해 새로운 궤도가 동반성과 교차하거나 동반성이 주계열성일 경우 동반성이 적색거성으로 진화할 때 삼켜질 수 있습니다.[5]

일단 중성자별이 적색거성 안으로 들어가면 중성자별과 적색거성의 바깥쪽 확산층 사이의 항력은 쌍성계의 궤도를 붕괴시키고, 중성자별과 적색거성의 중심부는 서로를 향해 안쪽으로 나선을 그리게 됩니다. 초기 분리에 따라 이 과정은 수백 년이 걸릴 수 있습니다. 마침내 둘이 충돌하면 중성자별과 적색거성핵이 합쳐집니다. 만약 그들의 결합 질량이 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 넘으면, 둘은 블랙홀로 붕괴될 것입니다. 그렇지 않으면 둘은 하나의 중성자별로 합쳐질 것입니다.[6]

중성자별과 백색왜성이 합쳐지면, 이것은 R Coronae Borealis 변광성의 성질을 가진 Thorne-ż티카우 천체를 형성할 수 있습니다.

특성.

중성자별의 표면은 매우 뜨겁고, 온도는9 10K를 초과하며, 가장 질량이 큰 별들을 제외한 모든 별들의 중심부보다 뜨겁습니다. 이 열은 가속 가스의 핵융합이나 중성자별의 중력에 의한 가스의 압축에 의해 지배됩니다.[8][9] 고온 때문에 적색거성의 외피가 중성자별 표면에 떨어지면서 특이한 핵반응이 일어날 수 있습니다. 수소는 융합하여 일반적인 항성 핵합성과는 다른 동위원소의 혼합물을 생성할 수 있으며, 일부 천문학자들은 X선 폭발에서 발생하는 빠른 양성자 핵합성이 Thorne-Nicolytkow [10]천체 내부에서도 일어난다고 제안했습니다.

관측상 쏜-ż티카우 천체는 적색 초거성을 닮았거나, 수소가 풍부한 표면층을 날려버릴 정도로 뜨거우면 질소가 풍부한 울프-레이에 별(WN8형)과 닮았을 수도 있습니다.

AT żO의 예상 수명은 10-10년입니다. 이러한 수명을 감안할 때, 현재 은하수에는 20~200개의 손-ż티코프 천체가 존재할 가능성이 있습니다.

항성이 T żO인지 아닌지를 명확하게 결정하는 유일한 방법은 내부 중성자별의 중력파와 일반 적색 초거성의 비정형 금속의 광학 스펙트럼을 모두 다중 메신저로 감지하는 것입니다. 현재 LIGO 검출기로 기존의 T żO를 검출할 수 있습니다. 중성자별 코어는 연속파를 방출합니다.

해산

질량 감소는 결국 T żO 단계를 끝내고 남은 외피가 원반으로 바뀌어 거대한 강착 원반을 가진 중성자별이 형성될 것이라는 이론이 제시됐습니다. 이 중성자별들은 강착원반을 가진 고립된 펄서 집단을 형성할 수 있습니다.[14] 거대한 강착원반은 또한 별의 붕괴를 초래하여 중성자별의 동반자가 될 수도 있습니다. 중성자별은 블랙홀로 붕괴하기에 충분한 물질을 수용할 수도 있습니다.[15]

관측이력

2014년 에밀리 레베스케(Emily Levesque)가 이끄는 팀은 HV 2112가 몰리브덴, 루비듐, 리튬, 칼슘과 같은 원소들이 비정상적으로 많이 존재하고 높은 광도를 가지고 있다고 주장했습니다. 둘 다 Thorne – ż티카우 천체의 예상되는 특징이기 때문에, 연구팀은 HV 2112가 TZO의 최초 발견일 수 있다고 제안했습니다. 그러나, 이 주장은 엠마 비저와 공동 연구자들에 의해 2018년 논문에서 도전을 받았는데,[4] 그는 HV 2112가 리튬의 농축 가능성 이상의 특이한 존재비 패턴을 가지고 있다는 증거가 없으며 그 광도가 너무 낮다고 주장했습니다. 그들은 루비듐의 명백한 과잉 존재와 HV 2112와 유사한 광도를 바탕으로 또 다른 후보물질인 HV 11417을 제시했습니다. 그러나 HV 11417은 그 이후로 유력한 전경 헤일로별로 확인되었습니다.[16]

T żO 후보 목록

후보 적승 데클로네이션 위치 디스커버리 메모들 심판
HV 2112 01h 10m 03.87s −72° 36′ 52.6″ 작은 마젤란 구름 2014 초거성 TZO 후보[2][17][18][19] 또는 AGB 항성으로[4] 분류 [2][17][18][19][4]
HV 11417 01h 00m 48.2s −72° 51′ 02.1″ 작은 마젤란 구름 2018 AGB별[4] 또는 전경 헤일로별로[16] 분류 [4][16]
V595 Cassiopeiae 01h 43m 02.72s +56° 30′ 46.02″ 카시오페이아 2002 [20]
IO 페르세이 03h 06m 47.27s +55° 43′ 59.35″ 페르세우스 2002 [20]
카시오페이아자리 00h 09m 36.37s +62° 40′ 04.12″ 카시오페이아 2002 [20]
물병자리 U 22h 03m 19.69s −16° 37′ 35.2″ 물병자리 1999 R Coronae Borealis 변수로 분류됨 [7]
VZ Sagittarii 18h 15m 08.58s −29° 42′ 29.6″ 궁수자리 1999 R Coronae Borealis 변수로 분류됨 [7]

T żO 후보 목록

전 T ż오 후보 적승 데클로네이션 위치 디스커버리 메모들 심판
GRO J1655-40 16h 54m 00.14s −39° 50′ 44.9″ 전갈자리 1995 이 계에서 동반성과 블랙홀의 시조는 T żO였을 것으로 추정됩니다. [15]
BD+612536

(TIC 470710327)

23h 49m 18.99s +61° 57′ 46.0″ 카시오페이아 2022 중성자-별 합병 또는 T żO로 진화할 수 있는 거대한 계층적 삼중성 시스템. [21]

참고 항목

참고문헌

  1. ^ Thorne, Kip S.; Żytkow, Anna N. (15 March 1977). "Stars with degenerate neutron cores. I - Structure of equilibrium models". The Astrophysical Journal. 212 (1): 832–858. Bibcode:1977ApJ...212..832T. doi:10.1086/155109.
  2. ^ a b c d e Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Zytkow, Anna N.; Morrell, Nidia (2014). "Discovery of a Thorne–Żytkow object candidate in the Small Magellanic Cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 443: L94–L98. arXiv:1406.0001. Bibcode:2014MNRAS.443L..94L. doi:10.1093/mnrasl/slu080. S2CID 119192926.
  3. ^ "Astronomers discover first Thorne-Zytkow object, a bizarre type of hybrid star". PhysOrg. 4 June 2014.
  4. ^ a b c d e f Beasor, Emma; Davies, Ben; Cabrera-Ziri, Ivan; Hurst, Georgia (2 July 2018). "A critical re-evaluation of the Thorne-Żytkow object candidate HV 2112". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 479 (3): 3101–3105. arXiv:1806.07399. Bibcode:2018MNRAS.479.3101B. doi:10.1093/mnras/sty1744. S2CID 67766043.
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