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PSR B1937+21

PSR B1937+21
PSR B1937+21

붉은 색으로 표시된 PSR B1937+21 위치의 외음부 별자리.
관측자료
에포크 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 벌페큘라[1]
적승 19h 39m 38.560210s[2]
데클로네이션 +21° 34' 59.[2]14166
특성.
스펙트럼형 펄서
측성법
고유운동(μ) RA: -0.130[3]mas/yr
Dec.: -0.464[3]mas/yr
시차(π)<0.28[2] ± 0.08 mas
거리>3600pc[4].
세부 사항
회전1.5578065 ms[2]
나이2.29 × 10년8[5]
기타지명
PSR B1937+214, 4C21.53, PSR J1939+213
데이터베이스 참조
심배드B1937+21 data

PSR B1937+21은 최초로 발견된 펄서인 PSR B1919+21에서 몇 도 떨어진 하늘에 있는 벌페큘라 별자리에 위치한 펄서입니다.[1] PSR B1937+21이라는 이름은 "pulsar"라는 단어와 그것이 위치한 기울기 및 오른쪽 상승에서 유래되었으며, "B"는 좌표가 1950.0 시대를 위한 것임을 나타냅니다. PSR B1937+21은 1982년 돈 배커(Don Backer), 슈리 쿨카르니(Shri Kulkarni), 칼 하일스(Carl Heiles), 마이클 데이비스(Michael Davis), 밀러 고스(Miller Goss)에 의해 발견되었습니다.[6]

최초로 발견된 밀리초 펄서로 1.557708밀리초의 회전 주기를 가지며, 이는 초당 거의 642회전을 완료한다는 것을 의미합니다.[7] 이 기간은 천문학자들이 도달할 수 있다고 생각하는 펄서보다 훨씬 짧았고, 펄서가 동반자로부터 질량을 증가시킴으로써 회전할 수 있다는 제안으로 이어졌습니다.[8]

PSR B1937+21의 회전은 나중에 발견된 다른 밀리초 펄서와 함께 매우 안정적으로 회전합니다. 그들은 원자 시계뿐만 아니라 시간을 유지할 수 있습니다. PSR B1937+21은 때때로 특히 강한 펄스를 방출하는 몇 안 되는 펄스 중 하나라는 점에서 특이합니다. PSR B1937+21이 방출하는 거대 펄스의 플럭스 밀도는 관측된 라디오 방출 중 가장 밝습니다. PSR B1937+21의 이러한 특성과 예상치 못한 발견은 펄서에 대한 연구를 활성화하는 데 도움을 준 것으로 평가됩니다.

배경

주 기사: 펄서
펄서의 개략도. 가운데에 있는 구체는 중성자별을 나타내고, 곡선은 자기장선을 나타내고, 돌출된 원뿔은 방출 빔을 나타냅니다.

최초의 펄서는 1967년 Jocelyn Bell과 그녀의 PhD 감독자 Antony Hewish가 행성간 섬광 배열을 사용하여 발견했습니다.[9] 펄서 발견 직후 프랑코 파치니와 토마스 골드는 독자적으로 펄서가 고도로 자화된 회전 중성자별이며, 이는 태양 질량의 약 10배 이상인 별의 수명이 끝날 때 초신성의 결과로 형성된다고 제안했습니다.[10][11] 펄서가 방출하는 방사선은 중성자별을 둘러싸고 있는 플라스마와 빠르게 회전하는 자기장의 상호작용에 의해 발생합니다. 이 상호작용은 방출이 중성자별의 자극을 따라 빠져나가면서 "회전하는 비콘의 패턴으로" 방출로 이어집니다.[11] 펄서의 "회전하는 비콘" 특성은 자극과 회전하는 자극의 정렬이 어긋남에 따라 발생합니다.

디스커버리

1970년대 후반, 전파원 4C21.53은 "이상하게 높은 수준의 행성간 섬광 때문에" 전파 천문학자들의 관심을 끌었습니다.[12] 행성간 섬광은 소형 전파원과 관련이 있기 때문에 행성간 섬광 관측을 통해 4C21.53이 초신성 잔해일 수 있음을 [12]시사했지만 1974년 러셀 헐스와 조셉 테일러가 이 지역에서 아레시보 천문대에서 수행한 펄서 조사에서는 4C21.53과 관련된 펄서를 발견하지 못했습니다.[13] 이 지역에서 펄서를 발견하는 데 성공하지 못하면서 완전히 새로운 종류의 물체에 대한 제안을 포함하여 섬광에 대한 다른 설명이 탐색되었습니다.[14] 1982년 4C21.53 영역에서 펄서를 찾기 위한 이전의 탐색이 관측된 섬광을 생성할 만큼 충분히 짧은 기간에 민감하지 않다는 것을 깨달은 후, 돈 배커는 매우 짧은 기간을 포함하여 광범위한 펄스 주기와 분산 측정에 민감한 영역에서 탐색을 시작했습니다.[15] 초기 검색 계획은 500Hz의 속도로 샘플링하는 것이었는데, 642Hz에서 회전하는 펄서를 감지하기에는 속도가 충분하지 않았을 것입니다. 검색 장치를 단순화하기 위해 백커의 당시 학생인 슈리 쿨카르니는 가능한 한 빨리 샘플링을 했고, 시간은 0.4밀리초 동안 신호의 평균을 냈고, 따라서 2500Hz에서 효과적으로 샘플링을 했습니다.[5] 그 결과 1982년 11월, Backer et al. 은 1.558 밀리초마다 회전하는 펄서가 소스임을 밝혀냈는데, 이는 펄서를 연구하는 천문학자들이 예상했던 그 어떤 것도 훨씬 뛰어넘는 속도였습니다.[5][7]

특성.

에이징 및 스핀다운 속도

1982년 11월 Backer et al. 이 연구 결과를 보고했을 때, 그들은 PSR B1937+21의 회전 주기가 초당 3 × 10초의-14 속도로 증가하고 있다는 것을 발견했습니다.[7] 펄서가 방출하는 에너지는 결국 펄서의 회전 에너지로부터 얻어지기 때문에 시간이 지남에 따라 속도가 느려질 것으로 예상됩니다. 초기에 관측된 주기와 스핀 다운 속도 값을 사용하고, 펄서의 경우 최소 주기를 0.5밀리초로 가정했을 때, PSR B1937+21의 최대 나이는 약 7억 5천만 년인 것으로 나타났습니다.[8] 가능한 최소 기간의 추정치는 원심력과 펄서의 자중력이 동일한 회전 기간인 원심 파괴 한계로부터 얻어집니다.[16] 최소 회전 주기의 값은 중성자별 상태 방정식에 따라 달라지며, 서로 다른 모델은 0.3에서 1밀리초 사이의 값을 제공하며, 이는 1-3킬로헤르츠의 회전 주파수에 해당합니다.[17][18] 펄서가 절대 한계에 도달하지 못하게 하는 중력 복사와 같은 메커니즘이 있을 [16]수 있지만 펄서는 더 빨리 회전할 수 없습니다.

PSR B1937+21의 7억 5천만 년을 넘지 않는 나이는 다른 파장에서 이 지역의 관측과 상충되었습니다. PSR B1937+21 근처에서는 광학 초신성 잔해나 밝은 X선 소스가 관측되지 않았습니다.[1] PSR B1937+21이 그렇게 젊었다면 결성된 장소에서 멀리 이동할 시간이 없었을 것입니다. 초신성 폭발의 결과로 중성자별이 형성되기 때문에 젊은 펄서에게는 폭발의 증거가 근처에 있어야 합니다. 그 정도로 젊었다면 여전히 뜨거울 것으로 예상되는데, 이 경우 PSR B1937+21에서 나오는 열복사가 X선 파장에서 관측 가능할 것입니다.[8] 벤카트라만 라다크리쉬난과 G. 스리니바산은 관측된 초신성 잔해의 부족을 이용하여 PSR B1937+21이 그렇게 빠른 주기로 형성된 것이 아니라 펄서에 각운동량을 제공하는 동반성에 의해 "스펀업"되었다고 주장했습니다. 그들은 또한 필요한 스핀 다운 속도를 초당 1 × 10초로-19 이론적으로 추정했습니다.[8] Backer et al. 에서는 최초 발견 한 달 만에 스핀 다운 속도의 상한을 초당 1 × 10초로-15 수정했지만,[19] 현재 측정된 값은 초당 1.05-19 × 10초로 이론적 추정치에 더 가깝습니다.[2] PSR B1937+21의 나이도 나중에 2.29 × 10년으로8 결정되었으며, 이 값은 관측 증거와 일치합니다.[5]

PSR B1937+21을 회전시켜야 하는 동반성은 더 이상 존재하지 않기 때문에 항성 질량 동반성이 없는 몇 안 되는 밀리초 펄서 중 하나가 됩니다.[20] 밀리초 펄서를 짧은 주기로 회전시키기 위해 동반자가 필요하다는 점을 고려할 때 밀리초 펄서에 대한 동반자의 일반적으로 높은 발생이 예상됩니다. 그러나 밀리초 펄서는 동반자로부터 물질을 적극적으로 흡수하지 않으며, 대신 과거의 어느 시점에서만 이러한 작업을 수행하면 되므로 PSR B1937+21에 대한 동반자의 부족은 스핀업 모델과 불일치하는 것으로 간주되지 않습니다. 고립된 밀리초 펄서를 생성하기 위한 가능한 메커니즘은 기증자 별의 증발 또는 시스템의 조석 파괴를 포함합니다.[21]

펄스

PSR B1937+21의 한 회전 기간 동안 펄스와 인터펄스로 알려진 두 개의 피크가 관찰됩니다.[15] PSR B1937+21은 때때로 평균 펄스보다 훨씬 더 밝은 펄스를 생성한다는 점에서 펄서 중에서 특이합니다. 1995년까지 거대한 펄스를 생성하는 것으로 알려진 유일한 다른 펄서는 게 펄서였고, 2006년까지 1500개 이상의 알려진 펄서 중에서 거대한 펄스를 생성하는 것으로 관찰된 펄서는 11개였습니다.[22][23] PSR B1937+21의 거대한 펄스는 발견 직후인 1984년에 처음 관측되었지만, 빠른 주기로 인해 PSR B1937+21의 단일 펄스를 관측하는 것이 어렵다는 것은 펄스가 처음 관측된 지 10년이 지난 후까지 더 깊이 연구되지 않았다는 것을 의미했습니다.[22][24] 보다 최근의 후속 관측에서는 더 많은 거대한 펄스가 발견되었습니다. 이러한 거대 펄스는 펄스와 인터펄스 모두의 후미 에지에서 발생하는 것으로 관찰되었습니다.[25] 이러한 거대 펄스의 지속 시간은 펄서의 주기에 비해 짧으며 10나노초 정도 지속됩니다.[25] 관측된 펄스의 플럭스 밀도는 다소 가변적이지만 6.5×10−22 WmHz−2−1(6.5×104 얀스키)만큼 높은 것으로 관측되었습니다.[25] 이렇게 높은 플럭스 밀도와 낮은 지속 시간을 가진 펄스의 밝기 온도는 5 × 1039 켈빈을 초과하므로 PSR B1937+21의 펄스는 관측된 라디오 방출 중 가장 밝습니다.[25] PSR B1937+21은 본질적으로 가장 빛나는 밀리초 펄서입니다.[26] 관찰된 라디오 펄스 외에도 동일한 펄스 및 인터펄스 패턴을 나타내는 x선 파장에서 펄스가 검출되었습니다.[4]

동반자에 대한 증거

1990년 Aleksander Wolszczan에 의해 PSR B1257+12 주위의 행성 질량 동반성이 발견된 후, PSR B1937+21과 다른 펄서에[when?] 대한 데이터는 유사한 동반성이 있는지 분석되었습니다. 1994년까지 2 천문단위 이내에 있는 PSR B1937+21의 동반성에 대해 지구 질량의 약 1,000분의 1의 상한이 결정되었습니다.[20] 1999년, Aleksander Wolszczan은 PSR B1937+21에서 펄스가 도달하는 시간의 변화를 보고했고, 이러한 타이밍 변화가 펄서 주변의 왜소 행성에 의해 발생할 수 있음을 시사한 Tokio Fucuma의 이전 분석을 보고했습니다. 데이터는 세레스와 비슷한 질량을 가지고 펄서에서 2.71 천문단위에 위치한 동반자와 일치했지만 제안된 동반자를 확인하기 위해서는 더 오랜 시간에 걸친 데이터가 필요합니다.[27] 더 최근의 관측에서는 이 동반자와 관련된 어떤 규칙적인 주기 신호도 감지하지 못했지만, 펄스 도달 시간의 약간의 변화는 지구의 총 질량이 0.05보다 작은 소행성대와 일치한다고 주장합니다. 그러나 가능한 소행성 벨트를 확인하기 위해서는 개별 소행성과 관련된 펄스 타이밍 변화에서 주기성을 감지하는 것이 필요하다는 것을 인정합니다.[28]

유의성

2006년 초당 716번 회전하는 PSR J1748-2446ad가 발견되기 전까지 PSR B1937+21은 알려진 중성자별 중 가장 빨리 회전하는 별이었습니다.[29] 발견 당시 PSR B1937+21은 펄서에서 관측되는 주기의 범위를 20배까지 확장시켰으며, 또한 자기장 4.2 × 108 가우스([30]42kT)로 100배까지 관측되는 자기장의 범위를 확장했습니다.[5]

최초로 발견된 밀리초 펄서로서 PSR B1937+21은 펄서, 중성자별, 그리고 중력파와 같은 다른 천체물리학적 문제들을 연구할 수 있는 새로운 실험실을 제공함으로써 "이론의 광풍"[31]을 촉발시켰습니다.[32] 예를 들어, 그러한 높은 속도로 회전하는 데 필요한 밀도는 핵 밀도와 비슷하기 때문에, 가장 빠르게 회전하는 밀리초 펄서는 물질이 그러한 밀도에서 어떻게 행동하는지 이해하는 데 중요합니다.[29] 처음에 스핀다운 속도에 대한 높은 추정치는 중력파 감지기에 의해 직접 감지될 수 있는 신호를 의미하기 때문에 흥미로웠지만 실제 스핀다운 속도는 예상되는 신호를 현재 감지기의 감도보다 낮췄습니다. 현재 허용되는 값 스핀 다운 속도는 100만 년 동안 1.5 Hz의 회전 주기 변화에 해당합니다.[33] PSR B1937+21의 회전 안정성은 최고의 원자 시계의 안정성과 같은 순서이므로 덧셈 시간을 설정하는 데 사용되는 도구입니다.[33]

B1937+21의 발견은 "모든 주요 라디오 관측소에서 광범위한 펄서 조사"를 시작했으며 "대부분의 사람들이 이 분야가 빈사 상태라고 생각했던 시기에 펄서 천문학에 새로운 활력을 불어넣기 위해 발생했습니다."[5]

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