회전 무선 과도

Rotating radio transient

회전 전파 과도현상(RRAT)은 2006년에 [1]처음 발견된 짧고 중간 정도의 밝기의 전파 펄스의 원천이다. 즉, RRAT는 펄사로 간주된다. 즉, 펄사의 대부분보다 산발적으로 더 많은 펄스 대 펄스 변동성을 갖는 회전 자화 중성자별이다.RRAT가 무엇인지에 대한 실용적인 정의는 푸리에 영역 검색과 달리 밝은 단일 펄스를 검색할 때 더 쉽게 발견할 수 있는 펄서입니다. 따라서 'RRAT'는 (발견 방법에 대한) 레이블에 불과하며 펄서와 구별되는 물체의 클래스를 나타내지 않습니다.2015년 3월 현재 100건 이상이 [2]보고되었다.

일반적인 특징

RRAT로부터의 펄스는 몇 밀리초에서 몇 밀리초 동안 지속됩니다.펄스는 1.4GHz에서 [1]플럭스 밀도가 몇 가지 얀스키인 펄사에서 관찰된 가장 밝은 단일 펄스와 유사합니다.RRATs의 발견에 관여한 전파천문학자 Andrew Lyne는 "하늘에 [3]수십 개의 밝은 전파원이 있다고 추측한다."검출된 버스트 사이의 시간 간격은 초(1펄스 주기)에서 시간까지입니다.따라서 RRAT로부터의 무선 방출은 일반적으로 하루에 [1]1초 미만으로 검출할 수 있습니다.

RRAT에서 산발적으로 방출되는 것은 푸리에 기술을 사용하는 표준 주기성 탐색에서는 일반적으로 RRAT가 검출되지 않음을 의미합니다.그럼에도 불구하고 RRAT의 기본 주기성은 펄스 간 간격의 최대 공통 분모를 찾아 결정할 수 있습니다.이는 최대 주기를 산출하지만 많은 펄스 도착 시간이 결정되면 (정수 인수에 의해) 짧은 주기는 통계적으로 가능성이 낮은 것으로 간주될 수 있다.따라서 RRAT에 대해 결정된 주기는 약 1초 이상이며, 이는 펄스가 회전하는 중성자 별에서 발생할 가능성이 높음을 의미하며, "회전하는 무선 과도"라는 이름이 붙게 되었다.일부 RRAT에서 볼 수 있는 주기는 대부분의 무선 펄서보다 길며, 개별 펄스를 탐색할 때 (정의상) 발견된 선원에 대해 어느 정도 예상한다.지난 몇 년간 RRATs의 모니터링은 그들이 느려지고 있다는 것을 밝혀냈다.알려진 일부 RRAT의 경우, 이 느린 속도는 작지만 일반적인 펄서보다 크며, 이는 [4]다시 마그네타와 일치한다.

RRAT의 중성자별 특성은 RRAT J1819-1458의 X선 관측을 우주 기반 Chandra X선 [5]관측소를 사용하여 수행했을 때 더욱 확인되었다.냉각 중성자별의 온도는 100만 켈빈으로 X선 파장에서 열 방출됩니다.X선 스펙트럼의 측정은 중성자별 표면으로부터의 열 방출이라고 가정하여 온도를 결정할 수 있다.그 결과 RRAT J1819-1458의 온도는 마그네타 표면에서 발견된 온도보다 훨씬 낮으며, RRAT와 마그네타 간의 특성 중 일부는 공유되지만 중성자별 집단에 속한다는 것을 시사한다.RRAT로 확인된 다른 맥동들은 X선 관측에서 아직 발견되지 않았다.이것은 사실상 무선 대역 밖에서 이러한 소스를 검출하는 유일한 방법입니다.

검출

1967년 펄서가 발견된 후, 는 펄서 펄스의 두 가지 주요 특징에 의존하여 펄서를 지상파 무선 신호로 인한 소음으로부터 구별하기 위해 더 많은 펄서를 찾아냈다.첫번째는 맥동의 주기적인 성질이다.데이터를 통한 주기성 탐색을 실시함으로써 단순히 개별 [6]펄스를 찾는 경우보다 훨씬 높은 신호 대 잡음비로 펄스 검출을 할 수 있다.펄서 신호의 두 번째 정의 특성은 이온화된 매체를 통과하는 전자파의 위상 속도의 주파수 의존으로 인해 개별 펄스의 주파수 분산입니다.성간 매체는 이온화된 성분을 특징으로 하기 때문에 펄서에서 지구로 이동하는 파동이 분산되어 펄서 조사도 분산된 파동을 찾는 데 초점을 맞추고 있다.두 가지 특성을 조합하는 것의 중요성은 지금까지 가장 큰 펄서 조사인 파크스 멀티빔 펄서 조사(Parkes Multibeam Pulsar Survey)의 초기 데이터 처리에서 "단일 분산 펄스에 민감한 검색은 포함되지 않았다"는 것이다."[6]

조사가 끝난 후 단일 분산 펄스에 대한 조사가 시작되었습니다.조사에 의해 이미 검출된 펄서의 약 4분의 1은 단일 분산 펄스를 탐색하여 발견되었지만,[6] 펄서와 관련이 없는 것으로 생각되는 단일 분산 펄스의 발생원은 17개였다.추적 관찰에서 이들 중 일부는 주기성 탐색에서 놓친 맥동인 것으로 확인되었지만, 11개의 선원은 분산된 단일 펄스로 특징지어졌으며, 펄스 간 간격은 몇 분에서 몇 [1]시간까지 불규칙하게 지속되었다.

2015년 3월 현재 100개 이상이 보고되었으며, 최대 764 cmpc의−3 [2]분산 측정치가 적용되었다.

가능한 펄스 메커니즘

RRAT 펄스의 불규칙성을 설명하기 위해 RRAT로 라벨이 지정된 펄서의 대부분은 선원의 낮은 고유 밝기 또는 장거리 때문에 검출할 수 없는 규칙적인 기본 방출을 가진 펄서와 완전히 일치한다는 점에 주목한다.그러나 이러한 펄서로부터의 펄스를 검출하지 않는 경우, 이러한 산발적인 방출이 설명될 수 있는 메커니즘을 여러 저자가 제안했다.예를 들어, 펄서가 점차 에너지를 잃어가면서 펄서 기간의 이론적인 영역인 펄서 "죽음의 계곡"에 접근합니다. 펄서 방출 메커니즘은 고장날 것으로 생각되지만 펄서가 이 영역에 접근하면 산발적으로 발생할 수 있습니다.그러나 이것은 RRAT의 [7]일부 동작과 일치하지만, 알려진 기간과 주기 파생물이 있는 RRAT는 표준 사망 [6]영역 근처에 있지 않다.또 다른 제안은 중성자별을 형성한 초신성의 잔해에서 소행성이 형성될 수 있고, 이러한 잔해들이 RRAT의 광원추와 다른 형태의 펄사에 유입되면 [8]관찰된 불규칙한 행동 중 일부가 발생할 수 있다는 것입니다.대부분의 RRAT에는 더 큰 거리를 나타내는 큰 분산 측정값이 있으며, 유사한 방출 특성과 결합되어 있기 때문에 일부 RRAT는 망원경 검출 임계값 때문일 수 있다.그럼에도 불구하고, RRAT가 소위 "거대 펄스"라고 불리는 펄서와 유사한 방출 메커니즘을 공유할 [9]가능성도 배제할 수 없다.RRAT의 방출 메커니즘을 완전히 이해하려면 중성자별을 둘러싼 파편을 직접 관찰해야 하는데, 지금은 불가능하지만, 향후 평방 킬로미터 배열로 가능할 수 있다.그럼에도 불구하고 RRAT가 처음 발견된 아레시보, 그린뱅크 망원경, 파크스 천문대와 같은 관측소에서 더 많은 RRAT가 검출됨에 따라 RRAT의 특성 중 일부는 더욱 명확해질 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d McLaughlin, M. A.; et al. (2006). "Transient radio bursts from rotating neutron stars". Nature. 439 (7078): 817–820. arXiv:astro-ph/0511587. Bibcode:2006Natur.439..817M. doi:10.1038/nature04440. PMID 16482150. S2CID 4402381.
  2. ^ a b RRATALOG 테이블
  3. ^ Bjorn Carey (2007-02-15). "Astronomers Discover Peek-A-Boo Stars". Space.com.
  4. ^ Burgay, M.; McLaughlin, M. A.; Reynolds, S. P. (2007). "On the debated nature of Rotating RAdio Transients". The multicolored landscape of compact objects and their explosive origins. AIP Conference Proceedings. Vol. 924. AIP Conference Proceedings. pp. 607–612. Bibcode:2007AIPC..924..607B. doi:10.1063/1.2774917.
  5. ^ Gaensler, B. M.; et al. (2007). "Chandra smells a RRAT: X-ray Detection of a Rotating Radio Transient". Astrophysics and Space Science. 308 (1–4): 95–99. arXiv:astro-ph/0608311. Bibcode:2007Ap&SS.308...95G. doi:10.1007/s10509-007-9352-8. S2CID 118787389.
  6. ^ a b c d McLaughlin, Maura (2009). "Rotating Radio Transients". In Warner Becker (ed.). Neutron Stars and Pulsars. Berlin: Springer. pp. 41–66.
  7. ^ Zhang, B.; Gil, J.; Dyks, J. (2007). "On the origins of part-time radio pulsars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (3): 1103–1107. arXiv:astro-ph/0601063. Bibcode:2007MNRAS.374.1103Z. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11226.x. S2CID 5995242.
  8. ^ Cordes, J. M.; Shannon, R. M. (2008). "Rocking the Lighthouse: Circumpulsar Asteroids and Radio Intermittency". The Astrophysical Journal. 682 (2): 1152–1165. arXiv:astro-ph/0605145. Bibcode:2008ApJ...682.1152C. doi:10.1086/589425. S2CID 17602731.
  9. ^ Hu, H.-D.; Esamdin, A; Yuan, J.-P.; Liu, Z.-Y.; Xu, R.-X.; Li, J.; Tao, G.-C.; Wang, N. (2011). "Strong pulses detected from a rotating radio transient J1819-1458". Astronomy and Astrophysics. 530: A67. arXiv:1104.3256. Bibcode:2011A&A...530A..67H. doi:10.1051/0004-6361/201015953. S2CID 53482941.

외부 링크