초경량 X선원

Ultraluminous X-ray source
NGC 4485 및 NGC 4490의 찬드라 이미지: 두 개의 잠재적 ULX

초경량 X선원(ULX)은 활성 은하핵보다 발광성이 낮지만 알려진 항성 과정보다 더 일관되게 발광하는 X선의 천문학적인 공급원이다(모든3932 방향에서 동일). 일반적으로 은하계에는 은하당 1개의 ULX가 존재하지만, 일부 은하계에는 많은 ULX가 포함되어 있다. 은하수에는 ULX가 포함되어 있지 않지만 SS 433이 가능한 출처가 될 수 있다. ULX에 대한 주된 관심은 중성자 별의 에딩턴 진도를 초과하는 발광도와 심지어 항성 블랙홀에서도 기인한다. ULX에 어떤 힘이 작용하는지는 알려져 있지 않다; 모델에는 별의 질량 물체의 비밍 방출, 중간 질량 블랙홀 유입, 그리고 초-에딩턴 방출이 포함된다.

관찰사실

ULX는 1980년대에 아인슈타인 천문대에 의해 처음 발견되었다. 나중에 ROSAT에 의해 관측되었다. X선 관측소 XMM-Newton과 Chandra는 스펙트럼과 각도 분해능이 훨씬 뛰어나다. 찬드라 관측에 의한 ULX의 조사에 의하면 ULX를 호스트하는 은하계에는 은하당 대략 1개의 ULX가 있다(대부분은 그렇지 않다).[1] ULX는 타원형 은하를 포함한 모든 유형의 은하에서 발견되지만, 별을 형성하는 은하와 중력적으로 상호작용하는 은하에서 더 흔하게 발견된다. ULX의 수십 퍼센트는 사실 배경 쿼사이다. ULX가 배경원이 될 확률은 나선은하보다 타원 은하에서 더 크다.

모델

ULX가 항성 질량 물체보다 큰 에딩턴 루미노스를 가지고 있다는 사실은 이들이 일반 X선 바이너리와는 다르다는 것을 시사한다. ULX에는 여러 모델이 있으며, 출처마다 다른 모델이 적용될 가능성이 있다.

비밍 방출 — 발생원의 방출이 강하게 방황되는 경우, Eddington 주장은 두 번 우회된다. 첫째, 발생원의 실제 조도가 유추된 것보다 낮기 때문이다. 둘째, 발생 가스가 광자가 방출되는 방향과 다른 방향에서 올 수 있기 때문이다. 모델링은 항성 질량 선원이 1040 Erg/s(10 W33)까지 발광에 도달할 수 있음을 나타내며, 이는 대부분의 선원을 설명하기에 충분하지만 가장 발광 선원에 비해 너무 낮다. 선원이 항성 질량이고 열 스펙트럼이 있는 경우 온도가 높아야 하며 볼츠만 상수 kT ≈ 1 keV의 온도 곱하기 및 준주기 진동은 예상되지 않는다.

중간 질량 블랙홀 — 블랙홀은 자연에서 태양의 10배 질량의 질량과 수백만에서 수십억의 질량을 가지고 관측된다. 전자는 거대한 별들의 최종 산물인 '별의 블랙홀'인 반면 후자는 초거대 블랙홀로 은하 중심부에 존재한다. 중간 질량 블랙홀(IMBH)은 가상의 제3종 물체로 수백에서 수천 개의 태양 질량의 범위에 있는 질량을 가지고 있다.[2] 중간 질량 블랙홀은 역동적인 마찰에 의해 숙주 은하의 중심부로 가라앉지 않을 만큼 가볍지만, 에딩턴 한계를 초과하지 않고 ULX 광도에서 방출할 수 있을 만큼 충분히 크다. ULX가 중간 질량 블랙홀인 경우, 높은/부드러운 상태에서는 비교적 낮은 온도(kT 0 0.1 keV)에서 정점을 이루는 응축 디스크의 열 구성부품을 가져야 하며, 비교적 낮은 주파수에서 준주기적 진동을 보일 수 있다.

가능한 IMBH로 일부 선원에 유리한 주장은 X선 스펙트럼을 스케일업된 항성 질량 블랙홀 X선 바이너리로 비유한 것이다. X선 바이너리의 스펙트럼은 다양한 전환 상태를 거치는 것으로 관찰되었다. 이러한 주 중 가장 주목할 만한 주는 저/하드 주와 고/소프트 주이다(Remillard & McClintock 2006 참조). 로우/하드 상태 또는 파워 로가 지배하는 상태는 1.5 ~ 2.0(하드 X선 스펙트럼)의 스펙트럼 지수를 가진 흡수 파워 로 X선 스펙트럼이 특징이다. 역사적으로 이 상태는 낮은 광도와 관련이 있었지만, RXTE와 같은 위성과의 더 나은 관측과 함께, 반드시 그렇지는 않다. 하이/소프트 상태는 흡수된 열성분(디스크온도(kT 1 1.0 keV)과 전원법(spectral index ≈ 2.5)이 특징이다. 적어도 하나의 ULX 선원인 Holmberg II X-1이 하이 상태와 로우 상태의 스펙트럼 특성을 가진 상태에서 관찰되었다. 이는 일부 ULX가 IMBH에 유입될 수 있음을 시사한다(Winter, Mushotzky, Reynolds 2006 참조).

백그라운드 쿼사 — 관찰된 ULX의 상당 부분은 사실 백그라운드 소스가 된다. 그러한 선원은 매우 낮은 온도(예: PG quasars의 소프트 초과)로 식별할 수 있다.

초신성 잔해 — 밝은 초신성 잔해물(SN)이 아마도 최대 1039 Erg/s32(10 W)의 광도에 도달할 수 있다. ULX가 SN 잔해인 경우 짧은 시간 범위에서는 가변적이지 않으며, 몇 년의 시간 범위에서는 변한다.

주목할 만한 ULX

SS 433 - 가능한 ULX 레이 객체
  • Holmberg II X-1: 이 유명한 ULX는 왜소 은하계에 살고 있다. XMM을 사용한 여러 관측 결과, 낮은/하드 및 높은/부드러운 상태의 선원이 밝혀졌으며, 이는 이 선원이 스케일업된 X선 바이너리 또는 상승하는 IMBH일 수 있음을 시사한다.
  • M74: 2005년 찬드라에 의해 관측된 중간 질량 블랙홀을 포함할 가능성이 있다.
  • M82 X-1: 이것은 가장 빛을 발하는 것으로 알려진 ULX(2004년 10월 현재)이며, 중간 질량 블랙홀을 유치할 수 있는 최적의 후보지로 자주 표시되어 왔다.[3] M82-X1은 항성 군집과 연관되어 있으며, 준주기적 진동(QPO)을 나타내며, X선 진폭에서 62일의 변조를 가진다.
  • M82 X-2: 2014년에 블랙홀이 아닌 펄서로 발견된 특이한 ULX.[4]
  • M101-X1: 가장 밝은 ULX 중 하나이며, 최대41 10 Erg/s(10 W34)의 광도를 가지고 있다. 이 ULX는 초거성 항성으로 해석된 광원과 일치하므로 X선 이진이 될 수 있는 경우를 뒷받침한다.[5]
  • NGC 1313 X1과 X2: 레티쿨룸 별자리의 나선 은하인 NGC 1313에는 두 개의 초경광 X선 선원이 포함되어 있다.[6] 이 두 선원은 저온 디스크 성분을 갖고 있었는데, 이는 중간 질량 블랙홀이 존재했다는 유력한 증거로 해석된다.[7]
  • RX J0209.6-7427: 마젤란교에서 1993년에 마지막으로 검출된 일시적인 Be X선 바이너리 시스템으로, 2019년에 26년 만에 깊은 잠에서 깨어났을 때 ULX 펄서로 밝혀졌다.[8][9]

참고 항목

참조

  1. ^ Swartz, D.A.; et al. (Oct 2004). "The Ultraluminous X-Ray Source Population from the Chandra Archive of Galaxies". The Astrophysical Journal Supplement Series. 154 (2): 519–539. arXiv:astro-ph/0405498. Bibcode:2004ApJS..154..519S. doi:10.1086/422842.
  2. ^ Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 9781400846122.
  3. ^ Miller, J.M.; et al. (Oct 2004). "A Comparison of Intermediate-Mass Black Hole Candidate Ultraluminous X-Ray Sources and Stellar-Mass Black Holes". The Astrophysical Journal. 614 (2): L117–L120. arXiv:astro-ph/0406656. Bibcode:2004ApJ...614L.117M. doi:10.1086/425316.
  4. ^ Bachetti, M.; Harrison, F. A.; Walton, D. J.; Grefenstette, B. W.; Chakrabaty, D.; Fürst, F.; Barret, D.; et al. (9 October 2014). "An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star". Nature. 514 (7521): 202–204. arXiv:1410.3590. Bibcode:2014Natur.514..202B. doi:10.1038/nature13791. PMID 25297433.
  5. ^ Kuntz, K.D.; et al. (Feb 2005). "The Optical Counterpart of M101 ULX-1". The Astrophysical Journal. 620 (1): L31–L34. Bibcode:2005ApJ...620L..31K. doi:10.1086/428571.
  6. ^ Irion R (July 23, 2003). "Stronger Case for Midsize Black Holes".
  7. ^ Miller, J.M.; et al. (Mar 2003). "X-ray Spectroscopic Evidence for Intermediate-Mass Black Holes: Cool Accretion Disks in Two Ultraluminous X-Ray Sources". Astrophysical Journal Letters. 585 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0211178. Bibcode:2003ApJ...585L..37M. doi:10.1086/368373.
  8. ^ Chandra, A. D.; Roy, J.; Agrawal, P. C.; Choudhury, M. (3 June 2020). "Study of recent outburst in the Be/X-ray binary RX J0209.6−7427 with AstroSat: a new ultraluminous X-ray pulsar in the Magellanic Bridge?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3): 2664–2672. arXiv:2004.04930. Bibcode:2020MNRAS.495.2664C. doi:10.1093/mnras/staa1041.
  9. ^ "Ultra-bright X-ray source awakens near a galaxy not so far away". Royal Astronomical Society. 3 June 2020.