마그네타의 자기장. 마그네타란 무엇입니까? 태초에는 컨벡션 오븐이 있었습니다.

이런 종류의 별은 자연계에서 극히 드물다. 얼마 전까지만 해도, 그 위치와 즉각적인 발생에 대한 문제는 학식 있는 점성가들을 불확실성에 빠뜨렸습니다. 그러나 칠레 파나마 천문대에 위치한 유럽 남부 천문대의 VLT(Very Large Telescope)와 그 도움으로 수집된 데이터 덕분에 천문학자들은 이제 그러한 이해할 수 없는 수많은 미스터리 중 하나를 마침내 풀 수 있었다고 자신있게 믿을 수 있습니다. 우리 공간.

이 기사에서 위에서 언급했듯이 마그네타는 매우 희귀한 유형의 중성자별이며 엄청난 자기장 강도를 특징으로 합니다(마그네타는 지금까지 전체 우주에서 알려진 물체 중 가장 강력합니다). 이 별들의 특징 중 하나는 크기가 상대적으로 작고 밀도가 매우 높다는 것입니다. 과학자들은 작은 유리구슬 크기의 이 물질 한 조각의 질량이 10억 톤 이상에 달할 수 있다고 제안합니다.

이러한 유형의 별은 거대한 별이 자체 중력에 의해 붕괴되기 시작할 때 형성될 수 있습니다.

우리 은하계의 마그네타

은하수에는 약 36개의 마그네타가 있습니다. 매우 큰 망원경으로 연구한 물체는 Westerlund 1이라는 별 무리, 즉 우리로부터 불과 16,000광년 떨어진 제단 별자리의 남쪽 부분에 위치해 있습니다. 이제 마그네타가 된 별은 우리 태양보다 약 40~45배 더 컸습니다. 이 관찰은 과학자들을 혼란스럽게 만들었습니다. 결국 그렇게 큰 크기의 별은 블랙홀로 붕괴되어야한다고 생각합니다.


그러나 이전에 CXOU J1664710.2-455216으로 명명된 별이 자체 붕괴로 인해 마그네타로 변했다는 사실은 몇 년 동안 천문학자들을 괴롭혔습니다. 그러나 여전히 과학자들은 매우 비정형적이고 특이한 현상 이전에 무엇이 있었는지 가정했습니다.

산개성단 Westerlund 1. 사진에는 폭발로 인해 찢겨진 마그네타와 동반별이 담겨 있습니다. 출처: ESO


보다 최근인 2010년에는 두 개의 거대한 별 사이의 긴밀한 상호작용에 의해 마그네타가 생성되었다는 제안이 있었습니다. 이 가정에 따라 별들은 서로 돌아서 변형을 일으켰습니다. 이 물체들은 너무 가까워 태양 궤도와 지구 사이의 거리만큼 작은 공간에도 쉽게 들어갈 수 있었습니다.

그러나 최근까지 이 문제를 연구하는 과학자들은 제안된 쌍성계 모델에서 두 별이 서로 밀접하게 공존한다는 증거를 찾을 수 없었습니다. 그러나 초대형 망원경의 도움으로 천문학자들은 성단이 위치한 관심 있는 하늘 영역을 더 자세히 연구하고 이동 속도가 매우 빠른 적합한 물체(“폭주”)를 찾을 수 있었습니다. 또는 "가출" 스타). 한 이론에 따르면, 그러한 물체는 마그네타를 형성하는 초신성 폭발의 결과로 원래 궤도에서 던져졌다고 믿어집니다. 그리고 실제로 이 별이 발견되었으며, 나중에 과학자들은 이 별을 Westerlund 1?5라고 명명했습니다.

연구 결과를 발표한 저자 벤 리치(Ben Ritchie)는 발견된 '런닝' 스타의 역할을 다음과 같이 설명한다.
“우리가 발견한 별은 아마도 초신성 폭발로 인해 발생했을 가능성이 있는 엄청난 운동 속도를 가지고 있을 뿐만 아니라 놀라울 정도로 낮은 질량, 높은 광도 및 탄소가 풍부한 구성 요소가 함께 결합되어 있는 것을 볼 수 있습니다. 이러한 특성이 하나의 개체에 결합되는 경우가 거의 없기 때문에 이는 놀라운 일입니다. 이 모든 것은 Westerlund 1?5가 실제로 쌍성계로 형성되었을 수 있음을 나타냅니다.”

이 별에 대해 수집된 데이터를 사용하여 천문학자 팀은 마그네타의 출현에 대해 제안된 모델을 재구성했습니다. 제안된 계획에 따르면 작은 별의 연료 보유량은 "동반자"의 연료 보유량보다 높았습니다. 따라서 작은 별은 큰 별의 위쪽 공을 끌어당기기 시작했고, 이로 인해 강한 자기장이 통합되었습니다.


얼마 후, 작은 객체는 바이너리 컴패니언보다 커져서 상위 레이어의 전송 과정이 역전되었습니다. 실험 참가자 중 한 명인 Francisco Najarro에 따르면, 연구 중인 물체의 이러한 동작은 잘 알려진 어린이 게임인 "다른 사람에게 전달하기"를 정확히 연상시킵니다. 게임의 목표는 여러 겹의 종이로 물건을 싸서 아이들로 구성된 원 주위로 전달하는 것입니다. 각 참가자는 흥미로운 장신구를 찾기 위해 포장지 한 겹을 풀어야 합니다.

이론적으로는 두 별 중 더 큰 별이 더 작은 별으로 변해 쌍성계 밖으로 쫓겨나는 동시에 두 번째 별이 빠르게 축을 중심으로 회전하여 초신성으로 변합니다. 이 상황에서 "달리는" 별인 Westerlund 1?5는 쌍성 쌍의 두 번째 별입니다(설명된 과정의 알려진 모든 신호를 전달합니다).
이 매혹적인 과정을 연구한 과학자들은 실험 중에 수집한 데이터를 통해 쌍성 사이의 매우 빠른 회전과 질량 전달이 마그네타라고도 알려진 희귀 중성자별 형성의 핵심이라는 결론을 내렸습니다.

마그네타에 관한 비디오:

일부 별은 너무 강하게 자화되어 자기장의 에너지로 인해 거대한 플레어를 방출하고 진공의 양자 특성을 크게 변경합니다. 마그네타의 "성진"은 엄청난 양의 전자기 에너지(진도 21의 에너지와 동일)를 방출하고 자기장에 포착된 뜨거운 플라즈마 볼을 방출합니다.

1979년 3월 5일, 소련의 우주정거장 베네라 11호와 베네라 12호는 착륙선을 금성의 독성 대기에 떨어뜨린 후 계속해서 태양계 내부를 통과하는 타원 궤도를 따라 비행했습니다. 두 정거장의 방사선 측정기는 초당 100회 이내로 변동했습니다. 그러나 중앙 유럽 표준시(EST) 10시 51분에 감마 방사선 흐름이 장치에 부딪혔습니다. 1000분의 1초도 안 되는 순간에 방사선 수준이 초당 20만 건을 초과했습니다. 11초 후 감마 방사선의 흐름이 NASA의 우주 탐사선 헬리오스 2호(Helios-2)를 뒤덮었습니다. 이 탐사선 역시 태양 주위의 궤도를 돌고 있었습니다. 고에너지 방사선의 평평한 전면이 태양계를 통과했다는 것이 분명해졌습니다. 곧 그는 금성에 도착했고, 그 주위를 도는 Pioneer VenusOrbiter 위성의 탐지기가 규모를 벗어났습니다. 몇 초 후, 그 흐름은 지구에 도달했고 3개의 미국 국방부 Vela 위성, 소련 Prognoz-7 위성 및 아인슈타인 우주 관측소에 의해 감지되었습니다. 마침내 태양계를 통과하는 도중에 파동 전선이 국제 태양-지구 탐사 우주 정거장을 강타했습니다.

고에너지 경질 감마선의 폭발은 태양계 외부에서 오는 이전의 모든 방사선보다 100배 더 강력했으며 지속 시간은 0.2초에 불과했습니다. 이어서 연X선과 감마선이 8초 동안 맥동했습니다. 그리고 3분만에 사망. 14.5시간 후인 3월 6일 01:17에 천구의 같은 지점에서 또 다른, 그러나 더 약한 감마선 섬광이 관찰되었습니다. 향후 4년 동안 Leningrad Institute of Physics and Technology의 과학자 그룹이 참여했습니다. Evgeniy Mazets의 지휘 아래 A.F. Ioffe는 또 다른 16건의 발병을 등록했습니다. 강도는 다양했지만 1979년 3월 5일 폭발보다 약하고 짧았습니다.

천문학자들은 이와 같은 것을 본 적이 없습니다. 첫째, 새로운 폭발은 이미 잘 알려지고 연구된 감마선 폭발(Gamma-Ray Bursts, GRB) 목록에 포함되었지만 여러 면에서 달랐습니다. 80년대 캘리포니아 대학교 버클리 캠퍼스의 케빈 C. 헐리(Kevin C. Hurley)는 비슷한 폭발이 하늘의 다른 두 지역에서도 발생했음을 발견했습니다. 단 한 번만 폭발한 GRB와 달리 이러한 모든 소스는 반복적으로 폭발했습니다(#4 "과학의 세계에서". Neil Gehrels, Luigi Piroi Peter Leonard, "The Brightest Explosions in the Universe" 참조). 1986년 7월 툴루즈에서 열린 회의에서 천문학자들은 하늘에서 이러한 광원의 위치에 동의하고 이를 "소프트 감마 중계기"(SGR)라고 불렀습니다.

검토: 초자성 중성자별

  • 천문학자들은 알려진 다른 모든 반복 폭발보다 수백만 배 더 밝을 수 있는 강력한 감마선 및 X선 방사선을 방출하는 여러 별을 발견했습니다. 이러한 에너지와 방사선 맥동의 엄청난 규모는 중성자별을 나타냅니다. 이는 우주에서 두 번째로 극단적인(블랙홀 다음으로) 유형의 물체입니다.
  • 이 중성자별은 측정된 자기장 중 가장 강한 자기장을 갖고 있기 때문에 마그네타라고 불립니다. 관찰된 플레어는 지진과 유사한 자기 불안정으로 인한 것일 수 있습니다.
  • 수백만 개의 마그네타가 감지되지 않은 채 우리 은하계를 떠돌고 있습니다. 10,000년 동안만 활성 상태로 유지됩니다.

이 논문의 저자 중 두 명인 Duncan과 Thompson이 이러한 이상한 물체에 대한 설명을 생각해 내기까지 7년이 더 걸렸으며 Kouveliotou와 그녀의 팀은 제안된 모델을 뒷받침하는 설득력 있는 증거를 발견한 것은 1988년이 되어서였습니다. 최근 관찰에 따르면 이 모든 것은 변칙 X선 펄서(AXP)로 알려진 또 다른 유형의 신비한 천체와 관련이 있는 것으로 나타났습니다.

중성자별은 알려진 천체 중 밀도가 가장 높습니다. 질량은 태양 질량보다 약간 크며 직경이 20km에 불과한 공에 집중되어 있습니다. SGR 연구에 따르면 일부 중성자별은 강력한 자기장을 갖고 있어 별 내부 물질의 특성과 주변 진공의 양자 상태를 크게 변화시켜 우주의 다른 곳에서는 관찰되지 않는 물리적 효과를 발생시키는 것으로 나타났습니다.

아무도 예상하지 못했어

1979년 3월에 폭발한 방사선은 너무 강했기 때문에 이론가들은 그 방사선원이 지구에서 수백 광년도 채 안되는 우리 은하 어딘가에 있을 것이라고 제안했습니다. 이 경우 물체의 X선과 감마선의 강도는 영국의 천체물리학자 아서 에딩턴(Arthur Eddington)이 1926년에 계산한 별의 최대 정지 광도보다 낮을 수 있습니다. 이는 별의 뜨거운 외층을 통과하는 복사의 압력에 의해 결정됩니다. 방사선의 강도가 이 최대값을 초과하면 그 압력이 중력을 극복하고 별에서 물질이 방출되어 정지 상태를 방해하게 됩니다. 그리고 에딩턴 한계보다 작은 복사속은 설명하기 어렵지 않습니다. 예를 들어, 일부 이론가들은 소행성이나 혜성과 같은 물질 덩어리가 근처의 중성자별과 충돌하여 방사선 폭발이 발생할 수 있다고 제안했습니다.

규모 후보자

우리 은하와 그 주변에서 마그네타로 추정되는 12개의 물체가 발견되었습니다.

관찰 데이터로 인해 과학자들은 이 가설을 포기하게 되었습니다. 각 우주 정거장은 NASA 고다드 우주 비행 센터(NASA Goddard Space Flight Center)의 Thomas Litton Cline이 이끄는 천문학자 팀이 방사선원의 위치를 ​​삼각 측량할 수 있도록 하는 최초의 하드 방사선 폭발의 도착 시간을 기록했습니다. 이는 우리로부터 약 17만 광년 떨어진 작은 은하인 대마젤란은하와 일치하는 것으로 밝혀졌다. 보다 정확하게는, 근원의 위치는 5천년 전 대마젤란운에서 폭발한 별의 빛나는 잔해인 젊은 초신성 잔해와 일치합니다. 이것이 우연이 아니라면, 그 근원은 원래 생각했던 것보다 지구에서 천 배 더 멀리 떨어져 있어야 하므로 그 강도는 에딩턴 한계보다 백만 배 더 커야 합니다. 1979년 3월 이 소스는 0.2초 만에 할당됐다. 태양이 약 10,000년 동안 방출하는 만큼의 에너지가 있으며, 이 에너지는 감마 범위에 집중되어 있으며 전자기 복사의 전체 스펙트럼에 분포되지 않습니다.

평범한 별은 그렇게 많은 에너지를 방출할 수 없기 때문에 그 원천은 블랙홀이나 중성자별과 같은 특이한 것이어야 합니다. 블랙홀 옵션이 거부된 이유는 다음과 같습니다. 복사 강도는 약 8초의 주기로 변했으며, 블랙홀은 엄격히 주기적인 펄스를 방출할 수 없는 구조 없는 물체입니다. 초신성 잔해와의 연관성은 중성자별 가설을 더욱 강화합니다. 이는 일반 고질량 별의 중심에 있는 핵연료 공급이 고갈되고 중력에 의해 붕괴되어 초신성 폭발이 일어날 때 형성되는 것으로 생각됩니다.

그러나 중성자별로 폭발의 원인을 밝혀내는 것만으로는 문제가 해결되지 않았습니다. 천문학자들은 초신성 잔해에서 발견되는 여러 개의 중성자별에 대해 알고 있는데, 이들은 전파 펄스를 주기적으로 방출하는 전파 펄서입니다. 그러나 1979년 3월 폭발의 근원은 약 8초의 주기로 회전했는데, 이는 당시 알려진 모든 전파 펄서의 회전보다 훨씬 느립니다. 그리고 "조용한" 시간에도 중성자별의 회전 감속은 설명할 수 없을 정도로 높은 강도의 X선 방사선을 꾸준히 방출했습니다. 그 근원이 초신성 잔해의 중심에서 눈에 띄게 옮겨진 것도 이상하다. 만약 잔해의 중심에서 형성되었다면, 그러한 변위를 위해서는 폭발 중에 1,000km/s의 속도를 얻었음에 틀림없으며, 이는 중성자별에서는 일반적이지 않습니다.

마지막으로, 발병 자체는 설명할 수 없는 것처럼 보입니다. 이전에도 일부 중성자별에서 X선 ​​폭발이 관찰된 적이 있지만 에딩턴 한계를 초과한 적은 없습니다. 천문학자들은 이를 수소나 헬륨의 열핵 연소 과정이나 별에 대한 갑작스러운 강착 과정 때문이라고 생각했습니다. 그러나 SGR 플레어의 강도는 전례가 없었으며 이를 설명하려면 다른 메커니즘이 필요했습니다.

항상 속도를 늦추고

1979년 3월 5일 소스에서 발생한 마지막 감마선 폭발은 1983년 5월에 감지되었습니다. 우리 은하 내에 위치한 다른 두 개의 SGR은 1979년에 발견되었으며 오늘날에도 활성 상태로 유지되어 매년 수백 번의 감마선 폭발을 생성합니다. 1998년에는 네 번째 SGR이 발견되었습니다. 이 천체 중 4개 중 3개는 초신성 잔해와 연관되어 있을 가능성이 높습니다. 그 중 두 개는 매우 밀집된 거대하고 젊은 별 성단 근처에 위치해 있으며, 이는 이들이 그러한 별에서 유래했음을 시사합니다. 다섯 번째 SGR 후보는 단 두 번만 발사되었으며 하늘에서의 정확한 위치는 아직 결정되지 않았습니다.

중성자별의 두 가지 유형

핵물질 이론에 기초한 중성자별의 구조. 원자핵과 전자의 구조인 중성자별의 지각에서는 별지진이 발생할 수 있습니다. 핵은 주로 중성자와 쿼크로 구성됩니다. 뜨거운 플라즈마의 대기는 단지 몇 센티미터까지 확장될 수 있습니다.

1996년에 Los Alamos 국립 연구소의 연구원 Baolian L. Chang, Richard I. Epstein, Robert A. Guyer 및 C. AlexYoung은 SGR 발생이 지진과 유사하다는 점에 주목했습니다. 즉, 작은 에너지 폭발이 더 자주 발생한다는 것입니다. University of Alabama Huntsville 졸업생 Ersin Gegus는 다양한 소스에서 발생한 대규모 플레어 샘플에 대해 이러한 동작을 확인했습니다. 유사한 통계적 특성은 작은 교란이 연쇄 반응을 일으킬 수 있는 임계 상태에 도달하는 자기 조직화 시스템의 특징입니다. 이 동작은 모래 경사면의 붕괴부터 태양의 자기 플레어에 이르기까지 다양한 시스템에 내재되어 있습니다.

그런데 중성자별은 왜 이런 식으로 행동하는 걸까요? 강한 자기장을 가지고 빠르게 회전하는 중성자별인 전파 펄서를 연구하는 것이 이 질문에 답하는 데 도움이 되었습니다. 별 내부 깊은 곳에 흐르는 전류에 의해 지원되는 자기장은 별과 함께 회전합니다. 전파 빔은 별의 자극에서 방출되어 등대의 신호등처럼 회전으로 인해 공간을 이동하여 맥동을 일으킵니다. 펄서는 또한 각중성자별에서 에너지를 운반하는 하전입자 흐름과 저주파 전자기파를 방출하여 회전을 점차 느리게 만듭니다.

아마도 가장 유명한 펄서는 1054년에 폭발한 초신성의 잔해인 게 성운에 있을 것입니다. 그 자전 주기는 오늘날 33ms이고 100년마다 1.3ms씩 증가합니다. 역외삽법은 펄서의 초기 주기에 대해 약 20ms의 값을 제공합니다. 과학자들은 펄서의 회전이 계속해서 느려질 것이며 결국 그 주파수가 너무 낮아져 무선 펄스를 방출할 수 없게 될 것이라고 믿습니다. 회전 속도 감소 속도는 거의 모든 전파 펄서에 대해 측정되었으며 이론에 따르면 별의 자기장의 강도에 따라 달라집니다. 이러한 관찰로부터 대부분의 젊은 전파 펄서는 $10^(12)$에서 $10^(13)$G 사이의 자기장을 가져야 한다는 결론이 내려졌습니다. (비교를 위해 스피커 스피커의 자석은 약 100가우스의 자기장을 갖습니다.)

태초에는 컨벡션 오븐이 있었습니다.

하지만 여전히 질문은 열려 있습니다. 자기장은 어디에서 오는가? 대부분의 천문학자들은 별이 아직 초신성을 가지지 않은 시기에 이 별이 일어났다고 가정합니다. 모든 별은 약한 자기장을 가지고 있으며 압축의 결과로 더 강해질 수 있습니다. 맥스웰의 전기역학 방정식에 따르면, 자화된 물체의 크기를 2배로 줄이면 자기장의 세기가 4배로 증가합니다. 중성자별의 탄생으로 끝나는 거대한 별의 핵이 붕괴하는 동안 그 크기는 $10^5$배 감소하므로 자기장은 $10^(10)$배 증가해야 합니다.

별 핵의 자기장이 처음부터 충분히 강했다면, 핵의 압축은 펄서의 자화를 설명할 수 있습니다. 불행히도 별 내부의 자기장을 측정하는 것은 불가능하므로 가설을 테스트할 수 없습니다. 또한 별의 압축이 자기장을 강화하는 유일한 이유가 아니라고 믿을 만한 충분한 이유가 있습니다.

별이 진화함에 따라 자기장의 모양이 바뀌고 별 외부의 자기장 선을 따라 흐르는 전류가 생성됩니다.

별에서는 대류의 결과로 가스가 순환할 수 있습니다. 이온화된 가스의 더 뜨거운 부분은 뜨고, 더 차가운 부분은 가라앉습니다. 이온화된 가스는 전류의 좋은 전도체이기 때문에 이를 관통하는 자기장 선은 물질의 흐름에 의해 휩쓸려갑니다. 따라서 장은 변할 수 있고 때로는 더 강해질 수도 있습니다. 발전기 메커니즘으로 알려진 이 현상이 별과 행성에 자기장이 나타나는 원인일 수 있다고 가정됩니다. 발전기 메커니즘은 난류 중심핵이 충분히 빠르게 회전한다면 거대한 별의 일생 중 어느 단계에서든 작동할 수 있습니다. 더욱이 대류가 특히 강한 것은 핵이 중성자별로 변한 후 짧은 기간 동안입니다.

1986년에 애리조나 대학교의 아담 버로우스(Adam Burrows)와 뉴욕 주립 대학교의 제임스 M. 래티머(James M. Lattimer)는 컴퓨터 시뮬레이션을 사용하여 새로 형성된 중성자별의 온도가 300억도를 초과한다는 사실을 보여주었습니다. 뜨거운 핵액체는 10ms의 주기로 순환하며 엄청난 운동에너지를 가지고 있습니다. 약 10초 후. 대류가 사라집니다.

Barrows와 Lattimer의 시뮬레이션 직후, Duncan과 Thompson은 당시 프린스턴 대학에서 중성자별의 자기장 생성에 있어 강력한 대류의 중요성을 평가했습니다. 태양을 출발점으로 사용할 수 있습니다. 물질이 내부를 순환할 때 자기장선을 따라 이동하여 운동에너지의 약 10%를 자기장에 제공합니다. 중성자별 내부의 이동 매체가 운동 에너지의 1/10을 자기장으로 변환한다면 자기장 강도는 $10^(15)$G를 초과해야 하며 이는 대부분의 전파 펄서의 자기장보다 1000배 더 강합니다.

발전기가 별의 전체 부피에 걸쳐 작동할지 아니면 특정 영역에서만 작동할지 여부는 별의 회전 속도가 대류 속도와 비슷한지에 따라 달라집니다. 태양 내부의 깊은 층에서는 이러한 속도가 가깝고 자기장이 대규모로 "자기 조직화"될 수 있습니다. 마찬가지로, 새로 태어난 중성자별은 회전 주기가 10ms를 넘지 않기 때문에 초강력 자기장이 널리 퍼질 수 있습니다. 1992년에 우리는 이 가상의 중성자별로 이름을 붙였습니다. 마그네타 .

중성자별의 자기장 강도의 상한은 약 $10^(17)$G입니다. 더 강한 자기장에서는 별 내부의 물질이 혼합되기 시작하고 자기장이 소멸됩니다. 우리는 우주에서 이 한계를 초과하는 자기장을 생성하고 유지할 수 있는 물체를 알지 못합니다. 우리 계산의 부작용 중 하나는 전파 펄서가 대규모 발전기 메커니즘이 작동하지 않는 중성자별이라는 결론입니다. 따라서 게 펄서의 경우 어린 중성자별은 약 20ms의 주기, 즉 대류 주기보다 상당히 느린 주기로 회전했습니다.

반짝이는 작은 마그네타

마그네타 개념은 아직 SGR의 특성을 설명할 만큼 충분히 개발되지 않았지만 이제 그 의미가 명확해질 것입니다. 자기장은 마그네타의 회전에 강력한 브레이크로 작용해야 합니다. 5,000년이 지나면 $10^(15)$G의 자기장은 물체의 회전을 너무 느리게 하여 그 주기가 8초에 도달하게 됩니다. 이는 1979년 3월 폭발 중에 관찰된 방사선의 맥동을 설명합니다.

별이 진화함에 따라 자기장의 모양이 바뀌고 별 외부의 자기장 선을 따라 흐르는 전류가 생성되어 X선이 생성됩니다. 동시에 자기장은 마그네타의 단단한 껍질을 통해 이동하여 굽힘 및 인장 응력을 생성합니다. 이로 인해 별의 내부 층이 가열되고 때로는 강력한 "성진"을 동반한 지각 균열이 발생합니다. 방출된 전자기 에너지는 촘촘한 전자와 양전자 구름을 생성할 뿐만 아니라 중간 강도의 가벼운 감마선의 갑작스러운 폭발을 생성하는데, 이는 주기적인 SGR 소스에 이름을 부여합니다.

드물지만 자기장이 불안정해지고 대규모 구조 조정이 일어나는 경우도 있습니다. 비슷한(그러나 더 작은) 방출이 때때로 태양에서 발생하여 태양 플레어를 일으킵니다. 마그네타는 1979년 3월에 관찰된 것과 같은 초강력 플레어를 생성할 만큼 충분한 에너지를 가지고 있을 수 있습니다. 이론에 따르면, 거대 폭발의 전반 0.5초 동안 방사선의 원인은 팽창하는 플라즈마 볼이었습니다. 1995년에 우리는 그 물질의 일부가 자기장선에 포착되어 별 가까이에 붙잡혀 있다고 제안했습니다. 이 갇힌 부분은 점차 수축하고 증발하면서 지속적으로 엑스선을 방출합니다. 방출된 에너지의 양을 토대로 우리는 이 거대한 플라즈마 공을 담기 위해서는 최소한 $10^(14)$G의 자기장이 필요하다는 것을 계산했는데, 이는 별의 감속률을 기반으로 한 추정치와 일치합니다. 회전.

1992년 프린스턴 대학교의 Bohdan Paczinski는 자기장에 대한 독립적인 평가를 통해 하전 입자가 강한 자기장에 있을 경우 X선이 전자 구름을 더 쉽게 통과할 수 있다는 점을 지적했습니다. 플레어의 X선 플럭스 강도가 이렇게 높으려면 자기장 유도가 $10^(14)$G를 초과해야 했습니다.

극한 자기장

자기장은 방사선과 물질에 혼란을 야기합니다

VACUUM 복굴절
매우 강한 자기장에 들어갈 때 편광파(주황색 선)는 속도와 그에 따라 파장(검은색 선)을 변경합니다.

광자 분할
X선 광자는 쉽게 두 개로 분할되거나 서로 병합됩니다. 이 과정은 $10^(14)$G보다 강한 분야에서 중요합니다.

분산 억제
자기장이 파동과 동일한 주파수에서 진동하거나 진동하는 것을 방지하는 경우 광파는 방해가 거의 또는 전혀 없이 전자(검은 점)를 통과할 수 있습니다.

원자의 변형
$10^9$G보다 강한 자기장은 전자 궤도를 시가 모양으로 만듭니다. 강도 $10^(14)$G의 장에서 수소 원자는 200번 수축합니다.

자기장 강도가 $4\cdot 10^(13)$G의 양자 전기역학적 임계값을 초과한다는 사실로 인해 이론은 복잡해집니다. 이렇게 강한 자기장에서는 이상한 일이 일어나기 시작합니다. X선 광자는 쉽게 두 개로 쪼개지거나 서로 합쳐집니다. 진공 자체는 분극화되어 방해석 결정처럼 강한 복굴절을 나타냅니다. 원자는 변형되어 전자의 콤프턴 파장보다 작은 직경을 가진 길쭉한 원통으로 변합니다(표 참조). 이러한 모든 이상한 효과는 마그네타의 관찰 발현에 영향을 미칩니다. 이러한 현상의 물리학은 매우 특이해서 소수의 연구자만이 관심을 갖고 있습니다.

새로운 플래시

연구자들은 방사선 폭발의 원인을 계속해서 모니터링했습니다. 첫 번째 기회는 1993년 10월 NASA의 콤프턴 우주 감마선 관측소가 감마선 폭발을 감지했을 때 찾아왔습니다. 이것은 Kuvelliotou가 헌츠빌 천문대 팀에 합류했을 때 오랫동안 기대했던 것이었습니다. 이벤트를 기록하는 장치를 사용하면 상대적으로 넓은 하늘의 정확도로만 소스의 위치를 ​​​​결정할 수 있습니다. Kuveliotu는 일본 ASCA 위성 팀에 도움을 요청했습니다. 곧 일본 우주 과학 및 우주 연구소의 무라카미 도시오(Toshio Murakami)와 그의 동료들은 하늘의 같은 영역에서 균일하게 방출되는 X선 소스를 발견했습니다. 그런 다음 또 다른 버스트가 발생하여 이 개체가 SGR이라는 의심을 제거했습니다. 이 물체는 1979년에 처음 발견되었으며 이후 SGR 1806-20이라는 이름이 붙여졌습니다.

1995년 NASA는 X선 강도의 변화를 정확하게 기록하도록 설계된 Rossi X-Ray Timing Explorer(RXTE) 위성을 발사했습니다. 그의 도움으로 Kouveliotou는 SGR 1806-20의 방사선이 7.47초의 주기로 맥동한다는 것을 확인했습니다. 이는 1979년 3월 방사선 폭발에서 관찰된 8초의 주기에 가깝습니다(소스 SGR 0526-66에서). 향후 5년 동안 SGR의 순환 주기는 약 0.2% 증가했습니다. 감속률은 느린 것처럼 보이지만 알려진 전파 펄서의 속도보다 높기 때문에 소스의 자기장이 $10^(15)$G로 추정됩니다.

마그네타 모델에 대한 보다 엄격한 테스트를 위해서는 또 다른 거대 플래시가 필요했습니다. SGR 천문학의 시작을 알리는 플레어가 발생한 지 19년 후인 1998년 8월 27일 이른 아침, 훨씬 더 강력한 감마선 파동이 우주 깊은 곳에서 지구로 왔습니다. 그 결과, 7개 과학 우주 정거장의 탐지기가 규모를 벗어났고, NASA의 행성 간 관측소인 Comet Asteroid Rendezvous Flyby는 강제로 비상 정지 모드로 들어가게 되었습니다. 감마선은 태평양 중앙 위 천정에 위치한 광원에서 지구의 밤 부분에 부딪칩니다.

오늘 아침 일찍, 스탠포드 대학의 전기 기술자인 Umran S. Inan과 그의 동료들은 지구 주위의 매우 낮은 주파수 전파의 전파에 대한 데이터를 수집하고 있었습니다. 중앙 유럽 표준시로 3시 22분에 그들은 이온화된 대기의 상층부에서 급격한 변화를 감지했습니다. 즉, 전리층의 하층 경계가 5분 만에 85km에서 60km로 떨어졌습니다. 이 놀라운 현상은 지구에서 2만 광년 떨어진 은하계 외딴 지역에 있는 중성자별에 의해 발생했습니다.

또 다른 발전기

1998년 8월 27일의 플레어는 1979년 3월의 폭발과 거의 유사했습니다. 실제로 그 에너지는 10배 적었지만, 소스가 지구에 더 가까웠기 때문에 감마선 폭발의 강도는 지금까지의 어떤 폭발보다 훨씬 컸습니다. 기록되었습니다. 태양계 외부에서 오는 것입니다. 플레어의 마지막 수백 초 동안 5.16초의 주기로 뚜렷한 맥동이 관찰되었습니다. Kouveliotou 팀은 RXTE 위성을 사용하여 별의 회전 감속 속도를 측정했습니다. 이는 SGR 1806-20의 감속률과 비슷한 것으로 나타났으며 따라서 자기장이 가깝습니다. 따라서 또 다른 SGR이 마그네타 목록에 추가되었습니다. 엑스레이 소스의 정확한 위치 파악을 통해 무선 및 적외선 망원경을 사용하여 연구할 수 있었습니다(그러나 성간 먼지에 의해 많이 흡수되는 가시광선에서는 그렇지 않음). 미국 국립 전파 천문학 연구소의 Dale Frail과 캘리포니아 공과 대학의 Shri Kulkarni를 포함하여 여러 천문학자들이 이 문제를 연구해 왔습니다. 다른 관찰 결과에 따르면 확인된 4개의 SGR 모두 폭발 사이에 비록 약하기는 하지만 계속해서 에너지를 방출하는 것으로 나타났습니다.

마그네타 플레어가 발생하는 방법

별의 자기장은 너무 강해서 때때로 단단한 지각에 균열이 일어나 엄청난 양의 에너지를 방출합니다.

1 대부분의 경우 마그네타는 조용하지만 자기장으로 인해 단단한 표면에 가해지는 응력이 점차 증가합니다.

2 특정 시점에서 나무껍질의 응력은 강도 한계를 초과하여 아마도 여러 개의 작은 조각으로 부서질 것입니다.

3 이 "성진"은 빠르게 사라지는 맥동 전류를 생성하여 뜨거운 플라즈마 볼을 남깁니다.

4 플라즈마 볼은 냉각되어 표면에서 X선을 방출합니다. 몇 분 안에 증발합니다.

오늘날 우리는 마그네타의 자기장이 펄서의 자기장보다 더 정확하게 측정되었다고 말할 수 있습니다. 단일 펄서의 경우, 자기장이 $10^(12)$G에 도달했다는 유일한 증거는 측정된 회전 감속률입니다. 빠른 감속과 밝은 X선 플레어의 조합은 $10^(14)$에서 $10^(15)$G 범위의 마그네타 자기장을 지지하는 몇 가지 독립적인 주장을 제공합니다. NASA 고다드 우주 비행 센터의 Alaa Ibrahim과 그의 동료들은 마그네타 자기장의 높은 강도, 즉 약 $10^의 자기장에서 순환하는 양성자에 의해 생성되는 X선 사이클로트론 스펙트럼 스펙트럼에 대한 추가 증거를 제시했습니다.(15)$ Gs.

마그네타가 SGR 외에 다른 우주 현상과 연관되어 있는지 궁금합니다. 짧은 감마선 폭발의 본질은 아직 확실하게 설명되지 않았지만, 그 중 일부는 다른 은하계의 마그네타에서 발생하는 플레어에서 발생할 수 있습니다. 매우 먼 거리에서 관찰하면 거대한 플레어라도 망원경의 감도 한계에 가까울 수 있습니다. 이 경우에는 짧고 강렬한 강한 감마선 방사선만 감지할 수 있으므로 망원경은 이를 SGR이 아닌 GRB로 등록합니다.

90년대 중반. 톰슨과 던컨은 변칙 X선 펄서(AXP)(여러 측면에서 SGR과 유사한 물체)가 마그네타일 수도 있다고 제안했습니다. 그러나 그러한 펄서에서는 플레어가 관찰되지 않았습니다. 그러나 McGill University의 Victoria M. Kaspi와 Fotis P. Gavriil, Huntsville에 있는 National Space Science and Technology Center의 Peter M. Woods는 알려진 AXP 7개 중 2개에서 플레어를 기록했습니다. 이들 천체 중 하나는 카시오페이아자리에 있는 젊은 초신성의 잔해와 연관되어 있으며, 다른 하나는 가시광선에서 발견된 최초의 마그네타 후보입니다. 3년 전 Kulkarni와 함께 연구하던 네덜란드 위트레흐트 대학의 Ferdi Hulleman과 Martin van Kerkwijk에 의해 발견되었습니다. 그 이후로 캘리포니아 공과대학의 브라이언 컨(Brian Kern)과 크리스토퍼 마틴(Christopher Martin)은 가시광선에서 그 밝기를 관찰해 왔습니다. 그 방사선은 중성자별의 X선 방사선 맥동 주기와 동일한 주기로 약화되고 강화됩니다. 이러한 관찰은 이 AXP가 마그네타라는 아이디어를 뒷받침합니다. 만약 그것이 물질 원반으로 둘러싸인 평범한 중성자별이라면, 가시광선과 적외선 방출은 훨씬 더 강렬하고 맥동은 훨씬 약할 것입니다.

짧은 감마선 폭발의 본질은 아직 확실하게 설명되지 않았지만, 그 중 일부는 다른 은하계의 마그네타에서 발생하는 플레어에서 발생할 수 있습니다.

최근 발견과 20년 동안 대마젤란운의 폭발 원인에 대한 완전한 침묵은 마그네타가 몇 년에서 수십 년 동안 휴면 상태를 유지하다가 갑자기 매우 활동적이 될 수 있음을 시사합니다. 일부 천문학자들은 AXP가 SGR보다 평균적으로 더 젊다고 믿고 있지만 문제는 여전히 열려 있습니다. SGR과 AXP가 모두 마그네타라면 중성자별 전체 수의 상당 부분을 차지할 가능성이 높습니다.

마그네타의 역사는 우리가 우주에 대해 아직 배워야 할 것이 얼마나 많은지를 상기시켜 줍니다. 오늘날 우리는 수많은 별 중에서 십여 개의 마그네타를 거의 구별할 수 없습니다. 그것들은 가장 정교한 현대 망원경에 의해 기록된 광선으로 아주 짧은 순간 동안만 모습을 드러냅니다. 10,000년이 지나면 자기장이 붕괴되고 강렬한 X선 방사선 방출이 중단됩니다. 따라서 발견된 12개의 마그네타는 유사한 마그네타가 100만 개 이상, 어쩌면 수억 개가 존재한다는 것을 나타냅니다. 놀라운 세계처럼 오래되고 어둡고 오래 전에 멸종된 마그네타가 성간 공간을 떠돌고 있습니다. 우리는 아직 어떤 비밀을 발견해야 할까요?

추가의문학:
플래시! 우주에서 가장 큰 폭발을 찾아서. 실링 고베르. 캠브리지 대학 출판부, 2002.

저자 소개:
Chryssa Kouveliotou, Robert C. Duncan, Christopher Thompson은 총 40년 동안 마그네타를 연구해 왔습니다. Kouveliotou는 앨라배마 주 헌츠빌에 있는 국립 우주 과학 기술 센터의 관찰자입니다. 반복되는 소프트 감마선 버스트(SGR) 외에도 관찰하는 물체에는 "일반" 감마선 버스트 및 쌍성 X선 시스템이 포함됩니다. Duncan과 Thompson은 이론가로 전자는 오스틴에 있는 텍사스 대학의 이론가이고 후자는 토론토에 있는 캐나다 이론 천체 물리학 연구소의 이론가입니다. 던컨은 초신성, 쿼크 물질, 은하간 가스 구름을 연구합니다. 톰슨은 우주의 끈에서부터 초기 태양계의 거대 운석의 영향에 이르기까지 다양한 주제를 연구해 왔습니다.

(최대 10 11 T). 마그네타의 이론적 존재는 1992년에 예측되었으며, 실제 존재에 대한 첫 번째 증거는 1998년 독수리자리 SGR 1900+14 소스에서 강력한 감마선 및 X선 방사선 폭발을 관찰하면서 얻어졌습니다. 그러나 1979년 3월 5일에 관측된 플레어 역시 마그네타와 관련이 있습니다. 마그네타의 수명은 약 100만년이다. 마그네타는 우주에서 가장 강한 자기장을 가지고 있습니다.

설명

마그네타는 지구에 충분히 가까운 곳이 거의 없기 때문에 거의 연구되지 않은 유형의 중성자 별입니다. 마그네타의 직경은 약 20~30km이지만 대부분은 태양의 질량보다 더 큰 질량을 가지고 있습니다. 마그네타는 너무 압축되어 완두콩의 무게가 1억 톤이 넘습니다. 가장 잘 알려진 마그네타는 매우 빠르게 회전하며 초당 최소 몇 회전을 합니다. X선에 가까운 감마선에서 관찰되지만 무선 방출을 방출하지는 않습니다. 마그네타의 수명주기는 매우 짧습니다. 그들의 강한 자기장은 약 10,000년 후에 사라지며, 그 이후에는 그들의 활동과 X선 방출이 중단됩니다. 한 가정에 따르면, 우리 은하계가 존재하는 전체 기간 동안 최대 3천만 개의 마그네타가 형성되었을 수 있습니다. 마그네타는 초기 질량이 약 40 M☉인 거대한 별들로 형성됩니다.

후속 감마선 맥동을 동반한 최초의 알려진 강력한 섬광은 1979년 3월 5일 Venera 11 및 Venera 12 위성에서 수행된 Cone 실험 중에 기록되었으며 현재 마그네타와 관련된 감마 펄서의 첫 번째 관측으로 간주됩니다. 35. 그 후, 그러한 방출은 2004년에 다양한 위성에 의해 기록되었습니다.

마그네타 모델

알려진 5개의 SGR 중 4개의 SGR이 우리 은하 내부에 위치하고 있으며, 하나는 은하 외부에 있습니다.

10분의 1초 동안 지속되는 일반적인 플레어에서 방출되는 에너지의 양은 태양이 1년 동안 방출하는 양과 비슷합니다. 이러한 놀라운 에너지 방출은 "성진"(중성자별의 고체 표면(지각)이 파열되고 그 깊이에서 강력한 양성자 흐름이 방출되는 과정)으로 인해 발생할 수 있습니다. 이 양성자는 자기장에 포착되어 우주로 방출됩니다. 전자기 스펙트럼의 감마선 및 X선 영역.

이러한 플레어를 설명하기 위해 매우 강력한 자기장을 가진 중성자별인 마그네타의 개념이 제안되었습니다. 중성자별이 빠르게 회전하면서 탄생하면 중성자별의 생애 초기 몇 초 동안 중요한 역할을 하는 회전과 대류의 결합 효과가 '활성 발전기'로 알려진 복잡한 과정을 통해 강력한 자기장을 생성할 수 있습니다. " (지구와 태양 내부에 자기장이 생성되는 방식과 유사). 이론가들은 중성자별의 뜨거운(~10 10 K) 핵에서 작동하는 그러한 발전기가 ~ 10 15 G의 자기 유도로 자기장을 생성할 수 있다는 사실에 놀랐습니다. 냉각 후(수십 초 후) 대류와 발전기는 작동을 멈춥니다.

주기적인 폭발 중에 강력한 X선 방사선을 방출하는 또 다른 유형의 물체는 소위 변칙 X선 펄서인 AXP(변칙 X선 펄서)입니다. SGR과 AXP는 대부분의 기존 전파 펄서보다 더 긴 궤도 주기(2~12초)를 갖습니다. 현재 SGR과 AXP는 단일 개체 클래스를 나타내는 것으로 알려져 있습니다(2015년 현재 이 클래스의 대표자는 약 20명으로 알려져 있습니다).

유명한 마그네타

2016년 3월 현재 11개의 마그네타가 알려져 있으며 4개의 후보가 확인을 기다리고 있습니다. 알려진 마그네타의 예:

2008년 9월 현재, ESO는 처음에 마그네타로 생각되었던 물체의 식별 정보(SWIFT J195509+261406)를 보고했습니다. 원래 감마선 폭발(GRB 070610)로 식별되었습니다.

전체 목록은 마그네타 카탈로그에 나와 있습니다.

또한보십시오

노트

  1. 현대 러시아어 문학에서는 "e"와 "i"를 통한 글쓰기 형식이 경쟁합니다. 대중 문학과 뉴스 피드에서는 영어로 된 트레이싱 페이퍼가 우세합니다. 마그네타 - « 마그네슘 이자형타르", 최근 전문가들은 " 마그네슘 그리고타르"(예를 들어 참조 Potekhin A. Yu.중성자 별의 물리학 // Advances in Physical Sciences, vol. 180, pp. 1279-1304 (2010)). 예를 들어 S. B. Popov 및 M. E. Prokhorov의 리뷰에는 그러한 글쓰기에 찬성하는 주장이 나와 있습니다(참고 문헌 목록 참조).
  2. FAQ: 마그네타 세르게이 포포프(Sergei Popov)가 만든 가장 특이한 유형의 중성자별에 관한 10가지 사실
  3. 스텔라 하이브리드: 펄서 + 마그네타 - Popular Mechanics
  4. 실제로 물질의 질량이 충분히 크지 않으면 물질은 그러한 밀도를 가질 수 없습니다. 완두콩 크기의 부분이 중성자별에서 분리되어 나머지 물질과 분리되면 남은 질량은 이전 밀도를 유지할 수 없으며 "완두콩"은 폭발적으로 팽창하기 시작합니다.
  5. 마그네타 (1999) (한정되지 않은) (사용할 수 없는 링크). 2007년 12월 17일에 확인함. 2007년 12월 14일에 보관됨.
  6. 21세기 초 학자 비탈리 라자레비치 긴츠부르그의 “물리적 최소”
  7. 마그네타, 소프트 감마 리피터 및 매우 강한 자기장 (한정되지 않은) . Robert C. Duncan, 텍사스 대학교 오스틴 캠퍼스(2003년 3월). 2009년 8월 4일에 확인함. 2012년 2월 27일에 보관됨.
  8. 블랙홀을 만드는 질량은 얼마나 되나요? , SpaceRef, 2010년 8월 19일
  9. 알렉세이 포냐토프.충동적인 // ​​과학과 삶. - 2018. - 10호. - 26-37 페이지.
  10. Potekhin A.Y.., De Luca A., Pons J.A.중성자별-열 방출기(영어) // Space Sci. 신부님. : 잡지. - N.Y.: Springer, 2015. - October(vol. 191, iss. 1). -P.171-206. - DOI:10.1007/s11214-014-0102-2. -arXiv:1409.7666.

세계 최초로 천문학자 팀이 마그네타 표면의 특정 지점에서 자기장을 측정하는 데 성공했습니다. 마그네타는 중성자별의 일종으로, 초신성 폭발로 외층이 떨어져 나간 거대별의 조밀하고 조밀한 핵입니다.

마그네타는 우주에서 가장 강한 자기장을 가지고 있습니다. 지금까지는 가장 큰 규모의 자기장만 측정되었지만, 천문학자들은 신기술과 마그네타의 X선 관찰을 사용하여 마그네타 표면 내에서 강력하고 국지적인 자기장을 확인했습니다.

마그네타의 자기장은 복잡한 구조를 가지고 있습니다. 기존 바이폴라 자석과 유사한 모양과 동작을 갖는 외부 부분을 감지하고 측정하는 가장 쉬운 방법입니다.

새로운 연구는 마그네타 SGR 0418+5729에 대해 수행되었습니다. XMM-뉴턴 X선 우주망원경을 사용해 이를 관찰한 결과, 내부에 두 번째로 매우 강한 자기장이 숨겨져 있는 것으로 나타났습니다.

“이 마그네타는 표면 아래에 강한 자기장이 있습니다. 그러나 그것을 탐지하는 유일한 방법은 숨겨진 필드가 탈출할 수 있는 표면의 구멍을 찾는 것입니다.”라고 연구 공동 저자 중 한 명인 Sylvia Zane은 말합니다.

이러한 자기 누출은 또한 마그네타의 방사선 특성의 자발적인 폭발을 설명하는 데 도움이 됩니다. 별 내부에 갇힌 뒤틀린 자기장은 표면 아래에 장력을 형성하고 어느 시점에서 "껍질"을 뚫고 예상치 못한 X선 방사선을 방출합니다.

마그네타는 직경이 약 20km에 불과하고 너무 작아서 최고의 망원경으로도 볼 수 없습니다. 천문학자들은 별이 회전할 때 X선 방출의 변화를 측정하여 간접적으로만 이를 알아차립니다.

“SGR 0418+5729는 9초마다 한 번씩 궤도를 돌고 있습니다. 우리는 이 회전의 특정 지점에서 X선 ​​광선의 밝기가 급격히 떨어지는 것을 발견했습니다. 이는 표면의 특정 지점에 있는 무언가가 방사선을 흡수하고 있음을 의미합니다.”라고 공동 저자인 Roberto Turola가 덧붙였습니다.

연구팀은 마그네타 표면의 작은 영역(아마도 수백 미터 정도)에 집중된 양성자가 이 방사선을 흡수한다고 믿습니다. 양성자는 별의 내부 층에서 빠져나가는 강력한 국지적 자기장에 의해 아주 작은 부피로 집중되어 있으며, 이는 그 안에 두 번째로 뒤틀린 자기장이 숨어 있다는 강력한 증거를 제공합니다.

“이 흥미로운 발견은 또한 원칙적으로 다른 펄서들이 표면 아래에 유사한 강력한 자기장을 숨길 수 있다는 것을 확인시켜 줍니다. 결과적으로 많은 펄서가 전환되어 일시적으로 활성 마그네타가 될 수 있으며, 이로 인해 이전에 생각했던 것보다 미래에 더 많은 마그네타가 발견될 수 있습니다. 이로 인해 우리는 중성자별에 대한 우리의 이해를 크게 재고하게 될 것입니다.”라고 Zane은 말합니다.

> 마그네타

알아내다, 마그네타가 뭐야?: 강력한 자기장을 지닌 중성자별에 대한 설명, 사진을 통한 연구의 역사, 은하수의 이웃, 얼마나 많은 에너지를 방출하는지.

우주는 놀라운 물체로 인해 매혹적이지만 가장 친근한 곳은 아닙니다. 지구상에서 당신을 죽이는 데는 약 80~100년이 걸립니다. 하지만 1초 만에 죽는 곳이 있습니다. 그러니 알아가세요 마그네타.

더 무거운 별이 폭발하면 그 자리에 중성자별이 형성될 수 있습니다. 죽어가는 천체에는 더 이상 중력을 유지하기에 충분한 가벼운 압력이 없습니다. 그 힘은 너무 강력해서 양성자와 전자가 우주로 밀려나 중성자를 형성합니다. 그럼 우리는 무엇을 가지고 있습니까? 중성자! 중성자의 고체 질량.

중성자별이 형성되면 우리는 를 얻습니다. 이전에 축적된 질량은 초당 수백 번 회전하는 작은 "공" 크기로 압축됩니다. 그러나 그것은 가장 이상한 것이 아닙니다. 나타나는 10개의 중성자별 중에서 항상 다소 이상한 별이 하나 있는데, 마그네타. 이것은 초신성에서 나온 중성자별입니다. 그런데 형성 과정에서 특이한 일이 발생한다. 정확히 무엇? 자기장은 너무 강렬해져서 과학자들은 그것이 어디서 오는지 이해할 수 없습니다.

어떤 사람들은 중성자별의 회전, 온도, 자기장이 완벽한 지점으로 수렴하면 자기장을 1,000배로 증폭시키는 발전기를 얻게 된다고 믿습니다.

그러나 최근의 발견은 더 많은 단서를 제공했습니다. 과학자들은 마그네타가 멀어지는 것을 발견했습니다. 우리는 이미 계의 한 별이 초신성의 형태로 폭발할 때 유사한 물체를 관찰할 수 있었습니다. 즉, 그는 이진 시스템의 일부였습니다.

파트너십 동안 물체는 근처(지구-태양 거리에 더 가깝게)에서 회전했습니다. 이 거리는 물질을 교환하기에 충분했습니다. 큰 별이 먼저 죽기 시작했고, 그 질량을 작은 별에게 넘겨주었습니다. 이로 인해 긴장이 풀리고 질량이 다시 발생했습니다. 결과적으로 더 작은 것은 초신성으로 폭발하여 두 번째 것을 새로운 궤도에 던집니다. 중성자별을 형성하는 대신 우리는 마그네타를 얻었습니다.

관찰된 자기장의 힘은 정말 놀랍습니다! 지구에서는 25가우스를 차지하지만 표면에서는 0.5가우스 미만만 경험합니다. 중성자별은 1조 개의 가우스를 가지고 있지만 마그네타는 이 값을 1000배나 초과합니다!

근처에 있었다면 무슨 일이 일어났을까? 글쎄요, 1000km 내에서는 자기장이 너무 강해서 원자 수준에서 당신을 찢어버릴 것입니다. 요점은 원자 자체가 변형되어 더 이상 모양을 유지할 수 없다는 것입니다.

하지만 당신은 아무것도 이해하지 못할 것입니다. 왜냐하면 당신은 자기장에 있는 물체의 강렬한 방사선과 치명적인 입자로 인해 죽을 것이기 때문입니다.

마그네타의 또 다른 독특한 특징은 지진(흔들림)이 가능하다는 것입니다. 이는 지구와 유사하지만 별에서 발생합니다. 중성자별에는 갈라질 수 있는 외부 지각이 있는데, 이는 지구의 지각판의 움직임을 연상시킵니다. 이것은 마그네타가 폭발을 일으킬 때 발생합니다.

가장 강력한 사건은 50,000광년 떨어진 SGR 1806-20 물체에서 발생했습니다. 1/10초 동안에 발생한 지진 중 하나는 태양이 100,000년 동안 생성한 것보다 더 많은 에너지를 생성했습니다. 그리고 이것은 초신성이 아니라 표면에 단 하나의 균열이 있습니다!

다행스럽게도 이러한 정말 살인적인 물체는 멀리 떨어져 있어 가까이 다가갈 가능성이 없습니다. 마그네타에 대해 더 잘 연구하고 더 흥미로운 정보를 배우려면 비디오를 시청하세요.

마그네타

감마선 폭발, 강한 자기장 및 X선 펄서에 관한 천체물리학자 세르게이 포포프(Sergei Popov):

"숨겨진" 마그네타

마그네타, 초신성 폭발, 별의 자기장에 관한 천체 물리학자 세르게이 포포프(Sergei Popov):



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