Super Velocity Stars는 무엇입니까?
폭주별, 폭주별은 변칙적으로 움직이는 별이다.
그러한 별의 고유 운동은 종종 별에서 분출되기 전에 그 구성원이 되었음에 틀림없는 항성 연합과 관련하여 정확하게 표시됩니다.태양은 우리 은하계에 있는 4,000억 개의 별 중 하나일 뿐입니다.
은하계는 천천히 회전하여 2억 5천만 년을 한 바퀴 돈다.우리 은하수에 있는 대부분의 별들은 느린 자전과 보조를 맞춘다: 예를 들어, 다른 별들에 비해 태양의 속도는19.4 km/s.그러나 은하계에는 "폭주하는 별들"이 있다: 그들의 속도는 다른 별들에 비해최대 200km/s.
분광 등급 O의 별의 약 10-30% 및 5-10%분광형 B의 모든 별은 비슷한 차수의 속도를 갖는다. 그들 모두는 최대 5천만 년 전의 비교적 젊은 은하 거주자이며 이 기간 동안 수백 파섹에서 수 킬로파섹에 이르는 비교적 짧은 거리를 우주에서 여행하므로 때때로 그들이 속한 성단을 결정하는 것이 가능한 것처럼 보입니다. 태어났다.
런어웨이 스타와 보우 쇼크
일부 폭주하는 별은 압축된 물질의 머리 충격파를 생성하는데, 이는 물 위에 떠 있는 배 주위의 머리 파동과 매우 유사합니다.이 파동은 공중에서 제트 전투기가 생성하는 충격파와 동일한 물리적 특성을 가지고 있습니다.
폭주하는 별이 초음속으로 성간 매질(가스와 먼지의 매우 얇은 혼합물)을 통해 고속으로 이동할 때, 성간 물질은 활 충격파로 보이게 됩니다.
"초음속"이라는 용어는 움직이는 물체의 속도가 환경의 음속보다 빠르다는 것을 의미합니다.지구의 낮은 대기권에 있는 동안 이 속도는약 330m/s에서 거의 텅 빈 성간 공간에서 그 값은 약 10km/s입니다.
따라서 활 충격파의 검출OB 별 주위에 있다는 것은 초음속으로 여행하고 있음을 의미하므로 속도를 직접 측정하지 않더라도 폭주성으로 확실하게 식별할 수 있습니다.
2005년 10월과 2006년 7월 사이에 허블 우주 망원경으로 찍은 폭주하는 별들의 이미지. 출처: NASA
별의 특성
태양으로부터 750pc 거리에 56개가 알려져 있습니다.도망치는 별들. 이 별들은 높은 공간 속도를 제외하고는 모든 매개변수에서 은하계 원반 구성 요소의 나머지 별들과 거의 다르지 않습니다. 이 그룹에 속한 별 4개는 질량이 태양의 25배보다 큽니다(이 경우 질량은 스펙트럼 유형에 따라 결정되며 정확도는 그리 높지 않습니다).
이제 그러한 별이 있다고 가정됩니다.이들은 자신이 태어난 성단과 성단의 역동적인 진화(가장 가능성 있는 이유는 가까운 삼중 조우) 또는 초신성 폭발 중 쌍성계 붕괴의 결과로 형성됩니다. 동반별의 폭발로 인한 초기 충격.
이론적으로는 둘 다 가능하지만메커니즘 때문에 실제로 천문학자들은 일반적으로 초신성 폭발 가설에 기울어집니다. 네덜란드 라이덴 천문대의 R. Hoogerwerth와 그의 동료들은 히파르코스 위성의 데이터를 사용하여 시간에 따른 56개의 폭주별의 움직임을 추적하고 두 이론을 뒷받침하는 증거를 찾았습니다.
저자들은 은하계에서 이 별들의 움직임을 추적했습니다.그리고 그들 대부분(4개의 무거운 별 모두 포함)에 대해 우리는 이 별들이 언제 그리고 어떤 연관성에서 날아갔는지, 그리고 두 가지 가능한 방출 메커니즘 중 각 특정 별에 대해 작동한 것을 발견했습니다(대부분의 별은 붕괴 과정에서 방출되었습니다. 바이너리).
아마도 네 개의 거대한 폭주별은 모두 쌍성계의 초신성 폭발의 결과로 높은 공간 속도를 얻었을 것입니다.
저자들은 이 결론을 지지하는 몇 가지 주장을 제시합니다.
- 이 별들은 매우 거대합니다.성단에서 쫓겨나기 위해(협회), 그들은 훨씬 덜 무거운 별 근처를 날아야 했습니다. 그렇지 않으면 운동량 보존 법칙에 따라 시스템에서 버려지는 덜 무거운 별이 될 것입니다. 그리고 그러한 거대한 별은 거의 없습니다. 이것은 Salpeter의 법칙의 직접적인 결과입니다. 몇몇 무거운 별의 근접 비행은 저질량 별의 다소 드문 근접 3중 조우에 비해 극히 드문 사건임이 밝혀졌습니다.
- 거대한 별은 겨우 수백만 명을 산다살이에요. 이 사실은 설명된 희귀 사건에 대한 추가적인 제한을 부과합니다. 즉, 이 접근 방식은 거대한 별이 초신성으로 폭발하기 전에 발생할 시간이 있어야 합니다.
- 이 별들은 몇 번이나 속도로 날아그들이 태어난 협회의 속도의 분산보다 더 높습니다. 그 자체로는 이 사실과 모순되지 않으며 성공적인 근접 접근 후에 별은 충분히 빠른 속도를 얻을 수 있습니다. 그러나 이것은 드문 경우에만 발생하며 이러한 프로세스에서 획득한 속도의 평균값은 상당히 낮습니다. 따라서 매우 높은 확률로 이 네 개의 별은 각각 상당히 가까운 질량을 가진 쌍성계의 일부였으며 초신성 폭발로 인해 분해된 후 자체 공간 속도를 얻었습니다.
폭주별 형성에서 첫 번째와 두 번째 메커니즘의 비율을 결정하는 것은 성단 형성 및 별 진화 이론에 강력한 제한을 부과합니다.
2000년에 수행된 수치 시뮬레이션에서는 탈출하는 별의 수가 예를 들어 성단에서 생성되는 쌍성 쌍의 수를 결정하는 데 도움이 될 수 있음을 보여주었습니다.
단 하나에 대해 측정된 방사형 속도Hipparcos 카탈로그의 O-B 별의 3분의 1입니다. 사용 가능한 데이터에 따르면 두 메커니즘이 거의 동일하다고 말할 수 있습니다. 우주에서의 속도와 위치가 결정될 가출 별의 수가 증가함에 따라 부모 성단과 나이 및 초기 속도를 찾는 것이 가능할 것입니다.
- 런어웨이 스타α 기린
별은 기린자리에 위치하며 멀리 떨어져 있다.지구는 4천 광년 떨어져 있다. 그것의 질량은 태양의 질량을 25-30 배 초과하고 태양보다 5 배 더 뜨겁고 (온도는 30,000도) 태양보다 500,000 배 더 밝습니다.
폭주별 α 기린이 머리를 만든다60km/s의 속도로 이동하고 경로를 따라 성간 물질을 압축하는 충격파입니다. 머리파는 별 자체로부터 약 10광년 떨어져 있습니다.
별은 또한 강력한 항성풍을 방출합니다.천문학자들은 오랫동안 α기린이 성단의 다른 구성원과의 중력 상호작용으로 인해 근처의 젊고 뜨거운 별들로 이루어진 성단에서 방출되었다고 믿어왔습니다. 또 다른 가설에 따르면, 이 별은 거대한 동반별이 초신성으로 폭발하면서 속도를 얻었을 수도 있습니다(쌍성계를 벗어나면서).
- 런어웨이 스타 ζ 뱀주인자리
뱀주인자리 ζ가 움직일 때 그 앞에 성간 물질의 호 모양의 파동이 형성되는데, 이는 WISE 우주선이 촬영한 이 다채로운 적외선 이미지에서 명확하게 볼 수 있습니다.
인공색소로 촬영한 ζ 뱀주인자리푸르스름하게 보인다. 사진 중앙 부근에 위치하고 있으며 24km/s의 속도로 위로 이동합니다. 별의 질량은 태양의 20배입니다. 강한 항성풍이 별 앞으로 날아가 성간 물질을 압축 및 가열하여 활 충격을 형성합니다.
- 런어웨이 스타 AE 차리오티어
AE Aurigae는 불타는 별 성운으로도 알려진 성운 IC 405의 다채로운 초상화에서 중앙 바로 아래 왼쪽에 밝은 별입니다.
우주 구름으로 둘러싸인 뜨거운 변수에너지 복사와 함께 스펙트럼 유형 O의 별은 가스 필라멘트를 따라 위치한 수소를 빛나게 만듭니다. 별의 푸른 빛은 성간 먼지를 반사합니다. 스타 AE Charioteer는 그것이 강조하는 완전히 다른 구름에서 태어났습니다.
먼지와 가스의 성간 구름에서 탈출성 ζ 뱀주인자리에 의해 생성된 활 충격파(노란색 호)의 적외선 이미지
속도 기록
가장 빠르게 탈출하는 별 중 하나는 US 708입니다.별자리 큰곰자리. 1982년에 발견되었고 2005년에 재발견되었습니다. 오랫동안 이 유형의 다른 물체와 마찬가지로 은하 중심의 초대질량 블랙홀에 의해 쫓겨난 것으로 믿어졌습니다.
S5-HSV1은 2019년에 새로운 US 708 기록을 세웠습니다.별자리 크레인에서. 이 물체는 앵글로-오스트레일리아 망원경의 측량에서 발견되었습니다. 속도는 초당 1700km입니다. 이제 우리은하의 중심에서 온 것으로 입증된 유일한 초속도 별입니다.
Super Velocity Stars가 어떻게 도움이 될까요?
이제 후광에서 고속별이 발견되고 있습니다.- 은하계의 눈에 보이는 부분 너머. 변두리의 전형적인 붉은색의 퇴색하는 오래된 별들과는 대조적으로, 이들은 젊고 뜨거운 푸른색 거성입니다.
그런 것들은 은하수의 중심에서 태어납니다.활발한 별 형성. 그러나 초대질량 블랙홀의 강한 중력장은 블랙홀을 쌍으로부터 떼어내고 은하계 탈출의 속도로 가속시킵니다. 그들은 매우 밝아서 감지하기 쉽습니다.
과학자들의 후광의 존재는 변칙성에 의해 야기되었다은하 바깥쪽 영역의 회전 속도. 별만 있다면 설명할 수 없다. 많은 추가 질량이 필요합니다. 우리가 직접 감지하지 못하기 때문에 암흑물질이라고 합니다.
후광의 모양은 구형 또는 납작한 것,알 수 없지만 초속도 별의 궤적은 이 질문에 답하는 데 도움이 될 것입니다. 이 데이터를 분석하여 Harvard의 Avi Loeb 교수와 그의 동료들은 암흑 물질과 함께 은하수의 질량을 태양 질량의 1조 2천억 ~ 1조 9천억 배라고 추정했습니다.
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