숨겨진 초고온 X선 원천: 백색왜성의 비밀

van den Heuvel 외 (1992)의 연구에 따르면, 거대한 백색왜성이 명목상 연소율(Nomoto, 1982)을 유지하며 동반성 별로부터 물질을 축적할 때, 초고온 X선(SSS) 스펙트럼과 일치하는 X선을 방출합니다. 만약 안정적으로 연소하는 백색왜성이 실제로 SSS와 유사하고, 단일 퇴행성(SD) 기원이 SN Ia 발생률의 지배적인 기여자라면, 우리는 관측 가능한 SSS 인구가 SN Ia의 관찰된 발생률을 설명할 만큼 충분히 크기를 기대할 수 있습니다. 그러나 Gilfanov 및 Bogdán (2010)과 Di Stefano (2010)의 연구에 따르면, 우리 은하와 외부 은하의 양에서 관측된 SSS 수는 SN Ia의 관찰된 수보다 1-2단계 정도 적어 백색왜성의 부족을 시사합니다.

이러한 SSS의 부족은 두 가지 가능성을 암시합니다: 첫째, 결측한 SSS가 실제로 존재하지 않거나, 둘째, 현재 관측 기술로 감지하기 어려운 상태에서 존재하지만 SN Ia로 폭발할 때만 드러나는 것일 수 있습니다. 본 연구는 후자의 가능성에 초점을 맞춥니다.

우리는 거대한 백색왜성과 거대 행성성 별의 동반 시스템을 단순한 분석 모델로 구축하여, 동반성이 물질을 주변 환경으로 상실하는 경우(동반성에서 백색왜체로 전달되는 것 외에도) 백색왜성이 SSS로 감지되지 않도록 하는 매개변수 조합을 찾고자 합니다. 물론 우리는 이러한 시스템이 존재하거나, SN Ia 발생률의 결핍을 보완할 만큼 충분한 수를 차지한다고 주장하는 것이 아닙니다. 우리의 목표는 현대 X선 망원경에 의해 감지되지 않는 정도를 파악하기 위한 일반적인 이해를 제공하는 것입니다.

우리는 약 1 M⊙의 질량을 가진 안정적으로 물질을 축적하고 연소하는 백색왜성을 고려합니다. 동반성은 주계열성, 적색거성 또는 항성풍 지평선(AGB) 별이 될 수 있습니다. 축적 메커니즘은 명시적으로 규정되지 않지만, 로체 루프 과잉(RLOF), 본디-하일 풍 축적, 조석 강화 풍 축적 (Chen 외, 2011 참조) 및 풍-RLOF 축적 (Mohamed & Podsiadlowski, 2007 참조)과 같은 메커니즘을 상상할 수 있습니다.

이 시스템은 주변 환경에서 상실된 물질로 인해 형성된 구형 분포에 위치한다고 가정합니다. 시뮬레이션에서 우리는 이 질량 손실 메커니즘이 동반성의 복사 유도 풍에서 비롯된다고 가정하지만, 다른 가능성도 존재할 수 있습니다. 예를 들어, 쌍성 상호작용 또는 동반성의 열 펄스일 수 있습니다. 우리는 초형성 Ia 스펙트럼에 관찰된 주변 물질의 존재에 대한 관측적 증거를 인용합니다 (예: Sternberg 등, 2011, 준비 중). 이 물질은 동반성 별에서 방출되는 가려지는 바람의 영향으로 구형 대칭적으로 분포한다고 가정합니다.

코드의 차원은 1차원이며, 관찰자의 관점을 최소화하기 위해 시선을 선택합니다. 백색왜성의 표면 밀도와 관측자로부터의 가려진 기둥은 단순한 r-2 밀도 프로파일을 적분하여 계산됩니다. 여기서 r은 동반성 별 표면에서 방출되는 가려지는 바람의 원천까지의 거리입니다.

우리는 태양 화학 구성을 가정하고 Wilms 외 (2000)의 매개변수화된 모델을 사용합니다. 수소와 헬륨이 Chandra에 관련한 에너지 범위(약 100 eV 이상)에서 기여하는 가려짐은 계산됩니다.

전문 한국어 번역:

철 그룹 원소의 풍부도와 단면적은 너무 작아 고려할 만한 요소가 아닙니다. 따라서 K-껍질 이온화의 역할이 중요한 중간 질량 원소는 탄소, 질소, 산소입니다.

구체적인 적용 사례로, 우리는 대형 마젤란 구름(LMC)에 위치한 SSS가 찬드라 X선 관측소의 ACIS-I 감지기에 의해 어떻게 보일지를 고려합니다.

백색 왜성과 동반성의 궤도 간 거리를 주어졌을 때, X선 관측을 가릴 수 있는 질량 손실률을 계산하고자 합니다. 여기서 질량 손실률은 백색 왜성이 흡수하지 않은 동반성에서 손실되는 질량의 비율을 의미합니다, 즉 총 질량 손실률 = 흡입률 + 손실률. 이 물질은 순수 풍선 형태로 존재하며, 잠재적으로 SSS의 X선을 흡수할 수 있습니다.

비흡수 및 흡수된 SSS의 흑체 곡선은 찬드라 위성 ACIS-I 감지기의 효과적 영역 함수와 결합되어, 관찰되는 광자의 상대적 개수를 제공합니다. 이는 그림 1과 2에서 보여지는 예시입니다. 비교를 위해, 300eV에서의 상대적 광자 수의 2단계 이상 감소가 ‘완전 가림’으로 정의됩니다.

가림은 주로 이온화된 물질이 아닌 중립적인 물질에 의해 지배되며, 이는 더 멀리 떨어진 물질이 거의 기여하지 않는다는 것을 의미합니다. 따라서 내부 구조가 충분히 구형 대칭에 가깝다면, JD 11. 별풍 속에서 초연약 X선 원천을 가림에 관한 결과는 적용 가능할 것입니다. 왜냐하면 더 멀리 떨어진 추가적인 구조는 원천을 가리는 데 거의 영향을 미치지 않기 때문입니다. X선 소스에 가까이 접근하면 수소와 헬륨은 이온화되고, 이러한 종에 대해서는 톰슨 산란이 기여하지만 이는 매우 미미합니다. 중간 질량 원소는 여전히 소스에 가까이 중립일 수 있으므로, K-껍질 이온화가 가림의 주된 요소가 됩니다. 약 1AU의 거리에서 완전한 가림을 위한 손실률은 약 10^-7 M⊙/yr로, 이는 안정적으로 연소하는 흡입률에 비견될 만합니다. 가림에 필요한 손실률은 궤도 간 거리에 반비례하며(매우 작은 풍선에서는 풍선의 외곽 범위도 영향을 미침), 따라서 대략적인 지침으로, 궤도 간 거리가 1단계 더 크면 동일한 양의 가림을 달성하기 위해 손실률도 1단계 더 커져야 합니다.

우리는 특정 궤도 간 거리에서 결정적인 질량 손실률이 원천 주변의 이온화 구조에 영향을 미친다는 것을 발견했습니다. 손실률이 결정률보다 클 경우, 수소와 헬륨은 소스의 좁은 영역에서만 이온화됩니다. 반면에, 손실률이 결정률보다 작을 경우, X선 광자는 주변 물질로 빠져나갑니다, 결과적으로 큰 양의 이온화된 수소와 헬륨 풍선이 형성됩니다. 약 1AU의 거리에서 시스템의 결정적인 질량 손실은 약 10^-6 M⊙/yr입니다. 따라서, 우리는 충분히 X선을 가릴 수 있는 질량 손실률을 가진 시스템과 그렇지 않은 시스템을 상상할 수 있습니다. 후자의 경우, SSS는 X선에서 식별되지 않을 수 있으며, 주변에 큰 이온화 영역을 가질 것입니다.

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